Удивительный спектр редкого магнетара имеет сразу два максимума
Используя четыре радиотелескопа, астрономы из Национальной астрономической обсерватории Японии и их зарубежные коллеги провели многоволновые радионаблюдения «громкого» в радиодиапазоне магнетара под названием XTE J1810-197. Результаты этого исследования могут помочь глубже понять природу необычного объекта.
Магнетары, являющиеся одним из подклассов пульсаров, представляют собой нейтронные звезды с экстремально мощными магнитными полями, мощность которых примерно в один квадриллион раз превышает мощность магнитного поля нашей планеты. Распад магнитных полей в магнетарах вызывает формирование высокоэнергетического электромагнитного излучения, например, в форме рентгеновских или радиоволн.
Хотя пульсары часто излучают импульсы в радиодиапазоне, до настоящего времени было открыто лишь 30 магнетаров, демонстрирующих радиоимпульсы, поддающиеся регистрации. Одним из них является источник XTE J1810-197, который был обнаружен как первый «громкий» в радиодиапазоне магнетар. Он также является первым транзиентным магнетаром, для которого наблюдался значительный рост светимости в рентгеновском диапазоне.
Объект XTE J1810-197 имеет период вращения в 5,541 секунды, который растет за счет постепенного замедления пульсара на величину примерно в 0,0283 наносекунды в секунду. Мощность биполярного магнитного поля этого магнетара оценивают примерно в 130 триллионов гауссов, в то время как характеристический возраст составляет около 31 000 лет. Радиопульсации со стороны этого источника были впервые обнаружены в 2006 г.
Наблюдения объекта XTE J1810-197 показывают, что его яркость в радиодиапазоне заметно возросла в период с 2005 г. по 2008 г., после чего последовал долгий этап «молчания» в радиодиапазоне, который продолжался в течение примерно 10 лет. Интенсивные радиоимпульсы со стороны пульсара XTE J1810-197 возобновились в декабре 2018 г., и в этой связи в научной литературе появились публикации множества исследований, описывающих наблюдения этого источника. Одно из них было проведено командой астрономов под руководством Судзин Аи (Sujin Eie).
«Мы провели квазисовместные наблюдения при помощи японских радиообсерваторий VERA (22 ГГц), Hitachi (6,9 ГГц и 8,4 ГГц), Kashima (2,3 ГГц) и Iitate (0,3 ГГц), чтобы отследить радиопульсации магнетара за период наблюдений, который продолжался с 13 декабря 2018 г. по 12 июня 2019 г., указывают исследователи в своей работе.
Наблюдения выявили значительное по величине пульсирующее излучение в диапазоне частот от 2,3 до 22 ГГц. Было отмечено, что эти радиопульсации в целом ослабевали на протяжении наблюдательной кампании.
В ходе исследования было обнаружено, что изменение производной частоты вращения постепенно снижалось после радиовспышки. Скважность импульсов источника XTE J1810-197 на протяжении наблюдаемой вспышки составила около пяти процентов, что близко к значению, полученному для предыдущей вспышки. Более того, эти результаты показывают, что ширина импульса демонстрирует тенденцию к сужению с ростом частоты.
Исследователи также отметили, что спектры источника XTE J1810-197 имеют падающий характер в диапазоне частот от 2,3 до 22 ГГц со средним спектральным индексом -0,87 в диапазоне частот от 2,3 до 8,7 ГГц. Согласно авторам, это говорит о том, что источник XTE J1810-197 характеризуется бимодальным распределением с характерной структурой спектра с максимумом в гигагерцовом диапазоне на более низкой частоте в 7,6 ГГц, а также вторым максимумом на частоте свыше 22 ГГц.
Вновь обнаруженная группа астероидов могла быть источником Тунгусского метеоритады
Два астронома нашли доказательства того, что в комплексе Тауриды скрывается крупная группа астероидов. Они также предлагают гипотезу об общем происхождении кометы Энке и обнаруженной группы астероидов и считают, что родительское тело, давшее начало этим двум небесным объектам, могло также быть источником Тунгусского метеорита.
Каждый год в конце октября происходит событие, известное как метеорный поток Тауриды, которое дает возможность астрономам-любителям наблюдать большое число «падающих звезд». Предыдущие исследования показали, что эти метеоры на самом деле представляют собой осколки кометы Энке, проходящей каждый год на относительно небольшом расстоянии от нашего Солнца. В этой новой работе Игнасио Феррин (Ignacio Ferrín) из Университета Антьокии, Колумбия, и Винченцо Орофино (Vincenzo Orofino) из Университета Саленто, Италия, нашли факты, указывающие на то, что в комплексе Тауриды скрывается группа крупных астероидов. Они также показывают, что эта группа астероидов является частью поля осколков, образовавшихся в результате разрушения очень крупной, но неизвестной науке кометы – которая, кроме этого, являлась родительским телом для кометы Энке.
Изучая комплекс Тауриды, исследователи нашли два неизвестных ранее астероида. Измерения параметров этих двух космических камней показали им, что размеры астероидов составляют соответственно 200 и 300 метров – что является слишком большими размерами для возможных фрагментов кометы Энке. Тогда было выдвинуто предположение, что в комплексе Тауриды могут присутствовать и другие крупные астероиды. Проведя литературный обзор тематических исследований, астрономы нашли упоминания о 88 астероидах, которые являются слишком крупными, чтобы их можно было отнести к полю осколков кометы Энке.
Изучив орбиты идентифицированных астероидов, Феррин и Орофино установили, что комета Энке (а следовательно, и ее осколки) и эти крупные астероиды, скорее всего, являются фрагментами одной и той же кометы и, вероятно, образовались около 20 000 лет назад. Исследователи также отмечают, что эти крупные астероиды представляют угрозу для Земли, указывая, что Тунгусский метеорит мог быть связан с комплексом Тауриды, так же как и эпизоды исчезновения некоторых ранних культур Позднего дриаса.
Снимок (248370) 2005 QN173, полученный телескопом Хейла в Паломарской обсерватории 12 июля 2021 года. Henry H. Hsieh / PSI, Jana Pittichová / NASA / JPL-Caltech
Данные наблюдений наземных телескопы помогли астрономам причислить астероид (248370) 2005 QN173 к кометам Главного пояса. Предполагается, что за образование у него комы и хвоста, длиной 720 тысяч километров, ответственна сублимация льда, вызывающая выбросы пыли с поверхности ядра. Препринт работы опубликован на сайте arXiv.org.
Обычно считается, что кометная активность обусловлена большими запасами летучих веществ, которые сохраняются в ядре в течение долгого времени из-за вытянутости орбит комет, что позволяет им проводить большую часть своей жизни в холодных областях внешней Солнечной системы. Однако в 2006 году был открыт новый класс объектов, названный кометами Главного пояса, которые находятся на стабильных орбитах внутри орбиты Юпитера в течение последних нескольких миллиардов лет. На сегодняшний день астрономам известно несколько таких тел, их природа и механизмы активности до сих пор не имеют четкого объяснения. Интерес к этим объектам вызван еще тем, что они рассматриваются как возможные поставщики воды на молодую Землю в далеком прошлом.
Группа астрономов во главе с Генри Се (Henry H. Hsieh) из Планетологического института США опубликовала результаты анализа данных наблюдений за необычным астероидом (248370) 2005 QN137, признаки активности которого были обнаружен в июле этого года в рамках обзора ATLAS. Ученые работали с данными, полученными телескопом Хейла в Паломарской обсерватории, телескопом FTN обсерватории Халеакала, телескопом Лоуэлла и телескопами обсерватории Лас-Кумбрес и Южноафриканской астрономической обсерватории с июля по август 2021 года.
Ученые пришли к выводу, что астероид может быть причислен к кометам Главного пояса из-за своих свойств. Его орбита находится во внешней части Главного пояса, а размер ядра составляет 3,2 километра в поперечнике. 2005 QN137 обладает комой и кометным хвостом, длина которого в июле 2021 года составляла более 720 тысяч километров, в то время как его ширина была оценена в 1400 километров. В коме данного объекта преобладает пыль, а не газ, причем яркость комы за 37 дней наблюдений снизилась на 0,35 звездной величины, в то время как яркость пылевого хвоста оставалась практически постоянной в течение этого периода.
Исследователи считают, что конечная скорость улета частиц с поверхности ядра кометы крайне мала (один метр в секунду для частиц размером в микрометр), что говорит о том, что выбросам пыли может способствовать быстрое вращение ядра или другие процессы. Это можно будет подтвердить во время будущей наблюдательной кампании, запланированной на февраль-сентябрь 2026 года, когда 2005 QN137 будет проходить свой очередной перигелий.
Орбита кометы Главного пояса (248370) 2005 QN173 (синяя) и кометы Галлея (желтая).. Henry H. Hsieh / PSI
Ранее мы рассказывали о том, как зонд «Паркер» увидел превращение кометы 322P в выродившуюся, а телескоп «Хаббл» рассмотрел комету-трансформер.
Авторы и права: Яри Саукконен Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Откуда появляются темные потоки пыли в туманности Ориона? Эта часть комплекса молекулярных облаков в Орионе – M43, соседка более известной M42. Ее часто фотографируют, но редко упоминают. Часть M42 видна вверху справа, она включает много ярких звезд из скопления Трапеция. M43 – область звездообразования, в которой видны изящно переплетенные потоки темной пыли, хотя в основном она состоит из светящегося водорода. Все поле Ориона удалено от нас на 1600 световых лет. Живописные полосы пыли непрозрачны для видимого света, они создаются во внешних частях атмосфер массивных холодных звезд и выбрасываются мощными ветрами из протонов и электронов. http://www.astronet.ru/db/msg/1769330
Далекий горячий юпитер оказался еще необычнее, чем предполагали
Международная команда ученых обнаружила, что в атмосфере горячего юпитера WASP-76b присутствует ионизированный кальций — это свидетельствует о более высокой температуре на планете, чем предполагалось. Астрономы подозревают, что на ней идут железные дожди или дуют аномально сильные ветры.
При помощи обсерватории Gemini North, расположенной возле вершины Мауна-Кеа на Гавайях, астрономы из университетов Корнелльского (США), Торонто (Канада), Королевского в Белфасте (Великобритания) и других научных организаций изучили экзопланету, открытую еще в 2016 году. Свои выводы они опубликовали в Astrophysical Journal Letters.
Планета носит имя WASP-76b и находится в 640 световых годах от Земли. Она расположена крайне близко к своей звезде (она, в свою очередь, немного горячее Солнца) — настолько, что горячий юпитер совершает оборот вокруг нее всего за 1,8 земного дня. В спектральных линиях атмосферы планеты выявили большое количество ионизированного кальция.
Это может указывать на то, что на WASP-76b, в верхних слоях атмосферы, дуют сильные ветры. Или же на то, что температура там намного выше, чем ожидалось. Какая именно — астрономы пока не знают, но подозревают, что это место, где в дневное время суток железо испаряется, а в ночное — выпадает обратно на планету в виде дождя.
Такие планеты разогреваются до нескольких тысяч градусов. Так, самая горячая из известных экзопланет KELT-9b имеет температуру выше 4000 градусов Цельсия, то есть она горячее некоторых звезд. Сверхгорячая WASP-76b, вероятно, имеет похожие значения. Но теперь выясняется, что она может оказаться еще горячее, чем предполагали, и, вероятно, напоминает настоящий ад. https://naked-science.ru/article/astron … lsya-eshhe
После попадания солнечного ветра в магнитосферу Земли возникает стоячая волна
Энергия солнечного ветра, взаимодействующего с магнитосферным «пузырем» вокруг Земли формирует стоячие волны энергии.
Эти новые находки позволяют глубже понять условия в космических окрестностях Земли, вносящие вклад в «космическую погоду», которая оказывает влияние на наши технологии, начиная от спутников связи, находящихся на орбите, и до систем энергоснабжения, находящихся на земле.
Солнце испускает потоки заряженных частиц, называемые солнечным ветром. На поверхности Земли мы защищены от бомбардировки этими частицами, поскольку наша планета располагает магнитосферой – «пузырем», который формируется под действием магнитного поля.
Ранее доктор Мартин Арчер (Martin Archer) из департамента физики Имперского колледжа Лондона, Соединенное Королевство, вместе с коллегами установил, что граница магнитосферы вибрирует, подобно барабану. Когда импульс солнечного ветра, словно «барабанная палочка», ударяет по передней части магнитосферного пузыря, возникает волна, которая прокатывается до магнитных полюсов Земли, затем отражается и возвращается обратно.
В новой работе команды Арчера в центре внимания оказались волны, которые формируются по всей поверхности магнитосферы. Анализ проводился на основе совместного использования моделей и наблюдений, выполненных при помощи спутника THEMIS (Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms) НАСА.
Исследователи нашли, что, когда импульс солнечного ветра врезается в магнитосферу, формирующиеся волны начинают двигаться не только вдоль линий магнитного поля планеты – но также навстречу солнечному ветру.
При помощи моделей команда проиллюстрировала, что энергия ветра, идущего со стороны Солнца, и энергия вторичного потока волн, направленного противоположно, компенсируют друг друга и приводят к формированию «стоячих волн», которые содержат много энергии, однако никуда не движутся.
Эти стоячие волны могут существовать дольше, чем волны, путешествующие с солнечным ветром. Это означает, что такие волны могут сильнее ускорить частицы в околоземном пространстве, а это может оказать большое влияние на радиационные пояса Земли, полярные сияния или ионосферу.
Исследователи также отмечают, что такие стоячие волны могут наблюдаться и в случае других объектов Вселенной, начиная от магнитосфер иных планет и до периферийных областей черных дыр.
Авторы и права: Роберто Сартори Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Поверните ваш телескоп немного к востоку от туманности Лагуна, и вы увидите это впечатляющее богатое звездное поле в созвездии Стрельца, в направлении на центр Млечного Пути. Конечно, туманность Лагуна также известна как М8 – восьмой объект в знаменитом каталоге ярких туманностей и звездных скоплений, составленном Шарлем Мессье. Этот комплекс туманностей, который на небе расположен вблизи М8, но немного слабее ее, не попал в список Мессье. В области звездообразования NGC 6559 есть поглощающая свет пыль, замечательные красные эмиссионные и голубые отражательные туманности. Как и М8, NGC 6559 находится на расстоянии около 5 тысяч световых лет, на краю большого молекулярного облака. Это телескопическое изображение на небе охватывает область размером почти в три диска полной Луны, что на расстоянии до туманностей соответствует 130 световым годам. http://www.astronet.ru/db/msg/1769759
Юпитер — единственная планета, которая не вращается вокруг Солнца
Земля вращается вокруг Солнца. Марс вращается вокруг Солнца. Венера, Меркурий, Нептур, Уран, и Сатурн — тоже. Луна и Международная космическая станция вращаются вокруг Земли. А вот с планетой-гигантом Юпитером все обстоит несколько сложнее.
Александр Привалов
Когда в космическом пространстве менее массивное тело вращается вокруг более массивного, лёгкое не описывает идеальные круги вокруг центра тяжёлого. На самом деле вращаются оба, а центром этого вращения служит центр масс обоих тел. Если разница в массе очень велика — как, например, между нашей планетой из Солнцем — то центр масс находится внутри более массивного тела, на пренебрежимо малом от его геометрического центра расстоянии. Но если масса двух тел сопоставима, то центр масс может находиться и в пространстве вне обоих тел.
Масса Юпитера в 2,5 раза больше массы всех остальных объектов Солнечной системы. Масса Юпитера равна 1 898 600 000 000 000 000 000 000 000 кг, а масса Солнца — 1 990 818 700 000 000 000 000 000 000 000 кг, с разницей всего в 1000 раз. Такая относительно небольшая разница в массе смещает точку, вокруг которой движутся и Солнце, и Юпитер, взаимно влекомые гравитацией. Эта точка находится, по расчётам, на расстоянии, равном 7% солнечного радиуса, от поверхности звезды. Другими словами, Юпитер, единственный из планет Солнечной системы, вращается вокруг точки в пространстве, лежащей не внутри Солнца, а вне его. https://www.popmech.ru/science/345892-y … m=main_big
оффтоп
Молнии оказались похожи на синхротроны
Mortal Kombat / New Line Cinema, 1995
Российский физик Николай Петров предложил модель, которая описывает генерацию молниями рентгеновского и гамма-излучения с помощью синхротронного механизма. Сравнивая результаты расчетов с данными о наблюдении гроз и разрядов в лаборатории, он показал, что его модель имеет преимущества при описании пространственных и энергетических свойств гамма-вспышке по сравнению с моделями на основе усиленных релятивистских электронных лавин. Исследование опубликовано в Scientific Reports.
Молнии — самый распространенный источник мощных электромагнитных полей естественного происхождения. Для них характерен очень широкий спектр излучения, покрывающий диапазон от крайне низких частот до ультрафиолета. Однако со временем выяснилось, что молнии, кроме всего прочего, испускают короткие вспышки рентгеновского и гамма-излучения. Гамма-вспышки земного происхождения стали массово фиксировать сравнительно недавно, после того как на МКС установили новый гамма-детектор.
Принято считать, что главным источником таких всплесков становится тормозное излучение от усиленных релятивистских электронных лавин. Существующие модели описывают несколько механизмов размножения быстрых электронов и генерацию высокоэнергетических тормозных фотонов. Однако для излучения с энергией, больше 10 мегаэлектронвольт, они плохо описывают энергетические и поляризационные свойства наземных гамма-вспышек.
Николай Петров (Nikolai Petrov) из Научно-технологического центра уникального приборостроения РАН предложил другой механизм генерации высокоэнергетических фотонов при прохождении молнии. Он обратил внимание на то, что скорость изменения вектора электрической поляризации в канале может достигать скоростей, близких к скоростям света, что в точках излома молнии должно приводить к синхротронному излучению.
Современное представление о протекании грозового разряда от облака к земле включает в себя понятие лидера молнии — канала в атмосфере с высокой проводимостью (стримера). Воздух внутри него ионизуется, переходя, фактически, в состояние плазмы, что и обеспечивает малое сопротивление. Лидер распространяется в виде ломаной, чьи отрезки называются ступенями. Когда лидер подходит близко к земле, ему навстречу выходит лидер противоположного знака. После их соединения происходит так называемый обратный разряд молнии, для которого характерны бо́льшие, нежели у лидера, интенсивности излучения и токи.
Для ступенчатых процессов характерно возбуждение поверхностных электромагнитных волн, которые связаны с волнами поляризованности в канале. Скорость этих волн может быть настолько велика, что скорости локальных смещений зарядов, в основном электронов, близки к скоростям света, при том, что скорость глобального переноса заряда, отвечающего за непосредственный ток в молнии, существенно ниже. При прямолинейном движении лидера этот процесс не играет существенной роли, однако на стыке ступеней канала, где происходит излом, это, согласно теории, должно приводить к синхротронному излучению.
Движение поверхностной электромагнитной волны (красная стрелка) и волны поляризованности (синие стрелки) вдоль поверхности канала в середине ступени (a) и на их стыке (b) N. I. Petrov / Scientific Reports, 2021
Физик начал построение модели с анализа дисперсионных соотношений поверхностных электромагнитных волн. Вычисления показали, что для параметров каналов, соответствующих наблюдаемым в природе и лабораториях молниям и разрядам, распространение волны должно носить ультрарелятивистский характер.
Пользуясь результатами анализа, он рассмотрел генерацию излучения зарядами, движущимися по криволинейной траектории, известного как синхротронное излучение. Для него характерна узкая угловая ширина распространения и высокая степень поляризации. В результате моделирования, Петров вычислил спектр такого излучения, который обладал экспоненциально затухающим «хвостом» в области высоких энергий. Физик перевел спектр в энергетическое распределение фотонов и применил его к данным о земных гамма-вспышках, измеренных спутником AGILE, а также к данным о лабораторных исследованиях разрядов. В обоих случаях теория показала согласие с наблюдениями.
Схема рождения синхротронного излучения в молнии N. I. Petrov / Scientific Reports, 2021
Особенностью построенной модели стало также то, что спектр синхротронного излучения сильно зависит от радиуса и проводимости канала. Это с одной стороны объясняет, почему при обратном разряде наблюдается более жесткое излучение, чем в отдельных ступенях лидера, а с другой — согласуется с тем фактом, что рентгеновское и гамма-излучения часто приходят из той же области молнии, из которой приходят радиоволны. Наконец, угловая локализованность излучения в конусе также наблюдается в опыте. Все эти детали вместе со спектральными закономерностями свидетельствуют о реалистичности предложенной автором модели.
Поля и энергии внутри молний настолько сильны, что в них могут происходить ядерные реакции, что недавно увидели японские физики. Подробнее про молнии вы можете прочитать в наших материалах «180 разрядов в минуту» и «Спрайты, эльфы и синие струи».
Снимки с марсохода подтверждают, что кратер Джезеро является древним озером
Первый научный анализ снимков, сделанных ровером Perseverance («Настойчивость») НАСА, теперь подтверждает, что марсианский кратер Джезеро – который представляет собой сухую, демонстрирующую признаки ветровой эрозии чашу – примерно 3,7 миллиарда лет назад являлся озером, постоянно питаемым небольшой рекой.
Эти снимки также показывают, что в кратере случались внезапные паводки. Интенсивности этих паводков было достаточно для переноса вниз по течению крупных валунов, расположенных десятками километров выше, и накоплению их на дне озера, где они пребывают в настоящее время.
Этот новый анализ базируется на снимках пород, выходящих на поверхность внутри кратера с его западной стороны. Исследования, проведенные ранее при помощи орбитальных аппаратов, показали, что этот выход пласта на поверхность, наблюдаемый сверху, напоминает речные дельты на Земле, где слои осадочных пород располагаются в форме веера при впадении реки в озеро.
Новые снимки, сделанные при помощи ровера Perseverance внутри кратера, подтверждают, что эти обнаженные породы на самом деле являлись ранее речной дельтой. Исходя из последовательности расположения слоев осадочных пород в этом обнажении пласта, можно предположить, что данная речная дельта питала озеро, которое оставалось довольно «спокойным» на протяжении большей части времени своего существования. Впоследствии резкие изменения климата привели к катастрофическим паводкам, после которых озеро могло существовать лишь весьма непродолжительное время, указывают авторы.
По мере продолжающегося изучения ровером кратера ученые рассчитывают получить новые сведения о его эволюции в результате изменения климатических условий. Теперь, когда получено подтверждение того, что этот кратер в древности представлял собой озеро, исследователи планируют начать поиски следов древних микроорганизмов, обитавших в водных условиях. В ходе этой миссии ровер Perseverance будет производить отбор осадочных пород, упаковывать их в специальные контейнеры для хранения, с тем чтобы в будущем силами других космических миссий эти образцы могли быть доставлены на Землю для подробного изучения в лаборатории на предмет наличия биосигнатур. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1008104249
У астрономов появился новый способ измерения массы сверхмассивных черных дыр
Даже самые сверхмассивные из сверхмассивных черных дыр не очень велики, что чрезвычайно затрудняет измерение их размеров. Однако недавно астрономы разработали новую методику, которая позволяет оценить массу черной дыры на основе движения горячего газа вокруг них - даже если сама черная дыра меньше одного пикселя.
Сверхмассивные черные дыры окружены тоннами перегретой плазмы. Эта плазма закручивается вокруг, образуя тор и аккреционный диск, материал которых постоянно подает в черную дыру. Из-за чрезвычайной силы тяжести этот газ движется невероятно быстро и ярко светится. Это тот свет, который мы идентифицируем как квазар, который можно увидеть со всех концов Вселенной.
Хотя квазары относительно легко обнаружить, гораздо сложнее количественно оценить свойства центральной черной дыры. Феликс Боско в тесном сотрудничестве с колегами впервые удалось продемонстрировать возможность прямого определения массы квазара с помощью метода, называемого спектроастрометрией.
Спектроастрометрия основана на наблюдении за областью вокруг черной дыры. Когда газ закручивается вокруг нее, часть его будет двигаться в нашем направлении, а часть - в обратном направлении. Часть газа, движущаяся к нам, будет окрашена в синий цвет, а часть, которая удаляется, станет более красной. Даже если центральная черная дыра и аккреционный диск слишком малы для разрешения, эту технику все же можно применить к более далеким регионам, и с помощью моделирования исследователи могут оценить массу.
"Разделяя спектральную и пространственную информацию в собранном свете, а также статистически моделируя измеренные данные, мы можем получить расстояния из размера намного менее одного пикселя от центра аккреционного диска", - объяснил Боско.
Команда успешно применила этот метод к J2123-0050, квазару, активному, когда Вселенной было всего 2,9 миллиарда лет. Они обнаружили, что центральная черная дыра весила 1,8 миллиарда солнечных масс. Однако для того, чтобы вывести эту технику на новый уровень и нацелиться на самые ранние квазары, потребуется несколько новых телескопов.
Джо Хеннави добавляет: "Благодаря значительно возросшей чувствительности Космического телескопа Джеймса Уэбба (JWST) и Чрезвычайно Большого телескопа (ELT, с диаметром основного зеркала 39 метров), который в настоящее время строится, мы скоро сможем определять массы квазаров с максимальными красными смещениями". Йорг-Уве Потт, который также возглавляет гейдельбергский проект ELT, MICADO, добавляет: "Опубликованное сейчас технико-экономическое обоснование поможет нам определить и подготовить наши запланированные исследовательские программы ELT". https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1008153438
Новые исследования добавляют знания о создании и эволюции Вселенной
Группа вычислительной космологии факультета астрономии и астрофизики (DAA) Университета Валенсии (UV) опубликовала статью в журнале Astrophysical Journal Letters, одном из международных журналов, оказывающих наибольшее влияние на астрофизику, в котором с помощью сложных теоретико-вычислительных моделей показано, что космические пустоты постоянно пополняются внешней материей.
"Этот совершенно неожиданный результат может иметь трансцендентные последствия не только для нашего понимания крупномасштабной структуры Вселенной, но и для условий создания и эволюции галактик", - объясняет Висенте Килис, директор DAA и главный исследователь проекта.
"Космические пустоты являются крупнейшими структурами в космосе, и знания об их создании и эволюции необходимы для понимания структуры Вселенной", - говорит Сюзанна Планеллс, содиректор исследования. Изучение их как физического явления всегда было чрезвычайно сложным именно из-за того, что они были большими по объемам с очень низким содержанием материала. С наблюдательной точки зрения анализ нескольких существующих в них элементов очень сложен, и теоретическое моделирование этих явлений не менее сложно, поэтому используются очень упрощенные описания этих структур.
Общепринятая в научном сообществе парадигма понимала космические пустоты как ископаемые области, возникшие в результате плавной и медленной эволюции менее плотных областей, образовавшихся в первобытных фазах Вселенной. "Таким образом, пустоты расширялись бы, увеличивая свой объем и теряя свою материю, которая выходила бы через их границы. В этом контексте Вселенная будет создана большими и практически пустыми пузырями (пустотами), которые расширяясь будут сталкивать материю друг с другом, что приведет к нитям и скоплениям галактик", - объясняет Дэвид Вальес, первый автор публикации.
Однако эта прочно утвердившаяся идея была поставлена под сомнение работой, проведенной DAA с этим новым новаторским исследованием, которое является частью докторской диссертации исследователя Дэвида Вальеса, которой руководили профессор DAA Сюзана Планельес и профессор Висент Квилис. Необходимые сложные космологические моделирования проводились на суперкомпьютере UV под названием Lluís Vives. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1008155226
Определен возраст самых молодых пород на поверхности Луны
CC0 / NASA / Океан Бурь - крупнейшее лунное море
МОСКВА, 7 окт — РИА Новости. Ученые измерили возраст двух образцов базальтовых лав, доставленных на Землю китайской миссией "Чанъэ-5". Относительно молодой возраст этих лав — около 1,96 миллиарда лет — говорит о том, что активный вулканизм на Луне сохранялся в течение длительного времени после ее образования. За счет чего поддерживалась магматическая активность, исследователи пока не знают. Статья опубликована в журнале Science.
Для оценки возраста поверхности Луны ученые традиционно используют метод подсчета кратеров, основанный на предположении о том, что на ранних этапах формирования спутника Земли образование кратеров происходило с определенной постоянной скоростью, при этом края более молодых кратеров пересекают границы более древних. Но этот метод определения возраста — относительный, и требует калибровки.
"Ученые-планетологи знают, что чем больше кратеров на поверхности, тем она старше, чем меньше — тем моложе. Но эта уверенность относительная. Чтобы привязать к этому утверждению абсолютный возраст, нужно иметь образцы с поверхности", — приводятся в пресс-релизе Университета Вашингтона в Сент-Луисе слова одного из авторов исследования Брэдли Джоллиффа (Bradley Jolliff), профессора наук о Земле и планетах и директора университетского Центра космических наук имени МакДоннелла.
Кроме того, есть лунные моря — огромные равнины, заполненные застывшей базальтовой лавой, частично перекрывающей ударные кратеры. Возраст всех образцов вулканических пород, доставленных с Луны миссиями "Аполлон", оказался старше 3,1 миллиарда лет назад. Но ученые по ряду признаков предполагали, что на поверхности Луны должны быть и более молодые образования.
Поэтому при планировании миссии "Чанъэ-5" для посадки и отбора образцов была выбрана предположительно одна из самых молодых структур на поверхности Луны — Океан Бурь. Данные измерений указывали и на наличие здесь самых больших концентраций теплопроизводящих элементов, таких как калий, торий и уран.
После того, как образцы базальтов из Океана Бурь доставили на Землю, ученые определили их минеральный и химический состав, а также возраст, который оказался неожиданно молодым — 1963 ±57 миллионов лет.
"Конечно, молодым относительно, — говорит Джоллифф. — Все вулканические породы, собранные "Аполлонами", были старше трех миллиардов лет, а самые молодые ударные кратеры, возраст которых был определен на основе анализа, моложе одного миллиарда. Таким образом, образцы "Чанъэ-5" заполняют критический пробел в два миллиарда лет". Определение возраста базальтов из Океана Бурь — первый крупный научный результат миссии "Чанъэ-5", которая впервые за сорок с лишним лет доставила образцы с Луны. Исследователи надеются, что дальнейшее изучение этих образцов позволит определить хронологию образования ударных и прочих структур не только на Луне, но и на всех каменистых планетах внутренней зоны Солнечной системы.
Авторы отмечают, что им еще предстоит решить вопрос о происхождении такой молодой лавы. Нет никаких доказательств ее глубинного происхождения, так как в мантии Луны отсутствуют высокие концентрации выделяющих тепло элементов.
Пояснение: Это прекрасное звездное поле охватывает на небе область размером в три диска полной Луны (1.5 градусов) в северном созвездии Персея. В нем находится знаменитая пара рассеянных звездных скоплений – h и χ Персея. Занесенные в каталог как NGC 869 (вверху) и NGC 884, оба скопления удалены от нас примерно на 7 тысяч световых лет и состоят из звезд, которые гораздо моложе и горячее нашего Солнца. Расстояние между скоплениями – всего несколько сотен световых лет. Их возраст, определенный по наблюдениям отдельных звезд, почти одинаков – 13 миллионов лет. Это позволяет предположить, что оба скопления сформировались в одной области звездообразования. Лучше всего любоваться двойным скоплением с помощью бинокля, однако из мест с темным небом оно видно даже невооруженным глазом. Дифракционные лучи вокруг ярких, разноцветных звезд на этом телескопическом изображении возникли из-за растяжек из гитарных струн. http://www.astronet.ru/db/msg/1770226
Кто такие белые карлики и почему они безжалостно уничтожают газовых гигантов
Если вглядеться в угасающее сияние звезды, что относится к белым карликам, то можно увидеть, как в нем растворяются каменистые останки бывших планет. Астрономы уже наблюдали, как коллапсирующая звезда разрывает на части нечто гораздо более крупное, чем она сама.
Василий Макаров
Примерно так, по мнению художников и астрономов, белые карлики во Вселенной способны соседствовать с массивными планетами и оказывать на них воздействие
Маленький белый карлик. А ещё он тяжелый, злобный и экстремальный. Нет, речь идёт не о какой-то конкретной персоне, а о космическом объектах, имеющих общую характеристику, и именуемых в среде астрономов таким уничижительным прозвищем.
Следует учитывать, что размеры во Вселенной, имеют поистине космические значения, и то, что относиться к белым карликам, в наших земных представлениях о масштабе, является нечто гигантским.
Однако, градация наблюдается даже в данной астрономами характеристике, ведь существуют большие белые карлики и даже сверхгиганты. Давиды и Голиафы космоса сражаются друг с другом постоянно, но результаты их битв, не угрожают человечеству. Во всяком случае пока. Давайте разберёмся в этом поподробнее.
Какие объекты в космосе являются белыми карликами
К белым карликам относится Сириус B, который вместе с Сириусом A является двойной звездой и объектом изучения многих астрономов со времён Древнего Египта NASA
Белые карлики — это конечный этап жизни звезды. Как только запас топлива истощается, эти космические светила разрушаются под действием собственной силы тяжести, вытесняя всю массу раскаленных газов в сферу размером с Землю.
Иными словами, если рассматривать стадии эволюции звёзд, то белый карлик – это в каком-то смысле умершая звезда, которая не прочь прихватить с собой и пару-тройку крупных планет, оказавшихся поблизости.
Этапы эволюции звёзд схожи с человеческими – это рождение, молодость, средний возраст, старость и смерть. Однако в зависимости от первоначальной массы, конечный этап ряда звёзд будет отличаться.
Процесс превращения звезды в белого карлика происходит когда в её центре выгорает весь водород, вследствие чего ядро звезды сжимается, при этом внешние слои сильно расширяются. Образуется гелий, который в дальнейшем воспроизводит углерод и кислород. И вот тут если первоначальная масса не позволяет поднять температуру ядра, для проведения дальнейших реакций, то в конечном итоге внешние слои становятся планетарной туманностью, а само ядро звезды, состоящее из углерода и кислорода, белым карликом.
Считается что белые карлики во Вселенной составляют до 10% от общего количества звёзд. Photo by Sven Scheuermeier on Unsplash
Белый карлик – это несостоявшаяся нейтронная звезда, которой не хватило достаточной массы своего тела, чтобы пройти своеобразную космическую призывную комиссию для получения данного статуса. При этом средняя плотность белого карлика в миллион раз выше плотности обычных звёзд.
Это объясняется тем, что как правило радиус белого карлика равен земному, но вот масса такого «шарика» сравнима с массой Солнца.
