Jau praeitos savaitės Kąsnelyje daug dėmesio skyriau molekulėms – vandeniui, triptofanui ir prebiopėdsakams. Šią savaitę tema tęsiasi: turime netgi dvi svarbias naujienas apie molekules protoplanetiniuose diskuose – pirmą kartą aptikti metilo katijonas ir silicio sulfidas. Platesniu mastu – sudarytas pirmasis bendras Paukščių Tako disko cheminės sudėties profilis, kuris rodo mūsų Galaktiką esant gana neįprastą, lyginant su panašios masės kaimynėmis. Kitose naujienose – vandens poveikis Marse, planetų egzistavimo Oorto debesyje galimybė ir pagaliau aptiktas gravitacinių bangų fonas. Gero skaitymo!
***
Žmonija kada nors pranyks. Ar galėtų po mūsų Žemėje iškilti kita technologinė civilizacija? O gal mūsų išnaudojami resursai niekada neatsinaujins pakankamai, kad leistų įvykti kitam pramonės perversmui? Apie tai pasakoja Astrum:
***
Marso magnetinio lauko matavimai. Marsas neturi nuolatinio magnetinio lauko, kylančio iš branduolyje vykstančių dinamo procesų, kaip Žemėje. Bet Marso plutos uolienos yra šiek tiek įmagnetintos, taigi šiokį tokį paviršinį magnetinį lauką išmatuoti įmanoma. Orbitiniai zondai aptinka iki 1,5 mikroteslos stiprio lauką kelių šimtų kilometrų aukštyje; tiesa, dažniausiai laukas yra keletą kartų silpnesnis, matuojamas šimtais nanoteslų (palyginimui Žemės magnetinio lauko stiprumas siekia 50 mikroteslų). Marso meteorituose irgi randama įmagnetintų uolienų, kurios rodo, jog planeta turėjo magnetinį lauką, kai šios uolienos sustingo – prieš maždaug keturis milijardus metų. Susigaudyti, kokio stiprio buvo tas laukas ir kada jis pranyko, padėtų detalūs magnetinio lauko – stiprio ir krypties – matavimai Marso paviršiuje, bet kol kas toks matavimas buvo atliktas tik vieną kartą. NASA zondas InSight, nusileidęs Eliziejaus lygumoje netoli planetos pusiaujo, išmatavo dviejų mikroteslų magnetinį lauką – apie dešimt kartų stipresnį, nei rodė regiono stebėjimai iš orbitos. Dabar atliktas antras analogiškas matavimas – Kinijos marsaeigis Žurong išmatavo magnetinį lauką Utopijos lygumoje šiaurės pusrutulyje. Žurong yra pirmasis marsaeigis su įmontuotu magnetometru – InSight buvo stacionarus zondas. Taigi Žurong gali matuoti magnetinio lauko stiprumą ne tik viename taške, bet išilgai visos judėjimo trajektorijos. Pradėję matuoti, marsaeigio inžinieriai susidūrė su problema – gaunamas lauko stipris buvo toks menkas, kad jį kone visiškai užgožė paties marsaeigio elektroninių prietaisų generuojamas laukas. Tačiau atlikę įvairius bandymus sukiodami marsaeigį bei jo pagrindinę „ranką“ vietoje, tyrėjai sukūrė labai detalų savojo Žurong magnetinio lauko modelį, kurį galėjo atimti iš gaunamų matavimų duomenų. Tada paaiškėjo, kad visame beveik dviejų kilometrų maršrute magnetinis laukas neviršija 40 nanoteslų, o dažniausiai tėra kelių-keliolikos nanoteslų stiprumo. Kitaip tariant, jis yra apie dešimt kartų silpnesnis, nei rodė orbitiniai matavimai, ir apie šimtą kartų silpnesnis, nei Eliziejaus lygumoje. Paaiškinti tokį silpną – net Marso standartais – magnetinį lauką galima dviem scenarijais. Arba Utopijos lyguma nebuvo įmagnetinta net formavimosi metu prieš keturis milijardus metų, arba smūgis, sukūręs maždaug penkių kilometrų skersmens kraterį, kuriame ir nusileido Žurong, išmagnetino paviršines uolienas. Jei teisingas pirmasis scenarijus, šie duomenys gali puikiai prisidėti aiškinantis globalaus Marso magnetinio lauko istoriją. Nemagnetiška Utopijos lyguma reikštų, kad stingstant plutai šioje Marso dalyje, globalus planetos magnetinis laukas jau buvo nusilpęs, o gal ir visai pranykęs. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Marso griovius išgraužė vanduo. Marso kopų bei kraterių šlaituose kai kur matomi grioviai, primenantys tekančių srovių paliktas išgraužas. Kurį laiką buvo manoma, kad tai – šiais laikais egzistuojančio skysto vandens pėdsakai. Vėliau nustatyta, kad šlaituose atmosferos sąlygos tokios, kad vandens ledas ten iškart garuoja, o skysto vandens susidaryti negali, tad iškilo alternatyvi hipotezė: grioviai yra garuojančio popaviršinio anglies dvideginio ledo padariniai. Garai išjudina smėlį ir akmenukus, kurie riedėdami palieka griovius. Visgi ir ši hipotezė nėra labai patraukli. Panašaus proceso nestebima niekur Žemėje, nors vietų, kur anglies dvideginis kartais sustingsta į ledą, o kartais – garuoja, yra nemažai. Be to, daugelį metų trunkantys stebėjimai orbitiniais zondais atskleidė, kad nauji grioviai beveik nesiformuoja, o tie nedaugelis naujai atsiradę yra trumpi bei negilūs, toli gražu ne tokie, kaip dauguma. Dabar pasiūlytas naujas paaiškinimas, išsprendžiantis problemas: griovius suformavo vanduo, bet ne dabar, o per pastaruosius keletą milijonų metų. Priežastis, lemianti, kad tuo metu grioviai galėjo formuotis, yra Marso orbitos ašies posvyris. Jis per milijonus metų kinta dešimtimis laipsnių, nes Marsas neturi masyvaus stabilizuojančio palydovo, kaip Žemė. Viena iš galimų Marso būsenų yra maždaug 35 laipsnių ašies posvyris – gerokai didesnis, nei dabartiniai 25. Tyrimo autoriai sumodeliavo tikėtiną Marso klimatą didesnio ašies posvyrio atveju. Tuo metu buvo didesni temperatūrų skirtumai tarp vasaros ir žiemos, ir vasaromis poliarinės ledo kepurės beveik visiškai nutirpdavo. Iš jų išlaisvintas anglies dvideginis pakėlė atmosferos slėgį tiek, kad kai kur Marse galėjo būti skysto vandens. Aukščiausi taškai, kuriuose slėgio tam pakako, kaip tik sutampa su šiandien matomų griovių viršutinėmis ribomis. Didesni vasaros ir žiemos temperatūrų skirtumai sąlygojo ir gausesnį ledo tirpimą bei stingimą, kuris greičiausiai ir paspartino griovių formavimąsi. Anglies dvideginio ledo garavimas prisidėjo prie proceso, tačiau nebuvo dominuojantis veiksnys. Paskutinį kartą Marso ašis 35 laipsniais buvo pasvirusi prieš maždaug 630 tūkstančių metų, tad gali būti, kad dauguma matomų griovių yra bent tokio amžiaus. Reguliarus skysto vandens atsiradimas Marso paviršiuje netgi gali padėti išgyventi mikroorganizmams, jei tokių ten buvo atsiradę prieš milijardus metų, kai planeta klimatiškai dar buvo gerokai panašesnė į Žemę. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.
***
Kaip parengti internetą Marsui? Per porą dešimtmečių į Marsą turėtų nuskristi pirmieji žmonės. Jų pėdomis greičiausiai seks vis daugiau – jei ne kolonistai, tai bent mokslininkai ir kiti tyrinėtojai, kurie gyvens įvairiose tyrimų stotyse Raudonojoje planetoje. Ten jiems reikės įvairiausių resursų, nuo deguonies kvėpavimui ir maisto iki sudėtingesnių. Vienas iš resursų, reikalingas tiek darbui, tiek laisvalaikiui – skaitmeniniai ištekliai, tokie kaip duomenų ir skaičiavimų serveriai. Vien komunikacijų išteklių čia nepakaks (nors ir jie kelia nemenkų iššūkių) – siuntinėti kiekvieną užklausą į Žemę ir atgal užtruktų tiek ilgai, kad kompiuteriais naudotis taptų praktiškai neįmanoma. Net Žemėje daugybė plačiai naudojamų platformų, tokių kaip Netflix, statosi duomenų serverius įvairiose pasaulio vietose, kad duomenys vartotojams būtų perduodami kuo greičiau; kitur kosmose to irgi reikės. Iš kitos pusės, serveriai užima gana daug vietos, jų masė taip pat didelė, taigi nugabenti juos į Marsą kiekvienai tyrimų stočiai būtų labai brangu. Visgi įmanomas tarpinis, gerokai pigesnis, variantas – sukurti dedikuotų serverių-palydovų tinklą aplink planetą. Pasak tyrimo autorių, tam reikėtų 81 palydovo – po devynis kiekvienoje iš devynių specifinių orbitų. Tada būtų galima sukurti tokį tinklą, kad iš kiekvieno paviršiaus taško vienu metu būtų matomi bent keli palydovai ir visuomet būtų galima pasiekti juose esančią informaciją bei skaičiavimo resursus. Palydovai bendrautų ir tarpusavyje, nuolat atsinaujindami informaciją, kad išvengtų degradacijos bei turėtų naujausius duomenis. Reguliariai būtų komunikuojama ir su Žeme, bet tam būtų skirtas kuris nors vienas serveris. Tinklas būtų naudingas ne tik žmonių tyrimų stotims; juo galėtų naudotis ir autonominiai marsaeigiai, perkeldami į serverius įvairias daug resursų reikalaujančias analizės užduotis ir taupydami elektrą. Kartu tinklas veiktų ir kaip komunikacijų Marse pagrindas – tai leistų, pavyzdžiui, valdyti įvairius prietaisus dideliu atstumu, toli už horizonto, neturint tiesioginio radijo ryšio su jais. Orbitiniai serveriai galėtų kainuoti apie tris kartus mažiau, nei analogiški, nuleidžiami Marso paviršiuje: maždaug toks yra santykis tarp šiandieninių komunikacijų palydovų masės ir marsaeigiams saugiai nutupdyti reikalingos apsauginių priemonių, tokių kaip karščio skydas ar parašiutai, masės. Nepaisant šio skirtumo, projektas vis tiek būtų labai brangus, bet jį galima būtų įrengti dalimis, pradedant nuo keleto palydovų, kurie suteiktų bent dalinį interneto ryšį Marso paviršiui, ir per keletą ar keliolika metų išplečiant iki pilno tinklo. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Planetos Oorto debesyje? Saulės sistemą gaubia įvairiausių nuolaužų telkinys, vadinamas Oorto debesiu. Nutolęs tūkstančius astronominių vienetų ir toliau, jis yra daugumos ilgo periodo kometų šaltinis: gravitacinės sąveikos kartkartėmis kokią ledo nuolaužą nusviedžia Saulės link, o priartėjusi ji ima garuoti ir pasidabina uodega. Manoma, kad debesis susiformavo kartu su Saulės sistema – ten susikaupė įvairios liekanos iš protoplanetinio disko, kai jas išsvaidė didžiųjų planetų gravitacija. Ar gali tarp šių liekanų būti ir… planetų? Nauji skaičiavimai rodo, kad taip. Tyrėjai sumodeliavo, kaip vystytųsi planetų orbitos, joms išlekiant iš centrinės sistemos dalies. Jie įskaitė ne tik jėgas, kylančias pačioje sistemoje, bet ir bendrą Galaktikos disko gravitacijos poveikį, kuris dideliu atstumu nuo žvaigždės tampa reikšmingas. Gautas rezultatas – nuo 1 iki 10% planetų, išmetamų iš centrinės sistemos dalies, gali užsilikti Oorto debesyje aplink į Saulę panašią žvaigždę. Apskritai planetos išmetimo tikimybė yra apie 10%, taigi tikėtina, kad iki 1% visų žvaigždžių turi po planetą savo Oorto debesyje. Tikslesni skaičiavimai, įvertinant šiandienines žinias apie egzoplanetų sistemas, duoda truputį mažesnę tikimybę: tokią nutolusią planetą turėtų turėti viena iš 200-3000 žvaigždžių. Tikimybė, kad tokia planeta egzistuoja Saulės sistemoje, yra apie septynis procentus, arba viena iš keturiolikos. Čia kalba eina ne apie hipotetinę Devintąją planetą – ji, jei egzistuoja, yra daug arčiau Saulės, nei Oorto debesis. Tiesa, visi šie vertinimai yra gana optimistiniai, nes juose neįskaičiuota, kad jauna žvaigždė gimtajame spiečiuje ar grupėje neretai praskrieja arti kitų žvaigždžių, kurios gali atplėšti nutolusias planetas. Iš kitos pusės, neįvertinta ir galimybė pasigauti planetą iš kitos žvaigždės. Taigi tobulinti modelį dar yra kur. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Atrasta svarbi tarpžvaigždinė molekulė. Tarpžvaigždinėje terpėje randame gausybę molekulių – nuo paprasčiausių dviatomių vandenilio ar smalkių iki dešimtis atomų jungiančių aromatinių junginių. Organinių molekulių formavimasis kosmose yra iki galo neišspręstas uždavinys, nes daugelis tarpinių reakcijų produktų labai lengvai reaguoja su vandeniliu ir turėtų „užsidaryti“, tapdami gana paprastomis nelabai reaktyviomis molekulėmis. Prieš pusšimtį metų pasiūlytas sprendimas: jei kosmose gali susidaryti metilo katijonai – teigiamai jonizuotos molekulės iš vieno anglies ir trijų vandenilio atomų – jos galėtų duoti pradžią visai organinei chemijai. Mat metilo katijonai su vandeniliu sąveikauja silpnai, o su įvairiomis kitomis molekulėmis – labai noriai. Bet einant metams, metilo katijonų vis nebuvo aptikta, todėl ir šis paaiškinimas prarado populiarumą. Jo vietą užėmė kiti, paremti dulkių dalelėmis, ant kurių nusėdę atomai gali sąveikauti gerokai kitaip, nei palaidai lakstantys dujose. Dabar James Webb teleskopas padėjo pirmą kartą aptikti metilo katijonų ir parodė, kad dujinėje būsenoje sudėtingos cheminės reakcijos irgi įmanomos. Molekulė aptikta protoplanetiniame diske prie gimstančios žvaigždės d203-506, esančios Oriono ūke, maždaug 400 parsekų atstumu nuo mūsų. Iki šiol aptikti šią molekulę nepavykdavo, nes jos spinduliuotės spektras stipriai persidengia su kitais junginiais. Tačiau James Webb teleskopo spektrinė raiška – gebėjimas atskirti gretimas spektro linijas – buvo užtektina, kad identifikuotų būtent metilo katijono skleidžiamą infraraudonąją šviesą. Žvaigždė d203-506 yra maža ir raudona, tačiau jos diską stipriai apšviečia kaimyninės masyvios žvaigždės, skleidžiančios daug ultravioletinių spindulių. Manoma, kad būtent šie spinduliai paskatina metilo katijonų formavimąsi, taigi duoda pradžią ir visam sudėtingų cheminių reakcijų dujose tinklui. Didžioji dalis žvaigždžių turėtų patirti panašią fazę, mat žvaigždės gimsta grupėmis ir spiečiais, tad pačioje pradžioje turi masyvių, ryškiai ultravioletiškai šviečiančių kaimynių. Taigi metilo katijonų turėtų būti daugelyje protoplanetinių diskų, ir cheminiai junginiai formuotis turėtų kone visuose juose. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Cheminis būdas aptikti protoplanetas. Planetos formuojasi dujų ir dulkių diskuose, kurie supa gimstančias žvaigždes. Kartais augančią planetą galime pamatyti, bet ne visada. Pavyzdžiui, pačioje formavimosi pradžioje planeta auga iš visų pusių apsupta disko medžiagos, ir nuo išorinių akių ją uždengia dulkių sluoksniai. Ar galima būtų pastebėti planetą kitais būdais, nepamačius tiesiai jos skleidžiamos spinduliuotės? Nauji duomenys rodo, kad taip – planetos egzistavimą išduoda pakitusi disko cheminė sudėtis. Astronomai, tyrinėdami žvaigždės HD 169142 stebėjimų, atliktų ALMA teleskopų masyvu, duomenis, rado silicio sulfido požymių jos protoplanetiniame diske. Tiesa, ne visame, o tik toje vietoje, kur žinome esant augančią masyvią planetą. Pati planeta aptikta tik šiemet, tačiau ALMA stebėjimai daryti 2012 ir 2015 metais; žvaigždė palanki tokiems stebėjimams, nes jos diskas į mus atsisukęs praktiškai plokštuma, tad gerai galima išskirti jo savybių variacijas skirtingose vietose. Silicio sulfidas – ypatinga molekulė, mat įprastai šaltose tarpžvaigždinėse dujose visas silicis yra užrakintas dulkėse. Jo egzistavimas dujine forma reiškia, kad dulkės buvo įkaitintos tiek, jog išgaravo. Protoplanetiniame diske silicio dulkes išgarinti gali tik smūginės bangos, susidarančios, kai dujos ima kristi į augančią planetą. Anksčiau tokios molekulės aptikti protoplanetiniuose diskuose nebuvo pavykę, bet žinant, kad ji egzistuoja, paieškas bus verta atnaujinti. Taip pat planetos aplinkoje aptikta sieros oksido ir stipresnė smalkių (anglies monoksido) spinduliuotė, nei kitur diske. Tokios molekulių anomalijos turėtų parodyti planetos egzistavimą anksčiau, nei ji išnyra iš gaubiančių dulkių. Taigi mokslininkai galės aptikti dar ankstyvesnę planetų formavimosi stadiją ir geriau suprasti šį procesą. Tai, savo ruožtu, leis geriau suprasti, kaip formavosi ir Saulės sistema. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Planeta išgyveno žvaigždės išsipūtimą. Kai Saulė artės prie gyvenimo pabaigos, ji išsiplės į raudonąją milžinę ir praris Merkurijų bei Venerą, o greičiausiai ir Žemę. Planetos, patekusios į karštą žvaigždės atmosferą, išgaruos ir iš jų liks tik kurį laiką matoma tarša išoriniuose žvaigždės sluoksniuose. Bet ar tikrai? Štai dabar aptikta planeta, esanti arčiau žvaigždės, nei ši buvo išsipūtusi. Tiesa, pati planeta aptikta dar 2015 metais – Mažosios Lokės 8b, arba Halla, yra dujinė milžinė, panaši į Jupiterį, tačiau nuo savo žvaigždės nutolusi 0,46 astronominio vieneto. Astronominis vienetas, arba AU, yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, apie 150 milijonų kilometrų. Nauji stebėjimai atskleidė, kad jos žvaigždė, Mažosios Lokės 8 arba Baekdu, yra labai arti gyvenimo pabaigos. Taip arti, kad vieną kartą jau buvo išsipūtusi iki maždaug 0,7 AU spindulio, kai jos išoriniuose sluoksniuose ėmė vykti vandenilio branduolių jungimosi termobranduolinės reakcijos. Dabar ji vėl susitraukusi, o jos centre jungiasi nebe vandenilis, bet helis. Kaip gali tokia žvaigždė turėti planetą mažesnio spindulio orbitoje? Vieną paaiškinimą jau galima nesunkiai atmesti – planetos orbita yra beveik idealiai apskritiminė, taigi praktiškai neįmanoma, kad ji būtų į šią orbitą atmigravusi neseniai, po žvaigždės susitraukimo. Jei taip būtų nutikę, planetos orbita vis dar būtų gerokai ištęsta. Kita galimybė – galbūt Baekdu palyginus neseniai dar buvo dvinarė žvaigždė, ir viena komponentė, išsipūtusi į raudonąją milžinę, prarijo kitą. Tai reikštų, kad milžinės masė buvo mažesnė, nei dabartinė, tad ir išsipūtė ji mažiau, ir planetos neapgaubė. Trečia galimybė irgi susijusi su žvaigždžių susijungimu: jo metu galėjo būti išmesta daug dujų, iš kurių susiformavo planeta. Tai reikštų, kad Halla yra retas „antros kartos“ planetos pavyzdys. Scenarijus, kad planeta buvo apgaubta, bet išgyveno procesą, nesvarstomas, tad ir Saulės sistemos planetų likimo šis atradimas nepakeičia. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Paukščių Tako cheminės sudėties profilis. Ar mūsų Galaktika panaši į kitas, o jei ne – kiek stipriai skiriasi? Šis klausimas įdomus ne tik iš smalsumo: daugelis šiandieninių galaktikų savybių yra milijardų metų evoliucijos padariniai, tad žinodami, kokios galaktikos yra šiandien, galime geriau atkurti jų raidos istorijas. Taip ir su Paukščių Taku: kuo geriau ją pažįstame, tuo aiškesnė darosi ir istorija. Kol kas Paukščių Takas yra vienintelė galaktika, kurioje galime detaliai matuoti daugybės žvaigždžių individualias savybes – padėtis trimatėje erdvėje, judėjimo greičius, amžių bei cheminę sandarą. Kitoms galaktikoms dažniausiai turime tik integruotą vaizdą, suvidurkinantį daugybės žvaigždžių, dujų irba dulkių informaciją. Pastaraisiais metais nauji stebėjimų projektai vaizdą praplėtė: galime nustatyti, kaip galaktikų cheminė sudėtis priklauso nuo atstumo iki centro. Analogiškus duomenis duoda ir skaitmeniniai modeliai, kuriuose galaktikų evoliucija sekama beveik nuo Didžiojo sprogimo iki šių dienų. Dabar grupė mokslininkų nusprendė pasinaudoti tokia informacija ir sukurti analogišką cheminės sudėties profilį Paukščių Takui. Toks uždavinys – ne pats paprasčiausias: suvidurkinti skirtingų žvaigždžių cheminės sudėties informaciją nepakanka. Reikia atsižvelgti, kad skirtingo amžiaus žvaigždės šviečia nevienodai ryškiai, taip pat kad skirtingomis kryptimis nuo Žemės skiriasi ir tarpžvaigždinių dulkių kiekis, kuris užstoja dalį žvaigždžių spinduliuotės. Įvertinę šiuos trikdžius, mokslininkai galiausiai sudarė Paukščių Tako metalingumo – už helį sunkesnių cheminių elementų gausos – priklausomybės nuo atstumo iki Galaktikos centro grafiką. Paaiškėjo, kad mūsų Galaktiką pagal šį kriterijų galima padalinti į dvi dalis: centrinėje tolstant nuo centro metalingumas auga, išorinėje – mažėja. Didžiausias metalingumas, beveik lygus Saulės vertei, pasiekiamas septynių kiloparsekų atstumu nuo centro, truputį arčiau, nei Saulės orbita. Toks profilis nėra unikalus, tačiau tarp panašios masės galaktikų pasitaiko retai. Dauguma panašių galaktikų turi tik vieną regioną: metalingumas tolstant nuo centro mažėja visur. Tarp ištirtų realių galaktikų panašų metalingumo profilį turi vos viena iš šimto, tarp sumodeliuotų – viena iš devynių. Skirtumas tarp šių skaičių greičiausiai kyla tiek dėl stebėjimų paklaidų, tiek dėl skaitmeninių modelių netobulumo. Dvigubą metalingumo profilį paaiškinti galima keliais scenarijais – sparčia žvaigždėdara centre Galaktikos jaunystėje, kuri pašalino dujas, iš kurių vėlesniais laikais būtų galėjusios susiformuoti metalingesnės žvaigždės; branduolio aktyvumu, kuris pašalino tas pačias dujas; palydovinės galaktikos prarijimu ir dujų „atskiedimu“ mažesnio metalingumo indėliu. Kuris iš jų teisingiausias, parodys ateities tyrimai, o šio rezultatai leis tokių tyrimų prognozes patikrinti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Viršuje matome gana įprastą Paukščių Tako vaizdą – regimųjų spindulių nuotrauką, kurioje atsiskleidžia dulkių juostos, ryškus centras ir diskas, kai kurios tankesnės žvaigždžių sankaupos. Apačioje – gerokai mažiau ryškus vaizdas, kuriame irgi galime išskirti Galaktikos centrą, tačiau bendrai paėmus disko nematyti. Tai – neutrinų, atlėkusių iš už Saulės sistemos, intensyvumo pasiskirstymas danguje, kitaip tariant, Galaktikos nuotrauka, padaryta neutrinais. Šios „vaiduokliškos“ dalelės beveik nesąveikauja su kita materija, taigi užfiksuoti jas labai sudėtinga. Bet verta, nes jos suteikia daug žinių apie energingiausius procesus Visatoje – aktyvius galaktikų branduolius, supernovų sprogimus ir panašius reiškinius. Jos sklinda ir iš ilgalaikių šaltinių, tokių kaip neutroninės žvaigždės. Kaip matome, iš Paukščių Tako centro jų sklinda daugiau, nei iš kitų vietų. Nuotrauka sudaryta išanalizavus daugiau nei 60 tūkstančių neutrinų trajektorijas, nustatant, iš kurios dangaus vietos kiekvienas atlėkė.
***
Aptiktas gravitacinių bangų fonas. 2015 metais užfiksuotas pirmasis tiesioginis gravitacinių bangų signalas – ypatingai menkas daugkartinis detektoriaus vamzdžio pailgėjimas ir sutrumpėjimas. Tačiau gana tvirtą netiesioginį įrodymą apie jų egzistavimą turėjome ir seniau. Tai – dvinarių pulsarų periodų kitimas, sistemos narėms artėjant vienai prie kitos dėl gravitacinių bangų išnešamos energijos. Pulsarais vadinamos neutroninės žvaigždės su labai stipriu magnetiniu lauku, kuris jų spinduliuotę suspaudžia į siaurą pluoštą. Pluošto kryptis paprastai nesutampa su sukimosi ašimi, todėl žvaigždei sukantis, spinduliuotė brėžia du ratus, panašiai kaip dvigubas švyturys. Jei Žemė patenka į švyturio pasiekiamą zoną, matome periodišką žybsėjimą – pulsarą. Pulsarų sukimosi periodas praktiškai nekinta, tad jų pulsai irgi ypatingai reguliarūs. Tai leidžia labai tiksliai matuoti bet kokius nukrypimus nuo reguliarumo; tokie nukrypimai, pastebėti dvinariame pulsare, buvo pirmasis požymis, kad gravitacinės bangos tikrai egzistuoja. O dabar daugybės pulsarų stebėjimų duomenys, surinkti per 15 metų, atskleidė kitą svarbų reiškinį – ilgų gravitacinių bangų foną. NANOGrav projektas yra bendras trijų teleskopų projektas, kuriuo nuo 2004 metų stebimi 67 pulsarai. Jų pulsų atvykimo laikai šiek tiek varijuoja. Iš principo taip gali nutikti dėl įvairių priežasčių – procesų pačioje neutroninėje žvaigždėje, jos judėjimo netolygumų, arba dėl gravitacinių bangų, kurios iškreipia erdvę tarp pulsaro ir mūsų. Pastaruoju atveju skirtingų pulsarų variacijos turėtų koreliuoti tarpusavyje, mat gravitacinės bangos sklinda per visą erdvę ir iškreipia ją visur, o ne aplink atskirus pulsarus. Būtent tokia koreliacija ir aptikta nagrinėjant 15 metų duomenų rinkinį. Naudojant skirtingus statistinius metodus įvertinta, jog tikimybė, kad koreliacija yra atsitiktinė, o ne kylanti dėl gravitacinių bangų, tėra mažesnė nei 0,1%. Labiausiai tikėtinas vidutinis erdvės iškreiptumas, kurį sukelia vienų metų periodo bangos, yra apie 2,5 kvadrilijonosios dalies; kitaip tariant, atstumas tarp Saulės ir Žemės dėl tų bangų pakinta 0,4 milimetro. Net ir toks mažas pokytis yra apie du kartus didesnis, nei prognozuoja teoriniai modeliai. Kaip tą paaiškinti? Gali būti, kad tipinės supermasyvios juodosios skylės – būtent jų poros, manoma, yra pagrindinis ilgųjų gravitacinių bangų šaltinis – yra masyvesnės, nei manyta iki šiol. Kita priežastis gali būti paprastesnė – matavimų paklaidos neleidžia vienareikšmiškai atmesti ir artimesnio prognozėms signalo stiprumo. Bet galimi ir egzotiški paaiškinimai: gravitacines bangas gali skleisti milžiniškos kosminės stygos, mūsų Visatai pradžią davęs Didysis atšokimas (angl. Big Bounce) ar dar koks kitas egzotiškas reiškinys. NANOGrav projektas tęsiamas ir toliau, vėlesnės analizės leis vis tiksliau išmatuoti gravitacinių bangų foną ir išsiaiškinti jo kilmę. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Pirmykščiai žvaigždžių formavimosi debesys. Žvaigždės formuojasi dujų debesyse, tad jų savybės priklauso nuo debesų savybių. Pirmykštėje Visatoje tiek žvaigždės, tiek debesys skyrėsi nuo šiandieninių – daugiausiai chemine sandara, bet greičiausiai ir kitais parametrais. Geriau suprasti šį ryšį padės neseniai atrasti du pirmykščiai dujų debesys, kuriuose tik pradeda formuotis žvaigždės. Daugelis dujų telkinių pirmykštėje Visatoje randami pagal tai, kaip sugeria spinduliuotę, sklindančią iš dar tolimesnių kvazarų – ypatingai ryškių aktyvių galaktikų branduolių. Tyrinėdami vieną tokį sugerties regioną, kurio šviesa mus pasiekia per 12,7 milijardo metų – mokslininkai jame aptiko du infraraudonosios spinduliuotės šaltinius. Spinduliuotė buvo ryški ties 158 mikrometrais – tokio ilgio bangas skleidžia vieno elektrono netekę anglies atomai. Jų egzistavimas reiškia, kad dujos tuose šaltiniuose yra gana vėsios ir tankios, priešingu atveju, kaip ir kitur regione, anglis būtų praradusi tris elektronus. Abu šaltiniai yra mažesni nei pustrečio kiloparseko – apie dešimt kartų mažiau, nei tipiniai to meto galaktikų dydžiai. Iš jų nesklinda nė kiek regimosios ar ultravioletinės spinduliuotės, kurią būtų įmanoma aptikti šiandieniniais teleskopais. Tai reiškia, kad greičiausiai juose išvis nėra žvaigždžių. Net jei jų kiek nors yra, jos slepiasi už labai tankių dujų ir dulkių apvalkalų – o jei žvaigždžių būtų daug, apvalkalai tiesiog išgaruotų ir telkiniai nušvistų jaunų žvaigždžių spinduliuote. Toks likimas greičiausiai laukia ir šių darinių. Apskritai tiriamame regione yra keletas galaktikų, o jų koncentracija ten aukštesnė, nei vidutiniškai tuometinėje Visatoje. Greičiausiai atrastieji telkiniai nukris į kurią nors iš didesnių galaktikų ir prisijungs prie jos. Būtent taip, kaip rodo skaitmeniniai modeliai, galaktikos ir augo jaunoje Visatoje. Įdomi ir debesų prigimtis: jie negali būti visiškai pirmykščiai, nes tada apskritai neturėtų anglies atomų. Taigi jie bent šiek tiek praturtinti supernovų sprogimų liekanomis. Gali būti, kad tai yra ekstremalūs vadinamojo „galaktinio fontano“ pavyzdžiai: dujų telkiniai, susikondensavę iš plazmos, kurią iš galaktikos išsviedė daugybė supernovų sprogimų. Šie telkiniai nutolę ne keletą ar keliolika kiloparsekų, kaip aplink šiandienines galaktikas, o šimtus, tačiau vis tiek visiškai nepabėga iš galaktikų sankaupos gravitacinių gniaužtų. Gausios stipriai jonizuotos dujos, užpildančios didelę dalį galaktikų sankaupos tūrio, irgi rodo, jog ten vyko ir tebevyksta energingi procesai, tokie kaip supernovų sprogimai ar aktyvių branduolių kuriamos tėkmės. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse