Kąsnelis Visatos DLXVI: Sluoksniai

Kas dedasi mums po kojomis? Greičiausiai yra grindys, po jomis – gal kitas namo aukštas, giliau rasime rūsį, bet anksčiau ar vėliau prieisime prie Žemės plutos. Ji yra sluoksniuota: viršuje biosferos sluoksnis, giliau įvairūs mineralai. Nagrinėdami šiuos sluoksnius, geologai susidaro vaizdą apie procesus, formavusius Žemės paviršių per šimtus milijonų ar milijardus metų. Kitose planetose plutos sluoksnių irgi yra, tačiau juos tyrinėti sudėtinga, tad reikia įvairių netiesioginių metodų. Vienoje praeitos savaitės naujienoje kaip tik ir kalbama apie tokį – radaro stebėjimus, kurie atskleidžia Marso šiaurės ašigalio sluoksniuotumą. Kitoje naujienoje nagrinėjamas Europos paviršių kaustančio ledo judėjimas. Kitose naujienose – juodoji skylė kaimyninėje nykštukinėje galaktikoje, pirmųjų galaktikų bei pirmykščių juodųjų skylių savybių apribojimai ir besiformuojančių planetų šešėliai. Gero skaitymo!
***

Šiomis dienomis Australijoje pradedamas statyti SKA-Low – pusė didžiausio pasaulyje radijo teleskopo (kita pusė, SKA-Mid, statoma Pietų Afrikos Respublikoje). Apie šį daugiau nei 130 tūkstančių radijo antenų masyvą pasakojama Australijos mokslų akademijos vaizdo siužete:

***
Nauja įgula Kinijos stotyje. Antradienį į Kinijos kosminę stotį Tiangong išskrido nauja – antroji – įgula. Trijų taikonautų (taip kinai vadina savus kosmosan keliaujančius žmones) komanda prisijungė prie pirmosios įgulos, kuri stotyje dirba nuo birželio. Šie trys įgulos nariai į Žemę grįš metų pabaigoje. Tiangong yra pirmoji modulinė Kinijos kosminė stotis; ji pradėta statyti pernai pavasarį, kai į orbitą pakilo pirmasis modulis Tianhe. Šiemet prie jo prijungtos dvi laboratorijos – Wentian vasarą ir Mengtian lapkritį. Naujoji įgula prižiūrės trečiojo, paskutinio, modulio įrengimą ir stoties statybos užbaigimą. Apskritai stotis, maždaug keturis kartus mažesnė už Tarptautinę kosminę stotį, turėtų dirbti apie dešimt metų; neatmestina ir galimybė, kad po keleto metų ji taps vienintele kosmine tyrimų stotimi orbitoje aplink Žemę. Kinijos kosmoso programa vystoma praktiškai be išorės pagalbos, mat Jungtinės Valstijos nuo 2011 metų uždraudė bet kokį bendradarbiavimą su Kinija kosmoso srityje. Taigi Kinija negali dalyvauti ir Tarptautinės kosminės stoties programoje. Tiangong yra jų atsakymas į šią stotį.

***

GPS tinklas Marso tyrimams. Šiandieniniai marsaeigiai tyrinėja santykinai lengvai prieinamas planetos paviršiaus vietas – lygumas ar plačių kraterių dugnus. Ten palyginus paprasta ir nusileisti, ir važinėti naudojantis autonominiais detektoriais bei nurodymais, periodiškai gaunamais iš Žemės. Ateityje mokslininkai norėtų tyrinėti ir sudėtingesnes vietoves, pavyzdžiui Marinerio slėnį arba ašigalių ledo kepures. Pastarosios labai įdomios ne tik tuo, kad ten daug vandens ledo, kurio labai reikės kolonistams, bet ir tikimybe atrasti skysto vandens telkinių giliai po ledu. Kaip pagerinti marsaeigių navigacijos galimybes, kad jie pajėgtų važinėti regionuose su gausybe griovių ir duobių, akmenų ir ledo luitų? Pridėti daug sudėtingesnių prietaisų į patį marsaeigį sudėtinga, mat kiekvienas jo kilogramas yra aukso vertės. Grupė mokslininkų siūlo kitokią išeitį – sukurti nedidelį palydovų tinklą aplink Marsą, kuris padėtų marsaeigiams susigaudyti, kur jie yra. Tyrimo autoriai įvertino, kaip tokiam tikslui būtų galima panaudoti šiuo metu gaminamus ryšių ir stebėjimų palydovus. Jų teigimu, vos penkių palydovų tinklas, paleistas tinkama orbita, galėtų praktiškai nuolat palaikyti ryšį su ašigalius tyrinėjančiais paviršiniais zondais. Palydovai savo padėtį sektų remdamiesi savo pačių judėjimo pokyčiais ir labai detaliu Marso gravitacijos modeliu. Pastarasis būtų paremtas šiuo metu turimais duomenimis, kuriuos surinko Mars Reconnaisance Orbiter ir Mars Global Surveyor misijos. Bendraudami tarpusavyje ir su paviršiumi palydovai teiktų navigacijos paslaugą praktiškai be ryšio su Žeme; jo reikėtų tik periodiniams sistemos atnaujinimams. Sistema būtų naudinga ne tik marsaeigių navigacijai, bet ir, pavyzdžiui, besileidžiantiems Marse prietaisams. Jie irgi galėtų komunikuoti su palydovais ir taip daug tiksliau nustatyti savo padėtį. Šiandieninius palydovus reikėtų šiek tiek modifikuoti, kad jie tiktų Marso sąlygoms – pavyzdžiui, apsaugoti nuo žalingos spinduliuotės – tačiau iš principo toks projektas būtų labai pigus, mat palydovus būtų galima paleisti kartu su kuria nors kita misija. Tyrimo rezultatai publikuojami Acta Astronautica.

***

Radarai žvelgia po Marso ledynais. Kaip pažvelgti po Marso paviršiumi? Ne tik Marso, bet ir kitų kūnų gilumą tyrinėti padeda radaro signalai. NASA valdomas Marso apžvalgos zondas (Mars Reconnaisance Orbiter, MRO) turi radaro prietaisą SHARAD (Shallow Radar, Negilusis radaras), kuriuo periodiškai daro įvairių Marso vietovių nuotraukas. 15-25 megahercų dažnio radaro bangos prasiskverbia pro ledą, smėlį ir uolienas, o jų atspindžiai leidžia suprasti Marso plutos susisluoksniavimą. Dabar pristatyti naujausi SHARAD duomenys ir iš jų pagamintas trimatis Marso šiaurės ašigalio modelis. Pagrindinė problema, kylanti interpretuojant radaro duomenis, yra pavienių nuotraukų, atitinkančių skirtingo gylio dvimačius vaizdus, suderinimas. Naujojo tyrimo autoriai pasitelkė naują metodiką ir skaitmeninius modelius, kad pagerintų šį procesą. Tai leido jiems pasiekti maždaug 15 metrų vertikalią skyrą. Apskritai duomenys aprėpia iki keturių kilometrų storio plutos ar paviršių dengiančių ledynų sluoksnį. Būtent ledynai – tiksliau, šiaurinė ledo kepurė, yra pagrindinis naujojo tyrimo taikinys. Kepurę sudaro vandens bei anglies dvideginio ledo sluoksniai. Sluoksnių storis ir kitos savybės priklauso nuo Marso klimato, taigi tirdami jas galime suprasti Raudonosios planetos praeitį. Aplinkinių lygumų sluoksnių analizė padės parinkti geriausias vietas ateities tyrimų misijoms, jei bus nuspręsta jas siųsti į šį regioną. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Europos tektonika kitokia nei Žemės. Žemės paviršių keičia daug veiksnių, bet turbūt svarbiausias – bent jau milijonų metų ir ilgesniais laikotarpiais – yra tektoninių plokščių judėjimas. Analogiško reiškinio kitur Saulės sistemoje kol kas neaptikta. Egzistuoja įrodymų, jog Veneroje ir Marse kadaise galėjo būti tektoninių plokščių, bet jie nevienareikšmiai. Daugiausiai šansų rasti kažką panašaus į tektonines plokštes šiandieninėje Saulės sistemoje turime ledu padengtuose didžiųjų planetų palydovuose. Štai Jupiterio palydovo Europos ledinį paviršių vagoja daugybė įtrūkimų, kurie atrodo kaip ledo plokščių sandūros. Kai kurie mokslininkai mano, jog ledas ten juda panašiai, kaip tektoninės plokštės Žemėje, tačiau kol kas bandymai sumodeliuoti šį judėjimą nebuvo sėkmingi. Naujame straipsnyje analizuojami gausesni duomenys, nei anksčiau, ir daroma išvada, kad tektonika Europoje gerokai skiriasi nuo žemiškosios. Tyrimo autoriai nuotraukose identifikavo tikėtinas ledo plokštes, ribojamas aiškių kontūrų, tada nustatė, kaip jos galėjo judėti, pagal tai, kokie trūkiai jose matomi ir kaip jie kerta kitas paviršiaus struktūras. Metodą jie pritaikė trims regionams, kur tektoniniai judėjimai atrodė labiausiai tikėtini. Paaiškėjo, kad ankstesniuose tyrimuose identifikuotos plokštės buvo per didelės; naujasis metodas parodė, kad jos turėtų būti daug smulkesnės. Padarytos keturios išvados apie tektoninio judėjimo Europoje savybes, kurios visos skiriasi nuo analogiškų savybių Žemėje. Visų pirma, Europoje plokščių yra daug ir jos smulkios, priešingai nei stambios plokštės, sudarančios Žemės plutą. Antra, tektoniniai judėjimai yra regioniniai – jie vyksta atskirose Europos dalyse nepriklausomai nuo kitų, priešingai nei globalus tektoninių plokščių tinklas Žemėje. Trečia, Europoje tektoniniai judėjimai vyksta ne visą laiką, o tik retkarčiais; šiuo metu jie nevyksta. Ketvirta, kiekvieno tektoninio aktyvumo epizodo metu plokštės Europoje pajuda tik 10-100 kilometrų. Tyrėjų nuomone, tektoninį aktyvumą Europoje gali sukelti popaviršinio vandenyno judėjimas: jei šiltesnio vandens srautas pašildo ledo plutą, toje vietoje ji gali pradėti eižėti ir judėti, o ten, kur apačioje vanduo šaltesnis, pluta sustorėja ir sustingsta. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Titanas. Kairėje – James Webb teleskopo nuotrauka, dešinėje – Keck nuotrauka. Šaltinis: NASA, ESA, CSA, Webb Titan GTO komanda, montažas: Alyssa Pagan (STScI).

Saturno palydovą Titaną dengia stora atmosfera, nepraleidžianti regimųjų spindulių. Bet infraraudonieji pro ją prasiskverbia, tad James Webb teleskopui įžiūrėti Titano paviršių problemų nėra. Kairėje matome tokią nuotrauką, darytą lapkričio 4 dieną. Joje matyti ir gana retas Titano atmosferos reiškinys – debesys. Po dviejų dienų debesys (greičiausiai, bet negarantuotai, tie patys) vis dar buvo matomi, kai Titaną nufotografavo Havajuose įrengtas Keck teleskopas.

***

Besiformuojančios planetos meta šešėlius. Planetos auga protoplanetiniuose diskuose. Esama dviejų pagrindinių teorijų, aiškinančių šį procesą. Vienas scenarijus, vadinamas šerdies akrecija, prasideda nuo diske esančių dulkių, kurios po truputį jungiasi į vis didesnes aglomeracijas, tampa granulėmis ir uolienomis, ir taip suformuoja uolinę planetą; jei planeta auga pakankamai daug ir pakankamai sparčiai, jos gravitacija pritraukia ir išlaiko disko dujas – taip gimsta dujinė milžinė. Kitas, gravitacinio nestabilumo, scenarijus prasideda nuo sutankėjimų diske, kurių gravitacija leidžia jiems susitelkti į apvalias formas – juose toliau auga planetos. Abu modeliai turi privalumų ir trūkumų ir greičiausiai yra bent dalinai teisingi. Naujame tyrime nagrinėjama labai jauna, dar nebaigusi formuotis prožvaigždė ir jos aplinkoje augantys protoplanetiniai gumulai; pasirodo, jie meta šešėlius ant tolimesnių disko dalių. Prožvaigždė L1527 yra Tauro žvaigždėdaros regione; ji nagrinėjama toli gražu ne pirmą kartą. Jau seniau astronomai buvo aptikę tris dujų sutankėjimus jos diske, nutolusius apie 20 astronominių vienetų nuo žvaigždės. 1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, 150 milijonų kilometrų. 20 astronominių vienetų maždaug atitinka Urano orbitą aplink Saulę. Nauji stebėjimai patvirtino gumulų egzistavimą. Taip pat nustatyta, kad dulkės protoplanetiniame diske dar nepradėjo jungtis į didesnius darinius – tą galima pasakyti stebint, kaip jos sugeria skirtingų bangos ilgių spinduliuotę. Dulkių savybės atrodo logiškos, turint omeny, kad L1527 yra vos 100 tūkstančių metų amžiaus – ypatingai jauna, kalbant žvaigždžių ir netgi prožvaigždžių mastais. Tačiau gumulų egzistavimas reiškia, kad planetų formavimasis prasideda labai anksti žvaigždės gyvenime ir kad, bent šiuo atveju, planetos formuojasi gravitacinio nestabilumo dėka. Kitas svarbus atradimas – disko temperatūra labai sparčiai sumažėja iškart už gumulų regiono. Tai rodo, kad gumulai pridengia dalį žvaigždės spinduliuotės ir sudaro sąlygas disko dujoms bei dulkėms atvėsti; kitaip tariant, meta šešėlį. Įdomu, kad gumulų tapimas planetomis nėra garantuotas: visai tikėtina ir katastrofiška baigtis, jiems migruojant artyn žvaigždės ir įkrentant į ją. Įkritęs į žvaigždę gumulas galėtų sukelti reikšmingą šviesio išaugimą, vadinamą Oriono FU tipo išsiveržimu. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Prožvaigždžių išsiveržimų dažniai. Žvaigždės formuojasi iš didžiulių dujų debesų, kurie traukiasi ir byra veikiami savo gravitacijos. Galiausiai fragmento centre ima kauptis žvaigždė, tačiau iki įsižiebimo laukia ilga prožvaigždės stadija. Ji skirstoma į etapus, arba klases, pagal tai, kiek gimstančią žvaigždę gaubia debesies fragmento apvalkalas, pagal protoplanetinį diską ir kitas savybes. Pirmasis etapas, arba 0 klasė, sunkiai matoma, nes tada žvaigždę iš visų pusių vis dar gaubia tanki fragmento medžiaga. Bet ši klasė labai svarbi, mat iki išnirdama iš apvalkalo ir pereidama į I klasę, prožvaigždė išauga bent iki pusės savo galutinės masės. Augimas nėra tolygus – kiekvienu prožvaigždės evoliucijos etapu vyksta žybsniai ir išsiveržimai, žymintys augimo paspartėjimus ir sustojimus, tarsi gausiai ryjanti dujas žvaigždė kartais atsirūgtų. Naujame tyrime pirmą kartą sistematiškai ieškoma 0 klasės prožvaigždžių išsiveržimų. Pasitelkę archyvinius stebėjimų duomenis, apimančius 2004-2017 metų laikotarpį, mokslininkai ieškojo prožvaigždžių Oriono žvaigždėdaros regione paryškėjimų. Iš 92 tirtų 0 klasės žvaigždžių per šį 13 metų laikotarpį žybsnius patyrė trys, o vidutinė žybsnio trukmė buvo apie devynerius metus. Taigi statistiškai žybsniai kiekvienoje prožvaigždėje turėtų nutikti kas maždaug 400 metų. Aišku, jie neturėtų būti periodiški – žybsnis kyla, kai į prožvaigždę apvalkalo medžiaga ima kristi per greitai, o tai priklauso tiek nuo sutankėjimų apvalkale, tiek nuo magnetinio lauko konfigūracijos, tiek nuo kitų veiksnių. Visgi šis vidutinis laiko tarpas tarp žybsnių yra gerokai trumpesnis, nei I klasės prožvaigždėms – jose žybsniai nutinka maždaug kas 1700 metų. Panašu, kad žybsnių metu prožvaigždės suvalgo daugiau nei pusę masės, kurią sukaupia 0 klasės stadijoje. Šie rezultatai gerai atitinka teorinius modelius; tą žinodami, mokslininkai galės patikimiau prognozuoti jaunų žvaigždžių augimą ir planetų formavimosi proceso pradžią. Taip pat šie tyrimai padeda geriau suprasti ir Saulės sistemos praeitį, nes mūsų žvaigždė taip pat praėjo 0 klasę ir žybsniavo. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Žvaigždėdaros savikontrolė. Žvaigždžių formavimasis yra ilgas ir įvairialypis procesas. Jo eigą lemia įvairiausi veiksniai, tiek vidiniai – susiję su dujų debesiu, iš kurio formuojasi žvaigždės, tiek išoriniai – pavyzdžiui, galaktinė aplinka ar netoliese sprogstančios supernovos. Vienas iš dviejų pagrindinių žvaigždėdaros proceso modelių teigia, jog proceso spartą lemia pačių jaunų žvaigždžių poveikis: spinduliuotė, vėjai ir supernovų sprogimai. Dabar detali vienos jaunos žvaigždės aplinkos analizė parodė, kad toks scenarijus tikrai įmanomas. Tyrimams pasirinktas dujų debesis RCW 36, kuris susideda iš dviejų jonizuoto vandenilio regionų ir tankesnio statmeno žiedo tarp jų. Žiedo centre yra jaunų žvaigždžių grupė. Jų spinduliuotė jonizuoja dujas ir sukuria abi ertmes, tačiau žiedo dujos per tankios, kad būtų išsklaidytos. Naujieji stebėjimai leido gana tiksliai įvertinti, kaip sparčiai dujos stumiamos tolyn nuo žvaigždžių telkinio. Pasirodė, kad jonizuotos dujos tolsta daugiau nei 5 km/s greičiu, ir net tankios žiedo dujos plečiasi 1-2 km/s greičiu. Maždaug pusė žvaigždžių išspinduliuojamos energijos sugeriama dar didesniais masteliais. Iš viso žvaigždžių išskiriamos energijos pakaktų, kad per 1-2 milijonus metų visas regionas iki parseko atstumo aplink RCW 36 liktų „švarus“, t.y. Iš jo būtų išpūstos visos dujos. Toks laikotarpis palyginamas su žvaigždėdaros proceso trukme, taigi jaunų žvaigždžių poveikis žvaigždėdarai, bent jau RCW 36 atveju, turėtų būti tikrail labai reikšmingas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Juodoji skylė Leo I galaktikoje? Didelės galaktikos, tokios kaip Paukščių Takas, centruose turi supermasyvias juodąsias skyles. Mažesnėse – nykštukinėse – galaktikose supermasyvių juodųjų skylių irgi pasitaiko, bet ne visose. Dabar paaiškėjo, kad supermasyvią juodąją skylę greičiausiai turi viena Paukščių Tako palydovė, galaktika Leo I. Ši galaktika danguje yra visai šalia ryškiausios Liūto žvaigždės Regulo, todėl tyrinėti ją sudėtinga. Visgi nauji detalūs stebėjimai atskleidė, kad centrinėje galaktikos dalyje žvaigždės juda pastebimai greičiau, nei toliau nuo centro. Yra keli galimi galaktikos struktūros modeliai, paaiškinantys tokį judėjimą, tačiau juose visuose egzistuoja centrinė supermasyvi juodoji skylė, kurios masė siekia apie 3,3 milijono Saulės masių. Tai nedaug mažiau, nei Paukščių Tako centrinės juodosios skylės, Šaulio A*, masė – 4 milijonai Saulės masių. Tačiau bendra Leo I masė yra vos apie 700 milijonų Saulės masių, kitaip tariant, juodoji skylė sudaro apie 0,5% visos galaktikos masės. Žvaigždžių masė galaktikoje išvis tėra apie 20 milijonų Saulės masių, tik šešis kartus didesnė, nei juodosios skylės. Nors tai ne pirma galaktika, kurios centrinė juodoji skylė santykinai tokia didelė, ankstesni pavyzdžiai buvo aptikti daug didesnėse galaktikose. Tuo tarpu nykštukinės sekė bendrą tendenciją, kad juodosios skylės masė apie dešimt tūkstančių kartų mažesnė, nei galaktikos. Apskritai Leo I galaktikos juodoji skylė būtų antra artimiausia mums supermasyvi juodoji skylė, po Šaulio A*. Aišku, jei ji iš tiesų ten egzistuoja. Priešingai nei Paukščių Tako ar Andromedos juodosios skylės, Leo I centrinis objektas aptiktas nagrinėjant žvaigždžių greičių statistinį pasiskirstymą, o ne sekant, tarkim, pavienių žvaigždžių orbitas. To padaryti greičiausiai ir nepavyks, mat žvaigždės ten blausios, o stebėjimus apsunkina šalia esantis Regulas. Taip pat mažai šansų, kad ta juodoji skylė kada nors taps aktyviu branduoliu – Leo I galaktikoje beveik nėra dujų. Bet tam, kad užfiksuotume spinduliuotę iš juodosios skylės prieigų, jos neprivalo būti daug. Kitame straipsnyje pristatoma idėja, kaip ją atrasti gali padėti senstančių žvaigždžių nusimetama medžiaga. Vidutiniškai žvaigždės Leo I yra milijardo metų amžiaus ir senesnės. Dauguma žvaigždžių, 2-3 kartus masyvesnių už Saulę, dabar yra raudonųjų milžinių stadijoje ir pučia stiprius vėjus. Tyrėjų teigimu, jei juodosios skylės prieigose yra apie šimtą raudonųjų milžinių – tikėtina prielaida – jų vėjai, krisdami į skylę, gali spinduliuoti pakankamai ryškiai, kad juodąją skylę pavyktų aptikti. Ryškiausia spinduliuotė būtų mikrobangų ruože, taip pat sklistų radijo bangos ir šiek tiek labai sparčiai kintančių rengeno spindulių. Šiandieniniais instrumentais tokią spinduliuotę galima aptikti, o pagal jos intensyvumą bei kintamumą nustatyti ir centrinio šaltinio masę. Taigi taip būtų galima išsiaiškinti, ar juodoji skylė tikrai ten egzistuoja. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: arXiv ir The Astrophysical Journal Letters.

