Kąsnelis Visatos DLX: Žvaigždžių vėjai

Saulės vėjas pučia visoje sistemoje ir kelia pavojų tiek mūsų erdvėlaiviams, tiek iš Žemės magnetosferos ištrūkstantiems žmonėms, tiek kitų planetų kolonizavimo planams. Prognozuoti Saulės vėjo pokyčius – labai svarbu ir reikalinga, taigi galime pasidžiaugti, kad sukurtas naujas, geresnis, būdas tą daryti, remiantis tiek Saulės nuotraukomis, tiek praėjusių parų vėjo savybių kitimu. O Marso kolonistams greičiausiai visgi reikės slėptis po paviršiumi – tokią išvadą mokslininkai daro išnagrinėję įvairių apsaugos priemonių efektyvumą. Kitos žvaigždės irgi pučia vėjus ir kitaip veikia savo planetas, pavyzdžiui įkaitina jas ir išpučia atmosferas; bet net ir toks reiškinys negali paaiškinti labai žemo tankio planetos prie mažytės žvaigždės. Kitose naujienose – Mėnulio vulkanizmo priežasčių paieška, galimybė aptikti tamsiąją materiją radarais, protoplanetinių diskų gyvavimo trukmė ir milžiniškas galaktikų susiliejimas tolimoje Visatoje. Gero skaitymo!

***

Vėlyvo vulkanizmo Mėnulyje priežastys. Apollo ir Luna misijų pargabenti Mėnulio uolienų mėginiai yra trijų milijardų metų amžiaus ir senesni. Kitaip tariant, tose vietose, kur leidosi šių misijų erdvėlaiviai, vulkaninis aktyvumas baigėsi prieš tris milijardus metų. Tuo tarpu prieš keletą metų Kinijos Chang’e-5 zondo pargabenti mėginiai pasirodė esą daug jaunesni – dviejų milijardų metų amžiaus. Tai reiškia, kad Chang’e-5  nusileidimo vietoje, Mėnulio pietų ašigalyje, vulkanizmas vyko daug vėliau. Ligšioliniai Mėnulio evoliucijos modeliai tokio vėlyvo vulkanizmo neprognozuoja – pagal juos mūsų palydovo pluta ir mantija turėjo visiškai sustingti prieš tris milijardus metų, ką ir rodo Apollo bei Luna rezultatai. Kodėl Chang’e-5 rezultatai kitokie? Greičiausiai pietų ašigalio apylinkėse sąlygos buvo šiek tiek kitokios, nei arčiau pusiaujo. Iš principo skirtumas gali būti dviejų tipų: arba mantija buvo karštesnė, arba jos lydymosi temperatūra buvo žemesnė. Naujame tyrime daroma išvada, kad teisingesnis antras paaiškinimas. Ištyrę Chang’e-5 ir Apollo mėginių cheminę sudėtį, mokslininkai nustatė, kad pietų ašigalio uolienose santykinai daugiau kalcio ir titano oksidų. Šie junginiai pažemina uolienų lydymosi temperatūrą. Vėstant Mėnulio mantijai, kalcio ir titano oksidų santykinė gausa vis augo, tačiau ne visur pakankamai jų iškilo į paviršių, kad poveikis pasijustų ir plutai. Matomai, pietų ašigalyje taip nutiko. Tyrėjų teigimu, Chang’e-5 pargabentos uolienos formavosi panašiame gylyje po paviršiumi, tačiau 80 laipsnių žemesnėje temperatūroje, nei Apollo ar Luna mėginiai. Tai reiškia, kad per milijardą metų Mėnulio mantija atvėso maždaug 80 laipsnių. Šis rezultatas padės patobulinti ne tik Mėnulio, bet ir Žemės bei kitų uolinių planetų evoliucijos modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Tamsiosios materijos paieškos radaru. Tamsioji materija greičiausiai susideda iš kokių nors elementariųjų dalelių, kurių dar nesame atradę. Gali būti, kad tos dalelės yra ypatingai masyvios – kiekvienos masė gali siekti net gramus ar kilogramus, nors mums žinomų elementariųjų dalelių