Apie vakuumo struktūrą, itin aukštos pikinės galios lazerius ir gama spinduliavimo panaudojimą.

Kas tai yra vakuumas? Iš esmė tai visiškas ko nors nebuvimas, tačiau ar viskas taip paprasta? Fizikas A. Koržimanovas papasakojo, kaip vakuume, nepaisant visiškos tuštumos, kunkuliuoja savas gyvenimas.Viena iš įdomiausių šiuolaikinės fundamentaliosios fizikos problemų – kas yra mus supantis vakuumas. Žmonės ilgai manė (taip mus moko mokykloje) manė, kad vakuumas — tai tuštuma, vakuumas — tai, kai nėra visai nieko. Tačiau XX amžiuje atsirado kvantinės elektrodinamikos teorija. Remiantis ja, paaiškėjo, kad iš tiesų vakuumas nėra absoliuti tuštuma, jis turi tam tikrą struktūrą, jis nuolat verda, kunkuliuoja ir niekados nenusiramina.Vaizdžiai tariant, vakuumas užpildytas nedidelėmis fluktuacijomis. Kiekvieną akimirką visuose vakuumo taškuose gimsta ir iškart, nespėjusios tapti realybe, miršta elektronų ir jų antidalelių, pozitronų, poros. Jos atsiranda ir iškart miršta, anihiliuoja. Tai vadinamosios virtualios poros. Ir nors jos gan silpnos ir jų įtaka mūsų gyvenimui menka, remiantis kvantine elektrodinamika, aplinkines daleles jos visgi šiek tiek veikia. Šis nedidelis poveikis gana greitai buvo aptiktas spektroskopijos metodais. Bet ligi šiol tai tėra netiesioginis tokių fluktuacijų egzistavimo įrodymas. Faktiškai nėra jokio tiesioginio būdo ištirti, kas tai yra.Norėtųsi ištirti vakuumą ir jame vykstančias fluktuacijas, ir taip patikrinti kvantinės elektrodinamikos pamatus ir, galbūt, aptikti kokios nors naujos, iki šiol nežinomos, fizikos požymius. Deja, tokio instrumento dar nėra. Todėl turime tik netiesioginius fluktuacijų įrodymus. Tačiau prieš metus kažkokie efektai buvo aptikti tolimose neutroninėse žvaigždėse. Ten fluktuacijos irgi vyksta, o neutroninių žvaigždžių įtaka jas sustiprina.Ši loginė grandinė gan paini. Reikia suprasti, kas yra neutroninė žvaigždė, kokie jos magnetiniai laukai, kokia spinduliavimo sandara. O neutroninių žvaigždžių niekas nelankė ir matė. Norėtųsi visa tai atlikti laboratorijoje. Ir štai, dabar stovime ant tokio prietaiso sukūrimo slenksčio — tai itin aukštos pikinės galios lazeriai.Šiuolaikinėmis lazerių sistemomis galima sukurti vieno petavato – 10¹⁵ W, kvadrilijono vatų – galingumo spinduliavimą. Tai didžiulis skaičius. Sufokusavus tokį spinduliavimą į mažą plotą, lazerio sukurto spinduliavimo bangos elektromagnetiniai laukai ima artėti prie reikšmės, kai juos pradeda veikti šios fluktuacijos.Teoriniai skaičiavimai rodo, kad dar šiek tiek padidinus lazerinių sistemų galią (galime tikėtis, kad tokia galia bus pasiekta per artimiausius 5–10 metų), spinduliavimas pradės veikti vakuumo fluktuacijas. Ir kas nutiks? Fluktuacijos yra tiesiog virtualios elektrono ir pozitrono poros. Kai tokia pora atsiduria stipriame elektriniame lauke – sufokusuoto lazerinio spinduliavimo lauke, – jis pradeda porą šiek tiek ištempti. Kadangi elektrono krūvis neigiamas, o pozitrono teigiamas, jie juda į priešingas puses. Todėl fluktuacijos pradeda šiek tiek keistis. Pradeda keistis paties vakuumo savybės. Tai gali pasireikšti įvairiais efektais. Pavyzdžiui, dėl sąveikos su tomis fluktuacijomis gali pasikeisti per vakuumą sklindančio sufokusuoto spinduliavimo poliarizacija – iš linijinės tapti elipsine. O tai jau galima pamatuoti, tam yra geri, patikimi metodai.Bet yra ir įdomesnis efektas. Kas nutiks, jei tame vakuume, be lazerinio spinduliavimo, yra dar ir kokia nors dalelė, tarkime, visiškai atsitiktinai ten atsidūręs elektronas? Tai yra, šalia buvo atomas, atskriejo spinduliavimas ir elektriną iš atomo išplėšė. Šiam elektronui lazerio spindulio elektromagnetinė banga suteikia didžiulę energiją ir išspinduliuoja šviesos kvantą — didelės energijos kvantą.O paskui vyksta štai kas. Tame pačiame lauke, toje pačioje elektromagnetinėje bangoje, fotonas sukuria jau realią elektrono ir pozitrono porą. Tai yra, ne fluktuacijas, kurios atsiranda ir išnyksta, o visiškai realūs elektronai ir pozitronai išsilaksto į priešingas puses. Ir kiekvienas iš jų pagreitėja iki didelių energijų, išspinduliuoja savo šviesos kvantą, savo fotoną, kuris irgi suyra į elektrono– pozitrono porą. Susidaro lavina. Iš vieno elektrono jų susidaro daugybė — kiekviename žingsnyje jų susidaro dvigubai daugiau.

Tikriausiai žinote pasakėčią apie šachą, kuriam parodytas šachmatų žaidimas labai patiko, ir jis norėjo apdovanoti išradėją. Šis paprašė apdovanojimą duoti grūdais – pirmame šachmatų lentos laukelyje vieną grūdą, antrame – du, trečiame – keturis ir taip toliau, kiekviename jų skaičių vis padvigubinant. Žodžiu, pasirodė, kad jau 10–20 langelyje grūdų būtų reikėję duoti daugiau, nei buvo visoje šalyje. Čia situacija analogiška. Faktiškai, labai sparčiai išsivysto lavina, ir susidaro daugybė elektronų–pozitronų porų.

Kaip tai atrodo? Iš visiškai tuščios erdvės, iš vakuumo, kur nėra nieko, tik vienas netyčia užklydęs atomas, sufokusavus ten šviesą, jos staiga randasi daugybė tūkstančius kartų tankesnės už tankiausią žinomą metalą, materijos. Toks efektas jau pats savaime labai vaizdingas ir ryškus. O be to, jis labai įdomus tiek fundamentaliojo, tiek ir taikomojo mokslo tyrimų objektas. Mat fokuse susidaranti plazma yra itin ryškus gama spinduliavimo šaltinis, kuriam nė iš tolo neprilygsta jokios dabar turimos technologijos.O kur gama spinduliavimą galima panaudoti? Visų pirma, jį galima panaudoti vietoje rentgeno, darant nuotraukas medicinoje. Tai yra, „pasišviesdami“ gama šaltiniu, galime tyrinėti objektų vidinę struktūrą.

Kita kryptis – branduolinė fizika. Jei optinis spinduliavimas veikia atomo išorinių orbitalių elektronus, rentgeno spinduliai pasiekia gilesnius elektronų sluoksnius, tai gama spinduliai gali efektyviai veikti pačius atomų branduolius. Tai galima panaudoti, verčiant vienos medžiagos branduolius kitos medžiagos branduoliais. Gama spinduliais galime sukurti izotopus, kurių gamtoje nėra.

Tai svarbu tiek pačiai branduolinei fizikai, tiek ir branduolinei medicinai. Tokie izotopai gali būti pozitronų šaltiniai, naudojami pozitronų emisijos tomografijoje. Juos galima naudoti ir gydymui. Manau, žmonija taip jau surėdyta, ir ne kartą tai įrodė, kad bet kokį unikalių savybių objektą — o toks objektas, be jokios abejonės, būtų unikalus — anksčiau ar vėliau panaudoja savo naudai.

Kalbu apie žvaigždžių formavimosi spartos kitimą. Tad kaip formuojasi žvaigždės? Žvaigždžių atsiradimui svarbiausi yra du procesai: gravitacija ir dujų vėsimas, kurį nulemia įvairios mikroskopinės sąveikos tarp dujų dalelių ir fotonų.

Žvaigždžių evoliucija yra gana cikliškas procesas, taigi jo pradžia galima laikyti įvairius etapus, bet įprastai laikoma, kad viskas prasideda nuo šaltų tarpžvaigždinių dujų sankaupos – molekulinio debesies.

Debesyje medžiagos tankis gali būti šimtus ar tūkstančius kartų didesnis, nei vidutiniškai tarpžvaigždinėje erdvėje. Nors ir toks tankis yra mažesnis, nei rečiausio Žemės laboratorijose pasiekiamo vakuumo, jo pakanka, kad debesis imtų trauktis dėl savo paties gravitacijos.

Besitraukdamos dujos praranda energiją ir kaista, tačiau ilgą laiką jos efektyviai spinduliuoja ir vėsta greičiau, negu kaista, tad jų temperatūra išlieka maža – apie 10 laipsnių virš absoliutaus nulio.

Dujos molekuliniame debesyje nėra išsidėsčiusios tvarkingai. Jame yra tankesnių ir retesnių vietų, be to, dujos turi savąjį netvarkingą judėjimą, vadinamą turbulencija. Dėl šių priežasčių debesis ir traukiasi ne visur vienodai, o ima skirstytis į dalis – fragmentuoti.

Kiekvienas fragmentas traukiasi ir byra toliau tol, kol jo tankis tampa pakankamai didelis – apie šimtą milijardų dalelių kubiniame centimetre (tai yra dešimt milijardų kartų mažesnis tankis, nei oro) – kad išspinduliuojami fotonai nebegali lengvai iš jo ištrūkti. Tada fragmentas ima kaisti ir tolesnis jo byrėjimas sustoja. Traukimasis visgi nesibaigia ir dujų sankaupos matmenys mažėja, o temperatūra – kyla.

Augant temperatūrai, dujų molekulės subyra į atomus, atomai jonizuojami, formuojasi sluoksniuota struktūra ir vyksta įvairūs kiti procesai, kurie baigiasi, kai sankaupos centre tankis ir temperatūra išauga tiek, jog prasideda termobranduolinės reakcijos. Tada laikoma, kad objektas tapo žvaigžde.

Laiko trukmė nuo fragmento fragmentacijos pabaigos iki termobranduolinių reakcijų įsižiebimo gali siekti nuo šimto tūkstančių iki šimto milijonų metų – kuo mažesnė žvaigždė, tuo ilgiau.

Šis žvaigždžių formavimosi proceso – žvaigždėdaros – paaiškinimas yra labai supaprastintas. Jame dėmesį skyriau tik keliems reikšmingiausiems procesams ir etapams. Akivaizdu, kad žvaigždės negali formuotis ten, kur nėra dujų, arba kur dujos nėra pakankamai šaltos. Žvaigždžių formavimosi sparta galaktikose ar jų dalyse priklauso nuo dujų kiekio.

Dar 1959 metais pastebėta, kad galaktikų diskuose naujai gimstančių žvaigždžių masė, tenkanti laiko ir disko ploto vienetui, yra proporcinga ten esančių dujų masei, tenkančiai ploto vienetui, pakeltai tam tikru laipsniu.

Žvaigždėdara vakar ir šiandien

Žvaigždėdaros sparta galaktikose matuojama įvairiais būdais. Netoli esančiuose žvaigždėdaros regionuose įmanoma skaičiuoti pavienes žvaigždes ir nustatyti, kokioje formavimosi stadijoje jos yra. Tolimesniuose objektuose tenka apsieiti su bendros spinduliuotės teikiama informacija.

Jaunos žvaigždės spinduliuoja daug energingų ultravioletinių spindulių; jų skleidžiama energija šildo aplinkines dujas, kurios spinduliuoja didelio ilgio infraraudonąsias bangas. Spinduliuotės intensyvumas šiuose dviejuose spektro intervaluose dažnai naudojamas, siekiant įvertinti žvaigždėdaros spartą galaktikoje ar jos dalyje.

XX a. antroje pusėje, vis gerėjant galaktikų stebėjimams, pastebėta, kad tolimose galaktikose vidutiniškai žvaigždėdara yra spartesnė, nei aplinkinėse. Tolimų galaktikų spinduliuotė mūsų link keliauja ilgiau, nei artimų, taigi pirmųjų atvaizdus matome tokius, kokie jie buvo seniau, nei pastarųjų. Galime daryti išvadą, kad seniau – prieš milijardus metų – žvaigždėdara Visatoje buvo spartesnė, nei dabar.

Prieš maždaug dvidešimt metų pirmą kartą išmatuota žvaigždėdaros sparta galaktikose, kurių spinduliuotė iki mūsų keliauja daugiau nei 11,5 milijardo metų. Paaiškėjo, kad šiose galaktikose vidutinė žvaigždėdara yra lėtesnė, negu esančiose šiek tiek arčiau, tačiau vis dar spartesnė, negu esančiose aplinkinėje Visatoje.

Pirmieji rezultatai neleido susidaryti gero vaizdo, kaip tipinė žvaigždėdaros sparta galaktikose priklauso nuo Visatos amžiaus. Bet per pastaruosius du dešimtmečius surinkta pakankamai daug informacijos, kad išryškėtų priklausomybė. Ji vadinama kosmine žvaigždėdaros spartos istorija (angl. cosmic star formation history). Prieš 10 milijardų metų vidutinė žvaigždėdaros sparta Visatoje buvo didžiausia, dešimt kartų didesnė, nei dabar.

Dar ankstesniais laikais ji irgi buvo mažesnė – prieš trylika milijardų metų žvaigždės formavosi vidutiniškai taip pat sparčiai, kaip ir dabar. Apskritai ketvirtis Visatos žvaigždžių susiformavo per pirmus tris su trupučiu milijardo metų, kol žvaigždėdaros sparta vis augo. Per sekančius pusantro milijardo metų susiformavo dar ketvirtis, o antroji pusė visų žvaigždžių – per paskutinius beveik devynis milijardus.

Analogiškas rezultatas – aktyvumo Visatoje didėjimas pirmus tris su trupučiu milijardo jos gyvavimo metų ir vėlesnis lėtėjimas – matomas ir nagrinėjant kitą svarbų reiškinį: aktyvių branduolių skleidžiamą spinduliuotę. Jos Visatoje daugiausiai buvo išspinduliuojama irgi prieš 10 milijardų metų.

Audringa Visatos jaunystė

Kodėl žvaigždėdaros istorija yra tokia? Ar laikotarpis prieš 10 milijardų metų yra kažkuo išskirtinis? Kol kas vienareikšmio atsakymo į šiuos klausimus neturime – trūksta ir stebėjimų duomenų, ir skaitmeninių modelių raiškos. Bet iš to, ką žinome, galime susidaryti bent apytikrį Visatos evoliucijos vaizdą.

Pirmuosius milijonus metų po Didžiojo sprogimo Visatoje medžiaga buvo pasiskirsčiusi gana tolygiai. Laikui bėgant, nedideli netolygumai vis augo, sankaupų gravitacija juos traukė dar labiau, šis procesas spartėjo. Taip atsirado didelio mastelio struktūros – galaktikų spiečiai ir pačios galaktikos. Didžiąją jų masės dalį sudaro tamsioji materija, bet ji lieka pasklidusi santykinai plačiai.

Tuo tarpu įprasta medžiaga – dujos – vėsta, jų tankis auga, vėsimas vis spartėja ir medžiaga kaupiasi centrinėse galaktikų dalyse. Kažkuriuo metu – praėjus turbūt maždaug šimtui milijonų metų po Didžiojo sprogimo – dujų tankiai kai kuriose galaktikose išauga tiek, kad jose prasideda žvaigždėdara. Prie pirmųjų galaktikų netrunka prisijungti kitos ir žvaigždėdara vis spartėja. Jaunų žvaigždžių spinduliuotė pasklinda po Visatą, užbaigdama periodą, vadinamą Tamsiaisiais amžiais.

Kiekviena atsiradusi žvaigždė tolesnę žvaigždėdarą daro vis sunkesnę. Žvaigždžių spinduliuotė, jų vėjai, supernovų sprogimai – visa tai kaitina dujas ir stumia jas tolyn iš galaktikų.

Be to, laikui bėgant lėtėja ir dujų kritimas į galaktikas, mat senka dar į jas neįkritusių dujų rezervuarai. Visatos plėtimasis čia irgi svarbus – tarpgalaktinių dujų tankis mažėja, o kartu lėtėja ir jų vėsimas. Ir taip išeina, kad praėjus trims su trupučiu milijardo metų po Didžiojo sprogimo procesai, spartinantys žvaigždėdarą, susilygina su procesais, stabdančiais ją. Vėlesniais laikais stabdantys procesai darosi vis svarbesni, o stiprinantys – vis silpnesni.

Kaip minėjau, šis paaiškinimas yra labai supaprastintas. Patikrinti jį, ypač detales, labai sudėtinga, nes tam reikia skaitmeninių modelių, kurie aprėptų galaktikų spiečius apimančius mastelius, tačiau išskirtų atskirus žvaigždėdaros regionus galaktikose ir jų poveikį aplinkai. Stebėjimų taip pat reikėtų tokių, kuriais būtų galima sekti galaktikų dalių evoliuciją. Taigi šioje srityje, kaip ir daug kur kitur astrofizikoje, dar yra daugybė neatsakytų klausimų.

Viena neišaiškinta žvaigždėdaros evoliucijos dalis vadinama „sumažinimu“ (angl. downsizing, o gražaus lietuviško vertimo nėra). Suskirstę stebimas galaktikas į grupes pagal masę, aptinkame, kad kuo mažesnė galaktikų masė, tuo vėliau jos pasiekia žvaigždėdaros piką. Kartu tai reiškia, kad kuo į senesnius laikus žiūrime, tuo masyvesnė yra tipiška žvaigždes intensyviai formuojanti galaktika.

Kas nulemia lėtesnę mažų galaktikų evoliuciją, iki galo neaišku. Galbūt paaiškinimui pakaktų vien to, kad į mažesnes galaktikas medžiaga krenta ne taip sparčiai, todėl jose žvaigždėdaros sparta laikui bėgant auga lėčiau ir su stabdančiais efektais susilygina irgi lėčiau, bet gali būti, kad tikrosios priežastys slypi kažkur giliau.

Visatos senatvė

Kad ir kiek tų neatsakytų klausimų turime, aišku viena – sparčiausios žvaigždėdaros laikai jau praėjo ir nepanašu, kad kada nors sugrįš. Visatos jaunystė jau baigėsi. Šiais laikais dar yra jaunatviškų galaktikų, bet kuo toliau, tuo jų bus mažiau. Bėgant milijardams metų, žvaigždės formuosis vis lėčiau, kol galiausiai apskritai sustos. Tai turėtų įvykti po maždaug šimto milijardų metų.

Pasibaigus žvaigždžių formavimuisi, kurį laiką žvaigždės apskritai dar švies. Mažiausios žvaigždės, vadinamos raudonosiomis nykštukėmis, turėtų gyvuoti trilijonus metų. Manoma, kad paskutinės iš jų mirs praėjus šimtui trilijonų metų po Didžiojo sprogimo, t. y. kai Visatos amžius bus dešimt tūkstančių kartų didesnis, nei dabar.

Tuo metu Visata bus neatpažįstama – galaktikas ir žvaigždes pakeis žvaigždžių liekanų sankaupos, atskirtos tokių didelių atstumų, kad kiekvienas telkinys evoliucionuos visiškai nepriklausomai nuo likusiųjų. Po trumpos ir veržlios jaunystės bei ilgo ir tolygaus senėjimo, Visatos lauks dar ilgesnis nykimas ir begalinė nebūtis. Galima nebent pasidžiaugti, kad mūsų tuomet jau seniai nebebus.

Saturno palydovą Titaną 1655 metų kovo 25 atrado Olandijos fizikas, matematikas ir astronomas Kristijanas Higensas (Christiaan Huygens). Tai didžiausias Saturno palydovas ir antras pagal dydį „mėnulis“ Saulės sistemoje (po Ganimedo, Jupiterio mėnulio). Titano skersmuo yra apie 5150 km.

 Saulės sistemos planetos

Titano paviršius sudarytas daugiausia iš vandens ledo ir nuosėdinių organinių medžiagų. Be to ten yra ir gamtiniai rezervuarių, pripildyti, kaip manoma, skystų angliavandenilių, daugiausia metano ir etano dujų.

Saturno palydovai – mėnuliai

Aukščiausią Titano viršūnę buvo įmanoma identifikuoti tarpplanetinės stoties „Cassini“ perduotų duomenų dėka. Viršūnė yra trijų gūbrių, vadinamų Mithrim Montes, zonoje. Viršūnės aukštis – 3337 metrai. Palyginimui, Žemės aukščiausias kalnas yra Džomolungma – jos aukštis 8848 metrai.

Tyrinėtojai pažymi, kad visos aukščiausios Titano viršūnės yra planetos pusiaujo zonoje. Jų aukštis svyruoja apie 3000 metrų žymą.

NASA taip pat pateikė naujus aukštos skiriamosios gebos Saturno mėnulio uolieninių darinių žemėlapius. Taigi, pamatykite juos ir jūs.

Šaltiniai:

• nasa.gov

• https://en.wikipedia.org/wiki/Titan_(moon)

Dėkojame, kad skaitote.

Nepamirškite gautomis žiniomis pasidalinti su savo draugais.

Pagrindinė nuotrauka padaryta šių metų kovo mėnesio 12 dieną su prietaisais sumontuotais Saulės dinamikos observatorijoje (SDO) – NASA kosmoso transporto priemonėje, sukurtoje studijuoti Saulę. Observatorija buvo paleista 2010 metų vasario 11, o jos pagrindinis tikslas yra gauti duomenys apie mūsų žvaigždė įtaką Žemės planetai ir ją supančiai erdvei.

Ant pagrindinio vaizdo nubrėžtos magnetinių laukų jėgos linijos sumodeliuotos magnetinių laukų skaičiavimo būdu. Ryškios sritys Saulės paviršiuje – magnetiškai aktyvios sritys. Jėgos linijos leidžia mums matyti, kaip laukai yra susiję vieni su kitais.

Pridursime, kad SDO skraidina tris tiriančius įrenginius , leidžiančius gauti dvylika skirtingų tipų vaizdus. Gautos fotografijos turi 4096 × 4096 taškų skiriamąją gebą, kuri leidžia mokslininkams stebėti Saulės šviesulio paviršių 0,6 kampinės sekundės dydžiu. Observatorija perduoda vaizdus į Žemę kas 12 sekundžių.

Šaltinis. http://www.3dnews.ru/news/

Paruošė: RiSiMa

Matuojant didžiausiomis skalėmis Visata primena kosminį medžiagos tinklą, kurį supa didelės tuščios ertmės, o sienos yra storiausi siūlai.

Paukščių tako galaktika priklauso didžiuliai Laniakėjos superspiečių sistemai, o nauja atrasta BOSS Didžioji siena (Boss Great Wall) yra dar didesnė. Už Paukščių Taką šis kosminis darinys yra didesnis 10 tūkst. kartų.

„BOSS Didžiąją sieną sudaro 830 pastebimų galaktikų ir greičiausiai dar daug daugiau tokių, kurios yra per blyškios, kad pastebėtume teleskopais“, – sakė Kanarų salų astrofizikos instituto mokslininkė Heidi Lietzen.

Tiesa, kaip iri kitų galaktikų sienų, šios dydis yra ginčytinas. Allison Coil iš San Diego universiteto atkreipė dėmesį, kad šioje struktūroje yra kilpų ir mazgelių, kurių nėra kitose kosminėse sienose.