Astronominiai procesai yra labai lėti, ar ne? Nebūtinai – kai kurie vyksta tikrai greitai, tad net matavimų, norint juos užfiksuoti, reikia ypatingai dažnų. Pavyzdžiui, pašvaistės Jupiteryje kinta sekundžių laiko skalėmis, o debesys Titane kyla per keletą dienų. Keliose žvaigždėse aptikti sekundžių dalis trukę mirktelėjimai – apie juos pasakojama savaitės vaizdo siužete. Kitose naujienose – Mėnulio pusių temperatūros skirtumai, detaliausias magnetinės turbulencijos modelis ir kulkos iš aktyvių galaktikų branduolių. Gero skaitymo!
***
Artimoji Mėnulio pusė – šiltesnė. Mėnulio paviršius pasižymi gana didele asimetrija: artimoji pusė kupina tamsių jūrų, o tolimojoje jų beveik nėra. Jūros susidarė prieš 3-4 milijardus metų, kai Mėnulio žemumas užliejo paskutiniai dideli lavos išsiveržimai. Kodėl tik vienoje pusėje? Matomai, ten buvo šilčiau, nei priešingoje – kažkokia temperatūros anomalija, greičiausiai susijusi su radioaktyvių elementų gausa, ilgiau palaikė mantiją skystą, o plutą – minkštą. Dabar astronomai rado įrodymų, jog anomalija išliko iki šių dienų. Ne, naujų lavos išsiveržimų nesitikima, tačiau panašu, kad mantija artimojoje Mėnulio pusėje yra minkštesnė. Atradimas padarytas labai tiksliai matuojant GRAIL zondų, daugiau nei prieš dešimtmetį skrajojusių aplink Mėnulį, atsiųstus duomenis. Abu zondai ypatingai tiksliai matavo Mėnulio gravitacinį lauką bei jo pokyčius. Mėnulio gravitacija kinta, nes Žemė jį nuolat tampo ir gniuždo net ir dabar, kai palydovas į mus atsukęs visada tą pačią pusę. Žemės traukos pokyčiai sukelia Mėnulio formos ir gravitacinio lauko pakitimus. Pastarieji priklauso nuo to, kaip lengvai Mėnulis pasiduoda gniuždymui. Būtent šį parametrą ir išmatavo naujojo tyrimo autoriai. Gautoji skaitinė išraiška yra beveik trim ketvirtadaliais didesnė, nei tikėtasi, laikant, kad Mėnulis yra sferiškai simetriškas. Paaiškinti gautąjį skaičių galima modeliu, kuriame artimoji Mėnulio pusė yra 2-3% paslankesnė, nei tolimoji. Tam reikėtų, kad mantija artimojoje pusėje būtų 100-200 laipsnių šiltesnė, nei tolimojoje. Labai tikėtina, kad tokia anomalija yra tas pat radioaktyvių elementų telkinys, kuris sukėlė ir jūrų formavimosi išsiveržimus. Anomalijos egzistavimą gali atskleisti daug detalesnis Mėnulio drebėjimų fiksavimas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Tektoniniai procesai Veneroje. Veneros paviršiuje matoma šimtai „vainikų“ – dešimčių-šimtų kilometrų skersmens ratilų. Iš pirmo žvilgsnio jie gali priminti kraterius, tačiau iš tiesų yra tektoninių procesų padariniai. Manoma, kad juos sukuria karštų magmos burbulų, judančių mantijoje, sąveika su planetos pluta. Sąveikos pobūdis gali būti skirtingas, o dabar mokslininkai pirmą kartą įvertino, kaip šie skirtumai atsiliepia vainikų savybėms. Tyrėjai sumodeliavo, kaip burbulo sąveika su pluta gali atsiliepti regiono gravitaciniam laukui. Ištirti keturi sąveikos būdai: litosferos varvėjimas, kai burbulo karštis išlydo dalį plutos medžiagos ir ji nuskęsta mantijoje; subdukcija, kai kylantis plutos regionas išsiplečia į šalis ir po juo paskęsta aplinkiniai plutos regionai; bei dvi skirtingos burbulo geometrinės konfigūracijos. Paviršiaus topografija neleidžia patikimai atskirti šių sąveikos tipų, tačiau pridėjus gravitacinio lauko duomenis, atskyrimas tampa įmanomas. Ištyrę 75 vainikus, kurių struktūrą pajėgė išskirti Magellan zondas, radaru skenavęs Veneros paviršių prieš tris dešimtmečius, tyrėjai nustatė, kad net 52 iš jų po paviršiumi šiuo metu turi karštus burbulus. Tai rodo, kad Veneroje šiuo metu vyksta tektoniniai procesai. Detalesni vainikų stebėjimai ir gravitacinio lauko matavimai leistų tiksliau pasakyti, kaip burbulas veikia plutą. Aukštesnės skyros duomenys taip pat leistų nagrinėti ir kitus beveik 400 vainikų, kurių duomenys kol kas nepakankami tokiai analizei. Šiuo metu ruošiamos net trys misijos į Venerą, kurios labai praplės supratimą apie planetos paviršių. Remiantis šio ir panašių tyrimų rezultatais, praplėsime supratimą ir apie jos gelmes. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.
***
Sparčiai kintanti Jupiterio pašvaistė. Jupiteris, kaip ir Žemė, turi magnetinį lauką. Į jį patekusios krūvį turinčios dalelės nukreipiamos ašigalių link, kur atsitrenkia į atmosferą ir sukelia pašvaistes. Kaip ir Žemėje, pašvaistes gali sukelti Saulės vėjo pliūpsniai. Tačiau, priešingai nei Žemėje, Jupiterio pašvaistės turi dar vieną šaltinį – palydovą Ijo, kurio ugnikalniai išmeta medžiagą į orbitą, o tada ją pagauna Jupiterio magnetinis laukas. Ankstesni stebėjimai parodė, kad Jupiterio pašvaistės yra ir daug didesnės, ir energingesnės, nei Žemės, taip pat, kad jos švyti tiek infraraudonųjų, tiek regimųjų, tiek ultravioletinių spindulių ruože. Bet nauji James Webb ir Hubble teleskopais tuo pat metu atlikti stebėjimai atskleidžia daug sudėtingesnį vaizdą. James Webb jautrumas leido nuotraukas daryti ne kas keliolika minučių, kaip seniau, o dažniau nei kartą per sekundę. Taip mokslininkai nustatė, kad pašvaistės konfigūracija kinta ne minučių laiko skalėmis, kaip tikėtasi, o vos sekundžių – kitaip tariant, visa pašvaistė tiesiog mirga. Stebėjimai parodė regione egzistuojant trivandenilio jonus – ši reta molekulė susidaro, kai paprasta vandenilio molekulė pagauna papildomą protoną. Ji yra labai nestabili, o Jupiterio pašvaistės regione, panašu, išgyvena apie pustrečios minutės, tačiau nuolat kuriasi nauji jonai. Seniau buvo manoma, kad trivandenilio jonai gali efektyviai išspinduliuoti sužadintos atmosferos energiją ir taip ją atvėsinti, bet per pustrečios minutės pranykstančios molekulės to padaryti nepajėgios. Taigi šiluminis pašvaistės balansas kol kas lieka paslaptingas. Dar viena keistenybė – Hubble ultravioletiniai stebėjimai neparodė jokių ultravioletinių pašvaisčių, nors infraraudonosios buvo stiprios. Tai rodo, kad pašvaistes sukelia žemos energijos dalelės. Tačiau šių dalelių turi būti labai daug – kitaip pašvaistė nebūtų tokia ryški. Koks procesas gali į Jupiterį nusiųsti milžinišką kiekį mažos energijos dalelių, tačiau beveik nė kiek – energingų, tyrėjai kol kas atsakyti negali. Šiuo metu Jupiterio link skrenda Europos kosmoso agentūros zondas JUICE, sistemą jau beveik dešimtmetį tiria Juno – abiejų zondų duomenys padės išspręsti šią keistenybę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Debesų konvekcija Titano šiaurėje. Žemėje vandens apytakos ratas apima upes ir kitus vandens telkinius, gruntinius vandenis bei atmosferą. Vienas iš rato elementų yra debesų formavimasis ir judėjimas. Esant tinkamoms sąlygoms, jie gali kilti ir leistis kartu su oro masių judėjimu. Toks judėjimas vadinamas konvekcija. Neskaitant Žemės, panašūs procesai vyksta dar viename Saulės sistemos kūne. Tai – Saturno palydovas Titanas, kurio paviršiuje irgi esama ežerų ir upių, o iš dangaus lyja lietūs. Tiesa, vanduo ten sustingęs į akmens kietumo ledą, o skysti yra metanas ir etanas, Žemėje sudarantys gamtines dujas. Ar metano apykaitos ratas panašus į vandens? Kai kurie etapai – tikrai taip. Dabar aptikti ir įrodymai, jog netoli Titano šiaurės ašigalio, kur plyti didžiausi ežerai, vyksta debesų konvekcija. Stebėdami Titaną kelias naktis iš eilės Keck teleskopu Havajuose bei pridėję James Webb teleskopo stebėjimus tyrėjai aptiko didelį metano garų debesį, kylantį aukštyn. Tiesiogiai išmatuoti debesies aukščio virš paviršiaus neįmanoma, nors abu teleskopai ir pajėgūs išskirti Titaną į nedidelį skrituliuką, o ne tašką. Tačiau įvertinti aukštį galima pagal tai, kokiame spektro ruože debesis matomas. Stora Titano atmosfera praktiškai nepraleidžia regimųjų ir infraraudonųjų spindulių, tačiau skirtingo ilgio spinduliuotė pasiekia mus iš skirtingų atmosferos sluoksnių. Taigi vieni bangos ilgiai leidžia pažvelgti į atmosferos viršų, kiti – į gilesnius sluoksnius, dar kiti – beveik į palydovo paviršių. Seniau kylantys debesys aptikti pietiniame, daug sausesniame, Titano pusrutulyje. Žinodami, kad konvekcija vyksta ir šiaurėje, mokslininkai galės geriau suprasti, kodėl skysčio telkiniai Titane pasiskirstę taip nevienodai. Tuose pačiuose James Webb duomenyse aptiktas ir metilo radikalas – molekulė, sudaryta iš anglies ir trijų vandenilio atomų, susidaranti skylant metanui. Ji yra pirmas žingsnis link daugybės sudėtingesnių molekulių, pradedant etanu, kurių daug randama Titane. Anksčiau galėjome nagrinėti tik šių reakcijų kurą ir produktus; metilo radikalo atradimas atveria galimybę nagrinėti ir reakcijų eigą. Taip galėsime daug geriau pažintį šį egzotišką pasaulį ir sudėtingus jame vykstančius procesus, kurie gali duoti pradžią net ir gyvybei, labai skirtingai nuo žemiškosios. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Praėjo jau beveik 10 metų nuo tada, kai New Horizons pralėkė pro Plutoną ir jo palydovus ir pradėjo siųsti mums gausybę viena už kitą įdomesnių nuotraukų. Čia – viena iš jų: Plutono panorama, kurioje matome nykštukinę planetą iš priešingos pusės, nei Žemė. Jau praskridęs pro Plutoną New Horizons atsisuko atgal ir toliau fotografavo. Šiose nuotraukose išryškėja sluoksniuota plonytė Plutono atmosfera, dešinėje panoramos pusėje – Sputniko lyguma, kairėje priekyje – Norgay kalnai, tolumoje – Hillary kalnai.
***
Žvaigždės aktyvumo įtaka orams. Egzoplanetų atmosferų tyrimai sulaukia vis daugiau dėmesio, ypač kai tokie teleskopai, kaip James Webb, jau gali jas išmatuoti ir palyginus mažoms, ne ką už Žemę didesnėms planetoms. Tačiau ar tai, ką pamatome vienkartiniais stebėjimais, atitinka ilgalaikį planetos klimatą? Gali būti, kad ne: naujame tyrime parodyta, jog žvaigždės aktyvumas gali sukelti atmosferos pokyčius, kurie trunka net ir metus ar ilgiau. Tyrėjai pirmą kartą panaudojo trimačius planetų atmosferų modelius, į juos įtraukdami žvaigždės žybsnių ir vainikinės masės išmetimų sukeliamus energingų dalelių „lietaus“ efektus. Planetos modelį sukūrė tokį, kad ji būtų panaši į TRAPPIST-1e, šiek tiek mažesnę už Žemę planetą, skriejančią labai arti savo žvaigždės. Modeliai parodė, kad azoto monoksidas ir anglies dvideginis, sužadinti energingų dalelių, gali efektyviai atvėsinti vidurinę planetos atmosferos dalį, o žemesnėje dalyje temperatūra kaip tik pakyla dėl tokių junginių, kaip diazoto oksidas ir vandens garai, nes jos gerai sugeriau aukščiau išspinduliuotus infraraudonuosius spindulius. Stiprūs žybsniai taip pat padidina vėjo greitį maždaug dvigubai, arba 40 metrų per sekundę, 30-50 kilometrų aukštyje virš planetos paviršiaus. Šie pokyčiai gali tęstis ištisus mėnesius ar net metus, ypač jei žvaigždė žybsi dažnai ir energingai. Tad stebėdami planetą vieną kartą, negalime būti tikri, ar pataikėme į ramios, ar į energingų dalelių sužadintos atmosferos būseną. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Lyginamieji biopėdsakai. Nežemiškos gyvybės paieškos – turbūt didžiausią visuomenės susidomėjimą kelianti astronomijos tyrimų sritis. Tačiau ir iššūkių šis darbas kelia gausybę. Vienas jų – kaip žinoti, ar koks nors aptiktas signalas tikrai yra gyvybės požymis. Tirdami egzoplanetas, astronomai ieško jų atmosferose molekulių, kurias galėtų sukurti gyvybė – jos vadinamos biopėdsakais. Bet net ir apsiribojus vien žemiškos gyvybės vykdomomis biocheminėmis reakcijomos, tokių molekulių yra tūkstančiai. Iš kitos pusės, kone visas tas pačias molekules galima gauti ir nebiologiniais būdais. Tad kaip patikrinti, ar molekulė, aptikta konkrečios egzoplanetos atmosferoje, yra biologinės kilmės, ar ne? Dabar mokslininkai pasiūlė galimą sprendimą: nagrinėti ne vieną planetą, bet visą planetų sistemą kartu. Idėjos esmė paprasta: visos planetos, priklausančios vienai sistemai, formavosi iš to paties dujų debesies, jas visą gyvenimą apšvietė ta pati žvaigždė, jos skrajoja toje pačioje erdvės dalyje. Taigi ir jų cheminė sudėtis turėtų būti panaši, todėl visų jų atmosferų savybes turėtų pavykti paaiškinti modeliu, kuriame taikoma ta pati cheminė sudėtis bei kitos žinomos kiekvienos planetos savybės. Jei kurios nors planetos atmosfera gerokai skiriasi nuo modelio prognozių, tai gali būti daug patikimesnis ženklas, kad joje egzistuoja gyvybė, nei tiesiog galimo biopėdsako aptikimas. Pavyzdžiui, Saulės sistemoje užtektų palyginti Veneros, Žemės ir Marso atmosferas, kad suprastume, jog Žemė gerokai skiriasi nuo kitų dviejų. Kitose planetinėse sistemose situacija gali ir skirtis – štai TRAPPIST-1 sistemoje, kuri turi septynias uolines planetas, atmosferų skirtumai gali būti ne tokie dideli. Visgi lyginant kiekvienos planetos atmosferą su kitų šešių pagrindu sukurtu abiotiniu – gyvybės efektų neturinčiu – atmosferų modeliu nustatyti anomalijas įmanoma. Nors šiuo būdu aptikta atmosferos anomalija negarantuoja, kad toje planetoje egzistuoja gyvybė, metodas vis tiek leistų daug patikimiau identifikuoti planetas, kurioms verta skirti daugiau dėmesio ir stebėjimų laiko. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Jei vien nežemiška gyvybė yra intriguojanti tyrimų sritis (žr. naujieną aukščiau), tai ką kalbėti apie protingos gyvybės požymius? Tokių ieško įvairūs SETI projektai, o vienas neseniai paskelbė apie kelis keistus mirktelėjimus iš poros žvaigždžių. Apie juos pasakoja John Michael Godier:
***
Detaliausias magnetinės turbulencijos modelis. Visą tarpžvaigždinę medžiagą kerta magnetinio lauko linijos. Jonizuotas dujas, kurios susideda iš jonų ir elektronų, laukas veikia stipriai, neutralias – silpniau, tačiau jonų bei laisvų elektronų yra ir ten. Deja, magnetinio lauko linijų konfigūracija gali gerokai skirtis nuo dujų pasiskirstymo – laukas sudėtingai susisukęs ne ten, kur tankiausios dujos, ir atvirkščiai. Tai yra viena priežasčių, kodėl magnetinį lauką modeliuoti labai sudėtinga. Taigi ir žinios apie jo savybes bei poveikį aplinkai iki šiol buvo gana miglotos. Dabar mokslininkai pristatė detaliausią skaitmeninį modelį, kuriuo sekamas magnetinio lauko poveikis tarpžvaigždinėms dujoms. Trimatis modelis turi daugiau nei trilijoną skaičiavimo elementų. Tai reiškia, kad galaktikos masto modelyje įmanoma išskirti maždaug parseko dydžio darinius, o žvaigždėdaros regiono modelyje – vos truputį didesnius už planetines sistemas. Modelis parengtas taip, kad jį būtų galima taikyti skirtingiems erdviniams masteliams, nes magnetinių efektų veikiama turbulentiška medžiaga pasižymi fraktalinėmis savybėmis. Pagrindinis turbulencijos poveikis dujoms – energijos perdavimas iš didelių erdvinių mastelių į mažus. Modelio rezultatai parodė, kad šis procesas vyksta dviem nepriklausomais būdais. Silpnai magnetizuota medžiaga juda viršgarsiniu greičiu, sąveikauja dideliais atstumais, o jos kinetinė energija nuo erdvinio mastelio priklauso kvadratiškai – dvigubai didesnio mastelio sūkuriai juda keturis kartus didesne energija (tai atitinka dvigubai didesnį greitį). Tuo tarpu stipriai magnetizuota medžiaga juda lėčiau už garsą, sąveikauja lokaliai, o kinetinė energija nuo mastelio priklauso maždaug pusantruoju laipsniu – dvigubai didesnio mastelio sūkuriai turi apie 2,8 karto didesnę energiją. Pastarasis sąryšis atsiranda būtent dėl magnetinio lauko poveikio greičio laukui – medžiagai lengviau judėti išilgai magnetinio lauko linijų, o ne statmenai, tad sūkurių įvairovė yra apribojama. Šie rezultatai leis daug geriau suprasti, kaip magnetinis laukas paveikia žvaigždžių ir netgi planetų formavimąsi, medžiagos akreciją į neutronines žvaigždes bei juodąsias skyles, bei įvairius kitus Galaktikoje vykstančius procesus. Naujos kartos radijo teleskopai turėtų pasiekti pakankamą erdvinę ir spektrinę skyrą, kad leistų patikrinti šio modelio prognozes. Taip sužinosime, ar spūdžių dujų turbulencija magnetiniame lauke yra esminis procesas, valdantis tarpžvaigždinę terpę Paukščių Take, ar reikalinga atsižvelgti į dar kokius nors veiksnius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Aktyvių branduolių vėjų kulkos. Aktyvus galaktikos branduolys yra supermasyvi juodoji skylė, apsupta karštų dujų disko, iš kurio į ją krenta medžiaga. Įkaitusi medžiaga ryškiai spinduliuoja ir įvairiai paveikia visą galaktiką, kurios centre yra. Vienas iš poveikio būdų yra vėjas, pučiantis nuo disko paviršių į visas puses. Pirmą kartą tokie vėjai, lekiantys maždaug dešimtadaliu šviesos greičio ar net greičiau, aptikti daugiau nei prieš du dešimtmečius. O dabar nauji stebėjimai atskleidė, kad vėjai nėra vientisi, bet susideda iš daugybės tankesnių „kulkų“. Duomenys gauti naudojant naują kosminį rentgeno spindulių teleskopą XRISM, kuris pasiekia daug geresnę spektrinę skyrą, nei ankstesnieji. Vienas iš pirmųjų XRISM taikinių buvo PDS 456 – palyginus artimas kvazaras, kuriame seniai stebimas ir vėjas, ir didesnio masto tėkmės. Ankstesni instrumentai vėją aptiko pagal vieną spektro liniją, kurią skleidžia daug kartų jonizuoti (daugelio elektronų netekę) geležies atomai. XRISM šią liniją irgi aptiko, tačiau parodė, kad tai ne vientisa linija, o bent penkios, sudėtos viena ant kitos, atitinkančios šiek tiek skirtingu greičiu judančią medžiagą. Penki greičio komponentai greičiausiai reiškia penkis tankesnius karštų dujų gumulus, kurių kiekvienas lekia 23-33% šviesos greičio mūsų link. Kiekvieno gumulo skersmuo tėra vos keletą-keliolika kartų didesnis už juodosios skylės įvykių horizonto spindulį, o išsidėstę jie 200-600 kartų didesniame už įvykių horizontą regione. Kad vienu metu pamatytume penkis gumulus tarp mūsų ir juodosios skylės, iš viso regione jų turėtų būti keli šimtai tūkstančių ir užimti 10-30% viso regiono tūrio. Taigi aktyvaus branduolio vėjas, bent jau PDS 456 atveju, nėra tolygus medžiagos srautas. Tokios kulkos gali palyginus lengvai pralėkti tarp didesnių aplinkinės medžiagos sankaupų ir pabėgti toli nuo juodosios skylės stipriai nesąveikaudamos su aplinka. Tai gali paaiškinti, kodėl medžiagos tėkmė, matoma PDS 456 didesniais masteliais, yra gana silpna, daug mažesnės galios, nei centrinis vėjas. Daugelyje kitų aktyvių galaktikų randamos didelio masto tėkmės yra santykinai energingesnės; bus labai įdomu pamatyti, ar jų energijos skirtumai susiję su centrinio vėjo geometrinėmis savybėmis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Automatizuotas galaktikų struktūros nustatymas. Senais laikais, prieš kelis dešimtmečius, galaktikų stebėjimai duodavo praktiškai tik vieną tašką – visą galaktiką. Būdavo įmanoma pamatuoti jos bendrą spektrą, o iš to galima daryti išvadas apie jos judėjimą ar žvaigždžių populiacijas, bet labai netvirtas. Vėliau situacija gerėjo, o per pastaruosius porą dešimtmečių dauguma teleskopų buvo papildyti prietaisais, kurie leidžia vienu metu matuoti daugelio taškų spektrą ir taip, bent iš principo, gauti labai detalią informaciją apie galaktikos struktūrą. Tačiau gautus duomenis dar reikia apdoroti ir tinkamai interpretuoti. Dažniausiai naudojamus metodus galima sudalinti į dvi grupes. Pirmoji – prie duomenų derinama iš anksto parinkta struktūra, turinti kelis laisvus parametrus, pavyzdžiui centrinis telkinys ir diskas. Antroji – duomenys pagal vieną ar kelis parametrus, dažniausiai tokius, kaip ryškis, sudalinami į daugiakampius, ir kiekvienam jų priskiriamos vidutinės savybės. Abu metodai praranda gana daug informacijos, kurią galėtume ištraukti iš pavienių nuotraukos pikselių ir juose išmatuotų spektrų, o dabar mokslininkai sukūrė metodą, kuris šią problemą išsprendžia. Mašininio mokymosi algoritmais paremtas programinis pakeltas Capivara galaktikos duomenų kubą, susidedantį iš spektro, išmatuoto kiekviename pikselyje, suskirsto į regionus pagal gretimų pikselių spektro panašumą. Spektro savybės nurodo regiono temperatūrą, cheminę sudėtį, tankį, netgi ten esančios žvaigždžių populiacijos amžių. Ankstesni automatiniai metodai kartu vertinti ir pikselių padėties vienas kito atžvilgiu, ir jų spektrų, nepajėgė, taigi naujoji priemonė yra reikšmingas žingsnis į priekį. Kaip pavyzdį tyrėjai pateikė kelių skirtingų galaktikų suskirstymą į 20 regionų ir palygino jį su analogišku suskirstymu, naudojant daugiakampių metodą. Capivara pateikiamas sudalinimas gana aiškiai atitinka pagrindines galaktikų struktūrines savybes, matomas nuotraukose – galima įžvelgti disko ar centrinio telkinio komponentus, potvynines uodegas ar spiralines vijas. Suformuojami regionai yra įvairių formų ir dydžių, pinasi vienas su kitu, panašiai, kaip ir realios galaktikų struktūros. Tuo tarpu daugiakampių metodas duoda gerokai abstraktesnį vaizdą, iš kurio vieno pasakyti kažką apie galaktikos struktūrą praktiškai neįmanoma. Tyrėjų teigimu, naudojant jų priemonę bus galima leisti duomenims patiems pasakyti, kokios yra galaktikos, užuot bandžius jas visas užmauti ant beveik vienodų kurpalių. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.
***
Kintanti tamsioji materija. Vis detalesni didžiausių Visatos struktūrų, kosminės foninės spinduliuotės ir tolimų galaktikų judėjimo stebėjimai uždavė keletą opių klausimų. Pavyzdžiui, kodėl Visatos plėtimosi sparta, apskaičiuojama dviem skirtingais metodais, gerokai skiriasi? Panašių netikėtų skirtumų randama ir matuojant struktūrų formavimosi eigą. Aišku, netrūksta ir siūlomų teorinių paaiškinimų – pavyzdžiui, galbūt tamsioji energija, spartinanti Visatos plėtimąsi, laikui bėgant silpsta (arba kaip tik stiprėja). Tačiau galbūt iš tiesų kinta tamsioji materija? Tokią idėją mokslininkai nagrinėja naujame teoriniame tyrime. Idėja paremta pastebėjimu, kad didelė dalis Visatos raidos aspektų stipriai priklauso nuo energijos ir materijos santykio Visatoje. Taigi modelis, kuriame kinta tamsioji energija, turėtų daug kuo priminti modelį su kintančia tamsiąja materija. Jei dalis tamsiosios energijos per Visatos amžių nusilpsta – jos trauka tampa mažesnė – tai galėtų paaiškinti papildomą Visatos plėtimosi pagreitėjimą. Toks scenarijus atrodo visai įmanomas, turint omeny, kad neutrinai – dalelės, turinčios masę, bet labai silpnai sąveikaujančios su kita materija – laikui bėgant gali pakeisti savo tipą, o kartu ir masę. Tyrėjų teigimu, geriausiai dabartinius stebėjimus paaiškina modelis, kuriame 15% tamsiosios materijos keičia būseną, o likę 85% yra stabilūs. Tiesa, šiame darbe pateiktas modelis yra išskirtinai supaprastintas, tad įvairiausios detalės lieka neaiškios. Visgi pati idėja atrodo verta tolesnio nagrinėjimo – bent jau kol nei vienas pasiūlytas kosmologinių problemų sprendimo būdas nėra akivaizdžiai geresnis už kitus. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse