Fonas, kone pagal apibrėžimą, yra nelabai reikšmingas dalykas – mažiau svarbus ar įdomus už pirmąjį planą. Bet kosmose fonas kaip tik gali suteikti įvairiausių žinių apie Visatą. Štai Saulės sistemoje „fonu“ galima pavadinti Saulės vėją, o dabar patvirtinta, kad jį tolstant nuo Saulės greitina magnetinės bangos. Toliau, už sistemos ribų, erdvė tampa beveik visiškai tamsi, bet ne absoliučiai – regimųjų spindulių foną, panašu, sudaro blausių galaktikų spinduliuotė, bet galimai yra ir kitų šaltinių. Planetos tranzito metu „fonas“ yra žvaigždės spinduliuotė, kuri, kaip žinome, būna ne tik regimoji ir infraraudonoji, bet turi ir šiek tiek rentgeno fotonų; dabar pasiūlytas metodas, kaip verta tyrinėti egzoplanetas šiame spektro ruože. Kitose naujienose – kosminių skrydžių poveikis žarnyno bakterijoms, galima Betelgeizės kompanionė ir (dalinis) ankstyvų galaktikų problemos sprendimas. Gero skaitymo!
***

Kosmoso poveikis žarnyno mikroflorai. Gerai žinoma, kad buvimas kosmose turi stiprų, dažniausiai neigiamą, poveikį gyviems organizmams – tiek žmonėms, tiek smulkesniems. Poveikis astronautams ir bandomiesiems gyvūnams tirtas labai įvairiais aspektais, bet iki šiol mažai dėmesio skirta žarnyno mikrofloros pokyčiams. Dabar pristatyta labai išsami ir įvairialypė pelių mikrofloros analizė, atskleidžianti tiek bakterijų skaičiaus ir veiklos, tiek susijusių genų aktyvumo pokyčius. Tyrėjai išmatavo pelių žarnyno mikrofloros savybes bei genų ekspresiją tiesiojoje žarnoje ir kepenyse. Matavimai atlikti po 29 ir po 56 parų, praleistų Tarptautinėje kosminėje stotyje. Metagenomo analizė parodė, kad žarnyne pakito 44 rūšių bakterijų kiekis, įskaitant reikšmingą sumažėjimą bakterijų, skaidančių tulžies rūgštį ir butiratus. Pelių genomo pokyčiai taip pat susiję su tulžies rūgšties skaidymu, taip pat energijos metabolizmu ir imuniteto slopinimu. Šie pokyčiai labai aiškiai siejasi su simptomais, pasireiškiančiais kosminių kelionių metu. Šie rezultatai parodo, kad kosmoso poveikis sveikatai – bent jau pelių, bet neabejotinai ir žmonių – susijęs ne tik su genų išraiškos ar metabolinių reakcijų pokyčiais, bet ir su simbiotinių bakterijų, gyvenančių mūsų skrandyje ir žarnyne, pasikeitimais. Į tai bus svarbu atsižvelgti planuojant ilgesnius žmonių skrydžius į kosmosą ir kitų dangaus kūnų kolonizavimą. Tyrimo rezultatai publikuojami Npj Biofilms and Microbiomes.