masės nesiekia milijardosios nanogramo dalies. Gali būti ir taip, kad tamsioji materija nėra pavienės dalelės, o kokie nors jų gumulai – tokiu atveju irgi įmanoma, kad jų masės siekia makroskopinius dydžius. Jei taip yra, tamsiosios materijos daleles ar darinius galima būtų aptikti radarais, skirtais meteorų paieškai. Iš ko bebūtų sudaryta tamsioji materija, ji sąveikauja su įprasta medžiaga gravitaciškai – taip mes apskritai žinome apie jos egzistavimą. Daugelis teorinių modelių prognozuoja, kad ji bent kažkiek sąveikauja ir kitais būdais. Kitaip tariant, yra tikimybė, jog tamsiosios materijos darinys, skriedamas per Žemės atmosferą, gali susidurti su jos molekulėmis. Darinio greitis, kaip taisyklė, turėtų būti didelis – keli šimtai kilometrų per sekundę, atitinkantys Saulės sistemos judėjimo greitį statiško tamsiosios materijos halo, gaubiančio Paukščių Taką, atžvilgiu. Susidūręs su molekule – tiksliau, vieno iš jos atomų branduoliu – darinys pastarąjį išmuša iš molekulės ir suteikia jam nemenką greitį. Toks energingų branduolių srautas toliau sąveikauja su aplinkinėmis molekulėmis, jonizuoja jas ir sukuria jonizuotos medžiagos uodegą. Nuo šios uodegos atsispindi radijo bangos, taigi radaru įmanoma ją aptikti. Tai jau daroma ieškant meteorų. Tyrėjų skaičiavimais, tos pačios radaro instaliacijos galėtų aptikti tamsiosios materijos daleles ar darinius, jei jų masė siekia nuo vieno nanogramo iki vieno gramo, o sąveikos su protonais ir neutronais skerspjūvio plotas – nuo vienos milijonosios iki kelių šimtų tūkstančių kvadratinių centimetrų. Šie dydžiai yra gerokai didesni, nei įprastai įvardijami; kita vertus, jie skiriasi nuo to, ką gali aptikti bet kokie kiti detektoriai. Taigi paieškos radarais gali būti puiki priemonė, papildanti kitus tamsiosios materijos paieškų projektus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Saulės vėjo greičio prognozavimas. Saulės aktyvumas lemia kosminius orus – energingų dalelių srautus Žemės aplinkoje. Kosminiai orai sukelia pašvaistes atmosferoje bei kelia pavojų zondams, erdvėlaiviams ir astronautams. Vis augant kosminių skrydžių skaičiui, svarbesnės tampa ir kosminių orų prognozės. Iš anksto žinant apie vėjo greičio pokyčius, galima planuoti palydovų orbitų korekcijas, išėjimų į atvirą kosmosą laiką ir kitaip pasiruošti galimai audrai. Bet kaip geriausia prognozuoti Saulės vėjo greitį? Neseniai pasiūlytas naujas metodas, daug patikimesnis už ankstesnius. Anksčiau vėjo greitis ir kitos savybės buvo prognozuojamos remiantis kokiu nors vienu duomenų rinkiniu, dažniausiai Saulės nuotraukomis ultravioletinių spindulių ruože. Saulės vainike atsivėrus kiaurymei, galima tikėtis vėjo pagreitėjimo, tačiau tokios prognozės būdavo nelabai patikimos. Naujojo tyrimo autoriai apjungė ultravioletines nuotraukas ir įvairių Saulės vėjo savybių, tokių kaip protonų tankis ir temperatūra, kitimo laike duomenis. Pritaikę dirbtinius neuroninius tinklus tiek nuotraukoms, tiek laiko sekoms atskirai, o paskui apjungę juos į bendrą modelį, mokslininkai pasiekė daug geresnių Saulės vėjo pokyčių prognozių. Apmokę modelį naudodami 2011-2015 metų duomenis, jie pademonstravo, kad modelis puikiai atkuria 2016 ir 2017 metų Saulės vėjo pokyčius. Siekdami išsiaiškinti, kaip skirtingi duomenys paveikia modelio prognozes, mokslininkai pritaikė modelį atskiriems duomenų rinkiniams – tik nuotraukoms arba tik laiko serijoms. Pasirodė, kad vien iš nuotraukų Saulės vėjo greičio pokyčiai gerai prognozuojami ilguoju (ilgesniu nei keleto parų) laikotarpiu, tuo tarpu trumpesniu laikotarpiu prognozės prastos; naudojant tik laiko serijas, gaunamas priešingas rezultatas. Tokia tendencija atrodo logiška, mat laiko serijos aprašo Saulės vėjo pokyčius per paskutinę parą ar kelias, tad ir prognozuoti jomis lengviau tokį laikotarpį į ateitį; Saulės nuotraukos parodo, kas šiuo metu vyksta žvaigždėje, tačiau Saulės vėjui atkeliauti iki mūsų užtrunka keletą parų, taigi trumpesnio laikotarpio prognozes padaryti sudėtinga. Šie rezultatai ne tik padės gauti geresnes Saulės vėjo savybių prognozes, bet ir nurodo, kaip geriausia vystyti Saulės ir kosminės aplinkos stebėjimų programas, kad gaunami duomenys būtų kuo naudingesni tokioms prognozėms. Tyrimo rezultatai publikuojami Space: Science & Technology.

***

Labai jaunas Marsas buvo gyvybingas? Tolimoje praeityje Marse buvo skysto vandens ir galimai buvo tinkamos sąlygos gyvybei formuotis. Kaip anksti jos susidarė? Naujame tyrime teigiama, kad tai galėjo nutikti per pirmuosius kelis šimtus milijonų metų, kol Žemę dar dengė magmos okeanas. Atradimas remiasi vandenilio izotopų gausa Marso atmosferoje ir uolienose. Šiandieninėje Marso atmosferoje deuterio – vandenilio atmainos, kurios branduolyje prie protono glaudžiasi vienas neutronas – yra šešis kartus daugiau, nei Žemės vandenynuose. Tolimoje praeityje, kai abi planetos tik formavosi, šis santykis turėjo būti panašus abiejose planetose. Taip sprendžiame iš Marso meteoritų, kurių kilmė – planetos mantija. Juose pasitaiko vandens molekulių, kuriose deuterio pasitaiko taip pat dažnai, kaip Žemės vandenyje; vanduo ten greičiausiai buvo įkalintas nuo pat Marso atsiradimo, taigi atspindi pirmykštės planetos sąlygas. Vadinasi, laikui bėgant deuterio gausa Marse augo. Tą paaiškinti nesunku: deuteris, būdamas sunkesnis, ne taip lengvai pabėga į kosmosą, tad laikui bėgant Marso atmosfera netenka daugiau pročio – pagrindinio vandenilio izotopo – nei deuterio. Curiosity marsaeigio surinkti duomenys apie Gale kraterio uolienas rodo, kad jose deuterio gausa maždaug trigubai viršija Žemės vandenynų. Tos uolienos yra nuosėdinės, jų amžius – daugiau nei trys milijardai metų. Taigi akivaizdu, jog didžioji dalis deuterio gausos augimo nutiko Marso jaunystėje, per pirmą pusantro milijardo metų. Siekdami išsiaiškinti, koks scenarijus geriausiai paaiškina tokį atmosferos vandenilio kitimą, mokslininkai pasitelkė skaitmeninius atmosferos evoliucijos modelius. Priešingai nei ankstesniuose panašiuose bandymuose, čia mokslininkai atsisakė prielaidos, jog vandenilis Marso atmosferoje egzistavo arba visas vandenilio molekulių forma, arba visas vandens garų forma, ir leido modelyje egzistuoti šių junginių mišiniui. Pasirodė, kad deuterio gausa labiausiai padidėja tokiu atveju, kai iš pirmykščio magmos okeano išgaruoja daug vandenilio, kuris apgaubia Marsą palyginus tankia atmosfera. Vandens garų kiekis santykinai nedidelis, bet irgi svarbus – jie kondensuojasi, formuoja debesis ir lyja ant paviršiaus. Vandenilio kuriamas šiltnamio efektas pakankamai stiprus, kad Marso paviršių padarytų tinkamą skystam vandeniui egzistuoti. Be to, vandenilio gausi atmosfera yra redukuojanti, o ne oksiduojanti; manoma, kad tokia aplinka daug tinkamesnė sudėtingoms molekulėms, tarp jų ir pirmoms gyvybės užuomazgoms, formuotis. Tiesa, tokios sąlygos greičiausiai nesitęsė labai ilgai, lyginant su planetos amžiumi: per kelis ar keliasdešimt milijonų metų Saulės vėjas ir paties Marso šiluma išstūmė vandenilį į tarpplanetinę erdvę. Taip susilpnėjo šiltnamio efektas ir gali būti, kad Marse stojo ilgas ledynmetis. Tyrimo rezultatai publikuojami Earth and Planetary Science Letters.

***

Kaip geriausiai apsaugoti Marso kolonijas? Marso kolonistai susidurs su įvairiais iššūkiais, nuo fizinių iki psichologinių. Vienas, tikrai ne menkiausias, iš jų – apsauga nuo kosminių spindulių, Saulės vėjo ir žalingos spinduliuotės. Savaime suprantama, gyvenamąsias erdves reikės kuo nors apdengti. Neseniai paskelbta išsami analizė, kaip įvairios medžiagos padėtų apsaugoti žmones Marse. Tyrėjai panaudojo programinę įrangą, įprastai naudojamą CERN dalelių srautų susidūrimų prognozavimui. Taip jie sumodeliavo Saulės vėjo ir galaktinių kosminių spindulių sąveiką su įvairiomis medžiagomis, kuriomis galėtų būti padengti Marso kolonistų statiniai. Paaiškėjo, kad geriausiai juos saugotų daug vandenilio turinčios medžiagos, pavyzdžiui vanduo, polietilenas arba skystas vandenilis. Deja, visas šias medžiagas reikėtų gabenti iš Žemės, kai kurioms iš jų reikėtų specialių rezervuarų ir priežiūros, taigi iš ekonominės pusės tokia apsauga labai sudėtingai įgyvendinama. Tuo tarpu Marso regolitas – paviršinės dulkės – suteikia beveik tiek pat gerą apsaugą, o gabenti jo niekur nereikia. Taigi išvada paprasta ir jau ne sykį girdėta: pirmosios kolonijos Marse greičiausiai turės įsikuri po paviršiumi ar bent jau gerai apsikasti paviršiniu gruntu. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Protoplanetiniai diskai išgyvena ilgiau. Pirmųjų egzoplanetų aptikimas prieš tris dešimtmečius visiškai apvertė tuometines idėjas apie planetų formavimosi procesą. Netrukus nusistovėjo nauja teorija, pagal kurią planetos formuojasi iš protoplanetinių diskų, juose po truputį dulkėms jungiantis į vis didesnius darinius. Pagal šią teoriją, planetų formavimasis trunka iki dešimties milijonų metų nuo žvaigždės užsižiebimo. Pastaraisiais metais šiuo teoriniu rezultatu suabejota, mat įvairūs stebėjimų duomenys leido daryti išvadą, kad protoplanetiniai diskai gyvena tik 1-3 milijonus metų. Dabar grupė mokslininkų teigia radę paaiškinimą, iš kur atsiranda šis neatitikimas: protoplanetinių diskų gyvavimo trukmės stebėjimai buvo interpretuojami klaidingai. Siekiant nustatyti tipinę disko gyvavimo trukmę, reikia surinkti kuo daugiau duomenų – bent jau apie šimtus skirtingo amžiaus labai jaunų žvaigždžių. Taigi mokslininkai dažnai remdavosi „giliais“ stebėjimais – tokiais, kuriais apimami net ir labai blausūs ir palyginus tolimi objektai. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo ryškiau ji šviečia ir tuo didesniu atstumu matoma. Taigi gilūs stebėjimai, kaip taisyklė, apimdavo daug palyginus masyvių žvaigždžių. Didelis šių žvaigždžių šviesis lemia ir greitą protoplanetinio disko išgarinimą, todėl ir tipinė gyvavimo trukmė gaunama maža. Siekdami patikrinti šį paaiškinimą, mokslininkai įvertino diskų gyvavimo trukmę, remdamiesi vien žvaigždžių, artimesnių nei 200 parsekų, stebėjimais. Tokiu atstumu esančių jaunų spiečių stebėjimai yra „pilni“ – išskiriamos ir identifikuojamos visos žvaigždės, iki pačių mažiausių. Gauta tipinė gyvavimo trukmė – 5-10 milijonų metų, puikiai atitinkanti teorinio modelio prognozes apie planetų formavimosi trukmę. Tiesa, vis dar išlieka klausimas, kaip planetos susiformuoja prie masyviausių žvaigždžių. Nors tokių planetų žinoma nedaug, kelios egzistuoja, tad jos arba turėjo susiformuoti labai greitai, arba buvo pavogtos iš kaimynių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Mažiausio tankio egzoplaneta. Žemės tankis maždaug pusšešto karto didesnis, nei vandens, mat mūsų planeta susideda daugiausiai iš įvairių uolienų ir metalinio branduolio. Dujinių planetų tankis – gerokai mažesnis. Štai Saturno tankis mažesnis nei vandens – maždaug 690 kilogramų kubiniam metrui. Už Saulės sistemos ribų esama ir dar retesnių planetų. Pavyzdžiui, prie į Saulę panašių ir didesnių žvaigždžių kartais randami karštieji jupiteriai – dujinės planetos, skriejančios labai arti savo žvaigždžių. Žvaigždės šviesa jas įkaitina iki tūkstančių laipsnių temperatūros ir priverčia išsipūsti, tad ir tankis nukrenta iki labai mažos vertės. Dabar pirmą kartą labai mažo tankio planeta aptikta prie raudonosios nykštukės – gerokai už Saulę mažesnės žvaigždės. Nors ji irgi įkaitusi, bet toli gražu ne tiek, kiek kiti mažo tankio karštieji jupiteriai, tad ir jos tankio prigimties vien žvaigždės spinduliuote paaiškinti neišeina. TOI-3757 b masė siekia apie penktadalį Jupiterio masės, o spindulys – šiek tiek didesnis, nei Jupiterio. Jos tankis – 270 kilogramų kubiniam metrui – vos viršija ketvirtį vandens tankio. Panašaus tankio yra zefyrai, taigi astronomai planetą neoficialiai taip ir praminė. „Zefyras“ skrieja aplink žvaigždę, kurios masė siekia 64% Saulės masės, o temperatūra – mažesnė nei 4000 kelvinų. Saulės temperatūra yra 5780 kelvinų. Planetos periodas neilgas, pusketvirtos paros, o iš žvaigždės planeta gauna 55 kartus daugiau energijos, nei Žemė iš Saulės. Visgi tokio apšvietimo pakanka planetos vidutinei temperatūrai pakelti tik iki 760 kelvinų. Įprastai karštųjų jupiterių temperatūros prasideda nuo 700 kelvinų, o karščiausi – ir rečiausi – įkaitę iki kelių tūkstančių. Tad nors TOI-3757 b atmosfera yra šiek tiek išsipūtusi, vien šis efektas negali paaiškinti tokio didelio spindulio. Tyrimo autoriai pateikia du kitus paaiškinimus. Pirmasis – galbūt planeta tiesiog neturi uolinio branduolio arba jis labai mažas. Mažos žvaigždės savo sudėtyje dažnai turi mažiau cheminių elementų, sunkesnių už helį, nei Saulė, tad ir jų protoplanetiniuose diskuose tokių elementų greičiausiai buvo mažiau. Vadinasi, uoliniam branduoliui susiformuoti galėjo būti sudėtinga, todėl „zefyras“ gali būti sudarytas beveik vien iš vandenilio ir helio dujų. Antrasis galimas paaiškinimas susijęs su planetos orbita. Ji yra gana elipsinė, taigi planeta kiekvienos orbitos metu reikšmingai priartėja prie žvaigždės ir nuo jos nutolsta. Tokie atstumo pokyčiai lemia stiprias potvynines jėgas, kurios gali įkaitinti planetą daugiau, nei vien žvaigždės spinduliuotė. Bet kuriuo atveju šios planetos atradimas padės geriau suprasti planetų formavimąsi ir evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Neutroninių žvaigždžių struktūros analizė. Neutroninės žvaigždės yra tankiausi objektai Visatoje, trilijonus kartų tankesni už bet ką, ką randame savo aplinkoje. Jas stebėdami astronomai gali suprasti, kaip medžiaga elgiasi ekstremaliomis sąlygomis, o tai, savo ruožtu, padeda patobulinti dalelių fizikos modelius ir gali netgi atvesti prie medžiagų mokslo proveržių. Tačiau nagrinėti neutronines žvaigždes – ne taip paprasta. Jos yra mažytės, vos keliolikos kilometrų skersmens, taigi paprasti teleskopai jokiu būdu nepajėgia išskirti jų dydžio. Taigi astronomai ieško būdų, kaip neutroninių žvaigždžių savybes nustatyti netiesioginiais būdais, pavyzdžiui, per gravitacinių bangų signalus. Įdomiausia savybė yra vadinamoji būvio lygtis, susiejanti medžiagos tankį ir slėgį. Žinodami būvio lygtį, galėtume išvesti ir daugybę kitų dominančių dydžių, pavyzdžiui žvaigždės masės ir spindulio sąryšį, tipinių vibracijų dažnį, magnetinio lauko ar spinduliuotės evoliucijos išraiškas ir taip toliau. Gravitacinės bangos, sklindančios jungiantis neutroninėms žvaigždėms, taip pat priklauso nuo būvio lygties. Ilgą laiką, remiantis teoriniais modeliais, buvo manoma, kad neutroninės žvaigždės spindulys tiesiogiai susijęs su dažniu, kuriuo pasižymi gravitacinės bangos tada, kai pasiekia didžiausią intensyvumą. Bet dabar, patobulinę modelius, mokslininkai parodė, jog ryšys iš tiesų sudėtingesnis. Visgi tai yra džiugi naujiena, mat ji rodo, jog „didžiausio intensyvumo dažnis“ gali padėti nustatyti ne tik neutroninės žvaigždės spindulį, bet ir kitus būvio lygties aspektus. Atradimą mokslininkai padarė nagrinėdami, kokį didžiausio intensyvumo dažnį prognozuoja skirtingos būvio lygtys, duodančios tokį patį neutroninės žvaigždės spindulį, esant tam tikrai jos masei. Pavyzdžiui, jei neutroninės žvaigždės masė yra 1,4 Saulės masės (mažiausia įmanoma realioms neutroninėms žvaigždėms), skirtingos būvio lygtys gali prognozuoti tokį patį spindulį, bet jų duodamos spindulio prognozės išsiskiria, esant didesnėms masėms. Kitaip tariant, skiriasi jų prognozuojamas masės-spindulio sąryšis. Pasirodė, kad tokiu atveju skiriasi ir didžiausio intensyvumo dažnis. Ekstremaliais atvejais jis gali skirtis net 600 hercų. Turint omeny, kad didžiausi gravitacinių bangų dažniai, jungiantis neutroninėms žvaigždėms, irgi matuojami šimtais hercų, toks skirtumas tikrai reikšmingas. Iš kitos pusės, jei būvio lygtys duoda vienodą spindulio prognozę dviejų Saulės masių (beveik masyviausioms įmanomoms) neutroninėms žvaigždėms, gana panašūs yra ir prognozuojami didžiausio intensyvumo dažniai. Tai rodo, kad dažnis priklauso ne tik nuo neutroninės žvaigždės spindulio, bet nuo būvio lygties paties didžiausio tankio neutroninių žvaigždžių medžiagoje. Vadinasi, analizuodami neutroninių žvaigždžių susijungimų skleidžiamas gravitacines bangas, mokslininkai galės nustatyti ne tik neutroninių žvaigždžių spindulius, bet ir pažvelgti į jų gelmes, kur dedasi egzotiški reiškiniai, toli gražu neprieinami jokiai žemiškai laboratorijai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Andromeda ir aplinkiniai jonizuoto vandenilio debesys. Šaltinis: Andrew Fryhover

Andromeda – puikiai pažįstamas objektas nakties danguje. Matoma netgi plika akimi, per žiūronus ar nedidelį teleskopą ši galaktika atsiveria įstabiomis spiralinėmis vijomis. Bet jei galėtume išplėsti stebėjimus už regimųjų spindulių ribų, aplink ją pamatytume ir daugiau įdomybių. Šioje nuotraukoje, tinkamai parinkus filtrus, atskleidžiami jonizuoto vandenilio debesys, danguje esantys labai panašioje vietoje, kaip ir Andromeda. Tiesa, toli gražu ne visi debesys arti Andromedos erdvėje: didelė jų dalis yra Paukščių Tako pakraščių dariniai. Bet kai kurie debesys, ypač halas, gaubiantis galaktiką, tikrai priklauso Andromedai. Tokios dujos, krisdamos į galaktiką, maitina naujas žvaigždes joje.

***

Kilonovos čiurkšlės judėjimas. Prieš penkerius metus užfiksuotas gravitacinių bangų signalas GW170817, atsiradęs jungiantis dviem neutroninėms žvaigždėms. Tai buvo pirmasis toks signalas – visus ankstesnius sukėlė dviejų juodųjų skylių susijungimai – tad nenuostabu, kad jį stebėjo ne tik gravitacinių bangų detektoriai, bet ir greitai ta kryptimi nukreipti daugybė kitų teleskopų. Susijungimo metu kilo gama spindulių žybsnis, dar vadinamas kilonova, mat buvo ne toks ryškus, kaip supernova. Praėjus porai metų atlikti sistemos stebėjimai parodė, kad susijungimo produktą – juodąją skylę – supa akrecinis diskas ir statmena jam medžiagos čiurkšlė. Dabar pristatyta nauja duomenų analizė, leidžianti patikslinti čiurkšlės geometriją ir jos judėjimą ankstyvuoju periodu po sprogimo. Tyrėjai pasitelkė Hablo teleskopo duomenis regimųjų spindulių diapazone, VLBI stebėjimus radijo ruože ir Gaia duomenis apie sistemos padėtį bei judėjimą dangaus skliaute. Per du šimtus dienų nuo sprogimo čiurkšlė pastebimai nutolo nuo sprogimo vietos. Regimasis jos judėjimo greitis net septynis kartus viršijo šviesos greitį. Iš tiesų čiurkšlė šviesos greičio neviršija, tačiau tokia optinė iliuzija susidaro, kai medžiaga juda beveik šviesos greičiu kryptimi, artima stebėjimo krypčiai, ir tarsi vejasi savo pačios skleidžiamą šviesą. Įvertinę šį geometrinį efektą, mokslininkai nustatė, kad čiurkšlės kryptis sudaro 19-25 laipsnių kampą su kryptimi į Žemę, o čiurkšlė juda 99,97% šviesos greičio. Patikslinti duomenys apie čiurkšlės savybes naudingi dėl dviejų pagrindinių priežasčių. Pirmoji – tai padės geriau suprasti trumpųjų gama spindulių