Dirbtinio intelekto – ar, tiksliau, mašininio mokymo – algoritmai randa vis daugiau pritaikymų astrofizikoje. Nuo galaktikų ar spiečių atpažinimo iki sudėtingesnių struktūrų paieškų ar ryšių radimo abstrakčiuose duomenyse – visa tai automatiniai algoritmai daro daug greičiau, nei žmonės, o dažnai ir patikimiau. Praeitos savaitės naujienose randame du mašininio mokymo pritaikymus: ieškant besiformuojančių planetų, pasislėpusių diskuose, ir nagrinėjant keturnarių žvaigždžių orbitų stabilumą. Kitose naujienose – kosminių šiukšlių vertės skaičiavimai, žiedas aplink nykštukinę planetą Kvavarą ir žvaigždžių formavimasis besijungiančių galaktikų sistemoje. Gero skaitymo!
***

Kosmoso šiukšlės – labai vertingos. Gausėjant kosminių skrydžių ir palydovų skaičiui, gausėja ir kosminių šiukšlių. Tarp jų rasime tiek darbą baigusius zondus, tiek raketų-nešėjų liekanas, tiek įvairias nuolaužas. Skaičiuojama, kad centimetro ir didesnių nuolaužų orbitoje aplink Žemę yra daugiau nei milijonas, ir kasdien vis gausėja. Pastaraisiais metais jų daugėja vis sparčiau, mat palydovinio interneto tinklai remiasi palydovų spiečiais, sudarytais iš tūkstančių narių – tai yra kone daugiau, nei visi dirbtiniai Žemės palydovai, paleisti per pirmą pusšimtį kosmoso eros metų. Nors šiukšlės toli gražu neužpildo visos erdvės aplink Žemę, jos kelia kitą pavojų: susidūrimai tarp jų gali pažerti tiek nuolaužų, jog joks erdvėlaivis nebegalės pakilti į orbitą ar pabėgti nuo Žemės, nesusidūręs su bent centimetro dydžio nuolauža. Lekianti kelių kilometrų per sekundę greičiu, net ir tokia smulki detalė gali išvesti iš rikiuotės bet kokį zondą ar raketą. Taip liktume įkalinti Žemėje. Taigi įvairios kosmoso agentūros, kompanijos ir mokslininkai svarsto galimus šiukšlių problemos sprendimus. Vienas galimas sprendimas – prikelti neveikiančius zondus antram gyvenimui, o šiukšles panaudoti kaip žaliavą naujiems įrenginiams. Pasirodo, tokia idėja gali būti ekonomiškai naudinga. Naujo tyrimo autoriai pasitelkė viešus duomenis apie Žemę supančių dirbtinių prietaisų ir jų dalių debesį ir įvertino, kiek šie objektai galėtų būti verti antrinėje rinkoje bei kiek žaliavų būtų įmanoma iš jų išgauti. Padarę realistiškų prielaidų apie prietaisų vertės mažėjimą dėl nusidėvėjimo, jie gavo rezultatą, kad šiuo metu aplink Žemę skrieja 570-1200 milijardų dolerių vertės nebeveikiančių, bet galimai iš naujo panaudojamų kosminių aparatų. Tuo tarpu nebepanaudojamas šiukšles būtų galima paversti 5-19 tūkstančių tonų žaliavų, daugiausiai įvairių metalų. Toks kiekis įrangos ir žaliavų galėtų būti masinantis taikinys daugybei kompanijų, vertas nemenkų investicijų į kosminių šiukšlių surinkimo ir perdirbimo technologijas. Taip pat jis gali paskatinti kosminės pramonės infrastruktūros vystymą, mat viena iš kliūčių progresui šioje srityje yra didelė medžiagų gabenimo iš Žemės kaina. Asteroidų kasinėjimas kol kas irgi nėra praktiškai patraukli alternatyva. Didelis kiekis gerokai apdirbtos žaliavos, kurią tereikia „susišluoti“ iš orbitos galėtų tapti geru pagrindu naujų kosminių stočių statyboms. Tyrimo rezultatai publikuojami Waste Management.

***

Lavos tuneliai – labai tikėtina pirmųjų žmonių kolonijų Mėnulyje, o gal ir Marse, vieta. Be to, šios ertmės gali slėpti gausybę vertingos informacijos apie Saulės sistemos praeitį. Apie jų tyrimus Fraser Cain kalbasi su geologijos profesoriumi Francesco Sauro:

***

Regimųjų spindulių ruože – t.y. žiūrint savomis akimis per tinkamą filtrą – Saulė atrodo gana lygi. Aišku, būna dėmių, bet daugiau visas diskas šviečia maždaug vienodai. Kituose elektromagnetinio spektro ruožuose vaizdas gerokai pakinta. Tiek radijo, tiek aukštos energijos spinduliuotė iš mūsų žvaigždės yra labai netolygi, aiškiai matosi magnetinio lauko kuriamos kilpos, atviresni kanalai ir kitokios struktūros. Saulę stebime daugybe teleskopų, apimančių visą elektromagnetinį spektrą. Čia matote trijų teleskopų – UV ruožo iš Solar Dynamics Observatory (raudona spalva), žemos energijos rentgeno (žalia spalva) iš Hinode ir aukštos energijos rentgeno iš NuSTAR (mėlyna spalva) – nuotraukų montažą. Balti regionai rodo vietas, iš kurių sklinda visų trijų ilgių spinduliuotė – tai aktyvūs regionai, galintys bet kada paskleisti žybsnį ar vainikinės masės išmetimą. Aukštos energijos rentgeno spinduliuotė tik juose ir matoma, o mažesnės energijos spinduliai sklinda ir iš viso likusio Saulės disko.

***

Charono kanjonų kilmė. Planetos ir palydovai, kurie formuojasi pakankamai toli nuo žvaigždės, prisikaupia daug vandens ledo ir kitų lakių junginių, pavyzdžiui, amoniako. Formavimosi metu šios medžiagos gali sušilti tiek, jog ištirpsta, tačiau greitai jų paviršius sustingsta į ledą. Laikui bėgant, ledas vis storėja. Vandens ledas, kaip žinia, užima didesnį tūrį, nei tokia pati masė vandens, tad stingstanti ledo pluta storėja. Storėja ji iš apačios ir spaudžia viršutinius sluoksnius aukštyn. Spaudimas gali suskaldyti ledą ir suformuoti milžiniškus kanjonus, taip pat sudaryti sąlygas vandeniui ar vandens ir ledo mišiniui išsiveržti iš vandenyno į paviršių, sudarant ledikalnius, arba kriovulkanus. Taigi kanjonai ir kriovulkanai yra geri indikatoriai, kad po ledo pluta egzistuoja – arba kadaise egzistavo – skystas vanduo. Vienas iš kūnų Saulės sistemoje, galimai turintis vandenyną po ledu, yra Plutono palydovas Charonas. Naujame tyrime, remiantis jo paviršiuje matomais kanjonais ir kriovulkanų pėdsakais, tiriama Charono evoliucija. Mokslininkai apskaičiavo įtemptį, kurią jaučia ledas Charono paviršiuje dėl vandenyno stingimo. Paaiškėjo, kad ji toli gražu nepakankama, kad suskaldytų 100 kilometrų storio ledo plutą. Būtent toks yra minimalus storis, šiandien dengiantis Charono vandenyną – jis apskaičiuojamas nagrinėjant Charono judėjimą orbita aplink Plutoną. Iš kitos pusės, kriovulkanai galėjo susiformuoti tada, kai Charono pluta buvo mažiau nei dešimties kilometrų storio. Kitaip tariant, jie egzistavo tik Charono jaunystėje; tokią interpretaciją patvirtina ir turimų kriovulkanų nuotraukos – jie atrodo ypatingai seni ir sudūlėję. Tuo tarpu kanjonai negali būti tokie seni, bet galėjo susidaryti ledo plutai skylant ne pilnai. Nors šį kartą analizė daryta Charonui, ją galima pritaikyti ir kitiems Saulės sistemos kūnams su ledo plutomis, o ateityje galbūt ir ledinėms egzoplanetoms. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Kvavaras turi žiedą. Toli Saulės sistemos pakraštyje, gerokai už Neptūno orbitos, skrieja nykštukinė planeta Kvavaras, pavadinta Kalifornijoje gyvenančių tongvos tautos indėnų dievo-kūrėjo vardu. Dabar netikėtai nustatyta, kad jį supa žiedas. Atradimas padarytas stebint okultaciją – Kvavaro praskridimą prieš foninę žvaigždę. Okultacijų stebėjimai padeda patikslinti mažų objektų dydžius ir orbitų savybes. Pati okultacija truko trumpiau nei minutę ir buvo stebima La Palmoje įrengtu Kanarų didžiuoju teleskopu, pasitelkus specialią kamerą HiPERCAM, kuria galima labai greitai vieną po kito fotografuoti daugybę kadrų. Prieš iš po okultacijos žvaigždės šviesa irgi trumpam pritemo – tai rodo, kad ir prieš, ir už Kvavaro yra medžiagos, kuri, judėdama kartu su nykštukine planeta, užstojo žvaigždę. Vienintelė fiziškai įmanoma tokios medžiagos konfigūracija yra žiedas. Įdomu, kad žiedo spindulys daugiau nei septynis kartus viršija Kvavaro spindulį ir daugiau nei dvigubai – jo Rošė spindulį. Rošė spinduliu vadinama riba, už kurios medžiaga, skriejanti aplink kūną, gali sukibti dėl savo gravitacijos ir suformuoti palydovą. Pavyzdžiui, Žemės Rošė spindulys yra apie 25 tūkstančius kilometrų – jei Mėnulis priartėtų tiek arti, jis subyrėtų į gabalus dėl Žemės gravitacijos keliamų potvyninių jėgų. Kiti žinomi žiedai Saulės sistemoje – keturių didžiųjų planetų, asteroido Chariklo ir nykštukinės planetos Haumėjos – yra arčiau motininių kūnų, nei Rošė spindulys. Iki šiol buvo manoma, kad būtent jų padėtis paaiškina, kodėl žiedai egzistuoja, o ne susitelkia į palydovą. Visgi pasirodo, vien buvimo už Rošė spindulio tam nepakanka. Tiesa, žiedo dalelių orbitos periodas beveik tiksliai tris kartus ilgesnis nei Kvavaro sukimosi aplink savo ašį periodas. Panašus sąryšis, tik ne 1:3, o 1:2, galioja ir Chariklo bei Haumėjos žiedams. Taigi panašu, kad žiedų egzistavimui prie mažų Saulės sistemos kūnų būtinas rezonansas su paties kūno sukimusi. Šis atradimas rodo, kad žiedai gali būti daug dažnesnis reiškinys tiek Saulės sistemoje, tiek už jos ribų, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Vandeninių egzoplanetų gausa – neaiški. Per tris dešimtmečius nuo pirmųjų egzoplanetų atradimo sužinojome, kad jų įvairovė – milžiniška. Dvi planetų rūšys, kurių neturime Saulės sistemoje, yra superžemės ir subneptūnai. Tai planetos, kurių masė didesnė už mūsiškės ir mažesnė už 17 kartų masyvesnį Neptūną. Superžemėmis vadinamos uolinės arba vandeninės planetos, subneptūnais – dujinės/ledinės milžinės su stora atmosfera. Kaip atskirti jas vienas nuo kitų, kai planetą matome geriausiu atveju kaip blausų taškelį greta ryškios žvaigždės, o dažniausiai jas aptinkame išvis tik per poveikį žvaigždės judėjimui ar spinduliuotei? Paprastai planetos sandarai įvertinti naudojami masės-spindulio sąryšiai, kurie skiriasi priklausomai nuo planetos tankio. Bet, pasirodo, jų duodami rezultatai gali būti dviprasmiai. Mokslininkai išnagrinėjo, kaip galėtų vystytis subneptūnų atmosferos, šiems skriejant arti savo žvaigždės – tokiais atstumais, kuriais aptinkama didžioji dalis egzoplanetų. Paaiškėjo, kad jei planetos masė neviršija dešimties Žemės masių, išlaikoma atsmoferos masė yra proporcinga planetos masei. Tokiu atveju gaunamas planetos masės ir spindulio sąryšis yra praktiškai identiškas tam, kokiu pasižymi planeta, sudaryta lygiomis dalimis iš silikatinių uolienų ir vandens. Tokie „vandenynų pasauliai“ yra vienas iš netikėtų egzoplanetų tipų, ir iki šiol buvo manoma, kad gana daug superžemių yra būtent tokios. Bet naujieji rezultatai verčia abejoti tokia interpretacija: daug tokių numanomų vandenynų pasaulių gali būti tiesiog subneptūnai. Artimiausioje ateityje patikrinti šį rezultatą ir nustatyti tikrą vandenynų pasaulių skaičių turėtų leisti James Webb teleskopo renkami duomenys. Išmatuotas egzoplanetos atmosferos spektras atskleis, ar atmosfera sudaryta iš vandens garų, ar iš vandenilio ir helio. Pirmuoju atveju galima būtų teigti, jog tai yra vandenyno pasaulis, antruoju – subneptūnas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Egzoplanetų paieška dirbtiniu intelektu. Besiformuojančios planetos kurį laiką slepiasi protoplanetiniuose diskuose. Vienas būdas aptikti jų egzistavimą – tiksliai išmatuoti dujų greičių pasiskirstymą erdvėje. Aplink žvaigždę dujos skrieja beveik tiksliai apskritiminėmis orbitomis, kurių greitis priklauso nuo atstumo iki žvaigždės. Prie planetos greitis padidėja, o kryptis – pakinta. Deja, realybėje šie pokyčiai dažnai pranyksta matavimų paklaidose ir triukšme. Aptikti juos vis tiek įmanoma, bet tam reikia suskaičiuoti dešimtis modelių, bandant priderinti planetos kuriamą dujų greičių iškreipimą prie realių stebėjimų duomenų. Toks metodas užima daug laiko ir reikalauja daug skaičiavimų resursų. Dabar mokslininkai šią problemą išsprendė pasitelkę mašininio mokymo algoritmą. Pasitelkę skaitmeninius modelius, jie sukūrė daugybę realistiškų protoplanetinių diskų nuotraukų. Kai kuriose sistemose buvo planetose, kitose – ne. Tokiu duomenų rinkiniu apmokytas algoritmas išmoko atskirti, kur yra planetos, net ir matydamas tik triukšmingus išskydusius duomenis, atitinkančius realių stebėjimų informaciją. Algoritmas sėkmingai identifikuodavo ne tik pavienes planetas, bet ir daugelio planetų sistemas, taip pat teisingai nustatydavo jų padėtis nuotraukose. Išbandę kelis algoritmo variantus, tyrimo autoriai pasirinko tokį, kurio patikimumas viršija 95 procentus, kitaip tariant, ne daugiau nei viena iš dvidešimties sistemų klaidingai priskiriama turinčioms arba neturinčioms planetų. Toks greitas metodas planetinių sistemų klasifikavimui bus labai naudingas analizuojant James Webb teleskopo bei kitų naujos kartos teleskopų duomenis. Viena pagrindinių šių duomenų savybių – jų kiekis: jų bus gaunama gerokai daugiau, nei anksčiau. Taigi efektyvus automatizuotas jų apdorojimas yra būtinas, kad mokslininkai nešvaistytų laiko planetų paieškoms ten, kur jų tikrai nėra. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Stabilių keturnarių žvaigždžių konfigūracijos. Didelė dalis žvaigždžių skrajoja ne pavienės, o dvinarėse ir daugianarėse sistemose. Tai ypač būdinga masyvioms žvaigždėms – jų tokiose sistemose randame daugiau nei pusę. Daugianarė sistema susidaro dar žvaigždėms formuojantis, tačiau ne visos konfigūracijos yra stabilios ir išlieka pakankamai ilgai, kad jas aptiktume. Nagrinėti daugianarės sistemos evoliuciją yra labai sudėtinga, mat ji yra chaotiška: net ir minimalūs pradinių sąlygų pokyčiai veda prie radikaliai skirtingų evoliucinių baigčių. Jau trinarę sistemą nagrinėti labai sudėtinga, o keturnarę – dar sudėtingiau, tad pastarųjų stabilumas dažnai vertinamas „apsimetant“, kad jos yra trinarės. Pavyzdžiui, jei keturnarę sistemą sudaro dvi dvinarės, besisukančios viena aplink kitą (tokia sistema vadinama hierarchine), galime vieną dvinarę prilyginti vienam objektui ir ištirti tokios sistemos stabilumą, tada tokį patį supaprastinimą padaryti kitai dvinarei. O jei ketunarė susideda iš dvinarės, aplink kurią sukasi trečia žvaigždė, o aplink jas visas – ketvirta („lizdinė“ sistema), galime pirma ištirti vidinę trinarę sistemą, o tada – išorinę, pačią vidinę porą laikant vienu objektu. Bet ar tikrai tokie metodai patikimi? Pasirodo, ne; bent jau taip teigia naujo tyrimo autoriai, pritaikę keturnarių žvaigždžių stabilumo tyrimui mašininio mokymo algoritmus. Jie pasitelkė labai detalų skaitmeninį modelį, kuriuo ištyrė milijono keturnarių sistemų evoliuciją, varijuodami narių mases ir orbitų dydžių bei elipsiškumus. Hierarchinių ir lizdinių sistemų rinkinyje buvo po lygiai. Tada modelių rezultatus jie panaudojo apmokyti gana paprastam mašininio mokymo algoritmui ir nustatė kriterijus, kurie lemia sistemų stabilumą ilgalaikėje (šimtų milijonų metų ir ilgesnėje) perspektyvoje. Abiem keturnarių sistemų atvejais algoritmas teisingai klasifikavo daugiau nei 90% bandomųjų modelių, tuo tarpu atliekant analizę, paremtą trinarėmis sistemomis, tikslumas tėra apie 88% hierarchinėms sistemoms ir vos 66% lizdinėms. Paaiškėjo, kad sistemos stabilumas praktiškai nepriklauso nuo jos narių masių santykio, tačiau labai priklauso nuo orbitų spindulių santykio. Jei vidinės orbitos dydis viršija trečdalį išorinės, sistema beveik niekada negali būti stabili. Kriterijus tampa dar griežtesnis, jei vidinė orbita yra elipsiška – tada stabilumo nelieka pasiekus vos penktadalį išorinės orbitos dydžio. Atrasta klasifikacijos schema padės daug geriau įvertinti aptinkamų daugianarių sistemų evoliucijos baigtis, patikslinti žvaigždėdaros modelius ir ieškoti egzoplanetų daugianarėse sistemose. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždėdaros regionų chemija. Tarpžvaigždinėje terpėje randama gausybė įvairių molekulių. Daugiausia, žinoma, yra paprastų – vandenilio, smalkių, anglies dioksido ir panašių. Bet pasitaiko ir labai sudėtingų, kurias sudaro dešimtys atomų. Iš principo egzistuoja daugybė būdų – reakcijų sekų – joms susiformuoti. Dabar nustatyta, kad kai kurios sudėtingos molekulės atsiranda paprasčiausiu įmanomu keliu. Tauro molekuliniame debesyje, žvaigždėdaros regione už 120 parsekų nuo mūsų, atrastas ortobenzinas, o jo reakcijų produktų gausa atitinka nustatytą teoriškai ir laboratoriškai. Ortobenzinas yra palyginus paprasta molekulė, kurią sudaro šešių anglies atomų žiedas ir keturi vandenilio atomai. Molekulė yra labai reaktyvi – susijungti su kitais atomais ar junginiais jai nereikia aktyvacijos energijos. Pagrindinė ortobenzino reakcija tarpžvaigždiniuose dujų debesyse yra su metilo radikalais – molekulėmis iš vieno anglies ir trijų vandenilio atomų. Tyrimo autoriai, pasitelkę laboratorinius eksperimentus ir skaitmeninius modelius, išnagrinėjo, kokie turėtų būti tokių reakcijų produktai. Susijungus ortobenzinui ir metilo radikalui, susidaro benzilo radikalas iš septynių anglies ir septynių vandenilio atomų. Jis gali prarasti vieną ar kelis vandenilio atomus ir suformuoti penkiakampį anglies atomų žiedą su atšakomis. Skirtingos tokios struktūros atmainos yra molekulės fulvenalenas (FA), 1- ir 2-etinilciklopentadienai (ECP). Bandymai ir modeliai patvirtina, kad visoms reakcijoms nereikalinga aktyvacijos energija, taigi jos gali vykti net ir labai šaltoje aplinkoje – tarpžvaigždinių dujų debesyse. Teoriškai prognozuojamas molekulių gausos santykis yra 89% 1-ECP, 8% FA ir 3% 2-ECP. Skaitmeninis Tauro molekulinio debesies modelis, kuriame įtraukiamos šios reakcijos, puikiai atkuria stebimą 1-ECP gausą ir pasiskirstymą; kitų dviejų molekulių kiekiai irgi atkuriami neblogai. Šis atradimas parodo, kad kai kurios sudėtingos molekulės formuojasi gana paprastomis reakcijų grandinėmis ir padeda geriau suprasti, kaip Visatoje atsiranda cheminių junginių įvairovė. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Pirmykštės juodosios skylės sukelia gama žybsnius? Astronomai dažnai kalba apie dviejų tipų juodąsias skyles: žvaigždines ir supermasyvias. Pirmosios atsiranda sprogus masyviai žvaigždei, o antrųjų kilmė iki galo neaiški. Įmanoma ir trečia, kol kas hipotetinė, juodųjų skylių rūšis – pirmykštės. Jos galėjo susiformuoti praėjus mažai sekundės daliai po Didžiojo sprogimo, kai pirmykštės medžiagos tankio svyravimai kai kurių regionų tankį pakėlė iki pakankamai didelio gravitaciniam kolapsui. Teoriniai modeliai prognozuoja labai įvairias tokių juodųjų skylių mases – nuo mikrogramų iki šimtų tūkstančių Saulės masių. Mažiausios juodosios skylės iki šių dienų būtų išgaravusios dėl Hawkingo spinduliuotės, tačiau masyvesnės nei maždaug milijardo kilogramų dar išliktų. Jei jų yra daug, jos netgi gali sudaryti reikšmingą tamsiosios materijos dalį, nors tokia tikimybė vis mažėja, kadangi vis jautresniais detektoriais jų aptikti nepavyksta. Tiesa, aptikimo būdai irgi nėra labai paprasti – bandoma ieškoti, kokį poveikį juodosios skylės galėtų turėti aplinkinėms dujoms ar žvaigždėms. Dabar pasiūlytas dar vienas įdomus mechanizmas: mažytės pirmykštės juodosios skylės susidūrimas su neutronine žvaigžde gali sukelti gama spindulių žybsnį. Mokslininkai apskaičiavo, kas nutiktų, jei maždaug milijardo kilogramų juodoji skylė, kurios įvykių horizonto spindulys yra maždaug atomo dydžio, įskristų į neutroninę žvaigždę. Kritimo metu neutroninės žvaigždės medžiaga, įtraukiama į juodąją skylę ar tiesiog destabilizuojama, sužibtų gama spinduliais. Apskaičiuota žybsnio trukmė būtų apie sekundę. Kitas galimas atvejis – artimas objektų prasilenkimas: jo metu kylantis žybsnis gali trukti apie pusę minutės. Abiem atvejais žybsnis pasižymėtų beveik pastoviu šviesiu visą šį laiką, o pabaigoje labai staigiai išblėstų. Tuo jis skirtųsi nuo kitų žybsnių, kurių šviesis mažėja labiau tolygiai ir dar kurį laiką po paties žybsnio išlieka reliktinė spinduliuotė. Neutroninės žvaigždės pačios yra labai tankios ir arti ribos, kurią viršijus kolapsuojama į juodąją skylę. Papildomas nors ir nedidelės masės, bet ypatingai aukšto tankio objektas, patekęs į vidų, gali destabilizuoti neutroninę žvaigždę ir suvalgyti ją iš vidaus. Taigi šis modelis galėtų paaiškinti ir juodųjų skylių, kurių masė lygi neutroninių žvaigždžių masėms, egzistavimą. Dabar belieka atrasti tokių specifinių gama spindulių žybsnių ar mažų juodųjų skylių. Kol kas jų nėra žinoma, bet tyrimo autorių teigimu, jų ir neturi būti daug: nors visoje regimojoje Visatoje per metus gali nutikti keli milijardai susidūrimų tarp neutroninių žvaigždžių ir pirmykščių juodųjų skylių, toli gražu ne kiekvienas jų didžiąją spinduliuotės dalį paskleidžia mūsų link. Įvertinus tai, kad spinduliuotė, iki pasiekdama mus, išblėsta, o mūsų teleskopai nestebi visos Visatos vienu metu, nekeista, kodėl tokie įvykiai iki šiol nebuvo užfiksuoti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pulsarų gelmėse – keistieji kvarkai? Pulsarai yra labai greitai besisukančios neutroninės žvaigždės. Stiprus magnetinis laukas suspaudžia jų spinduliuotę į du siaurus pluošus, einančius išilgai magnetinei ašiai, kuri nesutampa su sukimosi ašimi. Taigi pulsaro spinduliuotė, jam sukantis, šviečia vis kita kryptimi. Jei kartais spindulys pataiko į Žemę, matome reguliariai pulsuojantį šaltinį. Pulsarų reguliarumas – neišpasakytas: ilgą laiką jie buvo tikslesni už geriausius atominius laikrodžius. Pastaraisiais dešimtmečiais taip nebėra, tad astronomai ėmė pastebėti, kad kartais pulsarų sukimosi periodas staigiai šiek tiek pakinta. Tokie trūkiai (angl. glitch) greičiausiai kyla dėl pulsaro drebėjimų, kurie perskirsto medžiagą visoje žvaigždėje. Kol kas neturime modelio, paaiškinančio drebėjimų kilmę, eigą ir visas savybes. Naujame tyrime mokslininkai neutroninėms žvaigždėms pritaikė Žemės drebėjimų modelį. Žemės drebėjimai dažniausiai kyla todėl, kad išauga įtemptis tarp dviejų tektoninių plokščių, o susidaręs slėgis išlaisvinamas staigiu plokščių pajudėjimu. Drebėjimų savybės priklauso ir nuo gilesnių kūno sluoksnių savybių. Žemėje tai yra mantija ir branduolys, neutroninės žvaigždės taip pat turi santykinai kietą plutą ir minkštesnes gelmes. Iš ko jos sudarytos? Gali būti, kad iš neutronų, kaip ir byloja pavadinimas. Bet gali būti, kad ten slypi egzotiškesnė medžiagos forma, susidedanti iš keistųjų kvarkų. Neutronai, kaip ir protonai, susideda iš kylančiųjų ir krintančiųjų (angl. up ir down) kvarkų; keistieji kvarkai yra keliasdešimt kartų masyvesni, tad galėtų suformuoti kompaktiškesnę struktūrą, nei neutronai. Tyrėjai išnagrinėjo drebėjimų modelį tiek su neutronų, tiek su keistųjų kvarkų pilnomis neutroninės žvaigždės gelmėmis ir nustatė, kad pastarasis modelis stebimus periodų pokyčius paaiškina daug geriau. Tiesa, tam reikia, kad santykinis drebėjimų intensyvumas neutroninėse (ar, gal tiksliau sakant, „keistoninėse“) žvaigždėse būtų gerokai didesnis, nei Žemėje. Ateityje detalesni pulsarų periodų pokyčių stebėjimai leis įvertinti, kiek energijos išsklaidoma kiekvieno drebėjimo metu, ir patikrinti šio modelio prognozes. Taip išorinės neutroninių žvaigždžių savybės padės išsiaiškinti, kas dedasi jų gelmėse ir apskritai kaip medžiaga elgiasi ekstremaliomis sąlygomis. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždėdara besijungiančiose galaktikose. Maždaug 150 megaparsekų atstumu nuo mūsų yra sistema IIZw096, susidedanti iš dviejų besijungiančių galaktikų. Tokių sistemų centrines dalis dažniausiai dengia tankūs dulkių sluoksniai, todėl regimųjų ir ultravioletinių spindulių ruože įžiūrėti centro neįmanoma. Ilgesni infraraudonieji spinduliai prasiskverbia pro dulkes, bet iki neseniai neturėjome galimybės šiame ruože pažvelgti taip detaliai, kaip trumpesnių bangos ilgių. Prieš maždaug dešimtmetį Spitzer infraraudonųjų spindulių teleskopu išmatuotas didžiulis šviesis sistemos centrinėje dalyje, bet jo nepavyko lokalizuoti tiksliau nei maždaug aštuonių kiloparsekų regione. Aštuoni kiloparsekai yra atstumas tarp Saulės ir Paukščių Tako centro; jis apima kone visą vieną iš besijungiančių galaktikų. Taigi nebuvo įmanoma pasakyti, kas ten iš tiesų šviečia – aktyvus galaktikos branduolys, intensyvios žvaigždėdaros regionas ar tiesiog daugelio jaunų žvaigždžių šviesa visoje galaktikoje. James Webb teleskopas pakeitė situaciją, mat jo erdvinė skyra kelias dešimtis kartų geresnė. Juo atlikti stebėjimai atskleidė, kad didžioji dalis infraraudonosios spinduliuotės sklinda iš regiono, nutolusio nuo abiejų galaktikų branduolių. Iš viso regione identifikuoti 12 infraraudonosios spinduliuotės šaltinių. Didžiausias iš jų skleidžia 40-70% visos IR spinduliuotės, o jo skersmuo neviršija 350 parsekų. Mažesnių darinių išskirti negali ir James Webb teleskopas. Į 350 parsekų sutalpinti 300-500 milijardų Saulės šviesių IR spinduliuotės – nelengva užduotis, bet taip gali nutikti, jei ten kasmet susiformuoja 40-60 Saulės masių naujų žvaigždžių. Tokia žvaigždėdaros sparta atitinka ryškiausių aplinkinių galaktikų centrines dalis, tad keista, kad IIZw096 sparčiausia žvaigždėdara vyksta kaip tik ne centre. Bet gali būti, kad tai yra dar vienas – trečias – galaktikos branduolys, o sistema susideda iš trijų besijungiančių galaktikų. Tiesiog trečioji galaktika iširo daug labiau, nei kitos dvi, ir jos struktūrų iki šiol nepavyko įžvelgti. Aštuoni iš dvylikos spinduliuotės regionų yra gerokai raudonesni, nei panašūs žvaigždėdaros regionai kitose aplinkinėse galaktikose. Tai greičiausiai reiškia, kad IIZw096 turi daugiau dulkių, nei kitos galaktikos, o žvaigždėdara ten prasidėjo vėliau, nei kitur. Šie rezultatai padės patobulinti galaktikų susiliejimų modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

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

Laiqualasse