***

Į Mėnulį netrukus sugrįš žmonės, ten bus įrengtos nuolat gyvenamos tyrimų stotys, vėliau – gal ir miestai. Taip pat, žinoma, įvairi infrastruktūra, mokslinių tyrimų centrai. O galbūt ir milžiniškas archyvas, saugosiantis informaciją apie Žemės florą ir fauną bei žmoniją. Bent jau taip siūlo grupė mokslininkų, o šią idėją aptaria Sabine Hossenfelder:

***

Saulės vėjas greitėja magnetiškai. Nuo Saulės nuolat pučia elektringų dalelių srautas – Saulės vėjas. Atsiskyręs nuo žvaigždės, jis kurį laiką dar greitėja ir vėsta. Taip elgtųsi bet koks plazmos burbulas, išmestas iš Saulės, tačiau Saulės vėjas vėsta lėčiau, nei turėtų pagal idealių dujų dėsnius. Tai reiškia, kad jis įgyja energijos net ir judėdamas toli nuo Saulės. Dabar, pasinaudoję palankiu dviejų zondų orbitų sutapimu, mokslininkai pagaliau nustatė, kad energiją vėjui suteikia plazmoje sklindančios Alfveno bangos. Alfveno bangos susidaro dėl elektringų dalelių – elektronų ir jonų – virpesių plazmoje, kurią kerta magnetinis laukas. Šie virpesiai sklinda išilgai magnetinio lauko linijų ir gali perduoti energiją. 2022 metų vasarį du zondai – NASA Parker Solar Probe ir Europos kosmoso agentūros Solar Orbiter – skrido toje pačioje pusėje nuo Saulės. Parker skriejo devynių milijonų kilometrų atstumu, visai netoli žvaigždės, o Solar Orbiter – dešimt kartų toliau, maždaug ties Veneros orbita. Saulės vėjo pluoštas, užfiksuotas Parker zondu, po dviejų parų pralėkė pro Solar orbiter. Išmatavus jo savybes abiejuose taškuose paaiškėjo, kad lėkdamas šį atstumą vėjas atvėso nuo 1,4 milijono iki 200 tūkstančių laipsnių temperatūros, o jo greitis išaugo nuo 390 iki 510 km/s. Abiejuose taškuose išmatuotos ir stiprios Alfveno bangos. Suminė – kinetinė ir šiluminė – vėjo energija per šį laiką išaugo, o jos prieaugis puikiai atitiko įvertintą magnetinio lauko energijos sumažėjimą. Taigi būtent Alfveno bangų perduodama energija suteikia Saulės vėjui papildomos energijos jau atsiskyrus nuo žvaigždės. Šis rezultatas, kaip ir visi, susiję su energingais procesais Saulėje, padės geriau prognozuoti kosmoso orus ir apsaugoti Žemę bei ypač mūsų kosminius zondus nuo žalingų įvykių. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Protuberantai yra plazmos išsiveržimai Saulės paviršiuje, dažnai didesni už Žemę. Kartais jie atrodo tarsi kybotų virš Saulės paviršiaus ir gali išsilaikyti net mėnesius. Čia matome vieną tokį pavyzdį, kuris dar pasižymi neįprasta forma – atrodo kaip trikampis.

***

Maunderio minimumas baigėsi palengva. Saulės aktyvumas yra cikliškas reiškinys – kas 11 metų Saulės dėmių, žybsnių ir išsiveržimų pagausėja ir sumažėja. Esama ir ilgesnių ciklų, nuo kelių dešimtmečių iki šimtmečių trukmės. Nei vieno iš jų prigimties iki galo nesuprantame. Ilgalaikiai Saulės stebėjimai – pagrindinis būdas išsiaiškinti pokyčių savybes ir taip patikrinti įvairius modelius. Deja, senoviniai stebėjimai ne visada yra patikimi, tad ir jų išvadas reikia vertinti kritiškai. Dabar kaip tik tai padaryta ir nustatyta, kad ilgalaikis Saulės aktyvumo sumažėjimas XVII a. baigėsi ne taip staigiai, kaip manyta anksčiau. Maunderio minimumu vadinamas laikotarpis maždaug 1645-1715 metais, kai Saulės dėmių buvo labai mažai. Tuo metu astronomai reguliariai stebėjo ir užrašinėjo Saulės dėmių skaičių, taigi galime gana patikimai atkurti jų skaičiaus kitimo istoriją. 1672-1699 metų laikotarpiu iš viso užfiksuota mažiau nei 50 Saulės dėmių; palyginimui, šiais laikais per tokį patį laikotarpį jų priskaičiuojama 40-50 tūkstančių. Vėlesniais laikais jokių panašių minimumų nėra buvę, nors XIX a. pradžioje dėmių skaičius irgi sumažėjo keliems dešimtmečiams. Pasibaigus Maunderio minimumui, 1716-1726 metais, Saulės dėmių skaičius grįžo į įprastinį lygį ir pasiekė 100-150 dėmių per metus maksimumą – bent jau taip buvo manoma iki šiol. Bet naujojo tyrimo autoriai peržvelgė tuometinių Saulės stebėjimų aprašymus ir rado keletą neatitikimų. Jie susiję su Saulės dėmių atskyrimu. Dažnai dėmės yra arti viena kitos, todėl stebint XVIII a. pradžios teleskopais galėjo ir susilieti į vieną. Todėl istoriniuose duomenyse įprastai fiksuojamos dėmių grupės, aiškiai atskirtos nuo kitų; jų skaičius taip pat kinta priklausomai nuo aktyvumo ciklo. Išanalizavę du svarbiausius stebėjimų katalogus tyrėjai nustatė, kad šiuolaikinėse duomenų bazėse jų įrašai greičiausiai buvo perkelti neteisingai – pavienės dėmės įvardintos kaip dėmių grupės. Pataisius skaičius, maksimalūs konkrečią dieną matomų dėmių grupių skaičiai sumažėjo nuo 30-35 iki 10-12. Įvertintas kasmetinių dėmių skaičius, atlikus korekcijas, sumažėjo nuo maždaug 100 iki maždaug 50. Taigi skirtumas tarp minus ketvirto Saulės ciklo (kurio maksimumas buvo apie 1720 metus; Saulės ciklai skaičiuojami nuo 1755-1766 metų ciklo) ir minus penkto (kuris dar priklausė Maunderio minimumui), pasirodo, nebuvo labai didelis. Kitaip tariant, kad ir kas lėmė ilgalaikį Saulės aktyvumo susilpnėjimą, į normalią būseną žvaigždė grįžo palengva. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Kosminis regimosios spinduliuotės fonas. Nakties dangus atrodo visiška į tamsus, bet iš tiesų jame laksto gausybė fotonų. Jei žiūrime nuo Žemės paviršiaus, didžioji tų fotonų dalis yra atmosferoje atsispindėję žmonių sukurtų šviesos šaltinių spinduliai (šviesinė tarša). Pakilus virš atmosferos, ima dominuoti zodiakinė šviesa – Saulės spinduliai, atsispindėję nuo tarpplanetinių dulkių. Tolstant nuo Saulės, ši šviesa silpnėja ir lieka tik tarpžvaigždinių dulkių bei dujų, blausių žvaigždžių ir galaktikų šviesa. Mūsų zondai, skriejantys tolyn iš Saulės sistemos, gali geriausiai išmatuoti šį kosminį regimųjų spindulių foną. New Horizons zondas turi tam tinkamiausius prietaisus ir prieš keletą metų tokie matavimai buvo atlikti. Dabar jie pakartoti, tik tiksliau ir išsamiau. Tyrimo autoriai išnagrinėjo kelias dešimtis dangaus nuotraukų, kurias pastaraisiais metais darė New Horizons. Iš jų atrinko 16 nuotraukų, kurių kryptis toli nuo Paukščių Tako disko ir ryškių žvaigždžių. Remdamiesi kitų nuotraukų bei Planck teleskopo duomenimis, įvertino, kiek tuose dangaus lopinėliuose gali šviesti tarpžvaigždinės dulkės ir dujos, taip pat atmetė aplinkinių žvaigždžių ir įžiūrimų galaktikų spinduliuotę. Tą padarius, likutinės – foninės – spinduliuotės intensyvumas gautas kiek didesnis nei 130 nanovatų į kvadratinį metrą, įtraukiant visomis kryptimis sklindančius fotonus. Palyginimui, vidutinis zodiakinės šviesos intensyvumas yra apie 4-5 kartus aukštesnis, o Saulės šviesa – apie 10 milijardų kartų intensyvesnė. Didžiąją dalį foninės spinduliuotės galima paaiškinti kaip blausių galaktikų spinduliuotę. Jų egzistavimą prognozuoja skaitmeniniai Visatos struktūrų formavimosi modeliai, tačiau jų aptikti kol kas nepavyko. Likusi šviesa, maždaug penktadalis fono intensyvumo, nėra paaiškinta, tačiau skaičiavimų paklaidos yra tokios, kad negalime tvirtai teigti, jog šis spinduliuotės komponentas apskritai egzistuoja. Taigi panašu, kad regimųjų spindulių fotonai Visatoje atsiranda žinomuose šaltiniuose, įskaitant žvaigždes, dujas ir dulkes. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Egzoplanetų tranzitai rentgeno spinduliuose. Dauguma šiuo metu žinomų egzoplanetų aptiktos tranzitų metodu – fiksuojant, kaip planeta, skriejanti tarp mūsų ir žvaigždės, pritemdo pastarosios šviesą. Stebėjimai daromi regimųjų, kartais infraraudonųjų spindulių ruožuose, kur žvaigždė ir planeta šviečia ryškiausiai. Taip pat tranzitų metu galima tirti planetos atmosferą, nes ji sugeria tik dalį pro šalį einančios spinduliuotės. Dabar mokslininkai išnagrinėjo, kaip egzoplanetų savybes būtų galima tyrinėti stebint tranzitus rentgeno spinduliuose. Bendrai paėmus žvaigždės daug rentgeno neskleidžia, todėl užfiksuoti rentgeno spinduliuotės pokyčius tranzito metu labai sudėtinga. Kol kas tą pavyko tik vieną kartą. Tyrimo autorių teigimu, naujos kartos rentgeno teleskopai, tokie kaip NewAthena ar AXIS, šias galimybes praplės. Jie surinko archyvinius žvaigždžių stebėjimų duomenis ir įvertino rentgeno spinduliuotės srautą, sklindantį iš žvaigždžių su žinomomis egzoplanetomis. Tada apskaičiavo, kiek rentgeno fotonų kas sekundę turėtų pagauti naujieji teleskopai ir kiek šis srautas pasikeistų tranzito metu. Paaiškėjo, kad bent keletą, o gal keliolika, žinomų egzoplanetų aptikti rentgeno teleskopais būtų įmanoma. Rentgeno spinduliuotės pokyčiai planetos tranzito metu parodytų toli gražu ne tik tai, kad planeta ten egzistuoja, bet ir leistų daug geriau suprasti žvaigždės vėjo ir planetos magnetosferos sąveikos daleles. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Betelgeizė turi kompanionę? Oriono petis, Betelgeizė, yra viena labiausiai mėgstamų žvaigždžių astronomams mėgėjams. Ir ne tik jiems – profesionalai irgi stebi šią milžinę, kuri astronomiškai greitai sprogs supernova. Aišku, „astronomiškai greitai“ gali būti ir kelių dešimtmečių, ir tūkstančio metų reikalas, nes prognozuoti žvaigždžių evoliuciją tiksliau kol kas nemokame. O Betelgeizės stebėjimai ir geresnis žvaigždės pažinimas praplečia žinias ir apie šią evoliuciją. Dabar mokslininkai pateikė įrodymų, jog Betelgeizė galimai turi maždaug Saulės masės kompanionę. Betelgeizės šviesis nuolat kinta, daugiausiai dėl radialių pulsacijų – reguliariai didėjančio ir mažėjančio spindulio. Pulsacijų periodas siekia 416 parų, tačiau yra ir kita, 2170 parų trukmės, variacija. Iki šiol jos prigimtis nebuvo paaiškinta. Kitos žvaigždės-milžinės kartais irgi pasižymi ilgo periodo variacijomis ir jas galima paaiškinti kompanionės poveikiu dvinarėje sistemoje: kompanionę gaubia dulkių debesis, surinktas iš didesniosios žvaigždės išmestų viršutinių sluoksnių; kompanionei slenkant priešais didesnę žvaigždę, matomas pritemimas. Tačiau Betelgeizėje toks scenarijus netinkamas, nes jos šviesis labiausiai sumažėja tada, kai kompanionė yra už jos, o ne priešais. Tačiau, mokslininkų teigimu, galimas ir kitoks scenarijus: žvaigždė-kompanionė ne tempia dulkių debesį su savimi, o kaip tik prasklaido dulkes savo kelyje. Tokiam scenarijui reikia, kad Betelgeizė pakankamai sparčiai pūstų vėją, iš kurio susidaro dulkės, kad per vieną kompanionės orbitą dulkių žvaigždės aplinkoje prisirenka pakankamai daug. Dabartiniai duomenys rodo, kad taip ir yra. Visos kitos hipotezės, autorių teigimu, nepaaiškina bent dalies stebėjimų, o ši paaiškina viską. Kad paaiškintų ilgąjį variacijų periodą, kompanionė turėtų būti 1,17 kartų masyvesnė už Saulę ir skrieti pakankamai netoli žvaigždės – pustrečio karto toliau nuo žvaigždės centro, nei jos pačios spindulys. Aišku, Betelgeizės spindulys didesnis nei Jupiterio orbitos, taigi atstumas iš tiesų gaunasi didokas. Ateityje gal pavyks užfiksuoti pačios kompanionės spinduliuotę. Žvaigždžių tarpusavio sąveika gali ir kitaip paveikti Betelgeizės raidą supernovos link, tad suprasti ją bus labai svarbu, siekiant pagilinti žinias apie žvaigždžių priešmirtinius atodūsius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Elementų formavimasis neutroninėse supernovose. Už geležį sunkesni cheminiai elementai dažnai formuojasi ekstremalių procesų metu – pavyzdžiui, supernovų sprogimuose. Sprogimas įgreitina daugybę dalelių, tarp jų ir neutronus, kurie trankosi į sunkesnių elementų branduolius, prikimba prie jų, o vėliau skyla į protonus. Taip elementai tampa vis sunkesniais, nes elemento tipą lemia būtent protonų skaičius branduolyje. Supernovose neutronai prie branduolių kimba sparčiau, nei virsta protonais – tokia situacija vadinama greituoju neutronų pagavimu arba r-procesu. 2017 metais, aptiktas dviejų neutroninių žvaigždžių susijungimo sprogimas patvirtino, kad ten vyksta r-procesas, tačiau vėliau paaiškėjo, kad jis pagamina santykinai daug mažiau lantanidų – šeštojo periodo elementų su 57-70 protonų branduolyje – nei kitų sunkiųjų elementų. Dabar tyrėjai apskaičiavo, kur gali būti pagaminami trūkstami lantanidai: tai irgi nutinka r-procesu, tačiau supernovose, kurios įvyksta neutroninei žvaigždei paskendus raudonojoje milžinėje. Neutroninė žvaigždė yra mirusios žvaigždės liekana, o raudonoji milžinė – senyva išsipūtusi žvaigždė. Pūsdamasi pastaroji gali apgaubti neutroninę žvaigždę. Tada šios orbita ima mažėti, nes žvaigždė patiria stiprų pasipriešinimą judėjimui, skrosdama milžinės medžiagą. Įkritusi į milžinės centrą, neutroninė žvaigždė ima sparčiai ryti medžiagą ir išpučia čiurkšles, kurios suardo milžinę ir sukelia supernovos sprogimą. Tyrėjų skaičiavimais, būtent šiose čiurkšlėse susidaro tinkamos sąlygos formuotis lantanidams ir kai kuriems sunkesniems elementams, kurių kilmės paaiškinti ankstesni modeliai irgi nepajėgė. Taigi lantanidai – o tai reiškia, ir visi elementai, sunkesni už geležį – Visatoje atsiranda dėl kelių skirtingų procesų. Tai, savo ruožtu, reiškia, kad lantanidų ir kitų elementų gausos santykiai žvaigždės gali atskleisti informacijos apie tų žvaigždžių formavimosi istoriją. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Juodųjų skylių termodinamikos niuansai. Prieš penkis dešimtmečius, apjungus reliatyvumo teoriją ir dalį kvantinės fizikos dėsnių, sukurta teorija, vadinama juodųjų skylių termodinamika. Pagal ją, kiekviena juodoji skylė turi tam tikrą temperatūrą ir skleidžia vadinamąją Hawkingo spinduliuotę. Šis atradimas sukėlė daug iki šiol nesibaigiančių ginčų; vienas iš jų susijęs su vadinamąja „ugniasiene“ – hipotetine riba iškart už įvykių horizonto, kuri turėtų sunaikinti visų įkrentančių objektų struktūrą. Įprastinė reliatyvumo teorija sako, kad toks darinys egzistuoti negali, o kvantinė fizika reikalauja, kad jis būtų. Bet koks bandymas apjungti šias dvi teorijas reikalauja problemos sprendimo. Naujame tyrime sprendimas nepateikiamas, bet padaromi keli žingsniai jo link. Tyrimas susijęs su spinduliuojančio ekstremalaus kompaktiško objekto būsena. Ekstremalus kompaktiškas objektas – tai galimų kompaktiškų objektų grupė, kuriai priklauso juodosios skylės ir kiti panašiai tankūs kūnai. Tie „kiti kūnai“ kol kas yra tik matematikų tyrimo objektai, nes realybėje neatrasti, tačiau tai gali būti dariniai, iš toli primenantys juodąsias skyles, tačiau neturintys įvykių horizonto. Neseniai apskaičiuota, kad visi tokie objektai turėtų skleisti vienodą Hawkingo spinduliuotę, o tai reiškia, kad Hawkingo spinduliuotės egzistavimas nepriklauso nuo ugniasienės buvimo. Tie skaičiavimai rėmėsi prielaida, kad Hawkingo spinduliuotės spektras yra visiškai šiluminis. Visgi tai nebūtinai tiesa; naujojo tyrimo autoriai šios prielaidos atsisakė. Jie įvertino spinduliuotės spektro pokyčius, atsirandančius dėl kompaktiškojo objekto sąveikos su pabėgančiais fotonais. Šie pokyčiai, kaip ir reikėtų tikėtis, yra labai maži, nes fotono energija, lyginant su kompaktiško objekto rimties masės energija, yra nykstamai maža. Visgi jie gali būti svarbūs siekiant išsiaiškinti, ar ugniasienės tikrai gali egzistuoti, nes jų atstumas nuo įvykių horizonto irgi nykstamai mažas. Tyrimo rezultatai publikuojami Physics Letters B.

***

Ankstyvos galaktikos – ne per didelės. Vieni pirmųjų James Webb teleskopo atradimų buvo masyvios galaktikos labai jaunoje Visatoje. Vos keli šimtai milijonų metų po Didžiojo sprogimo, atrodytų, egzistavo galaktikos, kuriose buvo gerokai daugiau nei milijardas Saulės masių žvaigždžių. Ar jos – tik anomalija, netikėtai aptikti ekstremalūs objektai, ar tendencija? Jei teisingas būtų antrasis atsakymas, reikėtų gerokai permąstyti šiandieninius galaktikų formavimosi modelius. Visgi dabar mokslininkai pateikė įrodymų, kad greičiausiai tos galaktikos buvo anomalios ir netgi ne tokios didelės, kaip interpretuota iš pradžių. Tyrėjai pasitelkė James Webb teleskopo fotometrinius stebėjimus ir išnagrinėjo kelių šimtų labai tolimų galaktikų parametrus. Tų galaktikų raudonasis poslinkis – dydis, nurodantis jų atstumą – svyravo nuo maždaug 4 iki 9, tai atitinka 1,5-0,5 milijardo metų amžiaus Visatą. Visų jų žvaigždžių masė viršija 10 milijardų Saulės masių, taigi jos yra vienos masyviausių galaktikų ankstyvoje Visatoje. Žvaigždžių masė apskaičiuota derinant teorinius žvaigždžių spinduliuotės spektro modelius prie fotometrinių – plačius spektro ruožus vidurkinančių – duomenų. Atliekant šią analizę įtrauktas ir galimas aktyvių branduolių poveikis spektrui; kartais aktyvaus branduolio, t.y. dujų, krentančių į juodąją skylę, spinduliuotė gali atrodyti panašiai į žvaigždžių, todėl galaktika gali pasirodyti masyvesnė, nei yra iš tiesų. Būtent tai ir nustatyta. Apskritai apskaičiuotas masyvių galaktikų koncentracijos erdvėje kitimas per milijardą metų, kuriuos aprėpia duomenys, neblogai atitinka teorinius modelius. Svarbiausia, kad net ir pačios tolimiausios galaktikos nėra tokios ekstremalios, kad norint jas paaiškinti reikėtų griebtis kokių nors egzotiškų pakeitimų modeliuose. 1,2-1,5 milijardo metų ir senesnėje Visatoje masyvių galaktikų koncentracija atitinka tai, ko tikėtumėmės, jei galaktikose žvaigždėmis virsta vidutiniškai 14% visos „įprastos“ materijos. Ankstesniais laikais šis procentas išauga, o ankstyviausiais siekia 20-30%, priklausomai nuo to, kaip interpretuosime kompaktiškiausių galaktikų duomenis. Taigi nei vienu atveju nereikia daugiau nei šimtaprocentinio efektyvumo, kaip atrodė po pirmųjų James Webb atradimų. Iš kitos pusės, reikšmingi medžiagos konversijos efektyvumo skirtumai kol kas irgi nėra paaiškinti, tad klausimai šiuo darbu nesibaigia. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Visatos parametrų nustatymas dirbtiniu intelektu. Standartinis kosmologinis modelis, vadinamas Lambda-CDM, turi šešis skaitinius parametrus, kurie nurodo Visatos sandarą ir evoliuciją. Nustatyti jų vertes galima įvairiais būdais; geriausiai žinomi pavyzdžiai yra supernovų sprogimais matuojami atstumai iki tolimų galaktikų ir kosminės foninės spinduliuotės netolygumų analizė, kurie abu leidžia apskaičiuoti Visatos plėtimosi spartos, vadinamojo Hablo parametro, vertę. Kitas metodas, leidžiantis nustatyti tiek Hablo parametrą, tiek struktūrų augimo ir spietimosi parametrus, yra galaktikų išsidėstymo erdvėje analizė. Tokie tyrimai irgi vykdomi ne vienus metus, bet jų patikimumas neprilygsta pirmiems dviems metodams. Dabar mokslininkai sugalvojo, kaip tą patikimumą gerokai padidinti, pasitelkus skaitmeninius modelius ir dirbtinio intelekto algoritmus. Pagrindinė kliūtis tikslesniems rezultatams gauti – galaktikų tarpusavio atstumų neapibrėžtumai santykinai mažais masteliais, kur tampa svarbi tarpusavio gravitacijos įtaka. Vien analizuojant realius duomenis labai sudėtinga atskirti ją nuo kosmologinių parametrų poveikio. Tačiau skaitmeniniais modeliais galima sukurti realistiškus nemažo Visatos regiono vaizdus, kuriuose įvertinta ir kosmologijos, ir mažų mastelių efektų įtaka. Taigi tyrėjai suskaičiavo 2000 tokių modelių, kurių kiekviename kosmologiniai parametrai buvo šiek tiek skirtingi. Galutinius jų rezultatus apdorojo taip, kaip šiandieniniai teleskopai ir analizės įrankiai apdorotų realius galaktikų vaizdus. Tada apmokė mašininio mokymosi algoritmą, kad susietų matomus dirbtinių visatų vaizdus su jų kosmologiniais parametrais, o vėliau algoritmui pateikė realių galaktikų stebėjimų duomenis. Algoritmo pateiktų kosmologinių parametrų neapibrėžtumai buvo apie du kartus mažesni, nei iš tų pačių duomenų gauti ankstesniais metodais; žiūrint iš kitos pusės, norint ankstesniais metodais pasiekti tokį rezultatų patikimumą, reikėtų keturis kartus didesnio duomenų rinkinio. Gautoji Hablo parametro vertė yra maždaug per vidurį tarp gaunamų kitais dviem metodais. Nors dabartinės paklaidos vis dar tokios didelės, kad aprėpia abi kitas vertes, naujasis metodas suteikia vilties, kad artimiausioje ateityje naudojant galaktikų išsidėstymo duomenis bus galima geriau apibrėžti Visatos plėtimosi spartą. Galbūt tai padės išspręsti ir pastarųjų metų konfliktą tarp skirtingais būdais gaunamų rezultatų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

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

Laiqualasse