Naujienos ir renginiai

***

Mėnulio vandens judėjimas. Mėnulyje yra vandens. Aišku, nelabai daug, tačiau prie paviršių dengiančio dulkių sluoksnio randama prikibusių vandens molekulių. Dabar nustatyta, kaip šios molekulės juda Mėnulio dienos-nakties ciklo metu. Remdamiesi Lunar Reconnaisance Orbiter (LRO) zondo duomenimis, mokslininkai nustatė, kad maždaug vidurdienį (t.y. praėjus maždaug septynioms Žemės paroms po Saulės patekėjimo konkrečioje Mėnulio vietoje) vandens molekulės atsikabina nuo dulkių ir ima migruoti, o prasidėjus nakčiai nusėda paviršiuje ir prikimba atgal. Taip susidaro nuolat kintantis vandens pasiskirstymas Mėnulio paviršiuje. Šis atradimas svarbus dėl keleto priežasčių. Visų pirma, juo nustatyta, kiek energijos reikia sutekti dulkei ir vandens molekulei, kad jos atkibtų viena nuo kitos beorėje aplinkoje – tai padės geriau tyrinėti ir kitas planetas. Antra, tai buvo pirmas atvejis, kai vandens egzistavimas tyrinėtas naudojant ultravioletinių spindulių absorbcijos stebėjimus, taigi tai kartu yra ir metodo patikrinimas. Trečia, tyrimas pagerina supratimą apie vandens pasiskirstymą Mėnulyje, o tai bus labai svarbu planuojant nuolatines žmonių bazes mūsų palydove. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Kaip sunaikinti asteroidą? Jei aptiktume asteroidą, kuris po palyginus neilgo laiko tarpo susidurs su Žeme ir sukels globalią katastrofą, šiuo metu turime tik keletą hipotetinių būdų tos katastrofos išvengti. Vienas iš būdų – nusiųsti į asteroidą erdvėlaivį su galingu sprogmeniu ir ištaškyti asteroidą į gabalus. Dalis tų gabalų vis tiek pasiektų Žemę, bet galbūt sudegtų atmosferoje, o nukritę ant planetos paviršiaus sukeltų gerokai mažesnes pasekmes. Bet kiek energijos reikėtų, norint suardyti asteroidą? Šis klausimas svarbus ne tik hipotetiškai ginant Žemę nuo kataklizmo, bet ir nagrinėjant nuolaužų diskus aplink žvaigždes, tokius kaip Asteroidų ar Kuiperio žiedai Saulės sistemoje. Asteroidų tarpusavio susidūrimai trupina juos, tad stebėdami nuolaužų dydžių pasiskirstymą tolimoje žvaigždės sistemoje, galime nagrinėti jos istoriją. Bet tam reikia suprasti, kaip byra asteroidai, kai į juos smūgiuoja greitai judantys mažesni objektai. Naujame tyrime šis procesas išnagrinėtas pasitelkiant geriausius skaitmeninius modelius. Modeliuose įtraukiama ir asteroidų gravitacija, ir cheminiai ryšiai, išlaikantys uolienas. Būtent pastarųjų įskaičiavimas parodė, kad asteroido suardymui reikia daugiau energijos, nei manyta iki šiol. Skaičiavimams pasirinktas susidūrimas tarp 25 km ir 1 km skersmens asteroidų; anksčiau buvo manoma, kad susidūrimas 500 km/s greičiu visiškai suardytų didesnįjį kūną. Visgi nauji skaičiavimai parodė, kad tokio energingo smūgio metu didesnis asteroidas tik sueižėja, bet į gabalus neišlaksto. Maža to, laikui bėgant asteroido gravitacija padeda jam atgauti didžiąją dalį pradinės masės. Asteroidas nesubyra todėl, kad cheminiai ryšiai yra šiek tiek elastingi ir gerai išsklaido smūgio energiją po visą asteroido tūrį. Šie rezultatai taip pat rodo, kad ir mažesni asteroidai, kuriuose cheminiai ryšiai santykinai daug svarbesni, nei dideliuose, suardomi gerokai sunkiau, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Hayabusa2 nusileidimo pėdsakas. Prieš kiek daugiau nei dvi savaites Japonijos zondas Hayabusa2 trumpam nusileido ant asteroido Ryugu paviršiaus, šovė į jį kulka ir surinko pakilusių paviršiaus dalelių mėginį. Atlikęs užduotį, vėl pakilo į orbitą, kur skraidys dar iki šių metų pabaigos, o tada keliaus į Žemę. Bekildamas Hayabusa2 padarė nusileidimo vietos nuotrauką, kurioje pastebėta keista tamsesnė dėmė. Dėmės plotas yra truputį didesnis, nei paties zondo, o jos centras tiksliai sutampa su planuota nusileidimo vieta. Misijos vadovai teigia, kad dėmę galėjo sukurti zondo varikliai, nupūtę dalį šviesesnių paviršinių dulkių ir atskleidę tamsesnius gilesnius sluoksnius, bet kol kas tai tėra spekuliacija. Taip pat gali būti, kad viena iš kulkų, iššautų dulkių surinkimui, atidengė kiek didesnį paviršiaus regioną, nei planuota. Kol kas atsakymo nėra, bet galbūt jį gauti padės tolesni stebėjimai ir tamsios dėmės kitimas laikui bėgant, bei laboratorinė asteroido mėginių analizė, kai Hayabusa2 juos pargabens į Žemę 2020 metais.

***

Jupiterio ir Saturno gelmės. Cassini misija baigėsi prieš pusantrų metų, po trylikos metų Saturno tyrimų. Juno misija Jupiterį tyrinėja pustrečių metų ir tą darys dar bent keletą. Abi misijos gerokai apvertė mūsų supratimą apie planetų-milžinių formavimąsi ir savybes. Praeitą savaitę vykusiame JAV fizikų draugijos susitikime buvo pristatyti pagrindiniai atradimai ir keistenybės iš šių planetų gelmių. Abi planetos sudarytos daugiausiai iš vandenilio ir helio, tačiau centrinėse jų dalyse yra daug sunkesnių elementų. Tačiau šie 10-15 Žemės masių telkiniai nėra uoliniai branduoliai, kaip buvo manoma anksčiau, o gerokai susimaišę su metalingo vandenilio rezervuarais toliau nuo centro. Taip pat netikėtas buvo ir atradimas, kad planetų magnetinį lauką kuria ne tik metalingas vandenilis gelmėse, bet ir molekulinis vandenilis arčiau paviršiaus – jis yra pakankamai karštas, kad dalis elektronų juda laisvai ir jais gali tekėti elektros srovė. Vienas iš naujausių netikėtų atradimų – Jupiterio atmosferos tolygus išsimaišymas nuo paviršiaus iki gana gilių sluoksnių. Kol kas nėra gero paaiškinimo nei vienai iš šių savybių, bet tai yra gerų misijų požymis – jos verčia pergalvoti ankstesnius paprastus modelius ir padeda juos patobulinti. Pranešimo santrauką rasite susitikimo puslapyje.

***

Gyvybinės zonos ribos. Kalbant apie egzoplanetų tinkamumą gyvybei, dažnai įvardijamas regionas aplink žvaigždę, vadinamas gyvybine zona. Tai yra zona, kurioje esančių uolinių planetų paviršiuje galėtų egzistuoti skystas vanduo. Visgi vien skysto vandens gyvybei neužtenka, ypač sudėtingoms gyvybėms formoms, kurių reikėtų technologinės civilizacijos atsiradimui. Naujame tyrime skaičiuojama, kokiose planetose galėtų egzistuoti skystas vanduo ir kartu nebūti per daug anglies dvideginio. Pastarasis yra nuodingas visoms sudėtingoms gyvybės formoms Žemėje, jei jo koncentracija tampa per didelė. Prie Saulės tipo žvaigždžių šis reikalavimas sumažina gyvybinės zonos plotį keturgubai. O prie M spektrinės klasės žvaigždžių – mažesnių už Saulę nykštukių, kurių Visatoje yra gerokai daugiau – visa gyvybinė zona tampa nebetinkama sudėtingoms gyvybės formoms. Taip atsitinka todėl, kad M klasės žvaigždžių spinduliuotė daug efektyviau skatina anglies dvideginio formavimąsi planetų atmosferose. Tyrimo rezultatai arXiv.

Kalbant apie M tipo žvaigždes, jos gyvybei gali nelabai tikti ir dar dėl dviejų priežasčių. Pirma – jų gyvybinė zona yra taip arti žvaigždės, kad ten esančios planetos greičiausiai yra potvyniškai prirakintos, t.y. į žvaigždę nuolatos yra atsukusios vieną pusę. Tokiose planetose susidaro didžiuliai temperatūros kontrastai, kurie apsunkina gyvybės vystymąsi. Antra – M klasės žvaigždės yra santykinai daug aktyvesnės, nei Saulė, todėl planetas gyvybinėse zonose nuolatos talžo žvaigždžių vėjai ir žybsniai. Dabar pasiūlyta idėja, kad tinkamiausios gyvybei turėtų būti ne M, bet K spektrinės klasės žvaigždės. Jos yra tarpinės tarp Saulės ir M tipo žvaigždžių, gyvena daug ilgiau, nei Saulė, nėra tokios aktyvios ir neprirakina gyvybingų planetų potvyniškai. Ateityje ieškant gyvybei galimai tinkamų egzoplanetų reikėtų daugiau dėmesio skirti būtent šioms žvaigždėms. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Egzoplanetų ašių posvyriai. Šiuo metu žinome daugiau nei 5000 egzoplanetų. Į Saulę panašios žvaigždės dažnai turi uolinių planetų, dažnai ir ne po vieną. Jos sukasi beveik apskritiminėmis orbitomis beveik vienoje plokštumoje, bet orbitų spinduliai yra gana keisti. Natūralu būtų tikėtis, kad planetų orbitų periodai būtų tarpusavio rezonanse – pavyzdžiui vienos planetos metai truktų dvigubai ilgiau, nei kitos. Realiose sistemose periodų santykiai yra artimi tokiems nedideliems natūraliesiems skaičiams, bet šiek tiek nuo jų skiriasi. Kol kas nėra paaiškinimo, kas nulemia tokį skirtumą, tarsi planetos būtų išstumtos iš rezonansų kažkokios jėgos. Dabar pasiūlytas vienas galimas paaiškinimas, kuris remiasi planetų sukimosi aplink savo ašis sąveika su orbitiniu judėjimu. Kiekviena žvaigždė savo planetose sukelia potvynius – ar tai būtų vandens, ar uolienų perturbacijos. Šie potvyniai kaitina planetą ir stabdo jos orbitinį judėjimą, todėl planeta gali iškristi iš rezonanso. Bet potvyniai pakankamai efektyvūs tampa tik tada, kai planetos ašis yra stipriai pasvirusi į orbitos plokštumą. Tokie dideli posvyriai gali susidaryti, jei planetos neturi masyvių stabilizuojančių palydovų (kaip Žemės Mėnulis). Šis tyrimas yra bene pirmasis būdas įvertinti egzoplanetų sukimosi ašių posvyrius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Magnetarų stebėjimai radijo antenomis. NASA turi pasaulinį radijo antenų tinklą, vadinamą Giliosios erdvės tinlu (Deep Space Network, DSN), skirtą komunikacijoms su palydovais už Žemės ribų. Bet tų palydovų nėra tiek jau daug, kad tinklas būtų naudojamas visą laiką. O antenos tai geros ir jautrios. Tad ilgą laiką svarstomos įvairios idėjos, kaip jas protingai panaudoti tuo metu, kai nėra poreikio šnekėtis su Marsu, Jupiteriu ar išvis Saulės sistemos pakraščiais. Praeitą savaitę publikuotame straipsnyje pristatytas DSN panaudojimas stebėti magnetarus. Magnetarai yra ypatingai stiprų magnetinį lauką turinčios greitai besisukančios neutroninės žvaigždės. Jos žybsi ne tik regimųjų spindulių ruože, kaip pulsarai, bet ir radijo bangose. Bet kokie neatitikimai tarp radijo ir regimųjų žybsnių gali padėti suprasti šių objektų struktūrą ir evoliuciją, taip pat jų aplinkos savybes, o gal net patikrinti reliatyvumo teorijos prognozes. Pristatomais keletą mėnesių trukusiais stebėjimais buvo sekami keturi magnetarai – tai yra geriausi iki šiol atlikti šių objektų stebėjimai. Stebėjimų metu radijo spinduliuotė nuolatos kito; dalį pokyčių paaiškinti galima dabartiniais magnetarų modeliais, bet kai kurie išlieka paslaptingi. Tolesni stebėjimai – ir naudojant DSN, ir kitais prietaisais – padės išsiaiškinti ir jų prigimtį. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Masyvių žvaigždžių evoliucija. Žvaigždės, masyvesnės nei 8 Saulės masės, gyvenimus baigia supernovų sprogimais. Kai kurių supernovų spektruose matome daug vandenilio – tai yra išorinių žvaigždės sluoksnių dujos, sužadintos sprogimo metu. Bet kitose supernovose vandenilio matyti labai mažai arba nematyti visai; dar kitose nematyti ir helio, kuris turėtų žvaigždėje būti šiek tiek giliau už vandenilį. Tokie sprogimai, atitinkamai, vadinami IIb, Ib ir Ic tipo supernovomis. Dabar pristatyti labai detalūs šių supernovų liekanų stebėjimai, rodantys, kad Ic tipo supernovas sukeliančios žvaigždės evoliucionuoja kitaip, nei sukeliančios IIb ir Ib tipo sprogimus. Remdamiesi žvaigždžių evoliucijos modeliais, autoriai teigia, kad paviršinį vandenilio sluoksnį iš dalies arba visiškai pašalinti gali masyvios žvaigždės sąveika su kompanione dvinarėje sistemoje, o helio sluoksnį pašalina tik labai stiprūs pačios žvaigždės vėjai. Kompanionė gali prisitraukti žvaigždės išorinius sluoksnius, pastarajai gyvenimo pabaigoje pavirtus supermilžine, tačiau helio sluoksnį net ir milžinės gravitacija išlaiko prie savęs. Tuo tarpu žvaigždės vėjai gali nupūsti ir gilesnius sluoksnius ir tada sprogimo vietoje nėra nei helio, nei vandenilio. Kai kurioms žvaigždėms gali būti reikšmingi abu procesai vienu metu. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

 

Savaitės paveiksliukas – tiesiog pora gražių ir labai skirtingų ūkų. Abu objektai matomi Dvynių žvaigždyno apačioje; dvi ryškios žvaigždės nuotraukoje yra Dvynių figūrų kojos. Dešinėje esantis Medūzos ūkas yra 30 tūkstančių metų senumo supernovos liekana. Kairėje – spinduliuotės ūkas, apšviečiamas Medūzos ūko centre esančios neutroninės žvaigždės.

***

Paukščių Tako masė. Mūsų Galaktikos masė yra nesibaigiančių ginčų objektas. Ją apskaičiuoti labai sudėtinga, nes būdami jos viduje sunkiai galime išmatuoti pakraščiuose esančių žvaigždžių greičius. O atsakymas duoda ne vien sausą statistinį įrašą: nuo galaktikos masės priklauso jos evoliucija, struktūra bei palydovinių galaktikų skaičius, tad žinodami Paukščių Tako masę galime pasakyti, kiek įprasta ar neįprasta mūsų Galaktika yra palyginus su kitomis. Dabar pristatytas naujas masės, esančios 21 kiloparseko atstumu nuo Galaktikos centro, įvertinimas, paremtas kamuolinių spiečių judėjimu, išmatuotu Gaia teleskopu. Remdamiesi spiečių judėjimo greičiu, astronomai nustatė, kad šiame tūryje sutelkta 0,21 trilijono Saulės masių medžiagos. Sprendžiant iš šio skaičiaus, visa Galaktikos masė turėtų būti 1,28 trilijono Saulės masių. Pridėjus Hablo teleskopu išmatuotų kitų kamuolinių spiečių judėjimo duomenis, gaunama truputį didesnė, bet statistiškai sutampanti, vertė – 1,54 trilijono Saulės masių. Šie rezultatai patenka į ankstesnių įvertinimų vidurį ir yra vieni tiksliausių kada nors padarytų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Galaktinės tėkmės magnetinis laukas. Galaktika M82, dar vadinama Cigaru, labai sparčiai formuoja žvaigždes. Žvaigždžių spinduliuotė, vėjai ir supernovų sprogimai sukelia milžinišką tėkmę, plintančią iš galaktikos centrinių dalių. Dabar pirmą kartą nustatyta, kad tėkmė juda išilgai magnetinio lauko linijų. Šis rezultatas gautas stebint iš galaktikos atsklindančių fotonų poliarizaciją – bangos vibravimo plokštumos reguliarumą. Magnetinis laukas surikiuoja šviesos bangas, tad stipri poliarizacija nurodo ir magnetinio lauko stiprį, ir kryptį. Magnetinio lauko linijos greičiausiai išsitempė kartu su pačia tėkme, kitaip tariant, dujos, palikdamos galaktiką, kartu „išsinešė“ ir magnetinį lauką. Šis rezultatas parodo, kad medžiagos tėkmės gali sukurti ir tarpgalaktinį magnetinį lauką. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Apie kosminę foninę spinduliuotę dažnai kalbama, kaip apie Visatos struktūros pradmenį, arba visą Visatą užpildantį fotonų lauką. Plačiau apie ją – savaitės filmuke iš PBS Space Time:

***