žybsnių, kurie nutinka jungiantis neutroninėms žvaigždėms, evoliuciją. Antroji – tokius žybsnius galima panaudoti Visatos plėtimosi spartai išmatuoti, o kuo geresnius duomenis turime apie jų evoliuciją, tuo mažesnės gauto rezultato paklaidos. Turint omeny, kad du pagrindiniai metodai duoda reikšmingai skirtingus plėtimosi spartos rezultatus, nauji metodai – tarp jų ir paremtas neutroninių žvaigždžių susijungimų stebėjimais – būtų labai naudingi siekiant išspręsti šią problemą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Milžiniškas tolimas galaktikų susiliejimas. Praeityje Visata buvo aktyvesnė, nei šiandien. Prieš dešimt milijardų metų, per vadinamąjį „kosminį vidurdienį“, žvaigždės vidutiniškai formavosi apie dešimt kartų sparčiau, nei dabar, panašiai aktyvesni buvo ir galaktikų branduoliai. Didesnės buvo ne tik vidutinės vertės; daugiau buvo ir ekstremalių objektų. Vienas jų tipas vadinamas ypatingai raudonais kvazarais (angl. Extremely red quasars, ERQs). Tai yra aktyvūs galaktikų branduoliai, švytintys daugiau nei dešimt trilijonų kartų ryškiau už Saulę (arba bent tūkstantį kartų ryškiau už visą Paukščių Taką), tačiau pasižymintys labai raudona spalva. Spalva nurodo, kad didelę dalį jų skleidžiamos spinduliuotės sugeria dulkės, gaubiančios branduolį tankiu apvalkalu; tarpžvaigždinės dulkės daug geriau sugeria mėlyną ir ultravioletinę spinduliuotę, nei didesnių ilgių bangas. James Webb teleskopas atskleidė, kad vienas toks ypatingai raudonas kvazaras yra bent trijų galaktikų susiliejimo padarinys. Objektas SDSSJ165202.64+172852.3 (arba trumpiau J1652+1728) jau seniau žinomas kaip ERQ. Jo šviesa iki mūsų keliauja 11,5 milijardo metų, taigi jį matome beveik iš kosminio vidurdienio laikų. Ankstesnėse nuotraukose buvo matyti galaktikos netolygumai, kurie leido spręsti, jog ji greičiausiai sąveikauja su viena ar daugiau kaimynių, bet aiškiai to nustatyti astronomams nepavyko. James Webb nuotraukos parodė daug aiškesnį vaizdą. Aplink galaktiką, kurios centras ir yra kvazaras, aptiktas jonizuotų dujų telkinys, o greta – dar bent dvi masyvios labai dideliu greičiu judančios galaktikos. Atstumai iki šių galaktikų, matuojant dangaus skliauto plokštumoje, siekia 10-15 kiloparsekų, nedaug daugiau, nei nuo Saulės iki Paukščių Tako centro. Tokia glausta trijulė – labai retas reiškinys tiek tuometinėje, tiek šiandieninėje Visatoje. Tyrimo autorių teigimu, J1652+1728 yra bene tankiausias Visatos regionas stebimu laikotarpiu. Gali būti, kad per milijardus metų prie šios grupės prisijungė ir daugiau galaktikų ir dabar jos virto dideliu spiečiumi. Konfigūracija paaiškina ir ERQ prigimtį: dujos į galaktikos centrą nukrenta dėl gravitacinių perturbacijų, kurias sukelia artėjančios kaimyninės galaktikos. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ar gali būti, kad mes gyvename simuliacijoje? Toks filosofinis argumentas iškeltas prieš porą dešimtmečių ir, nors ir nėra pagrindinis filosofinių diskusijų objektas, vis kartais prisimenamas. Plačiau apie jį ir galimus atsakymus pasakoja John Michael Godier:

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.