Kąsnelis Visatos DCXXIII: Geležis

Periodinės elementų lentelės viduryje puikuojasi geležis – 26 elementas. Ji yra vienas iš dešimties gausiausių elementų Visatoje, ypatinga dar ir tuo, kad atskiria dviejų pagrindinių branduolinių reakcijų – sintezės ir dalijimosi – regionus: už geležį lengvesni elementai energiją išskiria jungdamiesi, sunkesni – dalydamiesi. Dar geležis labai svarbi planetoms: uolinių planetų branduoliuose ji generuoja magnetinį lauką, o dabar atrasta, kad kai kur toks generavimas gali vykti tik kartkartėmis, priklausomai nuo sąlygų geležiai kristalizuotis. Veneros atmosferoje, panašu, yra gausu geležingų mineralų – jie sugeria ultravioletinę spinduliuotę. Protoplanetiniuose diskuose geležies turinčios dulkės, atrodo, gali būti pirmasis žingsnis planetų augimo link. Kitose naujienose – angliavandenilių ledkalniai Titano jūrose, Galaktikos centrinėje dalyje išgyvenantis spiečius ir tamsiosios materijos bei pirmykščių magnetinių laukų ryšys. Gero skaitymo!

***

Geležingi mineralai Veneros atmosferoje. Tankios Veneros atmosferos viršutinėje dalyje sklando neišsisklaidantys debesys. Juos daugiausiai sudaro sieros rūgštis, taip pat šiek tiek vandens, chloro ir geležies. Ultravioletinių spindulių ruože debesyse matyti dryžiai ir juostos, kurių kilmės kol kas nepavyko paaiškinti. Dabar, remdamiesi laboratoriniais eksperimentais, mokslininkai iškėlė idėją, kad ultravioletinius spindulius sugeria geležies turintys mineralai. Jie susintetino įvairius junginius iš Veneros atmosferoje rastų paprastesnių molekulių ir ištyrė, kurie iš jų išgyvena debesų sąlygomis. Geriausiai išgyveno du mineralai, susidedantys iš geležies, sulfatų ir vandens: romboklazė ir rūgštinis geležies sulfatas. Sumaišius šiuos mineralus ir laisvus trivalenčius geležies jonus, ištirpusius sieros rūgštyje, gautas mišinys sugeria 200-500 nanometrų bangos ilgio spinduliuotę labai panašiai į stebimą sugerį Veneros debesyse. Jei tai ir yra tamsių juostų kilmės paaiškinimas, tai rodo, kad Veneros debesyse vyksta labai įvairios cheminės reakcijos, ir kad jų sparta bei balansas skirtingose planetos vietose gali labai reikšmingai skirtis. Šiuo metu rengiamos net kelios misijos į Venerą, iš kurių bent dvi – NASA DAVINCI+ ir Europos kosmoso agentūros EnVision – tyrinės planetos atmosferą. Jos suteiks daug naujų žinių apie ten vykstančius procesus ir esančius junginius, taip leis patikrinti ir šio tyrimo rezultatų duodamas prognozes. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Geležies sniegas valdo magnetizmą. Kai aukštai debesyse atvėsta, vandens garai ima kondensuotis ir iškrenta kaip sniegas, kartais – kaip kruša. Panašus procesas, pasirodo, vyksta ir kai kurių planetų bei palydovų branduoliuose, kur gali kristi geležies sniegas. Tokia idėja iškelta šio amžiaus pradžioje, o dabar pirmą kartą jos eiga ištirta eksperimentiškai. Planetos branduolio savybių laboratorijoje atkurti neišeina, tačiau mokslininkai sukūrė analogą: pripylė į indą druskingo vandens, ant viršaus – gėlo, ir padėjo jį ant šaldomo paviršiaus. Vandeniui šalant, pradėjo formuotis ledo kristalai, o druskingas sluoksnis neleido jiems prisitvirtinti prie paviršiaus. Taigi kristalai ėmė kilti aukštyn. Apvertus aukštyn kojomis, situacija atitinka numanomai vykstančią kai kuriuose uoliniuose kūnuose: ten geležies kristalai formuojasi ties branduolio-mantijos sąlyčio paviršiumi ir ima kristi žemyn, kieto branduolio link. Eksperimento metu pastebėta, kad procesas nėra tolygus: kristalų formavimasis išskiria energijos, kuri pašildo vandenį, taigi tam tikru metu kristalizacija sustoja ir iš naujo prasideda tik vandeniui vėl pakankamai atšalus. Perskaičiavus sistemos laiko skales branduolių parametrams paaiškėjo, kad planetose ir palydovuose tokie kristalizacijos pasikeitimai gali vykti kas šimtus, tūkstančius, o gal ir milijonus metų. Besileidžiantys kristalai sukuria sroves, kurios ima formuoti magnetinį lauką. Taigi dangaus kūnai, kurių gelmėse krenta geležies sniegas, gali kartkartėmis turėti savąjį magnetinį lauką, tačiau ne visada. Manoma, kad tarp šių kūnų yra Merkurijus, Jupiterio palydovas Ganimedas (abu turi nuosavą magnetinį lauką), Mėnulis ir Marsas (magnetinio lauko neturi). Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Angliavandenilių ledkalniai Titano jūrose. Saturno palydove Titane esama ežerų ir jūrų. Labai šaltoje aplinkoje skystas ne vanduo, o metanas ir etanas, tad ir kiti junginiai ten sudaryti iš kitokių cheminių junginių, nei analogai Žemėje. Pavyzdžiui, ten krenta sniegas iš naftalino ir kitų angliavandenilių. Vienas įdomus ir iki šiol nepaaiškintas reiškinys – dar 2014 metais aptiktos “magiškos salos”: trumpai egzistuojantys šviesūs dariniai skysčio telkinių paviršiuje. Kai kurie išnyksta per kelias valandas, kiti išsilaiko savaites. Naujame tyrime teigiama, kad juos greičiausiai sudaro porėti organinių molekulių konglomeratai. Titano atmosferoje, kuri maždaug pusantro karto tankesnė už Žemės, azotas ir metanas, veikiami kad ir blausių Saulės spindulių bei įvairių energingų dalelių, formuoja įvairiausius organinius junginius, nuo tokių paprastų, kaip acetilenas ar vandenilio cianidas, iki daug sudėtingesnių. Naujojo tyrimo autoriai apskaičiavo, kokią būseną įgauna šie junginiai Titano paviršiaus sąlygomis. Dauguma molekulių krenta kaip sniegas – kietos dalelės. Jų tankis pakankamai didelis, kad nusileidusios ant ežerų ir jūrų turėtų nuskęsti. Tačiau dalelės dar atmosferoje gali jungtis tarpusavyje ir formuoti stambesnius junginius. Šie junginiai gali būti porėti. Jei porėtumas – ertmių užimamas tūris – sudaro bent 25-60% konglomerato (tiksli riba priklauso nuo molekulės), toks darinys gali plūduriuoti ežero paviršiuje. “Ledkalnis” neištirpsta, nes ežerai ir taip prisisotinę organinių junginių. Ertmes po truputį užpildo metanas, tad laikui bėgant konglomeratas nuskęsta, bet iki to galime spėti jį užfiksuoti radaru. Panašus modelis, pagal kurį ant ežerų ir jūrų nuolat krenta lengvas angliavandenilių sniegas, gali paaiškinti ir kitą keistą Titano savybę: skysčio telkinių paviršius ten kone idealiai lygus. Bangų aukštis ten siekia vos milimetrus, nepaisant gerokai silpnesnės gravitacijos. Sniegas gali efektyviai sustabdyti bangų formavimąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Uranas ir Neptūnas, kaip juos esame pratę matyti (viršuje) ir kaip jie atrodo iš tikro (apačioje). Šaltinis: Patrick Irwin

Daugybėje nuotraukų esame įpratę matyti Uraną blyškiai žydrą, net kiek žalsvą, o Neptūną – sodriai mėlyną. Iš tiesų taip nėra – abu lediniai milžinai daug panašesni vienas į kitą. Atvaizdų skirtumas atsirado todėl, kad Voyager 2 misijos mokslininkai, siekdami išryškinti Neptūno debesis ir kitas atmosferos struktūras, parinko kitokią spalvų paletę, versdami zondo vienspalves nuotraukas į spalvotą vaizdą. Vėliau šis faktas pasimiršo, o sodri mėlyna Neptūno spalva įsirašė į visuomenės sąmonę. Dabar mokslininkai iš naujo apdorojo originalius Voyager 2 duomenis ir atkūrė tikrų spalvų vaizdus. Iš jų matyti, kad Uranas ir Neptūnas iš tiesų labai panašūs.

***

Ar Saulė prisigaudė planetų? Saulės sistemos pakraščiuose gali būti dar neatrastų planetų. Daug metų kalbama apie hipotetinę Devintąją planetą – už Žemę masyvesnį labai tolimą kūną, kurio gravitacija ištampo mažųjų Kuiperio žiedo objektų orbitas. Būtent orbitų anomalijos ir yra pagrindinis bei kol kas vienintelis įrodymas, kad tokia planeta galimai egzistuoja. Dabar mokslininkai į klausimą apie pakraštines planetas nusprendė pažiūrėti kitaip – išnagrinėjo, kiek planetų Saulė galėjo pagauti per savo gyvenimą. Jie susikoncentravo į planetų-vienišių gaudymą. Tokios planetos yra arba išmestos iš savo gimtųjų sistemų, arba išvis susiformavo pačios vienos. Neseniai jų atrasta pakankamai daug ir pakankamai mažų, kad tapo įmanoma nustatyti masių pasiskirstymą. Jei planeta-vienišė praskrenda netoli Saulės pakankamai mažu greičiu, žvaigždės gravitacija gali ją pagauti ir išlaikyti orbitoje. Kuo didesnis atstumas nuo žvaigždės, tuo praskridimo tikimybė didesnė; iš kitos pusės, pagavimą leidžiantis greitis tolstant nuo Saulės mažėja. Apskaičiavę planetos pagavimo tikimybę skirtingu atstumu, tyrėjai nustatė, kad labiausiai tikėtinas pagautos planetos orbitos spindulys yra 1400 astronominių vienetų. Vienas AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, o Neptūno orbita siekia 30 AU. Net ir Devintosios planetos orbita turėtų būti ~400 AU, taigi čia kalba eina apie daug tolimesnį objektą. Labiausiai tikėtina, kad tai yra mažas kūnas: tyrėjai apskaičiavo, jog Saulė galėjo pagauti iki trijų Marso dydžio planetų (arba pusantros tikrai didesnės už jį). Taip toli skriejančią mažą planetą aptikti būtų sudėtinga, tačiau įmanoma: tikėtina, kad viena tokia planeta galėtų šiuo metu būti pakankamai arti Saulės, kad per dešimt metų nuolatinių dangaus stebėjimų ją pavyktų užfiksuoti Veros Rubin teleskopu. Po metų darbą pradėsiantis Čilėje statomas teleskopas stebės visą dangų ir ieškos įvairiausių kintančių šviesos šaltinių, įskaitant blausius Saulės sistemos objektus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Kintanti egzoplanetos atmosfera. Žemės atmosfera nuolat keičiasi – ciklonai ir kiti didelio masto reiškiniai judina oro mases pirmyn ir atgal. Nuolatos kinta ir Jupiterio, Saturno ar Veneros atmosferos. Natūralu tikėtis, kad egzoplanetų atmosferos taip pat nėra statiškos. Visgi nustatyti šiuos pokyčius – sudėtinga, nes tam reikia ilgalaikių, dažnų aukštos raiškos stebėjimų. Dabar stiprūs apytikriai periodiški klimato pokyčiai identifikuoti egzoplanetoje WASP-121b. Tai karšta, truputį už Jupiterį masyvesnė egzoplaneta, atrasta 2015 metais. Tais pačiais metais paskelbta ir pirmoji jos atmosferos sudėties analizė, o naujajame tyrime iš naujo išanalizuoti atmosferos stebėjimų duomenys, surinkti 2016, 2018 ir 2019 metais Hubble teleskopu. Kruopščiai išnagrinėję duomenų patikimumą ir įvertinę paklaidas, tyrėjai nustatė, jog planetos atmosferos signalas reikšmingai keitėsi. Pagrindiniai pokyčiai buvo du. Pirmasis – keitėsi karščiausios atmosferos vietos padėtis vidurdienio taško atžvilgiu. Vidurdienio tašku vadinama planetos vieta, esanti tiksliai po žvaigžde – WASP-121b potvyniškai prirakinta prie savo žvaigždės, tad į ją visada atsukusi vieną pusę. Antrasis – keitėsi atmosferos spektras, išmatuojamas tranzitų metu. Sumodeliavus galimus atmosferos pokyčius skaitmeniniu modeliu paaiškėjo, kad stebėjimų duomenis gerai atkuria scenarijus, pagal kurį planetoje nuolat formuojasi audros ir atmosferos frontai, kurių judėjimas keičia šiltesnių ir šaltesnių atmosferos regionų išsidėstymą. Tipinis pokyčių periodas yra apie penkias planetos dienas – maždaug 6,5 Žemės paros. Kol kas WASP-121b yra vienintelė planeta su tokiais išsamiais atmosferos stebėjimų duomenimis. Bet artimiausiais metais sulauksime jų ir daugiau – tiek James Webb teleskopas, tiek tas pats Hubble stebės daugybės planetų spinduliuotę ir sugertį ir padės aptikti oro masių judėjimus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Geležinės dulkės protoplanetiniame diske. Planetos formuojasi dulkėtų dujų diskuose aplink gimstančias ir labai jaunas žvaigždes. Dažnai diskuose matomi tarpai, kuriuos atveria augančių planetų gravitacija. Paprastai jie matomi dešimčių astronominių vienetų atstumu nuo žvaigždės – panašiai, kaip Saturno orbita aplink Saulė ar didesniais atstumais. Dabar tarpai viename diske atrasti daug mažesniais masteliais, prilygstančiais uolinių planetų orbitoms Saulės sistemoje. HD 144432 yra jauna, šešių milijonų metų amžiaus, žvaigždė, kiek masyvesnė už Saulę. Jos diskas stebimas jau senokai, prieš keletą metų atrastra ir užuominų, kad visai arti žvaigždės diskas turi tarpą. Naujajame darbe nagrinėjami infraraudonųjų spindulių stebėjimai, kurių raiškos pakanka išskirti tarpams. Taip nustatyta, kad diskas turi bent du tarpus – ties 0,9 ir 3 astronominiais vienetais. Trys žiedai pasižymi šiek tiek skirtinga chemine sudėtimi – vidiniame yra daugiau kristalinių medžiagų, nei išoriniuose. Tai gerai atitinka lūkesčius, mat vidinė disko dalis karštesnė, todėl ten daugiau dujų išgaruoja. Modeliuodami infraraudonosios spinduliuotės savybes, tyrėjai nustatė, kad diske greičiausiai yra daug geležies turinčių dulkių. Sudėties modelis su silikatais ir geležingomis dulkėmis spinduliuotės savybes atkuria geriau, nei sudarytas iš silikatų ir anglies pagrindo dulkių. Jei ši interpretacija pasitvirtins, tai bus pirmas kartas, kai geležis aptikta protoplanetiniame diske. Turint omeny disko temperatūrą – vidinis jo kraštas įkaista iki 1500 kelvinų – tokia sudėtis atrodo logiška: anglies dulkės tokioje terpėje tiesiog išgaruoja. Manoma, kad panašios sąlygos galėjo būti ir jaunoje Saulės sistemoje, todėl bent jau Merkurijus ir Žemė prisirinko daug geležies į branduolius. Taigi HD 144432 gali padėti suprasti, kaip augo mūsų gimtoji planetinė sistema. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Žvaigždės nebūtinai išgarina atmosferas. Dauguma žvaigždžių Visatoje yra mažesnės už Saulę, priskiriamos M spektrinei klasei. Jos daug blausesnės, todėl ir gyvybinė zona – regionas, kuriame esančių planetų paviršiuje galėtų egzistuoti skystas vanduo – daug arčiau žvaigždės. Iš kitos pusės, šių žvaigždžių vėjai ir aktyvumas nedaug nusileidžia Saulės analogams, todėl jų planetas talžo labai stiprūs žybsniai ir dalelių srautai. Tokie reiškiniai gali sunaikinti planetos atmosferą ir palikti ją negyvą. Kol kas tokia išvada remiasi tik skaitmeniniais modeliais, bet artimiausiu metu galėsime ją patikrinti ir stebėjimais. James Webb teleskopas pakankamai jautrus, kad galėtų užfiksuoti net ir uolinių planetų atmosferas, jei tik jų yra. Vienas pirmųjų taikinių, stebėtų šiuo tikslu, yra žvaigždė TRAPPIST-1, garsi tuo, kad turi net septynias uolines planetas, iš kurių trys patenka į gyvybinę zoną. Vasarą pranešta, kad planeta TRAPPIST-1c tikrai neturi tankios atmosferos. Tai buvo kiek netikėta, nes planeta ir dydžiu, ir iš žvaigždės gaunamos energijos kiekiu primena Venerą. Taigi mokslininkai tikėjosi, kad ji gali turėti ir storą tankią anglies dvideginio dominuojamą atmosferą. Bet jei atmosferos nėra, ją greičiausiai nupūtė žvaigždės vėjas ir žybsniais? Pasirodo, bent šiuo atveju taip nebuvo. Tą mokslininkai išsiaiškino pritaikę planetų atmosferų evoliucijos modelį TRAPPIST-1c sąlygoms. Paaiškėjo, kad per visą sistemos gyvavimo trukmę – 7,5 milijardo metų – žvaigždė galėjo išgarinti tik apie 16 barų anglies dvideginio. Vienas baras maždaug atitinka atmosferos slėgį jūros lygyje Žemėje, tad 16 barų gali atrodyti daug. Visgi tai yra daug mažiau, nei šiandieninis anglies dvideginio kiekis tiek Veneroje, tiek Žemėje – tik Žemėje anglies dvideginis (ar, tiksliau, pati anglis) “užrakintas” uolienose ir biomasėje, o ne atmosferoje. Taigi šis scenarijus nepaaiškina, kodėl TRAPPIST-1c neturi atmosferos. Lieka kitos dvi galimybės: arba planeta susiformavo turėdama mažai lakių junginių, arba atmosferą prarado labai anksti, kai dar buvo gerokai karštesnė dėl formavimosi šilumos. Taip pat tyrėjai apskaičiavo, kiek atmosferos galėjo netekti kitos planetos sistemoje. Panašu, kad jei tik susiformavusios jos turėjo atmosferinių dujų, išorinės planetos galėjo jas išlaikyti, nors 1c ir prarado. Taigi toliau stebėti šią sistemą tikrai verta. Tyrimo rezultatai arXiv. Apie anglies dvideginio nebuvimą TRAPPIST-1c pranešta pernai birželį.

***

Spiečius, išgyvenantis Galaktikos centre. Kuo arčiau Paukščių Tako centro, tuo stipresnės potvyninės jėgos – gravitacinio lauko skirtumai – tampo žvaigždžių grupes. Manoma, kad didelė dalis centrinio telkinio – kelių kiloparsekų spindulio “pūpsnio” Galaktikos viduryje – žvaigždžių yra suardytų senų spiečių ar net palydovinių galaktikų likučiai. Bet spiečių ardymo procesą kol kas nagrinėti pavyksta tik skaitmeniniais modeliais. Priežastys tam yra dvi: procesas vyksta per lėtai, kad galėtume stebėti tiesiogiai, o ir spiečių arti Galaktikos centro nerandama. Taigi ir jų keliai tenlink nežinomi. Dabar bent jau antroji problema dalinai išspręsta: aptiktas lėtai centro link krentantis masyvus spiečius. Spiečius VVV CL002 aptiktas dar 2011 metais ir buvo pastebėta, kad jį nuo Paukščių Tako centro skiria nedaug – tik 400 parsekų. Tačiau kartu pastebėta, kad jis juda dideliu, maždaug 400 km/s, greičiu į šoną, tad atrodė, jog tai gali būti tiesiog laikinas svečias, skriejantis pro centrinį telkinį, bet ten neužsibūsiantis. Naujojo tyrimo autoriai išmatavo spiečiaus žvaigždžių spektrą. Taip jie pirmą kartą nustatė spiečiaus judėjimą radialia kryptimi – išilgai linijos, jungiančios spiečių ir mus – bei jo cheminę sandarą. Žinodami trimatį spiečiaus greitį, galėjo apskaičiuoti ir orbitą. Paaiškėjo, kad spiečius toli gražu nėra laikinas svečias: šiuo metu jo orbita yra gana ištempta elipsė, tačiau niekad nenutolsta daugiau nei kiloparseką nuo Galaktikos centro, o arčiausiai priartėja per 200 parsekų nuo jo. Be to, orbita yra atvirkštinė – sukasi priešinga kryptimi, nei pats centrinis telkinys. Šie požymiai rodo, kad spiečius atmigravo iš toliau ir nėra nusistovėjęs dabartinėje vietoje. Kaip seniai tai nutiko, pasakyti sunku, bet pats spiečius aiškiai priklauso Galaktikos kamuolinių spiečių populiacijai. Jo cheminė sudėtis atitinka 10 milijardų metų amžiaus žvaigždžių, susiformavusių 3-6 kiloparsekų atstumu nuo centro, sandarą. Tolesni VVV CL002 stebėjimai parodys, ar jis netenka žvaigždžių ir kaip sparčiai tai vyksta. Taip astronomai galės geriau suprasti centrinės Paukščių Tako dalies gravitacinį potencialą ir bendros žvaigždžių populiacijos evoliuciją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ankstyvos spiralinės galaktikos. Spiralinės vijos – viena aiškiausių struktūrų galaktikose. Jų susidarymas nėra iki galo aiškus procesas; vienas iš būdų suprasti, kaip tai vyko – nustatyti, kaip keitėsi spiralinių galaktikų skaičiai Visatai vystantis nuo seniausių laikų iki šių dienų. Senesni duomenys rodė, kad spiralinių galaktikų pradėjo gausėti tik prieš 10-11 milijardų metų. Bet tie duomenys, surinkti daugiausiai Hablo teleskopu, nebuvo pakankamai detalūs, kad leistų patikimai identifikuoti tolimiausių galaktikų morfologiją. Naujame tyrime trūkumas pašalinamas pasitelkus James Webb duomenis ir savanorius galaktikų klasifikavimui. Gautas rezultatas – net ir prieš 11,5 milijardo metų spiralinių galaktikų buvo apie 40%. Analizei pasirinktos 873 galaktikos, kurių žvaigždžių masė viršija 10 milijardų Saulės masių, o šviesa iki mūsų keliauja 5-12 milijardų metų. Kiekvienos galaktikos nuotrauką įvertino šeši savanoriai ir nurodė, ar ten yra spiralinių vijų. 216 galaktikų bent trys vertintojai įvardijo kaip spiralines, o 108 tokiomis įvardijo visi šeši. Spiralinių galaktikų dalis mažėja, didėjant atstumui, tačiau taip gali būti ir dėl to, kad neryškiuose tolimų galaktikų vaizduose spiralines vijas sunkiau įžiūrėti. Šį efektą tyrėjai įvertino, paėmę artimų galaktikų nuotraukas ir dirbtinai sumažinę jų raišką, kad atrodytų kaip tolimos. Tada vėl paprašė savanorių įvertinti, ar galaktikos turi spiralinių vijų, ir suskaičiavo, kokią dalį tikrų vijų savanoriai sugeba aptikti. Pagal šį rezultatą pakoregavę realiose nuotraukose aptiktų spiralinių vijų skaičių, tyrimo autoriai padarė išvadą, kad 10-11,5 milijardo metų praeityje spiralines struktūras galėjo turėti iki 40% galaktikų. Tai rodo, kad spiralinės vijos formuojasi daug greičiau, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Prieš kiek daugiau nei metus visai netikėtai aptikta žvaigždė, praminta Earendeliu. Tai tolimiausia žinoma pavienė žvaigždė – jos šviesa iki mūsų keliavo beveik 13 milijardų metų. Apie atradimą kanale Sixty Symbols pasakoja astronomė Dr. Emma Chapman:

***

Tamsioji materija naudinga magnetizmo tyrimams? Visoje Visatoje tvyro magnetiniai laukai. Kai kur jie stipresni, kitur – silpnesni, bet turbūt nerasime vietų, kur magnetizmo nebūtų visiškai. Laukų kilmė kol kas lieka paslaptis: šiandieniniai modeliai gali paaiškinti, kaip labai silpni laukai galėjo sustiprėti ir išsiplėsti, kol užpildė Visatą, bet apie atsiradimą nesako nieko. Daugelis mokslininkų galvoja, kad magnetiniai laukai atsirado praktiškai kartu su Visata, pirmosiomis akimirkomis po Didžiojo sprogimo. Naujame tyrime nagrinėjama, kokį poveikį pirmykščiai magnetiniai laukai galėjo turėti pirmųjų struktūrų formavimuisi ir parodoma, kad tamsiosios materijos telkinių stebėjimai gali padėti išsiaiškinti tų laukų prigimtį. Magnetinis laukas elektronus ir protonus verčia judėti priešingomis kryptimis. Pirmykštėje Visatoje, kur šios dalelės lakstė atskirai, o ne sukibusios į atomus, toks efektas galėjo sukurti medžiagos netolygumų. Apie šį reiškinį žinome seniai, tačiau buvo manoma, kad jis neturi reikšmingo ilgalaikio poveikio, nes atsiskyrę protonai nuo elektronų paveikia tuos pačius magnetinius laukus ir bando sugrįžti atgal, taigi netolygumai nebūtų ilgalaikiai. Naujojo tyrimo autoriai atkreipė dėmesį, kad net ir trumpalaikis medžiagos netolygumas turi gravitacinį poveikį, taigi gali paskatinti ir tamsiosios materijos telkinių formavimąsi. Šiems elektrostatinė sąveika nesvarbi, taigi protonų-elektronų netolygumui išsisklaidžius, tamsiosios materijos sankaupos gali išlikti. Tyrėjai apskaičiavo, kad šitaip Visatoje gali atsirasti labai mažų, iki tūkstančio Saulės masių, tamsiosios materijos telkinių. “Įprastų” telkinių masė turėtų viršyti milijoną Saulės masių. Aptikti tokias mažas sankaupas – tikras iššūkis, bet nėra neįveikiamas. Jei tokių telkinių pavyktų rasti, tai būtų gana tvirtas įrodymas, kad magnetiniai laukai Visatoje egzistavo nuo pirmųjų akimirkų. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.