Kąsnelis Visatos DCXXIV: Gelmės

Giliai po matomu paviršiumi kiekvienas kosminis kūnas slepia daug įdomybių. Štai Jupiterio palydovas Europa po ledu slepia vandenyną, o nauji skaičiavimai rodo, kad priklausomai nuo šildymo pobūdžio ledo pluta gali būti nevienodo storio. Urano ir Neptūno gelmėse formuojasi deimantai, kurie krenta sniegu dar giliau, o dabar laboratoriškai įrodyta, kad jie formuojasi didesnėje planetų tūrio dalyje, nei manyta. Žvaigždžių gelmėse vyksta procesai, kuriantys magnetinį lauką; dauguma žvaigždžių pasiekusios vidurinį amžių staiga tampa gerokai mažiau magnetingos. Kitose naujienose – protoplanetinių vėjų sąveika su planetesimalėmis, tolimos masyvios juodosios skylės ir tamsiosios energijos evoliucijos vertinimai. Gero skaitymo!

***

Drakoniška pašvaistė Islandijoje. Šaltinis: Jingyi Zhang ir Wang Zheng

Pašvaistės – neretas svečias šiaurės šalių danguje; pernai jos pasiekė ir mūsų kraštus, nes Saulė artėja prie maksimumo, taigi energingų dalelių į mūsų atmosferą patenka vis daugiau ir vis dažniau. Net ir per aktyvumo minimumą pašvaistės nepranyksta: čia matome nuotrauką iš Islandijos 2019 metais. Pašvaistės forma nuolat keičiasi, tad praktiškai tik laimingo atsitiktinumo dėka fotografui pavyko užfiksuoti drakonišką figūrą danguje.

***

Nesmagios Mėnulio naujienos. Praeitą savaitę mus pasiekė dvi nesmagios naujienos iš Mėnulio tyrimų fronto. Pirmoji susijusi su privačios JAV kompanijos Astrobotic Technology bandymu nusiųsti į Mėnulį nusileidimo modulį Peregrine. Tai pirmasis iš JAV paleidžiamas bandymas nusileisti Mėnulyje nuo paskutinės Apollo misijos 1972-aisiais. Skrydis prasidėjo sėkmingai – sausio 8 dienos rytą United Launch Alliance raketa Vulcan iškėlė zondą į orbitą. Deja, netrukus viskas pakrypo blogyn: po keleto valandų kilo techninių problemų, kurios sutrukdė tinkamai išskleisti ir pasukti Saulės baterijas. Nors pasukti pavyko visą erdvėlaivį, ta pati problema sukėlė ir kuro nuotėkį. Dienos pabaigoje kompanijos atstovai pranešė, kad erdvėlaiviui likusi kuro užteks maždaug 40-iai valandų – toli gražu ne tiek, kiek užtruktų visa kelionė į Mėnulį. Nusileidimas originaliai planuotas vasario 23 dieną; net ir į orbitą aplink Mėnulį Peregrine turėjo įskristi tik sausio 22 dieną. Antradienį kompanija išplatino pranešimą, jog „minkšto“ nusileidimo Mėnulyje tenka atsisakyti. Tiesa, visi devyni moksliniai prietaisai buvo sėkmingai įjungti ir išbandyti. Nors Mėnulyje dirbti jiems neteks, gauta informacija padės kompanijai pasiruošti antrai misijai, Griffin, kuri planuojama lapkričio mėnesį. Tarp Peregrine instrumentų yra ir NASA astrobiologiniai eksperimentai, kurie turėjo tapti pirmuoju naujos partnerystės tarp NASA ir privačių kompanijų žingsniu. Nepaisant Peregrine nesekmės, partnerystė turėtų tęstis: Griffin planuojama skraidinti NASA mėnuleigį Viper, skirtą Mėnulio pietų ašigalio tyrimams. Beje, šeštadienį pranešta, kad Peregrine vis dar veikia, o kuro nuotėkis gerokai sulėtėjo. Nors šansų saugiai nutūpti Mėnulyje neatsirado, kompanija neatmeta galimybės pabandyti „kietą“ nusileidimą, t.y. Sudužimą Mėnulyje, kuris irgi gali būti moksliškai naudingas.

Kita nesmagi naujiena susijusi su Artemis programa. Antradienį NASA paskelbė, jog pirmasis žmonių skrydis aplink Mėnulį atidedamas iki 2025 metų rugsėjo. Anksčiau jis buvo planuojamas šių metų pabaigai. Atidėjimo priežastys – erdvėlaivio saugumo klausimai bei vėluojantis skafandrų ir nusileidimo modulių kūrimas. Už pastaruosius komponentus atsakingi NASA partneriai – privačios kompanijos. Pavėlintas žmonių skrydis aplink Mėnulį verčia vėlinti ir nusileidimo Mėnulyje datą: iš 2025 metų ji nukeliama į 2026-ųjų rugsėjį. Kiekvienas atidėjimas aštrina naujas kosmines lenktynes su Kinija – ši šalis irgi kalba apie žmonių skrydį į Mėnulį. Jų planuose skrydis turėtų įvykti iki dešimtmečio pabaigos.

***

Europos gelmių šildymo variacijos. Jupiterio palydovo Europos ledinis paviršius slepia storą vandenyną. Vandenyje ištirpę įvairūs mineralai ir hidroterminės versmės vandenyno dugne gali sukurti puikią terpę gyvybei atsirasti ir vystytis. Vienas iš svarbių parametrų, galinčių lemti Europos gyvybingumą, yra gelmių kaitinimo stiprumas. Jis susideda iš dviejų dalių – radiogeninio ir potvyninio kaitinimo. Radiogeniniu kaitinimu vadinama šiluma, atsirandanti dėl to, kad Europos gelmėse yra radioaktyvių elementų, ten patekusių dar palydovui formuojantis; jiems skylant ar dalijantis, išskiriama energija. Potvyninis kaitinimas kyla dėl Jupiterio gravitacijos, kuri skirtingus palydovo taškus veikia nevienodai stipriai. Radiogeninis kaitinimas turėtų būti vienodai stiprus visomis kryptimis, tuo tarpu potvyninis – ne: stipriausias jis ties ašigaliais, o silpniausias ties taškais išilgai ašies, nukreiptos į Jupiterį. Dabar mokslininkai sumodeliavo, kaip toks skirtingas kaitinimas paveiktų ledinę palydovo plutą. Jie ištyrė kelis modelius, kurie skyrėsi radiogeninio ir potvyninio kaitinimo santykine svarba. Pasirodė, kad vandens srautai Europos vandenyne gerai perneša šilumą iš gelmių į viršų ir rytų-vakarų kryptimi, tačiau ne šiaurės-pietų kryptimi. Kitaip tariant, jei dominuoja potvyninis kaitinimas, vandenynas ties Europos ašigaliais turėtų būti šiltesnis, nei ties pusiauju, o ledo pluta – plonesnė. Tiesa, modelis gana idealizuotas: jame neįvertintas vandenyno druskingumas ar ledo tirpimo bei vandens stingimo sukeliamas poveikis srovėms; visgi tyrėjų teigimu, rezultatai nuo šių supaprastinimų neturėtų labai pasikeisti. Plutos storio prognozę galės patikrinti šiuo metu ruošiama Europa Clipper misija, kuri ateinančio dešimtmečio pradžioje tyrinės Europą, įskaitant jos ledo plutos storį. Taip galėsime geriau suprasti, kas labiausiai kaitina Europos vandenyno dugną, ir apskaičiuoti kaitinimo mastą, o tai, savo ruožtu, leis geriau įvertinti, kokio sudėtingumo cheminių reakcijų ir junginių galime tikėtis vandenyne. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.

***

Deimantų sniego formavimasis. Ledinėse milžinėse – Urane ir Neptūne – yra nemažai anglies ir jos junginių. Planetų gelmėse pasiekiamas toks aukštas slėgis, kad anglies atomai suspaudžiami į deimantus. Kristalai ima kristi žemyn, kartu nusineša šiek tiek kitų medžiagų ir taip suformuoja dujų srautus, kurie perskirsto gelmių šilumą bei padeda generuoti planetos magnetinį lauką. Norėdami suprasti šiuos procesus, turime nustatyti, kokiame gylyje tie deimantai formuojasi. Manoma, kad pagrindinis deimantų šaltinis yra polistireno polimerai, sudaryti iš pasikartojančių feniletileno (po aštuonis anglies ir vandenilio atomus turinčio junginio) komponentų. Deimantų formavimąsi aukštame slėgyje galima tirti laboratorijos sąlygomis. Ligšioliniai bandymai rodė, kad polistirenas deimantus formuoti ima esant 150 gigapaskalių slėgiui; manoma, kad tokios sąlygos pasiekiamos panirus į Uraną ar Neptūną maždaug 40% planetos spindulio. Bet dabar nustatyta, jog formavimasis įmanomas ir prie maždaug aštuonis kartus mažesnio slėgio. Pagrindinis skirtumas tarp naujų ir ankstesnių bandymų – suspaudimo pobūdis. Labai aukšto slėgio tyrimai laboratorijose atliekami bandinį suslegiant trumpam laikui. Yra dvi metodų grupės, kaip tai daroma – statinis ir dinaminis slėgimas. Dinaminis slėgimas, naudotas ankstesniuose tyrimuose, dažniausiai naudoja iš deimanto ar kitos labai atsparios medžiagos pagamintus „priekalus“, kuriais bandinys suspaudžiamas iš kelių pusių. Šio metodo trūkumas – slėgį įmanoma išlaikyti tik ypatingai trumpą laiko tarpą, maždaug dešimtis nanosekundžių. Naujajame darbe panaudotas statinis slėgimas – bandinys suspaustas naudojant rentgeno lazerio impulsus. Juos galima išlaikyti daug ilgiau, bent jau milisekundes. Taip paveikus polistireno bandinį, pastebėta, kad po 30-40 mikrosekundžių jame ima formuotis deimantai, nors slėgis buvo 19-27 gigapaskaliai, o temperatūra – 2500 kelvinų. Tokios sąlygos, manoma, atitinka Neptūno ir Urano savybes gylyje, lygiame apie 20% planetos spindulio. Šie rezultatai rodo, kad deimantų kristalizacija vyksta didesnėje Urano ir Neptūno – ir, tikėtina, panašių egzoplanetų – tūrio dalyje, taigi ir srovės turėtų būti stipresnės, o magnetinis laukas generuojamas lengviau, nei iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Protoplanetiniai vėjai ardo planetesimales. Planetos formuojasi dujų ir dulkių diskuose aplink jaunas žvaigždes. Dulkės ima telktis į vis didesnius junginius, kurie galiausiai virsta uolienomis. Pasiekusios dešimčių kilometrų spindulį, uolienos vadinamos planetesimalėmis – jų tarpusavio susidūrimams tampa svarbi ir jų pačių gravitacija. Tokių planetesimalių viename diske susiformuoja galybė, bet tik dalis susijungia į planetas. Kitos būna išmetamos į šalis, įkrenta į žvaigždę arba lieka skrajoti kaip asteroidai. Dabar pirmą kartą ištirtas dar vienas procesas, reikšmingas planetesimalių evoliucijai: jų paviršių gairinantys disko vėjai. Tyrėjai apskaičiavo, kokio tankio ir greičio vėjai, tikėtina, veikia planetesimalių paviršių dar tuo metu, kol žvaigždė nėra susiformavusi. Tuo metu pati žvaigždė vėjo nepučia, taigi planetesimalės juntamas vėjas kyla tik dėl greičių skirtumo tarp uolienos ir disko dujų. Gauti greičiai pasirodė pakankami, kad vidinėje Saulės sistemos dalyje galėjo nunešti nuo 10 km dydžio planetesimalių paviršiaus centimetrines ir mažesnes granules. Net ir už dabartinės Neptūno orbitos vėjo tankio pakako, kad nuneštų mikrometrines dulkes. Apskritai mažesnių nei 6 km skersmens objektų dydis dėl vėjo labiau linkęs mažėti, nei augti. Šis rezultatas – dar vienas iššūkis planetų formavimosi modeliams: užauginti dulkių konglomeratus iki kilometrinių darinių sudėtinga, o dabar aiškėja, kad problemos neišnyksta ir pasiekus kilometro dydį. Tyrėjų teigimu, disko vėjas gali paaiškinti, kodėl Kuiperio žiedo kūnas Arrokothas, 2019-ais aplankytas New Horizons zondo, turi tokį lygų paviršių, tačiau tik tuo atveju, jei jo formavimosi metu vėjas buvo santykinai tankus ir lėtas. Taigi Arrokotho ir panašių objektų stebėjimai gali padėti suprasti ir protoplanetinio disko Saulės sistemos jaunystėje savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Senstančių žvaigždžių magnetizmas staigiai sumažėja. Kiekviena žvaigždė tik gimusi sukasi palyginus greitai, o sendama lėtėja. Pagrindinė to priežastis – vadinamasis magnetinis stabdymas. Žvaigždės kuriamas magnetinis laukas sąveikauja su jos pačios vėju, kuris, toldamas nuo žvaigždės, sukasi vis lėčiau. Vėją paleidžia to paties magnetinio lauko keliami reiškiniai, o magnetinį lauką kuria nuo žvaigždės sukimosi priklausantis dinamo efektas. Taigi visi trys reiškiniai – vėjas, magnetizmas ir sukimasis – laikui bėgant silpsta. Ilgą laiką buvo manoma, kad silpimas vyksta tolygiai, bet pastaraisiais metais atrasta keletas žvaigždžių, kurių magnetinis stabdymas daug silpnesnis, nei prognozuoja tolygaus silpimo modelis; tarp jų yra ir Saulė. Dabar tyrėjai patvirtino silpną magnetinį stabdymą dar vienai žvaigždei ir nustatė, kad jis įvyksta pasiekus specifinę sukimosi greičio vertę. Naujajai analizei pasirinkta žvaigždė Pegaso 51, garsi tuo, kad yra pirmoji į Saulę panaši žvaigždė, prie kurios atrasta egzoplaneta. Pati žvaigždė stebima daugiau nei pusšimtį metų ir visą laiką pasižymi gana silpnu aktyvumu, silpnesniu net už Saulės minimumus. Tyrėjai išnagrinėjo archyvinius rentgeno stebėjimų duomenis, kurie leido įvertinti žvaigždės vėjo spartą, bei atliko naujus spektropolarimetrinius stebėjimus, kuriais įvertino žvaigždės magnetinio lauko stiprumą. TESS egzoplanetų paieškų palydovo stebėjimų duomenys leido gana patikimai apskaičiuoti žvaigždės spindulį ir sukimosi greitį. Iš šių duomenų paaiškėjo, kad žvaigždės magnetinio stabdymo stiprumas panašus į Saulės; taip pat panaši ir sukimosi sparta, įskaičius skirtingo spindulio įtaką. Daugumos kitų žvaigždžių, kurių magnetinis stabdymas staigiai sumažėjęs, sukimosi parametrai irgi panašūs į Saulės. Pati Saulė numanomą kritinę sukimosi vertę pasiekė prieš kelis šimtus milijonų metų. Įdomu, kad panašiu metu gyvybė ėmė plisti Žemės paviršiuje. Gali būti, kad šie reiškiniai susiję: susilpnėjęs žvaigždės magnetizmas reiškė daug mažesnį aktyvumą, taigi Žemės paviršių pasiekė daug mažiau energingos spinduliuotės, kuri galėjo pakenkti gyviems organizmams. Jei tai tiesa, tuomet magnetinio stabdymo intensyvumas gali būti svarbus parametras atrenkant žvaigždes, prie kurių esančiose planetose verta ieškoti gyvybės pėdsakų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Pirmųjų žvaigždžių sprogimai – nepaaiškinami. Visi cheminiai elementai, išskyrus vandenilį, didžiąją dalį helio ir truputį ličio, Visatoje atsirado žvaigždžių dėka. Termobranduolinės reakcijos jų gelmėse gamina vis naujus elementus, kurie paskleidžiami į aplinką žvaigždėms mirštant – pavyzdžiui, supernovų sprogimų metu. Elementai išsimaišo tarpžvaigždinėse dujose ir vėliau tampa kitų žvaigždžių dalimi. Žvaigždės išorėje esantys cheminiai elementai rodo, iš kokios medžiagos ji susiformavo, taigi stebėdami skirtingo amžiaus žvaigždes, galime suprasti, kaip Visata buvo praturtinta cheminiais elementais. Dabar mokslininkai pristatė analizę žvaigždės, kurią greičiausiai praturtino vos vienas, bet labai neįprastas, žvaigždės sprogimas. Mažos masės žvaigždė J0931+0038 pasižymi labai keistu spektru, iš kurio dabar apskaičiuota labai keista cheminė sudėtis. Santykinė geležies gausa žvaigždėje yra apie 50-80 kartų mažesnė, nei Saulėje; kitų cheminių elementų gausa labai svyruoja: elementų su nelyginiais atominiais skaičiais, tokių kaip azotas, natris ar kalis, yra daug mažiau, nei gretimų lyginių. Tokį elementų rinkinį galima būtų paaiškinti vienu supernovos sprogimu tolimoje praeityje – žvaigždėse gimsta daugiau lyginių elementų, nei nelyginių, o susilygina jų skaičiai tik po truputį. Apžvelgę įvairiausias teorines prognozes apie sprogimų išmetamus elementus, tyrėjai padarė išvadą, kad J0931+0038 greičiausiai praturtino didesnės nei 50 Saulės masių žvaigždės sprogimas; labiausiai tikėtina masė yra apie 80 Saulės masių. Problema, kad tokios masės žvaigždės, pagal dabartinį supratimą, turėtų ne sprogti, o kolapsuoti tiesiai į juodąsias skyles. Kaip suderinti šiuos prieštaringus teiginius – nežinia. Greičiausiai reikės pergalvoti ir patobulinti žvaigždžių evoliucijos modelius. Tai ypač svarbu, nes J0931+0038 praturtinusi žvaigždė buvo viena iš pirmųjų Visatoje. Jų, ypač masyvių, seniausiai nebelikę, todėl vėlesnių žvaigždžių praturtinimas yra pagrindinis būdas suprasti, kokios tos pirmosios žvaigždės buvo. O jų sukurti elementai davė pradžią ir pirmosioms planetoms, kosminėms dulkėms ir kitiems sudėtingiems dariniams. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Didžiausios žvaigždės pritemimas. Prieš ketverius metus kelis mėnesius Betelgeizė, viena ryškiausių nakties dangaus žvaigždžių, buvo pritemusi. Vėlesni stebėjimai padėjo išsiaiškinti, kad pritemimą greičiausiai sukėlė medžiagos pliūpsnis, išlėkęs iš žvaigždės beveik mūsų link; ataušusi plazma pridengė žvaigždę ir užtemdė dalį jos spinduliuotės. Paskutinius keletą metų panašiai pritemusi yra ir viena didžiausių žvaigždžių Paukščių Take, Cefėjo RW. Naujame tyrime daroma išvada, kad ji pritemo dėl panašios priežasties. Žvaigždė yra raudonoji supermilžinė – gyvenimą baigianti masyvi žvaigždė. Tyrėjai ją stebėjo interferometru – teleskopų grupe, kurie, sujungti į bendrą tinklą, leidžia išskirti ypatingai mažo kampinio dydžio objektus. Taip pavyko išskirti žvaigždės disko vaizdą. Jos spindulys pasirodė esąs apie tūkstantį kartų didesnis, nei Saulės. Disko šviesis – labai netolygus: vakarinė pusė tamsesnė, o į rytus nuo disko centro matyti šviesi sritis. Išmatuotas spektras parodė, kad žvaigždė regimųjų spindulių ruože pritemo daug labiau, nei infraraudonųjų. Būtent tokio pokyčio tikėtumėmės, jei žvaigždę pritemdo dulkės. Geriausias stebėjimų – tiek disko vaizdo, tiek spektro – paaiškinimas yra plazmos pliūpsnio išmetimas. Toldamas nuo žvaigždės plazmos burbulas atvėso, jame susiformavo daug dulkių, kurios dabar užtemdo dalį disko. Tokie atradimai, kaip šis ir Betelgeizės pritemimas, padeda geriau suprasti, kaip žvaigždės vystosi pačiame gyvenimo pabaigoje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Kosminių ORCų prigimtis. Prieš keletą metų, vykdant plataus masto labai gilius dangaus stebėjimus radijo bangų ruože, aptikti „keisti radijo apskritimai“ (angl. Odd radio circles, ORCs). Jų dydžiai dangaus skliaute siekia apie vieną lanko minutę. Tiksliai nustatyti atstumo iki jų neišeina, bet ORCų centruose dažniausiai matomos galaktikos; jei apskritimai su jomis susiję ir yra panašiu atstumu nuo mūsų, tuomet jų fizinis skersmuo siekia šimtus kiloparsekų. Iki šiol nebuvo aišku, kas juos sukelia – hipotezės varijavo nuo planetinių ūkų Paukščių Take (laikant, kad galaktikų buvimas centre – tik sutapimas) iki juodųjų skylių susijungimo padarinių. Dabar grupė mokslininkų pirmą kartą ištyrė vieną ORCą ne tik radijo bangų ruože ir pateikė skaitmeniniais modeliais paremtą kilmės paaiškinimą: tai yra milžiniškos dujų tėkmės liekana. Atlikę apskritimo stebėjimus regimųjų ir infraraudonųjų spindulių ruože, tyrėjai nustatė, kad jį sudaro karštos ir suspaustos dujos, taigi tai yra smūginė banga, plintanti tarpgalaktinėje medžiagoje. Taip pat karštų jonizuotų dujų aptikta aplink centrinę galaktiką, dešimt kartų mažesniame regione, nei apskritimas. Pati galaktika šiuo metu yra rami – žvaigždės joje formavosi daugiausiai prieš šešis milijardus metų, o prieš milijardą metų įvyko paskutinis žvaigždėdaros žybsnis. Tyrimo autoriai sumodeliavo galimas to žybsnio pasekmes. Daugybė supernovų sprogimų galėjo įgreitinti galaktikoje esančias dujas iki maždaug 2000 km/s ir išstumti jas lauk. Taip susiformavo sferinė tėkmė. Pasibaigus žvaigždėdaros epizodui, dalis dujų sukrito atgal į galaktiką, kur vis dar lieka karštesnės, nei tikėtasi ramioje galaktikoje. Tuo tarpu tėkmės išorinė dalis toliau plėtėsi ir iki šių dienų pasiekė stebimą dydį. Ryšys tarp ORCų ir galaktinių tėkmių svarbus tiek vienų, tiek kitų tyrimams: jis parodo ORCų kilmę ir susieja juos su centrinėmis galaktikomis, o galimybė stebėti palyginus senas tėkmes radijo bangų ruože leis geriau suprasti, kaip jos plinta dideliais masteliais už galaktikų ribų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Didelės ankstyvos juodosios skylės. Praktiškai kiekvienos galaktikos centre galima rasti supermasyvią juodąją skylę. Aplinkinėje Visatoje juodosios skylės masė gerai dera su savo galaktikos žvaigždžių mase – yra apie 3000 kartų už pastarąją mažesnė. O kaip buvo ankstyvoje Visatoje, per pirmą milijardą ar du metų po Didžiojo sprogimo? Pastaruoju metu vis pasirodydavo pranešimų apie tolimas galaktikas, kurių supermasyvios juodosios skylės sudaro gerokai didesnę visos galaktikos masės dalį. Bet tai buvo juodosios skylės ryškiausiose aktyviose galaktikose, taigi ir pačios juodosios skylės buvo masyviausios įmanomos; natūralu, kad jos galėjo būti išskirtinės ir sąryšio su galaktikos mase atžvilgiu. Dabar mokslininkai pagaliau surinko pakankamai duomenų, kad galėtų išnagrinėti labiau tipines juodąsias skyles ir gavo iš esmės tokią pat išvadą: pirmus porą milijardų metų juodųjų skylių masės ir galaktikos žvaigždžių masės santykis buvo 10-100 kartų didesnis, nei šiandien. Tyrimo autoriai išnagrinėjo 21 galaktiką, kurių šviesa iki mūsų keliauja 12-13 milijardų metų. Jų žvaigždžių masė siekia nuo keliasdešimties milijonų iki keliasdešimties milijardų Saulės masių, o juodųjų skylių – nuo trijų iki 150 milijonų. Statistinė analizė, kuria įvertinamas ir tikėtinumas aptikti įvairių masių juodąsias skyles, parodė, kad tipinis santykis tarp juodosios skylės ir galaktikos žvaigždžių masės šioje imtyje yra maždaug 1:50. Kitaip tariant, tipinė juodosios skylės masė ankstyvos Visatos galaktikoje yra apie 60 kartų didesnė, nei tokios pat masės galaktikoje aplinkinėje Visatoje. Tai reiškia, kad juodosios skylės Visatos jaunystėje augo santykinai greičiau, nei jų galaktikos, o vėliau santykis tarp jų masių vis mažėjo, kol pasiekė šiandieninę vertę. Šis atradimas sufleruoja, kad supermasyvios juodosios skylės greičiausiai prasidėjo nuo didelių pirmtakų – dešimčių ar šimtų tūkstančių Saulės masių dujų telkinių, kurie tiesiogiai kolapsavo į tokios pat masės juodąsias skyles. Toks modelis prognozuoja, kad pirmosiose galaktikose juodosios skylės masė gali būti netgi panaši į bendrą žvaigždžių masę. Alternatyvus, mažų arba lengvų pirmtakų, modelis teigia, kad juodosios skylės išaugo nuo šimto Saulės masių objektų, likusių sprogus pirmosioms žvaigždėms, bet jis prognozuoja, kad masių santykis visada buvo panašus į dabartinį. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Greitėjantis Visatos plėtimasis yra viena iš kosmologijos paslapčių. Ar gali būti, kad tai – tik iliuzija, sukelta to, kad gyvename milžiniškos kosminės tuštumos viduryje? Apie tokią hipotezę pasakoja PBS Space Time:

***

Tamsiosios energijos evoliucija. Praeito amžiaus pradžioje astronomai suprato, kad Visata plečiasi, o pabaigoje – kad tą daro greitėdama. Pastarajam atradimui pasitarnavo supernovų stebėjimai. Vienas supernovų tipas, vadinamas Ia, pasižymi labai panašiu maksimaliu šviesiu, taigi pamačius supernovą, galima gerai nustatyti atstumą iki galaktikos, kur ji įvyko. Žinant, kaip greitai nuo mūsų tolsta ta galaktika, galima apskaičiuoti, kaip keitėsi Visatos plėtimosi sparta laikui bėgant. 1998 metais atradimas padarytas remiantis 52 supernovų duomenimis. Dabar pristatyta daugiau nei 1600 supernovų sprogimų analizė – didžiausias tokio pobūdžio bandymas nustatyti pagrindinius Visatos parametrus. Duomenų rinkinys yra Tamsiosios energijos apžvalgos (Dark Energy Survey, DES) projekto rezultatas. Šio projekto metu dvejus metus kasnakt buvo stebimas dangus, ieškant supernovų sprogimų ir matuojant tų supernovų šviesio kitimą. Anksčiau Ia tipo supernovos buvo identifikuojamos pagal spektrą, o tam reikėdavo nuodugnių ir daug resursų reikalaujančių stebėjimų. Dabar mokslininkai pritaikė mašininio mokymo algoritmus, kad atskirtų Ia tipo supernovas remiantis vien šviesio kitimu keturiose infraraudonųjų spindulių fotometrinėse juostose – susumuotuose spektro ruožuose. Taip jie gavo 1635 supernovų duomenis ir pagal juos galėjo įvertinti Visatos sandarą. Parametrai, kuriuos jie vertino, buvo santykinis medžiagos tankis bei tamsiosios energijos būvio lygtis. Būvio lygtimi vadinamas ryšys tarp terpės tankio ir slėgio. Tamsioji energija turi neigiamą būvio lygtį – jos slėgis ne spaudžia Visatą, o tempia į šalis, taip ir atsiranda plėtimosi greitėjimas. Paprasčiausiais tamsiosios energijos modelis vadinamas kosmologine konstanta – pagal ją ryšys tarp tankio ir slėgio įvardijamas parametru w=-1. Naujieji duomenys parodė, jog labiau tikėtina parametro vertė yra w=-0.8. Tai reiškia, kad tamsioji energija Visatą tempia ne taip stipriai, kaip manyta. Iš kitos pusės, jos yra daugiau: santykinio medžiagos tankio vertė gaunama apie 0.26, o modelyje, kuriame būvio lygtis fiksuota su w=-1, medžiagos tankis gaunamas 0.35. Galų gale, net ir būvio lygties nukrypimas nuo paprasčiausio modelio nėra garantuotas: paklaidos pakankamai didelės, kad lieka maždaug 5% tikimybė, jog w=-1 ar net mažiau. Taigi galutinio atsakymo, kokia ta tamsioji energija, dar neturime, bet šia analize šiek tiek prie jo priartėjame. Surinkus dar daugiau supernovų duomenų, paklaidos turėtų sumažėti. Tada taps aišku, ar reikia atsisakyti kosmologinės konstantos modelio, ar jis vis dar gali paaiškinti Visatos raidą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

  1. Su tuo Visatos plėtimusi man yra toks klausimas. O tai kaip tada Planko ilgis? Jis, regis, nesikeičia, tai kaip ir gaunasi, kad daugiau Planko ilgių vis telpa į visatą? O kaip tada elgiasi (kol kas teorinės) kilpinės gravitacijos tinklas? Jis irgi kaip ir pagrįstas Planko ilgiu, bet būtų keista, jei jis nesitemptų kartu su Visata, nes tinklo mazgų kaip ir neturėtų daugėti…

    (Daug brauzijau ir neradau aiškaus atsakymo, matyt, LQG dar per ankstyvos stadijos teorija.)

    1. Apie LQG žinau maždaug lygiai nieko, tai nepasakysiu, kaip čia yra :( Bet taip, manau, kad Planko ilgių skaičius, telpantis į (regimąją) Visatą, turėtų didėti, nes Planko ilgį sudarančios konstantos nesikeičia (ar bent jau ne tiek labai, kiek plečiasi Visatos erdvė).

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.