Температура белого карлика так же зависит от его размеров и обычно достигает 200 000 К. Тела таких звезд остаются достаточно горячими, чтобы излучать тепло в течение сотен миллиардов лет. Это сияние может дать астрономам достаточно информации о химическом составе белого карлика. Нередко в них встречаются намеки на металлы – свидетельство каменистых планет, испаряющихся в жарком пламени умирающей звезды. Но что должно случиться для подобного поглощения?
Что происходит с белым карликом
Считается что белые карлики во Вселенной составляют до 10% от общего количества звёзд. Из-за отсутствия реакций на их поверхности, они медленно остывают, являясь по сути «трупами» звёзд. Photo by Steven Su on Unsplash
Однако для того, чтобы это произошло, звездная система должна пребывать в некотором беспорядке. Планеты должны быть достаточно близко к белому карлику, что обычно указывает на «встряску», вызванную находящимся поблизости объектом с большой массой – например очень крупной планеты.
Дальнейшие приключения умирающей звезды весьма занимательны и, как нетрудно догадаться, по-прежнему зависят от её массы. Другие звёзды, которым повезло с массой чуть больше, и она превышает 1,44 массы Солнца, превращаются не в белый карлик, а в чёрную дыру или же нейтронную звезду, и их подвид – пульсары.
Во Вселенной встречаются и пульсирующие белые карлики, для которых характерны периодические изменения светимости до трети от нормы. И хотя обычные нейтронные звёзды-пульсары могут вращаться десятки раз в секунду, то белые карлики имеют куда больший по времени период вращения, вплоть до нескольких часов.
Однако, благодаря пульсациям и общей светимости, астросейсмологи могут понять плотность звезды типа белый карлик, а также её размер и массу. Они разделяют спектральные классы белых карликов на две группы: «водородный» и более редкий «гелиевый». К первому типу относят звёзды в которых отсутствуют спектральные линии гелия, а ко второму – у которых нет линий водорода.
Самый большой белый карлик располагается на расстоянии около 1360 световых лет от нас в созвездии Лисички. Ближайшая к нам звезда – Солнце тоже обратиться в белый карлик и будет существовать в таком виде миллиарды лет. Photo by Jonatan Pie on Unsplash
Тем не менее существует звездная система, совершенно непохожая на известные современной науке аналоги. Исследователи из Великобритании, Чили и Германии наблюдали за планетой, подобной Урану, находящейся на орбите так близко к белому карлику WD J0914 + 1914, что она буквально разлетелась на части под воздействием звезды.
В целом это первый обнаруженный белый карлик, вокруг которого обращается планета-гигант. При ближайшем рассмотрении в спектре звезды наблюдаются явные признаки кислорода с оттенками серы. Смесь воды и сероводорода позволяет предположить, что это газовая планета, похожая по составу на наших собственных колоссов (таких как Нептун и Уран), которая теряет свою атмосферу. Колебания соотношения водорода и кислорода были достаточно странными, что побудило исследователей использовать специальный инструмент в Очень Большом Телескопе Европейской Южной Обсерватории, называемый спектрографом X-Shooter.
Очень Большой Телескоп в Чили, благодаря которому удалось определить и изучить самый странный белый карлик во Вселенной – WD J0914 + 1914. ESO
Чтобы космический гигант испарился таким образом, он должен быть как можно ближе к белому карлику. По оценкам исследователей, расстояние составляло около 15 солнечных радиусов — или около 10 миллионов километров — с орбитой всего десять земных дней. Для сравнения, орбита Меркурия приближает его к нашему Солнцу на расстояние не менее 46 миллионов километров.
Даже с учетом того факта, что газовый гигант находится на орбите вокруг белого карлика, неясно, является ли он аномалией или нам просто неизвестны похожие примеры. Однако отметим, что при тщательной проверке примерно 7000 других белых карликов в банках данных SDSS не удалось найти ничего похожего на WD J0914 + 1914. https://www.popmech.ru/science/530124-k … ain_middle
10 октября крупный астероид сблизится с Землей
Астероид 2021 TT1, открытый 3 октября 2021 года, относится к группе Аполлона.
Согласно данным Центра по изучению космических объектов в ближнем космосе NASA, 10 октября 2021 года вблизи нашей планеты со скоростью 17 километров в секунду промчится астероид 2021 TT1, размер которого может достигать 34 метров.
В момент максимального сближения, которое состоится в 6:03 по московскому времени, расстояние от Земли до 2021 TT1 составит примерно 375 тысяч километров, что меньше среднего расстояния до Луны (384 тысячи километров).
Орбита Земли обозначена синим, астероида 2021 TT1 белым, пунктиром – орбиты Меркурия, Венеры и Марса. Credit: Ин-Спейс
Астероид 2021 TT1, открытый 3 октября 2021 года, относится к группе Аполлона. Один оборот вокруг Солнца он совершает за 743 земных дня или 2,03 земных года, максимально удаляясь от него на 376 миллионов километров и приближаясь на 104 миллиона километров.
Стоит отметить, что, согласно высокоточным орбитальным вычислениям, выполняемым в Лаборатории реактивного движения NASA, угрозы столкновения астероида 2021 TT1 с Землей ни в этом году, ни в ближайшем будущем нет. https://in-space.ru/10-oktyabrya-krupny … -s-zemlej/
Загадка звезды Росс 128: три версии происхождения странных сигналов
Звезда Росс 128, находящаяся от нас на расстоянии 11 световых лет, ведет себя странно, и астрономы пытаются выяснить, что происходит.
Николай Кудрявцев
Астрономов удивляют сигналы, идущие от звезды Росс 128, которая находится в 11 световых годах от Земли. Эти сигналы наблюдаются на более высоких частотах, чем обычный радиосигнал от звезды, и распространяется по всем направлениям. Их структура, постоянство и неподвижность показывают, что они не могут исходить от околоземных спутников.
Росс 128 — это активная вспыхивающая звезда, и пока эти вспышки являются главной гипотезой того, что с ней сейчас происходит. Правда, есть одно но: сигнал не похож ни на одну вспышку из тех, что до сих пор фиксировали астрономы, так как вся активность звезды идет на значительно более низких высотах.
То есть пока ученые считают, что новый сигнал — признак нового класса звездной вспышки.
Есть еще пара гипотез, и обе они базируются на предположении, что сигнал идет не от Росс 128. По одной из версий, в зоне присутствует еще один источник сигнала, например, фоновая звезда. По другой, причина аномалии — это спутник на высокой орбите. Это может объяснить, почему сигнал не двигается (как было бы в случае спутника ближе к Земли), но вот его частоту не проясняет вообще.
И да, есть еще одно объяснение, которое пока не сброшено со счетов. Абель Мендес, директор Лаборатории обитаемости планет в Аресибо, комментирует: «Нам нужно отбросить все другие вероятности, прежде чем переходить к инопланетянам, но пока ничего наверняка сказать нельзя».
Но даже если это не пришельцы, то в любом случае перед нами совершенно новый тип активности красного карлика, каким является Росс 128, что само по себе совершенно уникальное явление. https://www.popmech.ru/science/376972-z … m=main_big
Зацикленная Вселенная Пенроуза
Возможные места обитания сверхцивилизаций отмечены красными точками Credit: V. G. Gurzadyan, R. Penrose
На стриме “Космическая Пятница №32” был задан интересный вопрос о гипотезе Р. Пенроуза о цикличной Вселенной. Считаю свой ответ в эфире малоинформативным и поверхностным в связи с чем считаю что должен дать более внятный и развернутый ответ.
Большинство космологов уверены в том, что начало существованию нашей Вселенной положил Большой взрыв. При этом многие сторонники данной концепции считают вопрос о том, что было до Большого взрыва, некорректным, поскольку полагают, что само пространство и время родились в результате данного события, которое произошло 13,7 млрд лет назад.
Однако не все ученые согласны с этим утверждением.
Альтернативный взгляд исповедует известный популяризатор науки физик-теоретик из Оксфордского университета Роджер Пенроуз (Roger Penrose). Вместе с астрофизиком Вахе Гурзадяном из Ереванского физического института, он выложил на сайт препринтов arXiv.org статью https://arxiv.org/abs/1808.01740, рассказывающую об обнаружении в микроволновом фоне следов событий до Большого взрыва. Это значит, что время все-таки не имеет какого-то определенного начала, и говорить о событиях, предшествующих рождению Вселенной, вовсе не бессмысленно.
Речь идет о реликтовом излучении, которое пронизывает всю современную Вселенную и при этом несет своего рода “слепок” нашего мира, каким он был спустя примерно 380 тысяч лет после рождения. Изначально Вселенная представляла собой горячую плазму, в которой фотоны непрерывно переизлучались и находилось в состоянии теплового равновесия с веществом. Спектр этого излучения соответствовал спектру абсолютно черного тела, а мир был совершенно непрозрачен.
По мере расширения Вселенной космологическое красное смещение вызвало остывание плазмы, в конце концов при температуре порядка 3000 кельвинов появились нейтральные атомы — произошла так называемая рекомбинация. Этот момент и запечатлен навсегда в реликтовом излучении. Наблюдаемая сфера, соответствующая данному моменту, называется поверхностью последнего рассеяния. В результате дальнейшего расширения Вселенной температура излучения постепенно снизилась и сейчас составляет всего 2,725 К.
Существование этого реликтового излучения было предсказано в 1948 году Георгием Гамовым, а экспериментально подтверждено в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном из Bell Telephone Laboratories. Оно обладает очень высокой степенью изотропности (изотропия — это одинаковость физических свойств среды по всем направлениям, в противоположность анизотропии), однако в начале 1990-х годов российские и американские ученые сумели все-таки обнаружить его небольшую анизотропию (правда, на уровне тысячных долей процента). За открытие космического микроволнового фонового излучения была вручена Нобелевская премия по физике в 1978 году, и еще одна (в 2006-м) вручена за обнаружение его анизотропии.
Карты мельчайших температурных колебаний микроволнового фона обладают большой научной ценностью, ведь они отражают древнейшее из всех доступных непосредственному изучению состояние этого мира и представляют собой зародыши крупномасштабных структур, которые мы наблюдаем в нашей Вселенной сегодня. В принципе, то, что эти температурные колебания носят случайный (Гауссовый) характер и очень малы, должно свидетельствовать в пользу доминирующих сейчас теорий инфляционного раздувания Вселенной, в ходе которого в первые доли секунды после Большого взрыва степенной закон расширения меняют на экспоненциальный, чем достигается согласование физических условий в разных частях молодой Вселенной.
Роджер Пенроуз выступал противником модели космической инфляции, считая, что подобные решения — это лишь “заметание сора под ковер”. Теперь Пенроуз с Гурзадяном заявили об обнаружении на картах микроволнового фона правильных структур в виде концентрических кругов (в которых диапазон температур заметно меньше, чем в других местах), свидетельствующих о том, что анизотропия реликтового излучения не носит абсолютно случайный характер.
В ходе этого исследования использовались подробные карты реликтового излучения, полученные за семь лет космическим зондом NASA WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) и в ходе экспериментов BOOMERanG по запуску аэростатов с соответствующей аппаратурой в Антарктиде. Ученые считают, что эти круги связаны с крупномасштабными катастрофами — результатами слияний сверхмассивных черных дыр, которые, падая друг на друга по спирали, теряли энергию путем испускания гравитационных волн. Причем некоторые из кругов, согласно расчетам, связаны с событиями расширения инфлатонного поля, которые должны были произойти до момента Большого взрыва (момент, который прежде интерпретировался как быстрое расширения из изначальной космологической сингулярности, фазы инфляции).
Все это, впрочем, не означает, что Большого взрыва не было вовсе. Скорее всего, нужно говорить о том, что подобные взрывы случались многократно. Пенроуз и Гурзадян являются сторонниками теории циклической Вселенной, в которой один эон сменяется другим, проходя через “триггеры” больших взрывов, которые разделяют разные эоны. Эти процессы могут повторяться бесконечно. Выявленное слияние черных дыр, вероятно, произошло на самых последних стадиях предыдущего эона, который после Большого взрыва сменился уже нашим, в котором мы сейчас все и живем.
Интерес Пенроуза к циклическим моделям в космологии (в оригинале речь о conformal cyclic cosmology — CCC) связан с тем, что инфляционные теории, получившие признание среди современных космологов, по его мнению, не способны объяснить, почему в начале существования Вселенной был столь низок уровень энтропии. Низкий уровень энтропии (а иначе говоря, высокая степень упорядоченности разных частей Вселенной, не способных в ходе обычного расширения обмениваться сигналами и “согласовывать” свои физические параметры) имеет ключевое значение для выбора работоспособной теории.
Идея циклов предполагает существование до Большого взрыва иной вселенной, которая когда-то расширялась точно так же, как и наша, и в процессе этого расширения прошла через стадии образования черных дыр и их тотального “испарения” в “конце времен” (путем хокинговского излучения), в результате чего уничтожалась вся погребенная в них когда-либо информация. “Перемалывание” этой информации означало исчезновение, удаление энтропии из вселенной, после которого и было положено начало новому эону с изначально очень низким уровнем энтропии. (Здесь нужно заметить, что многие физики, в том числе и ближайший коллега Пенроуза Стивен Хокинг, не допускают теперь полного уничтожения информации в черных дырах — так называемого информационного парадокса, современные теории позволяют этого избегать.)
Сама по себе идея вселенских циклов возникла, конечно, не впервые. В XX веке модель пульсирующей Вселенной, где этап расширения неизбежно сменялся этапом сжатия в одну сингулярность, предшествующую новому взрыву, рассматривалась на равных с моделями бесконечно расширяющейся Вселенной (которые в конце концов победили благодаря открытию “расталкивающей” пространство темной энергии).
Высказывались и другие интересные идеи, связанные, например, с моделями “ветвящихся” вселенных, вырастающих друг из друга подобно выдуваемым мыльным пузырям (интересующихся отсылаем к работам Андрея Линде из Стэнфордского университета и Александра Виленкина, директора Института космологии в Университете Тафтса (Бостон, штат Массачусетс)). Они также позволяют вполне корректно рассуждать о временах, предшествовавших Большому взрыву. Все эти теории существуют пока на равных — имеющихся астрофизических данных недостаточно для того, чтобы однозначно разрешить спор в пользу какой-либо одной из них, время от времени лишь отсеиваются самые экзотичные и противоречивые гипотезы.
Разумеется, потенциально значение факта обнаружения “космических кругов” для космологии чрезвычайно велико и ученые планируют провести дополнительные исследования, чтобы подтвердить или опровергнуть их существование и посмотреть, какие еще модели способны объяснить появление подобных “артефактов”. Ведь даже если круги на карте микроволнового фона действительно докажут существование эпохи, предшествующей Большому взрыву, циклическая космология “самоочевидной” еще не станет. Необходимо будет описать будущие превращения частиц во Вселенной и ответить на вопрос, каким образом она может сменится новой эпохой.
Сомнительно и одно из центральных мест в теории Пенроуза — утверждение, что все частицы в очень отдаленном будущем во Вселенной станут безмассовыми. Нет, например, нет никаких указаний на то, что все электроны должны распасться. В общем, в любом случае эта гипотеза носит пока еще очень спорный и спекулятивный характер.
Во Вселенной может скрываться популяция массивных двойных нейтронных звезд
Новое исследование, в котором показано, каким образом взрыв лишенной оболочек массивной звезды как сверхновой может привести к формированию массивной нейтронной звезды или относительно легкой черной дыры, решает одну из самых сложных проблем, возникших при попытке интерпретировать результаты наблюдений столкновений между нейтронными звездами при помощи гравитационно-волновых обсерваторий LIGO и Virgo.
Первое обнаружение гравитационных волн при помощи обсерватории Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO), состоявшееся в 2017 г., представляло собой случай столкновения между двумя нейтронными звездами, который в основном соответствовал ожиданиям астрономов. Но второе обнаружение, выполненное в 2019 г., соответствовало столкновению двух нейтронных звезд с необычно большой общей массой.
Поэтому в новом исследовании ученые во главе с Энрико Рамиресом-Руисом (Enrico Ramirez-Ruiz) обратили внимание на массивные системы из двух нейтронных звезд или системы из одной нейтронной звезды и одной не очень массивной черной дыры. Такая система образуется, когда обычная звезда массой от 10 масс Солнца теряет часть материи своих оболочек, отходящих в сторону компактного объекта, и на последнем этапе жизненного цикла взрывается как сверхновая с коллапсом ядра, в результате чего на месте звезды остается массивная нейтронная звезда или легкая черная дыра - в зависимости от массы ядра умирающей звезды на завершающем этапе ее жизненного цикла. Так в системе появляется второй компактный объект.
Результаты проведенного командой моделирования показали, что часть оболочек звезды при взрыве отходит в космос, а другая часть падает на вновь образующуюся нейтронную звезду или черную дыру. Для звезды с исходной массой примерно в 10 масс Солнца, если энергия взрыва будет велика, газовые оболочки будут вытолкнуты, и сформируется нейтронная звезда, а если энергия взрыва будет относительно низкой, то оболочки упадут на формирующийся компактный объект – и на месте звезды появится черная дыра.
Еще одно важное наблюдение, сделанное авторами, состоит в том, что возможность наблюдать систему из двух массивных компактных объектов будет определяться массой ядра исходной звезды. Если масса будет относительно небольшой, то звезда легко отдаст свои оболочки нейтронной звезде-компаньону, и в результате интенсивного переноса массы сформируется пульсар – легко заметный в радио- или рентгеновском диапазоне объект. В случае же если исходная звезда достаточно массивна, она будет эффективно удерживать собственные оболочки, и в результате такая система будет в целом оставаться для нас невидимой. Согласно авторам, во Вселенной может скрываться достаточно обширная популяция таких невидимых двойных систем.
Новейшие результаты измерений реликтового излучения Вселенной
Наша Вселенная сформировалась примерно 13,8 миллиарда лет назад в результате гигантской вспышки, называемой Большим взрывом. Примерно через 380 000 лет после этого материя (тогда в основном водород) остыла до достаточно низких температур, чтобы могли формироваться нейтральные атомы, и свет стал свободно распространяться в космическом пространстве. Этот свет, получивший название «реликтового излучения», кажется нам идущим со всех направлений неба одновременно и равномерно – но лишь на первый взгляд! В последние десятилетия ученые открыли, что в этом излучении имеются небольшие волны и «бугорки» на уровне яркости порядка одной стотысячной от средней яркости излучения – соответствующие зародышам будущих структур, таких как галактики.
Астрономы пришли к выводу, что эти волны также содержат следы первичного взрывного расширения – так называемой «инфляции» - в результате которой произошло «набухание» нового мира на 33 порядка величины в течение всего лишь 10^(-33) секунд. Этот процесс должен был оказать определенное воздействие на реликтовое излучение в связи с гравитационными волнами, возникавшими в период «младенчества» Вселенной, интенсивность которых была, вероятно, в сотни раз ниже интенсивности самих волн реликтового излучения.
В результате этого воздействия гравитационных волн на реликтовое излучение в нем ожидается увидеть так называемую B-моду поляризации, причем ее величина должна быть очень мала. Другие экзотические процессы, происходящие во Вселенной, затрудняют эти наблюдения – так, например, отражение света от частиц пыли нашей Галактики, ориентированных определенным образом в магнитных полях, приводит к формированию излучения, также имеющего B-моду поляризации.
В новом исследовании группа под руководством П.А.Р. Аде (P. A. R. Ade) приводит результаты анализа многолетних наблюдений реликтового излучения при помощи различных экспериментов, осуществляющих сбор информации в окрестностях Южного полюса (BICEP2, Keck Array и BICEP3 до 2018 г.) и космических обсерваторий Planck и WMAP (хотя эти спутники завершили сбор информации в 2013 г. и 2010 г. соответственно, обработка собранных данных до сих пор продолжается, и ученые использовали в своей работе релиз от 2018 г.). Эти новые результаты позволяют наложить в два раза более строгие ограничения на изменения реликтового излучения, обусловленные инфляцией Вселенной, и отбраковать ряд современных моделей, описывающих этот процесс.
В результате проведенной работы удалось исключить из рассмотрения широкий класс простых моделей процесса инфляции Вселенной. Команда сообщает, что наиболее перспективные из оставшихся моделей прогнозируют изменения реликтового излучения под действием первичных гравитационных волн на уровне выше предела чувствительности экспериментов Южного полюса, поэтому в ближайшее десятилетие Аде и его группа рассчитывают получить данные, которые позволять наложить на современные модели инфляции Вселенной еще более строгие ограничения.
В Галактике впервые обнаружено древнее двойное рассеянное скопление звезд
Анализируя данные, собранные при помощи обзоров неба 2MASS и Gaia-EDR3, а также снимки, сделанные при помощи космического аппарата WISE НАСА, один бразильский астроном изучил рассеянное скопление звезд, расположенное в нашей Галактике, которое известно как NGC 1605. В результате исследования удалось выяснить, что это скопление на самом деле является не одиночным, а сдвоенным.
Рассеянные скопления звезд, сформированных из одного и того же гигантского молекулярного облака, представляют собой группы звезд, слабо связанных между собой гравитацией. К настоящему времени ученые открыли более 1000 таких объектов в нашей галактике Млечный путь, и поиски новых представителей данного класса до сих пор продолжаются. Расширение списка известных рассеянных скоплений звезд и их подробное изучение могут существенно повысить глубину нашего понимания механизмов формирования и эволюции Галактики.
Объект NGC 1605 был открыт в 1786 г. Уильямом Гершелем. Это скопление находится на расстоянии около 8300 световых лет от нас в направлении созвездия Персей. В новом исследовании группа под руководством Денилсо Камарго (Denilso Camargo) из Военного колледжа Порту-Алегри, Бразилия, предоставляет наблюдательные доказательства того, что скопление NGC 1605 является результатом слияния двух рассеянных скоплений звезд.
«Здесь показано, что рассеянное скопление звезд NGC 1605 на самом деле представляет собой два сливающихся между собой рассеянных скопления звезд (с этого момента обозначаемых NGC 1605a и NGC 1605b), которые также демонстрируют отчетливые приливные «хвосты», - написал Камарго в опубликованной работе.
Обработанные с целью удаления посторонних источников диаграммы «цвет — звёздная величина» для этого скопления демонстрируют две отдельные популяции звезд, что указывает на формирование в результате столкновения между двумя различными рассеянными скоплениями звезд. Было отмечено, что эти две звездные популяции перемешаны в границах обширной области, включая центральную область в каждом скоплении, и это указывает на продолжающееся в настоящее время объединение.
Согласно работе, возраст скоплений звезд NGC 1605a и NGC 1605b составляет соответственно 2 миллиарда лет и 600 миллионов лет. Оба скопления расположены на одном и том же расстоянии от нашей планеты, составляющем примерно 8300 световых лет, при этом наблюдаемая проекция расстояния между центральными ядрами скоплений составляет всего лишь 5,9 светового года.
В заключение авторы отмечают, что скопление NGC 1605 представляет собой первое древнее двойное рассеянное скопление звезд, обнаруженное в нашей галактике Млечный путь, и что в дальнейшем оно может послужить основой для изучения свойств класса пар открытых скоплений звезд.
Последнее извержение вулкана на Луне произошло 1,97 миллиарда лет назад
Лава все еще текла по поверхности Луны 1,97 миллиарда лет назад — и теперь у нас есть камни, чтобы доказать это. Это результат новой работы международного сотрудничества ученых-планетологов, частью которой мы являемся, опубликованной в журнале Science.
Вместе с исследователями из Китая, Австралии, Швеции и США мы изучали образцы, собранные с Луны Национальным космическим агентством Китая во время миссии Chang’e-5.
Целью Chang’e-5 было найти свидетельства самых молодых извержений вулканов на Луне.
Хотя ученые ранее могли предсказать вулканические породы этого возраста на Луне, изучая количество ударных кратеров на поверхности Луны, это невозможно подтвердить, не имея образцов для исследования.
Анализ образцов проводился с использованием чувствительного ионного микрозонда высокого разрешения в Центре SHRIMP в Пекине, Китай.
Процесс определения возраста горных пород был сложным, но, по сути, мы использовали сфокусированный пучок заряженных частиц для выброса материала из различных минеральных фаз в горных породах и проанализировали выброшенный материал.
Наши усилия были вознаграждены, когда мы смогли определить возраст извержения этих лав в 1,97 миллиарда лет, что на целый миллиард лет моложе любой ранее датированной базальтовой лавы с Луны.
Новая научная загадка.
Многие извержения вулканов происходили на поверхности Луны за ее геологическую историю, образуя большие пласты базальтовой породы, их можно увидеть как темные пятна, смотрящие на Луну.
Но большая часть вулканической активности произошла между 3 и 4 миллиардами лет назад. Ученые-планетологи подтвердили это, датируя базальты из коллекций горных пород Аполлона и Луны, а также метеориты, произошедшие с Луны.
Однако до сих пор более молодые вулканические породы, предсказанные исследованиями по подсчету кратеров, оставались неуловимыми.
Для извержения вулканов внутри планеты требуется тепло для образования расплавленного материала, участвующего в процессе.
Считается, что для планеты размером с Луну это тепло было потеряно задолго до этих извержений 2 миллиарда лет назад.
Таким образом, эта работа открыла новую научную загадку того, как небольшое скалистое планетное тело, такое как Луна, могло сохранять достаточно внутреннего тепла, чтобы продолжать производить извержения вулканов через 2,5 миллиарда лет после своего образования 4,5 миллиарда лет назад.
Так что же происходит? Хотя ученые ранее предполагали, что высокие концентрации радиоактивных элементов в лунных недрах могли расплавить скалистый материал внутри Луны, состав этих образцов показывает, что в данном случае это не было движущей силой.
Еще неизвестно, могло ли сыграть роль так называемое приливное нагревание, когда тепло генерировалось внутри Луны за счет растяжения и сжатия (представьте себе эластичную ленту, нагревающуюся от трения, когда вы ее растягиваете) из-за силы притяжения между Луной, Землей и Солнцем.
В качестве альтернативы, возможно, что уникальный аспект состава мантии Луны мог привести к более низкой температуре плавления, что объясняет, как образовался расплавленный материал.
В настоящее время продолжается работа над образцами, чтобы попытаться пролить свет на этот вопрос.
Авторы и права: НАСА, Лаборатория реактивного движения, Калтех, Северо-западный исследовательский институт, Научные космические системы Малин; Анимация: Коджи Курамура, Джеральд Эйхстадт, Майк Стетсон; Музыка: Вангелис Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Каково это – пролетать над самым большим спутником в Солнечной системе? В июне автоматический космический аппарат "Юнона" пролетел около огромного спутника Юпитера – Ганимеда и получил изображения, из которых был создан видеофильм, подробно запечатлевший этот полет. В начале "Юнона" пролетает над окрашенной в два цвета поверхностью спутника диаметром в 2 тысячи километров, показывая ледяной ландшафт этого мира с его бороздами и кратерами. Борозды, вероятно, образовались в результате сдвигов поверхностных плит, а кратеры возникли после мощных ударов. Продолжая движение по орбите, "Юнона" затем в 34 раз пролетела вблизи облаков Юпитера. Видео демонстрирует многочисленные закручивающиеся облака на севере, опоясывающие планету разноцветные зоны и пояса. В середине видны несколько белых овальных облаков из "Нитки жемчуга", и наконец, вращающиеся облака на юге. Планируется, что в сентябре следующего года "Юнона" пролетит около еще одного большого спутника Юпитера: Европы. http://www.astronet.ru/db/msg/1771355
Что было сфотографировано с космической станции?
8 октября французский астронавт Томас Песке сфотографировал с борта Международной космической станции (МКС) нечто поразительно редкое.
Фотография — это единственный кадр, сделанный из более продолжительного таймлапса — может выглядеть так, как будто на ней изображена кобальтовая бомба, взрывающаяся над Европой, но этот пугающий синий свет не причинил никакого вреда. Фактически, большинство людей никогда бы этого не заметили.
Вместо этого кадр показывает нечто гораздо менее зловещее, называемое «кратковременным световым событием» — явление, подобное молнии, ударяющее вверх в верхних слоях атмосферы.
Временные световые явления, представляют собой совокупность связанных явлений, которые происходят во время грозы, но значительно выше, чем обычные молнии. Что касается молний, они работают немного по-другому.
Есть «синие спрайты», которые возникают в стратосфере, вызванные молниями. Если молния распространяется через отрицательно заряженную (верхнюю) область грозовых облаков, прежде чем пройти через положительную область внизу, молния в конечном итоге ударяет вверх, зажигая голубое свечение от молекулярного азота.
Эти явления особенно сложно сфотографировать с земли, поскольку они находятся очень высоко в небе и регулярно закрываются грозовыми облаками. Кроме того, они обычно длятся миллисекунды.
Интересно, что Земля — не единственное место, где проходят световые шоу: только в прошлом году исследователи обнаружили, что на Юпитере также наблюдаются «синие спрайты». https://rwspace.ru/news/chto-bylo-sfoto … ntsii.html
«Двойная» галактика приводит в изумление астрономов миссии Hubble
Наблюдение Вселенной чем-то напоминает разглядывание своего отражения в кривом зеркале. Так происходит потому, что гравитация искажает ткань пространства-времени, создавая оптические иллюзии.
Большинство этих оптических иллюзий возникает, когда свет далекой галактики подвергается линзированию, световые волны растягиваются, а яркость возрастает в результате прохождения его через массивную галактику или скопление галактик, расположенное на переднем плане. Это явление, называемое гравитационным линзированием, приводит к формированию множественных растянутых изображений далекой галактики, имеющих повышенную яркость.
Это явление помогает астрономам изучать галактики, которые расположены настолько далеко, что их нельзя увидеть иначе, как при помощи эффекта гравитационного линзирования. Задача состоит в реконструкции далеких галактик из их линзированных изображений, имеющих подчас весьма необычные формы.
Недавно астрономы во главе с Ричардом Е. Гриффитсом (Richard E Griffiths) из Гавайского университета в Хило, США, выполняя наблюдения при помощи космического телескопа Hubble («Хаббл»), наткнулись на одно такое необычное изображение, когда проводили анализ квазаров, пылающих ядер активных галактик. Они заметили два ярких, линейных объекта, которые выглядели как зеркальные отражения по отношению друг к другу. Рядом находился еще один необычный объект.
На протяжении нескольких лет астрономы не могли понять, что представляют собой эти необычные изображения. Лишь относительно недавно, заручившись помощью двух экспертов по гравитационному линзированию, они определили, что эти три объекта представляют собой искаженные изображения далекой, не обнаруживаемой ранее галактики. Но самым большим сюрпризом стало то, что эти линейные объекты являлись точными копиями друг друга – редкая конфигурация, возникающая, когда происходит точное выстраивание вдоль одной линии галактики, лежащей на заднем плане, и расположенного впереди скопления галактик.
Эти необычные объекты состоят из пары галактических балджей (центральная область галактики, богатая звездами) и по крайней мере трех почти параллельных отдельных светящихся полос. Эти линейные объекты оказались растянутыми изображениями далекой линзированной галактики, расположенной на расстоянии свыше 11 миллиардов световых лет от нас. И они являлись точными копиями друг друга.
Такие множественные изображения галактики возникли вследствие того, что гравитационная линза (скопление галактик, находящееся на расстоянии около 8 миллиардов световых лет от нас), лежащая на переднем плане, была расположена на вершине «складки» пространства-времени, наличие которой обусловлено концентрацией темной материи – невидимой субстанции, наполняющей Вселенную и не участвующей в иных видах взаимодействия, кроме гравитационного, выяснили авторы в результате проведенного анализа.
Достоверность существования стерильных нейтрино увеличили на одно стандартное отклонение
V.V. Barinov et al / arxiv.org, 2021
Коллаборация BEST доложила о результатах поиска осцилляций между электронными и стерильными нейтрино в Баксанской нейтринной обсерватории. Для этого физики воспроизвели эксперимент, в котором ранее обнаружили галлиевые аномалии, с разделением мишени по расстоянию от источника. В результате их опыта статистическая значимость эффекта приблизилась к 4σ. Статья с результатами принята к публикации в журнале Physical Review Letters, доступен препринт.
Нейтрино занимают особое место в физике элементарных частиц. Их важной особенностью стала крайне низкая интенсивность взаимодействия с остальным веществом. По этой причине их очень сложно изучать. Несмотря на это физики выяснили, что нейтрино и антинейтрино бывают трех типов — электронные, мюонные и таонные, соответствуя трем поколениям лептонов.
Вместе с тем, эти частицы содержат в себе много загадок. Так, например, долгое время было непонятно, почему количество электронных нейтрино, приходящих на Землю от Солнца примерно в три раза меньше, чем предсказывала теория. Решение этой загадки потребовало введение нейтринных осцилляций — процесса превращения нейтрино разных типов друг в друга. Нейтринные осцилляции, однако, означают, что эти нейтрино обладают ненулевой массой, хотя в первоначальной версии Стандартной модели она нулевая.
В накопленном опыте по экспериментам с нейтрино существует еще ряд аномалий со статистическими значимостями в пределах 2–3 σ, которые, возможно, указывают на существование как минимум еще одного типа нейтрино — стерильного нейтрино. Статистическая значимость — это мера достоверности, с которой мы можем утверждать, что обнаружили какой-либо новый эффект. Она измеряется в стандартных отклонениях, обозначаемых σ, которые определяют погрешность эксперимента. В физике элементарных частиц статистически значимыми считаются результаты, которые отличаются от первоначальной гипотезы не менее, чем на 3σ. Однако, о четком экспериментальном подтверждении ученые говорят только при достижении достоверности, равной 5σ и более.
Одна из таких аномалий, названная галлиевой аномалией возникла при калибровке галлиевых детекторов солнечных нейтрино с помощью искусственных радиоактивных источников. Оказалось, что фиксируемое при этом число нейтрино меньше, чем предсказывает теория. Предполагается, что осцилляция между электронным и стерильным нейтрино могла бы объяснить такое поведение, однако недостаток точности, и, как следствие, низкая статистическая значимость, пока не дает оснований утверждать о полноценном открытии эффекта.
Чтобы уменьшить экспериментальные ошибки в 2019 году в Баксанской нейтринной обсерватории был запущен проект BEST (Baksan Experiment on Sterile Transitions). Ранее в этом же комплексе, расположенном в недрах горы Андырчи на глубине до двух километров, в рамках проекта SAGE (Soviet—American Gallium Experiment) уже наблюдалась галлиевая аномалия. Целью SAGE было наблюдение за солнечными электронными нейтрино, которые пронизывали огромную массу (30-50 тонн) жидкого галлия. В результате редких ядерных реакций с их участием отдельные ядра 71Ga превращались в изотопы 71Ge с периодом полураспада около 11 дней. Для их извлечения физики перегоняли жидкий галлий в реакторы, которые извлекают изотоп германия химическими методами, превращая его в газ 71GeH4. Измеряя число распадов германия из газовой фазы, ученые делали выводы о числе пойманных нейтрино. Галлиевая аномалия же обнаружилась при калибровке этой установки с помощью изотопов 51Cr и 37Ar.
Для уменьшения ошибок, физики несколько изменили схему калибровки. В частности, они обратили внимание, что галлиевая аномалия опирается на сравнение экспериментальных данных с теорией, хотя точнее было бы сравнивать две измеряемые физические величины, по-разному «чувствующие» предполагаемые осцилляции. В частности, осцилляции приводят к тому, что количество потенциально детектируемых нейтрино оказывается зависящим от расстояния до источника.
Для реализации этой идеи ученые разделили толщу галлия на две части. Первая — внутренняя — заполняла собой камеру сферической формы с диаметром, равным 133,5 сантиметрам, изотропно окружающую радиоактивный источник. Вторая часть — внешняя — заливалась в пространство между внутренней камерой и стенками внешней камеры в виде цилиндра, диаметром 218 сантиметров и высотой 234,5 сантиметров. Такие размеры исключали влияние в сигнал превращения электронных нейтрино в другие известные их типы, поскольку эти процессы происходят на гораздо больших расстояниях. В качестве источника физики использовали 26 дисков из 51Cr, каждый диаметром 88 миллиметров и толщиной 4 миллиметра.
Схематическое изображение экспериментальной установки V.V. Barinov et al / arxiv.org, 2021
В результате двухмесячных измерений исследователи снова увидели галлиевую аномалию. Правда, отличие в параметре отклонения между различными частями жидкого галлия оказалось меньше погрешности. Однако усовершенствование аппаратной части и аккуратный учет всех погрешностей позволил говорить об статистической значимости аномалии, равной 4σ, что уже довольно близко к признанию гипотезы о стерильных нейтрино открытием. Физики надеются, что дальнейшее увеличение точности может быть достигнуто за счет уменьшения объема, который занимает сам источник, однако пока не понятно, как скомпенсировать в этом случае его упавшую мощность.
Нейтрино — не единственные частицы, превращающиеся по ходу движения в другие частицы. Недавно мы рассказывали, как физики обнаружили такие осцилляции у нейтрального очарованного мезона.
Телескоп VLT сфотографировал 42 крупнейших астероида Главного пояса
Изображения Цереры и Весты, полученные SPHERE. Vernazza et al. / ESO
Астрономы представили результаты наземного обзора крупнейших астероидов Главного пояса, проводившегося при помощи телескопа VLT. Им удалось получить изображения поверхности 42 тел и определить их свойства, в частности определить зависимость формы астероидов от их массы и периода вращения вокруг собственной оси, сообщается на сайте Европейской южной обсерватории.
До недавнего времени только несколько крупнейших астероидов Главного пояса, такие как Церера, Паллада или Веста, становились целями наблюдений при помощи наземных (VLT, обсерватория Кека) или космических («Хаббл») телескопов, позволявших получать изображения их поверхности в оптическом или ближнем инфракрасном диапазоне — в иных случаях получить изображение поверхности астероидов могли лишь межпланетные станции. Однако с 2014 года ситуация стала меняться, так как на комплексе телескопов VLT заработал инструмент SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument). Несмотря на то, что его основной задачей является прямая съемка экзопланет у других звезд, он прекрасно подошел для наблюдений астероидов или карликовых планет Солнечной системы.
Группа астрономов во главе с Пьером Вернацца (Pierre Vernazza) из Астрофизической лаборатории в Марселе представила результаты обширной наблюдательной программы, проводившейся с мая 2017 года по сентябрь 2019 года и охватывавшей 42 крупнейших астероида Главного пояса, расположенного между Марсом и Юпитером. Наблюдения велись в оптическом диапазоне волн при помощи камеры-поляриметра ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter), входящего в SPHERE.
M. Kornmesser, Vernazza et al. (ESO); MISTRAL algorithm (ONERA/CNRS)
Целями наблюдений стали двадцать тел диаметром более двухсот километров, девятнадцать астероидов диаметром от ста до двухсот километров и три объекта диаметром от 85 до ста километров, которые относятся к разным спектральным классам.
Ученые определили, что все наблюдавшиеся астероиды (за исключением Клеопатры) диаметром более ста километров обладают формой, близкой к эллипсоиду, причем отклонение от идеальной формы тем больше, чем меньше размеры тела. Кроме того, было замечено, что быстро вращающиеся тела сильнее вытянуты, чем медленно вращающиеся объекты. Плотность исследованных астероидов менялась от 1,3 до 4,3 грамм на кубический сантиметр, что в сочетании с разным альбедо говорит о разнообразии составов этих тел. В частности, ученые делят наблюдавшиеся астероиды на два типа — обедненные летучими веществами (плотность больше 2,7 грамм на кубический сантиметр) и богатыми летучими веществами (плотность меньше 2,2 грамм на кубический сантиметр). Наконец, еще один вывод — степень макропористости астероидов уменьшается с увеличением их размера и становится минимальной (менее 5–10 процентов) только в случае самых крупных тел массой более 1019 килограмм.
Ранее мы рассказывали о других результатах работы SPHERE — четырехлетний таймлапс движения Беты Живописца b и снимки пролетавшего мимо Земли двойного астероида.
МОСКВА, 12 окт — РИА Новости. Американские ученые разработали аналитический метод, позволяющий не только идентифицировать в метеоритах зерна, возраст которых древнее Солнечной системы, но и определять какие звезды, умершие еще до рождения Солнца, были источниками этих зерен. Статья опубликована в журнале The Astrophysical Journal Letters.
Считается, что хондриты, наиболее распространенный класс метеоритов, образовались непосредственно из протопланетного облака, окружавшего Солнце на ранних стадиях формирования Солнечной системы. Однако некоторые хондриты, помимо протопланетной пыли, включают крошечные твердые частицы межзвездного вещества — звездной пыли, которая содержалась в межзвездном газе еще до появления газопылевого облака, из которого позже образовалось Солнце и все планеты Солнечной системы.
Эти досолнечные зерна — единственные материальные свидетельства периода, предшествовавшего Солнечной системе, доступные для прямого анализа. Важно, что звездная пыль сохраняется в первичных, или, как их еще называют, примитивных метеоритах практически в неизменном виде. До сих пор основной проблемой было определить тип звезды, породившей эти зерна.
Американские ученые во главе с Нань Лю (Nan Liu), доцента кафедры физики Вашингтонского университета в Сент-Луисе с помощью усовершенствованного метода наноразмерной масс-спектрометрии вторичных ионов (NanoSIMS) впервые проанализировали с высоким пространственным разрешением большой набор досолнечных зерен карбида кремния из различных метеоритов.
Благодаря новой методике, авторы выявили изотопные закономерности, позволяющие предполагать, какие звезды были источниками вещества досолнечных зерен. "Досолнечные зерна были внедрены в метеориты 4,6 миллиарда лет назад и иногда они покрыты сверху веществом Солнечной системы, — приводятся в пресс-релизе Вашингтонского университета слова Лю. — Благодаря улучшенному пространственному разрешению мы смогли после обработки данных увидеть сигналы, исходящие от ядра зерна, и получить истинные звездные сигнатуры".
Чтобы обнажить чистые внутренние части зерна для изотопного анализа, ученые обрабатывали его поверхность с помощью ионного луча в течение длительного времени. Полученные в итоге изотопные отношения углерода и азота позволили авторам напрямую связать досолнечные зерна метеоритов с конкретными типами звезд, в том числе с редкими углеродными звездами с особенным химическим составом. Изотопные данные зерен указывают на процессы горения водорода, происходящие в таких углеродных звездах при более высоких, чем ожидалось, температурах.
Ученые надеются, что эта информация поможет астрофизикам скорректировать существующие звездные модели и лучше понять эволюцию звезд. "По мере того, как мы узнаем больше об источниках звездной пыли, мы можем получить дополнительные знания об истории Вселенной и о том, как эволюционируют различные звездные объекты в ней", — говорит Лю. https://ria.ru/20211012/meteority-1754209213.html
Астрономы обнаружили необычный сигнал, исходящий из центра нашей Галактики
МОСКВА, 12 окт — РИА Новости. Астрономы, работающие на австралийском радиотелескопе ASKAP, обнаружили необычный сигнал, исходящий со стороны центра Млечного Пути. Зафиксированные радиоволны не соответствуют ни одному из известных источников и могут, по мнению авторов, указывать на новый класс звездных объектов. Статья опубликована в журнале The Astrophysical Journal.
Исследователи из национального научного агентства Австралии CSIRO, Германии, США, Канады, Южной Африки, Испании и Франции в течение двух лет изучали небо с помощью комплекса радиоинтерферометров ASKAP в Западной Австралии в поисках новых необычных объектов в рамках проекта VAST (Variables and Slow Transients).
"Посмотрев в сторону центра Галактики, мы обнаружили ASKAP J173608.2-321635, названный по его координатам. Этот объект был уникален тем, что вначале он был невидимым, затем стал ярким, затем исчез, а затем снова появился. Такое поведение было необычным", — приводятся в пресс-релизе Сиднейского университета слова руководителя исследования профессора Тары Мерфи (Tara Murphy) из Сиднейского института астрономии и Школы физики Сиднейского университета.
Необычным свойством нового источника была его высокая поляризация — радиоволновой сигнал колебался в одном направлении, но это направление вращалось с течением времени.
"Яркость объекта также резко менялась, в 100 раз, и сигнал включался и выключался, по всей видимости, случайным образом. Мы никогда не видели ничего подобного, — рассказывает первый автор статьи, аспирант Школы физики Сиднейского университета Цзитенг Ван (Ziteng Wang). — Сначала мы думали, что это пульсар — очень плотный тип вращающейся мертвой звезды, или же звезда, излучающая мощные вспышки. Но сигналы от этого нового источника не соответствуют тому, что мы ожидаем от этих типов небесных объектов".
После обнаружения шести радиосигналов в течение девяти месяцев в 2020 году авторы попытались найти объект в видимом свете, но не нашли. Тогда они обратились к более чувствительному радиотелескопу MeerKAT в Южной Африке.
"К счастью, сигнал вернулся, но мы обнаружили, что поведение источника резко изменилось — после появления сигнал исчез за один день, хотя в наших предыдущих наблюдениях на ASKAP это длилось несколько недель", — объясняет профессор Мерфи.
Пока объяснить природу сигнала, условно названного транзиентным радиоисточником, ученые не смогли.
"Информация, которая у нас есть, имеет некоторые параллели с другим появляющимся классом загадочных объектов, известных как радиопереходные процессы в Галактическом центре, но есть и отличия", — отмечает еще один автор исследования, профессор Дэвид Каплан (David Kaplan) из Университета Висконсин-Милуоки.
Ученые планируют продолжить наблюдения за загадочным объектом и надеются, что новые данные они смогут получить после окончательного ввода в эксплуатацию трансконтинентального радиотелескопа Square Kilometer Array. https://ria.ru/20211012/galaktika-1754183592.html
Загадочные радиосигналы далеких звезд указывают на присутствие скрытых планет
В пределах 160 световых лет от Солнечной системы были обнаружены четыре красных карлика излучающие радиосигналы. Согласно анализу этих сигналов, лучшим объяснением этой активности является присутствие невидимых экзопланет.
Проясняем, это не техносигнатура, намекающая на инопланетную цивилизацию; скорее, похоже, это результат взаимодействия экзопланеты и магнитного поля звезды, порождающего очень сильные полярные сияния, которые можно обнаружить с помощью низкочастотной матрицы (LOFAR) — мощного радиотелескопа в Нидерландах.
После сообщения об аналогичном открытии, объявленного в прошлом году, исследование предлагает новый способ охоты на экзопланеты в окрестностях Солнца.
«Мы обнаружили сигналы от 19 далеких красных карликов, четыре из которых лучше всего объясняются существованием планет, вращающихся вокруг них», — сказал физик Бенджамин Поуп из Университета Квинсленда в Австралии.
«Мы давно знаем, что планеты нашей Солнечной системы излучают мощные радиоволны, поскольку их магнитные поля взаимодействуют с солнечным ветром, но радиосигналы от планет за пределами нашей Солнечной системы еще не были обнаружены. Это открытие является важным шагом для радиоастрономии и потенциально может привести к открытию планет по всей галактике».
Источником вдохновения для поиска послужила наша Солнечная система. Здесь взаимодействия между газовым гигантом Юпитером и его спутником Ио приводят к сильным, постоянным полярным сияниям на полюсах Юпитера, громким в радиочастотном спектре.
Они не отличаются от полярных сияний Земли, но работают по-другому. Здесь, на Земле, полярные сияния создаются частицами, вылетающими с Солнца. Когда заряженные частицы, такие как протоны и электроны, сталкиваются с магнитосферой Земли, они отправляются со свистом вдоль силовых линий магнитного поля к полюсам, где они проливаются дождем на верхние слои атмосферы Земли и сталкиваются с молекулами атмосферы. В результате ионизация этих молекул приводит к полярным сияниям.
На Юпитере полярные сияния создаются не только солнечными частицами, но и частицами спутника Ио, самого вулканического мира в Солнечной системе. Он постоянно извергает двуокись серы, которая немедленно удаляется из-за сложного гравитационного взаимодействия с планетой, ионизируется и образует плазменный тор вокруг Юпитера, который постоянно питает полярные сияния через силовые линии магнитного поля.
Магнитное поле Солнца недостаточно сильное, а расстояния слишком велики, чтобы произвести аналогичный эффект от его взаимодействия с планетами Солнечной системы, но красные карлики разные. Эти очень долгоживущие, маленькие, тусклые звезды имеют гораздо более мощные магнитные поля, чем Солнце, и экзопланеты, которые мы обнаружили на их орбите, могут быть намного ближе, чем что-либо в Солнечной системе.
Выяснилось, что близкая по орбите планета красного карлика может производить такое же, но более мощное излучение, чем Юпитер и Ио, вызывая полярные сияния на полюсах звезды.
Вначале было… ну, может, и не было начала. Возможно, наша Вселенная существовала всегда — и новая теория квантовой гравитации показывает, как это возможно.
«В реальности так много вещей, которые у большинства людей ассоциируются с научной фантастикой или просто фантастикой», — сказал Бруно Бенто, физик, изучающий природу времени в Ливерпульском университете в Великобритании.
В своей работе он использовал новую теорию квантовой гравитации, называемую теорией причинных множеств, в которой пространство и время разбиты на дискретные части пространства-времени. Согласно этой теории, на определенном уровне существует фундаментальная единица пространства-времени.
Бенто и его сотрудники использовали причинно-следственный подход для исследования возникновения Вселенной. Они обнаружили, что вполне возможно, что у Вселенной не было начала — она всегда существовала в бесконечном прошлом и только недавно превратилась в то, что мы называем Большим взрывом.
Квантовая гравитация.
Квантовая гравитация, пожалуй, самая большая проблема современной физики. У нас есть две чрезвычайно эффективных теории Вселенной: квантовая физика и общая теория относительности.
Квантовая физика успешно описала три из четырех фундаментальных силы природы (электромагнетизм, слабое взаимодействие и сильное взаимодействие) вплоть до микроскопических масштабов. С другой стороны, общая теория относительности — это наиболее мощное и полное описание гравитации.
Но при всех своих сильных сторонах общая теория относительности неполна. По крайней мере, в двух конкретных местах Вселенной математика общей теории относительности просто не работает, не давая надежных результатов: в центрах черных дыр и при возникновении Вселенной.
Эти области называются «сингулярностями» — это точки в пространстве-времени, где рушатся наши текущие законы физики. Внутри обеих сингулярностей гравитация становится невероятно сильной на очень крошечных масштабах.
Таким образом, чтобы разгадать тайны сингулярности, физикам необходимо микроскопическое описание сильной гравитации, также называемое квантовой теорией гравитации. Есть много претендентов, включая теорию струн и петлевую квантовую гравитацию.
И есть еще один подход, который полностью меняет наше понимание пространства и времени.
Теория причинных множеств.
Во всех современных теориях физики пространство и время непрерывны. Они образуют гладкую ткань, лежащую в основе всей реальности. В таком непрерывном пространстве-времени две точки могут быть как можно ближе друг к другу в пространстве, и два события могут происходить как можно ближе друг к другу по времени.
Но другой подход, называемый теорией причинных множеств, переосмысливает пространство-время как серию дискретных фрагментов или пространственно-временных «атомов». Эта теория наложила бы строгие ограничения на то, насколько близко могут быть события в пространстве и времени, поскольку они не могут быть ближе, чем размер «атома».
Например, если вы смотрите на свой экран и читаете этот текст, все кажется гладким и непрерывным. Но если вы посмотрите на один и тот же экран через увеличительное стекло, вы можете увидеть пиксели, разделяющие пространство, и вы обнаружите, что невозможно приблизить два изображения на экране ближе, чем на один пиксель.
Начало времени.
Теория причинных множеств имеет большое значение для природы времени.
«Огромная часть философии причинных множеств состоит в том, что течение времени является чем-то физическим, и его нельзя приписывать какой-то возникающей иллюзии или чему-то, что происходит в нашем мозгу, что заставляет нас думать, что время идет; это прохождение само по себе проявление физической теории», — сказал Бенто.
«Итак, в теории причинных множеств, причинно-следственные связи будут расти на один «атом» за раз и становиться все больше и больше».
Подход причинных множеств аккуратно снимает проблему сингулярности Большого взрыва, потому что в теории квантовой гравитации сингулярности не могут существовать. Материю невозможно сжать до бесконечно крошечных точек — они могут быть не меньше размера атома пространства-времени.
Итак, как выглядит начало нашей Вселенной без сингулярности Большого взрыва? Именно здесь Бенто и его сотрудник Став Залель, аспирант Имперского колледжа Лондона, подхватили нить, исследуя, что теория причинных множеств говорит о начальных моментах существования Вселенной.
Их работа опубликована 24 сентября в базе данных препринтов arXiv. (Статья еще не опубликована в рецензируемом научном журнале.)
В статье исследовалось, «должно ли начало существовать в подходе причинно-следственных связей», — сказал Бенто.
«В исходной формулировке и динамике причинного множества, классически говоря, причинное множество вырастает из ничего во Вселенную, которую мы видим сегодня. Вместо этого в нашей работе не было бы Большого взрыва в качестве начала, поскольку причинное множество обладает бесконечным прошлым, и поэтому всегда что-то есть раньше».
Их работа подразумевает, что у Вселенной не было начала — что она просто существовала всегда. То, что мы воспринимаем как Большой взрыв, могло быть лишь особым моментом в эволюции всегда существующей причинной совокупности, а не истинным началом.
Однако предстоит еще много работы. Пока не ясно, может ли этот причинный подход допускать физические теории, чтобы описать сложную эволюцию Вселенной во время Большого взрыва.
«Можно спросить, как интерпретировать этот [подход причинно-следственных связей] «разумным» способом или что такая динамика физически означает в более широком смысле, но мы показали, что структура действительно возможна», — сказал Бенто. «Так что, по крайней мере, математически это можно сделать».
Первая арабская миссия на Марс приносит интересные научные данные
Credit: His Highness Sheikh Mohammed bin Rashid Al Maktoum
Зонд, получивший название “Hope”, находится на относительно высокой орбите, высота над Марсом колеблется от 20 000 до 43 000 км.
“Hope”, Аль-Амаль (Надежда) — автоматическая межпланетная станция космического агентства ОАЭ по исследованию Марса, запущенная в рамках программы Emirates Mars Mission. Запуск АМС Аль-Амаль осуществлен 19 июля 2020 в 21:58:14 UTC c космического центра Танегасима в Японии при помощи ракеты-носителя H-IIA. 9 февраля 2021 года АМС Аль-Амаль вышла на орбиту Марса.
Одна из целей миссии состояла в том, чтобы свободно обмениваться полученными данными, и в результате миссия недавно открыла портал научных данных. Любой желающий может зарегистрироваться, чтобы получить доступ к необработанным изображениям и данным, собранным зондом, при этом новые наборы данных выпускаются каждые три месяца. Планируется, что эта миссия проработает как минимум два года на орбите вокруг красной планеты.
Зонд “Надежда” уже сделал несколько интересных открытий. Например, ученые ожидали увидеть довольно равномерное распределение кислорода по всей марсианской атмосфере. Хотя тонкая атмосфера планеты в основном состоит из углекислого газа, молекулярный кислород является следовым газом. Согласно наблюдениям зонда за кислородом в верхних слоях атмосферы, его концентрации колеблются более чем на 50 процентов. Аналогичные изменения наблюдались и в оксиде углерода.
Сейчас ученые работают над пониманием этих вариаций, которые не полностью соответствуют нынешним моделям марсианской атмосферы.
Зонд также внимательно отслеживает температуру на поверхности Марса, действуя так, как если бы это был первый метеорологический спутник на орбите вокруг красной планеты.
ОАЭ недавно объявили, что планируется еще более амбициозный зонд, который совершит облет Венеры в конце 2020-х годов, а затем отправится в пояс астероидов между Марсом и Юпитером. Там зонд будет наблюдать до семи астероидов, прежде чем совершит посадку на один из них в 2033 году. https://aboutspacejornal.net/2021/10/11/первая-арабская-миссия-на-марс-принос/
Используя космические обсерватории и наземные средства, китайские астрономы исследовали блазар, известный как PG 1553+113. Результаты этого исследования проливают больше света на поведение этого объекта, указывая на то, что в нем находится двойная система сверхмассивной черной дыры. Исследование было опубликовано 5 октября на arXiv.
Блазары - это очень компактные квазары, связанные со сверхмассивными черными дырами (SMBHS) в центрах активных гигантских эллиптических галактик. Они принадлежат к большей группе активных галактик, в которых находятся активные ядра галактик (AGN), и являются наиболее многочисленными внегалактическими источниками гамма-излучения. Их характерными чертами являются релятивистские струи, направленные почти точно в сторону Земли.
При красном смещении 0,5 PG 1553+113 является блазаром, демонстрирующим 2,2-летнюю квазипериодичность в кривой гамма-излучения. Предыдущие исследования этого блазара показали, что эта изменчивость может быть связана с реактивной прецессией в двойной системе SMBH. Однако кривая гамма-излучения показывает более слабые вспышки вблизи основных, которые могут указывать на признаки двойных струй в системе.
Поэтому группа астрономов во главе с Шифэн Хуангом из Шаньдунского университета в Китае решила исследовать кривую рентгеновского излучения и спектры PG 1553+113, наблюдавшиеся в период с 2012 по 2020 год. Они проанализировали данные, полученные с помощью космических аппаратов НАСА Swift и Fermi, спутника ЕКА XMM-Newton, а также радиообсерватории Оуэнс-Вэлли (OVRO).
"Мы изучаем поток и спектральную изменчивость PG 1553+113 в долгосрочных временных масштабах с использованием рентгеновских данных Swift и XMM-Newton, собранных за период 2012-2020 годов", - написали исследователи в статье.
Кривая рентгеновского излучения PG 1553+113 демонстрирует несколько основных и слабых вспышек во время восьмилетнего периода мониторинга. Было отмечено, что в целом основные рентгеновские вспышки и некоторые слабые вспышки согласуются с соответствующими вспышками, наблюдаемыми в гамма-диапазоне. Астрономы наблюдали поведение "сильнее, когда ярче" в рентгеновском излучении как для основных, так и для слабых вспышек, и поведение "мягче, когда ярче" в спокойных состояниях.
Согласно статье, изменчивость в рентгеновском диапазоне, скорее всего, обусловлена эффектом прецессии двух струй в двойной системе сверхмассивной черной дыры. Астрономы объяснили, что каждая черная дыра имеет свою собственную струю, а движение черных дыр по орбите вызывает квазипериодическое изменение кривых света.
Основываясь на результатах для кривой рентгеновского излучения и корреляции между диском и струей, исследователи рассчитали массу этой двоичной системы SMBH. Они обнаружили, что первичная черная дыра имеет массу около 347 миллионов солнечных масс, в то время как масса вторичной составляет примерно 140 миллионов солнечных масс, что дает соотношение масс на уровне 0,41.
Авторы статьи добавили, что их результаты являются неопределенными, и для получения окончательных выводов относительно двоичной черной дыры требуются дальнейшие наблюдения PG 1553+113. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1012174350
Найден объект который является одновременно астероидом и кометой
В астрономии кометы и астероиды определяются совершенно по-разному. У комет есть ядро, обычно состоящее из льда и пыли, и хвост, когда они приближаются к Солнцу, который представляет собой материал ядра, отделяющийся от кометы. С другой стороны, астероиды - это маленькие каменные шарики, вращающиеся вокруг Солнца. Однако иногда некоторые объекты соответствуют критериям как астероида, так и кометы, и команда из Института планетарных наук (PSI) считает, что они нашли новый.
Объект, 2005 QN173, расположен в главном поясе астероидов между Марсом и Юпитером. Это один из восьми известных объектов главного пояса, который изменяет свой орбитальный рисунок из-за того, что что-то происходит с объектом. Сублимация льда на поверхности объекта является наиболее вероятной причиной любой активности в случае 2005 QN173.
Именно эта активность делает этот объект уникальным по сравнению с другими астероидами в поясе. Любой лед, который мог бы вызвать сублимацию, был бы сожжен миллиарды лет назад, поскольку объекты так долго подвергались воздействию полной силы солнца. С другой стороны, кометы подвергаются воздействию этой солнечной энергии только тогда, когда находятся в перигелии, иногда очень эксцентричной орбиты. Находясь дальше от Солнца, солнечное излучение практически не влияет на лед, содержащийся на комете.
Поэтому немного удивительно, когда ученые обнаруживают объект, который выделяется, как комета, но находится в том же положении, что и миллиарды других астероидов. В этом случае автор новой статьи о 2005 QN173 также является человеком, который открыл целую категорию уникальных объектов, которые теперь называются кометами главного пояса.
Однако одной из отличительных особенностей самого 2005 QN173 является кометный хвост. Ядро объекта достаточно стандартное, вокруг него облако шириной 3,2 км. Однако хвост объекта имеет странную форму. Его длина составляет более 720 000 км, а ширина всего 1400 км. Как описано в пресс – релизе PSI - "если бы длина хвоста была уменьшена до длины футбольного поля, то его ширина была бы всего 18 сантиметров, а ядро имело бы полмиллиметра в поперечнике".
Этот удлиненный тощий хвост означает, что частицы, из которых он образован, покидают поверхность объекта очень медленно. Однако солнечного давления, вероятно, недостаточно для того, чтобы частицы пыли вылетели с поверхности и образовали хвост. Генри Сие, старший научный сотрудник PSI и ведущий автор статьи, считает, что вращение QN173 2005 может способствовать увеличению энергии, необходимой для выхода пыли, но предупреждает, что перед завершением любых моделей объекта или аналогичных моделей требуется больше наблюдений.
Давным-давно подобные объекты могли быть источником большей части земной воды. Модели ранней планеты предполагают, что большая часть воды, которую в настоящее время содержит Земля, первоначально была доставлена астероидами главного пояса в начале жизни Солнечной системы. Если эта модель точна, то изучение всего, что все еще выглядит как комета после миллиардов лет пребывания в поясе астероидов, может помочь доказать или опровергнуть эту теорию. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1013005240
Обсерватории должны обнаруживать первичные слияния черных дыр, если они есть
Бурная эпоха большого взрыва, возможно, была достаточно хаотичной, чтобы затопить Вселенную первичными черными дырами. В конце концов некоторые из этих черных дыр найдут друг друга и сольются, посылая волны гравитации. Всесторонний поиск этих сигнатур гравитационных волн ничего не обнаружил, что накладывает жесткие ограничения на обилие этих таинственных объектов.
Концепция первичных черных дыр на протяжении десятилетий то усиливалась, то ослабевала в научных кругах. Поначалу это была захватывающая возможность. В конце концов, первые несколько секунд большого взрыва были довольно бурными временами, и, возможно, были достаточно большие различия в плотности, чтобы генерировать черные дыры всевозможных размеров, от микроскопических до гигантских. Но наблюдения не давали никаких убедительных доказательств их существования.
А еще есть темная материя, таинственная субстанция, которая составляет огромную массу материи в космосе. Ученые не совсем уверены, что кроется за темной материей, и первобытные черные дыры - заманчивая возможность.
Но если Вселенная будет заполнена бесчисленными маленькими черными дырами, в конце концов некоторые из этих черных дыр найдут друг друга и сольются. И наши обсерватории гравитационных волн должны быть достаточно чувствительными, чтобы обнаруживать возникающие в результате колебания в пространстве-времени.
Команда астрономов сделала именно это, проанализировав объединенные данные LIGO и VIRGO в поисках любых скрытых, едва уловимых признаков столкновений первичных черных дыр.
Они ничего не нашли.
Основываясь на отсутствии результатов, они подсчитали, что первичные черные дыры размером меньше Солнца сливаются от нескольких сотен до нескольких тысяч раз каждый год... в объеме Вселенной в почти четыре миллиарда световых лет во все стороны. Это большой объем, а это означает, что первичные слияния черных дыр встречаются на порядки реже, чем слияния звезд.
Чтобы выразить это в терминах массы, новые наблюдения ограничивают первичные черные дыры тем, что они ответственны не более чем за 6% всей темной материи во Вселенной.
Новые обсерватории смогут обнаружить первые звезды, когда они взорвались в виде сверхновых
Первых звезд, появившихся во Вселенной, больше с нами нет – они давно умерли. Но когда они умерли, они выпустили потоки гравитационных волн, которые все еще можно было обнаружить как слабый гул в фоновых вибрациях космоса.
Астрономы считают, что первые звезды были невероятно массивными, их масса в сотни раз превышала массу Солнца. Они впервые появились, когда Вселенной было всего несколько сотен миллионов лет, и вскоре после этого они погибли во время катастрофических взрывов сверхновых.
Обнаружение этих первых звезд является главной целью для следующего поколения телескопов, включая космический телескоп Джеймса Уэбба. Поскольку звезды того первого поколения вряд ли сохранятся до наших дней, мы много исследуем в глубинах космического времени, чтобы раскрыть их природу. Понимание первых звезд помогло бы нам разгадать формирование первых галактик, рождение гигантских черных дыр и даже эволюцию темной материи и темной энергии.
Хотя этих звезд больше нет с нами, их эхо может сохраниться. Когда они умерли, они сделали это в виде огромных взрывов сверхновых. Эти взрывы были достаточно сильными, чтобы вызвать рябь в ткани пространства–времени - гравитационные волны.
На сегодняшний день наши обсерватории гравитационных волн обнаружили только события слияния двух черных дыр или двух нейтронных звезд. Но детекторы следующего поколения должны обладать достаточной чувствительностью, чтобы наблюдать рябь, исходящую от сверхновых.
Недавно команда астрономов подсчитала, что потребуется для обнаружения сигналов гравитационных волн от гибели первых звезд, в статье, опубликованной в журнале arXiv. Они обнаружили, что похоронный звон первых звезд не будет обнаруживаться как отдельные вспышки, а скорее будет похож на общий гул, вибрирующий по всей Вселенной.
Астрономы пришли к выводу, что следующее поколение обсерваторий, скорее всего, не сможет выполнить это точное измерение. Однако детекторы третьего поколения смогут собрать достаточное количество событий, чтобы вычесть шум от близлежащей сверхновой, извлечь фоновый шум и восстановить общее число звездных смертей от первого поколения звезд. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1013005515
Неужели выгоревшие остатки первых звезд повсюду вокруг нас?
Первые звезды, появившиеся во Вселенной, жили быстро и умерли молодыми. Сегодня, скорее всего, ни одной из них не осталось. Но их остатки, черные дыры и нейтронные звезды, все еще могут блуждать по космосу. К сожалению, их чрезвычайно трудно обнаружить, если они не сольются, и, согласно новым исследованиям, единственным способом увидеть их было бы провести беспрецедентное исследование локального объема Вселенной.
Первые звезды, вероятно, были огромными, в сто или двести раз превышающими массу Солнца. С такой невероятной массой их термоядерные реакции развивались в бешеном темпе, сокращая их жизнь всего до нескольких миллионов лет. Вскоре после того, как они появились на комической сцене, они ушли, подготовив почву для новых поколений меньших, более долгоживущих потомков.
Это означает, что сегодня мы вряд ли сможем наблюдать какую-либо из этих первых звезд. Но когда гигантские звезды умирают, они оставляют после себя заметные остатки, такие как черные дыры и нейтронные звезды. Любой из тех плотных объектов, которые мы наблюдаем сегодня, может быть остатком той ушедшей эпохи, но это невозможно сказать точно, если мы не сможем непосредственно наблюдать их химическую природу: первые звезды состояли почти исключительно из водорода и гелия, практически без загрязнения более тяжелыми элементами.
Эти остатки становятся видимыми - и, следовательно, обнаруживаемыми - только тогда, когда они становятся чрезвычайно яркими. Это может произойти, когда они приближаются слишком близко к другой звезде, вытягивая из нее материал и вспыхивая в рентгеновских лучах, или когда они разрываются во время приливного разрушения.
Недавно команда астрофизиков исследовала, насколько редкими могут быть эти события, и их результаты появились в журнале arXiv.
Они обнаружили удручающе низкие шансы. В среднем, Млечный Путь, вероятно, будет содержать менее 0,3 рентгеновских двойных вспышек и менее миллионной доли приливных разрушений от остатков первых звезд. Это означает, что нам нужно было бы изучить тысячи галактик, чтобы иметь возможность наблюдать одну вспышку, и миллионы галактик, чтобы уловить событие приливного разрушения.
Однако не все надежды потеряны. Рентгеновские телескопы следующего поколения, такие как ATHENA и LYNX, находятся на стадии проектирования. У них будет возможность заглянуть глубоко в локальный объем Вселенной, собрав достаточно данных, чтобы найти один из этих активных остатков. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1013004918
«Светящаяся» эрозия песчаных дюн со стороны Марсианского кратера
В то время как Марс известен как Красная планета, на ее поверхности можно найти множество цветов. Как и на Земле, множество цветов, которые мы можем видеть на изображениях с Марса, происходят от разнообразных минералов и пород на поверхности или непосредственно под ней.
В случае с этой фотографией подземные минералы обнаруживаются в оврагах, которые разрушились на склоне гигантской песчаной дюны.
"Некоторые из этих оврагов дают различные цвета, которые выделяются на обращенных к западу (освещенных) склонах, где овраги кажутся светящимися в зимнем свете", - объясняет команда специалистов по работе с камерой HiRISE на борту орбитального аппарата Mars Reconnaissance.
MRO вращается вокруг Марса с 2006 года, и HiRISE делает снимки с высоким разрешением, демонстрируя разнообразие поверхности Марса. Кратер Кайзер - и поле гигантских дюн внутри - были частой целью изучения для HiRISE, поэтому ученые пришли к пониманию сезонных изменений, которые происходят в этом постоянно меняющемся и меняющемся ландшафте. Команды HiRISE говорят, что гигантские песчаные дюны в кратере Кайзер испытывают овражную эрозию крутых склонов каждый год в конце зимы, когда солнце нагревает эти склоны, а сезонный мороз углекислого газа сублимируется (это означает, что он превращается из твердого вещества в газ).
Кратер Кайзер расположен в Ноахис Терра, области на Марсе, которая находится между двумя гигантскими бассейнами на Марсе: Аргайром и Элладой. Ноахис настолько густо покрыт ударными кратерами, что считается одной из древнейших форм рельефа на Марсе (термин “Ноахиан” происходит от земного имени Ной, относящегося к одному из самых ранних периодов времени). https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1013005354
Поглощение звезды не могло стать источником высокоэнергетических нейтрино
В октябре 2019 г. высокоэнергетические нейтрино были обнаружены при помощи детектора, установленного в Антарктике. Эти нейтрино, которые было очень непросто обнаружить, привлекли внимание астрономов. Они задались вопросом – что могло стать источником таких высокоэнергетических частиц?
Исследователи проследили путь, по которому прибыли эти нейтрино, до сверхмассивной черной дыры, недавно разорвавшей на части и «проглотившей» звезду. Это событие, известное как событие приливного разрыва и получившее обозначение AT2019dsg, произошло всего лишь девятью месяцами ранее – в апреле 2019 г. – в той же самой области космического пространства, откуда, предположительно, происходили эти нейтрино. Такое невероятно высокоэнергетическое событие могло стать источником стремительно движущихся частиц, зарегистрированных исследователями в Антарктике, сказали астрономы.
Но новое исследование ставит под вопрос эту гипотезу.
В новой научной работе исследователи из Гарвард-Смитсоновского астрофизического центра во главе с И. Сендесом (Y. Cendes) представляют результаты новых обширных наблюдений в радиодиапазоне, а также другие данные по объекту AT2019dsg, которые позволили команде рассчитать энергию, выделившуюся в результате этого события. Находки, сделанные группой, показывают, что количество энергии, выделившейся в результате события AT2019dsg, несопоставимо меньше, по сравнению с энергией, необходимой для формирования и ускорения нейтрино до тех энергий, которые были зарегистрированы антарктическим детектором; на самом деле, вспышка была совершенно «обычной», заключает команда.
Используя радиообсерватории Very Large Array (штат Нью-Мексико, США) и Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA, Чили), команда смогла наблюдать источник AT2019dsg, находящийся на расстоянии примерно в 750 миллионов световых лет от нас, на протяжении более чем 500 дней после начала поглощения звезды черной дырой. Эти обширные радионаблюдения сделали источник AT2019dsg самым хорошо изученным событием приливного разрыва на сегодняшний день и позволили выяснить, что его яркость в радиодиапазоне достигла максимума спустя 200 дней после начала события.
Согласно этим данным, общее количество энергии, выделившейся в ходе выброса, было эквивалентно энергии, испускаемой Солнцем на протяжении 30 миллионов лет. Хотя это может звучать довольно внушительно, но высокоэнергетические нейтрино, зарегистрированные 1 октября 2019 г. при помощи детектора IceCube Neutrino Observatory, требуют источника с энергией выше примерно в 1000 раз, указывают исследователи.
Команда Сендеса приходит к выводу, что вероятность связи между этим конкретным событием приливного разрыва звезды черной дырой и зарегистрированными высокоэнергетическими нейтрино является очень низкой. Если нейтрино все же были выброшены в космос в результате этого события, то данный факт указывает на недостаточно полное понимание нами событий приливного разрыва и механизмов генерации нейтрино, отмечают авторы.
ALMA проследила за движением околозвездных дисков в двойной системе
Ichikawa et al. / ALMA
Астрономы благодаря наземной системе радиотелескопов ALMA проследили за движением околозвездных дисков в молодой двойной системе XZ Тельца. Оказалось, что диски сильно смещены и наклонены друг относительно друга, а за три года один из дисков переместился на 3,4 астрономических единицы. Статья опубликована в The Astrophysical Journal.
На сегодняшний день известно, что большинство звезд в нашей галактике, в том числе солнцеподобных, входят в состав двойных или тройных систем. Астрономов давно интересует как такие системы образуются, как взаимодействуют в них околозвездные диски, которые могут как окружать каждую из звезд в отдельности, так и обе звезды сразу. Чтобы проверить теории, описывающие формирование кратных систем звезд, в частности тесных двойных, и планет вокруг них, ученым необходимы большие объемы данных наблюдений за очень молодыми системами.
Группа астрономов во главе с Таканори Итикава (Takanori Ichikawa) из Университета Кагосима опубликовала результаты анализа архивных данных наблюдений в миллиметровом диапазоне волн при помощи системы радиотелескопов ALMA в 2015-2017 годах за системой XZ Тельца, расположенной на расстоянии 460 световых лет от Солнца.
XZ Тельца представляет собой молодую тесную двойную систему из звезд типа Т Тельца, которая находится в области L1551, содержащей ряд протозвездных объектов. Расстояние между компонентами XZ Тельца составляет всего 39 астрономических единиц, ранее предполагалось, что в системе есть третий объект, однако это не нашло подтверждения.
В системе были обнаружены два компактных (радиусом менее 15 астрономических единиц) околозвездных диска, массы которых оцениваются в (0,77–4,36)×10−3 масс Солнца, в предположении, что температура пыли составляет 10–30 кельвинов. Анализ данных показал, что диски сильно смещены относительно друг друга, а также не находятся в плоскости эллиптической орбиты двойной системы. Кроме того, ученым удалось создать анимацию перемещения дисков относительно друг друга — за три года наблюдений XZ Tau B переместился на 3,4 астрономических единицы относительно XZ Tau A.
Схема расположения околозвездных дисков в системе XZ Тельца. Takanori Ichikawa et al. / The Astrophysical Journal, 2021
Ученые считают, что кратные системы со смещенными дисками могут быть распространенным явлением, что объясняется сценарием турбулентной фрагментации молекулярного облака, в результате которого образуются плотные ядра. Если наблюдения за XZ Тельца продолжатся в ближайшие 20 лет, то параметры системы можно будет определить гораздо точнее, а собранных данных хватит на более длительную анимацию движения дисков. Ранее мы рассказывали о том, как астрономы впервые увидели пылевой диск вокруг протопланеты и как «Хаббл» рассмотрел структуру остаточного диска.
Зонд New Horizons отыскал две двойные системы в Поясе Койпера*
NASA / JHAPL / SwRI
Межпланетная станция New Horizons отыскала в Поясе Койпера две тесные двойные системы, которые состоят из тел размером 30–50 километров и образовались во времена зарождения Солнечной системы. Исследование подобных объектов позволяет узнать больше о взаимодействии планетезималей в ранней Солнечной системе, сообщается на сайте Sky&Telescope.org
Полет New Horizons длится уже более 15 лет, за это время станция успела долететь до системы Плутона и впервые получить детальные изображения карликовой планеты и ее спутников, а также впервые посетить объект Пояса Койпера Аррокот, собрав уникальные данные. Сейчас станция находится на расстоянии в 51 астрономическую единицу от Земли и направляется к пределам Солнечной системы, исследуя окружающую среду и объекты Пояса Койпера. Ожидается, что к концу 2030-х годов New Horizons прекратит работу, достигнув отметки в 100 астрономических единиц от Земли.
Хэл Уивер (Hal Weaver) из Лаборатории прикладной физики Университета Джонса Хопкинса представил на 53-м заседании Отделения планетарных наук новые результаты наблюдений New Horizons за телами Пояса Койпера. В сентябре 2018 года станция при помощи камеры LORRI дистанционно исследовала объекты 31JY 2011 и OS393 2014, которые были открыты ранее в ходе наземных наблюдений. На момент съемки 31JY 2011 года находился на расстоянии 0,15 астрономической единицы от аппарата, а OS393 2014 года — в 0,09 астрономической единицы.
NASA / JHAPL / SwRI
Сравнение данных наблюдений с моделями показало, что лучше всего яркость и видимую удлиненную форму объектов объясняет модель тесной двойной системы. В случае 31JY 2011 это два тела диаметром около 50 километров, разнесенных на расстояние в 200 километров. В случае OS393 2014 — два тела размером 30 километров, расстояние между которыми составляет 150 километров.
NASA / JHAPL / SwRI
Ученые считают, что эти системы, как и Аррокот, принадлежат к холодной популяции классических объектов Пояса Койпера, которые сохранились почти в первозданном виде со времен формирования Солнечной системы.
Ранее мы рассказывали о том, что NASA отправит в космос зонд Interstellar Probe — двойника New Horizons, который должен за 50 лет достичь отметки в тысячу астрономических единиц от Солнца.
МОСКВА, 13 окт — РИА Новости. Ученые из Швейцарии и Франции опровергли гипотезу о том, что раньше на Венере были океаны. Результаты цифрового моделирования показали, что шансов обзавестись собственными океанами у Венеры не было. Даже на ранних этапах ее развития, когда Солнце было слабее, чем сейчас, поверхность планеты была слишком раскаленной, а облака формировались только на ее ночной стороне. Статья опубликована в журнале Nature.
Вскоре после своего рождения 4,5 миллиарда лет назад молодая Венера, так же как и молодая Земля, была покрыта магмой. Чтобы образовались океаны, температура атмосферы должна была снизиться настолько, чтобы вода могла конденсироваться и выпадать в виде дождя в течение нескольких тысяч лет, как это произошло на Земле.
Климатическая модель, представленная авторами статьи, показывает, что такое понижение температуры было бы возможно только в том случае, если бы поверхность Венеры была защищена от солнечного излучения облаками. Без этого, хотя Солнце в то время было на 30 процентов слабее, чем сейчас, температура молодой планеты не могла снизиться до точки образования жидкой воды.
Но, судя по результатам моделирования, облака формировались только на ночной стороне Венеры, где они не помогали защитить поверхность от солнечного света, а, наоборот, способствовали сохранению тепла в плотной атмосфере благодаря парниковому эффекту.
"Наше моделирование показало, что климатические условия не позволяли водяному пару конденсироваться в атмосфере Венеры, — приводятся в пресс-релизе Женевского университета слова первого автора статьи Мартина Турбета (Martin Turbet), сотрудника отдела астрономии факультета естественных наук. — Это означает, что температура никогда не становилась настолько низкой, чтобы вода в ее атмосфере образовывала капли дождя, которые могли упасть на ее поверхность. Вместо этого вода осталась в атмосфере в виде пара, а океаны так и не образовались".
Предыдущие исследования предполагали, что Венера на ранних стадиях своего развития, возможно, имела океаны. НАСА и ЕКА планируют в течение следующего десятилетия отправить к Венере не менее трех космических миссий. Один из ключевых вопросов, на который стремятся ответить эти миссии, — был ли на Венере раньше океан, как сейчас на Земле.
"Мы смоделировали климат Земли и Венеры в самом начале их эволюции, более четырех миллиардов лет назад, когда поверхность планет еще была расплавленной, — продолжает Турбет. — Полученные нами высокие температуры означают, что любая вода могла присутствовать на Венере только в виде пара, как в гигантской скороварке".
Еще один интересный вывод, который сделали ученые: оказывается, Землю могла постичь та же участь, что и Венеру, если бы Солнце светило в своей "юности" так же ярко, как сейчас. Именно слабое излучение молодого Солнца позволило Земле остыть достаточно, чтобы сконденсировалась вода, из которой состоят наши океаны. Раньше этот фактор, наоборот, считали негативным — предполагали, что слабое Солнце могло превратить Землю в безжизненный ледяной шар.
"Это полный переворот в том, как мы смотрим на так называемый парадокс слабого молодого Солнца. Это всегда считалось главным препятствием для появления жизни на Земле, а оказывается, для молодой, очень горячей Земли это слабое Солнце было необходимо", — говорит еще один автор статьи, профессор Женевского университета Эмелин Болмон (Emeline Bolmont).
Авторы отмечают, что их построения носят чисто теоретический характер, а будущие космические миссии к Венере подтвердят или опровергнут их. https://ria.ru/20211013/venera-1754426898.html
NGC 7822: космический вопросительный знак
Авторы и права: Йижоу Жанг Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Это выглядит как огромный космический вопросительный знак, однако в действительности вопрос заключается в том, как ярко светящийся газ и темная пыль рассказывают историю звездообразования в туманности. Область звездообразования NGC 7822 находится на краю гигантского молекулярного облака в северном созвездии Цефея, на расстоянии около трех тысяч световых лет. На этом красочном небесном пейзаже в туманности видны ярко светящиеся края и темные силуэты структур с удивительными формами. Картинка составлена из изображений, полученных в течение 28 ночей с помощью небольшого телескопа в Техасе с узкополосными фильтрами, на ней излучение атомов кислорода, водорода и серы показано соответственно синим, зеленым и красным цветами. Эта схема окраски часто используется для снимков, полученных Космическим телескопом им.Хаббла. Энергию для свечения этих атомов дает мощное излучение горячих звезд, которое вместе с их сильными ветрами также формирует плотные столбы и разрушает их. Оно создает и характерную каверну размером в несколько световых лет около центра облака, из которого возникли звезды. Звезды все еще образуются внутри столбов при гравитационном сжатии, однако столбы постепенно разрушаются, и формирующиеся звезды в конце концов будут отрезаны от запасов вещества, из которого они были созданы. На расстоянии до NGC 7822 картинка охватывает область размером около 40 световых лет. http://www.astronet.ru/db/msg/1772095
Может ли человек приземлиться на Меркурий и прогуляться по нему?
Меркурий — ближайшая к Солнцу планета, на которой царят довольно жесткие условия. Но смогут ли астрономы однажды ступить на его поверхность?
Василий Макаров
Меркурий — самая внутренняя планета Солнечной системы, ей требуется всего 88 земных дней, чтобы совершить полный оборот вокруг Солнца. В непосредственной близости от поверхности планеты оно кажется в три раза больше, чем если смотреть с Земли. Однако по сравнению с интенсивностью излучения, достигающей нашей планеты, дневная сторона Меркурия получает в семь раз больше солнечного света, который нагревает его поверхность до 430 °С.
После захода солнца тепло быстро уходит в ночь. У Меркурия нет атмосферы, одна лишь призрачная дымка, называемая экзосферой и состоящая из «паразитного» кислорода, натрия, водорода, гелия и калия, возникающих из-за случайных ударов метеоритов и воздействия солнечного ветра. Без изолирующего газового покрытия, удерживающего тепло, температура может резко упасть до — 180 °С.
В затененных глубинах некоторых кратеров по направлению к полюсам эти сверхнизкие температуры сохраняются круглый года. По иронии судьбы, именно интенсивное солнечное излучение производит хотя бы часть льда или, по крайней мере, его водную составляющую, поскольку протоны солнечного ветра сталкиваются с оксидами в поверхностных минералах, образуя молекулы H2O.
Несмотря на близость к Солнцу и резкие колебания экстремальных температур, люди технически могут ходить по поверхности планеты. Медленное вращение Меркурия означает, что ему требуется 59 земных дней, чтобы один раз повернуться вокруг своей оси. Но год на Меркурии длится меньше, чем сутки. Относительно короткий год в 88 дней означает, что планете требуется чуть менее 176 земных дней, чтобы завершить полный цикл дня и ночи. Следуя линии терминатора — медленно изменяющейся сумеречной зоне, которую мы наблюдаем при заходе Солнца — можно избежать поджаривания от солнечного света, а также безумного холода ночью.
Настоящая проблема — найти способ безопасно приземлиться. Отсутствие атмосферы качестве удобного тормоза означает, что придется полагаться на торможение за счет излишних расходов топлива.
Хотя Меркурий всего лишь немного больше Луны, внутри него скрывается огромное железное ядро, обернутое в сравнительно тонкую кору, что делает его невероятно тяжелым для своих размеров. Такая плотность означает, что гравитационное притяжение планеты составляет всего треть земного – для планеты шириной всего 4900 километров это очень существенная цифра.
Еще сложнее будет попросту добраться до Меркурия. Не считая увеличения уровня радиации по мере приближения к Солнцу, потребуется шесть-семь лет, чтобы пройти по сложной траектории, необходимой для перехвата планеты. И это несмотря на то, что технически его можно было бы считать нашим ближайшим планетарным соседом.
Даже без учета пассажиров-людей это было бы подвигом. Но отправка посадочного модуля к Меркурию может помочь нам разгадать многие из его загадок и подарить новый взгляд на самую маленькую планету Солнечной системы. https://www.popmech.ru/science/759783-m … m=main_big
Обнаружена первая экзопланета, пережившая смерть своей звезды
С возрастом солнцеподобные звезды превращаются в красных гигантов, которые «зачищают» большую часть внутренней области их планетной системы.
Наблюдения, проведенные на телескопе «Keck-2», предоставили астрономам свидетельства существования подобной Юпитеру экзопланеты в системе белого карлика – выгоревшего остатка солнцеподобной звезды. И, хотя текущие модели предполагают, что миры такого размера могут пережить фазу красного гиганта у своих родительских светил, ранее они не наблюдались. Об открытии сообщается в журнале Nature.
Система белого карлика MOA-2010-BLG-477 L в представлении художника. Credit: W. M. Keck Observatory/Adam Makarenko
Белые карлики – это останки солнцеподобных звезд, которые исчерпали все свое топливо и сбросили внешние слои, оставив после себя медленно остывающее плотное ядро.
Первые намеки на существование газового гиганта в системе звезды MOA-2010-BLG-477 L были получены еще 11 лет назад, а его окончательное подтверждение состоялось в 2012 году. Экзопланета, получившая обозначение MOA-2010-BLG-477 L b, была открыта с помощью метода микролинзирования, который позволил раскрыть некоторые параметры системы, но не дал окончательного ответа на вопрос о эволюционной стадии ее родительской звезды.
«Наблюдения системы, проведенные в инфракрасном диапазоне, позволили нам уточнить ее характеристики и подтвердить, что газовый гигант вращается вокруг белого карлика и что они образовались одновременно», – рассказывают авторы исследования.
Уникальная система расположена на расстоянии 6,5 тысячи световых лет от Земли в направлении центра Галактики. По оценкам астрономов, масса белого карлика примерно вдвое меньше солнечной, а выживший газовый гигант, вращающийся на удалении от него в 2,8 астрономической единицы, массивнее Юпитера в 1,4 раза.
«Полученные данные указывают на то, что планеты могут пережить гигантские фазы эволюции своих родительских звезд и дают представление о том, как в будущем будет выглядеть система Солнце– Юпитер», – отметили авторы исследования.
Солнечная система после превращения Солнца в белый карлик в представлении художника. Credit: Mark Garlick
С возрастом солнцеподобные звезды превращаются в красных гигантов, которые «зачищают» большую часть внутренней области их планетной системы. В частности, Солнце, вероятно, расширится до орбиты Земли и уничтожит ее, Меркурий и Венеру. Марс и внешние планеты выживут и продолжат свое движение вокруг красного гиганта, который, сбросив внешние слои, в итоге станет белым карликом. https://in-space.ru/obnaruzhena-pervaya … ej-zvezdy/
оффтоп
Физики обнаружили аномалии в распаде ультрахолодных молекул NaK и NaRb
P. Gersema et. al. / Physical Review Letters, 2021
Физики из Германии и Гонконга использовали молекулы 23Na39K и 23Na87Rb для экспериментальной проверки механизма их распада через фотодиссоциацию четырехатомных комплексов, вызванную светом оптической ловушки. Для этого они модулировали ловушечный лазер, однако не обнаружили хоть какого либо влияния на скорость потерь молекул. Полученный результат находится в противоречии с экспериментами с другими молекулами и потребует пересмотра квантово-химических моделей. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Ультрахолодные двухатомные молекулы с различными ядрами щелочных металлов представляют собой прекрасный объект для исследования тонкостей квантовой динамики. Физики научились одновременно контролировать их многочисленные электронные, колебательно-вращательные и сверхтонкие степени свободы. Удобства добавляет широкий выбор пар атомов в таких молекулах и большой дипольный момент, что делает ультрахолодные двухатомные молекулы подходящими объектами для квантовых симуляций, исследования многочастичной динамики и сверхточных измерений.
Сегодня ученые знают, что основным источником разрушения таких молекул становятся их неупругие столкновения и активно пытаются с этим бороться, например, с помощью экранирования. Вместе с тем интересен и сам механизм распада. Дело в том, что первые теоретические работы показали, что столкновения двух молекул должно приводить к образованию долгоживущих четырехатомных комплексов, которые должны диссоциировать обратно в молекулы. Последующие исследования пришли к выводу, что причиной распада комплексов становится их возбуждение лазерным полем, которое формирует оптические ловушки для молекул. Эта гипотеза нашла экспериментальное подтверждение для пар 87Rb133Cs и 40K87Rb, так что физики продолжают проверять ее на остальных известных двухатомных молекулах.
Две научные группы из Германии и Гонконга при участии Силке Оспелькауса (Silke Ospelkaus) из Ганноверского университета объединились, чтобы в рамках одного эксперимента измерить в своих лабораториях фотодиссоциацию комплексов на основе 23Na39K и 23Na87Rb соответственно. Чтобы достоверно утверждать, что четырехатомные комплексы разрушаются исключительно из-за света от ловушки, они решили проверить, как интенсивно будет происходить этот процесс, если лазер будет периодически выключаться. Перед началом эксперимента они построили теоретическую модель, включающую потери молекул за счет взаимодействия комплексов со светом, и убедились, что увеличение доли времени, в течение которого лазер ловушки выключен (темновое время), приводит к увеличению времени жизни молекул.
Для экспериментальной проверки физики использовали два режима выключения лазера. В первом из них использовался акустооптический модулятор, во втором — вентилятор. Второй подход в отличие от первого гарантировал полное затемнение молекул в темновом времени, однако модулятор давал больший контроль над параметрами модуляции света ловушки. Результат эксперимента, однако, показал, что модуляция никак не влияет на время жизни молекул. Физики убедились в отсутствии эффекта для различных частот, скважностей и темновых времен у обеих молекул.
Зависимость числа молекул 23Na87Rb от времени в отсутствие модуляции (черная линия) и с модуляцией частотами один килогерц (красная линия) и два килогерца (синяя линия). Во врезе показаны результаты симуляции с теми же параметрами. P. Gersema et. al. / Physical Review Letters, 2021
Авторы сделали предположение, что прямое сравнение результатов для модулированной и непрерывной ловушек некорректно в силу возможного нагрева молекул из-за нестационарности светового поля, что может приводить к их дополнительным распадам. Чтобы проверить эту гипотезу, физики решили провести еще одну серию экспериментов, в ходе которых они подсвечивали комплексы дополнительным лучом, который назвали «лучом смерти». Такое название подчеркивает, что его главная функция — разрушение комплексов. Если изначальное предположение о фотоиндуцированном механизме распада верно, «луч смерти» должен вызывать дополнительные потери в модулированных ловушках. Таким образом, сравнивая результаты с лучом и без него, ученые могут подтвердить или опровергнуть эту гипотезу.
Последующий эксперимент показал, что «луч смерти» никак не повлиял на скорость распада молекул. Как и в предыдущей серии, физики проверили этот факт в широком диапазоне параметров, в том числе и для различных длин волн. Авторы признаются, что на текущий момент у них нет понимания о том, как следует интерпретировать такой результат, поскольку механизм фотоиндуцированного распада комплексов надежно подтвердил себя в предыдущих экспериментах и симуляциях.
Единственный способ, как, по их мнению, можно было бы согласовать полученные данные, это признать время жизни четырехатомных комплексов на основе молекул NaK и NaRb аномально долгоживущими с временами жизни не менее миллисекунд. Эта идея находится в противоречии с вычислениями, проделанными в рамках квантовой химии с помощью теории RRKM. Физики предполагают, однако, что исследованные ими молекулы обладают рядом свойств, которые не совместимы с этой теорией, и потому требуются новые вычисления.
Несмотря на вековую историю, физика атомов и молекул регулярно становится источником расхождения теории и эксперимента. Недавно мы рассказывали об обнаружении аномально малого радиуса у протона и аномально большого магнитного момента у мюона.
Белые карлики - одни из самых стабильных звезд. Оставленные сами по себе, эти звезды, которые израсходовали большую часть своего ядерного топлива - хотя все еще, как правило, такие же массивные, как Солнце, - и уменьшились до относительно небольшого размера, могут существовать миллиарды или даже триллионы лет.
Однако белый карлик с ближайшей звездой-компаньоном может превратиться в космическую пороховую бочку. Если орбита компаньона приблизит его слишком близко, белый карлик сможет вытягивать из него материал до тех пор, пока белый карлик не вырастет настолько, что станет нестабильным и взорвется. Этот вид звездного взрыва называется сверхновой типа Ia.
Хотя астрономы в целом признают, что такие столкновения между белыми карликами и "нормальными" звездами-компаньонами являются одним из вероятных источников взрывов сверхновых типа Ia, многие детали этого процесса недостаточно изучены. Один из способов исследовать механизм взрыва - посмотреть на элементы, оставленные сверхновой в ее обломках или выбросе.
Это новое составное изображение показывает G344.7-0.1, остаток сверхновой, созданный сверхновой типа Ia, глазами разных телескопов. Рентгеновские лучи из рентгеновской обсерватории НАСА "Чандра" (синий) были объединены с инфракрасными данными космического телескопа НАСА "Спитцер" (желтый и зеленый), а также радиоданными с Очень большого массива NSF и компактного массива Австралийских телескопов (красный) Научно-промышленной исследовательской организации Содружества.
Чандра - один из лучших инструментов, доступных ученым для изучения остатков сверхновых и измерения состава и распределения "тяжелых" элементов, то есть всего, что содержится в них, кроме водорода и гелия.
Астрономы подсчитали, что возраст G344.7-0.1 составляет от 3000 до 6000 лет. С другой стороны, наиболее известные и широко наблюдаемые остатки типа Ia, в том числе Kepler, Tycho и SN 1006, взорвались в течение последнего тысячелетия или около того. Таким образом, этот глубокий взгляд на G344.7-0.1 с Чандрой дает астрономам возможность заглянуть в важную фазу более поздней эволюции остатка сверхновой типа Ia.
Как расширяющаяся взрывная волна, так и обломки звезд производят рентгеновские лучи в остатках сверхновых. Когда обломки удаляются от первоначального места взрыва, они сталкиваются с сопротивлением окружающего газа и замедляются, создавая обратную ударную волну, которая возвращается к центру взрыва. Обратный удар нагревает обломки до миллионов градусов, заставляя их светиться в рентгеновских лучах.
Остатки типа Ia, такие как Kepler, Tycho и SN 1006, слишком молоды, чтобы обратный удар успел переместиться назад, чтобы нагреть весь мусор в центре остатка. Однако относительно преклонный возраст G344.7-0.1 означает, что обратный удар прошел через все поле обломков.
Цветовая версия данных с Чандры показывает рентгеновское излучение железа (синий) и кремния (красный) соответственно, а также рентгеновские лучи, создаваемые ускорением электронов, когда они отклоняются ядрами положительно заряженных атомов (зеленый). Область с наибольшей плотностью железа и дугообразные структуры кремния отмечены на рисунке.
Изображение с Чандры G344.7-0.1 показывает, что область с наибольшей плотностью железа (синий) окружена дугообразными структурами (зеленый), содержащими кремний. Аналогичные дугообразные структуры обнаружены для серы, аргона и кальция. Данные Чандры также свидетельствуют о том, что область с наибольшей плотностью железа была нагрета обратным ударом совсем недавно, чем элементы в дугообразных структурах, что означает, что она расположена вблизи истинного центра звездного взрыва. Эти результаты подтверждают прогнозы моделей для взрывов сверхновых типа Ia, которые показывают, что более тяжелые элементы образуются в недрах взрывающегося белого карлика.
Это трехцветное изображение Чандры также показывает, что самое плотное железо расположено справа от геометрического центра остатка сверхновой. Эта асимметрия, вероятно, вызвана тем, что газ, окружающий остаток, справа более плотный, чем слева.
Астрономы видят пылевой диск вокруг молодого супер-Юпитера
Международная группа астрономов во главе с учеными из Лейденского университета впервые охарактеризовала пылевой диск, окружающий молодой супер-Юпитер, который является либо гигантской планетой, либо коричневым карликом. Они использовали так называемые прямые наблюдения изображений на длинах волн среднего инфракрасного диапазона. Они обнаружили излучение от диска и предполагают, что, возможно, там уже образовались луны. Исследователи опубликуют свои результаты в Астрономическом журнале.
Астрономы ожидали, что молодые газовые гиганты и коричневые карлики имеют вокруг себя пылевой диск, который может образовывать луны, подобно образованию планет в диске вокруг молодой звезды. Существует, например, свидетельство существования гигантской кольцевой системы, которая была обнаружена в изменениях яркости звезды, когда кольца проходили впереди. Теперь, впервые, исследователи подробно изучили тепловое излучение диска из газа и пыли вокруг массивного супер-Юпитера.
500 световых лет от Земли
Это касается гигантской планеты, или коричневого карлика, называемой GQ Lupi B. Объект расположен в южном созвездии Волка примерно в 500 световых годах от Земли. GQ Lupi B намного тяжелее Юпитера и имеет орбиту более чем в 20 раз шире вокруг своей главной звезды, чем Юпитер вокруг нашего Солнца.
Происхождение объектов такого типа остается загадкой. Неясно, сформировался ли GQ Lupi B по планетоподобному или звездоподобному маршруту. GQ Lupi B был обнаружен в 2004 году, когда была сделана высококонтрастная фотография звезды GQ Lupi. С тех пор астрономы со всего земного шара изучают атмосферу и орбитальное движение этого супер-Юпитера.
Очень большой телескоп
В недавнем исследовании астрономы использовали инструменты NACO и MUSE. Они связаны с Очень Большим телескопом Европейской Южной обсерватории в Чили. Используя инфракрасную камеру NACO, астрономы наблюдали инфракрасный свет, исходящий от пылевого диска. Исходя из этого, они определили, что диск намного холоднее, чем горячая атмосфера GQ Lupi B. Исследователи предполагают, что низкая температура указывает на центральную полость в диске. Они подозревают, что пыль, возможно, была унесена сюда образованием лун. Также может быть, что на диск влияет магнитное поле GQ Lupi B.
Используя MUSE, стабильный спектрограф, работающий в визуальной части светового спектра, исследователи измерили так называемое Н-альфа-излучение. Это указывает на то, что GQ Lupi B все еще растет благодаря поступлению газа со своего собственного диска и, возможно, также с диска звезды, вокруг которой вращается этот супер-Юпитер.
В будущем исследователи надеются изучить диск GQ Lupi B более подробно. "Космический телескоп Джеймса Уэбба предложит захватывающие возможности", - говорит руководитель исследований Томас Столкер (Лейденский университет, Нидерланды). "Уэбб может снимать спектры на длинах волн среднего инфракрасного диапазона. Это очень сложно делать с Земли. При этом мы могли бы узнать гораздо больше о физических и химических процессах в диске GQ Lupi B, которые могут способствовать образованию лун".
Планета-гигант или коричневый карлик?
С открытием новых экзопланет не всегда ясно, является ли объект планетой или коричневым карликом. Это особенно трудно определить для непосредственно наблюдаемых объектов, таких как GQ Lupi B, поскольку их массы часто неопределенны. Вот почему исследователи склонны сохранять непредвзятость и говорить о "гигантской планете или коричневом карлике" на одном дыхании. И именно поэтому буква B в GQ Lupi B иногда пишется с большой буквы (потому что это коричневый карлик), а иногда с маленькой буквы (потому что это планета). https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1013224758
Радиотелескоп ASKAP отыскал загадочный радиоисточник в плоскости Млечного Пути
Локализация источника ASKAP J173608.2−321635 по данным наземных оптических и радиотелескопов. Ziteng Wang et al. / arXiv.org
Астрономы в рамках радиообзора неба телескопом ASKAP обнаружили переменный источник высокополяризованного излучения, природа которого до сих пор остается загадкой. Cвойства ASKAP J173608.2-321635 не вписываются в модели звезд, нейтронных звезд или рентгеновских двойных систем, однако подходят под модель пульсара или совершенно нового класса радиотранзиентов. Препринт работы доступен на сайте arXiv.org.
Многие галактические источники радиоизлучения, такие как пульсары, звезды, двойные системы или магнитары, демонстрируют переменный характер излучения, например в виде гигантских радиоимпульсов или периодических радиовсплесков, которые часто связаны с экстремальными астрофизическими процессами. Чтобы регистрировать подобные события и обнаруживать ранее неизвестные объекты астрономы используют радиоинтерферометры с большим полем обзора, такие как ASKAP, а затем исследуют наиболее интересные найденные источники более детально.
Цзитенг Ван (Ziteng Wang) из Сиднейского университета вместе с другими астрономами открыл компактный переменный радиоисточник ASKAP J173608.2-321635, который наблюдался шесть раз в период с января 2020 года по сентябрь 2020 года в рамках обзора ASKAP VAST-P1 на частоте 888 мегагерц и расположен в пределах 4 градусов от центра Млечного Пути в его плоскости. В дальнейшем к его исследованиям были привлечены радиотелескопы Паркса, ATCA и MeerKAT, рентгеновские телескопы «Свифт» и «Чандра», наземные телескопы VISTA и «Джемини», кроме того, ученые использовали архивные данные наблюдений.
Новооткрытый источник выделялся рядом свойств, таких как высокая степень круговой поляризации излучения и крутой радиоспектр, высокая степень линейной поляризации излучения с сильной изменчивостью меры Фарадеевского вращения, а также отсутствие наблюдаемого аналога источника в ближнем инфракрасном и рентгеновском диапазонах длин волн. Необычным было и поведение ASKAP J173608.2-321635 — вначале он наблюдался несколько недель, затем достиг максимальной яркости в радиодиапазоне, после чего исчез за один день, а затем вновь появился.
Анализ имеющихся у астрономов данных позволил исключить из возможных источников излучения звезды, обычные нейтронные звезды и рентгеновские двойные системы. Возможно ASKAP J173608.2-321635 является пульсаром или принадлежит к ранее неизвестному классу источников с крутым спектром, связанным с радиотранзиентами Галактического центра (GCRT, Galactic Center Radio Transient). Подтвердить или опровергнуть это должны более длительные наблюдения за источником, которые, возможно, приведут к открытию новых объектов.
Ранее мы рассказывали о том, как космических «орков» — загадочные структуры, видимые в радиодиапазоне — связали с эллиптическими галактиками.
Орбитальное движение глюонов не повлияло на излучение от столкновений протонов
Brookhaven National Laboratory
Физики из коллаборации PHENIX исследовали влияние орбитального движения глюонов в протонах на баланс рождения фотонов при столкновении протонных пучков. Для этого они выравнивали спины протонов в одном из пучков по направлению, перпендикулярному их движению, и измеряли разницу в числе вылетающих фотонов по левую и правую сторону. В результате они не обнаружили статистически значимой асимметрии, что будет иметь значение для моделей квантовой хромодинамики. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Протон, хотя и оказался важным кирпичиком, из которого состоит материя на атомарно-молекулярном уровне, сам по себе довольно сложно устроен. Причина этого в том, что взаимодействие между его составными частями — глюонами и кварками, которые часто называют партонами — очень сильное. Другая проблема заключается в том, что мы не можем исследовать глюоны и кварки по отдельности, и единственный способ, чтобы получить хоть какую-то информацию — это сталкивать быстрые адроны в коллайдерах.
Несмотря на эти трудности, картина об устройстве протона постепенно проясняется. Так, например, мы уже знаем, что помимо трех основных кварков протон содержит в себе море кварк-антикварковых пар. Также физики смогли оценить вклад партонов в массу и спин протона. Последний складывается не только из спинов партонов, но и из их орбитального движения.
В попытке ответить на вопрос, из чего же все-таки состоит спин протона, физики из коллаборации PHENIX, базирующейся в Брукхэвенской национальной лаборатории, уже несколько лет экспериментируют со спин-поляризованными протонами. Протоны считаются поляризованными по спину в том или ином направлении, если его среднее значение существенно отличается от нуля. Ранее мы уже рассказывали, как сталкивая такие пучки физики, выяснили роль глюонов в формировании спина, которая оказалась сопоставимой с ролью кварков.
Теперь же физики из PHENIX представили результаты, в которых попытались получить информацию об орбитальном движении глюонов. Идея метода заключается в столкновении двух пучков протонов, один из которых поляризован таким образом, что большинство его спинов направлено перпендикулярно движению частиц. Если вращение глюонов вокруг выделенной оси действительно играет существенную роль, то продукты такого столкновения, в частности, фотоны, должны рождаться по-разному справа и слева от пучка.
Для проверки этой идеи физики производили столкновения протонов с энергией 200 гигаэлектронвольт. Для уменьшения систематических ошибок они чередовали направление поляризации протонных импульсов, следующих друг за другом, с интервалом в 106 наносекунд. Степень поляризации протонов, летящих по коллайдеру по часовой и против часовой стрелке составила 0,58±0,02 и 0,06±0,02, соответственно.
Фотоны, рождаемые в таких столкновениях, становятся продуктом жесткого рассеяния партонов, то есть такого процесса, при котором у рассеянных частиц появляется большой поперечный импульс. Поскольку фотоны не участвуют в сильном взаимодействии, они несут прямую информацию о протонной структуре. Детекторы по обе стороны от пучков собирали фотоны в диапазоне азимутальных углов, равном π/2, и диапазоне псевдобыстрот, меньших по модулю, чем 0,35.
Для этих диапазонов физики ожидали, что доминирующий вклад будут давать процессы комптоновского рассеяния кварка из одного протона на глюоне из другого. Однако помимо них в детекторы попадали фотоны, рождаемые в других процессах, например, распады нейтральных пионов, и даже заряженные частицы. Для борьбы с ними исследователи проводили множественную фильтрацию по разнообразным признакам.
В результате большого числа измерений и их усреднений по направлениям поляризаций физики построили зависимость параметра асимметрии от величины поперечного импульса фотонов. Аккуратный учет всех систематических и статистических неопределенностей привел к тому, что эта величина соответствовала нулю в пределах стандартного отклонения. Другими словами, они не обнаружили какой-либо асимметрии при излучении фотонов.
Зависимость параметра асимметрии от величины поперечного импульса фотонов. Различными кривыми показаны разные модели, использованные для симуляции. PHENIX Collaboration / Physical Review Letters, 2021
Физики подчеркивают, что проведенное ими исследование — это первый пример использования фотонов для исследования поперечно поляризованных протонных пучков, а также первое за 30 лет измерение подобной асимметрии, которое имеет точность в 50 раз большую точность, чем у предшественников. Их результат даст теоретикам существенные ограничения на связь между орбитальным движением глюонов и спином протона.
Ученые из коллаборации PHENIX регулярно находят новые эффекты. Мы уже рассказывали, как они смогли зафиксировать кварк-глюонную плазму от столкновений легких ядер с тяжелыми и получить ее капли круглой, эллиптической и треугольной форм.
Микролинзирование указало на кандидата в экзопланеты у белого карлика
Изображения MOA-2010-BLG-477, полученные в 2015 и 2018 году при помощи одного из телескопов Кека. J. W. Blackman et al., / Nature, 2021
Астрономы при помощи метода гравитационного микролинзирования нашли нового кандидата в юпитероподобные экзопланеты, который обращается вокруг белого карлика. Это означает, что Юпитер и Сатурн в далеком будущем могут пережить конечные стадии эволюции Солнца и остаться на орбитах вокруг белого карлика. Статья опубликована в журнале Nature.
Когда звезды с массами менее восьми масс Солнца заканчивают свой жизненный путь, то на этапе красного гиганта они способны поглотить планеты, расположенные близко к ним, или разрушить их за счет приливных сил на этапе белого карлика. В пользу этого говорят случаи обнаружения остатков планет на близких к карлику орбитах или попадающие в его атмосферу фрагменты коры планет. Однако теории предсказывают, что планеты на орбитах, наподобие юпитерианской, избегают разрушения, что получило первое подтверждение в прошлом году, когда ученые впервые нашли кандидата в крупную планету у белого карлика.
Группа астрономов во главе с Джошуа Блэкманом (Joshua Blackman) из Университета Тасмании опубликовала результаты анализа данных наблюдений события микролинзирования MOA-2010-BLG-477Lb, которое первоначально было зарегистрировано коллаборацией MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) 2 августа 2010 года. В дальнейшем источник наблюдался при помощи камеры NIRC2 на телескопе Keck II в 2015, 2016 и 2018 годах в ближнем инфракрасном диапазоне волн.
Само микролинзирование света звезды с массой 0,15-0,93 массы Солнца по мнению ученых было вызвано объектом планетарной природы с массой 0,5-2,1 массы Юпитера, расположенном на расстоянии 0,7-2,7 килопарсек. Поиски родительской звезды экзопланеты выявили звезду, яркость которой не соответствовала звезде главной последовательности. Также объект не мог быть коричневым карликом, нейтронной звездой или черной дырой. Таким образом, оставалась идея белого карлика с массой 0,53 ± 0,11 масс Солнца, вокруг которого обращался кандидат в юпитероподобные экзопланеты с массой 1,4 ± 0,3 масс Юпитера. Расстояние между телами составляет около трех астрономических единиц.
Ученые считают реалистичным сценарий, при котором экзопланета MOA-2010-BLG-477Lb сформировалась одновременно с родительской звездой и сумела пережить ее расширение на стадии красного гиганта и дальнейшее превращение в белого карлика. В этом случае масса звезды-прародителя карлика могла составлять менее двух масс Солнца. Эта система также подтверждает идею о том, что более половины белых карликов в галактике способны обладать крупными планетами, а также теорию о том, что Юпитер и Сатурн могут пережить конечные стадии эволюции Солнца.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы смогли оценить содержание лития и калия в планетезималях, которые попали в атмосферу ультрахолодного белого карлика.
Авторы и права: Игнасио Диас Бобилло Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Всего в семи сотнях световых лет от Земли в созвездии Водолея умирает звезда, похожая на Солнце. За последние несколько тысяч лет своей жизни она создала туманность Улитку (NGC 7293) – близкую к нам и хорошо изученную планетарную туманность. Это типичный пример финальной фазы в эволюции подобной звезды. Чтобы создать эту замечательную фотографию туманности, потребовалось общее время экспозиции в 90 часов. Прекрасно видны детали более яркой внутренней части Улитки, размер которой – около трех световых лет. Излучение в эмиссионных линиях атомов водорода показано красным, а кислорода – сине-зеленым цветом. Белая точка в центре планетарной туманности – это горячая центральная звезда. Как выяснилось, простая на первый взгляд туманность Улитка имеет неожиданно сложную структуру. http://www.astronet.ru/db/msg/1772464
Радиотелескоп FAST обнаружил более тысячи космических взрывов за 47 дней
Международная исследовательская группа во главе с учеными из Национальной астрономической обсерватории Китайской академии наук (NAOC) зафиксировала экстремальный эпизод космических взрывов от Fast Radio Burst 121102, используя пятисотметровый Апертурный сферический радиотелескоп (FAST). Всего за 47 дней, начиная с 29 августа 2019 г., было обнаружено 1652 независимых быстрых радиовсплеска, сообщает пресс-служба Китайской академии наук. Результаты исследования опубликованы в журнале Nature.
На сегодняшний день это самый большой набор быстрых радиовсплесков (FRB), превышающий количество всех подобных событий, зафиксированных ранее. FRB были впервые обнаружены в 2007 году. Эти космические взрывы могут длиться всего одну тысячную секунды, производя при этом общее количество энергии, выделяемой Солнцем за один год. Их происхождение пока неизвестно.
Ученые обнаружили, что небольшая часть FRB повторяется. Это явление облегчает последующие исследования: ученым будет прозе определить расположение всплесков и определить их родительские галактики.
FRB 121102 – первый известный ретранслятор и первый хорошо расположенный FRB. Ученые определили его происхождение от карликовой галактики. Кроме того, этот FRB явно связан с постоянным радиоисточником. Обе подсказки имеют решающее значение для разгадки космической загадки FRB. Сегодня поведение FRB 121102 трудно предсказать.
В период с 29 августа по 29 октября 2019 года было обнаружено 1652 независимых всплеска за 59,5 часов. В то время как частота всплесков менялась в течение серии, в пиковый час было замечено 122 всплеска, что соответствует самой высокой частоте событий, когда-либо наблюдавшейся для любого FRB.
«Общая энергия этого набора импульсов уже составляет до 3,8% от того, что доступно от магнетара, и не было обнаружено периодичности между 1 мс и 1000 с, что подчеркивает, что FRB 121102 вряд ли исходит от изолированного компактного объекта», – отмечают авторы работы.
«Хрустальный шар» позволил заглянуть в будущее нашей Солнечной системы
Астрономы обнаружили первую подтвержденную планетную систему, которая напоминает судьбу нашей Солнечной системы, ждущую ее тогда, когда Солнце достигнет конца своего жизненного цикла примерно через пять миллиардов лет.
Исследователи обнаружили эту систему, используя обсерваторию им. Кека, расположенную на Гавайях. Система состоит из планеты юпитерианского типа, которая обращается вокруг белого карлика, расположенного в окрестностях центра нашей галактики Млечный путь.
«Эта система позволяет подтвердить, что планеты, обращающиеся на достаточно большом расстоянии, могут продолжать существовать даже после гибели родительской звезды, - говорит Джошуа Блэкмэн (Joshua Blackman), исследователь-постдок из Тасманского университета, Австралия, и главный автор новой научной работы. – Учитывая, что эта система является аналогом нашей собственной Солнечной системы, ее обнаружение может означать, что Юпитер и Сатурн переживут тот период, когда Солнце превратится в красного гиганта – то есть израсходует запасы ядерного топлива и самоуничтожится».
«Будущее Земли может оказаться не настолько безоблачным, поскольку она находится намного ближе к Солнцу, - говорит соавтор Дэвид Бэннетт (David Bennett), старший научный сотрудник Мэрилендского университета, США. – Если человечество успеет перебраться на спутник Сатурна или Юпитера до того, как Солнце «поджарит» Землю на этапе красного гиганта, мы продолжим оставаться на орбите вокруг Солнца, хотя и не сможем пользоваться теплом нашей звезды, которая превратится в белого карлика, на протяжении длительного времени».
Снимки высокого разрешения в ближнем инфракрасном диапазоне, полученные при помощи адаптивной оптической системы обсерватории им. Кека с лазерными опорными звездами, спаренной с камерой Near-Infrared Camera (NIRC2), показали, что этот вновь открытый белый карлик имеет массу порядка 60 процентов массы нашего светила, а «выжившая» экзопланета представляет собой газовый гигант с массой примерно на 40 процентов больше массы Юпитера.
Команда открыла эту планету, используя метод, называемый гравитационным микролинзированием - явление, которое происходит тогда, когда звезда, расположенная относительно близко к Земле, на небольшое время оказывается на одной линии с более далекой звездой.
Остатки досолнечного материала в метеоритах указывают на далекие звезды
Некоторые древние метеориты содержат информацию о первичных «строительных кирпичиках» Солнечной системы, включая зерна, образовывавшиеся в древних звездах, жизненный цикл которых закончился до того, как успело сформироваться Солнце. Одной из важнейших задач при изучении таких зерен материала, существовавшего до появления Солнца, является установление происхождения этого вещества, которое обычно требуется проследить до конкретной звезды.
Нань Лю (Nan Liu), ассистент-профессор физики Вашингтонского университета в Сент-Луисе, США, является первым автором нового исследования, в котором анализируется широкий спектр различных зерен досолнечного материала с целью установления их звездного происхождения.
Лю и ее команда использовали в своей работе современный масс-спектрометр под названием NanoSIMS, чтобы измерить с его помощью изотопный состав ряда элементов, включая азот и изотопы Mg-Al в карбиде кремния (SiC) досолнечного материала. Усовершенствовав аналитические протоколы и используя плазменный ионный источник нового поколения, ученые смогли визуализировать образцы с более высоким пространственным разрешением, по сравнению с предыдущими исследованиями.
«Зерна досолнечного материала находились в составе вещества метеоритов на протяжении 4,6 миллиарда лет, и они иногда оказываются покрыты на поверхности материалами солнечного происхождения, - сказала Лю. – Благодаря повышенному пространственному разрешению, наша команда смогла наблюдать загрязнение алюминием на поверхности зерен и получить спектры истинного звездного материала, находящегося в ядрах гранул».
Ученые облучали зерна материала потоками ионов на протяжении продолжительного времени, чтобы обнажить чистый, расположенный внутри материал зерен для изотопного анализа. Исследователи нашли, что изотопное отношение для атомов азота резко возрастало после продолжительного обстрела образца ионным потоком.
Изотопные отношения обычно с трудом поддаются измерениям в случае материала звезд, однако изотопы углерода и азота являются двумя исключениями. Эти новые данные по изотопному составу атомов C и N для зерен внесолнечного материала, представленные в исследовании, позволяют напрямую связать зерна с различными классами углеродистых звезд, исходя из наблюдаемых изотопных соотношений для этих светил.
Полученные в ходе исследования данные, которые значимо отклоняются от результатов расчетов, выполненных в соответствии с современными моделями, указывают на неточности при определениях соответствующих скоростей ядерных реакций, отмечает Лю. Это должно стимулировать физиков-ядерщиков повысить точность определения скоростей реакций для построения более совершенных математических моделей, добавляет она.
Астрофизики связали химический состав солнцеподобных звезд и землеподобных экзопланет
Vardan Adibekyan et al. / Science, 2021
Астрофизики обнаружили корреляцию между химическим составом скалистых экзопланет и звезд, вокруг которых они вращаются. По оценкам на основе плотности планет, для суперземель стехиометрическое соотношение железа и силикатов в составе планет оказалось связано с составом протопланетного диска — как для Венеры, Земли и Марса, но не 1:1. В планетах, похожих на Меркурий, железа оказалось намного больше, пишут ученые в Science. Авторы работы объясняют это несоответствие другим механизмом формирования.
В процессе развития звездных систем и сама центральная звезда, и планеты вокруг нее образуются из одного и того же материала. Поэтому ученые считают, что химические составы звезды и планет около нее должны зависеть от состава протопланетного диска и, соответственно, коррелировать друг с другом. Например, в протосолнечном диске стехиометрическое соотношение железа и силикатов, по теоретической модели, — примерно 1:2. Практически такое же соотношение характерно для Венеры, Земли и Марса. Правда Меркурий в эту модель не вписывается — для него это соотношение практически противоположное.
Чтобы проверить, как элементный состав звезды соотносится с элементным составом планет около нее, астрофизики под руководством Вардана Адибекяна (Vardan Adibekyan) из Университета Порту изучили похожие на Солнце звезды из спектральных классов F, G и K и экзопланеты вблизи них. Температура этих звезд — от 3800 до 7400 кельвинов, а в их спектрах много линий металлов: в частности железа, кальция, титана и хрома. (Для тяжелых элементов в звездах главной последовательности состав атмосферы, который можно определить по спектру, примерно соответствует составу всей звезды.)
Всего ученые проанализировали спектры 21 звезды и плотности 32 небольших экзопланет около них, не превосходящих по массе десяти масс Земли. По этим данным астрофизики определили соотношение магния, кремния и железа в их составе. После чего построили зависимость плотности и состава планет от состава центральной звезды.
Зависимость плотности скалистых экзопланет от соотношения железа и силикатов в звезде, вокруг которой они вращаются Vardan Adibekyan et al. / Science, 2021
Статистический анализ показал, что для землеподобных скалистых экзопланет действительно есть корреляция между составом звезды и плотностью планет (p≈7×10−6), а также — между составом звезды и составом планет (p≈5×10−5), в двух предположениях: что железо есть только в ядре планеты и что железо есть и в ядре планеты, и в ее мантии. Правда, в планетах железа оказалось больше, чем в звездах. Авторы работы считают, что это расхождение — следствие процесса формирования планет, и связано оно с тем, что ближе к звезде доля железа во время конденсации вещества должна быть выше.
Содержание железа в скалистых экзопланетах в зависимости от содержания железа в звезде, вокруг которой они вращаются. Слева — если железо только в ядре, справа — если и ядре, и в мантии Vardan Adibekyan et al. / Science, 2021
Кроме того ученые обнаружили, что для пяти планет из всего набора их модель не работает. Это Меркурий и его более тяжелые аналоги — ученые назвали эти планеты супермеркуриями. Астрофизики предполагают, что механизм образования этих планет отличался от механизма формирования землеподобных экзопланет и включал множественные столкновения и лишение планет мантии.
Ученые до сих пор не до конца понимают, как формируются планеты разного типа. Например, в 2018 году астрономы предположили, что крупные зародыши планет могут формироваться почти сразу после появления протопланетного диска.
Бутылочный метод позволил измерить время жизни нейтрона с рекордной точностью
Alan Stonebraker / APS, 2021
Физики из коллаборации UCNτ представили результаты измерения времени жизни свободных ультрахолодных нейтронов бутылочным методом. С помощью усовершенствованной установки и слепого анализа они улучшили собственный результат, достигнув рекордной неопределенности, равной 0,34 секунды. Это позволить наложить дополнительные ограничения на теории за пределами Стандартной модели. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Распад свободного нейтрона на протон, электрон и нейтрино — это самый простой бета-распад из известных. Время жизни нейтрона играет важную роль в моделях, объясняющих, почему в ранней Вселенной было так много легких элементов.
Физики напрямую измеряют эту константу двумя разными типами экспериментов. В первом случае они измеряют число образовавшихся протонов в пучке холодных нейронов. Во втором случае они ограничивают холодные нейтроны потенциалом в форме бутылки и считают их количество по прошествии некоторого времени. С ростом точностей обоих типов экспериментов, однако, возникло расхождение в примерно восемь секунд при времени жизни свободного нейтрона, равном примерно 15 минутам. Это расхождение указывает либо на существование какой-то новой физики, приводящей к беспротонному распаду нейтронов, либо на наличие неправильно оцененных или даже неидентифицированных систематических эффектов в одном или обоих способах.
Физики из коллаборации UCNτ, базирующейся в Лос-Аламосской научном нейтронном центре (LANSCE), доложили об измерении времени жизни ультрахолодных нейтронов бутылочным методом с улучшенной точностью. Они усовершенствовали свой предыдущий эксперимент, существенно сократив как статистические, так и систематические ошибки, достигнув рекордной неопределенности во времени жизни свободного нейтрона, равной 0,34 секунды.
Установка по производству ультрахолодных нейтронов, расположенная в LANSCE, создавала частицы с энергией, не превышающей 180 наноэлектронвольт. Физики направляли их с помощью нейтронных волноводов, покрытых слоями NiP и NiMo, в ловушку, окруженную магнитной сборкой Халбаха для удержания нейтронов, предварительно поляризованных сверхпроводящим соленоидом с магнитным полем 5,5 тесла. Перед началом эксперимента ученые проводили «очистку» нейтронов с энергиями больше 38 наноэлектронвольт, чтобы избежать потери, связанные с покиданием ловушки.
Общая схема экспериментальной установки UCN τ Collaboration / Physical Review Letters, 2021
Новую конфигурацию эксперимента отличает от старой наличие буферного объема между источником нейтронов и ловушкой, в которой энергия нейтронов перераспределялась между частицами. Другим отличием стал подход к измерению. Раньше нейтроны по прошествию времени извлекались из бутылки и передавались на отдельно стоящий бериллиевый детектор, что давало дополнительный вклад в систематические ошибки. В этот раз физики сконструировали детектор таким образом, чтобы его можно было опускать непосредственно в бутылочную ловушку. Помимо уменьшения ошибок, этот подход позволил получить дополнительную информацию при съеме сигнала на различных высотах.
Еще одной особенностью исследования стала слепая обработка результатов. Для этого было создано три независимые аналитические группы. Результат по каждому измерению считался достоверным только в том случае, если времена жизни, извлекаемыми всеми тремя группами согласовывались в пределах 0,1 секунды. Также ученые обогатили свой массив данных результатами двух предыдущих экспериментов 2017 и 2018 годов.
В результате они получили значение времени жизни свободного нейтрона, составляющее 877,75 секунды с общей неопределенностью, равной 0,34 секунды. Измеренное значение не приблизилось ко времени жизни, получаемому из пучковых экспериментов, а уменьшение погрешности, наоборот, усугубило расхождение. Полученные результаты также помогут уменьшить неопределенность в константе аксиально-векторной слабой связи, которая важна для описания раннего нуклеосинтеза. Теории за рамками Стандартной модели описывают поправки к этой константе, следовательно, ее уточнение наложит ограничения на эти теории.
Превращение нейтрона в протон, электрон и нейтрино — это не единственный канал распада, который принимают во внимание физики. Ранее коллаборация UCNτ уже пыталась найти распады нейтрона на фотон и темную материю.
Пояснение: Великолепная спиральная галактика NGC 289 больше нашего Млечного Пути, она удалена от нас на 70 миллионов световых лет и видна почти плашмя. В центральной части галактики находятся яркое ядро и разноцветный диск, а на периферии – удивительно слабые голубоватые спиральные рукава. Протяженные спиральные рукава доходят до расстояния более 100 тысяч световых лет от центра галактики. Внизу справа на этом четком телескопическом изображении главный спиральный рукав, кажется, встречается с маленькой, размытой эллиптической галактикой-спутником, взаимодействующей с огромной NGC 289. Конечно, яркие звезды, окруженные дифракционными лучами – объекты переднего плана. Они находятся в нашем Млечном Пути, в южном созвездии Скульптор. http://www.astronet.ru/db/msg/1772809
Сотрудники МФТИ и Института ядерных исследований РАН изучили спектры лунных нейтрино — сверхлегких фундаментальных частиц, возникающих из-за взаимодействия космических лучей с поверхностью Луны. Наблюдение таких частиц сделает Луну новым источником нейтрино, что может дать дополнительные методы ее изучения.
Василий Макаров
Нейтрино — это очень легкая элементарная частица, не имеющая электрического заряда. Нейтрино образуются во время различных радиоактивных распадов, например при бета-распаде в атомных ядрах, в ходе естественных ядерных реакций, происходящих в звездах, во время реакций в реакторах или на ускорителях и в ряде других процессов. Этими частицами пронизан весь космос, однако они исключительно слабо взаимодействуют с веществом. Около 90 млрд нейтрино в секунду проходят через каждый квадратный сантиметр земной поверхности, а значит, и сквозь нас. Изучением нейтрино занимаются по всему миру: дело в том, что нейтринный сигнал распространяется без помех, в отличие от электромагнитных волн, а значит, регистрация и изучение этих частиц могут дать новую информацию об источниках нейтрино и об их свойствах.
Нейтрино способны возникать в распадах адронов в астрофизических объектах. Однако такие источники находятся на достаточно больших расстояниях, а значит, регистрация астрофизических нейтрино требует углового разрешения, значительно превышающего возможности современных нейтринных телескопов. С этой точки зрения одним из интересных источников нейтрино является Луна, находящаяся на достаточно близком расстоянии от Земли. Бомбардируя лунную поверхность, космические лучи образуют мезоны, которые тормозятся в поверхностном слое сыпучего лунного грунта и распадаются, производя низкоэнергетические нейтрино. Таким образом, Луна становится источником нейтрино, которые можно обнаружить при помощи нейтринных телескопов.
В своей работе ученые из Института ядерных исследований РАН и МФТИ рассчитали поток низкоэнергетических нейтрино, возникающих из-за космических лучей, бомбардирующих поверхность Луны. Численное моделирование взаимодействия космических лучей с реголитом (лунным грунтом) и подсчет нейтрино, образующихся в распадах образующихся адронов, показали, что отношение лунного и атмосферного потоков нейтрино в направлении на Луну в низкоэнергетическом диапазоне (от 10 МэВ до примерно 1 ГэВ) близко к единице, однако их спектры сильно отличаются. Регистрация нейтрино соответствующим детектором — сама по себе трудоемкая задача не только из-за высокой проникающей способности нейтрино, но и из-за наличия шума от других частиц, которые могут имитировать нейтринные взаимодействия, а различить нейтрино от различных источников тем более сложно. Работа опубликована в журнале Physical Review D.
«Несмотря на схожее происхождение лунных и атмосферных нейтрино, своеобразный спектр первых, вызванный по большей части отсутствием атмосферы на Луне, делает потенциально возможным различать между собой нейтрино разного происхождения. Кроме того, при моделировании была обнаружена зависимость спектра лунных нейтрино от плотности реголита, что в дальнейшем может помочь в изучении свойств лунного грунта», — рассказал Сергей Демидов, научный сотрудник Института ядерных исследований РАН и МФТИ.
Выявленные особенности могут быть использованы для поиска лунных нейтрино в будущих нейтринных экспериментах на Земле. Однако угловое разрешение детекторов нейтрино в настоящее время остается довольно низким по сравнению с угловым размером Луны на небе. Также для детального изучения спектра таких нейтрино необходимо хорошее энергетическое разрешение. Исследователи пришли к выводу, что для обнаружения лунных нейтрино потребуются не просто большие, но огромные нейтринные детекторы с исключительно высоким энергетическим и угловым разрешениями — задача, которая однажды может стать осуществимой.
Наблюдение лунных нейтрино позволит сделать Луну ближайшим астрофизическим источником, для которого работает концепция многоканальной астрономии, целью которой является получение сведений о происходящих в космосе процессах путем изучения волн, частиц и космических лучей высокой энергии, испускаемых одними и теми же внеземными источниками.
Считается, что под ледяным щитом Европы плещется жидкий соленый океан. Подтверждение тому — плюмы, похожие на земные гейзеры, периодически выбивающие струи пара из-под трещин во льду. Ученые полагали, что этот пар собирается сгустками в атмосфере спутника, выпадая обратно в виде снега.
Но анализ исследователя из Королевского института технологий, физики космоса и плазмы (Швеция) Лоренца Рота, представившего свои выводы в журнале Geophysical Research Letters, показал, что этот пар распределен в атмосфере относительно равномерно, причем только в одном полушарии ледяного спутника.
Открытие совершено на основе анализа архивных изображений, сделанных при помощи телескопа «Хаббл» в 1999, 2012, 2014 и 2015 годах, когда Луна находилась в разных орбитальных позициях. Ультрафиолетовые снимки позволили Роту определить содержание кислорода в атмосфере спутника и, интерпретируя силу излучения на разных длинах волн, сделать вывод о наличии водяного пара в атмосфере.
Существование постоянного пара на Европе особенно удивительно, поскольку там очень холодно — еще холоднее, чем на соседнем Ганимеде, под ледяным щитом которого тоже подозревают наличие океана. Дневной максимум составляет минус 126 градусов Цельсия, а минимум доходит до минус 190 градусов. Это связано с тем, что ледяная поверхность Европы отражает больше солнечного света, чем поверхность Ганимеда. https://naked-science.ru/article/astron … opy-nashli
Ученые: Земля может быть окружена гигантским магнитным туннелем
Загадочные структуры в небе, которые десятилетиями озадачивали астрономов, могут получить объяснение — и это уже кое-что.
Северный полярный отрог и область Фана на противоположных сторонах неба могут быть связаны обширной системой намагниченных волокон. Они образуют структуру, напоминающую туннель, который окружает Солнечную систему и многие близлежащие звезды.
«Если бы мы посмотрели в небо, — говорит астроном Дженнифер Уэст из Университета Торонто в Канаде, — мы увидели бы эту туннельную структуру практически во всех направлениях, в которых смотрели, — то есть, если бы у нас были глаза, которые могли бы видеть радиоизлучение».
Мы знаем об этих двух структурах довольно давно — фактически с 1960-х годов, — но объяснения не было. Потому, что очень сложно точно определить, как далеко они находятся; расстояния варьируются от сотен до тысяч световых лет от нас.
Сравнение с реальным туннелем, показывающее ориентацию. (Слева: Pixabay / wal_172619 / J. West; справа: Радиоастрофизическая обсерватория Dominion / телескоп Villa Elisa / ESA / Planck Collaboration / Stellarium / J. West)
Однако ни один анализ никогда не связывал эти две структуры вместе. Уэст и ее коллеги смогли показать, что два региона и заметные радиопетли в пространстве между ними могут быть связаны.
Используя моделирование и симуляцию, исследователи выяснили, как будет выглядеть радионебо, если бы две структуры были соединены магнитными нитями, играя с такими параметрами, как расстояние, чтобы определить наилучшее соответствие.
Исходя из этого, ученые смогли определить, что наиболее вероятное расстояние для структур от Солнечной системы составляет около 350 световых лет, что согласуется с некоторыми из более точных оценок. Сюда входит оценка расстояния до Северного полярного отрога в начале этого года, основанная на данных Gaia, которая показала, что почти весь отрог находится в пределах 500 световых лет.
Общая длина туннеля, смоделированного Уэстом и ее командой, составляет около 1000 световых лет.
Интенсивность освещения Северного полярного отрога (вверху) и области Фана (внизу). (West et al., ArXiv, 2021)
Эта модель согласуется с широким диапазоном наблюдательных свойств Северного полярного отрога и области Фана, включая форму, поляризацию электромагнитного излучения (то есть, как волна закручена) и яркость.
Требуется дополнительная работа, чтобы сначала подтвердить результаты, а затем смоделировать структуру более подробно. Но это может помочь разгадать еще большую загадку: образование и эволюция магнитных полей в галактиках и то, как эти поля поддерживаются. По словам исследователей, это также может дать контекст для понимания других магнитных нитевидных структур, обнаруженных вокруг галактики.
Команда планирует выполнить более сложное моделирование; но они предполагают, что более чувствительные наблюдения с более высоким разрешением помогут выявить скрытые детали, которые показывают, как структура вписывается в более широкий галактический контекст.
«Я думаю, это просто потрясающе — представить, что эти структуры повсюду, всякий раз, когда мы смотрим в ночное небо».
Исследование принято к публикации в The Astrophysical Journal и доступно на arXiv.
Физики поставили абсолютный рекорд отрицательной температуры
Ученые только что побили рекорд самой холодной температуры, когда-либо измеренной в лаборатории: они достигли температуры охлаждения на 38 триллионных долей градуса выше -273,15 по Цельсию.
Команда немецких исследователей изучала квантовые свойства пятого состояния материи: конденсата Бозе-Эйнштейна, производного газа, существующего только в ультрахолодных условиях.
Находясь в фазе конденсата Бозе-Эйнштейна, сама материя начинает вести себя как один большой атом, что делает ее особенно привлекательной темой для квантовых физиков, интересующихся механикой субатомных частиц.
Температура — это мера молекулярной вибрации: чем больше движется совокупность молекул, тем выше общая температура.
Таким образом, абсолютный ноль — это точка, в которой останавливается все молекулярное движение — минус 459,67 градуса по Фаренгейту или минус 273,15 градуса Цельсия. Ученые даже разработали специальную шкалу для экстремально низких температур, называемую шкалой Кельвина, где ноль Кельвина соответствует абсолютному нулю.
Приближаясь к абсолютному нулю, начинают происходить странные вещи. Например, согласно исследованию, опубликованному в 2017 году в журнале Nature Physics, свет становится жидкостью, которую можно буквально налить в контейнер. Согласно исследованию, опубликованному в 2017 году в журнале Nature Communications, переохлажденный гелий перестает испытывать трение при очень низких температурах. А в Лаборатории холодных атомов НАСА исследователи даже стали свидетелями существования атомов сразу в двух местах.
В этом эксперименте ученые захватили облако из примерно 100 000 атомов газообразного рубидия в магнитном поле внутри вакуумной камеры. Затем они охладили камеру до уровня примерно 2 миллиардных градуса Цельсия выше абсолютного нуля, что, по данным NewAtlas, само по себе было бы мировым рекордом.
Но это было недостаточно холодно для исследователей, которые хотели раздвинуть границы физики; чтобы еще понизить температуру, им нужно было имитировать условия дальнего космоса. Таким образом, команда поместила свою установку на Бременской башне Европейского космического агентства, исследовательском центре микрогравитации при Бременском университете в Германии.
Падение вакуумной камеры при быстром включении и выключении магнитного поля, позволяло конденсату Бозе-Эйнштейна плавать, без влияния гравитации, и практически полностью останвить молекулярное движение атомов рубидия.
В результате конденсат находился на уровне 38 пикокельвинов — 38 триллионных долей Кельвина — в течение примерно 2 секунд, установив «абсолютный рекорд отрицательной температуры», сообщили в журнале Physical Review Letters.
Предыдущий рекорд в 36 миллионных долей Кельвина был достигнут учеными Национального института стандартов и технологий (NIST) в Боулдере, штат Колорадо, с помощью специализированных лазеров.
Самым холодным известным естественным местом во Вселенной является туманность Бумеранг, которая находится в созвездии Центавра, примерно в 5000 световых годах от Земли. По данным Европейского космического агентства, ее средняя температура составляет -272 °C (около 1 Кельвина).
Ученые заявили, что теоретически они могут поддерживать эту температуру в течение 17 секунд в действительно невесомых условиях, например, в космосе. По словам исследователей из Массачусетского технологического института, однажды сверхнизкие температуры могут помочь создать более совершенные квантовые компьютеры.
NASA запустило в космос аппарат для изучения троянских астероидов Юпитера
NASA
Состоялся успешный запуск новой межпланетной станции NASA «Люси», целью которой станут троянские астероиды Юпитера. За 12 лет работы аппарат исследует восемь астероидов, расположенных в точках Лагранжа в системе Солнце — Юпитер, что поможет узнать много нового о формировании и эволюции Солнечной системы. Трансляция запуска велась на Youtube.
Разработка «Люси» велась NASA в рамках программы Discovery с 2017 года. Аппарат, общей массой 1550 килограммов, оснащен двумя огромными 7,3-метровыми круглыми солнечными батареями, двухметровой антенной и комплектом из четырех научных приборов — двух камер (мультиспектральной и высокого разрешения) и двух спектрометров (инфракрасного и термоэмиссионного). На борту также находится памятная табличка, на которую нанесены сообщения от различных деятелей культуры и науки и схема, показывающая положение планет на момент запуска станции.
NASA
Задачей аппарата станет исследование с пролетной траектории троянских астероидов Юпитера, которые находятся в окрестностях точек Лагранжа L4 и L5 в системе Солнце — Юпитер и орбитальном резонансе 1:1 с планетой. Эти объекты встречаются у многих планет Солнечной системы, но у Юпитера их наибольшее количество— более семи тысяч. Их изучение поможет планетологам лучше понять процессы, происходившие в ранней Солнечной системе. Подробно о научной программе «Люси» мы рассказывали в материале «Облетая Трою». 16 октября 2021 года в 12:34 по московскому времени ракета-носитель Atlas V 401 вместе с «Люси» была успешно запущена со стартовой площадки SLC-41 на мысе Канаверал. В ближайшие три года станция совершит два гравитационных маневра у Земли и лишь после этого отправится к своей первой цели — астероиду Главного пояса (52246) Дональдджохансон, мимо которого пролетит 20 апреля 2025 года. Затем «Люси» начнет изучение объектов вблизи точки L4 в системе Солнце-Юпитер: 12 августа 2027 года состоится пролет мимо двойного троянца (3548) Эврибат, 15 сентября 2027 года — мимо (15094) Полимелы, 18 апреля 2028 года — мимо (11351) Левкуса, а 11 ноября 2028 года — мимо астероида (21900) Орус. После этого станция выполнит еще один гравитационный маневр у Земли и направится к точке L5 в системе Солнце — Юпитер, где 2 марта 2033 года исследует с пролетной траектории двойного троянца (617) Патрокл и Менотий.
Southwest Research Institute
В следующем году состоится старт еще одной межпланетной станции, целью которой станет астероид — это будет Psyche, которая отправится к уникальному металлическому астероиду Главного пояса (16) Психея.
Обнаружены свидетельства разделения ранней Солнечной системы на две части
В ранней Солнечной системе «протопланетный диск» из пыли и газа вращался вокруг Солнца и в конечном счете коалесцировал в планеты, которые известны нам сегодня.
Новый анализ древних метеоритов, проведенный учеными из Массачусетского технологического института, США, и их коллегами из других научных организаций, показывает, что примерно 4,567 миллиарда лет назад в диске присутствовала таинственная щель, располагавшаяся неподалеку от того места, где в настоящее время лежит Астероидный пояс.
На протяжении последнего десятилетия ученые замечали необычное различие в составе вещества метеоритов, падающих на Землю. Эти космические камни формировались в разные эпохи и в разных местах Солнечной системы. Проведенный анализ показал, что вещество этих камней обычно представлено одним из двух характерных вариантов изотопного состава. Случаи, когда вещество метеоритов включает оба этих состава, оказывались крайне редкими – явление, известное как «дихотомия изотопного состава».
Ученые предположили, что эта дихотомия может быть результатом существования щели в диске в период ранней Солнечной системы, однако до настоящего времени эту версию не удавалось подтвердить напрямую.
В новом исследовании группа во главе с Бенджамином Вейсом (Benjamin Weiss), профессором наук о планетах департамента наук о Земле, атмосфере и планетах Массачусетского технологического института, проанализировала метеориты на предмет наличия следов древних магнитных полей. Во время формирования молодой планетной системы она пронизывается магнитным полем, мощность и направление которого могут меняться в зависимости от различных процессов, протекающих внутри эволюционирующего диска. По мере того как древняя пыль собирается в зерна, известные как хондрулы, электроны в составе этих хондрул выстраиваются вдоль линий магнитных полей, в которых происходит их формирование.
Хондрулы могут быть по размеру меньше толщины человеческого волоса, и они без труда обнаруживаются в современных метеоритах. Группа Вейса специализируется на измерениях параметров хондрул, выполняемых для получения сведений о древних магнитных полях, в которых происходило их формирование.
В предыдущей работе группа проанализировала образцы вещества метеоритов, относящиеся к одной из двух изотопных групп, известной как безуглеродистые метеориты. Предполагается, что эти камни формировались в области ранней Солнечной системы, расположенной относительно близко к нашей звезде. Ранее группа Вейса смогла охарактеризовать магнитные поля, в которых происходило формирование таких материалов.
В новом исследовании Вейс и его коллеги изучили вторую изотопную группу, «углеродистые» метеориты, и нашли, что формирование этих материалов происходило в условиях более мощных магнитных полей, индукция которых составляла около 100 микротесла против примерно 50 микротесла в случае формирования вещества безуглеродистых метеоритов. Согласно авторам, это указывает на то, что между внутренней и внешней Солнечной системой в период формирования вещества метеоритов уже существовала широкая щель, которая препятствовала попаданию аккрецируемого на периферии системы материала из внешней части системы во внутреннюю ее часть, вследствие чего формировалась и наблюдаемая дихотомия магнитных свойств диска.
На спутнике Сатурна Титане открыта разновидность тектоники плит земного типа
Сдвиговая тектоника, хорошо известная земным ученым по разлому Сан-Андреас, расположенному на территории штата Калифорния, США, была на днях обнаружена на крупнейшем спутнике Сатурна Титане. Это новое исследование показывает, что тектонические смещения могут играть значительную роль на Титане, участвуя в деформациях его ледяной поверхности.
На многих океанических планетах, таких как спутник Юпитера Европа или спутник Сатурна Энцелад, проявления сдвиговой тектоники подробно задокументированы. Исследователи считают, что движение вдоль этих разломов вызывают дневные приливные напряжения – разнонаправленные усилия, возникающие в результате движения спутника относительно родительской планеты.
Титан располагает толстой корой, состоящей из прочного водяного льда. И Титан является единственным местом, кроме Земли, где на поверхности имеются озера и моря, наполненные жидкостью. Однако жидкость на Титане представлена углеводородами, такими как метан и этан.
Располагая ограниченным объемом наблюдательных данных, Лилиан Буркхард (Liliane Burkhard), докторант Школы наук об океанах и Земле и технологии Гавайского университета в Маноа, США, и ее коллеги изучили возможность наличия сдвиговой тектоники на Титане, используя модели тектонического сдвига, основанные на изучении физики процесса. Расчеты, проводимые в соответствии с этой моделью, включали данные о приливных напряжениях на Титане, ориентацию предполагаемых разломов, свойства коры (включая давление жидкости в порах) и напряжение, необходимое для появления трещины в материале поверхности.
«Титан уникален, поскольку он является единственным известным спутником планеты, на поверхности которого доказано существование стабильных жидкостей, - сказала Буркхард. – Поэтому мы смогли обоснованно использовать данные по давлению жидкости в порах материала в наших расчетах, что позволило снизить сдвиговую прочность ледяной коры и представить совершенно иную картину тектонической эволюции Титана».
В этом пионерском исследовании ученые нашли, что комбинация дневных приливных напряжений и давления жидкости в порах материала способствовала возникновению сдвиговых трещин в случае неглубоких разломов коры на Титане.
«Это удивительное открытие, - говорит Буркхард. – Наши результаты показывают, что при этих условиях сдвиговые трещины не только становятся возможными, но становятся активным механизмом деформации поверхности и подповерхностных слоев материала Титана и могут помочь проложить путь жидкостям к поверхности спутника Сатурна. Такой транспорт жидкостей из-под поверхности мог оказать влияние на потенциальную обитаемость Титана».
Звезды любого размера – от красных карликов до голубых сверхгигантов – имеют примерно сферическую форму.
Алексей Левин
И все же в космосе есть великое множество объектов, которые вполне соответствуют столь экстравагантному титулу. Их научное название — аккреционные диски. Звезды, подобно людям, предпочитают объединяться в пары — так называемые бинарные системы. Это столь частое явление, что классик американской астрономии Цецилия Пейн-Гапочкин, которая первой доказала, что вещество Вселенной в основном состоит из водорода, как-то пошутила, что три из двух выбранных наудачу звезд входят в состав какой-нибудь бинарной системы.
Сбежать к соседу
Для определенности сначала остановимся на бинарных системах, состоящих из нормальных (то есть сжигающих водород) звезд главной последовательности, обращающихся вокруг единого центра инерции. Каков типичный механизм переноса вещества внутри достаточно тесной звездной пары? Как правило, обе звезды порождены одним и тем же молекулярным облаком и потому имеют одинаковый состав, но различные начальные массы. Более тяжелая звезда первой сжигает запасы водорода, теряет стабильность, многократно увеличивается в размере и превращается в красный гигант. При этом она может не только заполнить свою полость Роша, но и выйти за ее пределы. В таком случае центр звезды уже не сможет удержать своим тяготением вещество раздувшейся оболочки, и звезда начнет терять вещество. Значительная часть этого газа пройдет сквозь горловину на стыке полостей Роша и попадет в гравитационный плен к звезде-компаньонке. Из-за исхудания звезды-донора ее полость Роша будет стягиваться, из-за чего скорость утечки вещества со временем увеличится. Даже когда сравняются массы звезд, утечка только замедлится, но не прекратится вовсе.
Аккреционный диск – это структура, которая образуется из вещества, вращающегося вокруг центрального тела – молодой звезды или протозвезды, белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры. Вещество диска под действием гравитации по спирали падает на центральную звезду, при этом происходит разогрев вещества, что порождает электромагнитное излучение, длина волны которого зависит от типа звезды. Диски вокруг молодых звезд и протозвезд излучают в длинноволновом (инфракрасном) диапазоне, а вокруг компактных массивных объектов типа нейтронных звезд и черных дыр – в коротковолновом (рентгеновском).
Перенос вещества знаменует начало сложной эволюции звездной пары. Вторая (менее массивная) звезда захватывает материю соседки и увеличивает свой угловой момент. Чтобы сохранить суммарный момент бинарной системы, звезды сближаются. Позже, когда первая звезда становится легче компаньонки, они начинают расходиться — опять же в силу сохранения общего углового момента. Однако если вторая звезда успеет выйти за границы своей полости Роша, она тоже окажется обречена на потерю плазмы.
Эти превращения чреваты различными исходами, и астрономы пока не умеют их точно моделировать. Однако не подлежит сомнению, что часть выброшенной материи выходит на орбиты, целиком окружающие звездную пару. Чаще всего эта материя образует плоское вращающееся кольцо, которое называется диском экскреции (от лат. excretio — «выделение»). В особых обстоятельствах звездная пара может даже утонуть в шарообразном газовом облаке, порожденном ушедшей в пространство плазмой. Вто же время каждая звезда имеет шансы обзавестись своим собственным колечком поменьше и поплотнее — аккреционным диском (accretio, «прирост»). Возможны и более экзотические сценарии (такие как столкновение и слияние звезд или же съедение соседки более крупной звездой), но в такие дебри мы не станем даже заглядывать.
Полости Роша разграничивают области гравитационного влияния каждого из компаньонов в двойной звездной системе. Все, что находится внутри соответ-ствующей полости, может обращаться только вокруг «своей» звезды. Перетекать из одной полости в другую вещество может только через «горловину», соединяющую полости.
До сих пор речь шла о нормальных звездных парах, но для запуска аккреции вполне достаточно, чтобы всего один партнер обладал газовой оболочкой, способной раздуваться и уходить сквозь горловину полости Роша. Поэтому аккреция возникает, и когда бинарная система объединяет обычную звезду с телом из вырожденной материи, то есть белым карликом, или нейтронной звездой, или даже с черной дырой (исторически аккреционные диски впервые обнаружили при наблюдении белых карликов, имеющих в компаньонах обычные звезды). Более того, именно такие аккреционные процессы имеют наиболее эффектные последствия. Хорошие примеры — взрыв сверхновой типа Iа, обусловленный длительной аккрецией на поверхность белого карлика, почти достигшего верхнего предела своей массы, а также возникновение рентгеновского пульсара, вызванное аккрецией на сильно намагниченную нейтронную звезду. Тем не менее аккреционные диски в системах обычных двойных звезд более типичны — хотя бы потому, что таких пар гораздо больше.
Центрами аккреции могут оказаться и одиночные космические объекты. Любое тело, окруженное газовой или газопылевой средой, притягивает ее частицы, и они могут либо на его поверхность, либо формировать аккреционный диск (что с успехом делают молодые звезды, недавно сформировавшиеся из газопылевых облаков). Однако все же наиболее интересные феномены наблюдаются в аккреционных дисках, возникших в тесных бинарных системах.
Полости Роша
Каждая звезда окружена областью пространства, где господствует ее собственное притяжение, а не гравитация соседки. Размер этой зоны, естественно, зависит от массы звезды. Если такие области пересечь плоскостью, в которой движутся оба светила, получится нечто вроде восьмерки — две вытянутые в линию петельки с единственной общей точкой на отрезке, соединяющем звездные центры (для большей наглядности придется остановить время, ведь эта фигура вращается). В этой точке каждая из звезд тянет в свою сторону с одинаковой силой, и суммарный вектор гравитации оказывается равным нулю. Ее называют первой точкой Лагранжа, хотя вообще-то двумя десятками лет ранее ее выявил Леонард Эйлер.
Пространственные пузыри, о которых идет речь, математически описал Эдуард Рош, французский астроном и математик XIX века, и в его честь их именуют полостями Роша. Космические частицы внутри полости Роша могут вращаться лишь вокруг той звезды, которую эта полость охватывает. Эта же теория утверждает, что вещество может перетекать между звездами сквозь горловину, соединяющую полости, то есть через окрестности первой точки Лагранжа. Материя, которая находится вне полостей, может стабильно обращаться вокруг звездной пары в целом, но ее траектории не ограничиваются путями, охватывающими одну-единственную звезду.
Вся сила в трении
Природа, как известно, сложнее всякой теории. Потерянная звездой-донором материя может мигрировать не только сквозь узкое сопло на стыке полостей Роша, но и более сложным путем, однако в любом случае не покидает орбитальной плоскости бинарной системы. Аккреционные диски возникают тем легче, чем меньше расстояние между космическими компаньонами и геометрический размер тела, к которому движутся плазменные потоки. Это легко понять — члены пары вращаются друг вокруг друга, и у частиц больше шансов не упасть на малую цель, а выйти на охватывающую ее орбиту. Поэтому аккреция на белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры- самый эффективный механизм дискообразования. Дело это не быстрое, годовая скорость транспорта вещества от звезды-донора не превышает миллиардной доли солнечной массы. Сначала «принимающее» тело обзаводится свитой в виде узкого кольца, а диск формируется позднее.
Частицы внутри него имеют разные скорости, которые, в соответствии с третьим законом Кеплера, возрастают по мере приближения к центральному телу (именно поэтому Меркурий обращается вокруг Солнца быстрее, нежели Земля). В результате в веществе диска возникает внутреннее трение, которое гасит кинетическую энергию частиц и заставляет их двигаться по спиральным траекториям. Некоторые частицы в конце концов падают на поверхность притягивающего объекта, будь то атмосфера обычной звезды, твердая корка звезды нейтронной или горизонт событий черной дыры. Так что диск непрерывно теряет вещество, но в то же время непрерывно получает новое от звезды-донора.
Используя инструмент Large area Telescope (LAT) космической гамма-обсерватории Fermi, астрономам в 2009 году впервые удалось доказать, что микроквазары могут испускать гамма-излучение высоких энергий, причем за счет не аккреции, а более сложного механизма. Более крупная звезда в двойной системе Лебедь X-3 – это звезда Вольфа-Райе с температурой поверхности более 100 000 К. Она и второй компаньон (нейтронная звезда или черная дыра) с аккреционным диском обращаются вокруг общего центра масс с периодом около пяти часов. Максимум интенсивности гамма-излучения наблюдается, когда релятивистский компаньон находится с дальней (относительно Земли) стороны крупной звезды, – это означает, что гамма-излучение возникает за счет обратного эффекта Комптона – рассеяния ультрафиолетовых фотонов звезды на горячих релятивистских электронах джетов, разогнанных магнитным полем компактного компаньона.
Это же трение нагревает вещество диска и превращает его в источник электромагнитного излучения. Диск становится светящимся объектом — фигурально говоря, плоской звездой. В максимуме температура внутренней зоны диска может составлять десятки миллионов градусов. Этого достаточно для генерации рентгеновских квантов, что и происходит в дисках вокруг нейтронных звезд и черных дыр звездной массы. Центральная зона такого диска светит ультрафиолетом, а внешняя, чья температура обычно не превышает температуры солнечной поверхности, испускает лучи видимого спектра. Как правило, диски вокруг белых карликов не нагреваются более чем до 20 000 градусов иих спектр не простирается дальше ультрафиолетовой зоны. Самые холодные аккреционные диски, окружающие протозвезды и молодые звезды, способны генерировать лишь инфракрасное излучение. Таким образом, по ширине спектра излучения плоские звезды не уступают обычным.
Идея фрикционного (обусловленного трением) нагрева диска выглядит простой и естественной, однако это всего лишь видимость. Подобный нагрев нельзя объяснить простым столкновением газовых молекул — в этом случае температуры внутри диска будут много ниже наблюдаемых в действительности. Пока его механизмы понятны лишь в общих чертах, но, как говорится, дьявол скрывается в деталях. Одна из весьма популярных ныне теорий объясняет генерацию тепла возникновением магнитно-ротационной нестабильности — турбулентных вихревых потоков, связанных магнитными полями. Так ли это, еще предстоит выяснить.
Система Лебедь X-3 представляет собой пару из горячей массивной звезды и компактного релятивистского объекта (нейтронной звезды или черной дыры), который выбрасывает джеты – релятивистские струи вещества, излучающего в радиодиапазоне. Астрономы называют такие объекты микроквазарами, поскольку по своим свойствам – излучение в очень широком диапазоне, быстрое изменение блеска и радиоизлучающие джеты – они напоминают квазары и блазары с очень массивными черными дырами в центре, но в миниатюре. На иллюстрации – фото, сделанное в гамма-диапазоне космической гамма-обсерваторией Fermi в области созвездия Лебедя. Кружком обведен Лебедь X-3, впервые обнаруженный в 1966 году как мощный источник рентгеновского излучения. Более яркие точки – это пульсары.
Живой и светится
Аккреционные диски не перестают удивлять астрономов. Профессор Техасского университета Крейг Уилер как-то отметил, что они живут своей собственной жизнью. Аккреционный диск способен изменять светимость, причем в весьма широких пределах. Это не универсальное правило — некоторые диски стабильно излучают электромагнитную энергию, а некоторые вспыхивают лишь время от времени. Как раз такое поведение характерно для дисков, окружающих компактные объекты — белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры.
Наиболее типичная (но отнюдь не единственная) причина таких вспышек состоит в том, что интенсивность фрикционного нагрева диска в значительной мере зависит от его температуры. При нагреве не выше нескольких тысяч градусов вещество диска прозрачно для инфракрасного излучения и быстро теряет тепло. В этих условиях трение довольно слабое, частицы диска не особенно тормозятся и в большинстве остаются на стабильных орбитах, не стягивающихся к центру аккреции.
Однако температура диска определяется также его плотностью, которая связана с темпом поступления вещества от звезды-донора. Если она подпитывает диск достаточно щедро, плотность его вещества растет, диск постепенно теряет прозрачность и все лучше удерживает тепло. Поскольку он при этом нагревается, прозрачность еще сильнее уменьшается, и это опять же подхлестывает рост температуры. Вещество становится очень горячим, начинает ярко светиться, излучая все больше и больше коротковолновых фотонов. Диск вспыхивает, подобно переменной звезде, быстро увеличивая блеск до разрешенного природой максимума.
Трехмерная модель аккреции двойной звезды SS Лебедя, представителя одного из подклассов карликовых новых. Блеск SS Лебедя возрастает на 2–6 звездных величин на 1–2 дня с периодом от 10 дней до нескольких лет, механизм этих вспышек объясняется последствиями перехода вещества в диске из одного устойчивого состояния (нейтрального) в другое (ионизованное).
А затем опять вмешивается трение. Оно становится настолько большим, что тормозит молекулы во внешней части аккреционного диска. Они теряют скорость и мигрируют к центру диска, вследствие чего периферийная зона становится более разреженной и посему прозрачной для радиации. Процесс поворачивается в обратную сторону — диск теряет тепло с внешнего края, охлаждается, делается прозрачней и, соответственно, охлаждается еще сильнее. В конце концов температура всего диска снижается настолько, что он опять превращается в источник одного лишь инфракрасного излучения. Поскольку аккреция со звезды-донора не прекращается, диск начинает греться — и цикл повторяется заново.
Естественно, что такие циклы различны для разных дисков — все зависит от конкретных условий. Продолжительность холодной стадии может изменяться в широких пределах — от недель до десятков лет. В этой фазе диск практически невидим, разве что уж очень настойчиво приглядываться к нему с помощью инфракрасной аппаратуры. Длительность горячей фазы и, соответственно, высокой яркости диска в среднем в десять раз короче. Поэтому втесной двойной системе типичный аккреционный диск в каком-то смысле ведет себя подобно электрическому конденсатору, который долго копит энергию и потом быстро разряжается. Интересно, что даже если звезда-донор поставляет вещество с постоянной скоростью, диск все равно периодически мигает и гаснет. Как и сердце красавицы, он склонен если не к измене, то к перемене.
Диски и катаклизмы
Для иллюстрации богатых возможностей аккреционных дисков рассмотрим обширный класс космических объектов, объединенных общим названием «катаклизмические переменные». Это тесные бинарные системы, состоящие из звезды главной последовательности (обычно из самых легких, но порой и красного гиганта) и белого карлика. Они проявляют себя весьма нестабильным излучением (отсюда и название), которое внемалой степени обусловлено наличием аккреционного диска.
Генераторы антиматерии
Аккреционный диск совсем не обязан быть плоским. Последние теоретические исследования показали, что на стадии охлаждения плотность вещества в центре диска может упасть столь сильно, что частицы почти перестают замечать друг друга. Интенсивность электромагнитного излучения резко снижается, тепло перестает отводиться, и диск, несмотря на сильную разреженность, быстро нагревается. Давление в его центре увеличивается настолько, что образуется почти сферический пузырь, заполненный сверхгорячей плазмой. Температура этой плазмы может превысить предел, за которым возникают электронно-позитронные пары, и распухшая внутренняя зона диска становится источником антиматерии. Теоретики полагают, что подобные процессы обычно имеют место в окрестностях черных дыр, в частности, сверхмассивных. Большая часть тепловой энергии непосредственно поглощается самой дырой, остаток же излучается в виде жесткого рентгена и гамма-квантов.
Практически все катаклизмические переменные испускают свет и тепло не только из срединных и центральных зон аккреционных дисков, но и из области на стыке горловины полости Роша и внешнего края диска. Ее называют горячим пятном — и есть за что. Газовые частицы, приходящие от звезды-донора, на этом участке сталкиваются с материей аккреционного диска и сильно ее нагревают. Светимость горячего пятна может превосходить светимость внутренних зон диска, хотя размер его значительно меньше.
Известно несколько разновидностей катаклизмических переменных. К одной из них относятся классические новые звезды (или просто новые). В этих системах вещество аккреционного диска в изобилии падает на поверхность белого карлика со скоростью около тысячи километров в секунду. Более 90% этого вещества состоит из водорода и поэтому может служить топливом для термоядерных реакций. Для их запуска надо, чтобы водород разогрелся до критической температуры порядка 10 млн градусов. Поскольку эти реакции интенсивно выделяют энергию, на поверхности белого карлика возникают ударные волны, которые буквально взрывают его внешний слой и выбрасывают сверхгорячую плазму в окружающее пространство. В это время светимость системы возрастает на 3−6 порядков. По завершении вспышки белый карлик принимается копить на поверхности новый запас водорода — горючее для очередного взрыва. Согласно теории, классические новые могут загораться с интервалом в 10000 лет, но до сих пор этого еще не наблюдали (что и неудивительно — история астрономии значительно короче).
Другой вид катаклизмических переменных — повторные новые. Они увеличивают яркость гораздо скромнее, максимум в тысячу раз, зато вспыхивают каждые 10−100 лет. Механизм таких вспышек пока точно не известен. Есть еще карликовые новые, светимость которых возрастает лишь десятикратно в течение недель или месяцев. Не исключено, что это обусловлено фрикционным перегревом аккреционного диска, однако такое объяснение не вполне общепринято.
Окольцевать черную дыру
Самые большие аккреционные диски имеются у сверхмассивных черных дыр в центрах галактик. Основным источником материи для таких дисков служат горячие молодые звезды, чье излучение активно выбрасывает в пространство плазму с внешних оболочек (это явление называют звездным ветром). Как рассказал «ПМ» профессор астрономии Мичиганского университета Джон Миллер, эти диски нагреваются примерно до таких же температур, что и диски вокруг белых карликов, и поэтому в основном генерируют ультрафиолетовое излучение. Это может показаться странным, поскольку вес самих дыр составляет миллионы и миллиарды солнечных масс. Однако дело в следующем: поверхность подобного диска столь обширна, что быстро излучает тепло — по той же причине чай в блюдечке стынет много быстрее, нежели в чашке.
«За последние годы достигнут значительный прогресс в изучении потоков частиц в аккреционных дисках, окружающих черные дыры различного калибра, — говорит профессор Миллер. — Внутренние края таких дисков могут настолько приблизиться к границе черной дыры, что попадут в области, где уже работает общая теория относительности. Спектральный анализ исходящего оттуда излучения обещает немало интересного. Аккреционный диск может служить своеобразным индикатором вращения черной дыры. Теория утверждает, что внутренний край диска должен подойти к горизонту событий вращающейся дыры ближе, чем к горизонту дыры той же массы с нулевым угловым моментом. Уже есть приборы, способные обнаружить этот эффект и тем самым выявить вращение черной дыры. Вполне возможно, в ближайшем будущем это удастся». https://www.popmech.ru/science/11287-pl … kkretsiya/
Состав звезды определяет состав ее планет — но что-то вносит поправки
В составе твердых экзопланет доля железа может быть заметно выше, чем следует из состава их звезд. Это способно влиять на обитаемость экзопланет.
Международная группа астрономов во главе с Варданом Абидекяном изучила соотношение тяжелых элементов в составе других звезд и вращающихся вокруг них экзопланет. Оказалось, что между концентрацией железа в атмосфере звезды и ее планеты есть связи, но она не вполне линейная. Возможной причиной этой нелинейности могут быть столкновения планет с крупными небесными телами, лишающие планету части более легких элементов. Соответствующая статья опубликована в Science, с текстом ее препринта можно ознакомиться здесь.
Астрономы уже довольно давно подметили, что у звезд, в чьих спектрах почти нет следов тяжелых элементов, трудно найти планеты. Это не обязательно означает, что их там нет — экзопланеты трудно обнаружить, если они невелики и вращаются далеко от своей звезды — но может указывать на то, что крупных планет около бедных металлами звезд мало (в астрономии металлами называют тяжелые элементы в целом). Однако исследователям до самого недавнего времени не хватало понимания того, какова ситуация у тех звезд, которые имеют нормальное количество металлов. Зависит ли доля тяжелых элементов в составе их планет от такой же доли в составе звезд?
Чтобы выяснить это, авторы статьи в Science, сравнили химический состав 27 звезд и 32 относительно небольших твердых экзопланет, вращающихся вокруг этих звезд. Следует отметить, что если состав звезд по их спектрам определить еще не так сложно, то вот состав экзопланет куда сложнее для изучения. Геологические исследования там пока провести затруднительно, поэтому на сегодня их состав определяют расчетно — сопоставляя радиус и массу планеты между собой и моделируя, какой наиболее вероятный химический состав она может иметь. Особенно сложно сделать это потому, что радиусы и массы экзопланет на сегодня трудно определять с ошибками менее 30% — но авторы работы постарались включить в нее только те случаи, когда известные ошибки минимальны.
В результате у них получилось, что вокруг звезд с более высоким содержанием железа вращаются и планеты с повышенным содержанием железа. Однако, хотя авторы ожидали, что доля железа в составе звезды задаст жесткое ограничение сверху на долю железа в составе планет, на деле вышло иначе: у некоторых планет железа в составе, по всей видимости, больше, чем можно было бы ожидать по составу ее звезды.
Авторы крайне осторожны в оценках причин, по которым у некоторых планет такой «избыток железа». Один из них предполагает, что причиной могут быть гигантские столкновения этих планет, уносящие в космос наружные, более легкие слои небесного тела, но не затрагивающие содержащие много железа внутренние слои.
Понимание удельного содержания железа в той или иной планете полезно в оценке ее потенциальной интересности для дальнейших наблюдений — и в том числе потенциальной обитаемости. Если экзопланета не находится к своей звезде слишком близко, наличие в ее составе большого количества железа может говорить о наличии у нее устойчивого магнитного поля. Некоторые астрономы считают, что такое поле снижает потери воды планетами, поднимая их шансы на возникновение сложной жизни. https://naked-science.ru/article/astron … ets-metals
В Юпитер врезался второй объект за месяц
По оценкам астрономов, каждый год на поверхность крупнейшей планеты Солнечной системы падает несколько астероидов диаметром более 10 метров. Новости партнеров
15 октября 2021 года в 16:24 по московскому времени японские астрономы зафиксировали в северном полушарии Юпитера вспышку длительностью 2 секунды, которую, вероятно, породило столкновение космического объекта с газовым гигантом. Это девятая ударная вспышка, запечатленная за всю историю наблюдений, и вторая с 14 сентября 2021 года.
Ударная вспышка на Юпитере, зафиксированная 15 октября 2021 года. Credit: OASES project
По оценкам астрономов, каждый год на поверхность крупнейшей планеты Солнечной системы падает несколько астероидов диаметром более 10 метров, вспышки от разрушения которых можно увидеть с Земли. Ранее такие столкновения были зафиксированы в 1994, 2009, 2010, 2012, 2016, 2017 и 2019 годах. https://in-space.ru/v-yupiter-vrezalsya … a-mesyats/
Ты узнаешь его из тысячи
Радиоастрономы рассмотрели уже 1001 астероид, сближавшийся с Землей. Вот самые интересные
NASA / JPL-Caltech
В середине августа на расстоянии около 1,7 миллиона километров от Земли пролетел астероид 2021 PJ1 диаметром от 20 до 30 метров. Он не представлял никакой угрозы для нашей планеты, но это событие, тем не менее, стало историческим — 2021 PJ1 стал тысячным околоземным астероидом, который разглядели и описали радиоастрономы. Рассказываем о наиболее любопытных представителях зоопарка малых тел Солнечной системы, собранного учеными за полвека наблюдений.
Чтобы хорошенько изучить астероид (или комету), можно отправить к нему автоматический аппарат — так поступили, например, с астероидом Рюгу, астероидом Бенну и кометой 67P/Чурюмова–Герасименко. Это, естественно, занимает много времени и позволяет одновременно исследовать максимум пару-тройку объектов. Дешевле и проще обратиться к радиолокационной астрономии, которая не только позволяет изучать динамику и некоторые свойства пролетающих мимо нашей планеты малых тел Солнечной системы, но и помогает отслеживать концентрацию и распределение частиц космического мусора на околоземных орбитах.
В отличие от обычной радиоастрономии, где телескоп лишь принимает излучение, приходящее из космоса, для радиолокации понадобится установить на остронаправленной антенне телескопа передатчик, причем чем мощнее — тем лучше. Вести наблюдения можно при помощи двух телескопов, один из которых будет передавать сигнал, а второй — ловить при помощи чувствительного приемника эхо, отраженное от цели. Вариант с одним телескопом тоже подойдет, но тогда на нем должны быть установлены быстродействующие переключатели из режима «излучение» в режим «прием», а время переключения должно быть меньше времени полета сигнала до небесного тела и обратно.
Дальность действия радиолокатора увеличивается прямо пропорционально диаметру антенны, поэтому до недавнего времени наиболее эффективным астрономическим радаром на планете был 305-метровый телескоп обсерватории Аресибо — больше половины сеансов радиолокации объектов, сближающихся с Землей, проводил именно он, а благодаря мощным передатчикам дотягивался даже до орбиты Сатурна, исследуя его кольца. Однако после разрушения Аресибо радиолокационные наблюдения не прекратились — они ведутся при помощи антенн обсерватории Голдстоун, Комплекса дальней космической связи в Канберре, радиотелескопов Паркса и ATCA (Australia Telescope Compact Array), а также антенн РТ-70 в Восточном центре дальней космической связи и в Центре дальней космической связи под Евпаторией.
Радиолокация позволяет планетологам не только определить форму астероида или ядра кометы, но даже рассмотреть отдельные детали рельефа поверхности, а также оценить диаметр этих тел, расстояние до них и период их вращения вокруг собственной оси. Кроме того, планетные радары играют важную роль в защите Земли от потенциально опасных объектов, помогая уточнить параметры орбиты и прикинуть возможную дату столкновения с нашей планетой — так, недавние радарные наблюдения за астероидом (99942) Апофис установили, что человечество может его не бояться еще как минимум сотню лет.
Радиолокационные изображения астероида Апофис, полученные в марте 2021 года. NASA / JPL-Caltech, NSF / AUI / GBO
Первым астероидом, который изучили при помощи радара, стал (1566) Икар — это произошло в далеком 1968 году. В 1980 году были проведены первые радиолокационные наблюдения кометы Энке — тогда ученые впервые на практике доказали наличие у кометы компактного ядра.
Радиолокационное изображение астероида (1566) Икар, полученное в 2015 году. Adam H. Greenberg et al. / The Astronomical Journal, 2016
А 22 августа 2021 года мимо Земли промчался астероид 2016 AJ193, ставший уже 1001-м объектом, попавшим в поле зрения наземного радиолокатора: данные наблюдений помогли установить, что его диаметр 1,3 километра, период вращения — 3,5 часа, и заодно уточнить параметры его орбиты.
Радиолокационное изображение астероида 2016 AJ193. Наблюдения велись, когда тело находилось на расстоянии около 3,4 миллиона километров от Земли. NASA / JPL-Caltech
Астероиды со спутниками
Это — астероид 2004 BL86, представитель группы Аполлона, в которую входит более пяти тысяч тел. В 2015 году, когда 2004 BL86 пролетал мимо Земли очередной раз, астрономы благодаря радарным наблюдениям выяснили, что у этого 325-метрового тела есть еще и 70-метровый спутник, который вращается вокруг своего хозяина на расстоянии примерно 500 метров. Наблюдения велись, когда система находилась на расстоянии 1,3-1,6 миллиона километров от Земли. Изо всех известных астероидов, диаметр которых больше 200 метров, двойных не так много — около 16 процентов.
NASA / JPL-Caltech, NRAO / AUI / NSF
А это — радиолокационное изображение тройного потенциального опасного для Земли астероида (136617) 1994 CC. Подобные объекты считаются редкими — лишь один процент околоземных астероидов, наблюдавшихся радаром, оказывались тройными. В данном случае вокруг центрального тела диаметром около 700 метров, вращаются два спутника, каждый из которых не меньше 50 метров в поперечнике.
NASA / JPL-Caltech
Двойной астероид
Бывает и так, когда ярко выраженного «главы семьи» в пролетающей кратной системе астероидов нет. На момент открытия астероида 2017 YE5 ученые считали, что это одно тело, однако радарные наблюдения показали, что это двойная система из почти равных по размеру субкилометровых астероидов, которые кружатся вокруг общего центра масс с периодом 22 часа.
Arecibo / GBO / NSF, NASA / JPL-Caltech
Астероид-арахис
Радиолокационное изображение потенциально опасного для Земли астероида 2014 JO 25. Его форма напоминает арахис (или резиновую уточку, с которой сравнивают комету Чурюмова–Герасименко) — потому что это контактная двойная система из двух астероидов, диаметром около 870 метров. Наблюдения велись, когда тело находилось на расстоянии 2,47-2,59 миллиона километров от Земли.
NASA / JPL-Caltech / GSSR
Астероид-кость
А (216) Клеопатра вообще похожа на кость длиной около 217 километров. Этот астероид содержит много металлов, может быть результатом столкновения и слипания двух тел в прошлом и обладает парой небольших спутников.
Steven J. Ostro et al. / Science, 2000
Астероид-другая кость
2017 BQ6 тоже похож на кость, но игральную — у него неожиданно ровные грани. Это каменный астероид диаметром около 156 метров, а один оборот вокруг своей оси он совершает за 2,1 часа.
NASA / JPL-Caltech / GSSR
Астероид-гиппопотам (или печенька)
Бывают формы и совсем удивительные — как, например, в случае с астероидом 2003 SD220. Он похож на профиль гиппопотама (или, если угодно, печенье в форме гиппопотама). Его длина оценивается в 1,6 километров, а на поверхности астероида заметен хребет, высота которого может достигать ста метров. При этом тело необычно долго вращается вокруг собственной оси (около 12 дней), да и само вращение имеет сложный характер и не происходит относительно самой короткой главной оси, что нехарактерно для большинства околоземных астероидов.
NASA / JPL-Caltech / GSSR
А это Бенну. К нам летит его грунт
А вот радиолокационное изображение околоземного 500-метрового астероида Бенну и трехмерная модель, построенная на основе наблюдений. Это небесное тело стало широко известно после прибытия к нему межпланетной станции OSIRIS-REx, которая исследовала его пару лет и в настоящее время летит к Земле с пробой грунта, взятой с поверхности астероида. Радиолокация позволила оценить форму Бенну еще задолго до старта миссии, что сыграло немаловажную роль в ходе ее подготовки.
M. Nolanet al. / Icarus, 2013
Череп кометы
650-метровый 2015 TB145 пролетел мимо Земли в канун Хэллоуина в 2015 году и получил прозвище «Череп». Причем имя оказалось удачным — данные наблюдений показывают, что это тело может быть мертвой кометой, исчерпавшей запасы замороженных летучих веществ.
Arecibo / NSF
Сердце кометы
А это снимок ядра кометы 46P/Виртанена, которая сближалась с Землей в конце 2018 года. Тогда радарные наблюдения помогли ученым с большой точностью определить диаметр ядра — он оказался 1,4 километра. Заодно астрономы узнали, что значительную часть комы кометы составляют частицы размером чуть меньше двух сантиметров. Кометы попадают в «лапы» радаров гораздо реже, чем астероиды — случаи наблюдений можно пересчитать по пальцам.
Arecibo / NSF
Астероид-комета
(3200) Фаэтон — уникальное тело, которое выглядит как астероид, но связано с метеорным потоком Геминиды, обладает орбитой, похожей на кометную, а вблизи перигелия начинает «пылить», подобно комете. В настоящее время ученые считают, что это каменная комета, а ее активность обусловлена сублимацией натрия, который входит в состав минералов поверхностного слоя астероида, сильно нагревающихся во время сближений с Солнцем.
«Хаббл» подтвердил наличие водяного пара в атмосфере Европы*
NASA / JPL, DLR
Космический телескоп «Хаббл» подтвердил наличие водяного пара в разреженной атмосфере спутника Юпитера Европы. Пар наблюдался только над обратным полушарием спутника, при этом его источник пока что не может быть однозначно опознан. Статья опубликована в журнале Geophysical Research Letters.
Европа является одним из крупнейших спутников Юпитера и одним из самых интригующих объектов для астробиологов. Под ее ледяной корой толщиной от 80 до 170 километров находится водный океан, который не замерзает благодаря влиянию на недра Европы приливных сил со стороны Юпитера и порождает водяные гейзеры, бьющие с поверхности спутника. На дне океана может идти гидротермальная активность, а сам он может быть пригоден для существования жизни.
У Европы есть и разреженная газовая оболочка, которая, как считается, постоянно пополняется за счет эрозии водяного льда, благодаря чему состоит, в основном, из воды и молекулярного кислорода. Впервые ее наличие подтвердил в конце прошлого века космический телескоп «Хаббл», когда вел наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне.
Группа планетологов во главе с Лоренцом Ротом (Lorenz Roth) из Королевского технологического института в Стокгольме опубликовала результаты анализа данных наблюдений за Европой при помощи спектрографа STIS космического телескопа «Хаббл», проведенные в 1999, 2012, 2014 и 2015 годах. Целью работы было получение ограничений на содержание воды и атомарного кислорода в атмосфере Европы, ученые использовали методику, которая ранее применяли для поиска водяного пара в атмосфере другого спутника Юпитера — Ганимеда.
Интенсивность излучения кислорода в линиях OI 1356 Å (a) и OI 1304 Å (b) на обратной стороне Европы по данным «Хаббла». Lorenz Roth et al. / Geophysical Research Letters, 2021
Ученые определили, что содержание воды по отношению к молекулярному кислороду, полученное для обратного полушария Европы (Европа, как и Луна, всегда повернута к своей планете только одной стороной), равное 12–22, аналогично значениям, найденным для обратного полушария Ганимеда, однако на переднем полушарии Европы нет никаких указаний на присутствие водяного пара. При этом в случае обратного полушария интенсивность излучения атомарного кислорода изменчива — в центре видимого диска Европы его меньше, чем на краях.
Постоянными источниками водяного пара могут быть сублимация или распыление заряженными частицами ледяной поверхности спутника, что может создавать различия между полушариями. В случае обратного полушария на увеличенное выделение водяного пара может влиять более низкое альбедо поверхности, а также то, что согласно моделированиям туда может попадать большая часть частиц плазмы из окружающей среды.
Ранее мы рассказывали о том, как поваренная соль и космические лучи покрасили поверхность Европы.
Авторы и права: Дж.Роадс (Университет Аризоны) и др., Обсерватория Висконсин-Индиана-Йель, Ассоциация университетов для астрономических исследований, Национальная оптическая астрономическая обсерватория, Национальный научный фонд Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: У большинства галактик одно ядро – неужели у этой галактики их четыре? Астрономы дают странный ответ: настоящего ядра галактики на этом снимке даже не видно. Изображение в центре, похожее на лист клевера – это свет от квазара на дальнем фоне. Гравитационное поле галактики, видимой на переднем плане, фокусирует свет удаленного квазара в виде четырех его отдельных изображений. Для того, чтобы получился такой мираж, сам квазар должен находиться точно позади центра массивной галактики. Этот эффект называется гравитационным линзированием, а данный конкретный случай – Крестом Эйнштейна. Странно и то, что относительная яркость Креста Эйнштейна меняется, некоторые изображения могут поярчать в результате дополнительного эффекта гравитационного микролинзирования от отдельных звезд галактики. http://www.astronet.ru/db/msg/1773685
Темные светила: коричневые карлики
Коричневые карлики – космические тела с массой 1–8% солнечной. Они слишком массивны для планет, гравитационное сжатие делает возможным термоядерные реакции с участием «легкогорючих» элементов. Но для «зажигания» водорода их масса недостаточна, и поэтому, в отличие от полноценных звезд, светят коричневые карлики недолго.
Алексей Левин
Астрономы не ставят экспериментов — они получают информацию с помощью наблюдений. Как сказал один из представителей этой профессии, не существует настолько длинных приборов, чтобы ими можно было дотянуться до звезд. Однако в распоряжении астрономов имеются физические законы, которые позволяют не только объяснять свойства уже известных объектов, но и предсказывать существование еще не наблюдавшихся.
Предвидение Шива Кумара
Про нейтронные звезды, черные дыры, темную материю и иные космические экзоты, вычисленные теоретиками, наслышаны многие. Однако во Вселенной немало и других диковинок, открытых тем же способом. К их числу относятся тела, занимающие промежуточное положение между звездами и газовыми планетами. В 1962 году их предсказал Шив Кумар, 23-летний американский астроном индийского происхождения, только что защитивший докторскую диссертацию в Мичиганском университете. Кумар назвал эти объекты черными карликами. Позднее в литературе фигурировали такие имена, как черные звезды, объекты Кумара, инфракрасные звезды, однако в конце концов победило словосочетание «коричневые карлики» (brown dwarfs), предложенное в 1974 году аспиранткой Калифорнийского университета Джилл Тартер.
Четыре года международная команда астрономов "взвешивала" ультрахолодный карлик класса L (6,6% солнечной массы) с помощью телескопа "Хаббл", VLT и телескопа им. Кека.
Кумар шел к своему открытию четыре года. В те времена основы динамики рождения звезд уже были известны, но в деталях оставались изрядные пробелы. Однако Кумар в целом столь верно описал свойства своих «черных карликов», что впоследствии с его заключениями согласились даже суперкомпьютеры. Все-таки человеческий мозг как был, так и остается лучшим научным инструментом.
Рождение недозвезд
Звезды возникают в результате гравитационного коллапса космических газовых облаков, которые в основном состоят из молекулярного водорода. Кроме того, там имеется гелий (один атом на 12 атомов водорода) и следовые количества более тяжелых элементов. Коллапс завершается рождением протозвезды, которая становится полноправным светилом, когда ее ядро разогревается до такой степени, что там начинается устойчивое термоядерное горение водорода (гелий в этом не участвует, поскольку для его поджога нужны температуры в десятки раз выше). Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн градусов.
Кумара интересовали самые легкие протозвезды с массой не выше одной десятой массы нашего Солнца. Он понял, что для запуска термоядерного горения водорода они должны сгуститься до большей плотности, нежели предшественники звезд солнечного типа. Центр протозвезды заполняется плазмой из электронов, протонов (ядер водорода), альфа-частиц (ядер гелия) и ядер более тяжелых элементов. Случается, что еще до достижения температуры поджога водорода электроны дают начало особому газу, свойства которого определяются законами квантовой механики. Этот газ успешно сопротивляется сжатию протозвезды и тем препятствует разогреву ее центральной зоны. Поэтому водород либо вообще не зажигается, либо гаснет задолго до полного выгорания. В таких случаях вместо несостоявшейся звезды формируется коричневый карлик.
Возможность вырожденного ферми-газа к сопротивлению гравитационному сжатию отнюдь не беспредельна, и это легко показать на пальцах. По мере того как электроны заполняют все более высокие уровни энергии, их скорости возрастают и в конце концов приближаются к световой. В этой ситуации сила тяготения одерживает верх и гравитационный коллапс возобновляется. Математическое доказательство сложнее, но вывод аналогичен. Так и получается, что квантовое давление электронного газа останавливает гравитационный коллапс, лишь если масса коллапсирующей системы остается ниже определенной границы, соответствующей 1,41 массы солнца. Она называется пределом чандрасекара – в честь выдающегося индийского астрофизика и космолога, который вычислил ее в 1930 году. Предел чандрасекара задает максимальную массу белых карликов, о чем нашим читателям наверняка известно. Однако предшественники коричневых карликов в десятки раз легче и о пределе чандрасекара могут не беспокоиться.
Кумар вычислил, что минимальная масса нарождающейся звезды равна 0,07 массы Солнца, если речь идет о сравнительно молодых светилах популяции I, которым дают начало облака с повышенным содержанием элементов тяжелее гелия. Для звезд популяции II, возникших более 10 млрд лет назад, во времена, когда гелия и более тяжелых элементов в космическом пространстве было гораздо меньше, она равна 0,09 солнечной массы. Кумар нашел также, что формирование типичного коричневого карлика занимает около миллиарда лет, а его радиус не превышает 10% радиуса Солнца. Наша Галактика, как и другие звездные скопления, должна содержать великое множество таких тел, но их трудно обнаружить из-за слабой светимости.
Как они зажигаются
Со временем эти оценки не особенно изменились. Сейчас считают, что временное возгорание водорода у протозвезды, родившейся из относительно молодых молекулярных облаков, происходит в диапазоне 0,07−0,075 солнечной массы и длится от 1 до 10 млрд лет (для сравнения, красные карлики, самые легкие из настоящих звезд, способны светить десятки миллиардов лет!). Как отметил в беседе с «ПМ» профессор астрофизики Принстонского университета Адам Барроуз, термоядерный синтез компенсирует не более половины потери лучистой энергии с поверхности коричневого карлика, в то время как у настоящих звезд главной последовательности степень компенсации составляет 100%. Поэтому несостоявшаяся звезда охлаждается даже при работающей «водородной топке» и тем более продолжает остывать после ее заглушки.
Протозвезда с массой менее 0,07 солнечной поджечь водород вообще не способна. Правда, в ее недрах может вспыхнуть дейтерий, поскольку его ядра сливаются с протонами уже при температурах в 600−700 тысяч градусов, порождая гелий-3 и гамма-кванты. Но дейтерия в космосе немного (на 200 000 атомов водорода приходится всего один атом дейтерия), и его запасов хватает всего на несколько миллионов лет. Ядра газовых сгустков, не достигших 0,012 массы Солнца (что составляет 13 масс Юпитера), не разогреваются даже до этого порога и поэтому не способны ни к каким термоядерным реакциям. Как подчеркнул профессор Калифорнийского университета в Сан-Диего Адам Бургассер, многие астрономы полагают, что именно здесь и проходит граница между коричневым карликом и планетой. По мнению представителей другого лагеря, коричневым карликом можно считать и газовый сгусток полегче, если он возник в результате коллапса первичного облака космического газа, а не родился из газо-пылевого диска, окружающего только что вспыхнувшую нормальную звезду. Впрочем, любые подобные определения — дело вкуса.
Еще одно уточнение связано с литием-7, который, как и дейтерий, образовался в первые минуты после Большого взрыва. Литий вступает в термоядерный синтез при несколько меньшем нагреве, нежели водород, и потому загорается, если масса протозвезды превышает 0,055−0,065 солнечной. Однако лития в космосе в 2500 раз меньше, чем дейтерия, и поэтому с энергетической точки зрения его вклад совершенно ничтожен.
Что у них внутри
Что же происходит в недрах протозвезды, если гравитационный коллапс не завершился термоядерным поджогом водорода, а электроны объединились в единую квантовую систему, так называемый вырожденный ферми-газ? Доля электронов в этом состоянии увеличивается постепенно, а не подскакивает за единый миг от нуля до 100%. Однако для простоты будем считать, что этот процесс уже завершен.
Принцип Паули утверждает, что два электрона, входящие в одну и ту же систему, не могут пребывать в одинаковом квантовом состоянии. В ферми-газе состояние электрона определяется его импульсом, положением и спином, который принимает всего два значения. Это означает, что в одном и том же месте может находиться не более пары электронов с одинаковыми импульсами (и, естественно, противоположными спинами). А поскольку в ходе гравитационного коллапса электроны пакуются во все уменьшающийся объем, они занимают состояния с возрастающими импульсами и, соответственно, энергиями. Значит, по мере сжатия протозвезды растет внутренняя энергия электронного газа. Эта энергия определяется чисто квантовыми эффектами и не связана с тепловым движением, поэтому в первом приближении не зависит от температуры (в отличие от энергии классического идеального газа, законы которого изучают в школьном курсе физики). Более того, при достаточно высокой степени сжатия энергия ферми-газа многократно превосходит тепловую энергию хаотического движения электронов и атомных ядер.
Увеличение энергии электронного газа повышает и его давление, которое также не зависит от температуры и растет куда сильнее давления теплового. Именно оно противостоит тяготению вещества протозвезды и прекращает ее гравитационный коллапс. Если это произошло до достижения температуры поджога водорода, коричневый карлик остывает сразу же после непродолжительного по космическим масштабам выгорания дейтерия. Если прото-звезда пребывает в пограничной зоне и имеет массу 0,07−0,075 солнечной, она еще миллиарды лет сжигает водород, но на ее финал это не влияет. В конце концов квантовое давление вырожденного электронного газа столь снижает температуру звездного ядра, что горение водорода останавливается. И хотя его запасов хватило бы на десятки миллиардов лет, поджечь их коричневый карлик уже больше не сможет. Этим-то он и отличается от самого легкого красного карлика, выключающего ядерную топку, лишь когда весь водород превратился в гелий.
Все известные звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела распределены не равномерно, а объединяются в несколько спектральных классов с учетом светимости (Йеркская классификация, или МКК, по фамилиям разработавших ее астрономов из Йеркской обсерватории – Уильяма Моргана, Филиппа Кинана и Эдит Келлман). Современная классификация выделяет на диаграмме Герцшпрунга-Рассела восемь таких основных групп. Класс 0 – это гипергиганты, массивные и очень яркие звезды, превышающие Солнце по массе в 100-200 раз, а по светимости – в миллионы и десятки миллионов. Класс Ia и Ib – это сверхгиганты, в десятки раз массивнее Солнца и в десятки тысяч раз превосходящие его по светимости. Класс II – яркие гиганты, занимающие промежуточное положение между сверхгигантами и гигантами, которые относятся к классу III. Класс V – это т.н. главная последовательность (карлики), на которой лежит большинство звезд, в том числе и наше Солнце. Когда звезда главной последовательности исчерпает свой запас водорода и в ее ядре начнется горение гелия, она станет субгигантом, которые относятся к классу IV. Чуть ниже главной последовательности лежит класс VI – субкарлики. А к классу VII относятся компактные белые карлики, конечная стадия эволюции звезд, не превышающих по массе предел Чандрасекара.
Профессор Барроуз отмечает и еще одно различие звезды и коричневого карлика. Обычная звезда не только не остывает, теряя лучистую энергию, но, как это ни парадоксально, нагревается. Это происходит потому, что звезда сжимает и разогревает свое ядро, а это сильно увеличивает темпы термоядерного горения (так, за время существования нашего Солнца его светимость возросла по крайней мере на четверть). Иное дело коричневый карлик, сжатию которого препятствует квантовое давление электронного газа. Вследствие излучения с поверхности он остывает, подобно камню или куску металла, хотя и состоит из горячей плазмы, как нормальная звезда.
Долгие поиски
Погоня за коричневыми карликами затянулась надолго. Даже у наиболее массивных представителей этого семейства, которые в юности испускают пурпурное свечение, температура поверхности обычно не превышает 2000 К, а у тех, что полегче и постарше, порой не достигает даже 1000 К. В излучении этих объектов присутствует и оптическая компонента, хоть и очень слабенькая. Поэтому для их поиска лучше всего подходит инфракрасная аппаратура высокого разрешения, которая появилась только в 1980-х годах. Тогда же начали запускать инфракрасные космические телескопы, без которых почти невозможно обнаружить холодные коричневые карлики (пик их излучения приходится на волны длиной 3−5 микрометров, которые в основном задерживаются земной атмосферой).
Именно в эти годы появились сообщения о возможных кандидатах. Поначалу такие заявления не выдерживали проверки, и реальное открытие первой из предсказанных Шивом Кумаром псевдозвезд состоялось лишь в 1995 году. Пальма первенства здесь принадлежит группе астрономов, возглавляемой профессором Калифорнийского университета в Беркли Гибором Басри. Исследователи изучали чрезвычайно тусклый объект PPl 15 в удаленном примерно на 400 световых лет звездном скоплении Плеяды, который ранее обнаружила группа гарвардского астронома Джона Стауффера. По предварительным данным, масса этого небесного тела составляла 0,06 массы Солнца, и он вполне мог оказаться коричневым карликом. Однако эта оценка была весьма приблизительной, и на нее нельзя было полагаться. Профессор Басри и его коллеги смогли решить эту задачу с помощью литиевой пробы, которую незадолго до того придумал испанский астрофизик Рафаэль Реболо.
«Наша группа работала на первом 10-метровом телескопе гавайской обсерватории имени Кека, который вступил в действие в 1993 году, — вспоминает профессор Басри. — Мы решили воспользоваться литиевой пробой, поскольку она давала возможность различить коричневые карлики и близкие к ним по массе красные карлики. Красные карлики очень быстро сжигают литий-7, а почти все коричневые карлики к этому не способны. Тогда считали, что возраст Плеяд составляет около 70 млн лет, и даже легчайшие красные карлики за это время должны были полностью избавиться от лития. Если бы мы нашли литий в спектре PPl 15, то имели бы все основания утверждать, что имеем дело с коричневым карликом. Задача оказалась непростой. Первый спектрографический тест в ноябре 1994 года действительно выявил литий, а вот второй, контрольный, в марте 1995-го, этого не подтвердил. Естественно, мы пребывали в разочаровании — открытие ускользало прямо из рук. Однако первоначальное заключение было правильным. PPl 15 оказался парой коричневых карликов, обращающихся вокруг общего центра масс всего за шесть суток. Поэтому-то спектральные линии лития то сливались, то расходились — вот мы и не увидели их в ходе второго теста. Попутно мы обнаружили, что Плеяды старше, нежели считалось ранее».
В этом же 1995 году появились сообщения об открытии еще двух коричневых карликов. Рафаэль Реболо и его коллеги по Астрофизическому институту Канарских островов обнаружили в Плеядах карлик Teide 1, который был также идентифицирован с помощью литиевого метода. А в самом конце 1995 года исследователи из Калифорнийского Технологического института и университета Джонса Хопкинса сообщили, что красный карлик Gliese 229, который находится всего в 19 световых годах от Солнечной системы, обладает компаньоном. Этот спутник в 20 раз тяжелее Юпитера, и в его спектре имеются линии метана. Молекулы метана разрушаются, если температура превышает 1500 К, в то время как атмосферная температура наиболее холодных нормальных звезд всегда больше 1700 К. Это позволило признать Gliese 229-B коричневым карликом, даже не используя литиевый тест. Сейчас уже известно, что его поверхность нагрета всего до 950 К, так что этот карлик очень даже холодный.
Астрономы постоянно узнают о коричневых карликах что-то новое. Так, в конце ноября 2010 года ученые из Чили, Англии и Канады сообщили об открытии в созвездии Девы всего в 160 световых годах от Солнца звездной пары из двух карликов разных цветовых категорий – белого и коричневого. Последний принадлежит к числу самых горячих карликов Т-класса (его атмосфера нагрета до 1300 К) и по массе равен 70 Юпитерам. Оба небесных тела гравитационно связаны, несмотря на то, что их разделяет огромная дистанция – примерно 1 световой год. Звездную пару коричневых карликов астрономы наблюдали с помощью телескопа UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) с 3,8-метровым зеркалом. Этот телескоп, расположенный рядом с вершиной Мауна-Кеа на Гавайях на высоте 4200 м над уровнем океана – один из крупнейших в мире инструментов, работающих в инфракрасном диапазоне.
L-карлики, E-карлики — что дальше?
В настоящее время коричневых карликов известно вдвое больше, чем экзопланет, — примерно 1000 против 500. Исследование этих тел заставило ученых расширить классификацию звезд и звездоподобных объектов, поскольку прежняя оказалась недостаточной.
Астрономы издавна подразделяют звезды на группы в соответствии со спектральными характеристиками излучения, которые, в свою очередь, прежде всего определяются температурой атмосферы. Сейчас в основном применяется система, основы которой более ста лет назад были заложены сотрудниками обсерватории Гарвардского университета. В ее простейшей версии звезды делятся на семь классов, обозначаемых латинскими буквами O, B, A, F, G, K и M. В класс O входят чрезвычайно массивные голубые звезды с температурой поверхности выше 33 000 К, в то время как к классу M относят красные карлики, красные гиганты и даже ряд красных сверхгигантов, атмосфера которых нагрета менее чем до 3700 К. Каждый класс в свою очередь делится на десять подклассов — от самого горячего нулевого до самого холодного девятого. К примеру, наше Солнце принадлежит классу G2. У гарвардской системы есть и более сложные варианты (так, в последнее время белые карлики выделяют в особый класс D), но это уже тонкости.
Открытие коричневых карликов обернулось введением новых спектральных классов L и T. К классу L относят объекты с температурами поверхности от 1300 до 2000 К. Среди них не только коричневые карлики, но и наиболее тусклые красные карлики, которые раньше относили к M-классу. Класс Т включает лишь одни коричневые карлики, атмосферы которых нагреты от 700 до 1300 K. В их спектрах в изобилии присутствуют линии метана, поэтому эти тела нередко называют метановыми карликами (именно таков Gliese 229 B).
«К концу 1990-х годов мы накопили немало информации о спектрах самых тусклых звезд, в том числе и коричневых карликов, — рассказывает "ПМ" астроном из Калтеха Дэви Киркпатрик, входящий в группу ученых, по инициативе которых были введены новые классы. — Оказалось, что они обладают рядом особенностей, не встречавшихся ранее. Типичные для красных М-карликов спектральные метки оксидов ванадия и титана исчезли, зато появились линии щелочных металлов — натрия, калия, рубидия и цезия. Поэтому мы решили, что гарвардскую классификацию надо расширить. Сначала был добавлен класс L, эту букву предложил именно я — просто потому, что за ней ничего еще не числилось. Однако Gliese 229 B из-за наличия метана классу L не соответствовал. Пришлось задействовать еще одну свободную букву — T, так появился T-класс».
Этим дело не закончилось. Сегодня существует и спектральный класс Y, который резервируется для гипотетических ультрахолодных коричневых карликов, нагретых ниже 600 К. Их спектры также имеют характерные особенности, такие как четкие линии поглощения аммиака (а при температурах менее 400 К появятся и пары воды). На данный момент науке известно около 10 тел Y-класса, и можно предположить, что такое количество объектов позволит ученым детальнее исследовать особенности коричневых карликов и «планет-изгоев» Млечного Пути. https://www.popmech.ru/science/11201-te … m=main_big
Новая гигантская экзопланета обнаружена при помощи спутника TESS
Используя спутник Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) НАСА, международная команда астрономов открыла новую гигантскую внесолнечную планету. Эта вновь обнаруженная экзопланета, получившая название TOI-530b, всего лишь на 17 процентов меньше Юпитера по размеру.
Миссия TESS производит обзор примерно 200 000 самых ярких звезд, расположенных в окрестностях Солнца, с целью поисков транзитных экзопланет. До настоящего времени при помощи этого спутника было идентифицировано свыше 4500 экзопланет-кандидатов (TESS Objects of Interest, или TOI), из которых 159 объектов были подтверждены как истинные планеты.
Группа астрономов под руководством Тяньцзюня Гана (Tianjun Gan) из Университета Цинхуа, Китай, недавно подтвердила еще один объект TOI, обнаруженный при помощи спутника TESS. Исследователи сообщают об идентификации транзитного сигнала на кривой блеска карлика спектрального класса М, известного как TOI-530. Планетная природа сигнала была подтверждена последующими наблюдениями.
Планета TOI-530b имеет радиус порядка 0,83 радиуса Юпитера, в то время как ее масса оценивается в 0,4 массы крупнейшей планеты нашей планетной системы. Отсюда плотность планеты составляет около 0,93 грамма на кубический сантиметр. Планета обращается вокруг родительской звезды с периодом 6,39 суток, оставаясь на расстоянии примерно 0,052 астрономической единицы (1 а.е. равна среднему расстоянию от Земли до Солнца) от нее. Равновесная температура планеты TOI-530b составляет 565 Кельвинов, согласно расчетам. Планетная система находится на расстоянии 481,5 светового года от Земли.
Родительская звезда TOI-530 является карликом спектрального класса М, имеющим размер и массу примерно вполовину меньше, чем у Солнца. Металличность звезды оценивается в 0,376, а эффективная температура составляет приблизительно 3659 Кельвинов.
Согласно авторам, планета TOI-530b плохо подходит для изучения состава атмосферы в будущем по причине слишком низкой яркости родительской звезды, однако она может представлять интерес при создании теории формирования и миграции планет, подобных Юпитеру, отметили авторы.
Авторы и права: ЕКА/Космический телескоп им.Хаббла и НАСА, Р.Коэн Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Откуда появился этот огромный шар из звезд? Паломар 6 – одно из около 200 шаровых звездных скоплений, которые выжили в нашей Галактике Млечный Путь. Эти сферические скопления звезд старше, чем наше Солнце, они старше большинства звезд, орбиты которых находятся в диске Галактики. Возраст Паломара 6 – около 12.5 миллиардов лет, что близко к возрасту всей Вселенной, и эта оценка позволяет дать ограничение на возраст Вселенной. Скопление Паломар 6 содержит примерно 500 тысяч звезд, оно удалено от нас на 25 тысяч световых лет, однако не очень далеко от центра нашей Галактики. На этом расстоянии четкое изображение, полученное Космическим телескопом им.Хаббла, охватывает область размером в 15 световых лет. Исследования, одними из данных для которых были изображения от телескопа им.Хаббла, позволили выдвинуть гипотезу, что скопление Паломар 6 сформировалось и выжило в центральном балдже из звезд, окружающем центр Млечного Пути, а не в далеком галактическом гало, где находится большинство шаровых скоплений. http://www.astronet.ru/db/msg/1774512
В Солнечной системе могла существовать «алмазная» планета
Три года назад ученым удалось исследовать минералы, входящие в состав метеоритов, упавших на Землю еще в 2008 году. Специалисты предположили, что в ранней Солнечной системе существовала планета размером с Меркурий или даже Марс, в недрах которой росли алмазные кристаллы.
Редакция ПМ
NASA/JPL-CALTECH
Четыре с половиной миллиарда лет назад, когда Солнечная система только формировалась, вокруг Солнца вращалось множество протопланет. Они сталкивались друг с другом; одни в результате этих столкновений становились больше, другие разлетались на куски. Из далеко отлетевших фрагментов протопланет образовались богатые углеродом астероиды, которые до сих пор вращаются вокруг Солнца.
Анализ состава обломков одного из таких астероидов, упавшего на Землю еще в 2008 году, указал на то, что этот астероид был, в свою очередь, обломком одной из потерянных планет Солнечной системы.
Метеориты Алмахата Ситта пролетели над Нубийской пустыней в Африке 13 лет назад. Не все они сгорели в атмосфере; некоторые упали в песок, ученым удалось найти несколько сотен крупнозернистых, высокоуглеродистых космических камней — урейлитов. Внутри метеоритов обнаружились кристаллы алмаза диаметром до 100 мкм.
Существует несколько гипотез, объясняющих происхождение алмазов в астероидах. Согласно первой, небольшие алмазы образуются при столкновениях крупных, планетоподобных твердых тел; но кристаллы в нубийских урейлитов были в 100 раз крупнее, чем те, что, согласно расчетам, образуются при таких столкновениях. Вторая гипотеза объясняет происхождение космических алмазов конденсацией углерода в облаках межпланетного газа и пыли — но такие кристаллы должны быть еще меньше.
Группа швейцарских, немецких и французских физиков, изучавшая алмазы нубийских метеоритов, предложила другое объяснение: ученые считают, что эти кристаллы выросли в недрах протопланеты до того, как она столкнулась с другим небесным телом и превратилась. По другим минералам (сульфидам железа), входящих в состав метеоритов, ученые оценили размер «алмазной» протопланеты. Чтобы создать давление, необходимое для формирования сульфидных кристаллов, протопланета должна была быть не меньше Меркурия, а может быть, даже размером с Марс.
Астрономы впервые увидели, как у белого карлика резко меняется яркость
Команда астрономов во главе с учеными из Даремского университета (Великобритания) заметила, как быстро «включается» и «выключается» один из белых карликов в двойной системе TW Pictoris, которая находится примерно в 1400 световых годах от Земли. Ученые наблюдали это явление с помощью спутника NASA TESS, сообщает пресс-служба Даремского университета. Подробнее о своих наблюдениях исследователи рассказали в журнале Nature Astronomy.
Белые карлики – это то, чем становится большинство звезд после того, как они сожгли водород, который их питает. Они примерно размером с Землю, но имеют массу, близкую к массе Солнца.
Белый карлик из системы TW Pictoris, за которой наблюдали в этом исследовании, «питается» водородом и гелием от вращающейся звезды-компаньона. Материал со звезды-компаньона падает на более массивное тело в системе, закручиваясь и, таким образом, образуя аккреционный диск. На яркость карлика влияет количество окружающего материала, которым он «питается», поэтому исследователи говорят, что в данном случае что-то мешает ему получать «пищу».
