Nekoreguojami

Nekoreguojami

Nekoreguojami

2019. 02. 05

Kastytis Zubovas, "Konstanta 42". Kąsnelis Visatos CCCLXVII: Grįžtamasis ryšys

Visi procesai kosmose susiję – nuo didžiausių iki mažiausių. Maži energingi kūnai gali paveikti daug didesnę juos supančią aplinką. Ar tai būtų žvaigždės ir jų išpučiamų dujų ūkai arba superburbulai, ar tai būtų galaktinės tėkmės, kuriamos palyginus mažyčių aktyvių branduolių, ar net kokie kosmologiniai procesai. Praėjusios savaitės naujienose tokių grįžtamojo ryšio pasireiškimo pristatymų rasite ne vieną. Taip pat rasite naujienų apie Marso plutą, Mėnulio temperatūrą, naują nykštukinę galaktiką ir dar daug ką. Gero skaitymo!

***

Šaltos Mėnulio naktys. Sausio 29 dieną Kinijos Mėnulio tyrimų stotis Chang’e-4 ir jos mėnuleigis Yutu-2 pabudo iš dviejų savaičių miego. Miegas buvo reikalingas tam, kad prietaisai išgyventų Mėnulio naktį, kurios metu paviršiaus temperatūra tampa per žema elektronikai veikti. Ištyrę prietaisų parodymus, surinktus nakties metu, tyrėjai nustatė, kad temperatūra zondo aplinkoje buvo nukritusi iki -190 laipsnių Celsijaus. Tai yra gerokai žemesnė temperatūra, nei anksčiau užfiksuota Apollo misijų metu artimojoje Mėnulio pusėje – ten ji pasiekdavo -173 laipsnius. Kol kas nėra iki galo aiški šio skirtumo priežastis, bet greičiausiai jį nulėmė skirtinga paviršiaus uolienų sudėtis. Chang’e-4 aplinkoje esančios uolienos matyt dienos metu sukaupia mažiau šilumos, o naktį greičiau ją išspinduliuoja. Dabar dvi savaites vėl bus vykdomi tyrimai, po jų seks dar viena dviejų savaičių naktis, ir taip toliau. Ankstesnė Kinijos mėnulio misija, Chang’e-3, nusileido paviršiuje 2013-ųjų gruodį ir sėkmingai veikia daugiau nei penkerius metus; tiesa, jos mėnuleigis Yutu nustojo veikti 2015 metų pavasarį.

***

Marso kalno gravitacija. Kalnai ir kitos planetų paviršiaus struktūros šiek tiek iškreipia gravitacinį lauką. Taigi, turėdami pakankamai jautrius prietaisus, galinčius išmatuoti gravitacijos jėgos kryptį – kitaip tariant, laisvojo kritimo pagreitį – galime apskaičiuoti ir masės pasiskirstymą dangaus kūne. Taip ne kartą daryta Žemėje ir Mėnulyje, o dabar – ir Marse. Tik ne iš orbitos, o pasinaudojant Curiosity esančiais akselerometrais. Šie prietaisai marsaeigyje naudojami navigacijai, tačiau keli projekto komandos nariai sugalvojo, kaip juos pritaikyti ir gravitacinio lauko matavimui. Išmatavus, kaip silpsta gravitacija, Smalsiukui kylant Gale kraterio šlaitu, nustatytas kraterio dugno bei jo centre esančio Sharp kalno uolienų tankis. Paaiškėjo, kad jis yra vos 1680 kilogramų į kubinį metrą – tik 70% didesnis, nei vandens. Vidutinis Marso plutos tankis yra daugiau nei 2500 kilogramų į kubinį metrą, Žemės – beveik 2700. Taigi Gale kraterio dugnas ir Sharp kanlas yra labai porėti. Tai reiškia, kad jie niekada nebuvo uždengti labai storu nuosėdinių uolienų sluoksniu – priešingu atveju dabar matomos uolienos būtų suspaustos iki didesnio tankio. Šis atradimas padės išsiaiškinti kraterio istoriją ir kalno kilmę. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Mes, žmonės, mėgstame keliauti ir apgyvendinti naujas vietas. Taip išplitome po beveik visą Žemės rutulį. O kaip su kitais rutuliais, pavyzdžiui Marsu? Ko reikėtų, kad galėtume ten apsigyventi? Apie tai pasakoja Kurzgesagt:

***

Mažytis Kuiperio žiedo objektas. Planetos formuojasi iš protoplanetiniame diske egzistuojančių dulkių, kurios po truputį limpa į vis didesnius objektus. Mikrometrų dydžio dulkelėms kibti tarpusavyje yra gana paprasta; taip pat paprastai sukimba ir kelių dešimčių kilometrų bei didesnio skersmens objektai, nes juos sukibusius išlaiko jų pačių gravitacija. Tačiau tarpinio dydžio, iki keleto kilometrų skersmens, objektų augimas yra visiškai neaiškus, mat tokios uolienos susidūrusios turėtų subyrėti. Rasti atsakymą būtų lengviau, jei galėtume stebėti daugybę kilometro dydžio objektų ir tyrinėti jų savybes, bet tą padaryti labai sudėtinga. Už Saulės sistemos ribų juos aptikti neturime galimybių, nes jie per maži, kad sukeltų pastebimus efektus savo žvaigždei, ir per dideli, kad spinduliuotų kaip dulkių telkiniai. Arti Saulės, pavyzdžiui Asteroidų žiede, panašaus dydžio objektų yra, bet per milijardus metų juos gerokai paveikė Saulės spinduliuotė, taigi jie nebėra tokie, kokie buvo planetoms tik formuojantis. Vienintelė likusi galimybė – Kuiperio žiedas už Neptūno. Ir dabar pirmą kartą ten užfiksuotas tokio dydžio objektas. Taip toli skriejančio tokio mažo kūno tiesiogiai pamatyti mūsų teleskopai nepajėgūs, taigi naujasis atradimas padarytas užfiksavus okultaciją – tolimos žvaigždės trumpą pranykimą, kai mažasis objektas praskrido tarp jos ir mūsų. Vienam 1,3 km skersmens objektui aptikti prireikė maždaug 60 valandų stebėjimų, kurių metu buvo sekami 2000 žvaigždžių. Iš šių duomenų pavyko įvertinti, kiek panašaus dydžio objektų Kuiperio žiede turėtų būti iš viso: viename kvadratiniame laipsnyje dangaus ploto jų galima tikėtis daugiau nei pusės milijono, taigi visame danguje – maždaug 25 milijardų. Tiek daug kilometro dydžio objektų Kuiperio žiede reiškia, kad net ir taip toli nuo Saulės planetų formavimosi procesas buvo prasidėjęs ir tęsėsi gana ilgą laiką, nors pilnaverčių planetų ir nesuformavo. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Žvaigždėdaros grįžtamasis ryšys. Žvaigždės formuojasi iš šaltų dujų debesų, kurie traukiasi ir fragmentuoja. Jaunos žvaigždės, ypač masyvios, kaitina ir stumia likusias debesies dujas į šalis ir taip išardo debesį, todėl žvaigždėmis pavirsta tik iki 30% debesies medžiagos, o dažnai ir dar mažiau. Yra keli būdai, kaip žvaigždės paveikia debesį, o stipriausi iš jų pirmus kelis milijonus metų yra spinduliuotės slėgis ir žvaigždžių vėjai. Tačiau kuris iš šių mechanizmų, bendrai vadinamų grįžtamuoju ryšiu, yra stipresnis? Teoriniai skaičiavimai rodo, kad reikšmingesnė turėtų būti spinduliuotė, bet tą patikrinti stebėjimais yra sudėtinga. Visgi dabar, stebint palyginus artimą žvaigždėdaros regioną Oriono žvaigždyne, pavyko atskirti vėjo ir spinduliuotės įtaką. Tą padaryti leido labai tiksli informacija apie jonizuotos anglies spektrines linijas: priklausomai nuo energijos šaltinio, kuris šias dujas stumia, linijų intensyvumas yra nevienodas. Nustatyta, kad vos viena masyvi žvaigždė, Oriono C θ¹, išstumia keturių parsekų spindulio burbulą. Keturi parsekai – tai trigubai daugiau, nei atstumas nuo Saulės iki artimiausios žvaigždės Kentauro Proksimos. Žvaigždės spinduliuotė sužadina dujas dar didesniame regione, bet energijos joms perduoda palyginus mažai, o burbulą daugiausiai kuria žvaigždės vėjas. Burbulas plečiasi 13 kilometrų per sekundę greičiu ir jau dabar apima 2600 Saulės masių medžiagos; ateityje jis taps tik dar didesnis. Šis atradimas, aišku, yra tik viena žvaigždė viename žvaigždėdaros regione, taigi teigti, jog vėjai už spinduliuotę efektyvesni visur ir visada, negalima. Visgi paaiškinti tokį neatitikimą skaitmeninių modelių prognozėms reikės. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Laivo Kilio Eta šviesėja. Pietų pusrutulyje matomas Laivo Kilio žvaigždynas turi vieną unikalią žvaigždę – Laivo Kilio Eta (angl. Eta Carinae). Prieš daugiau nei pusantro šimto metų ji labai ryškiai sužibo ir išmetė tiek medžiagos, jog aplink ją susiformavo Homunkulo ūkas. Apskritai tokių žvaigždžių, vadinamų Šviesiomis mėlynomis kintančiosiomis (angl. Luminous Blue Variables, LBV), žinoma daug, bet tik Laivo Kilio Eta turi taip ryškiai matomą ūką. Tačiau po 10-15 metų Homunkulo ūko gali ir nebesimatyti. Taip atsitiks ne dėl pokyčių pačiame ūke – jis išliks daugmaž toks, koks yra ir dabar. Tačiau pati žvaigždė turėtų paryškėti, ir jos šviesa bent dešimt kartų nustelbs ūko spinduliuotę. Taip pakitusi sistema taps panaši į kitas LBV, kurios irgi turi ūkus, bet toli gražu ne taip aiškiai matomus. Žvaigždė ryškėja greičiausiai ne dėl joje pačioje vykstančių procesų, bet dėl nykstančio dulkių debesies, esančio tiksliai tarp jos ir mūsų. Debesį garina žvaigždės spinduliuotė, kuri yra pakankamai energinga, jog ištirpdo tarpžvaigždines dulkeles. Kai debesies neliks, žvaigždė bus 2,5 karto ryškesnė, nei buvo iki išsiveržimo XIX amžiuje, ir ūko beveik nebesimatys. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Superburbulas Henize 70. Šaltinis: Josep M. Drudis

Dar vienas žvaigždžių poveikio aplinkai pavyzdys – superburbulai, atsirandantys ten, kur sprogsta keletas supernovų, ir jų sprogimo bangos susijungia į vieną bei išstumdo dujas didelėje galaktikos dalyje. Šis superburbulas, Henize 70, yra Didžiajame Magelano debesyje, palydovinėje Paukščių Tako galaktikoje. Burbulo skersmuo – apie 90 parsekų, 75 kartus didesnis už atstumą nuo Saulės iki Kentauro Proksimos.

***

Nauja galaktika mūsų kaimynystėje. Paukščių Takas turi kelias dešimtis palydovinių nykštukinių galaktikų – mažiau, nei prognozuoja kai kurie teoriniai modeliai, bet visgi gana gausią šeimą. Kitos galaktikos irgi turi daugybę palydovų. Kai kurios iš šių nykštukinių galaktikų yra tokios blausios, kad jas aptikti darosi labai sudėtinga – į vieną dangaus lopinėlį geriausiais teleskopais reikėtų žiūrėti keletą valandų, jei ne dienų, kad taptų įmanoma atskirti nedidelį žvaigždžių ir dujų sutankėjimą nuo aplinkos. Dabar pristatyta netikėtai aptikta nykštukinė galaktika, nuo Paukščių Tako nutolusi per beveik devynis megaparsekus, o nuo artimiausios didelės galaktikos – per 600 kiloparsekų, panašiai, kaip Paukščių Takas nuo Andromedos. Naujoji galaktika, neoficialiai pavadinta Bedin 1, aptikta Hablo teleskopo duomenyse, kurie surinkti tyrinėjant Paukščių Take esantį žvaigždžių spiečių NGC 6752. Stebėjimų metu norėta užfiksuoti pačias blausiausias spiečiaus žvaigždes, todėl Hablas stebėjo spiečiaus kraštus labai ilgai – iš viso ilgiau nei 26 valandas. Nagrinėjant surinktus duomenis aptiktas žvaigždžių telkinys, nepriklausantis spiečiui; tolesnė analizė parodė, jog tai yra labai tolima, maža ir blausi galaktika. Naujai atrastos galaktikos gabaritai yra 840×340 parsekų, penkis kartus mažesni nei Didžiojo Magelano debesies. Tokios galaktikos vadinamos nykštukinėmis sferoidinėmis – jos įprastai yra labai mažos ir labai blausios. Bedin 1 atstumas nuo artimiausios didelės galaktikos NGC 6744 daro ją ir ypatingai izoliuota – tai gali reikšti, kad ji per visą Visatos gyvavimo laiką sąveikavo su labai mažai kitų galaktikų. Dėl šios priežasties ji gali būti puikus galaktikų evoliucijos tyrimų taikinys, nes parodo, kaip vystėsi galaktikos, neveikiamos aplinkinių objektų gravitacijos. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ypatingai stipri galaktinė tėkmė. Daugelyje aktyvių galaktikų stebimos tėkmės – dujų srautai, išnešantys didžiulius medžiagos kiekius iš centrinių galaktikos dalių į jos pakraščius. Praeitą savaitę pranešta apie vieną stipriausių kada nors užfiksuotų tokių tėkmių. Ji atrasta labai ryškiai infraraudonųjų spindulių diapazone spinduliuojančioje galaktikoje (angl. Ultra-Luminous InfraRed Galaxy, ULIRG) kodiniu pavadinimu J0916a. Galaktika labai sparčiai formuoja žvaigždes, per metus jos žvaigždinė masė paauga beveik tūkstančiu Saulės masių. Tuo pat metu kasmet iš galaktikos centrinių dalių išmetama apie 500 Saulės masių dujų. Tėkmę sudaro įvairių būsenų dujos: dalis jų yra karštos, dalis – šaltos. Teoriniai ir skaitmeniniai modeliai prognozuoja, kad taip ir turėtų būti, bet stebėjimais aptikti įvairialypę tėkmę pavyksta nedažnai. Bendra tėkmės galia sudaro daugiau nei 10% centrinio galaktikos aktyvaus branduolio spinduliuotės galios – neįprastai daug, nes dažniausiai šis santykis nesiekia 5%. Tačiau ULIRGai yra ekstremalios galaktikos visomis savybėmis, tad nekeista, kad ir tėkmės jose yra ypatingai stiprios. Šis atradimas turėtų padėti geriau suprasti, kaip vystosi galaktinės tėkmės ir kokį poveikį jos gali turėti intensyvios žvaigždėdaros periodą išgyvenančioms galaktikoms. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tamsioji energija stiprėja? Jau apie du dešimtmečius žinome, kad Visata plečiasi greitėdama. Gali būti, kad tą nulemia tamsioji energija – visą erdvę užpildanti energija, veikianti priešingai gravitacijai. Bet apie šios energijos savybes žinome labai mažai; pavyzdžiui, nežinome, ar ji visą laiką yra vienodo stiprumo, ar laikui bėgant kinta. Dabar pristatytas galimas įrodymas, kad per Visatos gyvavimo laiką tamsioji energija po truputį stiprėja. Jis remiasi nauju Visatos plėtimosi spartos matavimo būdu, kuriam naudojami kvazarai. Šie objektai – supermasyvios juodosios skylės, labai sparčiai ryjančios medžiagą – yra ypatingai ryškūs, todėl matomi didžiuliais atstumais, gerokai toliau, nei, pavyzdžiui, supernovos. Pastarosios irgi dažnai naudojamos Visatos plėtimosi spartai matuoti, bet kvazarais plėtimąsi galima išmatuoti daug toliau. Tiesa, tam reikia patikimo būdo nustatyti atstumui iki kiekvieno konkretaus kvazaro, kuris remtųsi ne jo spektro linijų raudonuoju poslinkiu – pastarasis kaip tik priklauso nuo Visatos plėtimosi istorijos. Neseniai toks būdas buvo atrastas – nustatyta, kad santykis tarp kvazaro ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės intensyvumo priklauso nuo jo absoliutaus šviesio, tad išmatavę santykį, galime nustatyti šviesį, o tada – ir atstumą. Atrinkę 1600 kvazarų su gerai išmatuota rentgeno ir ultravioletine spinduliuote, astronomai apskaičiavo Visatos plėtimosi istoriją nuo tų laikų, kai jos amžius buvo tik apie vieną milijardą metų. Supernovų stebėjimai leidžia patikimai matuoti plėtimosi istoriją tik nuo tada, kai Visata buvo penkių milijardų metų amžiaus. Intervale, kuriame turimi supernovų matavimai, Visatos plėtimasis, įvertintas abiem metodais, atrodo vienodas, tačiau senesniais laikais, panašu, Visata plėtėsi šiek tiek kitaip, nei prognozuoja paprasta ekstrapoliacija iš supernovų duomenų. Naujai gauta plėtimosi istorija taip pat neatitinka ir standartinio kosmologinio modelio prognozės. Neatitikimą galima paaiškinti, jei standartinį modelį praplečiame, leisdami tamsiosios energijos stiprumui nuolatos po truputį didėti. Toks modelis prognozuoja, kad ateityje Visata plėsis dar greičiau, nei tamsiajai energijai nestiprėjant. Be to, toks praplėstas modelis gali padėti paaiškinti kurį laiką vis stiprėjantį neatitikimą tarp plėtimąsi aprašančio Hablo parametro verčių, gaunamų matuojant artimų galaktikų judėjimą ir analizuojant kosminę foninę spinduliuotę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Visatos cheminės sudėties evoliucija. Per pirmąsias kelias minutes po Didžiojo sprogimo Visatoje susiformavo vandenilis, helis ir šiek tiek ličio – daugiau cheminių elementų iš pradžių nebuvo. Visi kiti natūralūs elementai atsirado vėliau, žvaigždėse vykstant termobranduolinei sintezei. Bet sintezė sintezei nelygu – vieni elementai atsiranda masyviose žvaigždėse, kiti – mažos masės, treti – termobranduolinių supernovų sprogimų metu, ketvirti – kosminiams spinduliams trankantis į sunkius branduolius. Per daugiau nei šimtą metų po truputį išsiaiškinome, kaip tie elementai atsirado ir kodėl jų kiekiai Visatoje yra labai nevienodi. Naujame apžvalginiame straipsnyje pristatoma Visatos cheminės sudėties istorija. Pirmieji už litį sunkesni elementai atsirado praėjus maždaug 100 milijonų metų, gal kiek daugiau, po Didžiojo sprogimo, kai gimė ir mirė pirmosios žvaigždės. Jose susiformavo pirmieji 26 elementai – iki geležies; supernovų sprogimų metu atsirado dar 11 – iki rubidžio. Dar po šimto milijonų metų elementų lentelę papildė besijungiančios neutroninės žvaigždės ir jų sukeliami gama spindulių žybsniai: taip atsirado visi elementai iki plutonio (94-ojo) imtinai. Vėlesnė evoliucija buvo lėtesnė ir ramesnė, kai kurių elementų daugėjo, kitų – mažėjo. Po milijardo metų Visatą praturtinti ėmė mirštančios mažos masės žvaigždės, netrukus po to – termobranduolinės supernovos, ardančios baltąsias nykštukes. Šiuo metu daugelis natūraliai aptinkamų cheminių elementų turi po kelis šaltinius, pavyzdžiui dviejų tipų supernovas arba gama spindulių žybsnius ir mirštančias mažos masės žvaigždes. Tokie tyrimai padeda geriau suprasti atskirų Visatos dalių – galaktikų ir jų spiečių – žvaigždėdaros istoriją. Apžvalginis straipsnis publikuojamas Science.

***

Tolimų galaktikų pakraščių analizė. Dar 2012 metais Hablo teleskopu daryta nuotrauka, vadinama Ultra-giliuoju lauku (Hubble Ultra-Deep Field, HUDF), atskleidė daugybę ypatingai tolimų galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliavo 13 milijardų metų ir daugiau. Taip pat toje nuotraukoje matoma ir truputį artimesnių galaktikų, kurios atrodo didesnės, tačiau iki šiol jų analizei nebuvo skiriama daug dėmesio. Dabar pristatyta nauja Hablo nuotraukų apdorojimo metodika, leidžianti tirti ne tik mažas kompaktiškas galaktikas, bet ir blausius didesnių galaktikų pakraščius. Tai, kas anksčiau buvo laikyta fonine Visatoje pasklidusia spinduliuote, paaiškėjo esą galaktikų pakraščiai, kuriuose taip pat vyksta įdomūs procesai. Naujasis metodas leis geriau suprasti, kaip kito galaktikų dydžiai Visatai evoliucionuojant. Jį bus galima pritaikyti ne tik Hablo, bet ir Euclid, James Webb ir kitų kosminių teleskopų duomenims nagrinėti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Konstanta 42 yra FTMC dirbančio astrofizikos mokslų daktaro Kastyčio Zubovo blogas apie Visatą, kuriame pristatomi įvairūs dalykai, susiję su fizika ir kitais mokslais. Taip pat kartais pasitaiko įrašų apie fantastiką, tolkinizmą, istoriją. Kodėl Konstanta 42? Tai yra atsakymas į visus gyvenimo klausimus.