Kąsnelis Visatos DLXXXIII: Egzoplanetėjimai

Prieš tris dešimtmečius atsiradęs egzoplanetų mokslas gerokai pažengė nuo žvaigždžių pritemimų ir spektro pokyčių matavimų. Nors šie metodai vis dar lieka pagrindiniai būdai aptikti naujas egzoplanetas, jau žinomų tyrimai vis įvairėja. Praeitos savaitės naujienose randame planetų klimato stabilumo analizę, įtraukiant kelių planetų tarpusavio sąveikas, pernelyg masyvių planetų (lyginant su savo žvaigždėmis) statistiką, planetų-vienišių gausos vertinimus bei labai daug sunkių elementų turinčią planetos atmosferą. Kitose naujienose – spausdinamų baterijų vystymas, Saturną kaitinantys žiedai ir ryškiausias gama žybsnis. Gero skaitymo!

***

Spausdinamos baterijos kosmoso tyrimams. Artemis programos dalyviams – pirmiesiems Mėnulio tyrimų stočių gyventojams – reikės daug baterijų ir akumuliatorių. Saulės jėgainės gamins elektrą, bet tik tada, kai Saulė bus virš horizonto. Dviejų savaičių trukmės Mėnulio naktį išgyventi reikės iš energijos atsargų. Be to, baterijų reikės įrengimams, kurių neįmanoma laikyti prijungtų prie kabelių, pavyzdžiui mėnuleigiams. Akumuliatoriai, kaip taisyklė, yra masyvūs, taigi gabenti juos iš Žemės būtų brangu. Dėl šios priežasties NASA ir kelių universitetų mokslininkai vysto planus, kaip astronautai akumuliatorius galėtų atsispausdinti vietoje. Procesas susideda iš kelių etapų: reikia surinkti Mėnulio grunto, išskirti iš jo naudingas medžiagas ir galiausiai jas paversti akumuliatoriumi. Tiek Žemėje, tiek kosmose šiuo metu daugiausiai naudojami ličio jonų akumuliatoriai ir baterijos, tačiau juos pagaminti Mėnulyje būtų komplikuota, nes šio elemento ten labai mažai. Iš kitos pusės, Mėnulio paviršiaus dulkėse nemažai natrio, o jo jonai taip pat tinka energijai kaupti, tad šiuo metu planuojama naudoti būtent juos. Inžinieriai jau išbandė būdus išgauti natrį ir kitas reikalingas medžiagas iš dirbtinio regolito mėginių bei paruošti žaliavą spausdinimo procesui. Pats procesas irgi gali būti įvairus – tyrėjų teigimu, tinkamiausias Mėnuliui būtų vadinamoji vonelės fotopolimerizacija (angl. vat photopolymerization), kurios metu norimas objektas konstruojamas kietinant tam tikras skysto polimero dalis vonelėje. Šis metodas leistų akumuliatorius ir baterijas gaminti praktiškai bet kokio dydžio ir formos, o tai irgi labai naudinga dirbant aplinkoje su neprognozuojamais iššūkiais. Šiuo metu darbai yra parengiamojoje stadijoje, bet kol kas nėra konkrečių planų, kada baterijų spausdinimas bus išbandytas Mėnulyje. Tyrimo rezultatai publikuojami ACS Energy Letters

***

Vanduo Mėnulyje. Kad Mėnulyje yra vandens, tvirtai žinome jau daugiau nei dešimtmetį. Tada aptikti dideli vandens ledo telkiniai arti palydovo ašigalių, amžinai tamsiuose kraterių dugnuose. Bet vandens yra ir kitur – pavyzdžiui, stiklo rutuliukuose, kurių pilna visame Mėnulyje. Rutuliukai susidaro, kai į Mėnulį atsitrenkę meteorai išlydo dalį paviršinių uolienų ir regolito. Dar Apollo misijų pargabentuose Mėnulio regolito mėginiuose aptikta rutuliukų – jie sudaro apie 3-5% viso regolito tūrio; kai kuriuose rutuliukuose aptikta ir vandens molekulių, tačiau palyginus nedaug. Dabar, atlikę Chang’e-5 misijos pargabentų mėginių analizę, mokslininkai nustatė, kad rutuliukuose vandens yra bent trigubai daugiau, nei buvo vertinama anksčiau – iki 0,2% masės. Skirtumas greičiausiai atsiranda todėl, kad Apollo mėginiai surinkti iš pusiaujui artimų regionų, kur regolitas ilgai gulėjo paviršiuje, tad vanduo iš rutuliukų spėjo išgaruoti. Chang’e-5 mėginiai surinkti arti pietų ašigalio iš kraterio, kurio dugnas atidengtas gerokai vėliau, nei Apollo tirti plotai. Tad naujesni mėginiai geriau atspindi rutuliukų savybes giliau po paviršiumi. Atradimas paaiškina stebimą vandens molekulių garavimą iš dieninės Mėnulio pusės. Nors tų molekulių nėra daug, ilgalaikiam garavimui reikalingas kažkoks popaviršinis vandens rezervuaras – rutuliukai gali tokį rezervuarą suteikti. Tyrėjai vertina, kad jei rutuliukai visame Mėnulyje pasiskirstę panašiai, juose iš viso gali būti iki 270 milijardų tonų vandens. Rutuliukai pasklidę regolite, kurio storis siekia iki 12 metrų. Tai palyginus nedidelis storis, tad Mėnulio kolonistai galės šį regolitą nesunkiai pasiekti. Sukūrus filtravimo technologiją, kuri lengvai atskirtų rutuliukus nuo likusio regolito, ir garintuvus, kurie iš rutuliukų leistų ištraukti vandenį, jie galėtų tapti puikiu vandens šaltiniu visame Mėnulyje. Taigi tyrimų stotys ir kolonijos nebūtų pririštos prie Mėnulio ašigalių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.

***

Saturno žiedai kaitina planetą. Dar 1980-1981 metais, kai Voyager zondai skrido pro Saturną, ultravioletinių spindulių detektoriai užfiksavo ryškesnės spinduliuotės juostą kiek šiauriau planetos pusiaujo. Tada šie duomenys buvo „nurašyti” kaip triukšmas. Bet vėliau panašius atradimus padarė kosminis ultravioletinių spindulių teleskopas IUE ir Cassini zondas, tyrinėjęs Saturną 2004-2017 m. Dabar mokslininkai nustatė, kad visi duomenys rodo tą patį, praktiškai nekintantį, efektą – planetos žiedų sukeliamą viršutinės atmosferos kaitinimą. Atradimui jie pasitelkė ir Hablo teleskopo stebėjimus, kurie padėjo sukalibruoti kitų prietaisų parodymus. Pagrindinis dėmesys teko vienai vandenilio spektro linijai, vadinamai Laimano alfa. Šią liniją skleidžia karšti vandenilio atomai. Hablo stebėjimai parodė, kad Cassini šiai spinduliuotei buvo pernelyg jautrus, o Voyageriai – nepakankamai jautrūs. Pakoregavus jų rezultatus pasirodė, kad Saturno Laimano alfa spinduliuotė bent keturis dešimtmečius išliko stabili. Jos intensyvumas menkai priklauso tiek nuo metų laiko, tiek nuo Saulės aktyvumo. Spinduliuotė vienoda visose ilgumose, tačiau ryški tik 5-35 laipsnių platumos ruože. Būtent pastaroji savybė pasufleravo tyrėjams interpretaciją: spinduliuotę sukelia Saturno žiedų dalelės. Cassini misijos pabaigoje nustatyta, jog iš žiedų į planetą nuolat sninga mažyčiais ledo kristalais. Greičiausiai jie, pasiekę viršutinius atmosferos sluoksnius, pakeičia šių sudėtį. Suirusios molekulės papildo atmosferą vandeniliu, kuris vėliau įkaista susidurdamas su kitomis atmosferos ar Saulės vėjo dalelėmis bei veikiamas Saulės spindulių. Skaitmeniniu modeliu tyrėjai parodė, kad Laimano alfa spinduliuotės intensyvumas priklauso nuo vertikalios temperatūros struktūros, taigi stebėjimų duomenys leis nagrinėti ir planetos gelmių šiluminius procesus. Be to, Laimano alfa spinduliuotės perteklius galėtų tapti puikia priemone identifikuoti žiedus aplink egzoplanetas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal

***

Paraudę Neptūno asteroidai. Neptūnas orbita dalinasi su daugybe asteroidų, vadinamų Neptūno trojėnais. Manoma, kad jie tokiose orbitose atsirado dar Saulės sistemos jaunystėje, kai Neptūnas migravo iš centrinės dalies į išorę. Kartu su savimi jis „sušlavė” asteroidus, o kai kurie išliko stabilūs iki šių dienų. Per puspenkto milijardo metų nuo sistemos susiformavimo, Saulės poveikis taip toli skriejantiems asteroidams greičiausiai buvo minimalus, tad jų savybės turėtų likti panašios į pradines. Naujame tyrime, analizuojant asteroidų spalvą, ieškoma ribos, kur Saulės protoplanetiniame diske garavo amoniakas ir metanolis. Šie du junginiai yra labai lakūs, tad arti Saulės lengvai išgaruoja. Toli nuo Saulės jie išlieka ledo būsenoje; riba tarp šių regionų vadinama amoniako ledo (arba sniego) linija. Žinodami, kur ji buvo Saulės protoplanetiniame diske, galėtume geriau suprasti visų planetų atsiradimo istoriją, taip pat Žemės vandens kilmę ir kitas svarbias mūsų planetinės šeimos istorijos detales. Tyrimo autoriai atliko 18 Neptūno trojėnų stebėjimus ir išmatavo jų spalvą – astronomijoje tai yra aiškus skaitinę vertę turintis dydis. 18 asteroidų gali atrodyti nedaug, bet anksčiau spalva buvo išmatuota vos 13-os. Taip toli nuo Saulės (ir Žemės) esantys asteroidai tiesiog pernelyg blausūs, kad būtų lengva juos stebėti. Turėdami 31 asteroido spalvos informaciją, tyrėjai nustatė, kad keturi jų yra labai raudoni – tokie, kaip įprastai randama Kuiperio žiede už Neptūno. Tačiau tarp kitų asteroidų esama labai įvairių spalvų. Raudonumą asteroidams suteikia būtent lakieji amoniakas ir metanolis bei iš jų susidariusios molekulės tolinai. Tad galima teigti, jog Neptūnas, migruodamas tolyn nuo Saulės, prisigaudė tiek raudonų, tiek neraudonų asteroidų. Tai reiškia, kad amoniako ledo linija buvo arčiau Saulės, nei dabartinė Neptūno orbita – 4,5 milijardo kilometrų, arba 30 astronominių vienetų (1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės). Tuo tarpu Jupiterio trojėnai nėra tokie raudoni, taigi Jupiteris migruodamas nesusitiko raudonų kūnų. Vadinasi, ledo linija buvo už dabartinės Jupiterio orbitos – 780 milijonų kilometrų arba kiek daugiau nei 5 AU. Nors intervalas tarp 5 ir 30 AU gana didelis, net ir toks ledo linijos padėties apribojimas yra reikšmingai geresnis, už ankstesnius. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Mažų planetų-vienišių greičiausiai gausu. Dauguma planetų, kaip ir Žemė, sukasi aplink žvaigždes. Bet egzistuoja ir planetos-vienišės, dar kartais vadinamos „stepių vilkais“. Tai kūnai, susiformavę aplink žvaigždes, bet vėliau išsviesti į tarpplanetinę erdvę. Maža jų masė – planetomis laikomi tik kūnai, mažesni nei 13 Jupiterio masių arba 1,3% Saulės masės – reiškia, kad jų spinduliuotė ypatingai silpna, todėl pastebėti jų skleidžiamą šviesą praktiškai neįmanoma. Labiausiai tikėtinas būdas jas aptikti yra gravitacinio mikrolęšiavimo įvykių fiksavimas. Gravitacinis mikrolęšiavimas yra tolimos žvaigždės šviesio padidėjimas, kai tarp jos ir mūsų praskrenda mažas tamsus kūnas – pavyzdžiui, planeta. Paryškėjimo stiprumas ir trukmė priklauso nuo lęšio masės ir atstumo iki jo, taigi šiuos parametrus bent iš principo įmanoma apskaičiuoti. Problema, kad mikrolęšiavimo įvykių neįmanoma prognozuoti, taigi norint jų aptikti, reikia stebėti labai daug žvaigždžių labai ilgą laiką. Iki šiol, analizuojant gravitacinio mikrolęšiavimo stebėjimų projekto OGLE duomenis, aptiktos septynios kandidatės, kurių masė patenka į planetų masių intervalą, iš kurių viena yra maždaug Žemės masės. Dabar paskelbta apie dar dvi planetas-vienišes, aptiktas nagrinėjant kito projekto, MOA, duomenis. MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) projektas vykdytas 2006-2014 metais. Tyrimo autoriai išnagrinėjo daugiau nei 6000 mikrolęšiavimo įvykių ir tarp jų rado 13, kuriuose lęšiai yra „baigtinio dydžio“ – iš esmės tai reiškia, kad jie nėra juodosios skylės. Dviejų iš šių lęšių masė patenka į planetų masių intervalą; vienas objektas yra maždaug Neptūno masės, kitas – maždaug Žemės masės. Nors dvi Žemės masės planetos-vienišės, kurias dabar žinome egzistuojant, gali atrodyti visai nedaug, iš tiesų šis skaičius leidžia teigti, jog tokių planetų Paukščių Take gausu. Aptikti mikrolęšiavimo įvykius tuo sunkiau, kuo mažesnė lęšio masė; įvertinę šį efektą, tyrėjai nustatė, kad Žemės masės planetų-vienišių greičiausiai yra apie dešimt kartų daugiau, nei Neptūno masės. Deja, kol kas duomenų nepakanka, kad pavyktų įvertinti absoliučius skaičius. Tą padaryti padės po keleto metų į kosmosą kilsiantis Nancy Grace Roman kosminis teleskopas. Vienas jo tikslų yra atlikti gravitacinio lęšiavimo įvykių apžvalginę paiešką, kurios metu turėtų pavykti aptikti tiek toli aplink žvaigždes besisukančias planetas, tiek planetas-vienišes, kurių masė viršija Marso masę. Jei tokių planetų gausa panaši į aplink žvaigždes besisukančių (o kai kurie teoriniai modeliai rodo, kad taip ir yra), Roman turėtų aptikti apie pustrečio šimto vienišių. Sužinoję tikrąjį skaičių, pagaliau galėsime kažką užtikrinto pasakyti ir apie planetų-vienišių populiaciją, o kartu ir apie jų pabėgimo nuo žvaigždžių kelius. Tyrimo rezultatai arXiv; Roman teleskopo atrasimų planetų-vienišių prognozes irgi rasite arXiv.

***

Labai metalinga egzoplanetos atmosfera. Saulės sistemos didžiosios planetos pasižymi aiškia koreliacija tarp masės ir sudėties: kuo planeta didesnė, tuo mažiau joje cheminių elementų, sunkesnių už helį (astronomai juos vadina tiesiog „metalais“). Sąryšis matomas tiek nagrinėjant visos planetos sandarą, nustatomą, pavyzdžiui, iš tankio matavimų, tiek atmosferos sudėtį, kurią įvertinti galima pagal spektrą. Jau kurį laiką astronomai žino, kad egzoplanetų bendra cheminė sudėtis su mase koreliuoja labai menkai, tačiau iki šiol nebuvo aišku, ar koreliacija egzistuoja tarp masės ir atmosferos sudėties. Dabar išmatuota vienos planetos atmosferos cheminė sudėtis leidžia teigti, kad koreliacijos tikrai nėra. Planetos HD 149026b masė panaši į Saturno. James Webb teleskopu išmatavę vandens garų ir anglies dvideginio gausą jos atmosferoje, tyrėjai įvertino, kad metalų gausa ten yra 50-250 kartų didesnė, nei Saulėje, arba 8-40 kartų didesnė, nei mūsų Saturne. Apskritai metalai sudaro net apie du trečdalius planetos masės – daugiau, nei bet kurios kitos žinomos planetos-milžinės. Kodėl ši planeta tokia išskirtinė, pasakyti kol kas negalime. Atsakymo paieškose nepamainoma bus informacija apie daugybės kitų egzoplanetų atmosferų cheminę sudėtį, kurią padės išmatuoti James Webb. Tada galėsime ieškoti ryšių tarp planetų ir žvaigždžių sandarų ir bandyti suprasti, ar planetos jau gimsta su skirtinga sandara, ar skirtingomis tampa laikui bėgant, pavyzdžiui dėl migracijos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Egzoplanetų klimatų stabilumas. Žemės klimatas trumpesnėmis nei šimto tūkstančių metų laiko skalėmis yra labai stabilus. Net ir ilgesniais laikotarpiais jis kinta nedaug. Šiuos pokyčius sukelia Žemės ašies precesija, orbitos elipsiškumo bei ašies posvyrio į orbitą pokyčiai. Savo ruožtu šie vadinamieji Milankovičiaus ciklai kyla dėl kitų planetų (daugiausiai Jupiterio), Mėnulio ir Saulės nesferiškumo kuriamų gravitacinių efektų. O jei kaimyninės planetos būtų daug arčiau? Toks scenarijus svarbus ne vienai egzoplanetų sistemai, pavyzdžiui garsiajai TRAPPIST-1. Ji turi septynias uolines planetas, kurios aplink žvaigždę skrieja mažesniu atstumu, nei Merkurijus aplink Saulę. Pati žvaigždė irgi daug mažesnė už Saulę, tad net trys planetos patenka į gyvybinę zoną – teoriškai jų paviršiaus temperatūra tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Be to, planetos beveik neabejotinai yra potvyniškai prirakintos prie žvaigždės – visada atsukusios į ją tą pačią pusę, kaip Mėnulis į Žemę. Bent jau tokį rezultatą gauname, skaičiuodami kiekvienos planetos evoliuciją atskirai nuo kitų. Naujame tyrime įskaičiuojamas ir aplinkinių planetų poveikis. Naudodami skaitmeninį modelį, kuriame sekamas planetų judėjimas orbitomis, įvertinant ir planetų sukimąsi bei nesferiškumą, mokslininkai išnagrinėjo, kaip gali pasikeisti dviejų TRAPPIST-1 sistemos planetų sukimasis, o kartu ir klimatas. Planeta e yra gyvybinės zonos viduryje, f – išoriniame jos pakraštyje. Abiem planetoms kitų sistemos narių poveikis panašus: jis sukelia libracijas – svyravimus aplink pusiausvyros padėtį. Planetos e klimatui libracijos turi tik menką poveikį, nes visa planeta yra šilta, tad nukrypimai nuo pusiausvyros laikui bėgant išsividurkina. Tuo tarpu planetoje f situacija kitokia. Jei ši planeta neturėtų libracijų, ji greičiausiai būtų „akies“ tipo – skystas vanduo egzistuotų tik regione aplink vidurdienio tašką, o likusią planetos dalį dengtų ledas. Apskaičiuota libracijų amplitudė yra didesnė, nei tikėtinas vandenyno skersmuo; tai reiškia, kad žvaigždės padėtis, žvelgiant iš planetos, kinta tiek, jog vandenyną reguliariai užtraukia ledas. Ledas atspindi daugiau šviesos, nei vanduo, todėl planeta dar labiau atšala ir greičiausiai yra visiškai sustingusi. Panašus likimas greičiausiai ištinka daugumą planetų, skriejančių arti gyvybinės zonos išorinio krašto, jei kaimynystėje yra daug kitų planetų. Į tokią situaciją svarbu atsižvelgti, planuojant detalesnius galimai gyvybei tinkamų planetų stebėjimus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Daug pernelyg masyvių planetų. Masyviausia Saulės sistemos planeta, Jupiteris, turi tūkstantadalį Saulės masės. Kad jis toks užaugtų, pradžioje turėjo užsiauginti 20 Žemės masių branduolį, kuris pajėgė pritraukti ir išlaikyti storą dujų apvalkalą. Bent jau taip teigia standartinė planetų formavimosi teorija, vadinama šerdies akrecija. Dauguma astronomų mano, kad prie daug mažesnių už Saulę žvaigždžių planetos-milžinės formuotis apskritai negali: jų protoplanetiniuose diskuose nėra pakankamai dulkių, kad galėtų išaugti 20 Žemės masių uoliniai branduoliai. Prieš kelias savaites rašiau apie vieną planetą, paneigiančią tokią teoriją – jos masė siekia Jupiterio, nors žvaigždė už Saulę mažesnė pustrečio karto. Aišku, viena planeta gali būti anomalija. Tačiau dabar naujame tyrime paskelbta apie keliolika panašių ekstremalių, tad anomalijomis jų paaiškinti nepavyks. Tyrimo autoriai išanalizavo daugiau nei 90 tūkstančių žvaigždžių stebėjimų duomenis, surinktus TESS planetų paieškos teleskopu. Žvaigždžių masės neviršijo 0,71 Saulės masės. Tarp jų aptikta 15 planetų-milžinių, kurių spindulys siekia bent 60% Jupiterio. Įvertinę duomenų kokybę bei planetų orbitų posvyrio kampų įvairovę, tyrėjai nustatė, kad dujinių milžinių turi maždaug viena iš 500 mažos masės žvaigždžių. Be to, planetų tikrai turi žvaigždės, kurių masė mažesnė nei 0,4 Saulės. Būtent tokių planetų egzistavimas neatitinka dabartinių teorinių prognozių. Tad planetų formavimosi modelius reikės tobulinti, o naujieji rezultatai padės naujus modelius patikrinti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Medūziška galaktika JW100. Šaltinis: ESA/Hubble, NASA, M. Gullieuszik ir GASP komanda

Kodėl ši galaktika primena medūzą? Ji patiria slėginį medžiagos nupūtimą (angl. ram-pressure stripping): galaktika krenta į spiečių, dėl to aplink ją nuolat pučia stiprus tarpgalaktinių dujų vėjas. Jo slėgio pakanka, kad nusitemptų su savimi dalį galaktikos dujų. Aukšto slėgio tarpgalaktinės dujos suspaudžia nusitemptas ir paskatina žvaigždėdarą jose – todėl nusidriekę „čiuptuvai“ nusėti blizgančiais žvaigždėdaros regionais.
***

Šaltas tarpgalaktinių dujų srautas. Galaktikos auga iš esmės dviem būdais: susiliedamos su kitomis ir prisijungdamos tarpgalaktines dujas. Pastarosios į galaktikas krenta dviejų būsenų: karštos arba šaltos. Karštos dujos krenta daugmaž tolygiai iš visų pusių, o pasiekusios galaktiką gali atvėsti ir suformuoti debesis arba tiesiog nukristi ant disko ar centrinio telkinio. Šaltos dujos krenta palyginus siaurais ilgais srautais – bent jau taip rodo skaitmeniniai modeliai. Aplinkinėje Visatoje tarpgalaktinės dujos pernelyg retos, kad galėtų susikondensuoti į palyginus tankius srautus, tačiau prie tolimų galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliauja milijardus metų, srautų turėtų pasitaikyti. Aišku, ir aptikti juos ten daug sunkiau. Dabar pirmą kartą tą pavyko padaryti. Stebėdami galaktiką 4C 41.17, kurios šviesa mus pasiekia po 12 milijardų metų kelionės, astronomai šalia jos aptiko ilgą šaltų dujų juostą. Dujos aptiktos pagal neutralių anglies atomų skleidžiamą spinduliuotę. Anglį jonizuoti labai lengva, todėl atominės anglies egzistavimas rodo, jog dujos tikrai šaltos, o vandenilis ten greičiausiai molekulinės būsenos. Srauto ilgis – 100 kiloparsekų, trigubai daugiau, nei Paukščių Tako skersmuo. Kitame srauto gale jokios galaktikos nematyti, taigi srautas nėra galaktikų susiliejimo ar panašios sąveikos požymis. Todėl galima pagrįstai teigti, kad srautas atsirado tarpgalaktinėje erdvėje vėstant dujoms. Galaktikos centre matyti sparčios žvaigždėdaros šviesa, taigi srautas į galaktiką greičiausiai krenta jau kurį laiką. Šis atradimas patvirtina teorines prognozes apie galaktikų evoliuciją Visatos jaunystėje ir padės patobulinti tuos modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Science

***

Ryškiausias gama žybsnis. Pernai spalį Žemę pasiekė spinduliuotė iš gama spindulių žybsnio, nutikusio prieš 1,9 milijardo metų. Tai buvo ryškiausias žybsnis, kurį esame užfiksavę – už ankstesnį rekordininką šviesesnis net 70 kartų. Gama fotonų srautas buvo toks stiprus, kad daugelis žybsnių paieškai skirtų kosminių detektorių nepajėgė jo įvertinti. Vos žybsnį aptikus, jo link nukreipta daugybė teleskopų tiek kosmose, tiek ant Žemės. Pagrindinė – gama spindulių – emisija buvo stebima ilgiau nei penkias minutes, taigi žybsnis tikrai priklauso ilgųjų klasei; trumpieji gama žybsniai energingiausią spinduliuotę skleidžia iki dviejų sekundžių. Tokie žybsniai, kaip šis, nutinka, kai labai masyvi žvaigždė baigia savo gyvenimą ir kolapsuoja į juodąją skylę. Išoriniai žvaigždės sluoksniai bei prieš mirtį išmesta medžiaga pradeda kristi į skylę ir suformuoja dvi galingas čiurkšles; pataikiusios į žvaigždės liekanas, čiurkšlės ir sukelia įvairią spinduliuotę. Išmatavę magnetinio lauko stiprumą žybsnio aplinkoje ir pritaikę geriausius dabartinius žybsnių spinduliuotės modelius, mokslininkai nustatė, jog žybsnio metu greičiausiai nebuvo išspinduliuota išskirtinai daug energijos, tačiau čiurkšlės pasitaikė neįprastai siauros. Taigi į mus nukreipta čiurkšlė buvo daug šviesesnė, nei kitų gama žybsnių atveju. Įvertinus žinomų žybsnių šviesių pasiskirstymą, naujasis radinys – žinomas tik katalogo numeriu GRB 221009A pagal atradimo datą – greičiausiai pasitaiko vos kartą per 10 tūkstančių metų. Plataus spektro stebėjimai atskleidė keletą kitų keistų žybsnio savybių. Submilimetrinių ir radijo bangų ruože bent keletą dienų žybsnis švietė ryškiau, nei buvo tikimasi pagal rentgeno ir regimųjų spindulių šviesį. Daugumai žybsnių galioja aiškus sąryšis tarp šių ruožų spinduliuotės, išskyrus kartais kylančius trumpus submilimetrinius ir radijo pašviesėjimus. Manoma, kad jie atsiranda dėl čiurkšlėje susidarančių smūginių bangų. Tačiau ilgalaikio stipraus švytėjimo taip paaiškinti neįmanoma; gali būti, kad regimoji ir rentgeno spinduliuotė kyla iš vienos čiurkšlės dalies, o radijo ir submilimetrinė – iš kitos, kuri vystosi nepriklausomai nuo pirmosios. Kol kas žybsnio švytėjimas išlieka pakankamai stiprus, kad jį būtų galima reguliariai stebėti ir fiksuoti pokyčius dar bent keletą mėnesių, o gal ir metų. Šie duomenys leis gerokai patobulinti žybsnių modelius ir suprasti ekstremalius procesus, vykstančius mirštant masyvioms žvaigždėms ir atsirandant juodosioms skylėms. Dar vienas netikėtumas – kol kas nepavyko aptikti supernovos liekanos. Žvaigždės mirtis turėtų sukelti ir šį daug labiau sferinį sprogimą, tačiau stebėdami GRB 221009A poziciją danguje, astronomai kol kas nieko panašaus neaptiko. Iš dalies tai paaiškinama žybsnio padėtimi – jis matomas gana arti Paukščių Tako plokštumos, tad regimuosius spindulius blokuoja dulkės, o žvaigždžių bei dujų šviesa trukdo išskirti supernovos spindesį. Visgi supernovos nepavyko pamatyti net ir infraraudonųjų spindulių ruože, pasitelkus James Webb kosminį teleskopą. Tai gali reikšti, jog žvaigždė praktiškai visa iškart sukrito į juodąją skylę – teoriniai modeliai prognozuoja, kad taip gali nutikti labai masyvioms ir menkai chemiškai praturtintoms žvaigždėms. Bet kuriuo atveju šios anomalijos, neatitinkančios dabartinių modelių prognozių, privers pastaruosius permąstyti ir patobulinti. Tyrimo rezultatai publikuojami net 11-oje straipsnių specialiame The Astrophysical Journal Letters numeryje.

***

Visata yra didžiulė – čia taip švelniai tariant. Net ir regimoji jos dalis yra neįsivaizduojamai milžiniška. Tačiau baigtinė (visa Visata gali būti ir begalinė). Yra riba, kiek daugiausiai galime, ar kada nors galėsime, pamatyti. Apie tai pasakoja PBS Space Time:

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *