Egzoplanetų įvairovė
Linas JuozėnasDalytis
Žinių arka · Visata · 05 skyrius / 08 straipsnis
Kitos žvaigždės. Kiti pasauliai.
Planetos milžinės, kurių metai skaičiuojami dienomis. Maži pasauliai, apgaubti storų atmosferų. Uoliniai paviršiai, kurių temperatūra artėja prie lydymosi ribos. Už Saulės sistemos ribų planetų savybės dera taip, kaip mūsų sistemoje niekada nematėme.
Kokios įvairios gali susiformuoti planetos?
Pažįstama seka, kai po uolinių planetų rikiuojasi tolimos milžinės, tėra vienas iš planetų formavimosi rezultatų. Prie kitų žvaigždžių skrieja kitokių dydžių, kitaip išsidėstę ir kitokią istoriją turintys pasauliai.
Apie pirmuosius pripažintus egzoplanetų atradimus prie pulsaro paskelbta 1992 m. 1995 m. 51 Pegasi b tapo pirmąja patvirtinta planeta prie į Saulę panašios žvaigždės. Jos maždaug keturių dienų orbitos periodas iš karto privertė suabejoti lūkesčiais, susiformavusiais remiantis mūsų Saulės sistema.[1]
Po straipsnio „ Asteroidai, kometos ir nykštukinės planetos“ dabar žvelgiame plačiau: kokių planetų yra kitur ir kiek galime sužinoti iš jų šviesos bei judėjimo?
Kurias planetas lengviausia aptikti?
Atradimų katalogas atspindi ir egzistuojančias planetas, ir stebėjimų galimybes jas aptikti. Pataisos dėl neaptiktų planetų ir klaidingai teigiamų rezultatų leidžia astronomams įvertinti, kiek iš tiesų paplitę skirtingi pasauliai. „Kepler“ duomenų analizės parodė, kad mažų planetų gausu.[2]
Kiekvienu metodu matuojama kas kita
Planetos tranzitas leidžia nustatyti jos ir žvaigždės spindulių santykio ribas. Radialinio greičio metodas matuoja žvaigždės judėjimą išilgai mūsų regėjimo linijos ir paprastai leidžia nustatyti mažiausią galimą planetos masę, nebent žinomas orbitos posvyris. Derinant abu metodus galima nustatyti ir masę, ir spindulį.[4]
Tiesioginis vaizdinimas atskiria planetos šviesą nuo jos žvaigždės šviesos; jaunos, šiltos milžinės, skriejančios plačiomis orbitomis, yra palankūs stebėjimo taikiniai. Mikrolęšiavimas leidžia aptikti planetos įtaką laikinam foninės žvaigždės šviesio sustiprėjimui. Šiuo metodu paprastai nustatomos planetos ir žvaigždės masių santykio ribos; absoliučiosioms masėms nustatyti reikia papildomos informacijos.[4]
Ką iš tiesų pasako tokie pavadinimai kaip „superžemė“?
Superžemė yra dydį arba masę nusakantis pavadinimas, kurio vartosena skirtinguose tyrimuose nevienoda. Jis nepatvirtina, kad planeta turi uolėtą paviršių, vandenyną ar į Žemės panašų klimatą. „Minineptūno“ ir „subneptūno“ pavadinimai taip pat apima pasaulius, kurių vidinė sandara gali iš esmės skirtis.[5]
| Pavadinimas | Ką jis paprastai pabrėžia | Kam dar reikia įrodymų |
|---|---|---|
| Superžemė | Planeta, kurios masė ar dydis viršija Žemės, bet nesiekia planetų milžinių intervalo. | Jos sudėčiai, atmosferai ir paviršiaus sąlygoms. |
| Subneptūnas / minineptūnas | Tarpinio dydžio pasaulis, dažnai modeliuojamas su dideliu lakiųjų medžiagų apvalkalu. | Vandenilio, helio, vandens, uolienų ir metalo kiekiams. |
| Karštasis jupiteris | Stipriai kaitinama planeta milžinė, skriejanti trumpa orbita. | Jos migracijos į vidų keliui ir galimo spindulio išsipūtimo priežasčiai. |
| Pasaulis, kuriame gausu vandens | Galima vidinė sandara, kurioje didelę dalį sudaro vanduo. | Tam, ar vanduo yra garų, skysčio, aukšto slėgio ledo, ar superkritinio fluido būsenos. |
Šie terminai yra sutartiniai aprašomieji pavadinimai. Skaitinės ribos skiriasi, o sudėčiai nustatyti vien pavadinimo nepakanka.[5], [6]
Vien dydis neatskleidžia vidinių sluoksnių
Masė ir spindulys leidžia nustatyti vidutinį tankį – vidutinę masę tūrio vienete. Vis dėlto skirtingos vidaus sandaros gali atitikti tuos pačius matavimų duomenis.[7]
Vandenilis ir helis, sudarantys mažą planetos masės dalį, gali užimti didelę jos spindulio dalį. Pašalinus šį apvalkalą, planetos dydis gali gerokai sumažėti, nors didžioji jos masės dalis išlieka.[8]
Kodėl kai kurių dydžių mažos planetos pasitaiko rečiau?
Arti savo žvaigždžių skriejančių planetų apžvalgos atskleidžia dvi mažų pasaulių sankaupas, kurias skiria spindulių slėnis – mažesnio planetų dažnio sritis, apytikriai atitinkanti 1,5–2 Žemės spindulius. Tai statistinis dažnio sumažėjimas, o ne tuščia zona ar tiksli riba tarp uolinių ir dujinių planetų.[9]
Slėnio padėtis ir aplink jį esančios planetų populiacijos priklauso nuo orbitinio periodo ir centrinės žvaigždės savybių. Šios priklausomybės padeda tikrinti paaiškinimus, kodėl vienos planetos išlaikė apvalkalus, o kitos galiausiai tapo mažesnės.[10]
Planetos gali prarasti atmosferas
Žvaigždės rentgeno ir ultravioletinė spinduliuotė kaitina ištrūkstančias dujas. Dujų netekimą gali skatinti ir pačios planetos vėstant išskiriama energija. Abu procesai gali būti svarbūs skirtingais etapais, tad šie paaiškinimai nebūtinai vienas kitą atmeta.[11]
Skirtumai gali atsirasti jau formavimosi metu
Modeliuose slėnis taip pat gali susidaryti dėl branduolio augimo ir ankstyvo dujų sukaupimo skirtumų. Kai kurios planetos nuo pat pradžių gali turėti mažai dujų, kurias galėtų prarasti. Šis galimas kelias nagrinėtas 2025 m. planetų formavimosi tyrime.[12]
Tyrėjų uždavinys – kartu paaiškinti kelis dėsningumus, susijusius su dydžiais, masėmis, amžiumi, žvaigždžių savybėmis ir orbitomis. Vieno nuosmukio histogramoje atkūrimas – tik dalis šios užduoties.
Kaip planeta milžinė gali egzistuoti taip arti savo žvaigždės?
Karštieji Jupiteriai žvaigždę apskrieja per kelias dienas ir gauna gerokai daugiau žvaigždės energijos nei Jupiteris. Jų egzistavimas rodo, kad dabartinė planetos milžinės vieta nebūtinai yra ta, kurioje ji susiformavo.[13]
Į orbitą arti žvaigždės galima patekti keliais būdais
Tarp siūlomų kilmės paaiškinimų – migracija dujų disku, vėlesnė ekscentrinės orbitos evoliucija potvynio jėgoms išsklaidant energiją ir formavimasis arti žvaigždės. Skirtingos sistemos gali vystytis skirtingais keliais. Neįprastas orbitos posvyris yra užuomina, tačiau jis neleidžia vienareikšmiškai atkurti migracijos istorijos.[13]
Stipri apšvita ir padidėjęs spindulys gali būti susiję
Daugelis stipriai apšvitinamų planetų milžinių yra didesnės, nei numato standartiniai vėsimo modeliai. Norint tai paaiškinti, reikia suprasti, kaip energija perduodama į planetos gelmes arba jose sulaikoma, o ne vien kaip sušildoma matoma atmosfera. Vis dar tiriami keli galimi mechanizmai.[14]
Ištrūkstančias atmosferos dujas galima stebėti tiesiogiai
Šiltos Neptūno masės planetos GJ 436b stebėjimai ultravioletinių bangų ruože atskleidžia milžinišką ištrūkstančio neutralaus vandenilio debesį. Tai ryškus tebevykstančio atmosferos praradimo pavyzdys. Tačiau jis neįrodo, kad planeta neišvengiamai virs pliku uoliniu branduoliu.[15]
Taigi tie patys pagrindiniai veiksniai – gravitacija, apšvita ir turimos dujos – gali lemti ir išsaugotą apvalkalą, ir išsipūtusią planetą milžinę, ir nuolat nykstančią atmosferą. Rezultatas priklauso nuo visos planetos istorijos.
Kaip galėtų atrodyti lavos pasaulis ar daug vandens turinti planeta?
Uolinė planeta gali gauti pakankamai šilumos, kad jos paviršius išsilydytų
Uoliniuose pasauliuose, skriejančiuose labai trumpomis orbitomis, temperatūra gali būti tokia, kad silikatai gali būti išsilydę. Priklausomai nuo lakiųjų medžiagų kiekio ir temperatūros, modeliuose galimos įvairios atmosferos – nuo išretėjusios uolienų garų atmosferos iki storesnės atmosferos, kuri keičiasi dujomis su išsilydžiusia medžiaga.[16]
55 Cancri e yra pavyzdys, kaip stebėjimais tikrinamos šios galimybės. JWST užfiksuoti emisijos spektrai suteikia pagrindo manyti, kad šią smarkiai įkaitintą uolinę planetą gaubia iš lakiųjų medžiagų sudaryta atmosfera. Išvada apie atmosferą grindžiama išmatuota šviesa ir modeliais, o ne paviršiaus nuotrauka.[16]
2026 m. paskelbtame trimačio modeliavimo tyrime nagrinėta, kaip sudėtis ir šilumos pernaša veikia planetos spektrą bei ryškio kitimą. Tai, kuris atmosferos modelis geriausiai atitinka duomenis, priklauso nuo nagrinėtų prielaidų; slėgis, cheminė sudėtis ir kintamumo priežastis tebėra aktyviai tiriami klausimai.[17]
Daug vandens turinčiose gelmėse nebūtinai yra į Žemės panašus vandenynas
Apšvitinamos planetos modeliuose, kuriuose numatytas didelis vandens kiekis, gali būti gilių superkritinės būsenos vandens sluoksnių ir plačiai nusidriekusių garų atmosferų. Fizinę būseną lemia temperatūra ir slėgis. Todėl išvada apie didelį vandens kiekį neįrodo, kad po atviru dangumi tyvuliuoja jūra.[6]
Kiek įvairi gali būti planetų šeima?
TRAPPIST-1 sistemoje aplink vėsią žvaigždę glaudžiai išsidėstę septyni maži pasauliai
Septynių maždaug Žemės dydžio TRAPPIST-1 planetų išmatuoti tankiai dera su uoline jų gelmių sandara. Todėl jas vertinga lyginti, tačiau tai neįrodo, kad jose yra vienodas geležies ar vandens kiekis arba kad jų atmosferos vienodos.[18]
Jų judėjimą sieja rezonansinių ryšių grandinė, apimanti trijų planetų grupes. Tokiose struktūrose gali išlikti orbitų evoliucijos pėdsakų. Vien orbitos periodų santykio, artimo paprastai trupmenai, nepakanka rezonansui įrodyti.[19]
Migracija diske gali įvesti planetas į rezonansą, o vėlesnės sąveikos gali šią tvarką suardyti. Kompaktiškos sistemos, išsklaidytos išlikusios planetos ir didesniais atstumais išsidėsčiusios planetų šeimos gali atsirasti dėl skirtingų augimo ir suartėjimų sekų.[20]
HR 8799 turi planetų milžinių, kurių vaizdus galime užfiksuoti atskirai
Keturios jaunos planetos milžinės tiesiogiai nufotografuotos aplink žvaigždę HR 8799, orbitose, nutolusiose nuo jos per dešimtis Žemės ir Saulės atstumų. Kadangi šios planetos jaunos, jos ryškiai spinduliuoja infraraudonųjų bangų ruože, išskirdamos nuo formavimosi laikų išlikusią šilumą. Tiesioginis vaizdų fiksavimas atveria kitokias stebėjimo galimybes nei arti žvaigždžių skriejančių planetų tranzitai.[21]
Ar 13 Jupiterio masių yra universali riba tarp planetų ir rudųjų nykštukių?
Kai kuriuose maždaug tokios masės objektuose gali vykti deuterio – sunkiosios vandenilio atmainos – branduolių sintezė. Ši riba priklauso nuo sudėties ir nuo to, kokio deuterio degimo masto reikalaujama pagal apibrėžimą. Tai nėra visiškai tiksli universali skaitinė riba.[22]
Deuterio degimas taip pat neleidžia vienareikšmiškai nustatyti formavimosi kelio. Branduolio akrecijos skaičiavimuose gali susidaryti pakankamai masyvūs objektai, kad juose degtų deuteris. Masė, aplinka ir formavimosi istorija atsako į susijusius, bet skirtingus klausimus.[23]
Kiek galime sužinoti apie atmosferą?
Pralaidos ir emisijos spektrai bei ryškio kitimas atskleidžia skirtingus sluoksnius
Tranzito metu dalis žvaigždės šviesos praeina pro planetos atmosferą. Tranzito gylio pokyčiai priklausomai nuo bangos ilgio gali padėti nustatyti šviesą sugeriančias dujas. Pačios planetos šiluminės spinduliuotės matavimai, įskaitant jos kitimą planetai judant orbita, suteikia papildomos informacijos apie temperatūrą ir šilumos persiskirstymą.[24]
Debesys, miglos, cheminių medžiagų mišiniai ir temperatūros profiliai apsunkina interpretavimą. Spektrai paprastai suteikia informacijos apie konkrečias atmosferos sritis; jie savaime neatskleidžia nei kieto paviršiaus, nei sąlygų po storu apvalkalu.[24]
Svarbi ir pati žvaigždė. Dėmės bei šviesesnės sritys gali sukurti tariamus spektrinius požymius, kai už planetos esančios žvaigždės dalies šviesa skiriasi nuo palyginimui naudojamos vidutinės žvaigždės šviesos. Pakartotiniai stebėjimai ir tikroviški žvaigždžių modeliai padeda atskirti šį poveikį nuo pačios planetos sukeliamų požymių.[25]
Kad planeta galėtų būti tinkama gyvybei, vien tinkamos orbitos nepakanka
Sąvoka gyvybei tinkama zona apibūdina žvaigždės šildymo intensyvumo intervalą, kuriame tinkamos sudėties atmosfera galėtų sudaryti sąlygas planetos paviršiuje išlikti skystam vandeniui. Šios zonos ribos priklauso nuo prielaidų apie klimatą ir planetos savybių. Tai, kad planeta yra Žemės dydžio arba skrieja šioje zonoje, dar nepatvirtina, jog jos aplinka panaši į Žemės.[26]
Molekulių aptikimą taip pat reikia vertinti atsižvelgiant į kontekstą. Vandens garai neįrodo, kad paviršiuje yra vandenynas, o tokios dujos kaip metanas gali susidaryti ir be biologinių procesų. Vertinant galimą gyvybės požymį, reikia atsižvelgti į planetos aplinką, remtis keliomis įrodymų rūšimis ir tikrinti nebiologinius paaiškinimus.[27]
Šį klausimą išsamiau nagrinėsime straipsnyje „Gyvybei tinkamos zonos samprata“.
Kodėl formuojantis planetoms gaunama tokia didelė įvairovė?
Galutinė planetos būsena atspindi kelis etapus: kietosios medžiagos tiekimą, planetos vidinės dalies augimą, dujų sukaupimą prieš išsisklaidant diskui ir orbitos pokyčius. Pasikeitus šių etapų laikui, gali pasikeisti ir susidariusi planetų sistema.[20]
Formavimasis nustato pradines sąlygas
Augančiai planetai prieinami kietosios medžiagos ir dujų ištekliai kinta. Gretimos planetos konkuruoja dėl medžiagos ir gravitaciškai sąveikauja. Tie patys bendrieji fizikiniai procesai gali sukurti skirtingus masių ir orbitų derinius.[20]
Vis labiau siekiama susieti planetų populiacijas su pavieniais pasauliais: paaiškinti, kodėl tam tikri dydžiai dažni, kodėl išlieka tam tikri orbitų išsidėstymo dėsningumai ir kokios raidos istorijos atitinka atmosferų matavimus. Tikslesni matavimai gali padėti nuo intriguojančios pravardės pereiti prie išsamesnio fizikinio vaizdo.
Kiekvienas naujas pasaulis praplečia palyginimo galimybes.
Egzoplanetos atskleidžia, kaip skirtingai gali derėti gravitacija, dujos, uolienos ir žvaigždžių šviesa. Jų įvairovę vis geriau galime išmatuoti pagal dydžius, mases, orbitas ir atmosferų spektrus, tačiau jų gelmės ir raidos istorijos tebėra klausimai, kuriems reikia patikrinamų atsakymų.
Toliau skaitykite „Gyvybei tinkamos zonos samprata“: kuo orbita gali būti perspektyvi ir ko dar reikia planetai, kad jos paviršiuje galėtų būti skysto vandens.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
Moksliniai straipsniai, mokslinės apžvalgos ir observatorijų paaiškinimai. Planetų atvaizdai ir diagramos yra koncepciniai; išvadoms apie sudėtį ir klimatą tebėra būdingi atitinkami neapibrėžtumai.
- NASA — Ar galėtų prisistatyti tikroji „pirmoji egzoplaneta“?Atskiria 1992 m. atrastas pulsaro planetas nuo 1995 m. atrastos 51 Pegasi b.
- Fressin ir kt. (2013) — „Kepler“ klaidingai teigiamų aptikimų dažnis ir planetų paplitimasAtsižvelgiama į aptikimo ir klaidingai teigiamų rezultatų poveikį, siekiant įvertinti tikrąsias planetų populiacijas.
- NASA — Kaip atrandame egzoplanetas ir nustatome jų savybesSupažindinama su žvaigždžių šviesos susilpnėjimais, žvaigždžių judėjimu, gravitaciniu lęšiavimu ir tiesioginiu vaizdinimu.
- Wright ir Gaudi (2013) — Egzoplanetų aptikimo metodaiPaaiškinami matuojami dydžiai, orbitų geometrija ir vienas kitą papildančių aptikimo metodų atrankos efektai.
- NASA — Kas yra superžemė?Paaiškinama, kad šis pavadinimas nepatvirtina į Žemės panašių paviršiaus sąlygų.
- Aguichine ir kt. (2021). Spinduliuotės veikiamų vandenynų planetų masės ir spindulio sąryšiaiModeliuojama daug vandens turinčių planetų vidinė sandara su superkritinės būsenos sluoksniais ir išplitusiomis vandens garų atmosferomis.
- Rogers ir Seager (2010) — Egzoplanetų vidaus sudėties nevienareikšmiškumo kiekybinio vertinimo sistemaParodoma, kodėl masė ir spindulys neleidžia vienareikšmiškai nustatyti vidinės sandaros.
- Lopez ir Fortney (2014) — Mažesnių už Neptūną planetų masės ir spindulio sąryšio supratimas: spindulys kaip netiesioginis sudėties rodiklisModeliuojama, kaip lengvųjų dujų apvalkalai stipriai veikia mažųjų planetų spindulius.
- Fulton ir kt. (2017) — Kalifornijos–„Kepler“ tyrimas. III. Spraga mažųjų planetų spindulių pasiskirstymeIšmatuotas sumažėjęs arti žvaigždžių skriejančių planetų dažnis ties maždaug 1,5–2 Žemės spinduliais.
- Petigura ir kt. (2022) — Kalifornijos–„Kepler“ tyrimas. X. Spindulių pasiskirstymo spragos priklausomybė nuo žvaigždės masės, metalingumo ir amžiausNagrinėjama, kaip mažųjų planetų populiacijos ir spindulių pasiskirstymo slėnis kinta priklausomai nuo jų žvaigždžių ir orbitų.
- Owen ir Schlichting (2024) — Fotoevaporacijos ir branduolio energijos skatinamo masės praradimo parametrų erdvės apibrėžimasParodoma, kaip tiek žvaigždės spinduliuotė, tiek planetos vėsimas gali skatinti atmosferos praradimą.
- Nielsen ir kt. (2025) — Pirminis spindulių pasiskirstymo slėnis kaip planetų formavimosi pasekmėModeliuojamas slėnis, susidarantis dėl branduolių augimo ir ankstyvosios dujų akrecijos.
- Dawson ir Johnson (2018). Karštųjų jupiterių kilmėLyginami siūlomi milžiniškų planetų, skriejančių labai trumpomis orbitomis, kilmės paaiškinimai.
- Thorngren (2024, patikslinta 2025). Karštųjų Jupiterių spindulio anomalija ir sąsajos su žvaigždėmisApžvelgiama žvaigždžių spinduliuotė, išsipūtę planetų spinduliai ir neišaiškinti vidinio kaitinimo mechanizmai.
- Ehrenreich ir kt. (2015). Iš šiltosios Neptūno masės egzoplanetos GJ 436b ištrūkstantis milžiniškas į kometą panašus vandenilio debesisTranzitų stebėjimai ultravioletinėje srityje atskleidžia didelį ištrūkstančių vandenilio atomų debesį.
- Hu ir kt. (2024). Antrinė uolinės egzoplanetos 55 Cancri e atmosferaJWST emisijos spektrai suteikia įrodymų, kad egzistuoja lakiųjų medžiagų atmosfera.
- Zhan ir Koll (2026). Nauja 55 Cancri e stebėjimų JWST teleskopu interpretacija taikant nepilkąjį bendrosios cirkuliacijos modelįTrimačiais atmosferos modeliais tikrinamas šilumos persiskirstymas, sudėtis ir stebimas kintamumas.
- Agol ir kt. (2021). TRAPPIST-1 tranzitų laiko ir fotometrinės analizės tikslinimas: masės, spinduliai, tankiai, dinamika ir efemeridėsSeptynių planetų tankiai yra suderinami su uoline sudėtimi ir įvairiomis vidaus sandaros interpretacijomis.
- Luger ir kt. (2017). Septynių planetų rezonansinė grandinė TRAPPIST-1 sistemojeTrijų kūnų orbitiniai sąryšiai susieja septynias sistemos planetas.
- Raymond ir Morbidelli (2022). Planetų formavimasis: pagrindiniai mechanizmai ir globalūs modeliaiPlanetinių sistemų modeliuose sujungiami augimas, dujų akrecija, migracija ir sąveikos.
- Marois ir kt. (2010). Ketvirtosios aplink HR 8799 skriejančios planetos atvaizdaiTiesioginis vaizdinimas atskleidžia keturias jaunas planetas milžines, skriejančias plačiomis orbitomis.
- Spiegel, Burrows ir Milsom (2011). Rudųjų nykštukių ir planetų milžinių deuterio degimo masės ribaDeuterio degimo slenkstis priklauso nuo sudėties ir pasirinkto degimo kriterijaus.
- Mollière ir Mordasini (2012). Deuterio degimas objektuose, susidarančiuose pagal branduolio akrecijos scenarijų — rudosios nykštukės ar planetos?Branduolio akrecijos modeliuose gali susidaryti pakankamai masyvūs objektai, kad juose degtų deuteris.
- Madhusudhan (2019). Egzoplanetų atmosferos: pagrindinės įžvalgos, iššūkiai ir perspektyvosPralaidumas, emisija, fazių kreivės ir atmosferų spektrų interpretavimas.
- Rackham, Apai ir Giampapa (2018). Tranzito šviesos šaltinio efektas: netikri spektro požymiai ir klaidingi M tipo nykštukes tranzituojančių planetų tankiaiŽvaigždžių dėmės ir šviesios sritys gali imituoti arba užmaskuoti atmosferos požymius.
- Kopparapu ir kt. (2014). Gyvenamosios zonos aplink pagrindinės sekos žvaigždes: priklausomybė nuo planetos masėsKlimato ribos, kuriomis paviršiuje gali išlikti vanduo, priklauso nuo prielaidų apie atmosferą ir planetą.
- Catling ir kt. (2018). Egzoplanetų biopėdsakai: jų vertinimo sistemaVertinant galimus gyvybės požymius, svarbus aplinkos kontekstas ir nebiologinės alternatyvos.
Visi šio skyriaus straipsniai
- Protoplanetiniai diskai: planetų gimimo vietos
- Planetezimalių akrecija
- Žemės tipo pasaulių formavimasis
- Dujinės ir ledinės milžinės
- Orbitų dinamika ir migracija
- Palydovai ir žiedai
- Asteroidai, kometos ir nykštukinės planetos
- Egzoplanetų įvairovė — jūs esate čia
- Gyvenamosios zonos samprata
- Ateities planetų mokslo tyrimai