Kąsnelis Visatos DLXXXVIII: Formos ir konfigūracijos

Daugelis astronominių objektų ir sistemų pasižymi gana paprastomis formomis – tai būna rutuliai ar diskai. Natūralu, kad nukrypimai nuo tokių konfigūracijų patraukia dėmesį. Pavyzdžiui, planeta, skriejanti kone statmena orbita, lyginant su žvaigždės sukimusi. Planetiniai ūkai – dar vienas geras pavyzdys: nors visi susidaro pučiant mirštančios žvaigždės vėjui, jų formų įvairovė tiesiog stulbina; dabar skaitmeniniais modeliais pademonstruota bent dalies šios įvairovės kilmė. Paukščių Tako forma irgi nėra iki galo aiški: ar mūsų Galaktika turi keturias pagrindines vijas, ar dvi? Pastaruoju metu įrodymai linksta prie dviejų. Kitose naujienose – kosmoso orų sezoniškumas, nauji vandens pėdsakai Marse ir pirmą kartą aptikta žvaigždės valgoma planeta. Gero skaitymo!

***

Kosmoso orų sezoniškumas. Kaip Žemėje, taip ir danguje – panašiai, kaip Žemės orai priklauso nuo metų laiko, taip ir kosmoso orams įtakos turi Žemės padėtis Saulės atžvilgiu. Kosminiais orais vadiname Žemės magnetosferos sąveiką su Saulės vėju. Magnetinis laukas nustumia didžiąją dalį elektringų dalelių nuo planetos, bet kai kurios prasiskverbia iki atmosferos. Čia jos sukelia pašvaistes, o kartais gali pridaryti ir bėdų, pavyzdžiui pažeisti aukštos įtampos laidus. Didžiausias pavojus kyla tada, kai Saulė aktyviausia – aktyvumas kinta 11 metų ciklu, artimiausias maksimumas bus po poros metų. O dabar mokslininkai pirmą kartą parodė, kad sąveikos aktyvumas kinta ir metų bėgyje. Tam jie pasitelkė dviejų NASA misijų, THEMIS ir MMS, skirtų magnetosferai tirti, duomenis, apimančius visą vieną Saulės aktyvumo ciklą. Tyrėjai ieškojo Kelvino-Helmholtzo nestabilumo požymių. Šis reiškinys pastebimas daug kur mūsų aplinkoje: pavyzdžiui, kai vėjas sukelia bangas ežero paviršiuje, arba kai vingiuoja ir sklaidosi garai iš verdančio arbatinuko. Magnetosferos viršuje bangas sukelia Saulės vėjas; jos yra vienas pagrindinių būdų vėjo dalelėms skverbtis gilyn, panašiai kaip bangos ežero paviršiuje maišosi su oru ir suformuoja purslus. Paaiškėjo, kad bangų stiprumas kinta priklausomai nuo metų laiko: stipriausios jos per lygiadienius, silpniausios – per saulėgrįžas. Lygiadienio metu Žemės sukimosi ašis nukreipta statmenai krypčiai Saulės link; matomai toks išsidėstymas vėją nustumia prasčiau. Per saulėgrįžas vienas arba kitas ašigalis labiausiai atsisuka į Saulę; galima sakyti, kad Saulės vėjas tada į magnetosferą trenkiasi kaktomuša ir yra atstumiamas efektyviau. Gali būti, kad šis rezultatas paaiškina, kodėl pastaruosius mėnesius buvo matomos tokios ryškios šiaurės pašvaistės net ir Lietuvoje: ne per seniausiai praėjęs lygiadienis reiškia, kad bangos magnetosferoje stipriausios, taigi ir Saulės vėjas geriausiai įsiskverbia į atmosferą. Vasarą pašvaistės turėtų aprimti, o rudenį – vėl sustiprėti. Apskritai Saulės vėjas gali pakenkti kosminiams zondams ir astronautams, taigi prognozuoti kosminius orus labai svarbu, ypač dabar, kai planuojama vis daugiau kosminių misijų, įskaitant žmonių grįžimą į Mėnulį ir vėlesnius skrydžius į Marsą bei toliau. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Shackleton kraterio kraštas ir dugnas. Šaltinis: NASA, ShadowCam, Korea Aerospace Research Institute, Arizona State University

Iš pirmo žvilgsnio ši nuotrauka atrodo kaip eilinis Mėnulio paviršiaus vaizdas – regolitas, įvairaus dydžio krateriai, viskas pilka. Bet čia matome Shackleton kraterio sieną ir dugną – vietas, kurių niekada neapšviečia Saulės spinduliai. Krateris yra prie pat Mėnulio pietų ašigalio, o Mėnulio sukimosi ašis į orbitos plokštumą pasvirusi vos penkiais laipsniais, taigi Saulė niekad nepakyla tiek, kad kraterio kraštų šešėliai pasitrauktų nuo jo dugno. Bet tai nereiškia, kad dugno nepasiekia jokie fotonai: atsispindėję nuo uolų priešingame krašte, jie paliečia ir dugną. Tokio menko fotonų srauto pakanka, kad gautume šį vaizdą; aišku, tam reikėjo ir specialaus fotoaparato – NASA prietaiso ShadowCam, kuris įrengtas pernai pakilusiame Korėjos orbitiniame zonde. Amžinai šešėlyje skendintys krateriai ypatingai domina mokslininkus, planuojančius astronautų skrydžius į Mėnulį. Kraterių dugne esama vandens ledo telkinių, kuris bus neįkainojamai naudingas pirmiesiems ilgalaikiams Mėnulio tyrinėtojams ir kolonistams.

***

Vanduo vidurinėse Marso platumose. Jauname Marse buvo daug vandens – upės, jūros, lietūs ir panašiai. Laikui bėgant, planeta neteko atmosferos, atšalo ir išdžiūvo. Šiuo metu akivaizdūs vandens telkiniai Marse yra tik sustingę į ledą – ašigalinės ledo kepurės arba popaviršiniai ledynai. Didelėj Marso dalyje atmosferos slėgis toks žemas, kad ledas sušilęs iškart garuoja, nepavirsdamas skysčiu. Visgi kartais sąlygos gali tapti palankios ir skysto vandens egzistavimui. Prieš 15 metų NASA zondas Phoenix nusileido arti šiaurinio Marso ašigalio; ant jo kojų pastebėti lašai galėjo būti kurį laiką išsilaikęs druskingas vanduo. Vėliau būta daugiau įtarimų apie skystą vandenį šiandieninio Marso paviršiuje, bet nei vienas vienareikšmiškai nepatvirtintas. Dabar Kinijos marsaeigio Žurong duomenyse irgi aptikta galimo skysto vandens egzistavimo įrodymų. Įrodymai remiasi kopų stebėjimais. Utopijos lygumoje, kurią naršo marsaeigis, kopos susiformavo prieš 0,4-1,4 milijono metų. Kopų nuotraukos bei spektro matavimai rodo, kad jų paviršiuje esama daug įtrūkimų, kietos plutos zonų ir hidratuotų mineralų. Visi šie požymiai rodo, kad kopų paviršiuje vyko sąveikos su vandeniu procesai. Nepanašu, kad jie vyksta dabar; greičiausiai jie vyko tais laikotarpiais, kai Marso ašies posvyris būdavo daug didesnis už dabartinį. Tuo metu ties pusiauju buvo šalčiau, o nuo ašigalių, tirpstant ledo kepurėms, kilo vandens garai. Jie galėjo nusėsti ant kopų kaip šerkšnas, o tada, sąveikaudami su paviršiaus druskomis, ištirpti. Skystas vanduo išlikdavo pakankamai ilgai, kad suformuotų plutą bei mineralus. Didelio posvyrio periodai Marse nutinka daugmaž periodiškai kas keliasdešimt tūkstančių metų, taigi per kopų amžių jų buvo ne vienas. Nors šiuo metu kopos sausos, jose gali būti likę ir gyvybės pėdsakų, jei tokia egzistavo trumpalaikėse balutėse. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Urano mėnuliuose yra vandens? Prieš kelis dešimtmečius astronomai manė, kad už Marso vanduo egzistuoja tik ledo pavidalu. Vėliau įvairūs atradimai – tiek daryti per atstumą Hablu, tiek iš arti Cassini zondu – atskleidė, kad bent jau Jupiterio ir Saturno palydovų ledo plutos neretai dengia skysto vandens vandenynus. Dabar pateikti įrodymai, kad greičiausiai skysto vandens esama ir keturiuose Urano mėnuliuose. Urano sistemos kol kas nėra tyrinėjęs joks dedikuotas zondas; geriausi turimi duomenys ateina iš Voyager 2 zondo kelionės, kai zondas 1986-ųjų sausį praskriejo netoli planetos. Per kone keturis dešimtmečius nuo šio skrydžio gerokai patobulėjo tiek duomenų analizės metodai, tiek modeliavimo įrankiai, tiek mūsų supratimas apie galimą planetų ir palydovų struktūrą. Remdamiesi šiomis naujovėmis, mokslininkai iš naujo išnagrinėjo Boyager 2 surinktus duomenis ir sumodeliavo penkių didžiausių Urano palydovų – Arielio, Umbrielio, Titanijos, Oberono ir Mirandos – struktūrą. Visų palydovų gelmes šildo praktiškai tik radioaktyvaus skilimo energija, sklindanti iš branduolio; nei Saulės šviesa, nei potvyninės jėgos neturi reikšmingos įtakos. Tačiau net keturiuose iš jų – visuose, išskyrus Mirandą – gali būti iki kelių dešimčių kilometrų storio vandenynai, skiriantys ledinę plutą nuo uolinio branduolio. Tokią išvadą patvirtina ir dinaminės evoliucijos – palydovų orbitų bei formos kitimo dėl sąveikos su planeta ir kitais palydovais – skaičiavimai. Storiausias vandenynas turėtų būti didžiausiame palydove Titanijoje. Deja, nei vieno vandenyno egzistavimo patvirtinti nebus lengva. Išlikti nesustingusiems jiems greičiausiai padeda dideli chloridų ar amoniako kiekiai, kurie mažina vandenyno elektrinį laidumą. Nelaidus elektrai vandenynas prastai generuoja magnetinį lauką, kurio užfiksavimas būtų geriausias įrodymas apie vandenyno egzistavimą. Šiuo metu vis daugiau kalbama apie dedikuotos misijos į Urano sistemą parengimą ir išsiuntimą. Nors iki jos išskridimo dar praeis bent dešimtmetis, o iki atvykimo į Uraną – dar vienas, tokie tyrimai, kaip šis labai padeda planuojant, kokius stebėjimus galės atlikti zondas ir kokių instrumentų jam reikės. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Protoplanetinio disko šešėlių žaismas. Planetos formuojasi iš protoplanetinių diskų – paplokščių dujų ir dulkių telkinių, kurie supa augančias ir tik įsižiebusias žvaigždes. Disko plokštumas lemia ir tai, kad planetų orbitos išsidėsto praktiškai vienoje plokštumoje. Bet kartais, pasirodo, diskai nėra tokie jau plokšti. Dar 2016 metais besiformuojančios žvaigždės Hidros TW diske pastebėtas šešėlis, kurį ant išorinės dalies meta vidinė. Tai reiškia, kad dvi disko dalys palinkusios skirtingu kampu, ir vidinė dalis šiek tiek užstoja išorinę. Naujame tyrime pateikti naujų, 2021 metais atliktų, stebėjimų rezultatai, rodantys, kad šešėlis ne tik juda disku prieš laikrodžio rodyklę, bet ir pasidalino į dvi dalis. Tai reiškia, kad vidinė disko dalis susideda iš dviejų žiedų, kurie palinkę skirtingais kampais į išorinės dalies plokštumą. Geriausiai duomenis paaiškinantis modelis susideda iš centrinio žiedo 5-6 astronominių vienetų atstumu nul žvaigždės, pasvirusio 5,5 laipsnių kampu, ir 6-7 astronominių vienetų nuotoliu esančio septynių laipsnių kampu pasvirusio žiedo. Astronominis vienetas (AU) yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės; 5 AU yra Jupiterio orbitos spindulys. Žiedų posvyrio kampai neatrodo dideli, bet jie vis tiek negalėjo atsirasti be priežasties. Tyrėjų teigimu, greičiausiai jie rodo dviejų augančių planetų egzistavimą. Jei planetų orbitos nesutampa su išorinio disko orbita, jų gravitacija gali „patempti“ ir disko dujas į naują konfigūraciją. Planetos, aišku, pradėjo formuotis iš disko; nežinia, ar jų orbitų polinkiai atsirado atsitiktinai (pavyzdžiui, dėl šiek tiek chaotiško dujų ir dulkių judėjimo diske vertikalia kryptimi), ar išorinį diską pasuko pro šalį praskridusi kita žvaigždė. Pačių planetų kol kas aptikti nepavyko, bet tą tikimasi padaryti tolesniais stebėjimais. Hidros TW daug kuo primena Saulę pačioje jos jaunystėje, taigi nagrinėdami šią sistemą mokslininkai tikisi geriau suprasti ir mūsiškės praeitį. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Egzomėnuliai – kol kas tik teoriškai nagrinėjami objektai, nors pora nepatvirtintų aptikimų ir buvo. Bet fantastikoje su mėnuliais prie svetimų planetų, net ir gyvenamais, susiduriame neretai – nuo Endoro iš Žvaigždžių karų iki Pandoros iš Įsikūnijimo. Kalbant apie pastarąjį – kiek realistiškas Jameso Camerono sukurtas pasaulis? Apie tai pasakoja Astrum:

***

Kone statmena egzoplanetos orbita. Saulės sistemos planetos aplink žvaigždę skrieja beveik vienoje plokštumoje. Vienintelis Merkurijus nukrypęs nuo jos septyniais laipsniais, kitos planetos – gerokai mažiau. Plokštuma sutampa ir su Saulės sukimosi plokštuma. Tokia konfigūracija ne atsitiktinė – ji nusistovi dar planetoms ir žvaigždei formuojantis, mat viskas auga iš vieno paplokščio disko. Taigi dauguma planetinių sistemų, kurių orbitų kryptis pavyksta išmatuoti, yra paplokščios. Dauguma, bet ne visos – neseniai išsiaiškinta, jog WASP-131 žvaigždės planeta aplink ją skrieja kone statmenai. WASP-131b yra maždaug pusės Saturno masės planeta, aptikta dar 2016 metais. Vieną ratą aplink žvaigždę ji apsuka per kiek daugiau nei penkias paras. Naujojo tyrimo autoriai surinko daug labai detalių planetos tranzito – praskridimo prieš žvaigždės diską – duomenų. Jų pakako, kad būtų įmanoma išskirti žvaigždės disko vaizdą. Pagal disko šviesio netolygumus jie galėjo įvertinti žvaigždės sukimosi kryptį, o pagal šviesio kitimą tranzito metu – planetos judėjimo kryptį. Šios kryptys pasirodė labai skirtingos: kampas tarp jų projekcijų dangaus skliaute viršija net 160 laipsnių, kitaip tariant, planeta skrieja beveik priešinga kryptimi, nei sukasi žvaigždė. Apskaičiavus labiausiai tikėtiną trimatę konfigūraciją paaiškėjo, kad kampas kiek mažesnis, apie 120 laipsnių. Visgi tai reiškia, kad planeta aplink žvaigždę skrieja artima statmenai orbita. Tai ne pirmas panašios konfigūracijos atvejis, bet vienas detaliausiai išnagrinėtų. Manoma, kad planetos į tokias orbitas gali patekti po artimo prasilenkimo su kita planeta ar žvaigžde. Atrasdami vis daugiau planetų neįprastose orbitose, astronomai galės geriau įvertinti, kaip dažnai panašūs prasilenkimai įvyksta. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Valgoma planeta. Žvaigždė, artėdama prie gyvenimo pabaigos, išsipučia į milžinę. Taip nutinka, kai žvaigždės centre ima trūkti vandenilio branduolių tolesnėms termobranduolinėms reakcijoms; tada branduolys ima trauktis ir kaisti, jame prasideda helio jungimasis į anglį, o vandenilio jungimosi reakcijos persikelia į išorinius žvaigždės sluoksnius. Būtent pastarosios išpučia tuos sluoksnius ir žvaigždės spindulys gali išaugti šimtus kartų. Arti skriejančioms planetoms tai, aišku, yra blogos žinios – žvaigždė jas tiesiog praryja. Iki šiol astronomai buvo aptikę ne vieną žvaigždę, kurios spektre matyti palyginus neseniai prarytos planetos pėdsakų – sunkių cheminių elementų, kurie žvaigždės paviršiuje negalėjo atsirasti niekaip kitaip, kaip tik suirus masyviam uoliniam kūnui. O dabar pirmą kartą užfiksuota planetos valgymo proceso eiga. Prieš maždaug trejus metus užfiksuotas trumpas regimųjų spindulių žybsnis Galaktikos diske, sužibęs per maždaug 10 dienų, o vėliau blėsęs apie pusmetį. Kartu pastebėtas žybsnis ir infraraudonųjų spindulių ruože; tiesa, jis ir prasidėjo anksčiau, ir truko ilgiau. Rentgeno spindulių pokyčio neužfiksuota. Tokios savybės – gana neįprastos, ir leido atmesti daugelį galimų žybsnio kilmės paaiškinimų. Pavyzdžiui, praktiškai visi žybsniai, nutinkantys dvinarėse sistemose su viena kompaktiška komponente – baltąja nykštuke, neutronine žvaigžde ar juodąja skyle – pasižymi stipria rentgeno spinduliuote. Spektro matavimai leido atmesti ir jaunų žvaigždžių žybsnius – jų metu įkaitusi plazma skleidžia emisijos linijas, kurių šio žybsnio spektre neužfiksuota. Taip pat spektras leido nustatyti, kad žybsnis įvyko palyginus vėsiame, apie 3600 kelvinų temperatūros, objekte; palyginimui Saulės paviršiaus temperatūra siekia 5700 kelvinų, baltųjų nykštukių matuojama dešimtimis tūkstančių. Tolesni stebėjimai ir žybsnio eigos modeliavimas galiausiai davė atsakymą, kas nutiko: žvaigždė susijungė su mažesne kompanione, o proceso metu dalis abiejų medžiagos išmesta į aplinką. Labiausiai tikėtina, kad žvaigždės masė artima Saulės, ji tik pradeda plėstis į raudonąją milžinę, o praryta planeta buvo mažesnė nei 10 Jupiterio masių. Nors tai tik pirmasis toks atradimas, remiantis juo bei bendru dangaus stebėjimų laiku, galima apskaičiuoti panašių įvykių dažnį Paukščių Take. Tikėtina, kad kasmet mūsų Galaktikoje praryjama maždaug viena planeta. Po poros metų darbą pradėsiantis Veros Rubin teleskopas turėtų kasnakt skanuoti visą dangų, ieškodamas šviesio pokyčių, kurie žymi įvairiausius žybsnius ir panašius trumpalaikius reiškinius. Jo duomenyse greičiausiai aptiksime ne vieną planetos prarijimo įvykį. Jie padės suprasti, kaip planetos medžiaga išsisklaido žvaigždėje ir geriau interpretuoti kitus, jau planetas prarijusių žvaigždžių, stebėjimų duomenis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Planetinių ūkų formos. Planetiniai ūkai, taip vadinami dėl šiokio tokio panašumo į planetas stebint per ankstyvuosius teleskopus, yra į Saulę panašių žvaigždžių gyvenimo pabaigos stadija. Žvaigždė, prieš tapdama baltąja nykštuke, nusimeta dalį išorinių sluoksnių, kurie plinta į šalis, susiduria su aplinkinėmis dujomis ir nušvinta įvairiomis spalvomis – tiek regimųjų, tiek infraraudonųjų ir ultravioletinių spindulių ruožuose. Jei žvaigždė būtų vieniša, ūkai formuotųsi daugmaž sferiški, bet realybėje stebime didžiulę jų formų įvairovę. Sferiniai, pailgi, spirališki, kelianariai ir taip toliau – planetiniai ūkai išvaizdos variacijomis lenkia turbūt bet kokią kitą astronominių objektų rūšį. Kodėl? Įtarimas krenta ant dvinarių kompanionių, kurias turi nereta žvaigždė: kompanionės judėjimas sudarko dujas ir leidžia atsirasti visokiausioms struktūroms. Dabar pristatyti skaitmeninių modelių rezultatai, kuriais tikrinamas toks scenarijus. Tyrimo autoriai sumodeliavo daugybę dvinarių sistemų, kurias sudaro į Saulę panaši, tačiau gyvenimą baigianti žvaigždė ir apskritimine orbita skriejanti kompanionė. Tai pirmas kartas, kai planetinio ūko formavimosi modelyje pilnai įtraukti spinduliuotės ir medžiagos sąveikos efektai – tai leidžia nustatyti ne tik realią ūko struktūrą, bet ir įvertinti jo išvaizdą stebint iš toli. Modeliuojamos sistemos skyrėsi dvinarės sistemos orbitos periodu, vėlyvos žvaigždės gyvenimo stadijos vėjo bei baltosios nykštukės čiurkšlės egzistavimu, greičiu bei kryptimi. Paaiškėjo, kad visi šie parametrai turi daug įtakos ūko formai, ir dažnai ne tokios, kaip buvo galima manyti iš anksto. Pavyzdžiui, judėjimas orbita sukuria spiralines vijas, kaip ir tikėtasi; tačiau jos išnyksta per kelis šimtus metų. Kuo dvinarės orbita platesnė, tuo vijos mažiau susisukusios ir tuo lengviau virsta daugmaž sferišku kevalu. Vijų egzistavimas turi įtakos ir čiurkšlės judėjimui: kuo apvalkalas tolygesnis, tuo sunkiau baltosios nykštukės čiurkšlei išsiveržti iš jo. Visgi jei čiurkšlė paleidžiama pakankamai greitai, ji gali išstumti dalį ūko medžiagos ir suteikti jam netvarkingą pailgą formą. Tinkamai parinkę tiek orbitos, tiek čiurkšlės parametrus tyrėjai gana tiksliai atkūrė sudėtingą Katės Akies ūko formą – spiralines vijas, du kevalus ir išsipūtimus juose, kuriuos ir sukelia čiurkšlės smūgis. Nors vien šie rezultatai rodo didelę ūkų įvairovę, jie apima tik nedidelę galimybių aibės dalį. Pavyzdžiui, dvinarės orbitos elipsiškumas, kompanionės vėjai ir reikšmingas aplinkinės medžiagos netolygumas gali turėti labai didelį efektą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kiek vijų Paukščių Take? Mūsų Galaktika yra spiralinė – turi diską, kuriame galima išskirti išsilenkusius sutankėjimus, vadinamus spiralinėmis vijomis. Būdami disko viduje, negalime jo ir vijų pamatyti iš šalies, todėl ir tyrinėti jas sudėtinga. Ilgą laiką, remdamiesi žvaigždžių judėjimo greičių bei padėties dangaus skliaute matavimais, mokslininkai manė, kad Paukščių Takas turi keturias pagrindines vijas su įvairiomis atšakomis tarpuose. Bet praktiškai visos kitos spiralinės galaktikos vijų turi po dvi. Ar Paukščių Takas ypatingas? Ne vieną dešimtmetį apie tai ginčijamasi. Kai kurie mokslininkai teigia, kad keturios vijos tikrai egzistuoja, kiti – kad yra tik dvi, bet jų atkarpas įvardijame kaip atskiras vijas. Naujame tyrime pateikiami nauji įrodymai, kad visgi vijos tėra tik dvi. Įrodymai paremti daugiau nei 24 tūkstančių objektų stebėjimais. Tarp jų buvo ir besiformuojančių žvaigždžių, kurias gaubiančios dulkės švyti gana ilgų, mikrometrinių bangų spinduliuote, ir masyvių O bei B spektrinės klasės žvaigždžių. O ir B žvaigždės gyvena palyginus trumpai, kelis-keliolika milijonų metų, tad per visą gyvenimą nenutolsta toli nuo formavimosi vietos. Taigi stebėjimams pasirinkti objektai leido gerai identifikuoti žvaigždėdaros regionų, o kartu ir dujų telkinių pasiskirstymą Galaktikoje. Nauji stebėjimai apėmė trimatę objektų padėties informaciją – žinomos ne tik jų koordinatės dangaus skliaute, bet ir atstumas nuo mūsų. Atidėjus duomenis trimačiame erdvėlapyje paaiškėjo, jog tai, kas seniau buvo laikoma atskiromis Matuoklės ir Skydo vijomis (vijos vadinamos pagal žvaigždynus, kurių kryptimi matoma didžioji jų dalis), iš tiesų yra viena vija. Kitos dvi vijos, Persėjo ir Šaulio, jau seniau laikomos greičiausiai vienos vijos dalimi, tiesiog Šaulio vija matoma Galaktikos centro kryptimi, o Persėjo – šone. Abi pagrindinės vijos prasideda nuo skersės – pailgo maždaug trijų kiloparsekų ilgio darinio. Nutolusios labiau nuo centro, jos išsiskaido į smulkesnes atšakas, tarp kurių yra ir Oriono atšaka, apimanti ir Saulę. Tiksli vijų struktūra priklauso nuo galaktikos evoliucijos istorijos – susiliejimai su mažomis kaimynėmis sudarko tvarkingas vijas. Taigi žinodami, kaip tiksliai vijos sukasi ir sklaidosi, galėsime patikrinti įvairius Paukščių Tako istorijos scenarijus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Pirmųjų žvaigždžių praturtinti debesys. Pirmąsias Visatos žvaigždes sudarė praktiškai vien vandenilis ir helis – kitų cheminių elementų tiesiog dar nebuvo. Jos buvo masyvios ir gyveno palyginus trumpai, tada sprogo supernovomis ir praturtino aplinką pirmaisiais elementais, sunkesniais už berilį (ličio ir berilio – trečio ir ketvirto lengviausių elementų – šiek tiek susidarė per Didįjį sprogimą, bet labai mažai, o berilis greitai išvis išnyko). Vėliau gimusios žvaigždės jau turėjo ir šių elementų. Tokių, antros kartos, žvaigždžių randame ir Paukščių Take. Jos nuo kitų skiriasi tuo, kad turi mažai geležies ir apskritai už helį sunkesnių elementų, bendrai vadinamų metalais; tiesa, anglies, lyginant su geležimi, jose daug, nes pirmosios supernovos paskleidė daugiausiai būtent anglį ir aplinkinius lyginio atominio skaičiaus elementus – deguonį, neoną, magnį ir pan. Šios žvaigždės vadinamos „anglies gausiomis metalais neturtingomis“, arba CEMP (carbon-enhanced metal-poor). Jei yra žvaigždžių, vadinasi, kadaise buvo ir analogiškos cheminės sudėties dujų, bet iki šiol jų aptikti nepavyko. Dabar tokį atradimą pavyko padaryti: astronomai užfiksavo tris CEMP debesis. Stebėdami tolimus kvazarus, mokslininkai nagrinėjo dujas tarp kvazaro ir mūsų. Jos sugeria dalį kvazaro spinduliuotės; tai leidžia išmatuoti dujų debesies stulpelio tankį (medžiagos kiekį išilgai stebėjimo linijos) ir cheminę sudėtį. Jie aptiko 14 mažai metalų turinčių debesų, kurių šviesa iki mūsų keliauja apie 12 milijardų metų. Iš jų trys turėjo santykinai daug anglies, deguonies, magnio, aliuminio ir silicio. Visų šių elementų santykinės gausos puikiai atitinka CEMP žvaigždžių cheminę sudėtį. Taigi galima daryti išvadą, jog šie debesys sudaryti iš tokių dujų, iš kokių formavosi ir CEMP. Tiesa, patys debesys greičiausiai sklando tarpgalaktinėje erdvėje, yra didžiuliai ir gana reti. Tai paaiškina, kaip jie išliko nepakitusios sudėties daugiau nei milijardą metų: dujų tankis ten nepakankamas sparčiai žvaigždėdarai. Taigi net jei žvaigždžių ten ir atsirado, jų nebuvo tiek daug, kad mirdamos reikšmingai pakeistų debesies sandarą. Nagrinėdami tokius debesis, astronomai galės geriau suprasti Visatos cheminę evoliuciją ir pirmųjų žvaigždžių savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal

***

Tamsioji energija pasiskirsčiusi tolygiai. Visata plečiasi, ir daro tą greitėdama. Pastarąjį faktą astronomai nustatė tik prieš 25 metus, o tiksli priežastis, kodėl taip yra, nežinoma iki šiol. Tą nežinojimą slepia terminas „tamsioji energija“, apibūdinantis veiksnį, stumiantį Visatos erdvę į šalis. Pagal standartinį kosmologinį modelį, tamsiosios energijos tankis erdvėje yra visur vienodas ir nekinta laikui bėtant. Toks modelis gerai paaiškina daugumą stebėjimų, bet ne visus. Taigi kai kurie mokslininkai linksta prie modelio, kuriame tamsioji energija kinta laikui bėgant, arba jos stiprumas skiriasi skirtingose Visatos vietose, arba svarbūs abu šie papildymai. Naujame tyrime pateikiami įrodymai, jog nuokrypiai nuo standartinio modelio, jei ir egzistuoja, greičiausiai nėra žymūs. Išvados gautos nagrinėjant daugybės galaktikų spiečių savybes. Spiečių šviesa iki mūsų keliavo iki 8,5 milijardo metų – daugiau nei pusę Visatos amžiaus. Taigi duomenys leido nagrinėti spiečių savybių kitimą per nemažą Visatos istorijos dalį. Kuo spiečiai susiję su tamsiąja energija? Spiečiai auga besijungiant daugybei galaktikų; taip pat į juos krenta tarpgalaktinės dujos ir, aišku, tamsioji materija. Visatos plėtimasis lėtina spiečių augimą. Taigi matuodami spiečių masės pasiskirstymą bei skirtingos masės spiečių dydžius skirtingose Visatos vietose, galime įvertinti, kaip sparčiai Visata plėtėsi būtent tose vietose ir tuo metu. Naudodamiesi eROSITA teleskopu surinktais rentgeno spindulių duomenimis – šiame ruože geriausiai matomos tarpgalaktinės dujos – bei Hyper Suprime-Cam duomenimis apie spiečių sukeliamą gravitacinio lęšiavimo efektą, tyrimo autoriai išnagrinėjo beveik pusės tūkstančio spiečių savybes. Jokių statistiškai reikšmingų skirtumų tarp spiečių skirtingomis kryptimis nuo Žemės nepastebėta. Skirtumai tarp spiečių, matomų skirtingu atstumu, rodo, kad struktūros Visatoje auga taip sparčiai, kaip ir prognozuoja standartinis kosmologinis modelis. Tiesa, įvertintas santykinis materijos tankis Visatoje yra kiek mažesnis, nei gaunamas iš kosminės foninės spinduliuotės matavimų – 0,245, o ne 0,315; atitinkamai tamsiosios energijos santykinis tankis gaunamas kiek didesnis. Visgi šie skirtumai nėra tiek reikšmingi, kad rodytų kokį nors modelio neatitikimą; juos greičiausiai galima paaiškinti matavimų paklaidomis. Pakartojus analizę įtraukiant galimybę tamsiosios energijos stiprumui kisti laikui bėgant, gautas kitimo parametras yra maždaug -1,25; nekintančios tamsiosios energijos atveju šis parametras lygus -1. Šis skirtumas nėra statistiškai reikšmingas, nes jo paklaida – 0,47, kitaip tariant, nekintančios tamsiosios energijos modelio atmesti turimais duomenimis neįmanoma. Aišku, nemenka paklaida mažina rezultatų reikšmingumą, bet derėjimas su paprastesniu kosmologiniu modeliu visgi svarbus. Tolesni stebėjimai ir didesni duomenų kiekiai leis sumažinti paklaidas ir parodys, ar galaktikų spiečių augimas tikrai paaiškinamas kosmologiniu modeliu su nekintančia tamsiąja energija. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.