Šiais laikais dirbtinis intelektas minimas tiesiog visur – jis ir paveikslus piešia, ir su žmonėmis kalbasi, ir į karybą vis labiau įsiterpia… Astronomija, žinoma, ne išimtis. Prieš kokį dešimtmetį pradėtos naudoti įvairių objektų aptikimui bei atpažinimui nuotraukose, dirbtinio intelekto sistemos dabar randa daug platesnį pritaikymą. Štai praeitą savaitę paskelbtos naujienos apie tai, kaip dirbtiniu intelektu bandoma matuoti galaktikų spiečių masę – ir ne tik matuoti, bet nustatyti analitines formules masei apskaičiuoti – bei vertinti pirmųjų Visatos žvaigždžių telkimąsi į spiečius. Kitose naujienose – nukleobazė Ryugu mėginyje, ledyno liekanos Marso pusiaujyje ir helį deginanti baltoji nykštukė. Gero skaitymo!

***

Savaitės filmuke pasakojama apie reiškinį, kuris šiek tiek astronominis, bet labiau meteorologinis. Tačiau vis tiek nuostabiai gražus ir vertas susipažinimo. Tai – įvairios optinės iliuzijos, susidarančios aplink Saulę (o kartais ir Mėnulį): halai, arkos, stulpai ir taip toliau. Taip, danguje kartais galime matyti dvi Saules. Pasakoja Astrum:

***

Superlengva apsauga erdvėlaiviams. Skrydžiai į kosmosą, nepaisant per pastaruosius dešimtmečius padarytos milžiniškos pažangos, tebėra labai brangūs. Kiekvienas kilogramas, pakeltas į orbitą, yra daug daugiau nei aukso vertės. Natūralu, kad misijų planuotojai norėtų kuo didesnę iškeliamų kilogramų dalį panaudoti naudingam kroviniui – ar tai būtų naujas palydovas, ar teleskopas, ar Mėnulio zondas. Deja, yra ir kitų būtinų komponentų, kuriuos reikia gabentis kartu. Geriausias (ir masyviausias) pavyzdys yra kuras, bet taip pat reikšmingas ir erdvėlaivio apsauginis sluoksnis, padedantis jam išgyventi skrydį pro atmosferą. Apsauginis sluoksnis tampa dar svarbesnis, kai kalbame apie misijas, kurios turės grįžti į Žemę; artimiausiais metais jų turėtų gerokai padaugėti, kai prasidės žmonių skrydžiai į Mėnulį, o vėliau – ir į Marsą bei kitas vietas kosmose. Medžiagų, iš kurių gaminamos apsaugos, yra bent keletas, visos su savais pliusais ir minusais. Pavyzdžiui, keramika turi neblogą elektrinį laidumą (jis svarbus, kad ant korpuso nesusikauptų stiprūs krūviai), puikų atsparumą spinduliuotei ir aplinkos poveikiui, bet yra labai masyvi, nepaslanki ir sunkiai apdorojama. Panašiai galima apibūdinti ir metalines apsaugas. Pastaraisiais metais sukurta įvairių medžiagų, apibendrintai vadinamų „anglies pluoštu sustiprintais polimerais“ (angl. Carbon-fibre reinforced polymers, CFRP) – jos yra palyginus pigios, lanksčios ir lengvos, tačiau apsauginės jų savybės gerokai prastesnės, nei keramikos. Dabar grupė mokslininkų teigia sukūrę CFRP atmainą, kuri pasižymi tokiomis pat arba geresnėmis apsauginėmis savybėmis, nei keramika, tačiau nepraranda nei vieno iš kitų CFRP privalumų. Naujoji atmaina yra padengta nanostruktūra, susidedančia iš dviejų pakaitomis klojamų sluoksnių: deimantą primenančios anglies gardelės ir organinio junginio ksilileno polimerų. Apsaugą suteikia būtent anglis, o organinis sluoksnis padeda dangalaui prisitvirtinti prie CFRP bei suteikia visai sistemai lankstumo bei atsparumo temperatūrų pokyčiams. Mažiau nei mikrometro storio apsauginis sluoksnis pakankamas, kad sustiprintų CFRP iki keramikai būdingo atsparumo tiek spinduliuotei, tiek fiziniam kontaktui su atmosfera. Taip pat dangalas padaro medžiagą visiškai atsparią temperatūros pokyčiams. Tyrėjai išbandė mėginius keisdami aplinkos temperatūrą nuo 77 iki 573 kelvinų (nuo -196 iki 300 laipsnių Celsijaus); net ir po keleto temperatūros pokyčių ciklų medžiaga išlaikė norimas savybes. Išmatuotas sutvirtinto CFRP tankis yra kiek didesnis, nei aliuminio, tačiau jo sluoksnis, reikalingas erdvėlaivio apsaugai – daug plonesnis, taigi ši medžiaga gali tapti puikia „oda“ erdvėlaiviams. Ir ne tik: plonas lankstus įvairiam aplinkos poveikiui atsparus dangalas gali būti naudingas aviacijoje, priešgaisrinėje apsaugoje ir daugelyje kitų sričių. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Ryugu mineraluose rasta uracilo. Visai Žemės gyvybei nepamainomai svarbūs penki junginiai, vadinami nukleobazėmis. DNR grandinės naudoja keturis jų – adeniną, citoziną, guaniną ir timiną. RNR grandinėse pastarąjį pakeičia uracilas. Dabar pirmą kartą uracilas aptiktas tikrai nežemiškame mėginyje – asteroido Ryugu uolienose. Šiuos mėginius 2020 metų pabaigoje į Žemę parskraidino Japonijos zondas Hayabusa2. 5,4 gramo dulkių ir grumstų padalinti tyrimų grupėms visame pasaulyje, o dabar viena jų pranešė dešimties miligramų mėginyje aptikę nukleobazių. Analizei reikėjo mėginį ištirpinti karštame vandenyje, o vėliau paveikti rūgštimi, kuri išvalė įvairias priemaišas. Tuomet labai jautriais prietaisais ištirta likusių molekulių struktūra atskleidė uracilo egzistavimą. Uracilas bei kitos nukleobazės seniau buvo aptiktos meteorituose, bet mokslininkai negalėjo būti tikri, ar tai nėra žemiškų mikroorganizmų tarša. Meteoritas sąveikauja tiek su atmosfera, tiek su biosfera aplinl nukritimo vietą, taigi nežinia, kiek gali prisirinkti papildomų medžiagų iki yra atrandamas ir nugabenamas į laboratoriją. Ryugu mėginiai su Žemės organizmais nesąveikavo, taigi atradimas išsklaido šią abejonę. Jis patvirtina daugelio mokslininkų palaikomą hipotezę, jog bent dalis sudėtingų gyvybei reikalingų molekulių susiformavo ne Žemėje, bet kosmose – tarpžvaigždinėje terpėje, asteroiduose ar kometose. Į Žemę juos vėliau atnešė tie patys asteroidai ir kometos. Vis geriau suprasdami šiuos procesus artėjame ir prie galutinio paaiškinimo, kaip Žemėje prasidėjo gyvybė. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Pernai aptikta ir ilgą laiką mėgiamu stebėjimų taikiniu buvusi kometa C/2022E3 (ZTF) dabar jau tolsta nuo mūsų. Arčiausiai ji buvo priartėjusi vasario pradžioje, kai galėjome ją išvysti net pro nedidelius žiūronus. Tada ją nuo Žemės skyrė tik vos daugiau nei dvi šviesos minutės, dabar – jau penkis kartus didesnis atstumas. Gali būti, kad čia matome paskutinius kometos kadrus apskritai: artėdama prie Saulės ji pralėkė palyginus netoli Jupiterio ir planetos gravitacija pakeitė jos orbitą taip, kad kometa atgal į centrinę sistemos dalį nebegrįš. 

***

Ledyno liekanos Marso pusiaujuje. Būsimiems Marso kolonistams reikės iš kažkur gauti vandens. Atsigabenti visą reikalingą kiekį iš Žemės pernelyg sudėtinga, tad jį reikės išgauti iš aplinkos. Skysto vandens telkinių Marso paviršiuje nėra, tačiau yra vandens ledo. Tiesa, pagrindiniai ledynai randami prie ašigalių, kur temperatūra išskirtinai žema, o ir Saulės šviesos nedaug, tad ir energijos gauti būtų problematiška. Pastaraisiais metais nustatyta, jog vidurinėse Marso platumose negiliai po paviršiumi irgi gali būti vandens ledo klodų. Jei pavyktų juos pasiekti, tai būtų puikus vandens šaltinis. Dabar paskelbti įrodymai, jog vandens ledo gali būti net ir visai šalia pusiaujo. Regione tarp Marinerio slėnio ir Nakties labirinto mokslininkai teigia aptikę ledyno liekaną – druskų klodą, kuris forma labai primena ledyną. Į šią vietą dėmesys buvo atkreiptas jau senokai, mat ji gerokai šviesesnė ir gruoblėtesnė už aplinkines. Tokie „šviesių spalvų depozitai“ randami įvairiose vietose Marse; manoma, kad tai yra druskų telkiniai, tačiau tikroji jų prigimtis neaiški. Šis, kol kas vardo neturintis, regionas pasirodė esąs kupinas sulfatų druskų, bet pagrindinė įdomybė atsiskleidė nagrinėjant aukštos skyros nuotraukas. Jose mokslininkai aptiko įvairių griovių, morenų ir kitų paviršiaus struktūrų, būdingų tik ledynams. Tyrėjai turi paaiškinimą ir regiono kilmei – ją pasufleravo aplink gausios vulkaninės kilmės uolienos. Greičiausiai regionas atsirado, kai netoliese išsiveržęs ugnikalnis lava užklojo ledyną. Ledo (tiksliau – vandens ir jo garų) sąveika su lava sukūrė labai tvirtas sulfatų druskas, o jų sluoksnio forma atkartojo ledyno paviršių. Laikui bėgant vulkaninės uolienos nunyko dėl erozijos, o druskos išliko. Neatmestina tikimybė, kad po jomis tebėra ir vandens ledo, nors jis galėjo ir išgaruoti. Žemėje taip pat esama vietų, kur druskos dengia ledynus, kurie priešingu atveju būtų išgaravę, taigi tokia situacija tikrai įmanoma. Jei taip yra šiame regione, ledynai gali slypėti ir po kitais šviesių spalvų depozitais arba kitose Marso pusiaujo vietovėse. Tokių klodų egzistavimas praktiškai atvertų šiuos regionus pilotuojamoms tyrimų misijoms. Tyrimo rezultatai pristatyti Mėnulio ir planetų mokslo konferencijoje (PDF).

***

DART smūgio poveikis Dimorfui. Pernai rugsėjį į asteroidą Dimorphos rėžėsi NASA zondas DART. Pagrindinis misijos tikslas buvo patikrinti, kaip efektyviai galima tokiu būdu pakeisti asteroido orbitą aplink didesnį kompanioną Didymos ir taip išbandyti Žemės gynybos nuo asteroidų technologiją. Kartu misija suteikė puikią progą ištirti asteroido sandarą bei smūgio poveikį jam. Dabar paskelbta pirma šių efektų analizė. Viename darbe nagrinėjama iš asteroido išmesta medžiaga. Stebėjimai vykdyti 11 naktų, pradedant kelios valandos prieš smūgį, baigiant praėjus maždaug mėnesiui. Vos kelios valandos po zondo smūgio išmesta medžiaga ėmė formuoti uodegą. Laikui bėgant, joje atsirado įvairių struktūrų – spiralių, sutankėjimų, o po penkių dienų net pastebėtas kita kryptimi sklindąs debesis. Tiesa, jis ilgai neišliko. Išmesta medžiaga pradžioje buvo mėlynesnė, nei asteroidas, o vėliau kiek paraudo. Asteroiduose mėlynesnės yra smulkios dalelės, taigi pradžioje išmesta medžiaga buvo labai smulki. Vėliau galimai smulkiausios dalelės suiro veikiant Saulės vėjui, o likusios labiau atspindėjo raudoną šviesą. Matuodami medžiagos spektrą, tyrėjai ieškojo vandens, deguonies, ksenono ir hidrazino (DART zondo kuro) pėdsakų, bet nerado nei vieno. Jų rasti ir nebuvo tikimasi, mat asteroiduose lakių medžiagų turėtų būti ypatingai mažai. Kitame darbe nagrinėjamas paties asteroido paviršius. Pastebėta, kad po smūgio jis kuriam laikui pašviesėjo, o atsispindėjusi šviesa tapo mažiau poliarizuota. Tokius pokyčius gali paaiškinti du scenarijai. Pirmasis – zondo smūgio atidengta asteroido gelmių medžiaga yra šviesesnė ir mažiau poliarizuojanti, nei paviršinė. Saulės vėjo veikiami asteroidų paviršiai tikrai tamsėja ir galimai tampa labiau poliarizuojantys. Antroji galimybė – smūgio metu daugybė stambokų grumstų, buvusių ant asteroido paviršiaus, subyrėjo į smulkesnius; smulkesnės dalelės taip pat dažniausiai atspindi daugiau šviesos ir mažiau ją poliarizuoja. Abu tyrimai padės geriau suprasti visų asteroidų struktūrą ir pokyčius po susidūrimų su kitais kūnais. Šios žinios, savo ruožtu, leis geriau suprasti asteroidų evoliuciją, pirmykštės juos formavusios medžiagos savybes ir galimai jų keliamą pavojų Žemei. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose Astronomy & Astrophysics bei The Astrophysical Journal Letters. 

***

Vanduo egzomėnuliuose. Dauguma egzoplanetų skrieja aplink žvaigždes, bet kartais pasitaiko ir vienišų. Jas į tarpžvaigždinę erdvę išmeta artimi prasilenkimai su kita planeta ar žvaigžde pačioje planetinės sistemos jaunystėje. Kartu su savimi pabėganti planeta gali nusinešti ir palydovus – egzomėnulius. Naujame tyrime nagrinėjama, kiek ilgai tokiuose mėnuliuose gali egzistuoti skystas vanduo. Planetos-vienišės palydovas energijos iš žvaigždės, aišku, negauna, bet jį gali kaitinti planetos gravitacija. Tam reikia, kad palydovo orbita būtų elipsinė: tada kintantis atstumas iki planetos sukelia traukos jėgos priešingose palydovo pusėse skirtumo pokyčius. Taip palydovas nuolat tampomas ir gniuždomas ir įkaista. Būtent šis efektas leidžia Jupiterio palydovui Europai ir Saturno Enceladui išlaikyti poledinius vandenynus, o Jupiterio Ijo – daugybę ugnikalnių. Naujojo tyrimo autoriai nagrinėjo galimybę vandeniui egzistuoti palydovo paviršiuje. Jie apskaičiavo tikėtiną palydovo klimato ir vandens kiekio raidą priklausomai nuo atstumo iki planetos, orbitos elipsiškumo ir palydovo atmosferos. Nustatyta, kad geriausiai vandenį išlaiko maždaug Žemės masės palydovai, kurių orbitos spindulys neviršija 25 Jupiterio spindulių. Jie turi daugiausiai šansų išsilaikyti prie planetos, šiai bėgant iš sistemos į tarpžvaigždinę erdvę, tačiau planetą išsviedęs sukrėtimas ištempia jų orbitas į elipsines. Jei planetą dengia atmosfera, kurios slėgis toks pat, kaip Žemės, skystas vanduo paviršiuje gali išlikti iki 52 milijonų metų, priklausomai nuo atmosferos sudėties. 10 ar 100 kartų tankesnė atmosfera leistų išlaikyti vandenį atitinkamai 276 milijonus ir 1,6 milijardo metų. Net ir trumpiausia iš šių laiko skalių gali būti užtektina palydove užsimegzti gyvybei, o skrajojanti planeta su palydovu, atklydusi į kitą žvaigždinę sistemą, galėtų tą gyvybę pasėti ten esančiose planetose. Nors toks scenarijus priklauso nuo daugelio laimingų atsitiktinumų, vien jo teorinė galimybė yra verta dėmesio ir detalesnio planetų-vienišių nagrinėjimo. Tyrimo rezultatai publikuojami International Journal of Astrobiology.

***

Senas karštas egzoneptūnas. Egzoplanetos pagal masę dažnai skirstomos į žemes, superžemes, neptūnus ir jupiterius. Pastarąsias dvi grupes sudaro dujinės milžinės; neptūnais vadinamos planetos, kurių spindulys siekia nuo trijų iki aštuonių Žemės spindulių (nuo ketvirčio iki trijų ketvirčių Jupiterio spindulio), o masė – kelias dešimtis Žemės masių (kelis-keliolika procentų Jupiterio masės). Dalis planetų yra „karštosios”: nors tikslios ribos nėra, šis terminas naudojamas planetoms, kurios skrieja labai arti savo žvaigždės, apibūdinti. Karštųjų jupiterių žinome gana daug; karštųjų (super)žemių irgi pasitaiko. O štai karštųjų neptūnų praktiškai nebūna, išskyrus prie labai jaunų žvaigždžių. Bet dabar aptiktas karštasis neptūnas prie senos žvaigždės. Žvaigždė TIC 365102760 beveik baigė gyvenimą pagrindinėje sekoje; jos amžius viršija septynis milijardus metų. TESS palydovas, skirtas planetų paieškai, prie jos aptiko planetą, kurios spindulys yra apie šešis Žemės spindulius (arba pusė Jupiterio spindulio), masė – beveik 20 Žemės masių. Vieną ratą aplink žvaigždę planeta apsuka per 4,2 paros – daugybę kartų greičiau, nei Merkurijui užtrunka apskrieti Saulę. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad tokia planeta turėjo seniai netekti atmosferos: žvaigždės spinduliuotė ją įkaitina tiek, kad planetos trauka negali išlaikyti dujų. Būtent taip aiškinamas karštųjų neptūnų nebuvimas. TIC 365102760b egzistavimas rodo, kad mūsų supratimas apie planetų atmosferų evoliuciją toli gražu nepilnas. Tyrimo autoriai siūlo porą galimų paaiškinimų: arba planeta ilgą laiką buvo gerokai mažesnė, taigi ir tankesnė bei stipriau įsikibusi į savo atmosferą, nei dabar, arba žvaigždė visą gyvenimą buvo gerokai mažiau aktyvi, nei kitos į ją panašios. Abu paaiškinimai remiasi spekuliacijomis, kurias patikrinti reikės ilgesnių stebėjimų bei modeliavimo. Jei ateityje pavyks atrasti daugiau panašių planetų, tai leis daug geriau suprasti, kokios sąlygos reikalingos atmosferos praradimui, o kartu geriau suvokti ir Saulės sistemos planetų atmosferų evoliuciją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Helį deginanti baltoji nykštukė. Baltosios nykštukės yra į Saulę panašių žvaigždžių pomirtinės liekanos – panašios į pradinę žvaigždę masės, tačiau maždaug Žemės skersmens sferos, švytinčios dėl savo karščio. Jų centruose termobranduolinės reakcijos nebevyksta, tad ir naujos energijos jos negamina. Bet jei baltoji nykštukė yra dvinarėje sistemoje, kompanionės medžiaga, krentanti ant kompaktiškojo kūno, gali įsižiebti naujomis termobranduolinėmis reakcijomis bei po truputį auginti nykštukės masę. Šiai viršijus 1,4 Saulės masės (tai vadinamoji Chandrasekharo riba), termobranduolinės reakcijos prasideda visoje nykštukėje ir ji sprogsta Ia tipo supernova. Visų tokių supernovų maksimalus šviesis labai panašus, todėl jos naudojamos atstumų iki tolimų galaktikų matavimui. Be to, iš jų į aplinką pasklinda maždaug pusė Visatos geležies ir daugybė kitų cheminių elementų. Nepaisant šios svarbos, kol kas iki galo neaišku, kaip nykštukės masė išauga iki kritinės ribos: rydama „paprastos“ kompanionės medžiagą, kaip aprašyta aukščiau, ar susijungdama su kita nykštuke. Pastaruoju metu linkstama prie pirmojo varianto, bet jis irgi turi neatsakytų klausimų. Pavyzdžiui, sprogimo metu į aplinką turėtų išlėkti ir kompanionės medžiaga – tiek susikaupusi aplink nykštukę, tiek išoriniuose kompanionės sluoksniuose. Ši medžiaga daugiausiai turėtų būti vandenilis, mat šios dujos sudaro didžiąją dalį tipinių žvaigždžių. Bet vandenilio Ia tipo supernovų spektre nematyti. Kodėl taip yra? Galimas atsakymas – sprogimai kyla tik sistemose, kur kompanionė yra ne visai paprasta žvaigždė, o pakankamai masyvi, kad jos išoriniai vandenilio sluoksniai nupūsti vėjo ir atidengė giliau buvusius helio sluoksnius. Teoriniai modeliai tokių sistemų egzistavimą prognozuoja ne vieną dešimtmetį, be tik dabar pavyko pirmą kartą aptikti pavyzdį realybėje. Dvinarės sistemos, kuriose medžiaga krenta į baltąją nykštukę, vadinamos super-minkštais rentgeno šaltiniais; „minkštumas“ čia reiškia, kad objekto rentgeno spektre dominuoja žemos energijos rentgeno spinduliai. Pirmą kartą jos aptiktos prieš maždaug tris dešimtmečius. Bet iki šiol visose krentanti medžiaga aiškiai buvo vandenilis, tad jis kaupėsi ir ant baltosios nykštukės paviršiaus. Vienas iš super-minkštų šaltinių yra ir [HP99] 159, aptiktas taip pat praeito amžiaus pabaigoje. Jo spektras išmatuotas tik dabar ir paaiškėjo, kad šioje sistemoje vandenilio nėra, o pagrindinę spinduliuotę skleidžia helis. Medžiagos pernašos sparta iš kompanionės į baltąją nykštukę tesiekia kelias dešimtmilijonąsias Saulės masės dalis per metus; dauguma modelių prognozuoja, kad tokia lėta masės pernaša negali sukelti stabilių helio termobranduolinių reakcijų, o turėtų pasižymėti žybsniais. Visgi [HP99] 159 helis dega tolygiai, bent jau per stebėjimų laikotarpį. Kai baltosios nykštukės masė išaugs iki Chandrasekharo ribos, ji turėtų sprogti; sprogdama Ia tipo supernova, ji gali nusinešti kelis procentus kompanionės medžiagos, taigi sprogimo spektre turėtų būti matomas helis. Bet kol kas jo aptikta vos vienos Ia tipo supernovos spektre. Gali būti, kad [HP99] 159 situacija duoda pradžią ne Ia tipo, o truputį blausesnėms, Iax tipo, supernovoms; šie sprogimai pakankamai silpni, kad kompanionę pažeižia minimaliai, tad ir helio juose turėtų būti labai nedaug. Keleto Iax tipo sprogimų spektre užfiksuotos silpnos helio linijos. Bet kuriuo atveju [HP99] 159 greičiausiai nėra vienintelis Ia (ar panašių) supernovų atsiradimo kelias. Suprasti skirtumus tarp supernovų, kurios atrodo panašiai, bet kyla skirtingai, yra labai svarbu siekiant patikslinti kosmologinių atstumų įverčius bei suprasti Visatos cheminės sudėties evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Tamsioji materija supa juodąsias skyles. Tamsiosios materijos Visatoje turėtų būti apie penkis kartus daugiau, nei įprastos. Ji palaiko galaktikas ir spiečius, kad šie neišsilakstytų į šalis, sukelia gravitacinio lęšiavimo signalus, jos egzistavimas pasireiškia ir kitais netiesioginiais įrodymais. Dabar rastas dar vienas – aplink juodąsias skyles greičiausiai egzistuoja lokalūs tamsiosios materijos sutankėjimai. Jų poveikis pasireiškia juodosios skylės kompanionei dvinarėje sistemoje. Kiekvienos tokios dvinarės orbita po truputį mažėja dėl gravitacinių bangų skleidimo ir dėl medžiagos pernašos iš žvaigždės į juodąją skylę. Tamsiosios materijos sankaupa aplink juodąją skylę sukuria papildomą stabdymo efektą, vadinamą dinamine trintimi: žvaigždė, skriejanti pro tamsiosios materijos telkinį, sutraukia jos daleles į sutankėjimą už savęs, o sutankėjimas ima traukti žvaigždę priešinga judėjimui kryptimi. Tyrimo autoriai išnagrinėjo dvi iš maždaug 20 tokių dvinarių sistemų, žinomų mūsų Galaktikoje. Abiem atvejais apskaičiuotas orbitos periodo pokytis dėl gravitacinių bangų ir medžiagos pernašos siekia tik 0,02 milisekundės per metus, o išmatuotas realus pokytis yra 50 kartų didesnis. Skaičiavimai parodė, kad būtent tokio dydžio efektą turėtų sukelti tamsioji materija, susitelkusi į „spyglį” aplink juodąją skylę. Pati iš savęs tamsioji materija į tokius mažus telkinius nesikaupia, bet juodosios skylės gravitacija išlaiko jos daleles aplink save. Aišku, gali būti, jog reiškinį paaiškintų ir koks nors kitas fizikinis procesas – todėl įrodymas ir vadinamas netiesioginiu. Visgi puikus atitikimas teoriniam modeliui daro interpretaciją labai tikėtiną. Nagrinėjant kitas panašias dvinares, bus galima išsiaiškinti daugiau apie tamsiosios materijos dalelių savybes ir patobulinti eksperimentus, kuriais siekiama jas aptikti tiesiogiai Žemėje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters. 

***

Galaktikų spiečiai sveriami dirbtiniu intelektu. Daugybė astrofizikų tyrimų objektų pasižymi įvairiausiais savybių sąryšiais. Pavyzdžiui, žvaigždės šviesis glaudžiai siejasi su jos mase, molekulinio debesies spindulys – su dujų greičių dispersija ir taip toliau. Dauguma žinomų sąryšių yra palyginus paprasti – laipsninės, kartais eksponentinės funkcijos, jungiančios du, kartais tris, parametrus. Savaime suprantama, sąryšių gali būti ir sudėtingesnių, tiesiog aptikti juos duomenyse ne taip ir lengva. Ypač, kai kiekvieną sąryšio galimybę reikia patikrinti tiek vizualiai (braižant grafikus), tiek statistiniais įrankiais (matuojant duomenų sklaidą). Šioje vietoje astronomams į pagalbą ateina mašininio mokymo algoritmai, kurie ir yra skirti sąsajų dideliuose duomenų rinkiniuose paieškoms. Štai neseniai pristatytas algoritmo gautas rezultatas, leidžiantis tiksliau įvertinti galaktikų spiečių mases. Vienas būdas, padedantis įvertinti spiečiaus masę, yra Sunjajevo-Zeldovičiaus efekto matavimas. Šis efektas – tai kosminės foninės spinduliuotės fotonų energijos padidėjimas, jiems lekiant pro spiečių užpildančias karštas dujas. Susidūrę su dujų dalelėmis, fotonai įgyja energijos, tad kosminės foninės spinduliuotės dangalapiuose matome temperatūros anomalijas ties galaktikų spiečių pozicijomis. Kuo spiečius masyvesnis, tuo daugiau jame karštų dujų ir tuo aukštesnė jų temperatūra, todėl ir Sunjajevo-Zeldovičiaus efektas stipresnis. Bet efektas priklauso ir nuo kitų spiečiaus savybių bei natūralių foninės spinduliuotės netolygumų, todėl atidėję efekto stiprumą ir spiečiaus masę viename grafike, tiesios linijos nematysime. Priešingai, gausime taškų debesį, kuriame galima įžiūrėti koreliaciją, bet sklaida gana didelė. Naujojo tyrimo autoriai pasinaudojo Illustris skaitmeninio modelio duomenimis ir apmokė mašininio mokymo algoritmą, vadinamą simboline regresija, kad šis atrastų geriausią būdą prognozuoti spiečiaus masę. Pasirodė, kad masės prognozė tampa daug tikslesnė – sklaida sumažėja apie 20-30 procentų – jei į sąryšį įtraukiamas dar vienas parametras: spiečiaus dujų koncentracija. Kuo dujos labiau koncentruotos spiečiaus centre, tuo spiečiaus masė, sukelianti konkretaus lygio Sunjajevo-Zeldovičiaus efektą, yra mažesnė. Taip nutinka todėl, kad spiečių centrai foninės spinduliuotės fotonus sklaido ir papildomos energijos jiems suteikia efektyviau, nei pakraščiai. Patikrinę gautąją formulę su duomenimis iš kito skaitmeninio modelio, CAMELS, tyrėjai nustatė, kad ji vienodai gerai veikia nepriklausomai nuo modeliui parinktų kosmologinių parametrų, smulkių fizikinių procesų (pvz. dujų vėsimo, juodųjų skylių akrecijos ir pan.) įvertinimo metodų ir stochastinių skirtumų. Taigi šis metodas leis daug patikimiau įvertinti spiečių mases, remiantis vien kosminės foninės spinduliuotės stebėjimų duomenimis. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Pirmosios žvaigždės telkėsi į spiečius. Pačios pirmosios žvaigždės Visatoje greičiausiai ganėtinai skyrėsi nuo šiandieninių. Jos tikrai buvo sudarytos vien iš vandenilio, helio ir trupučio ličio – kitų cheminių elementų tuo metu Visatoje dar nebuvo. Manoma, kad jos buvo šiek tiek masyvesnės, nei dabartinės, bet tą žinome tik iš skaitmeninių modelių. Dar vienu klausimu skaitmeniniai modeliai duoda prieštaringus rezultatus: vieni rodo, kad pirmosios žvaigždės dažniausiai formavosi pavienės, kiti – kad jos augo spiečiuose, panašiai kaip šiandieninės. Tiesiogiai tų žvaigždžių tyrinėti negalime, nes jos jau seniai mirusios. Praktiškai vienintelis būdas ką nors apie jas sužinoti realybėje – tyrinėti vėlesnes, antrosios kartos, žvaigždes, kurios formavosi iš dujų, praturtintų pirmųjų žvaigždžių supernovų sprogimais. Dabar jas analizuodami mokslininkai nustatė, kad dauguma pirmųjų žvaigždžių formavosi spiečiuose. Atradimą padaryti padėjo dirbtinis intelektas – mašininio mokymo algoritmas, apjungtas su supernovų sprogimų paskleidžiamų cheminių elementų modeliais. Modeliai davė detalias prognozes, kiek skirtingų elementų sprogdamos išmetė įvairios pirmykštės žvaigždės. Mašininio mokymo algoritmas palygino šias prognozes su 462 Paukščių Tako žvaigždžių chemine sudėtimi. Visos žvaigždės turi labai mažai metalų – taip astronomai vadina visus cheminius elementus, sunkesnius už helį – ir yra labai senos, o tai rodo, kad jos pačios formavosi iš medžiagos, praturtintos tik pirmųjų žvaigždžių produkcija. Algoritmo rezultatai rodo, kad net du trečdaliai šių žvaigždžių pasižymi chemine sudėtimi, kurios neįmanoma paaiškinti vienos supernovos praturtinimu. Kitaip sakant, jos formavosi iš medžiagos, kurią praturtino bent dvi, o gal ir daugiau supernovų. Kad dvi supernovos praturtintų tą patį dujų debesį, jos turi sprogti palyginus netoli viena kitos – tame pačiame žvaigždžių spiečiuje. Taigi ir pirmykštės žvaigždės turėjo būti vieno spiečiaus narės. Tyrėjų teigimu, svarbiausi elementai, leidžiantys atskirti praturtinimo istoriją, yra geležis, magnis, kalcis, anglis ir deguonis. Ateityje, renkant vis daugiau duomenų apie daugybės mažo metalingumo žvaigždžių cheminę sudėtį, algoritmą bus galima taikyti ir joms ir susidaryti vis geresnį vaizdą apie pirmykščių žvaigždžių formavimosi eigą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse