Daug procesų kosmose yra neprognozuojami. Na, gal per stipriai pasakyta: juos galima prognozuoti statistiškai, t.y. nustatyti ir nurodyti, kokias vertes turėtų įgyti per daug atsikartojimų, tačiau neįmanoma pasakyti, kokia vertė bus sekanti. Tokie procesai vadinami stochastiniais, o praeitos savaitės naujienose apie juos yra įvairių žinių. Žemės drebėjimai yra gana stochastiški, o dabar pasiūlytas naujoviškas metodas, kaip daug detaliau būtų galima sekti drebėjimus Mėnulyje. Stochastiškas ir vulkanizmas, kuris gali vykti ir Veneroje: dabar nagrinėjama, ar jo pėdsakai ilgai išliktų atmosferoje. Galimai stochastiškai veržiasi ir geizeriai Europoje; prieš dešimtmetį Hubble teleskopu jie aptikti, o dabar ALMA masyvu to pakartoti nepavyko. Galiausiai dabar įrodyta, kad pasikartojantys greitieji radijo žybsniai kyla dėl visiškai stochastiško proceso, statistinėmis savybėmis primenančio Brauno judėjimą. Kitose naujienose – idėjos apie asteroidų tyrimų zondų autonomiškumą, magnetinio lauko poveikis žvaigždės disko šviesiui ir pirmas Saulės tipų žvaigždžių astrosferų aptikimas. Gero skaitymo!

***

Prieš savaitę įvykusio Saulės užtemimo nuotraukų internetuose rasite milijonus. Nekeista – tai buvo vienas gausiausiai stebėtų užtemimų istorijoje, o gal net ir pats gausiausias. Mat visiško užtemimo zona nusidriekė per gausiai gyvenamas Meksikos, pietinės bei rytinės JAV ir rytų Kanados teritorijas. Tarp šių nuotraukų galima rasti ir ypatingų, kuriose pastebėsime visokiausių, kartais netikėtų, detalių. Štai čia matome vadinamuosius Baily karoliukus (angl. Baily’s beads) – Saulės šviesos lopinėlius, kurie pačioje visiško užtemimo pradžioje ir pabaigoje prasišviečia pro įdubas ties Mėnulio disko kraštu. Rožine spalva švyti protuberantai, besiveržiantys iš Saulės paviršiaus. 19 nuotraukų montažas, darytas Durango mieste Meksikoje, apima visą užtemimo pilnumo fazę; ten ji truko 3 minutes 46 sekundes.

Mokslininkai užtemimo metu irgi nesėdėjo sudėję rankas: vykdyti net keli stebėjimų projektai. Geriausiai žinomi, aišku, Saulės vainiko tyrimai, tačiau taip pat buvo nagrinėjamas ir Saulės poveikis viršutinei Žemės atmosferos daliai – jonosferai. Saulės šviesa suteikia daug energijos ten lakstančioms elektringoms dalelėms, o užtemimas jas turėtų trumpam gana staigiai atvėsinti. Toks stiprus pokytis padės geriau suprasti, kaip jonosferoje sklinda elektros srovė ir geriau prognozuoti Saulės audrų poveikį radijo ryšiui. Pačioje jonosferoje stebėjimus atliko NASA raketos, tačiau prie jų prisijungė ir radijo entuziastai, kurie poveikį stebėjo savo mėgėjiškais radijo aparatais. Kiti tyrimai susiję su gyvūnų ir paukščių elgesiu – ypač tai svarbu migracijos laikotarpiu – bei netgi žmonių reakcijomis į reiškinį. Iš viso priskaičiuojama daugiau nei 40 piliečių mokslo projektų.

O prie gražių ir neįprastų vaizdų galima pridėti ir Mėnulio šešėlio judėjimo vaizdo įrašus, darytus iš kosmoso, kaip šį, sumontuotą iš GOES palydovo nuotraukų.

Jei šio užtemimo pamatyti nepavyko, nenusiminkite – jie nutinka ne taip ir retai. O po poros metų, 2026-ųjų rugpjūtį, užtemimas įvyks vakarų Europoje, bus matomas Islandijoje ir Ispanijoje.

***

Optinis kabelis Mėnulio seismografijai. Apollo misijų metu į Mėnulį nugabenti keli seismometrai. Aštuonerius metus jie matavo virpesius Menulio paviršiuje ir aptiko net penkių balų stiprumo drebėjimų. Turint omeny, kad Mėnulis nėra tektoniškai aktyvus, toks stiprumas tikrai aukštas. Mėnulio drebėjimai kyla dėl Žemės gravitacijos, dėl kaitimo ir vėsimo kintant paros ciklui ir dėl ilgalaikio vėsimo bei traukimosi. Artemis misijų astronautams ir vėlesniems Mėnulio tyrėjams bei gyventojams bus labai svarbu kuo geriau suprasti drebėjimų pobūdį, kad galėtų nuo jų apsisaugoti. Taigi Artemis programos metu į Mėnulį bus gabenama daugiau seismometrų. Bet naujame tyrime teigiama, kad geriau būtų ten siųsti ne sudėtingus prietaisus, o daug paprastesnę sistemą – 100 km ilgio optinio kabelį. Metodas, kuriuo remiasi pasiūlymas, vadinamas Išsklaidytu akustiniu stebėjimu (Distributed acoustic sensing, DAS). Jo esmė – šviesos signalas, siunčiamas optiniu kabeliu, sklinda skirtingai priklausomai nuo kabelio įtempimo. Be to, dalis signalo atsispindi nuo mažyčių netolygumų stiklo skaidulose. Įkasus kabelį negiliai po Mėnulio paviršiumi ir matuojant specifinius juo siunčiamus signalus, galima būtų labai tiksliai matuoti kabelio judėjimą ir vibracijas bei lokalizuoti juos vos su keleto metrų paklaida. Taip vienas 100 kilometrų kabelis atliktų 10 tūkstančių seismometrų darbą. Detalūs duomenys leistų įveikti pagrindinę kliūtį Mėnulio drebėjimų analizei – virpesių sklaidą. Minkštas paviršinis Mėnulio sluoksnis, vadinamas regolitu, iškreipia bangų judėjimo trajektoriją, todėl turint tik keletą seismometrų labai sudėtinga pasakyti, iš kur tiksliai banga ateina. Turint 10 tūkstančių – ar jų ekvivalentą optinio kabelio pavidalu – sklaidos sukeliamus trikdžius būtų galima įvertinti ir kompensuoti. Tyrėjų teigimu, šiandieninės optinių kabelių, signalo generatorių ir detektorių technologijos pakankamos, kad aptiktų 90% drebėjimų, kuriuos užfiksavo Apollo seismometrai, o su nedideliais patobulinimais skaičius išaugtų iki 100%. Tyrimo rezultatai publikuojami Earth and Planetary Science Letters. 

***

Anglis ir deguonis bėga iš Veneros. Venera turi labai tankią atmosferą, sudarytą daugiausiai iš anglies dvideginio. Veikiama Saulės vėjo, ji po truputį garuoja į tarpplanetinę erdvę. Įvairūs zondai, tokie kaip Europos kosmoso agentūros Venus Express, ne sykį matavo pro juos lekiančias daleles ir taip sudarė vaizdą, kokios medžiagos ir kuria kryptimi palieka Venerą. Visgi ne visos kryptys sulaukė vienodo kiekio stebėjimų; pavyzdžiui, praktiškai nėra duomenų apie daleles, pabėgančias per magnetosferos apvalkalą. Dabar šią spragą užpildė Merkurijaus tyrimų palydovo BepiColombo duomenys. Tai bendras Europos ir Japonijos zondas, šiuo metu ilga ir sudėtinga trajektorija artėjanti Merkurijaus link. Skrydžio metu jis keletą kartų pralėkė pro Venerą, kad pasinaudodamas planetos gravitacija pakoreguotų savo orbitą. Antrojo praskridimo metu 2021-ųjų rugpjūtį zondas pralėkė pro magnetosferos pakraštį. Nors Venera neturi nuolatinio savojo magnetinio lauko, Saulės vėjas, sąveikaudamas su atmosfera, sukuria nežymią indukuotą magnetosferą. Magnetinis laukas iškreipia jonų – elektros krūvį turinčių dalelių – trajektorijas, taigi magnetosferoje ir už jos ribų sklindančių jonų srautas gali skirtis. BepiColombo išmatavo pro šalį lekiančių jonų savybes magnetosferos pakraščio regione maždaug šešių Veneros spindulių atstumu nuo planetos; šis regionas nepatenka į nei vieno kito Veneros tyrimų zondo orbitą. Gauti rezultatai rodo, kad pabėgantys jonai yra gana „šalti“, t.y. juda nedideliais, vos dešimčių metrų per sekundę, greičiais; jų srautas siekia kelis šimtus milijonų dalelių į kvadratinį metrą per sekundę – šis skaičius gerai dera su ankstesniais stebėjimais arčiau (kur srautas kelis kartus stipresnis) ir toliau nuo Veneros (kur srautas apie dešimt kartų silpnesnis). Cheminė pabėgančios medžiagos sudėtis – pagrinde deguonies ir anglies jonai. Iš pirmo žvilgsnio tai atrodo savaime suprantama: jei atmosferą daugiausiai sudaro anglies dvideginis, jo sudedamosios dalys turėtų dominuoti ir tarp pabėgančių jonų. Tačiau santykis tarp dviejų tipų jonų gausos pasirodė netikėtas: anglies jonų yra tikrai mažiau nei pusė tiek, kiek deguonies, o greičiausiai – bent tris kartus mažiau. Jei pabėgantys jonai būtų vien anglies dvideginio skilimo padarinys, anglies jonų tikėtumėmės daugiau nei pusės tiek, kiek deguonies, nes lengvesnei angliai ir pabėgti lengviau. Nors rezultatus, turint vos vieną trumpą lokalizuotą matavimą, interpretuoti sudėtinga, jie padės susidaryti pilnesnį vaizdą apie tai, kaip medžiaga pabėga iš Veneros atmosferos. Tai svarbu siekiant suprasti planetos evoliuciją per visą jos gyvenimą, įskaitant vandens pabėgimą iš kadaise gana drėgnos planetos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Vulkanizmo požymiai Veneros atmosferoje. Veneros paviršiuje priskaičiuojama bent 85 tūkstančiai ugnikalnių. Tiesa, nežinia, ar nors vienas šiuo metu aktyvus. Keletą kartų buvo skelbta apie aktyvumo įrodymus, bet jie visi yra nevienareikšmiai. Naujame apžvalginiame straipsnyje pristatomos dabartinės žinios ir ateities perspektyvos apie vulkanizmo požymių paiešką Veneros atmosferoje. Požymių galima ieškoti dviem būdais: tiriant visą atmosferos sudėtį ir ilgalaikius jos pokyčius arba ieškant trumpalaikių lokalių anomalijų. Pirmasis būdas remiasi klausimu, ar Veneros atmosfera apskritai galėtų egzistuoti tokia, kokia yra šiandien, jei Veneroje nevyktų nuolatiniai ugnikalnių išsiveržimai. Prieš kelis dešimtmečius būtent taip buvo siekiama įrodyti vulkanizmo egzistavimą: sieros dioksido gausos pokyčiai, vykstantys laikotarpiais nuo valandų iki dešimtmečių, atrodė kaip aiškus išsiveržimų pėdsakas. Juo labiau, kad sieros dvideginis yra aiškiausias ugnikalnių išmetamų dujų požymis Žemėje. Tačiau vėliau atrasta įvairių būdų, kaip šios dujos galėtų formuotis ir nykti planetos atmosferoje be išorinio šaltinio, taigi įrodymo tvirtumo nebeliko. Trumpalaikės lokalios anomalijos – įvairios dujos, dulkės ar pelenai, ugnikalnių išmetami į atmosferą, tačiau ilgai ten neišliekantys. Iš jų ypač naudingi atrodo vandens garai, kuriuos teoriškai nesudėtinga išmatuoti skirtinguose aukščiuose virš Veneros paviršiaus, taigi būtų galima sudaryti trimatį jų pasiskirstymo ir kitimo vaizdą. Nustačius jame staigių lokalių pokyčių – tiek padidėjimo, tiek sumažėjimo – būtų galima daryti išvadą apie tame regione įvykusį išsiveržimą ir netgi nustatyti galimą ugnikalnio magmos sudėtį. Kol kas tokių stebėjimų neturime, tačiau juos atliks net trys planuojamos misijos Veneros link: NASA rengiamos DAVINCI+ ir VERITAS išskristi turėtų dešimtmečio pabaigoje, o ESA EnVision – 2032-aisiais. Apžvalga publikuojama Space Science Reviews. 

***

Autonominiai zondai asteroidų tyrimams. Laikui bėgant, kosminių misijų vis daugėja. Pastaruoju metu tarp jų vis svarbesnės tampa misijos asteroidų ir panašių mažųjų kūnų link. Pastaraisiais metais turėjome Rosetta misiją į kometą, Hayabusa2 ir Osiris-Rex pargabeno mėginių iš asteroidų. Šiuo metu kiekvienos misijos valdyme labai svarbus ryšys su Žeme: praktiškai bet kokį manevrą suplanuoja, įvertina ir nurodymus zondui nusiunčia inžinieriai iš kosmoso agentūrų Žemėje. Tačiau jei misijų skaičius išaugtų nuo keleto iki dešimčių ar net šimtų, tokiai komunikacijai paprasčiausiai neužtektų ryšio pajėgumų. Be to, net ir turint užtikrintą ryšį, dabartinė misijų valdymo schema lemia, kad bet kokie manevrai daromi labai lėtai. Pavyzdžiui, Osiris-Rex, prieš įeidamas į stabilią orbitą aplink asteroidą Bennu, keletą kartų praskrido maždaug septynių kilometrų nuotolyje, kol buvo sudarytas pakankamai detalus gravitacinio lauko modelis; tai užtruko apie tris savaites. Naujame darbe mokslininkai teigia, kad šitoks atsargumas yra perteklinis, o jį pakeitus autonominiu sprendimų priėmimu, misijos gerokai pagreitėtų. Įvairios autonominės sistemos vis labiau plinta Žemėje. Tarp jų yra ir judančių objektų valdymo sistemos – autonominiai automobiliai, taip pat įvairios automatizuotos pramoninės mašinos. Remdamiesi jų vystymo patirtimi, tyrimo autoriai siūlo naujovišką autonominių zondų misijų architektūrą. Autonominiam valdymui reikėtų vos keturių papildomų komponentų: lidaro (šviesinio radaro analogo), dviejų optinių kamerų stereoskopiniam vaizdui sudaryti bei inercinio matuoklio, kuris leistų zondui sekti savo padėtį, orientaciją, judėjimo kryptį, pagreitį ir magnetinio lauko stiprumą. Visi komponentai yra nesudėtingi ir plačiai naudojami. Tyrėjai sumodeliavo, kaip tokia sistema galėtų naviguoti aplink asteroidą Bennu ir aplink pailgą gana didelį asteroidą Erotą. Pirmuoju atveju pasiekti 800 metrų aukščio orbitą pakaktų vos poros dienų stebėjimų ir analizės – toli gražu ne trijų savaičių, kaip reikėjo Osiris-Rex. Be to, būtų sutaupyta daug kuro, o tai labai svarbu kosminėms misijoms, nes kuro sąnaudos dažnai yra veksnys, ribojantis galimo naudingo krovinio (mokslinių prietaisų) kiekį. Eroto atveju kuro reikėtų daugiau, tačiau misijos trukmė irgi būtų mažesnė, nei valdant ją iš Žemės. Nei vienu atveju misijos žlugimo – susidūrimo su asteroidu ar negrįžtamo išsiskyrimo – tikimybė nėra aukštesnė, nei sprendimus priimant Žemėje. Taigi galima daryti išvadą, jog šiandieninės technologijos yra pakankamos autonominių zondų naudojimui asteroidų tyrimuose. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Europos geizeriai – silpni. Jupiterio palydovas Europa turi popaviršinį vandenyną. Nuo kosmoso ir mūsų akių jį skiria keliolikos, o gal ir keliasdešimties, kilometrų storio ledo sluoksnis, taigi bent kol kas apie vandenyno savybes galime spręsti tik iš netiesioginių įrodymų. Vienas jų – čiurkšlės, kurios kartais veržiasi pro įtrūkimus Europos ledynuose. 2013 metais jos aptiktos atlikus stebėjimus Hubble teleskopu, tačiau tam reikėjo išnaudoti praktiškai visas teleskopo galimybes. Gali būti, kad čiurkšles aptiko dar Galileo zondas 1997 metais, bet rezultatai nėra vienareikšmiai. Šiuo metu Jupiterio sistemoje nėra nei vieno zondo, kuris galėtų fiksuoti Europos tėkmes, tad bet kokia analizė turi remtis stebėjimais iš Žemės. Būtent tą dabar mokslininkai padarė pasitelkę ALMA submilimetrinių bangų teleskopų masyvą. Jie ieškojo vandenilio cianido, formaldehido, sieros dvideginio ir metanolio pėdsakų. Šių molekulių turėtų būti gausu Europos vandenyno sąlygomis; jų aptikta ir Saturno palydovo Encelado čiurkšlėse. Stebėjimai atlikti keturis kartus 2021 metų gegužės-birželio mėnesiais, apimant praktiškai visą Europos orbitą aplink Jupiterį. Nei vienų stebėjimų metu nei vienos iš molekulių neaptikta; apskritai neaptikta jokių čiurkšlės požymių. Tai gali reikšti, kad čiurkšlės yra labai nepastovios ir Hubble prieš dešimtmetį pamatė tik trumpalaikį reiškinį. Galimas ir kitoks paaiškinimas – gal čiurkšlė