Kąsnelis Visatos DLXXXI: Ir vėl vanduo

Praeitos savaitės Kąsnelyje buvo nemažai atradimų, susijusiu su vandeniu, o šią savaitę jie tęsiasi toliau. Galėtum pagalvoti, kad tas junginys kažkuo labai svarbus ir ypatingas :) Tarp naujienų randame ir skaičiavimus, kaip Europos poledinis vandenynas suka jos plutą, ir gyvybei tinkamų sąlygų paieškas potvyniškai prirakintose planetose, ir vandens pasislėpimą uolinių planetų mantijose. Kitose naujienose – aktyvus ugnikalnis Veneroje, anglies jonų gausos kitimas Visatos jaunystėje ir gravitacinių bangų gaudymo naujovės. Gero skaitymo!

***

Moduliniai robotai Mėnulio kolonizavimui. Pirmiesiems Mėnulio gyventojams – o tokie ten turėtų nukeliauti dar šį dešimtmetį – reikės nudirbti daugybę sunkių fizinių darbų: pastatyti gyvenamąsias patalpas, įrengti Saulės jėgaines, nutiesti kabelius, pastatyti vandens ledo kasimo įrenginius… Aišku, jie to nedarys plikomis (ar skafandrais padengtomis) rankomis; greičiausiai į pagalbą ateis robotai. Jų, žinoma, būna visokiausių, o kokius geriausia gabentis į Mėnulį? Grupė mokslininkų vysto projektą, kuris turėtų pateikti patrauklų atsakymą: modulinius robotus. Projekto idėja konceptualiai labai paprasta: sukurti robotinius komponentus, kuriuos galima jungti tarpusavyje ir suformuoti robotą su savybėmis, reikalingomis konkrečiai užduočiai atlikti. Pernai pradėtas projektas įkvėptas kirminų: jų judesiai gali priminti tiek kojų, tiek straublių, stuburų, pirštų ar uodegų judesius. Taigi sujungus keletą „kirminų“ galima būtų sukurti įvairių galimybių robotų. Prototipinis robotas susideda iš „paletės“ – centrinio komponento, prie kurio galima jungti vieną ar kelis „kirminus“, kurie veikia kaip kojos, manipuliatoriai ar jungtys tarp skirtingų palečių. Ant kirminų galima užmauti įvairius „batus“, kuriuose yra reikalingi prietaisai, pavyzdžiui sensoriai, įrankiai ar navigacijos priemonės. Nors kiekvienas „kirminas“ juda nepriklausomai, programinė įranga gali koordinuoti jų veiksmus ir suteikti robotui norimų gebėjimų. Kaip keletą pavyzdžių kūrėjai įvardija didelius robotus, kurie leistų gabenti sunkius krovinius įkalnėn, bei voro formos robotą, kuris galėtų tyrinėti kraterių dugnus. Vienodi robotų komponentai leistų minimizuoti reikalingą atsarginių dalių ir apskritai komponentų kiekį, mat į Mėnulį užtektų nugabenti palečių, kirminų ir batų rinkinį, o reikalingus robotus vietoje pasigamintų patys astronautai. Projekto rezultatai ir prototipai pristatyti IEEE Aerokosmoso konferencijoje.

***

Veneroje yra aktyvus ugnikalnis. Saulės sistemoje žinome dvi vietas, kur tikrai vyksta ugnikalnių išsiveržimai: Žemę ir Jupiterio palydovą Ijo. Dabar prie jų galime pridėti ir Venerą: bent prieš tris dešimtmečius ten įvyko vulkaninis išsiveržimas. Atradimas padarytas nagrinėjant Magellan zondo nuotraukas, darytas 1991 metais. Zondas skenavo visą planetos paviršių radaru – tai efektyviausias būdas pažvelgti kiaurai tankius Veneros debesis. Kol kas Magellan sudaryti venerlapiai yra geriausia informacija apie planetos paviršiaus struktūras. Ištyrę daugybę nuotraukų porų, kur ta pati paviršiaus vieta nuskenuota skirtingu metu, mokslininkai aptiko vieną regioną Matės kalne, kuris aiškiai pakito tarp 1991 metų vasario ir spalio. Maždaug pusantro kilometro skersmens krateris padvigubėjo, išplisdamas į rytus, o šiaurėn besileidžiantį šlaitą padengė nauja lavos nuošliauža. Nors vien iš nuotraukų negalima pasakyti, kad nuošliaužą tikrai sudaro iš kraterio ištekėjusi lava, tyrimo autorių teigimu, kitokios interpretacijos negali paaiškinti visų matomų pokyčių. Matės kalnas – vienas iš keturių labiausiai tikėtinų vis dar aktyvių ugnikalnių Veneroje. Apskritai netiesioginių įrodymų apie tebesitęsiantį vulkanizmą aptikta jau seniau, bet šis yra pirmasis toks tvirtas tikro lavos išsiveržimo pavyzdys. Dauguma mokslininkų tikėjosi, kad ugnikalnių Veneroje yra, nes panašaus dydžio į Žemę planeta turėtų gaminti panašiai gelmių šilumos, kuri turi kažkaip pabėgti į išorę. Žemėje kasmet įvyksta apie 50 ugnikalnių išsiveržimų; sekantis klausimas Veneros tyrimų misijoms bus išsiaiškinti, kaip dažnai jie vyksta Veneroje ir kokie energingi yra. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Europos vandenynas suka plutą. Jupiterio palydove Europoje po stora ledo pluta plyti vandenynas. Iš apačios jį šildo kieto branduolio šiluma, o iš viršaus šaldo ta pati ledo pluta. Temperatūrų skirtumas sukelia konvekciją: šilto vandens srovės kyla aukštyn, šaltas leidžiasi. Europa taip pat ir sukasi aplink savo ašį, tad vandenyno srovės stumiamos į šalis – susidaro rytų-vakarų ir priešingos krypčių srautai. Naujame tyrime parodyta, kad šios srovės gali turėti įtakos visos ledo plutos judėjimui. Jau anksčiau mokslininkai manė, kad Europos ledo pluta sukasi greičiau, nei branduolys, bet to priežastimi buvo laikoma Jupiterio gravitacija. Ji deformuoja plutą ir patempia ją į šoną stipriau, nei branduolį. Naujojo tyrimo autoriai pasitelkė skaitmeninį modelį ir suskaičiavo, kaip juda vanduo, veikiamas konvekcijos, ir kokia jėga veikia viršuje esantį ledą. Gautas rezultatas – užtenka vos 1 cm/s vidutinio srovės greičio per visą Europą, kad vandenyno įtaka plutos judėjimui prilygtų Jupiterio gravitacijos poveikiui. Tiesa, priklausomai nuo gelmių temperatūros, srovė gali judėti tiek viena, tiek kita kryptimi, taigi tiek lėtinti, tiek greitinti plutos sukimąsi. Nustatyti plutos sukimosi spartą galima gama nesunkiai, tačiau palyginti ją su branduolio sukimusi – tikras iššūkis, nes branduolio tiesiogiai matyti negalime. Visgi mokslininiai tikisi, kad planuojamos Europa Clipper misijos duomenys leis geriau suprasti, kiek skiriasi Europos sluoksnių sukimasis. Tokia informacija duotų naudingų žinių ir apie vandenyno judėjimą bei gelmių temperatūrą. Be to, plutos sukimosi netolygumai gali pasireikšti ir pokyčiais plutos paviršiuje: įtrūkimais, ledo kalnagūbrių formavimusi ir kitomis paviršiaus struktūromis, kurios matomos labai aiškiai. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Raudonųjų nykštukių kintamumas. Dauguma planetų sukasi apie mažesnes už Saulę žvaigždes – raudonąsias nykštukes. Taip yra tiesiog todėl, kad jų daugiau, nei masyvesnių. Natūralu, kad astronomams kyla klausimas, kiek šių žvaigždžių aplinka palanki gyvybei. Jau kurį laiką žinome, kad raudonųjų nykštukių žybsniai būna daug stipresni, negu į Saulę panašių žvaigždžių; pridėjus faktą, kad skystam vandeniui egzistuoti tinkamos planetos skrieja daug arčiau nykštukės, nei Žemė aplink Saulę, gauname niūrų vaizdą. Naujo tyrimo rezultatai jo išsklaidyti nepadeda: raudonųjų nykštukių spinduliuotė kinta labiau, nei Saulės. Tyrimo autoriai surinko 177 raudonųjų nykštukių spektrų duomenis, išmatuotus 2003-2020 metais. Daugelis žvaigždžių stebėtos tik keletą ar keliolika kartų, bet kai kurios – daugiau nei šimtą. Remdamiesi specifinių kalcio, natrio ir vandenilio spektro linijų duomenimis jie įvertino, kaip keitėsi žvaigždžių aktyvumas tarp skirtingų stebėjimų. Paaiškėjo, kad vieningos tendencijos nėra, išskyrus tai, kad visų žvaigždžių aktyvumas kinta, o pokyčių pobūdis dažniausiai yra gana sudėtingas. Tais atvejais, kai pavyko nustatyti pokyčių periodiškumą, jis būdavo tarp 3 ir 20 metų, tačiau neabejotinai yra ir ilgesnių periodų, tiesiog jų įvertinti neįmanoma su turimu duomenų rinkiniu. Pokyčiai dažnai skiriasi netgi toje pačioje žvaigždėje stebint skirtingus indikatorius – aukščiau minėtas spektro linijas. Tai rodo, kad raudonųjų nykštukių kintamumas yra labai kompleksiškas – sudėtingesnis, nei Saulės. Jei panašios tendencijos išlieka ir ilgesnėmis laiko skalėmis, tai greičiausiai neigiamai atsiliepia gyvybei. Vos pradėjusią plisti planetoje gyvybę staiga gali sunaikinti gerokai sustiprėjęs žvaigždės aktyvumas ir dažni galingi žybsniai. Aktyvumo pokyčiai svarbūs net ir egzoplanetų paieškoms: planetos dažnai randamos stebint žvaigždės šviesio pokyčius, planetai kertant jos diską, tačiau jei žvaigždės šviesis reikšmingai kinta dėl aktyvumo, planetos tranzito signalas gali būti iškreiptas ar išvis pranykti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Prirakintų planetų gyvybingumas. Raudonųjų nykštukių planetos, kurių vidutinė temperatūra galėtų tikti skystam vandeniui egzistuoti, dažnai yra potvyniškai prirakintos – į žvaigždę visada žiūri viena puse, kaip Mėnulis į Žemę. Taigi vienoje planetos pusėje visada diena, priešingoje – nesibaigianti naktis. Ar jose gali būti tinkamos sąlygos gyvybei? Iki šiol buvo keletas teorinių tyrimų šia tema, bet jie analizavo vadinamą „planetos-akies“ konfigūraciją. Joje visą planetą stingdo ledinis šaltis, išskyrus regioną tiesiai po vidurdienio tašku, kur temperatūra pakyla iki tinkamos skystam vandeniui. Naujame tyrime nagrinėjama kitokia – juostinė – konfigūracija: dieninė planetos pusė svilinama pragariško karščio, naktinė sustingusi šaltyje, o palanki temperatūra susidaro juostoje ties riba tarp pusrutulių. Pasitelkę skaitmeninį klimato modelį, tyrėjai įvertino, koks klimatas nusistovėtų planetose su karšta dienine ir šalta naktine pusėmis, priklausomai nuo bendro planetoje esančio vandens kiekio. Pastarasis pasirodė esąs svarbus parametras: kuo daugiau planetoje vandens, tuo sunkiau išlaikyti gyvybei tinkamą klimatą. Daug vandens turinčioje planetoje dieninėje pusėje šis ima garuoti ir sukuria vandens garų atmosferą, kuri apgaubia planetą ir ją visą pernelyg įkaitina. Tuo tarpu jei planetoje vandens palyginus nedaug – panašiai, kaip Žemėje – ribinėje juostoje nusistovi tinkamas klimatas. Įdomu, kad tokia būsena gali būti gana tikėtina nepriklausomai nuo pradinės planetos sandaros: jei pradžioje planeta turi labai daug vandens, atmosferoje susikaupę garai ima kondensuotis ir ledėti naktinėje pusėje. Taip po truputį jų mažėja, kol galiausiai planeta pereina į nedaug vandens turinčią būsena, tik su milžiniškais ledynais naktinėje pusėje. Šis atradimas papildo žinias apie galimą planetų atmosferų įvairovę ir padeda planuoti gyvybės paieškų misijas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Vanduo slepiamas planetų mantijose. Į Žemę vandenį, kaip žinome, atnešė kometos ir asteroidai. Kurį laiką vanduo planetos paviršiuje buvo, švelniai tariant, karštas – daugiau nei šimto laipsnių temperatūros. Nuo užvirimo ir visiško išgaravimo vandenynus sulaikė tik daug aukštesnis pirmykštės atmosferos slėgis. Vandenį kaitino tiek tų pačių asteroidų smūgių metu išskirta energija, tiek jaunos Saulės žybsniai – kurie buvo dažnesni nei dabar, – tiek nuo planetos formavimosi likusi šiluma. Dalis vandens, aišku, išgaravo, o dalis susigėrė į mantijos uolienas. Iš jų vėliau dalis vandens grįžo atgal į apytakos ratą, o kitas vis dar tebėra užrakintas giliai mineraluose. Šie procesai dar svarbesni turėtų būti planetoms prie raudonųjų nykštukių, mat šios žvaigždės išlaiko aukštą jaunatvišką aktyvumą daug ilgiau, nei panašios į Saulę. Naujame tyrime skaičiuojama, kiek vandens galėtų „tilpti“ tokių planetų mantijose. Jie apskaičiavo tikėtiną planetos mantijos sandarą priklausomai nuo planetos masės (kuri lemia uolienas veikiantį slėgį) ir magnio bei silicio masių santykiu (kuris lemia uolienas sudarančių mineralų įvairovę). Mantiją jie suskirstė į dvi dalis – viršutinę ir apatinę, kurios skiriasi pagrindinių mineralų struktūra. Pagrindinis rezultatas – kuo planeta masyvesnė, tuo santykinai mažiau vandens gali susigerti mantijoje, o ypač – viršutinėje jos dalyje. Pavyzdžiui, Žemės masės planetos mantijoje telpa apie 2-3 Žemės vandenynus (1 vandenyno masė yra kiek daugiau nei milijardas milijardų tonų), arba 0,05% visos planetos masės, vandens; pusė šio vandens ištirpsta viršutinėje mantijos dalyje. Tuo tarpu penkis kartus už Žemę masyvesnėje planetoje visa mantija talpina aštuonis Žemės vandenynus, t.y. 0,035% planetos masės; viršutinėje mantijoje telpa nežymiai daugiau vandens, nei vienos Žemės masės planetoje. Didėjant masei, santykis daugiausiai mažėja todėl, kad mantija bei viršutinėje jos dalis užima santykinai vis mažesnę planetos tūrio, taigi ir masės, dalį. Gauti skaičiai yra maksimalios galimai pasislėpusio vandens masės vertės; realus jo kiekis priklauso ne tik nuo mantijos galimybių sugerti vandenį, bet ir nuo planetą pasiekiančio vandens kiekio, medžiagų apykaitos tarp paviršiaus ir mantijos bei kitų procesų. Žvaigždei senstant ir rimstant, dalis mantijos vandens gali grįžti į paviršių ir suformuoti vandenynus bei sąlygas gyvybei atsirasti. Bet kuriuo atveju panašu, kad kuo uolinė planeta masyvesnė, tuo mažiau šansų joje rasti daug vandens. Taigi ir gyvybės paieškoms geriau rinktis planetas, mase panašias į Žemę. Net ir nekalbant apie gyvybės paieškas, geresnės žinios apie planetų mantijų mineralus padės analizuojant galimą jų klimato įvairovę, atmosferos sandarą ir formavimosi istoriją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Medūzos ūkas, arba Abell 21. Šaltinis: Martin Bradley, Chesterfield Astronomical Society

Ūkai pasižymi pačiomis įvairiausiomis formomis ir spalvomis. Čia matome planetinio ūko – į Saulę panašios žvaigždės priešmirtinio atodūsio – nuotrauką. Sluoksniuotos susipynusios dujų gijos įkvėpė astronomus pavadinti jį Medūzos ūku, nors man asmeniškai jis primena piršto antspaudą. Tik tiek, kad tas antspaudas – ar medūza – yra daugiau nei parseko skersmens. Ūkas švyti dėl centre esančios žvaigždės liekanos – baltosios nykštukės, kurios energinga spinduliuotė sužadina dujas.

***

Paukščių Tako amžius – maždaug 13 milijardų metų: panašus į Visatos, bet šiek tiek mažesnis. Kaip mes tą žinome? Kaip galime būti tikri, kad mūsų Galaktika susiformavo ne, pavyzdžiui, prieš 10 ar 8 milijardus metų? Apie tai pasakoja Dr. Becky:

***

Išankstinis gravitacinių bangų gaudymas. Mes įpratę, kad astronominiai reiškiniai vyksta labai lėtai. Taip lėtai, kad praktiškai nesvarbu, kada reiškinį stebėsime, matysime iš esmės tokį patį vaizdą. Bet taip būna ne visada: kai kurių įvykių raida matuojama sekundėmis ar net jų dalimis. Vienas tokių reiškinių yra neutroninių žvaigždžių susiliejimas. Jis sukelia porą sekundžių trunkantį gama spindulių žybsnį bei visų kitų elektromagnetinių bangų signalą, matomą bent keletą valandų ar dienų. Kartu pasklinda ir gravitacinių bangų signalas. Pirmas toks signalas užfiksuotas 2017 metais; tada susiliejimą stebėjo apie 70 įvairių teleskopų, bet stebėjimus jie pradėjo tik po 11 valandų. Tiek laiko užtruko aptikti tikslią susiliejimo vietą danguje. Kol kas neturime daugiau pavyzdžių, kai neutroninių žvaigždžių susiliejimą kartu būtų stebėję ir gravitacinių, ir elektromagnetinių bangų detektoriai. Šią gegužę gravitacinių bangų detektorius LIGO pradės trečiąjį stebėjimų etapą, kurio metu tikimasi užfiksuoti nuo keturių iki dešimties tokių įvykių. Detektorius dabar turės keletą patobulinimų, kurie padidins šansus, jog į susiliejimus galėsime greitai nukreipti ir teleskopus. Tarp patobulinimų yra automatizuota ir gerokai pagreitinta signalo padėties danguje nustatymo – trianguliacijos – sistema. Ji turėtų nustatyti tikslią įvykio kryptį ne per kelias valandas, o per minutes ar sekundes. Bet dar įdomesnė yra išankstinio perspėjimo sistema. Apskritai gravitacinių bangų signalai duomenyse matomi gana sunkiai – beveik iki paskutinių susiliejimo akimirkų juos užgožia triukšmas. LIGO naudojamas būdas juos identifikuoti yra paieškų algoritmas, kuris prie gaunamų duomenų nuolat derina apskaičiuotas teorines gravitacinių bangų signalų formas. Radus derantį intervalą, galima tą duomenų vietą nagrinėti detaliau, be to, išsiunčiamas pranešimas astronomų bendruomenei apie numanomą įvykį. Išankstinio perspėjimo sistema veikia analogiškai, tačiau naudoja sutrumpintas formas, kad dermę galėtų apskaičiuoti greičiau. Dvi neutroninės žvaigždės (kaip ir dvi juodosios skylės, ar juodosios skylės ir neutroninės žvaigždės pora) gravitacines bangas skleidžia ir prieš susiliedamos, tik daug silpnesnes. Būtent tą išankstinį signalą ir bandoma išskirti iš nuolatinio triukšmo. Bandymai rodo, kad išankstinio perspėjimo sistema galės aptikti neutroninių žvaigždžių susiliejimus likus dešimčiai sekundžių iki paties įvykio. Atrodo nedaug, bet tiek laiko gali pakakti, kad būtų išsiųstas pranešimas įvairiems teleskopams ir jų valdymo sistemos pradėtų kreipti teleskopus į numatomą susiliejimo vietą danguje. Taip gali pavykti užfiksuoti jau pirmąsias žybsnio akimirkas. Savo ruožtu, tokie duomenys leis patikrinti įvairius susiliejimų teorinius modelius. Išankstinio perspėjimo sistemas pristatantys straipsniai publikuoti The Astrophysical Journal 2020 ir 2021 metais.

***

Grupė iš vienos galaktikos. Galaktikų grupėmis vadinami telkiniai, susidedantys iš kelių dešimčių ar mažiau didelių galaktikų bei aplink jas besisukančių nykštukių. Jos pasižymi ir kitais komponentais, pavyzdžiui karštų tarpgalaktinių dujų halu. Taip pat kartais grupėje matyti iš centrinės galaktikos lekianti čiurkšlė, kuri įkaitina tarpgalaktines dujas savo kelyje ir sukelia ryškų švytėjimą rentgeno bei radijo ruože. Čiurkšlė ne visada būna tiesi – susidūrusi su dujų sutankėjimu, ji gali palinkti į šoną. Dabar paskelbta apie tolimoje Visatoje aptiktą regioną, kuris turi visas galaktikų grupės savybes, išskyrus pačias galaktikas. Kvazaro 3C 297 šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei devynis milijardus metų. Jo aplinkoje jau seniau aptiktas karštų dujų halas, čiurkšlė ir jos sąveikos su tankesniu debesiu požymiai. Taip pat netoliese dangaus skliaute matomos dar 19 galaktikų; buvo manoma, kad jos sudaro grupę aplink kvazarą. Naujojo tyrimo autoriai išmatavo šių galaktikų spektrus; tai leido apskaičiuoti atstumus iki jų. Paaiškėjo, kad visos 19 galaktikų yra arba arčiau, arba toliau nuo mūsų, nei 3C 297. Kitaip tariant, kvazaras skrieja vienišas, nors jo aplinka primena galaktikų grupę. Greičiausiai čia matome vadinamąją fosilinę grupę – visos joje buvusios galaktikos palyginus neseniai susijungė į vieną. Fosilinių grupių žinoma ir daugiau, bet ši – pati tolimiausia. Galaktikoms susijungti užtrunka ne vieną milijardą metų, tad kyla klausimas, kaip 3C 297 kaimynės spėjo tą padaryti per keturis milijardus metų nuo Didžiojo sprogimo iki stebimo laikotarpio. Nors šis faktas nepaneigia šiandieninio supratimo apie Visatos struktūros formavimąsi, grupės kilmės analizė tikrai padės atsakyti į kai kuriuos klausimus apie šį procesą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Supplement Series.

***

Anglies jonai jaunoje Visatoje. Kai Visata tik atsirado ir pirmus porą šimtų milijonų metų po Didžiojo sprogimo, joje buvo tik vandenilis, helis ir truputis ličio. Visi kiti cheminiai elementai susiformavo vėliau, žvaigždėse ar jų dėka. Vienas iš jų yra anglis – šiuo metu vienas iš gausiausių elementų. Didelė dalis anglies yra tris kartus jonizuota, kitaip tariant, netekusi trijų elektronų – ji žymima CIV (romėniškas skaičius reiškia ketvirtąją jonizacijos būseną, o pirmoji būsena atitinka neutralų atomą). Ilgą laiką buvo manoma, kad CIV gausa Visatoje augo gana tolygiai nuo milijardo iki keturių milijardų metų. Milijardo metų amžiaus Visatoje stipriai jonizuotos anglies jau šiek tiek buvo, bet iki šiol nežinojome, kada ji atsirado ir kaip sparčiai gausėjo pačioje pradžioje. Naujo tyrimo rezultatai atskleidžia šią evoliucijos stadiją. Tyrėjai pasitelkė 42 tolimų kvazarų spektrus, kad išmatuotų jonizuotos anglies sugeriamą spinduliuotę. Kvazarai yra ypatingai ryškūs aktyvūs galaktikų branduoliai, todėl juos galime palyginus gerai matyti net iš pirmojo milijardo metų po Didžiojo sprogimo. Jei tarp kvazaro ir mūsų pasitaiko dujų debesis, jame esantys atomai sugeria kai kurių bangos ilgių spinduliuotę, tad spektre matome sugerties linijas. Kuo konkretaus elemento ar jono gausa didesnė, tuo daugiau fotonų sugeriama. Kvazarų spektruose astronomai identifikavo 260-ies sugeriančių debesų požymius, o debesų atstumas atitinka 12,3-12,8 milijardo metų šviesos kelionę. Kitaip tariant, debesis spinduliuotė kirto Visatai esant 0,9-1,4 milijardo metų amžiaus. Įvertinę CIV gausą kiekviename debesyje, mokslininkai nustatė, kad ji per 300 milijonų metų, pradedant kiek mažiau nei milijardu metų po Didžiojo sprogimo, išaugo beveik penkis kartus. CIV gausos variacijos tarp debesų, matomų vienodu atstumu, praktiškai nesiskyrė per visą laikotarpį, taigi galima teigti, jog sugertis stiprėjo tikrai dėl CIV gausos augimo, o ne dėl kokių kitų priežasčių (pavyzdžiui, debesų fizinių savybių kitimo). Interpretuoti šį pokytį galima dvejopai: arba kaip bendro anglies gausos augimo požymį, arba kaip anglies jonizacijos būsenos pakitimą. Vienareikšmiškai atsakyti, kuri interpretacija – ar jų kombinacija – teisingesnė, kol kas tyrėjai negali. Teoriniai modeliai, kuriais apskaičiuojamas Visatos praturtinimas cheminiais elementais, prognozuoja anglies gausos kitimą, panašų į stebimą CIV gausos augimą; kita vertus, kartu su CIV gausa auga ir CIV/CII gausos santykis. Taigi panašu, kad tuo metu Visatoje daugėjo ir anglies apskritai, ir jos stipriai jonizuotos atmainos atskirai. Jonizacijos laipsnio augimas rodo, kad Visatoje plito jonizuojanti ultravioletinė spinduliuotė; kaip tik tuo metu į pabaigą ėjo procesas, vadinamas Visatos rejonizacija, kai didžiąją dalį Visatos tūrio užpildančios retos vandenilio dujos iš neutralių perėjo į jonizuotą būseną. Matomai anglies jonizacija įvyko panašiu metu, kaip ir vandenilio. Detalesne analize ir modeliais atskyrus šiuo du procesus, anglies jonų gausų santykiai gali tapti naudingu įrankiu tiriant pirmųjų Visatos žvaigždžių formavimąsi ir poveikį aplinkai. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Statistinis Visatos netolygumų vertinimas. Didžiausiais masteliais Visatos struktūra yra daugmaž tolygi – galaktikų spiečiai ir kosminio voratinklio gijos susilieja į vientisą vaizdą. Mažesniais masteliais tolygumo visiškai nelieka – galaktikos telkiasi į grupes ir spiečius, tarp jų plyti tuštumos. Skirtingos struktūrinės savybės skirtingais erdviniais masteliais būdingos ne tik Visatai, bet ir įvairioms kietoms medžiagoms. Naujame tyrime mokslininkai pasinaudojo šiuo netikėtu ryšiu ir ištyrė Visatos struktūras metodais, naudojamais kietų medžiagų netolygumams tirti. Jie pritaikė įvairias statistines funkcijas, kuriomis charakterizavo Visatos struktūrų netolygumus įvairiais masteliais, taip pat palygino juos su tiesiog atsitiktinai išmėtytų dalelių skirstinio savybėmis. Tiesa, tiriamoji Visata buvo ne tikra, o iš skaitmeninių modelių, tačiau šie modeliai buvo parengti taip, kad kuo geriau atkurtų stebimos Visatos vaizdą. Paaiškėjo, kad didesniais nei šimto megaparsekų masteliais – maždaug 150 kartų didesniais, nei atstumas nuo Paukščių Tako iki Andromedos galaktikos – Visata yra „hipertolygi“. Tai reiškia, kad medžiaga joje pasiskirsčiusi vienodžiau, nei atsitiktinai išmėtytu atveju. Tuo tarpu mažesniais nei 10 megaparsekų masteliais stebima atvirkščia tendencija: medžiaga daug labiau susitelkusi į grupes, nei atsitiktiniame pasiskirstyme. Struktūrų telkimasis mažais masteliais – jokia naujiena, bet šįkart įvertinta kitais metodais, nei daroma įprastai; tuo tarpu hipertolygumas didžiausiais masteliais anksčiau nebuvo aiškiai įvardintas. Įdomu, kad dideles, visą Visatą apimančias struktūras („kosminį voratinklį“) galima pamatyti nagrinėjant net gana mažus galaktikų telkinius, daug mažesnius, negu reikėtų atsitiktiniame skirstinyje. Struktūrų identifikavimui mokslininkai naudojo vadinamąją porų jungumo funkciją, kuri remiasi dalelių grupavimu į poras, tų porų – į didesnes poras ir taip toliau. Toks metodas skiriasi nuo įprastai kosmologijoje naudojamos trijų taškų koreliacijos funkcijos, taigi jo duodami rezultatai galės papildyti standartinę kosminių struktūrų analizę. Šis tyrimas yra pirmasis bandymas pritaikyti kieto kūno fizikos metodus Visatos struktūroms; ateityje tyrėjai juos tikisi panaudoti realių galaktikų katalogų analizei bei kitiems uždaviniams spręsti. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review X.

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.