Kąsnelis Visatos DCX: Struktūrų augimas ir mažėjimas

Laikui bėgant, Visatoje struktūrų atsiranda vis daugiau. Pirmykštė kone tolygiai pasiskirsčiusi medžiaga duoda pradžią galaktikoms ir spiečiams, gana tolygiuose debesyse gimsta žvaigždės ir planetos, ir panašiai. Praėjusią savaitę buvo keletas naujienų apie tokius procesus. Pavyzdžiui, astronomai pirmą kartą aptiko žvaigždę, kurios diske struktūros dar nepradėjusios augti. Kuiperio žiede esantis Arokotas pasirodė susiformavęs iš keliolikos praktiškai vienodų uolienų. O bendras kosminių struktūrų augimas pastaruosius kelis milijardus metų lėtėja labiau, nei prognozuoja standartinis kosmologinis modelis. Iš kitos pusės, Merkurijus ne auga, o mažėja, ir tą darė palyginus neseniai. Kitose naujienose – autonominės kosminės navigacijos sistema, dominuojančių Marso vėjų nustatymas ir žvaigždėdaros žybsniai pirmosiose galaktikose. Gero skaitymo!

***

Autonominė navigacija kosminėms kelionėms. Kosminiai zondai, ar jie skristų į Mėnulį, ar į Plutoną, kol kas dalinai valdomi iš Žemės. Aišku, niekas jų nevairuoja su pulteliu – tai būtų fiziškai neįmanoma – tačiau zondų padėtis nuolat sekama naudojantis NASA Giliojo kosmoso tinklu. Tai yra radijo antenų tinklas, išdėstytas visame pasaulyje, o jo signalų sklidimo ir sugrįžimo trukmė leidžia tiksliai nustatyti zondo atstumą nuo Žemės. Deja, tinklo galimybės sekti zondus yra ribotos ir greitai jų nepakaks vis gausėjančiam giliojo kosmoso zondų būriui aptarnauti. Taigi ieškoma alternatyvų, kartu stengiantis kuo daugiau procedūrų atiduoti patiems zondams į manipuliatorius. Dabar mokslininkai sukūrė autonominės navigacijos metodą, kuriam praktiškai nereikia išorinio įsikišimo. Metodas iš principo panašus į tą, kuriuo remiasi autonominių automobilių valdymo sistemos. Zonde įrengtos kameros reguliariai darytų dangaus nuotraukas ir tikrintų planetų padėtis. Žinant tikslų nuotraukos padarymo laiką, galima labai tiksliai nustatyti, kur planetos tuo metu yra trimatėje erdvėje. Tada, žinodami, kaip planetos matomos iš zondo buvimo vietos, galime nustatyti ir pastarąją. Svarbiausia, šiems skaičiavimams pakanka vos vienos planetų nuotraukos, o reikalingi skaičiavimo resursai tokie nedideli, kad pakaktų procesoriaus, telpančio net į mažytį palydovą-kubiuką. Kiti analogiški šiuo metu vystomi metodai remiasi pulsarų stebėjimu, bet tam reikia radijo imtuvų ir daugybės stebėjimų, o jų trianguliavimui reikalingi daug didesni skaičiavimo resursai. Aišku, naujasis metodas irgi nėra visiškai paprastas – svarbu identifikuoti, kurie nuotraukoje matomi taškeliai yra planetos, kurios būtent tai planetos ir taip toliau. Bet viską padaryti įmanoma: tyrėjai išbandė algoritmą, išsiųsdami jį į virtualią kelionę nuo Žemės iki Marso. Kelionės pabaigoje algoritmas zondo padėtį nustatė 2000 kilometrų tikslumu, o greitį – 0,5 km/s tikslumu. Tai tikrai neprastas rezultatas, nors ir nepakankamas, pavyzdžiui, nusileidimui ant Marso valdyti. Sekantis vystymo žingsnis – išbandyti algoritmą realiame zonde. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Merkurijus vis mažėja. Kaip ir kiekviena planeta, Merkurijus tik susiformavęs buvo karštesnis, nei yra dabar. Tiesa, ne paviršiuje, o gelmėse. Pirmykštis karštis – tiek sugeneruotas formavimosi metu, tiek iš radioaktyvių elementų skilimo – po truputį nyksta, tad planeta traukiasi. Merkurijus turi santykinai labai didelį metalinį branduolį, taigi vėsimas jo dydžiui turi didesnį poveikį, nei kitų planetų atveju. Dar 1974 metais, kai zondas Mariner 10 padarė pirmąsias Merkurijaus paviršiaus nuotraukas, mokslininkai pastebėjo ilgas raukšles, besidriekiančias šimtus kilometrų. Tai greičiausiai yra sprūdžių išraiška, kai besitraukiančios planetos pluta sutrūkinėjo ir viena jos dalis palindo po kita. Matuodami šių šlaitų aukštį, astronomai nustatė, kad Merkurijaus spindulys nuo susiformavimo sumažėjo maždaug septyniais kilometrais. Tačiau kol kas neaišku, kaip tas traukimasis vyko – ar viskas nutiko prieš milijardus metų, ar po truputį vyksta iki šių dienų, ar dar kitaip. Šlaitų amžių įvertinti galima pagal kraterius: jei šlaitas kerta kraterį ir krateris atrodo sutrauktas statmena šlaitui kryptimi, tai reiškia, kad krateris senesnis už sprūdį. Ir priešingai, jei krateris atrodo nepaveiktas, vadinasi, jis už sprūdį jaunesnis. Bet dauguma kraterių yra milijardų metų amžiaus, taigi nustatyti, ar šlaitai keitėsi vėlesniais laikais, darosi vis sunkiau. Yra žinomi keli šlaitai, kertantys mažiau nei 300 milijonų metų senumo kraterius, bet jie toli gražu neapima visos planetos. Naujame tyrime pristatomi požymiai, jog dauguma šlaitų raukšlėjosi per pastaruosius kelis šimtus milijonų metų. Tie požymiai – šlaitų keterose matomos įdubos, vadinamos grabenais. Apskritai grabenai yra įgriuvos, susidarančios dėl grunto prasiplėtimo. Atrodo keista, kad planetai traukiantis, kažkur pluta prasiplečia, bet pabandę sugniuždyti, pavyzdžiui, tešlos gabalą pamatytumėte, jog taip tikrai gali nutikti. Ir raukšlių viršūnės yra tikėtiniausia tokių pokyčių vieta. Analizuodami zondo MESSENGER nuotraukas, darytas maždaug prieš dešimtmetį, mokslininkai pamatė daugybę įdubų. Žinodami, kaip dažnai į Merkurijų krenta įvairaus dydžio meteoritai, jie galėjo nustatyti ir įdubų amžiaus viršutinę ribą: senesnių įdubų tiesiog nebesimatytų, nes meteoritų pakeltos paviršiaus dulkės jas būtų užpylusios. Gauta riba – 300 milijonų metų. Ji gerai dera su jauniausių žinomų šlaitų amžiumi, tačiau įdubos randamos praktiškai visoje planetoje. Taigi Merkurijus traukėsi dar ir geologiškai nelabai senais laikais – per paskutinius kelis šimtus milijonų metų. Daugelio šlaitų keterų nuotraukos nebuvo pakankamai kokybiškos, kad būtų galima identifikuoti ten esančias įdubas. Šios vietos bus vienas pirmųjų taikinių, kurį nagrinėti imsis bendra Europos ir Japonijos misija BepiColombo, pasieksianti Merkurijų 2026 metais. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.

***

Marso vėjai pagal kopas. Marsas turi atmosferą, nors ir gerokai retesnę, nei Žemė. Pučiantys vėjai yra pagrindinis veiksnys, šiuo metu keičiantis Marso paviršių, nes planeta neturi tektoninių plokščių ir (greičiausiai) skysto vandens bei gyvybės. Bene aiškiausiai vėjo poveikis matyti ten, kur plyti smėlynai. Dabar mokslininkai pasinaudojo Marso kopų nuotraukomis ir sudarė globalų bei lokalius vėjo krypčių marsalapius. Dominančios kopos yra barchanai – lygumoje vėjo sunešti nesimetriški kauburiai. Barchanai atsiranda ten, kur dominuoja vienos krypties vėjas. Jų lėkštas šlaitas visada nukreiptas į vėjo pusę, o statusis – priešinga kryptimi. Be to, statusis šlaitas būna įgaubtas, taip barchanas įgyja charakteringą pusmėnulio formą, žiūrint iš viršaus. Padedami mašininio mokymosi algoritmų, mokslininkai nustatė daugiau nei 700 tūkstančių barchanų kryptis visame Marso paviršiuje. Pagal jas jie sudarė dominuojančios vėjo krypties marsalapius. Pagrindiniai tokio marsalapio bruožai žinomi jau seniau: ties vidutinėmis platumomis vėjai daugiausiai pučia į šiaurę, o arti Šiaurės ašigalio – ratu ta pačia kryptimi, kaip planeta (cikloniškai). Tiesa, aptiktas ir silpnesnis anticiklonas dar arčiau ašigalio, kurį greičiausiai sukelia oro masės, judančios nuo ašigalio į pietus. Mažesniais masteliais dominuojančios vėjo kryptys nuo globalių skiriasi ten, kur paviršius labai nelygus, pavyzdžiui krateriuose ir šalia jų. Net ir mažesni nei šimto kilometrų skersmens krateriai gali reikšmingai paveikti vėjus. Šie rezultatai padės tobulinti Marso klimato modelius bei geriau pasiruošti ateities misijoms į Raudonąją planetą. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Arokotas – kosminė avietė. 2019 metais zondas New Horizons praskriejo pro Kuiperio žiedo objektą 2014 MU69, arba Arokotą (Arrokoth). Labiausiai į akį krentanti šio kūno savybė – dvidalė forma, tarsi kūnas ir galva, jungiami siauro trumpo kaklo. Neilgai trukus sugalvotas ir tokios formos paaiškinimas: kadaise tai buvo du kūnai, kurie sukosi vienas aplink kitą, po truputį suartėjo ir susilietė, o galiausiai suaugo į vieną. Dabar astronomai teigia identifikavę ne dviejų, bet keliolikos uolienų, iš kurių susiformavo Arokotas, liekanas kūno sandaroje. Didesniajame Arokoto komponente, maždaug 20 km skersmens Wenu, gana aiškiai matyti bent keletas kalnagūbrių. Jie visi panašaus dydžio – apie penkis kilometrus. Naujojo tyrimo autoriai atidžiai išanalizavo visas New Horizons darytas Arokoto nuotraukas ir suskaičiavo 12 tokių gūbrių. Maža to, kiek įmanoma įžiūrėti, jie yra praktiškai vienodo dydžio ir formos, taip pat vienoda jų spalva ir blizgumas. Gali būti, kad mažesniajame komponente Weeyo yra dar trys gūbriai, bet jie gerokai mažiau ryškūs. Tyrimo autorių teigimu, šie gūbriai greičiausiai yra uolienos, iš kurių Arokotas ir susiformavo. Silpnos gravitacijos sąlygomis jos sukibo lėtai, todėl beveik nesideformavo, ir net per milijardus metų iki šių dienų nepranyko. Taigi Arokotas savo struktūra panašus į avietę ar gervuogę – susideda iš daug pavienių komponentų. Tiesa, gūbrių savybės, nulėmusios tokią interpretaciją, yra būtent forma, spalva ir blizgumas. Vienodas jų dydis – netikėtas rezultatas, mat teoriškai uolienų Saulės sistemos pakraštyje turėtų būti visokiausių. Taigi šis atradimas labai padės aiškinantis, kaip susiformavo ir didesni uoliniai kūnai – planetos ir jų palydovai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Artimų supernovų nuotoliai. Prieš tris ir prieš septynis milijonus metų Saulės sistemą kirto dviejų supernovų smūginės bangos. Jos paliko pėdsaką Žemės vandenynų dugne – ten randami nuosėdų sluoksniai su didesnes geležies-60 gausa. Geležis-60 yra geležies atmaina – izotopas – turinti 26 protonus (protonų skaičius ir lemia, kad tai yra būtent geležis) ir 34 neutronus, o ne 30, kaip pagrindinė geležies rūšis. Geležis-60 yra radioaktyvi, pusė jos suskyla per 2,6 milijono metų. Gaminasi ji tik supernovų sprogimuose, taigi radę šio izotopo, mokslininkai gali būti tikri, jog palyginus neseniai mus pasiekė supernovos išmesta medžiaga. Įrodymus sustiprina ir analogiški geležies-60 radiniai Mėnulyje. Dauguma tų radinių iš tiesų susideda ne iš geležies-60, bet iš kobalto-60, kuriuo geležis virsta radioaktyvaus skilimo metu. Bet juose likę ir radioaktyviojo izotopo. Naujame tyrime, remdamiesi dar nepranykusios geležies-60 matavimais, mokslininkai įvertino, kaip toli nuo Žemės įvyko tie sprogimai. Šiuo metu neblogai žinome, kaip vyksta tipinis supernovos sprogimas, masyviai žvaigždei baigiant gyvenimą. Žinome ir tai, kad jo metu į aplinką paskleidžiama apie tris šimtatūkstantąsias Saulės masės dalis geležies-60. Taip pat žinome, kad didelius atstumus nulėkti ir į Saulės sistemą patekti lengviau buvo dulkėms, bet tik apie 10% išmestos medžiagos virsta jomis. Žinant, kiek radioaktyvios geležies vis dar yra nuosėdose jūros dugne ar Mėnulyje, galima apskaičiuoti, kiek jos turėjo būti prieš tris ar septynis milijonus metų. Turėdami šiuos skaičius, astronomai apskaičiavo, kad trijų milijonų metų senumo supernova sprogo 50-65 parsekų atstumu, o septynių milijonų metų – 110 parsekų. Turint omeny, kad per septynis milijonus metų Paukščių Take turėtų sprogti 100-200 tūkstančių supernovų, grynai statistiškai galėtume tikėtis vienos supernovos 140 parsekų spindulio rutulyje aplink Saulę. Taigi senesnioji supernova visiškai atitinka tokią statistinę tikimybę, o vėlesnioji – kiek labiau netikėta. Nei viena jų neturėjo pražūtingos įtakos gyvybei Žemėje, bet jei supernova sprogtų gerokai arčiau, toks pavojus kilti gali. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Planetų formavimosi proceso pradžia. Planetos formuojasi iš protoplanetinių diskų, kurie juosia besiformuojančias ir ką tik užgimusias žvaigždes. Dauguma diskų, kuriuos esame aptikę ir stebime pakankamai detaliai, turi požymių apie jau pažengusį planetų formavimąsi. Pagrindinis toks požymis yra tarpai diske: augančių planetų gravitacija išstumia medžiagą iš orbitos aplinkos, taip sudalindama diską į žiedus. Dar būna spiralinės vijos – irgi planetų gravitacijos padarinys. Dabar pirmą kartą detaliai išnagrinėtas diskas, kuriame jokių panašių požymių nėra. Tauro DG yra besiformuojanti žvaigždė, o ALMA teleskopų masyvu padaryta jos disko nuotrauka neatskleidė jokių netolygumų. Nuotraukos erdvinė skyra – maždaug penki astronominiai vienetai, t. y. penkis kartus didesnė, nei atstumas tarp Saulės ir Žemės. Tai gali atrodyti kaip didelis atstumas, ir negalima atmesti tikimybės, jog mažesnių struktūrų ten yra. Visgi tarpai diskuose paprastai matuojami dešimtimis astronominių vienetų, tad tokių šis diskas tikrai neturi. Nagrinėdami disko spinduliuotę ir jos poliarizaciją skirtinguose bangos ilgiuose – nuo 0,87 iki 3,1 milimetro mikrobangų ruože, mokslininkai nustatė labiausiai tikėtinas dulkių savybes diske. Visame diske dulkės atrodo susikaupusios disko vidurio plokštumoje. Centrinėje dalyje jų yra gana daug – apie dešimt kartų daugiau, nei vidutiniškai tarpžvaigždinėje erdvėje, lyginant su dujų tankiu – tačiau ten dulkelės mažos. Išorinėje dalyje, 40 astronominių vienetų ir didesniu atstumu nuo žvaigždės, dulkelės pastebimai didesnės: tipinis skersmuo siekia 3 mm, o centrinėje dalyje – 0,4 mm. Tai rodo, kad būtent išorinėje disko dalyje planetų formavimosi procesas pažengęs labiau, nei vidinėje. Standartinis planetų formavimosi modelis prognozuoja priešingą tendenciją. Tolesnė šio ir panašių diskų analizė padės suprasti pirmąsias proceso stadijas ir nustatyti, kaip dulkės išauga iki didelių reikšmingą gravitacinį lauką turinčių planetesimalių. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Karštieji jupiteriai nemėgsta senų žvaigždžių. Egzoplanetų įvairovė, kurią atskleidė trys dešimtmečiai atradimų – milžiniška. Viena pirmųjų aptiktų keistenybių, lyginant su Saulės sistema, yra karštieji jupiteriai – dujinės milžinės, besisukančios orbitomis labai arti savo žvaigždžių. Tai yra bene paprasčiausiai aptinkamas egzoplanetų tipas, mat tiek masyvias, tiek arti žvaigždės esančias planetas aptikti lengviau, nei mažesnes irba tolimesnes. Jau kurį laiką žinome, kad karštieji jupiteriai nėra tokie dažni, kaip atrodė po pirmųjų kelių atradimų. Dabar mokslininkai išnagrinėjo kitą jų pasiskirstymo aspektą: aplink kokias žvaigždes karštieji jupiteriai dažniausi. Pasirodo, kuo žvaigždė senesnė, tuo tikimybė egzistuoti karštajam jupiteriui mažesnė. Analizei mokslininkai pasitelkė statistinius metodus, kuriais įvertino tiek planetų aptikimo sudėtingumą, tiek žvaigždžių savybių paklaidas. Analizuojami duomenys – 382 į Saulę panašių žvaigždžių spektro stebėjimai, tarp kurių aptiktos 46 planetos milžinės. Duomenys neatrodo gausūs, tačiau jie yra išskirtinai patikimi ir pilni, lyginant su kitais planetų aptikimo duomenimis. Analizė parodė, kad maždaug nuo žvaigždės gyvenimo vidurio – Saulės masės žvaigždėms tai yra maždaug penki milijardai metų – tikimybė, kad prie jos egzistuoja karštasis jupiteris (1-10 parų orbitos periodas) reikšmingai sumažėja. O štai tikimybė turėti šaltąjį jupiterį (orbitos periodas 1-10 metų) nuo amžiaus nepriklauso. Tokia priklausomybė rodo, jog karštieji jupiteriai tiesiog neišgyvena savo orbitose, greičiausiai dėl to, kad žvaigždės gravitacijos keliami potvyniai juos prisitraukia ir „paskandina“ žvaigždėje. Šis atradimas padės geriau įvertinti ir žvaigždžių bei dujinių planetų potvyninės deformacijos savybes, kurios priklauso nuo jų vidinės struktūros. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Mažiausios žvaigždės yra maždaug 8% Saulės masės – dar mažesnės jos tiesiog nesukuria sąlygų protonų jungimuisi į helio branduolius, taigi nevykdo pagrindinių termobranduolinių reakcijų, kurios apibrėžia žvaigždę kaip astronominį kūną. O ar yra viršutinė žvaigždės masės riba? Apie tai pasakoja Dr. Becky:

***

Andromedos galaktika su pažymėta kintančią žvaigžde. 1923 m. nuotrauka. Šaltinis: Carnegie Institution for Science

Prieš šimtą metų Edwinas Hubble`as padarė atradimą, atvėrusį mums Visatą už Paukščių Tako ribų. Tuo metu astronomai nesutarė, ar įvairūs „ūkai“, pavyzdžiui Andromedos ūkas, yra kitos galaktikos, ar Paukščių Tako dalis. Hubble`as spalio 6 dieną, analizuodamas Andromedos ūko nuotraukas, pastebėjo kintančią žvaigždę jos pakraštyje. Žinodamas ryšį tarp žvaigždės šviesio ir kitimo periodo, jis galėjo nustatyti atstumą iki Andromedos ir taip įrodyti, kad tai yra kita galaktika, dydžiu nenusileidžianti visam Paukščių Takui.

***

Visatos plėtimosi matavimas kilonovomis. Kai dvi neutroninės žvaigždės susijungia į vieną, įvyksta galingas sprogimas, vadinamas kilonova. Pavadinimas parinktas todėl, kad sprogimo galia apie tūkstantį kartų viršija žvaigždės žybsnio, vadinamo nova, galią; taip pat ji yra 10-100 kartų blausesnė už supernovą. Nors ir ne toks ryškus, kilonovos sprogimas, panašiai kaip supernovos, gali būti panaudotas kosminių atstumų matavimui. Naujame darbe aprašomas toks metodas, paremtas sprogimo burbulo plėtimusi. Kilonovų burbulai sprogimo pradžioje yra ypatingai sferiški. Be to, jų paviršiaus temperatūra praktiškai visur vienoda, todėl ir spektras yra labai tvarkingas ir lengvai aprašomas. Žinodami burbulo temperatūrą, galime patikimai apskaičiuoti ir jo tikrąjį spindulį. Palyginę jį su burbulo dydžiu dangaus skliaute, galime nustatyti atstumą iki sprogimo. Rezultato paklaida, naudojantis šiandieniniais duomenimis, yra apie 5%, bet autorių teigimu ją galima sumažinti iki procento. Pagrindinis paklaidų šaltinis yra kilonovos sprogimo pradžios laikas, kurį nustatyti leidžia gravitacinių bangų signalo užfiksavimas. Žinodami atstumą iki sprogimo ir išmatavę jo galaktikos judėjimo greitį, galime suskaičiuoti Hablo parametro, nurodančio Visatos plėtimosi spartą, vertę. Pritaikę metodą 2017 metais pagautam sprogimui AT2017gfo, tyrėjai apskaičiavo, jog Hablo parametras lygus maždaug 67 km/s vienam megaparsekui. Ši vertė gerai dera si gaunama analizuojant kosminės foninės spinduliuotės netolygumus, tačiau yra reikšmingai mažesnė už gaunamą matuojant supernovų sprogimus aplinkinėse galaktikose. Nors vienas sprogimas – dar ne revoliucija, naujasis metodas atrodo kaip labai perspektyvus būdas išspręsti vadinamąją „Hablo įtampą“ tarp šių dviejų parametro įvertinimų. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: apie kilonovų temperatūrą The Astrophysical Journal, apie metodą arXiv.

***

Kosminių struktūrų augimas lėtėja. Tik atsiradusi Visata buvo beveik tolygi – skirtumai tarp didžiausio ir mažiausio tankio regionų buvo visai mažyčiai. Šiuo metu Visata kupina struktūrų: įvairiausiais masteliais, nuo planetų iki galaktikų superspiečių dydžio, medžiaga telkiasi į įvairius darinius, tarpuose palikdama tuštumas. Teorinis modelis, vadinamas Lambda-CDM, arba konkordatiniu, duoda aiškią prognozę, kaip turėtų augti kosminės struktūros, t.y. kaip, laikui bėgant, turėtų keistis santykis tarp didžiausio ir mažiausio tankio regionų. Viena iš prognozės matematinių išraiškų yra vadinamas S8 parametras, nurodantis tipinį tankio netolygumų lygį aštuonių megaparsekų masteliu (palyginimui atstumas iki Andromedos yra kiek mažesnis nei vienas megaparsekas). Pastaraisiais metais daugybė stebėjimų parodė, jog šio parametro vertė, gaunama ekstrapoliuojant kosminės foninės spinduliuotės netolygumus iki šių dienų – vadinamoji „ankstyvosios Visatos“ vertė – yra didesnė, nei apskaičiuojama žiūrint į realų galaktikų pasiskirstymą aplinkinėje Visatoje – vadinamąją „vėlyvosios Visatos“ vertę. Šis neatitikimas yra viena iš pastaruoju metu ryškėjančių kosmologinių įtampų, iš kurių garsiausia yra „Hablo įtampa“, susijusi su Visatos plėtimosi spartos įvertinimų neatitikimais. Dabar mokslininkai pateikė galimą S8 įtampos sprendimą, ar bent paaiškinimą: Visatos struktūrų augimas, einant milijardams metų, lėtėja, ir daro tą sparčiau, nei prognozuoja Lambda-CDM. Bet kokiame kosmologiniame modelyje struktūros augimas priklauso nuo balanso tarp dviejų veiksnių: gravitacijos, kuri traukia materiją į vis tankesnes sankaupas, ir Visatos plėtimosi, kuris skatina tas sankaupas išsisklaidyti. Modelio prognozė apie struktūros augimą parametrizuojama faktoriumi gama, kuris nurodo ryšį tarp tankio netolygumų ir vidutinio materijos tankio Visatoje. Standartiniame Lambda-CDM modelyje šis faktorius turi vertę, lygią 0,55. Naujojo tyrimo autoriai nusprendė „atpalaiduoti“ gama vertę ir apskaičiuoti, koks jos dydis duoda geriausią atitikimą stebėjimų rezultatams apie tankio netolygumus skirtingu metu. Paaiškėjo, kad daug geresnį atitikimą duoda gama vertė, lygi maždaug 0,639. Didesnė vertė reiškia lėtesnį struktūrų augimą. Skirtumas nuo Lambda-CDM prognozės yra statistiškai reikšmingas: tikimybė, jog toks neatitikimas atsirastų kaip atsitiktinė fliuktuacija, mažesnė nei 1 iš 20 tūkstančių. Įstačius naują gama vertę į struktūros augimo lygtis, apskaičiuojamas tankių netolygumas šiandieninėje Visatoje puikiai atitinka stebimą, taigi S8 įtampa išnyksta. Įdomu, kad neatitikimas tarp Lambda-CDM prognozės ir naujųjų rezultatų pasireiškia tik per maždaug paskutinius penkis milijardus metų, kai Visatos plėtimasis ėmė greitėti, o vidutinis materijos tankis – mažėti. Toks sutapimas greičiausiai nėra atsitiktinis ir gali reikšti kokią nors tamsiosios energijos savybę, kurios dar nesuprantame, mažinančią materijos galimybes spiestis į struktūras. Žinoma, šis rezultatas nėra galutinis problemos sprendimas – jis tik nukelia problemą į kitą, gilesnį, modelio sluoksnį. Visgi tai greičiausiai yra žingsnis teisinga linkme, nes bent jau tiksliau nurodo, kur ieškoti neatitikimo priežasčių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždėdaros žybsniai paryškina pirmąsias galaktikas. Vienas iš plačiausiai aptarinėjamų James Webb teleskopo atradimų – galaktikos ankstyvojoje Visatoje, kurių savybes neatitinka teorinių modelių. Pavyzdžiui, galaktikos, matomos iš pirmųjų 500 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, dažnai atrodo pernelyg ryškios. Įprastai didelis jų šviesis interpretuojamas kaip didelė masė, nes šie dydžiai gana glaudžiai siejasi tarpusavyje. Bet dabar, remdamiesi detaliais skaitmeniniais modeliais, mokslininkai parodė, jog aukštą galaktikų šviesį visiškai paaiškina žvaigždėdaros žybsniai. Žvaigždėdara – naujų žvaigždžių formavimasis – galaktikose gali vykti tolygiai, kai dujos po truputį telkiasi į debesis, traukiasi, fragmentuoja, virsta žvaigždėmis ir sklaidosi. Tačiau kartais, pavyzdžiui jei į galaktiką įkrenta masyvus tarpgalaktinių dujų gumulas ar srautas, žvaigždėdara gali staigiai paspartėti – įvyksta žybsnis. Pirmykštėje Visatoje tokių srautų ir gumulų būta daug, tad ir žybsniai nutikdavo gerokai dažniau, nei dabar. Paėmę skaitmeninio kosmologinio modelio, kuriame labai detaliai ir realistiškai sekamas žvaigždžių formavimasis, spinduliuotė ir poveikis aplinkai, tyrimo autoriai atliko 25 tūkstančius virtualių stebėjimų. Taip jie sudarė išsamią modelinių galaktikų, egzistavusių Visatai esant 400-600 mln. metų amžiaus, imtį. Šių galaktikų šviesio pasiskirstymas labai gerai atitinka James Webb stebėjimus, nors modelyje nebuvo įtraukta jokių „egzotiškų“ reiškinių, kosmologinio modelio modifikacijų ar panašių faktorių. Visą neatitikimą ankstesnėms prognozėms paaiškina žvaigždėdaros žybsniai, kurių tose galaktikose vyksta tikrai dažnai. Jei galaktikų šviesis suvidurkinamas 100 milijonų metų laikotarpiu, kaip dažnai daroma kituose modeliuose, žybsnių nebelieka ir neatitikimas stebėjimams išryškėja. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

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

Laiqualasse

6 komentarai

  1. Kilonovos: 67 km/s/MPC
    CMB: 67
    low z SN Ia: 67
    high z SN Ia: 73
    Man atrodo „high z SN Ia“ yra outlier. Gali but kad nera jokios pletimosi acceleracijos. Ir sitie high z SN Ia neitrauke kazko, „metalingumo evoliucijos“ zvaigzdese ar dar kokio nors velnio.
    Jei reiktu speti koks tas rate is tikro tai speciau: 67.4522(18), teoretinis paskaiciavimas.

    1. Nebuvau atkreipęs dėmesio, kad low-z supernovos duoda kitokį rezultatą, nei high-z. Gal turi kokią nuorodą?

      Šiaip pritariu, man irgi atrodo, kad supernovų rezultatas negeras. Dar vienas įrodymas į mažesnės vertės pusę yra tip of the red giant branch (TRGB) metodas, kuris irgi gana tvarkingai duoda mažą rezultatą. Dar labai disingenious atrodo tai, kad supernovų metodo atstovai vis publikuoja straipsnius, kaip „gerina savo metodą“, bet tas gerinimas apsiriboja Cefėidžių kalibracijos tobulinimu, kuris ir taip jau yra turbūt mažiausią paklaidą duodanti metodo dalis.

      Iš kur toks teorinis skaičiavimas?

      1. https://arxiv.org/pdf/1911.03155.pdf

        Sita turejau omeny. Vadinamasis „Hubble tension“ bus greiciausiai issprestas atmetant high z supernovas.

        Dar 2000 metais kai skaiciau ju darbus atrode itartinai. Na bet skaitesi „highly peer reviewed“ ir Nobeli dave. Nieks ju darbe klaidos nerado. Jie daug paper’iu prirase, kaikurie 100 puslapiu ilgio. Viska isnagrinet ir isigilint metu metus galima skirt (Jie patys daug laiko skyre). Net jei ir rastai kazkokia klaida ar priezasti tai greiciausiai neduodu jokios izvalgos. Tuscias darbas butu. Toks „nemokslinis“ nusistatymas man asmeniskai kyla tiesiog „praignoruot“. Nors gal kas ir ka iskapstys. Siaip ar taip „Hubble tension“ problemoje norisi palaikyti CMB puse. Ten aiskiau, maziau slidu. Bei dar kas keista kad ties „low“ ir „absulutely high CMB z=1000“ sutampa, o kazkoks skaiciavimas per vidury ties z=1 z=2 jau nesutampa.

        Net jei ir rastu klaida ar priezasti

        1. Ten ta reiksme mano teoretinis paskaiciavimas. Gana tikslia reiksme daviau. Darant tam tikras prielaidas kaip absolute flatness, absolute stability ir pan. Gal kada jei paklaidos sumazes kokiam nors metode, tai matysiu ar pataikiau.

          1. Na taip, susidėjus kosmologinį modelį, galima apskaičiuoti H vertę kiekvienu laiko momentu. Bet viskas priklauso nuo pasirinktų parametrų (ir to, ar sekama Lambda-CDM kosmologija, ar kas nors egzotiškesnio).

            1. Ne is LCDM ir FLW, egzotika. As nemanau kad LCDM teisingas.
              https://arxiv.org/pdf/2212.06575.pdf
              14 puslapis. Minejai kad angular size atitinka LCDM. Na tai gali aiskint sita :)
              Kur jaunos galaktikos tokio tankio kaip milky way? Kodel jos 1000 kartu tankesnes? Cia tiesiog nesamone. Ignas bande aiskint kad matom tik super masyviu AGN. O tai kur normalios? Negali taip but, jokia evoliucija taip neturetu rodyt. As laikausi nesipleciancios erdves principo, ne GTR sprendimo, o STR. 2014 metai… seni laikai kai komentaru budavo 61 https://www.konstanta.lt/2014/04/kasnelis-visatos-cxvi-marso-sviesos/

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.