Kąsnelis Visatos DCXXXIII: Sprogimai

Kai kas nors sprogsta Žemėje, dažniausiai padariniai būna nemalonūs, bent jau aplink esantiems. Kosmose irgi panašiai, tačiau, laimei, mus nuo galingų sprogimų skiria nemenki atstumai, todėl galime iš jų pasisemti žinių. Štai kilonovų sprogimai – dviejų neutroninių žvaigždžių susijungimų pasekmė – gali sukurti egzotiškų dalelių, kurias aptikę (arba neaptikę) daugiau sužinotume apie tamsiąją materiją. Supernovų sprogimai palieka tūkstančius metų plintančius ūkus; palyginus naujos supernovos liekana plisdama suardė dujų žiedą į daugiau nei 30 gumulų, o dabar pasiūlytas teorinis paaiškinimas, kodėl jų yra būtent tiek. Daug mažesni sprogimai greičiausiai vyksta Marse – garuojantis anglies dvideginio ledas kartu pakelia smiltis ir leidžia susiformuoti griovoms. Sprogimų praeitą savaitę, deja, buvo ir visai arti – Starship bandymas, nors pradžia pavyko puikiai, baigėsi sprogimu erdvėlaiviui besileižiant. Kitose naujienose – didžiausia neutroninės žvaigždės masė, debesų Galaktikos pakraščiuose kilmė ir mašininio mokymo pagalba Visatos plėtimuisi matuoti. Gero skaitymo!

***

Starship pagaliau pakilo. Trečias kartas nemelavo – SpaceX raketa Starship pagaliau pakilo ir atliko sėkmingą bandomąjį skrydį. Ketvirtadienį popiet Lietuvos laiku iš kompanijos kosmodromo Teksaso valstijoje raketa pakilo į didesnį nei 200 kilometrų aukštį, įėjo į orbitą aplink Žemę, o tada ėmė leistis virš Indijos vandenyno. Deja, nusileidimo metu ryšys su erdvėlaiviu nutrūko – manoma, kad jis sprogo dar nepasiekęs vandenyno paviršiaus. Pirmi du „integruoti“ Starship bandymai – kai vienu metu sukomplektuota visa raketa – vyko pernai; tiek balandį, tiek lapkritį raketa sprogo daug anksčiau. Starship numatytas kaip pagrindinė raketa, gabensianti žmones į Mėnulį Artemis programos skrydžiuose; ji yra dvigubai galingesnė už dabar naudojamą Space Launch System, tad galės skraidinti ne tik astronautus, bet ir įvairią įrangą. Visgi iki numatyto žmonių skrydžio liko tik maždaug dveji metai, o patikrinimų dar reikia daug: Starship turi ne tik sėkmingai pakilti, skristi ir nusileisti, bet ir sugebėti pasipildyti kuro orbitoje, nes to reikės įveikti atstumui iki mūsų palydovo.

***

Keisti geležies rutuliukai – netarpžvaigždiniai. Prieš dešimtmetį į Ramųjį vandenyną netoli Papua-Naujosios Gvinėjos krantų nukrito meteoritas. Jo orbitos skaičiavimai rodė, kad jis galėjo atskristi iš už Saulės sistemos ribų. Tą išsiaiškinę, keli mokslininkai surengė ekspediciją ištirti jūros dugną kritimo vietoje ir rado ten mažyčių, maždaug milimetro dydžio, geležies rutuliukų. Dalis jų pasižymėjo neįprasta chemine sudėtimi: labai mažai magnio, lyginant su siliciu, mažai švino ir cezio (palyginus lengvai išgaruojančių metalų) ir daug berilio, lantano bei urano – elementų, kurių šiaip Žemėje nedaug. Be to, geležies izotopų – atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje – santykis irgi neatitiko to, kas randama Žemėje ir kituose Saulės sistemos kūnuose. Ekspedicijos organizatoriai netruko pareikšti, kad rado tarpžvaigždinio meteorito liekanas. Bet, pasirodo, realybė kur kas paprastesnė. Naujame tyrime pateikiama kitokia tų pačių duomenų interpretacija: tai yra prieš beveik milijoną metų nutikusio meteorito smūgio padariniai, susiformavę iš pačios Žemės uolienų. Nors berilio, lantano ir urano Žemėje nėra daug, kai kur jų pasitaiko gausiau nei kitose vietose. Vienas toks regionas yra Australazijos tektitų išbarstymo laukas. Tai platus regionas, apimantis pietryčių Aziją, Australiją ir Antarktidą, kuriame randama nemažai tektitų – dalinai išsilydžiusių uolienų granulių. Jos susidaro, kai meteorito smūgio metu išmestos Žemės uolienos (dalinai) išsilydo, suapvalėja lėkdamos per atmosferą ir nukrenta atgal ant paviršiaus. Papua-Naujosios Gvinėjos krantai patenka į šį regioną. Atrasti rutuliukai savo chemine sudėtimi labai gerai atitinka lateritus – specifinį tropinių regionų dirvožemį. Australazijos tektitų išbarstymo lauką sukūrė smūgis prieš 788 tūkstančius metų, kai į Tonkino įlanką greta Kinijos ir Vietnamo pataikęs meteoritas išmetė šimtą milijonų tonų uolienų, daugiausiai smiltainio, įskaitant lateritą. Tokią interpretaciją sustiprina ir tai, kad ne visi neįprastos sudėties dariniai yra sferos; jei jie būtų atsiskyrę nuo besilydančio meteorito, visi būtų tik sferiniai. O geležies izotopų santykis, nors detaliai matuojant ir nukrypsta nuo tipinių Žemei ir Saulės sistemai, yra daug panašesnis į mūsiškius, nei tipiška kitoms žvaigždėms Paukščių Take. Tyrimo autorių teigimu, tikimybė, kad atsitiktinai paimtos kitos žvaigždės sistemoje geležies izotopų santykis bus toks artimas mūsiškiam, kaip atrastuose rutuliukuose, yra mažesnė nei vienas iš dešimties tūkstančių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Marso griovas formavo sausas ledas? Jauname Marse buvo skysto vandens. Tuo šiais laikais visiškai neabejojama, tačiau nėra iki galo aišku, kiek to vandens buvo ir kada bei kaip greitai planeta išdžiūvo. Vienas iš būdų ieškoti atsakymų į šiuos klausimus – vandens paliktų pėdsakų identifikavimas ir datavimas. Kone aiškiausias pėdsakas yra upių vagos ir kitokie išgraužti grioviai, vadinami griovomis (angl. gully). Bet gali būti, kad Marso griovas sukūrė ne vanduo, o garuojantis anglies dvideginio ledas – bent jau taip rodo naujausi laboratoriniai eksperimentai. Tyrėjai išnagrinėjo anglies dvideginio ledo kondensacijos ir garavimo procesą sąlygomis, artimomis šiandieniniam Marsui. Specialioje kameroje buvo sukurta Marsą primenanti atmosfera ir temperatūra; esminis skirtumas nuo Raudonosios planetos buvo tik gravitacija. Anglies dvideginio ledas dar vadinamas sausu ledu, nes Marso ar Žemės sąlygomis jis niekada nebūna skystas. Anglies dvideginis sudaro 95% Marso atmosferos, o žiemą temperatūra ten nukrenta pakankamai, kad šios dujos sustingtų. Tai suformuoja šerkšną ant planetos paviršiaus. Pavasarį ledas ima garuoti; naujieji eksperimentai parodė, kad procesas yra sprogus – anglies dvideginis plečiasi taip staigiai, kad pakelia ir išjudina aplinkines smėlio granules. Sujudintos granulės gali pradėti tekėti tarsi skystis ir sukurti griovas. Ir tam visiškai nereikia skysto vandens. Apjungę eksperimento rezultatus su paprastu Marso atmosferos modeliu, tyrėjai nustatė, kad tikėtinas sauso ledo formavimosi ir sprogaus garavimo regionas Marse gerai sutampa su zona, kurioje matomos griovos. Apskritai atradimas primena prieš keletą metų darytus tyrimus, kuriais nustatyta, jog sauso ledo garavimas gali suformuoti nuošliaužas kopų šlaituose, kurios seniau laikytos šiandien Marse egzistuojančio vandens požymiu. Tačiau nuošliaužos yra nedidelės ir formuojasi kiekvieną Marso dieną, o griovos – gerokai stambesnės, taigi ir formavimuisi reikia išskirtinesnių sąlygų. Praeityje Marse galėjo būti laikotarpis, kai vandens jau (beveik) nebebuvo, tačiau anglies dvideginio šerkšnas vis dar aktyviai formavo griovas. Atradimas svarbus ir kitų planetų ar palydovų tyrimams, mat jų paviršiuje atrastų griovų irgi nebegalima laikyti kadaise tekėjusio vandens įrodymu. Tyrimo rezultatai publikuojami Communications Earth and Environment.