buvo ilgalaikė, bet ALMA stebėjimų metu trumpam buvo sustojusi, arba pranyko pasikeitus ledo plutos konfigūracijai. Įdomesnis būtų trečias paaiškinimas – čiurkšlė egzistuoja, tačiau yra per silpna, kad ALMA ją užfiksuotų. Remiantis Hubble stebėjimais, čiurkšlės stiprumas turėtų siekti apie kelias tonas medžiagos, išmetamos per sekundę, arba 10, pakelta 29 laipsniu, molekulių per sekundę. Sumodeliavę tokios čiurkšlės plitimą Europos paviršiaus sąlygomis, tyrėjai įvertino galimą jos cheminę sudėtį. Remiantis tuo, kad ALMA neaptiko nei vienos molekulės, galima apskaičiuoti maksimalią šių molekulių gausą. Taip nustatyta, kad metanolis negali sudaryti daugiau nei 0,86% čiurkšlės medžiagos, sieros dvideginis – ne daugiau 0,09%, formaldehidas – 0,016%, o vandenilio cianidas – ne daugiau 0,004%. Kai kurios iš šių viršutinių ribų, pavyzdžiui metanolio, yra aukštesnės nei atitinkami gausos vertinimai Encelado čiurkšlėse (ten metanolio yra 0,02%). Tačiau kitos – žemesnės: formaldehido Encelade yra daugiau nei 0,15%. Taigi jei Europoje čiurkšlė šiuo metu egzistuoja, jos cheminė sudėtis greičiausiai skiriasi nuo Encelado. Tai labai įdomu, nes rodo, jog šių palydovų vandenynuose vyksta skirtingi cheminiai procesai ar bent jau skiriasi jų tarpusavio balansas. Tolesni, detalesni tyrimai, kuriems nepamainomas bus NASA zondas Europa Clipper, leis geriau suprasti, kas vyksta giliai po ledu ir toliau aiškintis, ar bent vienas iš šių palydovų tinkamas gyvybei, kaip mes ją suprantame, egzistuoti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Asteroidų likimas po Saulės mirties. Po penkių milijardų metų Saulė išsiplės į raudonąją milžinę, o dar po poros taps baltąja nykštuke. Ji sudegins ir praris Merkurijų, Venerą, o galbūt ir Žemę su Mėnuliu. Virsdama baltąja nykštuke ji neteks kone trečdalio masės, taigi labai pasikeis ir likusių planetų orbitos. Jau senokai teoriniai modeliai prognozuoja, kad likę uoliniai kūnai – asteroidai, Marsas, didžiųjų planetų palydovai – gali imti skrieti nestabiliai, priartėti prie nykštukės ir subyrėti į gabaliukus. Gabaliukai vėliau gali įkristi į nykštukę. Kai kurių baltųjų nykštukių spektre aptikti tokių prarijimų pėdsakai: sunkių, uolienas sudarančių cheminių elementų signalai, rodantys, kad ne per seniausiai nykštukę praturtino planetos ar asteroido likučiai. Dabar mokslininkai aptiko ir įvairių suardymų pėdsakų ir parodė, kad orbitinė situacija nykštukių aplinkoje tikrai chaotiška. Apskritai suardymų pėdsakai – smulkių nuolaužų tranzitai baltosios nykštukės disku – aptikti jau seniau. Naujojo tyrimo autoriai pasirinko tris žvaigždes, prie kurių aptikta tokių pėdsakų, išnagrinėjo 17 metų apimančius archyvinius jų stebėjimus bei atliko naujus. Naujieji stebėjimai vykdyti aukšta laiko skyra, t.y. nuotraukos darytos kas keletą sekundžių, todėl galima aptikti panašios trukmės šviesio pokyčius. Archyviniai duomenys parodė reikšmingus kiekvienos žvaigždės šviesio pokyčius, tačiau kiekvienas atvejis buvo skirtingas. Viena žvaigždė pastaruosius keletą metų praktiškai nekinta, tačiau apie 2010-uosius prie jos įvyko katastrofiškas susidūrimas, dėl kurio per keletą metų šviesis sumažėjo maždaug dvigubai, o vėliau kiek atsistatė, bet nepilnai. Kita žvaigždė nevienodai pritemsta maždaug kas keletą mėnesių, o pritemimo metu jos šviesis nuolatos nežymiai svyruoja. Trečia žvaigždė panašiais svyravimais pasižymėjo 2015 metais, bet dabar kintamumo nebeliko. Tokios šviesio variacijos rodo, kad kiekvienos nykštukės prieigose kartkartėmis įvyksta asteroidų ar panašaus dydžio objektų susidūrimai, po kurių pažyra milijonai nuolaužų. Jų debesys kurį laiką temdo nykštukės šviesį. Viskas vyksta labai arti žvaigždės – tą atskleidžia greitas, kartais vos minučių trukmės, atsikartojimų periodas. Turint omeny, kad tranzitai matomi tik daugmaž asteroidų orbitos plokštumoje, tikėtina, kad panašūs procesai vyksta daugumos baltųjų nykštukių aplinkoje, o aptikti juos turėtų pavykti maždaug prie vienos iš šimto šių žvaigždžių. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS. 

***

Magnetizmas suvienodina žvaigždės disko šviesį. Kiekvienos žvaigždės diskas šviečia ne visiškai tolygiai. Pakraščiai visada yra blausesni už centrą, nes pakraščiuose matome aukščiau esančią ir šaltesnę, todėl blausesnę, fotosferą, nei žiūrėdami į centrą. Jei priešais žvaigždę praskrieja jos planeta – įvyksta tranzitas, – žvaigždės šviesa pritemsta, tačiau pritemimas iš pradžių yra menkesnis, o ties viduriu – didesnis, nes uždengiama ryškesnė disko dalis. Tačiau iki šiol žvaigždžių struktūros modelių prognozės neatitiko tranzitų stebėjimų duomenų. Neatitikimai buvo nežymūs – siekė iki kelių procentų maksimalaus pritemimo arba iki vienos dešimttūkstantosios žvaigždės šviesio dalies, – bet gerėjant duomenims jie tapo svarbiu paklaidų šaltiniu. Ypač dabar, turint James Webb stebėjimų duomenis, šie neatitikimai pasidarė svarbiausias paklaidų šaltinis, vertinant skirtingų elementų gausą planetų atmosferose. Dabar mokslininkai problemą išsprendė į modelius įtraukę žvaigždės magnetinio lauko poveikį. Magnetinis laukas gali įkaitinti viršutinius fotosferos sluoksnius ir taip „paryškinti“ žvaigždės disko pakraščius. Saulės paviršiuje magnetinio lauko stiprumas yra maždaug vienas gausas – dvigubai daugiau, nei tipiškai Žemės paviršiuje, tačiau ne tiek daug, kad reikšmingai pakeistų šviesos pasiskirstymą diske. Todėl ir kitų žvaigždžių modeliuose į magnetinį lauką nebuvo atsižvelgiama. Bet sumodeliavę stipresnio magnetinio lauko įtaką, tyrėjai nustatė, kad maždaug 100-200 gausų stiprio magnetinis laukas puikiai paaiškina iš tranzitų stebėjimų apskaičiuotus žvaigždžių diskų šviesio profilius. Modeliai gerai atkūrė ir spektro variacijas skirtingose žvaigždės disko vietose. Pastarasis rezultatas labai svarbus siekiant nustatyti egzoplanetos atmosferos sudėtį, nes tam reikia išmatuoti jos spektrą. Naujieji rezultatai pasitarnaus ne tik egzoplanetų, bet ir žvaigždžių tyrimams, nes dabar, turėdami detalius tranzito stebėjimų duomenis, galėsime įvertinti ir planetos savybes, ir žvaigždės magnetinio lauko stiprumą. Šis glaudžiai siejasi su žvaigždės šviesio kitimu, žybsniais ir kitokiais aktyvumo pasireiškimais. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Augančių žvaigždžių magnetinis čiaudulys. Žvaigždės gimsta molekulinių dujų debesyse, kurie traukiasi ir byra į vis smulkesnius gabaliukus, kol galiausiai pastarieji sutankėja tiek, jog juose įsižiebia termobranduolinės reakcijos. Debesys turi magnetinį lauką; jis išlieka ir augančiuose fragmentuose – prožvaigždėse. Jei laikysime, kad magnetinis srautas vystantis fragmentams nekinta, magnetinis laukas turėtų sustiprėti; gaunamos vertės gerokai viršija randamas bet kokioje prožvaigždėje. Taigi prožvaigždėse veikia kažkoks procesas, kuris leidžia magnetiniam srautui sumažėti. Ilgą laiką buvo manoma, kad procesas turėtų vykti tolygiai per visą fragmentacijos ir prožvaigždės augimo laikotarpį. Bet dabar netikėtai aptikti įrodymai, jog magnetinį srautą – ir lauką – prožvaigždė gali pašalinti trumpais staigiais išsiveržimais. Atradimas padarytas ALMA submilimetrinių bangų teleskopu stebint įvairius mažus prožvaigždžių diskus. Taip norėta geriau suprasti jų savybes ir priežastis, kodėl šie diskai yra gana skirtingo dydžio. Vieno disko Tauro molekuliniame debesyje pakraštyje aptiktas pailgas sutankėjimas, tarsi spyglys. Diskas supa penktadalio Saulės masės prožvaigždę, paties disko masė tėra viena 10000-oji Saulės masės dalis – šios vertės gerokai per mažos, kad vertėtų tikėtis diske sulaukti gravitacinio nestabilumo pasireiškimo, kuris galėtų paaiškinti sutankėjimo egzistavimą. Be to, pailga forma irgi nebūdinga gravitacinio nestabilumo užaugintiems gumulams. Labiausiai tikėtinas paaiškinimas – magnetinio lauko sukeltas nestabilumas, dėl kurio dalis disko medžiagos buvo stipriai įmagnetinta ir išmesta į šalį. Maždaug 2000 astronominių vienetų atstumu nuo disko – 200 kartų toliau, nei dabartinis disko skersmuo – aptikta dar keletas spyglių, kurie galimai žymi ankstesnius išsiveržimus. Tyrėjai tokius išsiveržimus palygino su čiauduliu: magnetinis laukas, kertantis diską, kartais pasiekia disko kraštą ir staiga jo sukeliama jėga gali įveikti gravitacinę trauką; tada disko pakraščio dujos staigiai išmetamos į šalį, panašiai kaip čiaudint iš nosies staigiai išpučiamos dulkės ar skysčiai. Pasikartojantys čiauduliai palaiko prožvaigždės diską mažą, nes pakraščių medžiaga reguliariai numetama į šalis. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Aptiktos trys astrosferos. Saulės vėjas aplink mūsų žvaigždę išpučia netaisyklingą burbulą, vadinamą heliosfera. Kitos žvaigždės irgi pučia vėjus ir sukuria savo burbulus – astrosferas. Masyvios, taip pat gyvenimą baigiančios, žvaigždės dažnai pasižymi galingais vėjais, todėl ir jų išpučiami burbulai yra didžiuliai, matuojami parsekais. Saulės heliosferos spindulys palyginus mažytis, vos 90 astronominių vienetų, arba mažiau nei tūkstantoji parseko dalis. Kitų į Saulę panašių žvaigždžių astrosferos neturėtų būti daug didesnės, tad ir aptikti jas labai sudėtinga. Dabar pirmą kartą tą pavyko padaryti: rentgeno spindulių ruože užfiksuoti trijų Saulės tipo žvaigždžių astrosferų signalai. Rentgeno spinduliuotė kyla, kai žvaigždės vėją sudarantys sunkūs jonai (pavyzdžiui, deguonies) susiduria su neutraliais tarpžvaigždinės medžiagos atomais ir perima jų elektronus. Tiesa, šiek tiek rentgeno spindulių skleidžia ir pačios žvaigždės, taigi svarbu atskirti šiuos šaltinius. Tyrimo autoriai sukūrė algoritmą, kuris leido atskirti spinduliuotę, atsirandančią astrosferoje, bet ne žvaigždėje, ir pritaikė jį trijų palyginus artimų žvaigždžių stebėjimų duomenims. Prie visų trijų – Gyvatnešio 70, Eridano Epsilon ir Gulbės 61 – aptiktos astrosferos, o spinduliuotės intensyvumas leido įvertinti žvaigždžių vėjų stiprumą. Jis pasirodė atitinkamai maždaug 66, 16 ir 10 kartų stipresnis, nei Saulės. Saulė per metus nusipučia tik kelias šimtatrilijonąsias savo masės dalis, taigi nei vienai iš žvaigždžių išgaravimas negresia. Bet žinios apie jų vėjo stiprumą labai naudingos siekiant suprasti jų planetų raidą. Stiprus žvaigždės vėjas gali nupūsti planetos atmosferą, sukelti dažnas pašvaistes ir magnetines audras, o visi šie reiškiniai turi stiprų – dažniausiai neigiamą – poveikį bet kokiems tų planetų gyventojams. Tad ateityje, ieškodami planetų, kurios galimai tiktų gyvybei, mokslininkai greičiausiai galės pasitelkti ir rentgeno stebėjimais paremtus astrosferų bei žvaigždžių vėjų matavimus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Radijo žybsnių stochastika ir chaosas. Greitieji radijo žybsniai, atrasti dar 2007 metais, vis dar išlieka mįslingi. Neabejojama, kad jie sklinda iš magnetarų, ypatingai stipriai įmagnetintų neutroninių žvaigždžių, bet koks tiksliai procesas juos sukelia – nežinia. Kai kurie modeliai teigia, kad tai yra magnetarų paviršiaus virpesių, tarsi Žemės drebėjimų analogų, aidas kosmose, kiti žybsnius sieja su menka, tačiau energinga, magnetaro atmosfera. Analizę apsunkina ir žybsnių savybių įvairovė: dauguma jų yra vienkartiniai, o kai kurie – kartojasi. Naujame darbe būtent pasikartojantys žybsniai nagrinėjami statistiškai ir parodoma, kad juos generuoja labai atsitiktinis, tačiau beveik nechaotiškas procesas. Atsitiktinumas, arba stochastika, apibrėžiama kaip ryšio tarp gretimų žybsnių savybių – šiuo atveju energijos – nebuvimas. Kiekybiškai jį išmatuoti pasirinktas vadinamasis Pincus indeksas, nurodantis, kiek mažesnė yra kokios nors įvykių sekos entropija (netvarkingumas), lyginant su atsitiktinai sumaišytos tos pačios sekos entropija. Nulinis Pincus indeksas žymi visiškai deterministinį procesą, pavyzdžiui aritmetinę progresiją, kur kiekvienas narys priklauso tik nuo ankstesniųjų; vienetinė indekso vertė žymi visiškai atsitiktinį procesą, kur jokio ryšio tarp gretimų įvykių nėra. Vienas natūralus reiškinys, pasižymintis beveik vienetiniu Pincus indeksu, yra Brauno judėjimas – dulkelių ar panašių mažyčių objektų judėjimas vandens paviršiuje dėl susidūrimų su molekulėmis. Dviejų pasikartojančių radijo žybsnių enegijų sekos turi Pincus indeksus, didesnius nei 0,8, taigi yra beveik atsitiktinės. Šios vertės didesnės nei Saulės žybsnių (0,8), Žemės drebėjimų (0,7) ar pulsarų žybsnių (0,4). Kita vertus, radijo žybsniai nėra chaotiški. Chaosu vadiname nedidelių pokyčių pradinėse sąlygose sukeliamus sparčiai augančius rezultatų pokyčius. Pritaikius šią sąvoką įvykių sekai, chaosas galėtų pasireikšti kaip skirtumų tarp gretimų žybsnių išskiriamos energijos augimas laikui bėgant. Nei greitieji radijo žybsniai, nei Brauno judėjimas, nei pulsarai chaotiškumu nepasižymi, tuo tarpu Saulės žybsniai ir Žemės drebėjimai yra daug labiau chaotiški. Pastarųjų reiškinių chaotiškumas turi fizikinį paaiškinimą: besikaupianti energija – magnetinio lauko ar tektoninių plokščių deformacijos – išlaisvinama nedideliais išsiveržimais, tačiau to nepakanka, todėl kartkartėmis išsiveržimai būna daug didesni, bet tai priklauso nuo ankstesnių mažesnių įvykių savybių. Taigi greitieji radijo žybsniai nepanašūs į nei vieną astronominį ar geologinį procesą, todėl negalime jų laikyti nei Žemės drebėjimų, nei pulsarų žybsnių analogais. Ar panašumas su Brauno judėjimu padės pagerinti fizikinius žybsnių modelius, kol kas pasakyti sunku, tačiau naujieji rezultatai duos galimybę modelių prognozes patikrinti. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Bulletin.

***

Kaip sparčiai plečiasi Visata? Pastaraisiais metais išryškėjo skirtumas tarp atsakymų, gaunamų dviem metodais (ar metodų grupėmis): vieni, paremti kosminės foninės spinduliuotės netolygumų matavimais, davė mažesnį rezultatą, nei paremti aplinkinių galaktikų judėjimo matavimais. Bet dabar, panašu, problema išspręsta: antrasis metodas pasirodė prastai sukalibruotas, o pataisius kalibraciją jo rezultatai tapo labai artimi pirmojo metodo duodamiems. Skirtumas tarp jų liko statistiškai nereikšmingas. Apie tai pasakoja Dr. Becky:

***

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

Laiqualasse