***

Kai galaktikų dar nebuvo. Praėjus 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo, Visatos medžiaga tapo neutrali – elektronai ir protonai, dar neseniai lakstę kas sau, sukibo į vandenilio atomus. Kartu ji tapo skaidri, mat šviesa pro neutralų vandenilį gali sklisti daug lengviau, nei pro jonizuotą. Tada sekė kelių šimtų milijonų metų Tamsieji amžiai, kai Visatoje nebuvo jokių spinduliuotės šaltinių. Vėliau atsirado pirmosios žvaigždės ir galaktikos. Bet kada tiksliai tai nutiko – nežinia. Aptikti pirmąsias žvaigždes ir galaktikas tiesiogiai kol kas neįmanoma – turimi teleskopai tam nepakankamai jautrūs. Tačiau galima aptikti jų poveikį aplinkinėms dujoms. Geriausia tą daryti ieškant vandenilio 21 centimetro linijos, kurią skleidžia neutralūs vandenilio atomai, kai juos sužadina net ir gana silpna spinduliuotė. Pirmųjų galaktikų spinduliuotė, iki mus pasiekdama, išsitempia kelias dešimtis kartų, taigi paieškas geriausia vykdyti radijo teleskopais, kurie gaudo keleto metrų ilgio (atitinkamai kelių dešimčių megahercų dažnio) bangas. Dabar atlikę tokių stebėjimų analizę mokslininkai priėjo išvados, kad 200 milijonų metų po Didžiojo sprogimo galaktikų dar nebuvo. Na, bent jau labai ryškių. Geriausi dabartiniai stebėjimai 55-85 megahercų ruože neatskleidė jokio 21 centimetro linijos signalo. Tai, žinoma, nereiškia, kad jokio signalo tikrai nėra, tiesiog jei jis egzistuoja, jo intensyvumo nepakanka, kad dabartiniais teleskopais pavyktų užfiksuoti. Tai leidžia apskaičiuoti ir maksimalų galimą spinduliuotės intensyvumą, sklindantį iš galaktikų maždaug 200 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Na, o maksimalus spinduliuotės intensyvumas susijęs tiek su žvaigždžių kiekiu galaktikose, tiek su pačių galaktikų dydžiu ir tankiu. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kad tuo metu Visatoje neturėjo būti galaktikų, kurių tamsiosios materijos halo masės siekia tarp 440 tūkstančių ir 11 milijonų Saulės masių. Šios masės yra mažytės, palyginus su šiandieninių galaktikų – pavyzdžiui, Paukščių Tako masė yra apie trilijoną Saulės masių – tačiau pirmykštėje Visatoje būtent tokie nedideli sutankėjimai davė pradžią pirmosioms galaktikoms. Taip pat tuo metu Visatoje nebuvo galaktikų, kuriose daugiau nei 5% dujų virtusios žvaigždėmis; jei tokių būtų, žvaigždžių spinduliuotė išsiveržtų pro dujas ir sužadintų vandenilį pakankamai, kad aptiktume jo signalą ir šiandien. Galiausiai, net jei buvo galaktikų, kurios labai sparčiai formavo žvaigždes, jų skleidžiama radijo spinduliuotė negalėjo būti labai intensyvi. Šis apribojimas yra silpniausias iš trijų – galima pasakyti tik tiek, kad radijo spinduliuotė negalėjo daugiau nei tūkstantį kartų viršyti šiandieninių galaktikų spinduliuotės. Įdomu, kad prieš keletą metų kita mokslininkų grupė teigė aptikusi panašų, 78 megahercų dažnio, signalą, kuris rodo pirmųjų žvaigždžių susiformavimo laikotarpį; naujieji rezultatai ankstesnius paneigia. Kol kas nežinia, kuris rezultatas teisingesnis, bet ateityje turėtų pavykti tai išsiaiškinti, surinkus daug daugiau duomenų apie pirmykštės Visatos spinduliuotę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Pirmykštės juodosios skylės nesispiečia. Kai kurie teoriniai modeliai prognozuoja, kad per pirmąsias sekundes po Didžiojo sprogimo Visatoje galėjo atsirasti daugybė juodųjų skylių. Šių pirmykščių juodųjų skylių masės galėjo būti labai įvairios, o jei jų susidarė pakankamai, jomis būtų galima paaiškinti tamsiąją materiją. Visgi toks paaiškinimas susiduria su daugybe problemų. Jei juodosios skylės labai mažos, jos būtų išgaravusios iki šių dienų, jei labai didelės – pastebimai pakeistų žvaigždžių orbitas aplink save; į tarpą tarp šių kraštutinumų taip pat nedaug lengviau: gravitacinis lęšiavimas, gama spinduliuotės fonas ir kiti apribojimai praktiškai panaikina galimybę egzistuoti dideliam tokių juodųjų skylių skaičiui. Pastaruoju metu daugiau dėmesio sulaukė viena šio modelio alternatyva, pagal kurią pirmykštės juodosios skylės galėtų susitelkti į nedidelius spiečius. Tai turėtų padėti išvengti kai kurių problemų, pavyzdžiui mikrolęšiavimo įvykiai būtų daug retesni, nei joms esant pasklidusioms erdvėje daugmaž tolygiai. Visgi naujame tyrime parodoma, kad ir toks scenarijus nepadeda. Tyrimo autoriai apskaičiavo šešis apribojimus, galiojančius pirmykščių juodųjų skylių spiečiams. Visų pirma, spiečių turėtų sudaryti bent trys objektai. Iš kitos pusės, jie negali būti taip arti vienas kito, kad susijungtų į didesnę juodąją skylę. Šie du kriterijai labai apriboja galimą spiečių dydžių ir tankių intervalą. Tada įvertinta, kokio dydžio spiečiai neišsilakstytų kas sau per Visatos amžių, kurių gravitacinio lęšiavimo signalai būtų per stiprūs, ir kokį poveikį jie turėtų Laimano-alfa miškui. Laimano-alfa mišku vadinama gausybė sugerties linijų, matomų tolimų ryškių objektų – dažniausiai kvazarų – spektre. Jos atsiranda dėl tarp objekto ir mūsų esančių vandenilio debesų, kurie dėl Visatos plėtimosi tolsta skirtingu greičiu nuo mūsų, tad sugeria vis skirtingo ilgio spinduliuotę. Juodųjų skylių ar jų spiečių egzistavimas gali pakeisti tipines debesų mases, o kartu ir Laimano-alfa miško statistines savybes. Paaiškėjo, kad būtent spiečių išsilakstymas ir Laimano-alfa miškas yra pagrindiniai barjerai, paneigiantys juodųjų skylių spiečių egzistavimą. Jei spiečius labai mažas ir tankus, jis greičiau išsilaksto dėl dažnesnių artimų juodųjų skylių praskridimų, tačiau kuo spiečius didesnis, tuo reikšmingesnį poveikį turi Laimano-alfa miškui. Abu kartu šie kriterijai eliminuoja visas galimas spiečiaus spindulio ir tankio kombinacijas. Taigi jei pirmykštės juodosios skylės ir egzistuoja, net jei ir telkiasi ir spiečius, jos gali paaiškinti tik nežymią dalį tamsiosios materijos. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

  1. Apie juodąsias skylės, jei jos mažos, tai po ilgo laikotarpio gali išgaruoti. Ar yra kažkokių to įrodymų? Kodėl jos negali atvėsti ir sustingti į elementarų kietą kūną?

    1. Garavimo įrodymų – t.y. stebėjimų ar eksperimentų – nėra, tačiau teorinis modelis gana rimtai pagrįstas. Tai yra Hawking’o spinduliuotės esmė.

      Atvėsti ten nėra kam, o kūnas ir taip toks „kietas“ (t.y. didelio tankio), koks tik galėtų būti :)

Komentuoti: Laiqualasse Atšaukti atsakymą

El. pašto adresas nebus skelbiamas.