***

Barchanai ir linijinės kopos Marse. Šaltinis: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

Didelę Marso dalį dengia smėlynai. Nors atmosfera ten reta, pučiantys vėjai vis tiek žarsto smilteles ir gali supūsti kopas. Čia matome dviejų tipų kopų pavyzdžius: barchanus ir linijines kopas. Barchanai yra elipsinės tamsios dėmės; iš tiesų jų forma yra pusmėnuliai; apatiniame kairiame kiekvienos kopos krašte galima matyti įlinkimą. Tai – pavėjinė pusė, kur krentantis smėlis sukuria statų šlaitą. Už poros barchanų eilių driekiasi linijinės kopos, kurias sudaro dviejų dominuojančių krypčių vėjai, pučiantys pakaitomis. Tokios nuotraukos, kaip ši, prieš keletą metų padaryta Marso apžvalgos zondu (MRO), padeda suprasti Marso grunto ir atmosferos savybes.

***

Senovinio ledo išsilaikymas. Kometos, atskridusios į centrinę Saulės sistemos dalį, nušvinta uodegomis, kurias sudaro lakūs junginiai, garuojantys ir bėgantys iš kometos. Kartais tarp tų junginių pastebimi ir ypatingai lakūs, pavyzdžiui anglies monoksidas. Visgi jo nerandama tiek daug, kiek prognozuoja įvairūs modeliai: pasak jų, toli nuo Saulės – 20-30 kartų toliau, nei Žemė – esantys kūnai, jei tik turi anglies monoksido, turėtų praktiškai putoti jo garais. Taigi ir kometos, artėjančios prie Saulės, turėtų pirmiausia sužibti būtent šiomis dujomis, o tik vėliau anglies dvideginiu ar vandens garais. Faktas, kad ryškių anglies monoksido uodegų nerandama, buvo laikomas įrodymu, kad šios molekulės iš Saulės sistemos pakraščių kūnų seniai išgaravusios. Juo labiau, kad anglies monoksido garų visiškai neaptikta ir prie Arrokoth, Saulės sistemos pakraštyje skriejančio kūno, kurį prieš keletą metų aplankė New Horizons. Bet dabar mokslininkai pateikė kitokį paaiškinimą: toli nuo Saulės esantys kūnai gali išlaikyti labai daug anglies monoksido ir panašių ypatingai lakių junginių, o garuoja jie gerokai lėčiau. Šis aiškinimas remiasi nauju fizikiniu modeliu, į kurį įtrauktas kūnų struktūros porėtumas. Įvairiausi kometų ir Kuiperio žiedo – Saulės sistemos pakraštyje nusidriekusios juostos – objektų stebėjimai rodo, kad tie kūnai tikrai yra porėti, o lakūs ir karščiui atsparūs junginiai susimaišę į bendrą mišinį. Net ir toli nuo Saulės, jos šviesos pakanka, kad imtų garinti ypatingai lakius junginius kūno paviršiuje. Tačiau poros trukdo susidariusiems garams pabėgti, ypač iš gilesnių sluoksnių. Laikui bėgant, kūno viduje susidaro tarsi atmosfera iš įkalintų anglies monoksido garų. Garų slėgis prilygsta giliau esančio ledo slėgiui, todėl tolesnis garavimas vyksta labai lėtai. Lėtas ir dujų pabėgimas – Arrokoth atveju apskaičiuota jo sparta yra mažiau nei dešimtadalis molio, arba pora gramų, per sekundę. Tokiam kūnui priartėjus arčiau Saulės, susikaupusios dujos gali staigiai išsiveržti, tačiau tam reikia, kad pradėtų tirpti ir kiti struktūriniai elementai, pavyzdžiui vandens ledas. Šie rezultatai geriau paaiškina kometų savybes; jie padės geriau pasiruošti ateities misijoms, kurių tikslas – Saulės sistemos pakraščio kūnų tyrimai. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Didžiausia neutroninės žvaigždės masė. Kai masyvi žvaigždė baigia savo gyvenimą, įvyksta supernovos sprogimas. Centrinė žvaigždės dalis labai sparčiai susitraukia, o išlaisvinta gravitacinio ryšio energija išorinius sluoksnius išmeta į šalis. Priklausomai nuo žvaigždės masės, jos branduolys gali susitraukti į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę. Maksimali įmanoma neutroninės žvaigždės masė priklauso nuo medžiagos savybių ekstremalaus tankio sąlygomis, kurių kol kas gerai nesuprantame. Taigi ir pačią maksimalią masę apskaičiuoti sudėtinga. Nors pirmi bandymai, žinomi kaip Tolmano-Oppenheimerio-Volkoffo riba, atlikti beveik prieš šimtą metų, iki šiol nepavyko gauti tikslesnio sprendinio, nei „maždaug 2-2,5 Saulės masės“. Bet dabar mokslininkai teigia pasiekę proveržį, bent jau nesisukančių neutroninių žvaigždžių atveju. Apjungę duomenis iš dvinarių sistemų stebėjimų (kurie duoda gana geras neutroninių žvaigždžių masių vertes), gravitacinių bangų signalo GW170817 (kuris duoda ir neutroninės žvaigždės masę, ir jos išsikreipimą dėl kaimynės gravitacijos), pulsarų (kurie duoda ir masę, ir spindulį) bei teorinius skaičiavimus, paremtus geriausiais kvantinės fizikos modeliais, jie nustatė labiausiai tikėtiną neutroninių žvaigždžių masių skirstinį. Šį galima matematiškai apibūdinti kaip dviejų varpo kreivių junginį, tačiau viena iš kreivių staigiai baigiasi ties 2,25 Saulės masės. Šio rezultato paklaida – vos 0,08 Saulės masės, daug mažesnė, nei bet kurio ankstesnio bandymo. Taip pat įvertintas ir maksimalios masės neutroninės žvaigždės spindulys. Jis yra 11,9 kilometro, su vos 600 metrų paklaida. Mažesnės masės neutroninių žvaigždžių spinduliai didesni, nes silpnesnė gravitacija ne taip stipriai jas suspaudžia. Šis rezultatas rodo, kad 2,5-3 Saulės masių objektai, aptikti gravitacinių bangų detektoriais, beveik neabejotinai yra juodosios skylės – iki šiol buvo manoma, kad tai gali būti išskirtinai masyvios neutroninės žvaigždės. Taip pat rezultatai padės geriau suprasti medžiagos elgesį ekstremaliomis sąlygomis ir patobulinti kvantinės fizikos modelius, o kada nors gal pasitarnaus ir naujų egzotiškų medžiagų kūrimui. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review D.

***

Egzotiškos dalelės kilonovose. Dviejų neutroninių žvaigždžių susijungimas sukelia gama spindulių žybsnį ir kilonovos sprogimą. Tai yra vienas ekstremaliausių reiškinių Visatoje, kurio metu susidaręs junginys pasižymi išskirtinai dideliu tankiu bei aukšta temperatūra. Tokia fazė trunka apie sekundę – vėliau darinys nusistovi į „įprastesnę“ neutroninę žvaigždę arba kolapsuoja į juodąją skylę. Bet ir sekundės užtenka, kad jame galėtų susidaryti įvairiausių egzotiškų dalelių. Kai kurios jų gali būti dar nepažįstamos šiandieninei fizikai. Naujame tyrime nagrinėjama, kiek ir kokias savybes turinčių dalelių, panašių į aksionus (Axion-like particles, ALP) gali susidaryti kilonovos sprogime. Aksionai yra hipotetinės elementariosios dalelės, sutinkamos kai kuriuose modeliuose, išeinančiuose už standartinio dalelių fizikos modelio ribų; viena svarbiausių jų savybių yra sąveika su elektromagnetiniu lauku, taigi ir su fotonais. ALP vadinama platesnė hipotetinių dalelių šeima, pasižyminti analogiška sąveika su fotonais. Sąveika gali pasireikšti įvairiais būdais: pavyzdžiui, fotonai gali susijungti į ALP arba virsti jomis susidūrę su kitomis dalelėmis, o ALP gali skilti į fotonus. ALP formavimosi procesai gali vykti kilonovos sprogime, kur yra pakankamai daug energingų fotonų. Susidariusios ALP pabėga iš neutroninės žvaigždės ir vėliau skyla į fotonus, kurie galiausiai pasiekia mūsų detektorius. Šių fotonų energijos pasiskirstymas, atvykimo trajektorija ir laikas skiriasi nuo fotonų, išspinduliuotų tiesiogiai kilonovos metu, taigi tokie duomenys gali parodyti ALP egzistavimą ir jų savybes. Tyrėjai apskaičiavo šių galimų signalų savybes ir palygino jas su kilonovos sprogimo GW170817 duomenimis. Šis sprogimas buvo pirmasis, stebėtas ir elektromagnetinių, ir gravitacinių bangų detektoriais, todėl apie jį turime išskirtinai daug duomenų. Jokio signalo, atitinkančio ALP, neaptikta. Tačiau ir toks rezultatas yra svarbus – jis leidžia apskaičiuoti maksimalų įmanomą ALP sąveikos su fotonais stiprumą. Aksionų ir kitų ALP ieškoma ir kitais būdais – pavyzdžiui, dalelių fizikos eksperimentuose; naujieji rezultatai duoda papildomą apribojimą galimoms šių dalelių savybėms. ALP įdomios ne tik patys iš savęs, kaip galimas standartinio dalelių fizikos modelio plėtinys; jos yra vienos iš pagrindinių kandidačių paaiškinti tamsiąją materiją. Tad bet kokios žinios apie tokių dalelių galimus šaltinius ir savybes priartina mus ir prie išsiaiškinimo, kas laiko galaktikas ir spiečius neišsilakstančius į šalis. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

Gravitacinių bangų signalų aptikimas šiuo metu – jokia naujovė. Tačiau vis gerėjantys detektoriai leidžia nustatyti vis daugiau šių bangų savybių. Pavyzdžiui, po truputį pradedame aiškintis, ar gravitacinės bangos gali interferuoti tarpusavyje, kaip vandens ar šviesos bangos. Kaip tai padės geriau suprasti juodąsias skyles, neutronines žvaigždes ir pačios gravitacijos prigimtį, pasakoja Dr. Becky:

***

Galaktikos pakraščių debesų kilmė. Aplink Paukščių Taką, kaip ir aplink kitas galaktikas, egzistuoja daugybė dujų debesų. Sudaryti daugiausiai iš vandenilio atomų, šie debesys krenta Galaktikos disko link. Jie dažnai skirstomi į didelio ir vidutinio greičio: pirmieji juda pakankamai dideliu greičiu, kad nukreipus jį priešinga kryptimi, pabėgtų iš Galaktikos gravitacinio lauko, o antrieji – lėčiau už šią ribą. Skiriasi ir tipinės debesų padėtys: greitieji debesys matomi maždaug dešimties kiloparsekų aukštyje, vidutinio greičio – arčiau, 1-2 kiloparsekų aukštyje. Ilgą laiką nežinome atsakymo į klausimą, ar šie debesys yra skirtingos populiacijos, ar jų prigimtis vienoda. Pastaruoju metu dominavo pirmasis atsakymas: buvo manoma, kad greitieji debesys krenta į Galaktiką iš tarpgalaktinės erdvės, o vidutinio greičio yra susikondensavusi medžiaga, išmesta supernovų sprogimų Galaktikos diske. Tą, atrodė, patvirtino ir cheminės sudėties matavimai: greitųjų debesų metalingumas – už helį sunkesnių cheminių elementų gausa – atrodė 3-10 kartų mažesnis, nei Saulės, o vidutinio greičio debesų – tik 1-2 kartus mažesnis. Bet dabar, remdamiesi naujais detaliais matavimais, mokslininkai padarė priešingą išvadą: tiek greitieji, tiek vidutinio greičio debesys priklauso tai pačiai krentančių iš tarpgalaktinės erdvės debesų populiacijai. Toks rezultatas gautas ištyrus atominio vandenilio ir dulkių spinduliuotės pasiskirstymą beveik visame dangaus skliaute. Ankstesni debesų cheminės sudėties matavimai rėmėsi sugerties linijų stebėjimais, o jiems reikalingi ryškūs spinduliuotės šaltiniai – žvaigždės – už debesų. Taigi senesni metodai davė informacijos tik apie mažytę dangaus skliauto dalį, nors ir išdalintą per visą dangų. Vidutinio greičio debesyse dulkių ir vandenilio dujų gausos santykis siekia 10%-150% vertės Saulės aplinkoje. Vidutinė vertė yra apie 60%, o maždaug penktadalis debesų dulkių turi bent dvigubai mažiau, nei Saulės aplinka. Greitieji debesys dulkių turi dar mažiau – pusėje jų santykis nesiekia trečdalio Saulės aplinkos vertės – tačiau dviejų debesų grupių apimami intervalai persidengia. Pridėjus faktą, kad vidutinio greičio debesys akivaizdžiai sąveikauja su pasklidusiomis Galaktikos halo dujomis, kurios yra praturtintos įvairiais cheminiais elementais, labai tikėtina, kad nemaža dalis dulkių į vidutinio greičio debesis pateko būtent per tokias sąveikas. Taigi atrodo logiška manyti, kad tiek greitieji, tiek vidutinio greičio debesys yra ta pati populiacija – dujos, krentančios į Galaktiką iš tarpgalaktinės erdvės. Iš pradžių dujos krenta vis greitėdamos, todėl debesis matome tik dideliu atstumu, kur dujos jau susikondensavo, bet dar neįgijo labai didelio greičio. Vėliau dujos sulėtėja dėl smūgio į diską gaubiančią tankesnę medžiagą ir ten yra praturtintamos sunkesniais cheminiais elementais. Toks atradimas nereiškia, kad iš Galaktikos disko negali būti išmetamos dujos, tačiau šio proceso efektyvumas greičiausiai daug mažesnis, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Supernovos sprogimo perlai. Supernova SN1987A, kurios šviesa mus pasiekė 1987 metų vasarį, buvo arčiausia žinoma bent per šimtmetį ir vienintelė plika akimi matoma per paskutinius keturis šimtus metų. Nenuostabu, kad ji sulaukė ir daug mokslininkų dėmesio, o beveik keturis dešimtmečius plintanti supernovos liekana nagrinėjama visokiausiais kampais. Viena iš keistų liekanos savybių – gumulų žiedas, išryškėjęs 10-15 metų po sprogimo. Gumulai, dažnai vadinami „perlų karoliais“, atsirado, kai supernovos smūginė banga pasiekė dujų žiedą, prieš dešimtį tūkstančių metų išmestą iš sprogti besiruošiančios žvaigždės. Gumulų priskaičiuojama 30-40. Iki šiol nebuvo paaiškinimo, kodėl jų matoma būtent tiek, bet dabar mokslininkai mano turį atsakymą. Pasak jų, už gumulų formavimąsi atsakingas vadinamasis Crow nestabilumas. Šis reiškinys vyksta susiduriant dujų srautams, kai prasideda sūkurinis judėjimas. Sūkuriai augdami suskaldo srautą į gabalus. Toks efektas kartais nutinka už lėktuvų, kai sūkuriai nuo sparnų galiukų susiduria su kondensacijos juostomis už lėktuvo ir jas suskaldo. Pagrindinis įdomumas – priešingai nei daugelio kitų nestabilumų atveju, Crow nestabilumas prognozuoja aiškų gumulų dydį. Apskaičiavę jį SN1987A atvejui, mokslininkai nustatė, kad žiedas ten turėtų suskilti į 32 gumulus – tai gerai dera su stebimu skaičiumi. Šis tyrimas apsiribojo apytikre sistemos analize, tačiau detalesni modeliai turėtų padėti suprasti ir dujų žiedo savybes prieš susidūrimą. Tai, savo ruožtu, leis geriau suprasti, kaip prieš sprogimą vystėsi pati žvaigždė, kokia ji buvo ir kas laukia kitų didelių žvaigždžių. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

Superspiečių sąvadas. Galaktikos telkiasi į grupes ir spiečius, o šie – į dar didesnius superspiečius. Tai didžiausios struktūros Visatoje, daugmaž surištos gravitaciniu ryšiu. Nors apskritai superspiečių egzistavimas žinomas ne vieną dešimtmetį, iki šiol nebuvo sistematiškai išnagrinėtos jų savybės. Dabar pirmą kartą paskelbtas net 662 superspiečių katalogas. Superspiečių šviesa iki mūsų keliauja iki puspenkto milijardo metų, o aptikti jie pritaikius kaimynių paieškos algoritmą didžiuliam galaktikų spiečių katalogui. Masyviausi superspiečiai yra maždaug 25 kvadrilijonus kartų masyvesni už Saulę (arba 25 tūkstančius kartų – už Paukščių Taką), o vidutiniai – 5,8 kvadrilijono kartų. Jų vidutinis dydis siekia 65 megaparsekus – kone šimtą kartų daugiau, nei Paukščių Taką skiria nuo Andromedos arba apie 30 kartų daugiau, nei artimiausio mums Mergelės galaktikų spiečiaus. Įdomus rezultatas yra atrastas sąryšis tarp superspiečiaus dydžio ir tankio kontrasto – santykio tarp vidutinio superspiečiaus tankio ir vidutinio tankio už jo ribų. Mažiausi identifikuoti superspiečiai, maždaug 30 megaparsekų dydžio, už aplinką tankesni apie porą šimtų kartų, tuo tarpu didžiausi superspiečiai beveik neišsiskiria iš aplinkos, t.y. jų tankio kontrastas beveik lygus vienetui. Priklausomybė tarp šių dydžių yra beveik kvadratinė – du kartus didesnio spiečiaus tankio kontrastas yra keturis kartus mažesnis. Kartu tai reiškia, kad superspiečių masė nuo dydžio priklauso beveik tiesiškai. Taip gali nutikti dėl to, kad superspiečiai auga išilgai kosminio voratinklio – didelio masto struktūros – gijų, o ne visomis kryptimis. Tačiau tikrojo atsakymo teks palaukti – naujojo tyrimo autoriai nesiima darytų išvadų apie sąryšio prigimtį. Kaip bebūtų, šis sąvadas bus labai naudingas siekiant patikrinti įvairius struktūros augimo modelius. Tyrėjai vieną tokį patikrinimą padarė: palygino stebimų superspiečių duomenis su skaitmeninio modelio Horizon Run 4 rezultatais. Pasirodė, kad bent jau šis modelis bendrąsias superspiečių savybes atkuria gana neblogai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Tamsiosios energijos parametrų tikslinimas. Visata plečiasi ir daro tą greitėdama. Kad ir koks fizikinis reiškinys atsakingas už greitėjimą, jį vadiname tamsiąja energija. Nors paties reiškinio prigimties nežinome, galime jo poveikį aprašyti matematiniais modeliais, kurie turi keletą laisvų parametrų. Vienas jų yra tamsiosios energijos santykinis tankis – kiek yra to dalyko (medžiagos, energijos ar dar kažko), kas stumia Visatą į šalis. Paprasčiausi tamsiosios energijos modeliai vien šiuo parametru ir apsiriboja. Kiti įveda jų daugiau – pavyzdžiui, apie jos kitimą laikui bėgant. Kiekvienas parametras šiek tiek pakeičia prognozes, kaip Visatos plėtimosi sparta priklauso nuo laiko. Nustatyti šios spartos vertę galima stebint daugybę galaktikų ir matuojant atstumus iki jų bei judėjimo greičius. Būtent toks yra Dark Energy Survey projekto tikslas, o naujame darbe pristatomi jo rezultatai, kurių analizei pirmą kartą pasitelkti mašininio mokymosi algoritmai. Trijų metų stebėjimų duomenyse surinkta informacija apie kone 75 milijonus galaktikų, jų judėjimą ir tai, kaip jų gravitacija iškreipia aplinkinę erdvę. Prie realių stebėjimų duomenų jie pridėjo kone 800 skaitmeninių modelių rezultatus – galaktikų pasiskirstymo Visatoje ir erdvės iškreipimo informaciją. Kiekvienas modelis suskaičiuotas su šiek tiek skirtingais kosmologiniais parametrais, taigi ir rezultatai šiek tiek skyrėsi. Dirbtinius rezultatus lyginant su realiais, galima įvertinti, kokie kosmologiniai parametrai labiausiai tikėtini mūsų Visatoje. Būtent palyginimui ir pasitelkti neuroniniai tinklai, nes situacijose, kai lyginami daugybę parametrų turintys modeliai remiantis daugybe stebėjimų duomenų, jie yra efektyvesni už kitus metodus ir netgi žmogaus akį. Gautieji rezultatai neblogai dera su tais, kuriuos žinojome anksčiau, tačiau jų paklaidos yra bent keletą kartų mažesnės. Norint pasiekti tokius patikimus rezultatus be mašininio mokymo algoritmų pagalbos, reikėtų atlikti bent keturis kartus didesnės galaktikų imties stebėjimus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.