Kąsnelis Visatos DLIX: Orbitų pokyčiai

Jei spręstume idealizuotą dviejų kūnų uždavinį, pavyzdžiui nagrinėtume planetos sukimąsi aplink žvaigždę, ir nekreiptume dėmesio į reliatyvumą, gautume paprastą atsakymą: planeta skrieja nekintančia elipse. Realybė, žinoma, yra sudėtingesnė: orbitos precesuoja, kinta jų dydis ir periodas, kartais jos netgi tampa nestabilios ir sistema subyra. Kartais pokyčius orbitoje padaro žmonės; na gerai, kol kas tik vieną kartą – DART misia tikrai sėkmingai pakeitė Dimorphos orbitą. O štai Mėnulio orbita vis didėja, jis tolsta nuo mūsų planetos, o prieš pustrečio milijardo metų buvo šeštadaliu arčiau mūsų. Juodųjų skylių porų orbitos irgi kinta – precesuoja dėl reliatyvistinių efektų; dabar pirmą kartą toks reiškinys išmatuotas. Kitose naujienose – popaviršinių Marso mikrobų egzistavimo galimybės, baris egzoplanetos atmosferoje ir tarpgalaktinės medžiagos gijų atradimas. Gero skaitymo!
***

DART misija buvo sėkminga. Praeitos savaitės pradžioje, praėjus dviem savaitėms po DART zondo smūgio, sulaukėme duomenų apie pasikeitusią asteroido Dimorphos orbitą. Jos periodas sutrumpėjo 32 minutėmis Be to, asteroidas pastebimai priartėjo prie savo motininio kūno Didymos. Abu rezultatai yra gerokai geresni, nei buvo tikimasi iki misijos. NASA prognozavo, kad Dimorphos orbita sutrumpės maždaug 10 minučių ir skelbė, kad bet kokį sutrumpėjimą, didesnį nei 73 sekundės, laikys misijos sėkme. Pirminėse nuotraukose pastebimo orbitos formos pokyčio išvis nebuvo tikimasi – manyta, kad jis bus mažesnis, nei tų stebėjimų paklaidos. Rezultatas lūkesčius viršijo greičiausiai todėl, kad Dimorphos yra „nuolaužų krūvos“ tipo asteroidas, t.y. jį sudaro silpnai sukibę grumstai ir ledo gabaliukai. Įsirėžęs DART išmušė daugiau medžiagos, nei tikėtasi, o dalis tos medžiagos buvo dujos, kurios staigiai įkaito, ėmė garuoti ir plėstis. Tai sukūrė reaktyvinę jėgą, kuri papildė DART poveikį ir dar labiau pristabdė asteroido judėjimą. Tvirtesnis asteroidas, sudarytas iš gerai susicementavusių uolienų arba metalų, greičiausiai nebūtų paveiktas taip stipriai. Gauti duomenys leis daug geriau planuoti misijas, skirtas Žemės apsaugojimui nuo pavojingų asteroidų smūgių ateityje. Per artimiausią šimtmetį tokių smūgių nebus, tačiau planuoti misijas verta jau dabar, nes sužinojus apie pražūtingą asteroidą, jo nukreipimo misiją reikės paleisti likus bent dešimtmečiams iki smūgio.

***

Patikslintas Mėnulio orbitos kitimas. Mėnulis po truputį tolsta nuo Žemės. Jo keliami potvyniai lėtina Žemės sukimąsi, o energija perduodama palydovui, tad kasmet jis nuo mūsų nutolsta beveik po keturis centimetrus. Bent jau šiuo metu. Jei toks judėjimas būtų vykęs ilgą laiką, prieš pusantro milijardo metų Mėnulis būtų buvęs prie pat Žemės. Bet taip nutikti negalėjo: mes žinome, kad Mėnulio amžius beveik prilygsta mūsų planetos – 4,5 milijardo metų. Akivaizdu, kad praeityje Mėnulis nuo Žemės tolo lėčiau. Bet kiek lėčiau? Tą nustatyti galima remiantis nuosėdinių uolienų sluoksnių storiu, o dabar tai padaryta net pustrečio milijardo metų senumo uolienoms. Vandenynų dugne uolienos formuojasi iš ten nuskęstančių elementų, o šie priklauso nuo vyraujančio klimato. Dešimčių tūkstančių-milijonų metų laikotarpiu Žemės klimatas kinta pagal vadinamuosius Milankovičiaus ciklus. Jie nusako Žemės orbitos pokyčius, kurie atsiliepia ir klimatui – orbitos elipsiškumo, ašies posvyrio ir precesijos periodo ir panašius. Šiuo metu trumpiausias iš keturių ciklų trunka 21 tūkstantį metų – jis susijęs su Žemės ašies precesijos periodu. Praeityje, kai Mėnulis buvo arčiau, Žemė greičiau sukosi aplink savo ašį, todėl greičiau ir precesavo. Vadinasi trumpiausias Milankovičiaus ciklas buvo trumpesnis, o tai lėmė kitokį – tankesnį – nuosėdinių uolienų sluoksniavimąsi. Naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo uolienas Karijini nacionaliniame parke vakarinėje Australijoje. Ten esančiame Joffre tarpeklyje uolienos išsidėsčiusios maždaug metro storio sluoksniais, o šiuose sluoksniuose matomos siauresnės linijos apytikriai kas 10 centimetrų. Uolienų amžius yra maždaug 2,5 milijardo metų. Įvertinę, kaip sparčiai tos uolienos galėjo formuotis, kai buvo vandenyno dugne, mokslininkai nustatė, kad siaurosios linijos sudėtos kas 11 tūkstančių metų. Tai greičiausiai ir buvo trumpiausias Milankovičiaus ciklas tuo metu. Žinodami šį skaičių, tyrėjai nustatė, kad paros trukmė tada tesiekė kiek mažiau nei 17 valandų, o ne dabartines 24. Mėnulis buvo už 320 tūkstančių kilometrų – 60 tūkstančių km arčiau, nei šiandien. Panašūs Mėnulio atstumo vertinimai buvo daryti ir anksčiau, tačiau seniausi ankstesni tesiekė pusantro milijardo metų praeitį. Naujieji duomenys padės daug geriau suprasti ir Žemės-Mėnulio sistemos evoliuciją, ir Mėnulio poveikį Žemei, jos klimatui ir gyvybės formavimuisi bei paplitimui. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Marso biosfera galėjo būti popaviršinė. Kadaise Marse buvo daug skysto vandens, o ir atmosfera buvo gerokai tankesnė, nei šiandien. Greičiausiai tuo metu sąlygos planetoje buvo tinkamos gyvybei užsimegzti ir egzistuoti. Tiesa, magnetosferos nebuvimas reiškė, kad paviršių nuolat bombardavo kosminiai spinduliai ir Saulės vėjas, galintys pažeisti gležnus pirmykščius organizmus. Naujame tyrime nagrinėjama galimybė, jog pirmykščiame Marse biosfera egzistavo po paviršiumi. Marso regolitas – paviršių dengiančios dulkės ir grumstai – yra porėtas. Kai Marse buvo daug vandens, dalis jo prasiskverbė ir į regolitą, sudarydamos ten puikias sąlygas tarpti mikrobams. Jauno Marso atmosferoje greičiausiai dominavo anglies dvideginis ir vandenilis – puikūs maisto šaltiniai mikroorganizmams. Žemėje viena pirmųjų metabolinių grandinių vartojo vandenilį ir išskyrė metaną. Tyrimo autorių teigimu, Marso regolite galėjo gamintis maždaug tiek pat biomasės, kaip ir jaunos Žemės vandenynuose. Tačiau tokia biosfera galėjo tapti ir Marso pražūtimi. Didelio vandenilio kiekio išsiurbimas iš atmosferos, kartu su šių lengvų dujų praradimu į kosmosą, turėjo atvėsinti atmosferą ir galėjo sukelti globalų ledynmetį. Net ir išsiskiriantis metanas nepadėjo išlaikyti pakankamo šiltnamio efekto. Žemėje nutiko priešingai – metanas padėjo stabilizuoti azoto gausią atmosferą ir palaikyti tinkamą klimatą tolesniam gyvybės plitimui. Tuo tarpu Marso biosfera, uždengta ledo sluoksniu, nebegavo vandenilio iš atmosferos, todėl nusilpo ir arba išnyko, arba turėjo migruoti į gilesnes uolienas ir prisitaikyti gyventi iš menkų ten esančių resursų. Šis modelis paremtas tik žiniomis apie Marso praeities atmosferą bei vandenilį vartojančių mikrobų metabolizmą Žemėje, taigi visai nebūtinai nusako vienintelį įmanomą scenarijų. Visgi atsižvelgti į galimybę, kad Marso atmosferą ir ankstyvąjį klimatą reikšmingai pakeitė mikroskopinė gyvybė, vertėtų. Juo labiau, kad tų mikroorganizmų kur nors giliai po paviršiumi gali būti išlikę iki šių dienų. Atradimas taip pat įdomus kalbant apie gyvybės paieškas už Saulės sistemos ribų. Žemės gyvybė atrodo labai atspari, išgyvenusi ne vieną kataklizmą per keturis milijardus metų. Neretai panašiai galvojama ir apie galimą gyvybę kitur – jei jau ji atsirado, tai greičiausiai nepranyks. Bet jei Marso popaviršinės biosferos scenarijus teisingas, jis demonstruoja visai kitą situaciją: biosferos pranykimą dėl pačių organizmų sukelto poveikio. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Galimi Europos ežerų išsiliejimai. Jupiterio palydovo Europos po paviršių dengia stora ledo pluta. Po ja plyti milžiniškas vandenynas, iš kurio veržiasi geizeriai. Tiesa, pastaruoju metu kilo šiek tiek abejonių dėl tų geizerių: kai kurie mokslininkai teigia, jog jų šaltinis gali būti gerokai arčiau paviršiaus – maži ežerai, susidarę po stambesnių meteoritų smūgių į Europą ir išliekantys tūkstančius metų ar ilgiau, dengiami palyginus plonos ledo plutos. Šiuo metu planuojama NASA misija Europa Clipper dešimtmečio pabaigoje tyrinės šį mėnulį ir padės suprasti, kiek jis tinkamas gyvybei. Ar ji galėtų aptikti popaviršinius ežerus, o jei taip, kokie požymiai išduotų juos esant? Šie klausimai naujame tyrime nagrinėjami pasitelkiant skaitmeninius tokių ežerų evoliucijos modelius. Poledinio ežero evoliucija, galima sakyti, susideda iš trijų etapų. Pirmiausiai ežeras atsiranda, kai į paviršių pataiko meteoritas ir išlydo dalį ledo. Netrukus ežero paviršių aptraukia šviežias ledas, bet gelmės lieka skystos. Ežeras lieka uždarytas riboto tūrio rezervuare. Vanduo stingdamas plečiasi ir stumia rezervuaro sienas, tad gali išsiveržti į aplinką. Dabar mokslininkai sumodeliavo, kaip tas spaudimas deformuoja rezervuarą priklausomai nuo ledo temperatūros. Iki 4-8 kilometrų gylio, kur ledas palyginus šaltas, rezervuaras deformuojasi sunkiai, todėl ežero vandens slėgis pakyla ir vanduo gali išsilieti į paviršių. Giliau ledas yra šiltesnis ir minkštesnis, todėl palyginus lengvai deformuojasi ir vanduo niekur nepabėga. Bet net ir paviršiniai ežerai turėtų veržtis ne geizeriais, o lėtais didelio tankio ištekėjimais, panašiais į ugnikalnių išsiveržimus Žemėje. Besiveržiantis vandens ir ledo mišinys netgi vadinamas kriomagma. Europa Clipper turėtų nesunkiai aptikti tokius besiveržiančius ar ką tik išsiveržusius kriomagmos baseinus. Taip jis galės nustatyti, ar ir kur Europoje yra ežerų ne didesniame nei 4-8 km gylyje po paviršiumi. Na, o geizeriai greičiausiai visgi yra popaviršinio vandenyno išsiveržimo pėdsakai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Baris egzoplanetos atmosferoje. Planetų atmosferos daugiausiai susideda iš palyginus lengvų cheminių elementų ir junginių – vandenilio, helio, arba, kaip mūsų Žemėje, azoto, deguonies, anglies dvideginio. Pasitaiko ir sunkesnių, ypač labai karštose planetose; pavyzdžiui, žinomi bent keli karštieji jupiteriai, kurių atmosferoje esama geležies garų ir lyja geležies lietūs. Dabar pirmą kartą egzoplanetos atmosferoje atrastas dar pustrečio karto už geležį sunkesnis elementas baris. Apskritai baris nėra ypatingai retas elementas Visatoje, tačiau dėl savo masės turėtų nuskęsti giliai į planetų gelmes. Bet išskirtinai karštose dujinėse milžinėse WASP-76b ir WASP-121b šiek tiek bario aptikta ir viršutinėje atmosferoje. Atradimas padarytas nauju metodu analizuojant archyvinius stebėjimų duomenis, surinktus planetų tranzitų metu, t.y. joms kertant žvaigždės diską. Skirtingi cheminiai elementai sugeria nevienodo bangos ilgio spinduliuotę, taigi išmatavę, kiek pakinta žvaigždės spektras, galime nustatyti, kokių elementų yra planetos atmosferoje. Bent jau viršutiniuose jos sluoksniuose, pro kuriuos dalis spinduliuotės prasiskverbia. Planetų atmosferoje be bario aptikta ir kitų sunkių elementų – kobalto, stroncio ir titano. Koks procesas sugeba išgarinti barį bei kitus sunkius elementus ir priversti jį išsilaikyti aukštai atmosferoje, neaišku. Šie rezultatai privers pergalvoti bent kai kuriuos ekstremalių planetų atmosferų modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Dvinarė žvaigždė WR 140 ir jos apylinkės. James Webb teleskopo nuotrauka. Spygliai – teleskopo optikos kuriami artefaktai, tačiau koncentriniai žiedai – tikri. Šaltinis: JWST/MIRI/Judy Schmidt

Rugpjūtį paskelbta James Webb teleskopo daryta dvinarės žvaigždės WR 140 nuotrauka. Ji iškart patraukė astronomų akį – kas tie koncentriniai žiedai aplink sistemą? Tai nėra optinė apgaulė, nors gali taip ir pasirodyti – žiedai tikrai realūs. Dabar paskelbtas ir paaiškinimas: čia matome dulkių kevalus. Žvaigždės viena aplink kitą skrieja labai ištęstomis orbitomis; kai priartėja viena prie kitos, stipri tarpusavio sąveika sustiprina žvaigždžių vėjus. Vėjas – puiki vieta formuotis įvairioms dulkėms, ypač tolstant nuo žvaigždės, kai medžiaga atšąla. Žinoma ir daugiau panašių žvaigždžių, kurių vėjai formuoja daug dulkių, bet kol kas nei vienoje neaptikti tokie koncentriški žiedai. Naujas žiedas susiformuoja maždaug kas aštuonerius metus – tiek trunka sistemos orbitos periodas.

***

Mes nežinome, kiek iš viso juodųjų skylių yra Paukščių Take, bet įvairiais vertinimais turėtų būti apie šimtą milijonų. Nežinome ir kur yra artimiausia iš jų. Tačiau kelias dešimtis esame aptikę, o Deep Astronomy pasakoja apie artimiausią mums iš tų aptiktųjų:

***

Organinės molekulės aktyviose galaktikose. Kosmose esama pačių įvairiausių molekulių, nuo tokių paprastų, kaip vandenilio molekulė, sudaryta iš dviejų atomų, iki dešimčių atomų junginių. Tarp jų gana dažnos molekulės turi vadinamąjį benzeno žiedą – šešis anglies atomus, susijungusius į šešiakampį. Kai kurios tų žiedų turi net keletą. Prie jų prisijungę kiti atomai suteikia molekulėms įvairių savybių, o bendrai jos vadinamos policikliniais aromatiniais angliavandeniliais (PAH). Astronomai seniai naudoja šias molekules kaip diagnostines priemones tarpžvaigždinės terpės savybėms ir ten vykstantiems procesams nagrinėti. Pavyzdžiui, gerai žinoma, kad žvaigždėdaros regionuose daugiau jonizuotų PAH, mat jaunų žvaigždžių šviesa atplešia nuo jų elektronus. PAH spinduliuotė stebima ir aktyviose galaktikose, net jei žvaigždėdaros ten mažai. Tiesa, ji paprastai silpnesnė, bet iki šiol astronomai nežinojo, kodėl: ar aktyvių branduolių spinduliuotė sunkiau sužadina PAH, ar kaip tik suardo molekules, tad jų, ypač centrinėse aktyvių galaktikų dalyse, lieka mažai. James Webb teleskopas suteikė galimybę atsakyti į šį klausimą ir parodė, kad aktyvių galaktikų centruose išgyvena tik dalis PAH molekulių. James Webb yra pirmasis infraraudonųjų spindulių teleskopas, leidžiantis pažvelgti į galaktikų centrines dalis geresne nei vienos lanko sekundės skyra. Artimiausioms „vidutiniškoms“ aktyvioms galaktikoms tai atitinka 140-240 parsekų regioną aplink centrą. Mokslininkai išmatavo šių galaktikų spektrą ir palygino jį su neaktyviomis galaktikomis, aktyvių galaktikų pakraščių duomenimis bei teorinių modelių prognozėmis. Aktyvių galaktikų pakraščiai, kuriuose formuojasi žvaigždės, PAH spinduliuotės atžvilgiu atrodo taip pat, kaip ir neaktyvios žvaigždes formuojančios galaktikos. Tuo tarpu centrinių dalių spinduliuotė pasirodė kitokia ir gana įvairi. Viena bendra tendencija – ten nėra mažų molekulių skleidžiamos spinduliuotės. Taigi galima daryti išvadą, kad aktyvaus branduolio spektras suardo mažas PAH molekules. Išlikusios PAH molekulės daugiausiai yra neutralios, o ne jonizuotos, kaip žvaigždėdaros regionuose. Ši savybė paaiškina ir jų išlikimą: greičiausiai centrinėse galaktikų dalyse išlieka molekulės, tūnančios giliai tankiuose dujų debesyse, kur jų aktyvaus branduolio spinduliuotė paprasčiausiai nepasiekia. Šis atradimas leis ateityje naudoti PAH spektro savybes kaip dar vieną įrankį identifikuoti aktyvias galaktikas ir suprasti jų poveikį aplinkinei medžiagai. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Galaktika spjaudosi į kaimynę. Aktyvios galaktikos – tos, kurių centrinės supermasyvios juodosios skylės sparčiai ryja aplinkines dujas – dažnai spjaudosi dujų burbulais. Kartais burbulus sukuria beveik šviesos greičiu lekianti siaura medžiagos čiurkšlė, kartais – platesnis vėjas, kylantis nuo dujų disko aplink juodąją skylę, kartais – tiesiog stipri spinduliuotė, kurios slėgis įveikia gravitaciją. Dažnai aktyvios yra besijungiančios galaktikos – kitaip tariant tos, kurios valgo kaimynę arba jungiasi su ja daugmaž lygiavertiškai. Manoma, kad būtent susiliejimų metu galaktikos aktyvumas sureguliuoja dujų judėjimą taip, kad atsiranda ryšys tarp juodosios skylės masės ir įvairių galaktikos savybių. Visgi kol kas neaiškios daugybė šio proceso detalių, ypač progresas nuo neaktyvios galaktikos iki aktyvios, jos kuriamų burbulų, tų burbulų poveikio galaktikos dujoms ir aktyvumo pabaigos. Žinomos kelios galaktikų poros, kur vienos galaktikos čiurkšlė pataiko į mažą kaimyninę galaktiką ir sustiprina joje žvaigždėdarą. Pati čiurkšlė tais atvejais deformuojasi, bet nedaug. Dabar paskelbta apie pirmą reikšmingai stipresnės sąveikos pavyzdį: didelis aktyvios galaktikos burbulas atsimuša į panašaus dydžio kaimyninę galaktiką. Galaktikų pora RAD12 atrasta piliečių mokslo projekto RAD@home metu. Projektas skirtas neįprastų radijo spinduliuotės šaltinių paieškoms ir analizei – projekto dalyviai nagrinėja įvairių objektų nuotraukas tiek radijo, tiek kituose spinduliuotės ruožuose ir pažymi išskirtinius. Vienas toks ir buvo RAD12 – dviejų elipsinių galaktikų pora. Tarp jų aptiktas keistas radijo bangas skleidžiantis burbulas, kurio nepavyko priskirti jokiam žinomam galaktinių burbulų tipui. Atlikę detalesnius stebėjimus, mokslininkai išsiaiškino, kad burbulas driekiasi nuo vienos iš galaktikų beveik tiksliai kitos link ir plečiasi į šalis. Jis atrodo praktiškai taip, kaip aktyvaus branduolio čiurkšlės kuriamas burbulas, išskyrus tai, kad paprastai tokie burbulai sklinda poromis į priešingas puses, o čia matome tik vieną. Taip pat įdomu, kad nepaisant akivaizdžios sąveikos tarp burbulo ir gretimos galaktikos, matomos per spinduliuotės intensyvumo pasiskirstymą, kaimyninėje galaktikoje nepastebėtas nei žvaigždėdaros sustiprėjimas, nei susilpnėjimas. Gali būti, kad taip yra todėl, kad galaktikoje apskritai mažai dujų, taigi nors kaimynės pučiamas burbulas jas ir suspaudžia, tai nepaveikia žvaigždžių formavimosi proceso. Tiesa, galima ir kitokia duomenų interpretacija, kurią pasufleravo tėkmės asimetrija. Gali būti, jog burbulas yra senos čiurkšlės liekana, kuriai išsisklaidyti sutrukdė ir naujos energijos suteikė smūginės bangos, kylančios susiliejimo metu. Bet kuriuo atveju, tokios išskirtinės sąveikos tyrimai leis patobulinti galaktikų susiliejimų modelius ir geriau suprasti, kaip aktyvūs branduoliai reguliuoja tiek savo, tiek aplinkinių galaktikų savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Išsiveržimas po potvyninio suardymo. Kai žvaigždė praskrenda pernelyg arti juodosios skylės, pastarosios gravitacija ją suardo į gabalus. Dalis medžiagos pabėga tolyn, o dalis susisuka į diską aplink juodąją skylę ir į ją sukrenta. Medžiagos švytėjimas, o ypač – charakteringas šviesio kitimas laikui bėgant – leidžia identifikuoti tokius įvykius, vadinamus potvyniniais suardymais. Kartais dalis ryjamos medžiagos yra išmetama lauk, tolyn nuo juodosios skylės – susidaro čiurkšlė ar panašus išsiveržimas. Dabar pirmą kartą aptiktas išsiveržimas, prasidėjęs maždaug du metai po žvaigždės suardymo. Įprastai potvyninio suardymo žybsniai trunka keletą mėnesių, vėliau aplink juodąją skylę lieka labai mažai medžiagos ir sklinda tik radijo bei submilimetrinės bangos, tačiau jos irgi blėsta. Panašiai elgėsi ir AT2018hyz, žybsnis, aptiktas 2018 metų spalį. Stebėjimai įvairiuose ruožuose vykdyti apie 200 dienų, per kuriuos šaltinio šviesis sumažėjo apie 40 kartų ir nebuvo niekuo išskirtinis. 2020 metų rugsėjį mokslininkai, vykdydami platesnį ilgalaikio potvyninių suardymų stebėjimo projektą, nukreipė teleskopus į šį šaltinį ir pastebėjo, kad jis ima švytėti vis ryškiau radijo bangų ruože. Vėliau stebėjimus kartojo dar keletą kartų iki šių metų gegužės – spinduliuotė ryškėjo visą laiką ir beveik visuose ruožuose, nuo 880 megahercų iki 240 gigahercų. Ryškėjimas buvo ypatingai smarkus – skaičiuojant laiką nuo žybsnio pradžios, augimas buvo spartesnis nei laikas penktuoju laipsniu. Joks žinomas fizikinis procesas tokio ryškėjimo paaiškinti negali, jei darome prielaidą, kad procesas prasidėjo žvaigždės suardymo metu ar netrukus po jo. Tačiau stebėjimus gali paaiškinti modelis, pagal kurį sistemoje įvyko išsiveržimas praėjus dviem metams po žvaigždės suardymo. Neaišku, ar išsiveržimas sferiškas, ar siaura čiurkšlė, tačiau bet kuriuo atveju jis juda bent ketvirtadaliu šviesos greičio. Karštos dujos, lėkdamos dideliu greičiu, sukuria smūginių bangų, kuriose pavienės dalelės įgreitėja iki milžiniškų greičių ir, sąveikaudamos su magnetiniais laukais, ima skleisti radijo bangas. Anksčiau panašių išsiveržimų buvo aptikta, tačiau jie prasidėdavo praktiškai iškart po žvaigždės suardymo, kol žybsnis dar neišblėsęs. Tiesa, vienas neseniai aptiktas potvyninis suardymas, ASASSN-15oi, taip pat galėjo turėti panašų vėlyvą išsiveržimą, bet turimi duomenys neleidžia to teigti tvirtai. Turint omeny, kad suardymo žybsniai nedažnai stebimi ilgiau nei metus nuo pradžios, tokių vėlyvų išsiveržimų gali būti daugybė, tiesiog jie lieka neaptikti. Kas sukelia vėlyvą išsiveržimą – neaišku. Jo neprognozuoja ir šiandieniniai potvyninio suardymo žybsnių modeliai, taigi akivaizdu, kad juos yra kur tobulinti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Juodųjų skylių poros precesija. Bendroji reliatyvumo teorija prognozuoja, kad dviejų kūnų orbita aplink bendrą masės centrą nėra uždara, o nuolat sukasi – precesuoja. Šis rezultatas yra vienas esminių reliatyvumo skirtumų nuo klasikinės, arba Niutono, mechanikos, pagal kurią tokia orbita yra nekintanti elipsė. Gebėjimas paaiškinti Merkurijaus orbitos precesiją buvo vienas pirmųjų reliatyvumo teorijos pasiekimų. Nuo to laiko praėjus daugiau nei šimtmečiui, precesija išmatuota ir keliose kitose sistemose, pavyzdžiui dvinariuose pulsaruose arba stebint žvaigždžių orbitas prie centrinės Paukščių Tako juodosios skylės. Visais šiais atvejais skriejantys kūnai yra veikiami palyginus silpnos gravitacijos – judėjimo pagreitis toli gražu neviršija laisvo kritimo pagreičio Žemės paviršiuje. Teoriškai precesija taip pat sėkmingai vyksta ir stipriame gravitaciniame lauke, tik yra daug spartesnė. Praktiškai pirmas šio teiginio patvirtinimas paskelbtas tik dabar. Tyrėjai išnagrinėjo visus žinomus gravitacinių bangų signalus, sklindančius iš dviejų juodųjų skylių susijungimų. Prieš pat susijungimą signalo stiprumas kinta beveik periodiškai, kadangi kūnų pora, sukdamiesi vienas aplink kitą, tarsi raižo erdvę. Kūnai artėja vienas prie kito, todėl kitimo periodas vis trumpėja – būtent šis charakteringas signalas ir leidžia atskirti gravitacinių bangų signalus nuo įvairiausio triukšmo. Jei orbita precesuoja, po truputį kinta kampas tarp juodųjų skylių sukimosi ašių ir orbitos ašies, o tai pakeičia didžiausią signalo stiprumą kiekviename periode. Tokį pokytį išmatuoti įmanoma, bet sudėtinga. Visgi šįkart tą padaryti pavyko: gravitacinių bangų signale GW200129 aptiktas precesijos požymis. Precesijos periodas – laikas, kurio reikia orbitos konfigūracijai grįžti į pradinę būseną – mažiau nei sekundė. Ankstesnis trumpiausias precesijos periodas buvo 75 metai vienoje pulsarų poroje, tad GW200129 precesuoja apie dešimt milijardų kartų sparčiau. To ir galima tikėtis, turint omeny, kad masyvesnė poros narė bent 40 kartų masyvesnė už Saulę. Įdomu, kad toji narė taip pat beveik neabejotinai labai greitai sukasi aplink savo ašį. Pagal dabartinius žvaigždžių evoliucijos modelius, taip greitai besisukanti juodoji skylė neturi daug šansų būti poroje su kita – panašiai besisukančių juodųjų skylių turėtų būti maždaug viena iš 1000. Aptikti tokį signalą tarp mažiau nei šimto pirmųjų – tikrai netikėta, tad gali būti, jog mūsų supratimas apie dvinarių juodųjų skylių formavimąsi yra gerokai per prastas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Tarpgalaktinė medžiaga spiečių susidūrime. Stebėdami galaktikas ir jų spiečius, astronomai gali įvertinti, kiek medžiagos juose yra. Didžioji dalis medžiagos yra tamsioji materija, neskleidžianti šviesos, tačiau kurianti gravitacinį lauką. Maždaug šeštadalis medžiagos yra mums įprasta, arba barioninė – žvaigždės, dujos, planetos ir taip toliau. Bet maždaug trečdalio šios medžiagos Visatoje trūksta. Žinome, kiek jos turėtų būti, pagal kosminės foninės spinduliuotės matavimus – kitoks barioninės medžiagos kiekis sukeltų kitokius netolygumus joje. O aplinkinėje Visatoje randame gerokai mažiau. Kur dingo toji medžiaga? Pastaruoju metu daugumos astronomų dėmesys krypsta į vadinamąją „šiltą-karštą tarpgalaktinę medžiagą“ (angl. Warm-Hot Intergalactic Medium, WHIM). Tai medžiaga, pasklidusi tarp galaktikų ir sudaranti kosminio voratinklio – didelio masto struktūros – gijas bei supanti galaktikų superspiečių pakraščius. WHIM aptikti labai sudėtinga, nes ji ypatingai reta (todėl skleidžia mažai spindulių) ir karšta (todėl turi mažai spektro linijų, kurios išryškėtų stebint už gijos esančius objektus). Visgi pastaraisiais metais keletą tokių gijų aptikti pavyko, tiesa, dažniausiai jungiant daugybės objektų stebėjimus ir taip perklojant numanomas gijas. Dabar aptikta pavienė WHIM gija, matoma galaktikų spiečių susidūrimo vietoje. Abell 98 yra sistema, susidedanti iš trijų galaktikų spiečių, išsidėsčiusių maždaug vienoje linijoje. Jie artėja vienas prie kito ir per milijardus metų susijungs į vieną. Skaitmeniniai modeliai prognozuoja, kad tokia konfigūracija galima kosminio voratinklio gijoje – ji turėtų kirsti ir gaubti visus tris spiečius ir nutįsti tolyn nuo jų. Atlikę rentgeno spinduliuotės stebėjimus, astronomai tą ir aptiko – šiaurinio spiečiaus šiaurinėje pusėje nutįsusi karštų retų dujų juosta, kurios analogų kitomis kryptimis nematyti. Taip pat juosta matoma ir tarp šiaurinio ir vidurinio spiečių. Tokie dujų tiltai matomi ir kitose besijungiančių spiečių sistemose; ten jas sudaro iš pačių spiečių ateinančios tarpgalaktinės dujos. Bet Abell 98 tiltas išsiskiria tuo, kad susideda iš dviejų skirtingų temperatūrų dujų: daugiau nei dviejų milijonų laipsnių temperatūros ir šaltesnių, milijono laipsnių temperatūros. Pirmosios dujos gali būti atlėkusios iš spiečių vidaus, bet antrųjų savybės labai gerai atitinka prognozes apie WHIM. Kitas įdomus radinys sistemoje – smūginė banga tarp šiaurinio ir vidurinio spiečių. Tai pirmas atvejis, kai tokia smūginė banga aptinkama spiečiams pirmą kartą artėjant vienam prie kito; ankstesnės panašios smūginės bangos atrastos tik gerokai labiau evoliucionavusiose sistemose, kuriose spiečiai jau bent vieną kartą pralėkę vienas pro kitą. Naujasis atradimas padės geriau suprasti, kaip prasideda šių didžiausių Visatos darinių jungimosi procesas. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: WHIM gija, smūginė banga.

***

Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.

Laiqualasse

6 komentarai

  1. Sveiki,
    gal yra žinoma po kiek metų Žemės mėnulis paliks Žemės planetą? Kas tada vyks Žemėje?

    1. Yra du galimi atsakymai į šį klausimą:
      a) nepaliks niekad;
      b) paliks po kelių milijardų metų, bet ne dėl to, apie ką rašiau Kąsnelyje.

      Truputį plačiau:
      a) jei galvotume tik apie Žemės ir Mėnulio sistemą, neatsižvelgdami į jokius pašalinius veiksnius, tai priežastis, kodėl Mėnulis tolsta, yra ta, kad Žemė aplink savo ašį sukasi trumpesniu periodu, nei Mėnulis aplink Žemę. Mėnuliui tolstant, abu periodai ilgėja, bet pirmasis ilgėja sparčiau. Galiausiai – po keliasdešimt milijardų metų – abu periodai susilygins ir taps maždaug 47 dabartinės paros. Tada Žemė ir Mėnulis susirakins, Žemė Mėnuliui amžiams atsuks vieną šoną (kaip dabar Mėnulis Žemei) ir potvynių nebeliks. Kartu ir Mėnulis nustos tolti.

      b) Tačiau daug greičiau, nei nutiks dalykai, aprašyti a) atsakyme, pasikeis vienas esminis išorinis veiksnys – Saulė taps raudonąja milžine. Tada jos spindulys išaugs beveik iki Žemės orbitos ir mūsų planeta galbūt apskritai sudegs. Mėnulis taip pat. Net jei jie nesudegs, gerokai išaugusi Saulės spinduliotė bei stipriai priartėjęs žvaigždės kraštas pakeis gravitacinį potencialą (pats krašto priartėjimas čia nesvarbus, bet jam esant arčiau, daugiau įtakos turės visokie nesferiški bangavimai žvaigždės paviršiuje ir gelmėse) ir gali destabilizuoti orbitą, taip atplėšdami Mėnulį nuo Žemės.

    2. Sveikas gyvas, nepaliks. Yra toks dalykas kaip potvynis sąryšis. Iš pradžių palydovas nutolsta nuo planetos tiek, kad susiriša kaip mūsų Mėnulis – visada žiūri tą pačia puse, o po to tolsta tol, kol susiriša kaip lyg tais Cerera su Plutonu – žiūri abu vienas į kitą tais pačiais taškais (jeigu paaiškinant su Mėnuliu ir Žeme, tai Mėnulis būtų pakibęs virš horizonto visą laiką tame pačiame taške) ir įvykus tokiam sąryšiui tolimas sustotų. Bet greičiau saulė numirs nei pasieks Mėnulis pilną potvyninį sąryšį. : D čia jeigu gerai pamenu, gal nesąmonę parašiau. Puslapio savininkas pataisys jei ką ir dar baną duos.

      1. Bano neduosiu, tik mandagiai atkreipsiu dėmesį, kad Cereros ir Charono supainiojimas gali labai nepatikti požemių valdovui Plutonui :D

        1. Ai, taip taip : D sumaišiau, bet kaip ir sakiau, aš tai savamokslis kaušas. Džiaugiuosi didesnę dalį gerai parašęs. Dėkui už pataisymą.

Komentuoti: kaladuks Atšaukti atsakymą

El. pašto adresas nebus skelbiamas.