Используя данные от TESS – спутника, который обычно ищет планеты за пределами Солнечной системы, – команда увидела резкие падения и повышения яркости в течение всего 30 минут. Ранее ученые наблюдали подобные процессы, но все они длились от нескольких дней до месяцев.
Поскольку поток материала на аккреционный диск белого карлика от его звезды-компаньона относительно постоянен, он не должен сильно влиять на его яркость в такие короткие промежутки времени. Вместо этого исследователи полагают, что то, что они наблюдают, может быть связано с изменениями поверхностного магнитного поля белого карлика.
В режиме «включено», когда звезда светит ярко, белый карлик питается материалом с аккреционного диска, как обычно. Внезапно и резко система отключается, и ее яркость резко падает. Авторы работы говорят, что когда это происходит, магнитное поле вращается так быстро, что центробежный барьер останавливает постоянное попадание топлива из аккреционного диска на белый карлик.
На этом этапе магнитное поле белого карлика регулирует количество топлива – определяет, сколько топлива может пройти через создающиеся «ворота» на аккреционный диск, – что приводит к полурегулярному небольшому увеличению яркости, которое видели астрономы. В течение некоторого времени система периодически «выключается» и снова «включается» – и яркость возвращается к исходному уровню.
Поскольку белые карлики более распространены во Вселенной, чем нейтронные звезды, астрономы надеются найти другие примеры такого явления в будущих исследовательских проектах, чтобы узнать больше об аккреции, в процессе которого такие объекты, как черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды питаются окружающим материалом от соседних звезд.
Двести миллионов лет активности сверхмассивной черной дыры: хроники, записанные в рентгеновских и радиолучах
Сверхмассивная черная дыра в центре группы галактик с горячим межгалактическим газом в представлении художника
Радиоинтерферометр LOFAR и телескоп СРГ/eROSITA изучают впечатляющие следы активности сверхмассивной черной дыры сотни миллионов лет назад в близкой группе галактик. Комбинируя радио- и рентгеновские изображения, астрофизики исследовали группу галактик, которая содержит необычайно богатую систему ярких в радиодиапазоне волокон, погруженных в атмосферу горячего газа, излучающего в рентгене. Результаты исследования опубликованы в журнале Nature Astronomy.
Эти волокна изначально образовались в результате активности сверхмассивной черной дыры несколько сотен миллионов лет назад — примерно тогда, когда на Земле появились динозавры. Несмотря на свой почтенный возраст, волокна все еще имеют четкие границы и образуют поразительно сложную паутину из нитей и геометрических фигур, напоминающих структуры, образующиеся, когда в атмосфере поднимаются горячие клубы дыма. Отсутствие полного перемешивания между рентгеновской и радиоизлучающей плазмами особенно интересно для развития физических моделей влияния сверхмассивных черных дыр на окружающую среду.
Массивные гало в нашей Вселенной, такие как гигантские эллиптические галактики, группы и скопления галактик, в основном состоят из темной материи, которая формирует их глубокие гравитационные «ямы». Однако небольшая часть их массы приходится на обычное вещество, то есть барионы, которые образуют горячую (10 или 100 миллионов градусов) газовую атмосферу, заполняющую потенциальную яму гало. Этот газ излучает в рентгеновском диапазоне, и его изучают с помощью современных космических обсерваторий, таких как, например, Chandra (NASA), XMM-Newton (ESA) и «Спектр-РГ» (ГК «Роскосмос»).
В центральной части каждого гало плотность газа высока, и он может охлаждаться и конденсироваться, обеспечивая материал для образования новых звезд. Однако почему-то этого не происходит, и в центре гало доминируют старые звезды. Эта загадка привела к развитию теории о влиянии сверхмассивных черных дыр в центрах скоплений на окружающую среду — так называемый механизм «обратной связи». Согласно этой теории, при остывании газа сверхмассивная черная дыра увеличивает темп аккреции и начинает выделять огромное количество механической энергии в виде струй плазмы. Эта энергия нагревает газ, предотвращая его дальнейшее охлаждение.
Существует множество аналитических и численных моделей, подтверждающих эту идею. Но из первых принципов трудно однозначно сказать, какие конкретные физические процессы ответственны за нагрев относительно холодного газа в гало. Это могут быть волны, турбулентность, космические лучи, вязкость и т.п.
Чтобы ответить на эти вопросы, надо исследовать близкие скопления и группы галактик, причём желательно в разных диапазонах спектра, так как газ разной температуры излучает фотоны различных энергий.
NEST200047 — одна из близких групп галактик, примерно в 75 мегапарсек от нас (для сравнения, расстояние от Солнечной системы до центра нашей Галактики — всего 8 килопарсек). Это один из десятков тысяч подобных объектов, обнаруженных в каталогах галактик. Его наблюдали радиотелескопы наземного радиоинтерферометра LOFAR (сокращение от Low Frequency Array, создан Голландским радиоастрономическим институтом ASTRON) и космический телескоп СРГ/eROSITA в радио- и рентгеновских обзорах. Характерные длины волн этих телескопов различаются примерно в 5 миллиардов раз, и данные двух обсерваторий прекрасно дополняют друг друга.
Рентгеновские данные были получены в ходе двух обзоров всего неба обсерваторией СРГ. Эффективная экспозиция составила 645 секунд.
Эти наблюдения подтверждают, что группа NEST200047 обладает горячей газовой атмосферой, излучающей рентгеновские лучи. В её центре находится гигантская эллиптическая галактика, ядро которой является ярким радиоисточником. Это типичные компоненты для группы галактик, в которой центральная черная дыра играет важную роль.
Ассоциация структур разного масштаба с отдельными эпизодами активности сверхмассивной черной дыры на протяжении сотен миллионов лет. Структуры большего размера «старше», чем более компактные и яркие детали, расположенные ближе к центру группы. Изображение из статьи M.Brienza et al, 2021
Но NEST200047 оказалась совершенно особенной. Радиоизлучение исходит не только от центра, но и от богатой и сложной системы волокон, покрывающих область более 200 килопарсек. В ней видны структуры, напоминающие вихревые кольца. Они похожи на те, что были ранее обнаружены в знаменитой галактике M87, но в десять раз больше. Радио- и рентгеновские изображения демонстрируют, что плазма, выброшенная сверхмассивной чёрной дырой, была деформирована сложными движениями в течение более ста миллионов лет, но за всё это время она не полностью перемешалась с окружающей тепловой плазмой, скорее всего, из-за присутствия динамически важного магнитного поля.
В целом, NEST200047 представляет собой уникальный пример объекта, в котором можно проследить историю активности сверхмассивной черной дыры в течение сотен миллионов лет. Поднимающиеся пузыри релятивистской плазмы работают как гигантская ложка, «помешивающая» тепловую рентгеновскую плазму, не давая ей остывать.
Исследование — результат совместной работы международной группы астрофизиков. В неё вошли сотрудники ИКИ РАН Е. Чуразов, И. Хабибуллин, Н. Лыскова, Р. Буренин и Р. Сюняев и Казанского федерального университета И. Бикмаев, а также университета Болоньи, INAF, Туринской обсерватории (Италия), Лейденской обсерватории, ASTRON (Нидерланды), Гамбургской обсерватории, Института астрофизики Общества им. Макса Планка (Германия), университета Хердфордшира (Великобритания), IASF, DIAS, SRON, WPI, Парижской обсерватории (Франция), университета Родса (ЮАР).
***
Космический аппарат «Спектр-РГ», разработанный в АО «НПО Лавочкина» (входит в Госкорпорацию «Роскосмос»), был запущен 13 июля 2019 г. с космодрома Байконур. Он создан с участием Германии в рамках Федеральной космической программы России по заказу Российской академии наук. Обсерватория оснащена двумя уникальными рентгеновскими зеркальными телескопами: ART-XC (ИКИ РАН, Россия) и eROSITA (MPE, Германия), работающими по принципу рентгеновской оптики косого падения. Телескопы установлены на космической платформе «Навигатор» (НПО Лавочкина, Россия), адаптированной под задачи проекта. Основная цель миссии — построение карты всего неба в мягком (0.3–8 кэВ) и жестком (4–20 кэВ) диапазонах рентгеновского спектра с беспрецедентной чувствительностью. Обсерватория должна проработать в космосе не менее 6,5 лет.
Научный руководитель орбитальной рентгеновской обсерватории «Спектр-РГ»: академик Рашид Сюняев.
Научный руководитель по телескопу ART-XC им. М.Н. Павлинского (Россия): профессор РАН Александр Лутовинов.
Научный руководитель по телескопу eROSITA (Германия): доктор Андреа Мерлони (Andrea Merloni).
Астрономы подтвердили, что Большое Магелланово Облако полностью поглотило еще одну галактику
Наша галактика Млечный Путь находится в процессе слияния с меньшими галактиками-спутниками, даже когда вы читаете эти слова: с карликовой сфероидальной галактикой Стрельца и Большим и Малым Магеллановыми облаками.
Группа астрономов во главе с Алессио Муччарелли из Болонского университета в Италии нашла доказательства того, что Большое Магелланово Облако (БМО) также является каннибалом, поглотившим другую галактикой в какой-то момент своего таинственного прошлого.
По словам исследователей, открытие представляет собой убедительную поддержку того, как, по нашему мнению, растут массивные галактики: поглощая меньшие галактики-спутники — процесс, который мы называем иерархической сборкой.
«Это открытие, — пишут ученые в своей статье, — является наблюдательным свидетельством того, что процесс иерархической сборки также помог сформировать наши ближайшие галактики спутники».
Магеллановы облака соединяются в сложном танце с Млечным путем. Две галактики вращаются вокруг друг друга, а затем вместе они вращаются вокруг более крупного Млечного Пути. Большое Магелланово Облако примерно в два раза больше Малого Магелланова Облака и имеет общую массу до 250 миллиардов солнечных масс — размер, при котором карликовая галактика, как ожидается, будет иметь собственные галактики-спутники.
И это действительно так. С БМО связаны от четырех до шести маленьких галактик, что может означать, что когда-то у него было еще больше спутников. И этому есть доказательства.
В 2018 году астрономы обнаружили небольшое количество звезд на орбите БМО движущихся против большей части звездного потока. Они пришли к выводу, что это остаток древнего галактического слияния.
Теперь Муччарелли и его коллеги нашли еще одно свидетельство: шаровое скопление под названием NGC 2005.
Шаровые скопления включают от сотен тысяч до миллионов звезд, прочно связанных гравитацией в сферическую форму, с плотной концентрацией звезд в центре. Звезды в шаровом скоплении, как правило, находятся на более старой стороне, имеют одинаковый возраст и химический состав. Они считаются «окаменелостями» ранней Вселенной, что делает их полезными для понимания истории звездообразования.
В Млечном Пути около 150 таких скоплений, а в Большом Магеллановом Облаке — около 60. Муччарелли и его коллеги идентифицировали и сравнили NGC 2005 с другими подобными скоплениями и обнаружили, что соотношение его химического состава сильно отличается от любого другого скопления с аналогичной металличностью.
Металличность звезды является показателем возраста — чем раньше во Вселенной родилась звезда, тем ниже металличность. Это потому, что элементов тяжелее гелия на самом деле не существовало во Вселенной до возникновения звезд.
Как только возникли звезды, они начали создавать более тяжелые элементы; более тяжелые элементы все еще выковываются в результате сильных взрывов сверхновых и слияний звезд, прежде чем они будут разбросаны по Вселенной и включаться в будущие поколения звезд.
«NGC 2005 — выживший свидетель древнего события слияния, которое привело к растворению ее родительской галактики в Большом Магеллановом Облаке, единственном известном случае, который до сих пор был идентифицирован по химическим отпечаткам в царстве карликовых галактик», — говорят исследователи.
Астрономы обнаружили одну из самых первых звезд во Вселенной
Когда Вселенная была молодой — около 13,7 миллиарда лет назад — первые звезды образовались в густой тьме, зажигая космос.
Нам еще предстоит найти ни одну из самых первых звезд, известных как звезды Популяции III, но звезда, найденная в карликовой галактике, вращающейся вокруг Млечного Пути, может быть следующей.
AS0039, расположенная в карликовой сфероидальной галактике Скульптор на расстоянии 290 000 световых лет от нас, имеет химический состав включающий элементы от звезды Популяции III, которая стала гиперновой.
Согласно анализу, проведенному астрономом Аса Скуладоттир из Флорентийского университета в Италии, это не только звезда с самой низкой металличностью, когда-либо обнаруженная за пределами галактики Млечный Путь, но и с самым низким количеством углерода.
Звезда AS0039 может стать ключом к пониманию того, как Вселенная «включила» свой свет.
Хотя астрономы довольно хорошо понимают, как Вселенная эволюционировала от Большого Взрыва до своего нынешнего состояния, в дальние уголки пространства-времени трудно заглянуть. В течение нескольких миллионов лет после Большого Взрыва космос был заполнен горячим, мутным, непрозрачным газом. Только когда возникли первые звезды и их ультрафиолетовый свет ионизировал этот газ, пространство начало очищаться.
В AS0039 действительно очень мало металлов. Это само по себе было бы интересно. Галактика Скульптор в целом довольно бедна металлами, всего лишь 4 процента пропорционального содержания углерода, обнаруженного в Млечном Пути, что позволяет предположить, что она довольно примитивна.
AS0039 представляет собой одно из первых наблюдательных свидетельств сверхновых с нулевой металличностью и прекрасную возможность попытаться изучить самые первые звезды во Вселенной.
Исследование было опубликовано в The Astrophysical Journal Letters.
Комета Дю Туа-Неуймина-Дельпорта сейчас во вспышке. Возможно, продолжается ее фрагментация
Вчера в группе Comets Mailing List (aalert.in/A3Ip4) появилось сообщение от астронома-любителя Франсуа Кугеля, в котором говорится о вспышке кометы 57P/дю Туа-Неуймина-Дельпорта. Кугель сфотографировал комету 17 октября и оценил ее блеск в +11,9 зв. вел. В кометной базе COBS последняя фотометрическая оценка этой кометы +17 зв. вел. (Джузеппе Паппа, 29 сентября 2021 года), поэтому амплитуда вспышки могла составить до 5 зв. вел. — это соответствует увеличению яркости в 100 раз!
Сейчас комета перемещается на фоне созвездия Стрелец в самой гуще Млечного Пути. В ближайшие дни опорными объектами для ее поиска могут служить звезды Полис (мю Стрельца, +3,8 зв. вел.) и 21 Стрельца (+4,8 зв. вел.).
Комета 57P/дю Туа-Неуймина-Дельпорта — это короткопериодическая комета с периодом обращения 6,4 лет. Она была открыта 18 июля 1941 года независимо друг от друга южноафриканским астрономом Даниэлем дю Туа в обсерватории Бойдена, советским астрономом Григорием Неуйминым в Симеизской обсерватории и бельгийским астрономом Эженом Дельпортом в Королевской обсерватории Бельгии. В 1996 году у кометы наблюдалось резкое увеличение яркости до +7 зв. вел., а в 2002 году выяснилось, что комета распалась как минимум на 19 фрагментов, самый крупный из которых получил название 57P/дю Туа-Неуймина-Дельпорта А. https://aboutspacejornal.net/2021/10/19/комета-дю-туа-неуймина-дельпорта-сейч/
Исследуя таинственное происхождение самых экстремальных вспышек света во вселенной
Наша вселенная ярко светится светом во всем электромагнитном спектре. В то время как большая часть этого света исходит от звезд, подобных нашему Солнцу, в галактиках, подобных нашей, к нам часто прилетают короткие и яркие вспышки, которые затмевают целые галактики. Считается, что некоторые из этих самых ярких вспышек возникают при катастрофических событиях, таких как гибель массивных звезд или столкновение двух мертвых звезд, известных как нейтронные звезды. Исследователи уже давно изучают эти яркие вспышки или "переходные процессы", чтобы получить представление о смерти и загробной жизни звезд и эволюции нашей Вселенной.
Астрономов иногда встречают переходные процессы, которые бросают вызов ожиданиям и дают теоретикам головоломки, хотя мы давно предсказали, как должны выглядеть эти различные переходные процессы. В октябре 2014 года долгосрочная программа мониторинга южного неба с помощью телескопа "Чандра" - флагманского рентгеновского телескопа НАСА - обнаружила один такой загадочный переходный процесс под названием CDF-S XT1: яркий переходный процесс, длящийся несколько тысячных долей секунды. Количество энергии CDF-S XT1, выделяемой в рентгеновских лучах, было сопоставимо с количеством энергии, которую Солнце излучает в течение миллиарда лет. С момента первоначального открытия астрофизики выдвинули множество гипотез, объясняющих это явление, однако ни одна из них не была убедительной.
В недавнем исследовании группа астрофизиков во главе с доктором Нихилом Сарином (Университет Монаша) обнаружила, что CDF-S XT1 соответствуют прогнозам излучения, ожидаемого от высокоскоростной струи, движущейся со скоростью, близкой к скорости света. Такие "оттоки" могут быть вызваны только экстремальными астрофизическими условиями, такими как разрушение звезды, когда она разрывается на части массивной черной дырой, коллапсом массивной звезды или столкновением двух нейтронных звезд.
Исследование Сарина и коллег показало, что поток от CDF-S XT1, вероятно, был вызван слиянием двух нейтронных звезд. Это предположение делает CDF-S XT1 похожим на важное открытие 2017 года под названием GW170817 - первое наблюдение гравитационных волн, космической ряби в структуре пространства и времени, хотя CDF-S XT1 находится в 450 раз дальше от Земли. Это огромное расстояние означает, что это слияние произошло очень рано в истории Вселенной; оно также может быть одним из самых дальних слияний нейтронных звезд, когда-либо наблюдавшихся.
Столкновения нейтронных звезд являются основными местами во Вселенной, где образуются тяжелые элементы, такие как золото, серебро и плутоний. Поскольку CDF-S XT1 появился на ранней стадии истории Вселенной, это открытие продвигает наше понимание химического изобилия и элементов Земли.
Недавние наблюдения другого переходного процесса на 2020blt в январе 2020 года озадачил астрономов. Свет этого переходного процесса подобен излучению от высокоскоростных потоков, возникающих во время коллапса массивной звезды. Такие потоки обычно производят гамма-лучи с более высокой энергией; однако они отсутствовали в данных - их не наблюдалось. Эти гамма-лучи могут отсутствовать только по одной из трех причин: 1) гамма-лучи не были произведены, 2) гамма-лучи были направлены в сторону от Земли, 3) гамма-лучи были слишком слабыми, чтобы их можно было увидеть или зафиксировать.
В отдельном исследовании, снова возглавляемом доктором Сарином, астрофизики Университета Монаша объединились с исследователями в Алабаме, Луизиане, Портсмуте и Лестере, чтобы показать, что AT2020blt, вероятно, действительно произвел гамма-лучи, направленные в сторону Земли, они были просто очень слабыми и пропущены нашими приборами.
Доктор Сарин говорит: "Вместе с другими подобными наблюдениями эта интерпретация означает, что теперь мы начинаем понимать загадочную проблему того, как гамма-лучи образуются при катастрофических взрывах по всей Вселенной".
Класс ярких переходных процессов, в совокупности известных как гамма-всплески, включая CDF-S XT1, AT2020blt и AT2021any, производят достаточно энергии, чтобы затмить целые галактики всего за одну секунду.
"Несмотря на это, точный механизм, который производит высокоэнергетическое излучение, которое мы обнаруживаем с другой стороны Вселенной, неизвестен",-объясняет доктор Сарин. "Эти два исследования изучили некоторые из самых экстремальных гамма-всплесков, когда-либо обнаруженных. С дальнейшими исследованиями мы, наконец, сможем ответить на вопрос, над которым мы размышляли десятилетиями: как работают гамма-всплески?" https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1019210459
Черные дыры придают форму пузырькам, кольцам и нитям «межгалактического дыма»
Международная группа исследователей, в том числе ученые из Болонского университета и Итальянского национального института астрофизики (INAF), впервые наблюдали эволюцию теплого газа, исходящего из активной черной дыры. Они смогли рассмотреть эти структуры, которые сильно напоминают потоки дыма, образующиеся при извержениях вулканов, с беспрецедентной детализацией и в масштабе времени в сто миллионов лет.
Их исследование, опубликованное в журнале Nature Astronomy, было сосредоточено на системе Nest200047 - группе примерно из 20 галактик на расстоянии примерно 200 миллионов световых лет от нас. В центральной галактике этой системы находится активная черная дыра, вокруг которой исследователи наблюдали множество пар газовых пузырей различного возраста, некоторые неизвестные волокна магнитных полей и релятивистские частицы.
Эти наблюдения стали возможны благодаря LOFAR (LOw Frequency ARray), крупнейшему низкочастотному радиотелескопу в мире. LOFAR может перехватывать излучение, создаваемое самыми старыми электронами, обнаруживаемыми в настоящее время. Этот современный инструмент является результатом огромных усилий девяти европейских стран позволил исследователям «вернуться во времени» более чем на 100 миллионов лет назад и проследить активность черной дыры, находящейся в центре Nest200047.
«Наше исследование показывает, как эти газовые пузыри, ускоренные черной дырой, расширяются и трансформируются во времени. Они создают впечатляющие грибовидные структуры, кольца и волокна, похожие на те, которые возникли в результате мощного извержения вулкана на Земле», - говорится в заявлении. Мариса Бриенца, которая является первым автором этого исследования и ученым на кафедре физики и астрономии им. Аугусто Риги Болонского университета и членом INAF.
Пузыри из частиц
В центре каждой галактики находится сверхмассивная черная дыра. Активность черной дыры решающим образом влияет на эволюцию галактики и межгалактической среды, в которой она находится. В течение многих лет исследователи пытались выяснить, как и с какой скоростью действие этих черных дыр вызывает эти эффекты.
В активном состоянии черные дыры поглощают все, что их окружает, и в этом процессе выделяют огромное количество энергии. Иногда эта энергия поступает в виде потоков частиц, движущихся со скоростью, близкой к скорости света, и генерирующих радиоволны. В свою очередь, эти потоки генерируют пузыри из частиц и магнитных полей, которые в процессе расширения могут нагревать и перемещать окружающую их межгалактическую среду. Это имеет огромное влияние на эволюцию самой межгалактической среды и, как следствие, на темпы звездообразования.
Это исследование предполагает, что активные черные дыры оказывают влияние на масштабы до 100 раз больше, чем вмещающая их галактика, и что это воздействие длится до сотен миллионов лет.
«LOFAR дал нам уникальный взгляд на активность черных дыр и их влияние на окружающую среду», - объясняет Анналиса Бонафеде, одна из авторов исследования, профессор Болонского университета, а также член INAF. «Наши наблюдения Nest200047 показывают, как магнитные поля и очень старые частицы, ускоренные черными дырами и, следовательно, состарившиеся, играют центральную роль в передаче энергии во внешние области групп галактик».
Для этого исследования ученые также использовали наблюдения в рентгеновском диапазоне, полученные с помощью телескопа eROSITA на борту космической обсерватории SRG. Данные рентгеновского излучения позволили исследователям лучше изучить характеристики межгалактической среды, окружающей радиоизлучающие газовые пузыри.
Газовые нити
Эти наблюдения привели к другим неожиданным открытиям: тонкие газовые нити длиной в миллион световых лет, состоящие из частиц, движущихся примерно со скоростью света.
По мнению исследователей, эти нити являются остатками пузырьков, которые черная дыра Nest200047 образовала сотни миллионов лет назад и которые сейчас разрушаются и смешиваются с межгалактической средой. Считается, что изучение этих структур приведет к открытию новой и важной информации о физических особенностях межгалактической материи и физическом механизме, регулирующем передачу энергии между пузырьками и внешней средой.
"В будущем мы сможем изучать влияние черных дыр на галактики и межгалактическую среду со все большей детализацией. В конечном итоге мы сможем раскрыть природу нитей, которые мы обнаружили, благодаря угловому разрешению LOFAR в сочетании с данными международных станций LOFAR", - добавляет Джанфранко Брунетти, соавтор этого исследования, а также астрофизик из Болонского университета.
Телескопы
LOFAR управляется ASTRON, Нидерландским институтом радиоастрономии, и состоит из тысяч антенн и 51 радиостанции, разбросанных по разным европейским странам. LOFAR может перехватывать самые низкие частоты радиоволн на Земле (от 10 до 240 Мегагерц). Национальный институт астрофизики (INAF) возглавляет итальянскую команду LOFAR и вносит свой вклад в разработку нового поколения электронных устройств для телескопа и программного обеспечения, регулирующего его функционирование.
Космический аппарат SRG был разработан Ассоциацией Лавочкина в составе корпорации "Роскосмос" и запущен 13 июля 2019 года с помощью ракета-носителя "Протон" с космодрома Байконур. Обсерватория SRG была построена при участии Немецкого аэрокосмического центра (DLR) в рамках Российской федеральной космической программы по инициативе Российской академии наук в лице Института космических исследований (ИКИ). Телескоп eROSITA был построен под руководством Института внеземной физики Макса Планка (MPE) и DLR. Космический аппарат SRG эксплуатируется Ассоциацией Лавочкина и антеннами Сети глубокого космоса в Медвежьих озерах, Уссурийске и Байконуре, финансируемыми Роскосмосом. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1019210359
Карты рек на Титане помогут аппарату Dragonfly в путешествии
Имея в виду будущие исследования космоса, команда астрономов под руководством Корнелла опубликовала окончательные карты рек и притоков жидкого метана на Титане. Данные были взяты из последней миссии НАСА "Кассини", чтобы помочь создать контекст для предстоящей экспедиции Dragonfly в 2030-х годах.
Речные карты и подробная информация были опубликованы в журнале Planetary Science. В дополнение к картам в работе рассматривалось то, что можно было узнать, проанализировав реки Земли с использованием ухудшенных радиолокационных данных - аналогично тому, что видел Кассини.
Как и вода на Земле, жидкий метан и этан заполняют озера, реки и ручьи Титана. Но понимание этих каналов, включая их изгибы и ответвления, является ключом к пониманию того, как работает система переноса отложений на луне и лежащая в ее основе геология.
"Системы каналов являются сердцем путей переноса материала на Титане", - сказал Алекс Хейс, доцент астрономии в Колледже искусств и наук. "Они рассказывают вам, как органический материал распределяется по поверхности Титана, и определяют места, где материал может быть сосредоточен вблизи тектонических или, возможно, даже криовулкановых особенностей.
"Кроме того, эти материалы могут быть либо отправлены во внутренний океан Титана с жидким метаном, либо, в качестве альтернативы, смешан с жидкой водой, которая транспортируется на поверхность", - сказал Хейс.
Титан больше планеты Меркурий и полностью окутан плотной атмосферой азота и метана, он является единственным местом в Солнечной системе с активной гидрологической системой, которая включает дожди, каналы, озера и моря.
"В отличие от Марса, это происходит сегодня", - сказал Хейс. "Изучение гидрологической системы Титана представляет собой экстремальный пример, сопоставимый с гидрологической системой Земли, и это единственный пример, когда мы можем активно наблюдать, как развивается планетарный ландшафт в отсутствие растительности".
Джулия Миллер, 20 лет руководила детальной работой по изучению изображений поверхности Титана с помощью радара с синтезированной апертурой Кассини (SAR), поиску характеристик потоков, а затем сравнению этих изображений с теми, которые доступны на Земле.
На Земле речная геоморфология обычно изучается с использованием топографических данных и видимых изображений с высоким разрешением, но для Титана это было недоступно. Вместо этого Миллер использовала радиолокационные изображения с Земли и ухудшала их, чтобы они соответствовали радиолокационным изображениям Титана Кассини.
Таким образом, Миллер могла понять данные с Кассини и предполагать, какие результаты являются надежными для анализа с использованием данных с низким разрешением, примерно 1 километр.
"Хотя качество и количество изображений Cassini SAR значительно ограничивают их полезность для исследования речных сетей, - сказала Миллер, - они все еще могут быть использованы для понимания ландшафта Титана на фундаментальном уровне".
Очертания рек говорят о многом. "Вы можете использовать то, как выглядит река, чтобы попытаться сказать что-то о типе материала, через который она протекает, или о том, насколько крутые берега или просто о том, что происходило в этом регионе", - сказала Миллер. "Использование рек в качестве отправной точки, чтобы затем, в идеале, узнать больше о планете".
Миссия Dragonfly на Титан планируется к запуску в 2027 году, а прибытие на Титан запланировано на 2034 год.
Исследования предполагают, что «магнитный туннель» окружает нашу Солнечную систему*
Исследования астронома из Университета Торонто показывают, что Солнечная система окружена магнитным туннелем, который можно увидеть в радиоволнах.
Дженнифер Уэст, научный сотрудник Института астрономии и астрофизики Данлапа, приводит научное доказательство того, что две яркие структуры, видимые на противоположных сторонах неба, ранее считавшиеся отдельными, на самом деле соединены и сделаны из нитей, похожих на веревки. Соединение образует нечто похожее на туннель вокруг нашей солнечной системы.
Результаты исследований Уэста были опубликованы в журнале Astrophysical Journal.
"Если бы мы посмотрели в небо, - говорит Уэст, - мы бы увидели эту похожую на туннель структуру практически во всех направлениях, куда бы мы ни посмотрели, но только если бы у нас были глаза, которые могли видеть радиоволны".
Уэст говорит, что астрономы знают об этих двух структурах, которые называются «Северный полярный отрог» и «Фан-область». Но большинство научных объяснений сосредоточено на них индивидуально. Уэст и ее коллеги, напротив, считают, что они первые астрономы, которые соединили их как единое целое.
Состоящие из заряженных частиц и магнитного поля структуры имеют форму длинных веревок. Они расположены на расстоянии около 350 световых лет от нас и имеют длину около 1000 световых лет.
Дженнифер Уэст, исследователь из Института астрономии и астрофизики им. Данлэпа, говорит, что две магнитные структуры, видимые на противоположных сторонах неба, образуют нечто похожее на туннель вокруг Солнечной системы. Предоставлено: Дженнифер Уэст.
«Это очень огромное расстояние», - говорит Уэст.
Уэст вспоминала об этих особенностях в течение 15 лет - с тех пор, как она впервые увидела карту неба в радиоволнах. Совсем недавно она построила компьютерную модель, которая рассчитала, как будет выглядеть радионебо с Земли, когда она изменила форму и расположение длинных веревок. Модель позволила Уэст «построить» структуру вокруг нас, которая показала ей, как будет выглядеть небо в наши телескопы. Именно эта новая точка зрения помогла ей сопоставить модель с данными.
«Несколько лет назад один из наших соавторов, Том Ландекер, рассказал мне о статье 1965 года - о первых днях радиоастрономии», - говорит Уэст. "Основываясь на грубых данных, доступных в то время, авторы [Мэтьюсон и Милн] предположили, что эти поляризованные радиосигналы могут возникать из-за нашего взгляда на Местный рукав галактики, находящийся внутри него.
«Эта статья вдохновила меня на развитие этой идеи и привязку моей модели к гораздо более точным данным, которые сегодня дают нам наши телескопы».
Уэст использует в качестве примера карту Земли. Северный полюс находится наверху, а экватор проходит в середине. То же самое и с картой нашей галактики. «Большинство астрономов смотрят на карту с северным полюсом галактики вверх и галактическим центром посередине», - объясняет Уэст. «Важной частью, которая вдохновила на эту идею, было переделать эту карту с другой точкой посередине».
«Это чрезвычайно умная работа», - говорит Брайан Генслер, профессор Института Данлэпа и автор публикации. «Когда Дженнифер впервые рассказала мне об этом, я подумал, что это слишком, чтобы быть возможным объяснением. Но в конечном итоге она смогла меня убедить. Теперь я с нетерпением жду, как отреагирует остальная часть астрономического сообщества".
Эксперт в области магнетизма в галактиках и межзвездной среде, Уэст с нетерпением ждет новых открытий, связанных с этим исследованием.
«Магнитные поля не существуют изолированно», - говорит она. «Все они должны соединиться друг с другом. Итак, следующий шаг - лучше понять, как это локальное магнитное поле связано как с более крупномасштабным галактическим магнитным полем, так и с более мелкомасштабными магнитными полями нашего Солнца и Земли».
Тем временем Уэст соглашается с тем, что новая модель «туннеля» не только дает новое понимание научному сообществу, но также является новаторской концепцией для всех нас.
Физик количественно оценил количество информации во всей наблюдаемой Вселенной
Пытаясь понять саму природу нашей реальности, у физиков наверняка есть несколько умопомрачительных теорий. Что, если информация является осязаемым и фундаментальным аспектом самой физической реальности — наряду с материей и энергией? Или, что если информация — это пятое состояние материи?
В конце концов, информация — это то, чем измеримо обладает вся материя и энергия. Правила, управляющие их существованием, такие как их масса, скорость или заряд, — это все биты информации, которые они содержат.
Итак, чтобы экспериментально исследовать такую идею, физик Мелвин Вопсон из Портсмутского университета в Великобритании оценил, сколько информации хранит о себе одна элементарная частица, например электрон. Затем он использовал этот расчет для оценки количества информации, содержащейся во всей наблюдаемой Вселенной.
«Впервые такой подход был применен к измерению информационного содержания Вселенной, и он обеспечивает четкое численное обозначение», — говорит Вопсон.
Вопсон подсчитал, что каждая частица в наблюдаемой Вселенной содержит 1,509 бита информации, используя теорию информации Клода Шеннона.
Эта теория связывает энтропию — величину неопределенности в системе — с информацией: информационное содержание сообщения является мерой того, насколько сообщение сокращает неопределенность. Но разные типы сообщений имеют разные значения.
Вопсон применил вычисления информационной энтропии к массе, заряду и спину протонов, нейтронов (и составляющих их кварков) и электронов, чтобы прийти к своей оценке того, сколько информации они содержат.
Затем, используя оценки того, сколько существует этих частиц, он умножил их на всю Вселенную.
Результатом стало число 6, за которым следует ошеломляющие 80 нулей в битах информации, что на самом деле ниже, чем предыдущие оценки. Но Вопсон ожидал этого, учитывая, что прошлые расчеты пытались учесть всю Вселенную, тогда как он ограничил свои вычисления только наблюдаемыми частями — исключая античастицы и силы (например, легкие бозоны).
«Мы рассматривали все бозоны как частицы силы / взаимодействия, ответственные за передачу информации, а не за ее хранение», — пишет Вопсон. «Мы постулируем, что информация может храниться только в частицах, которые стабильны и имеют ненулевую массу покоя, в то время как бозоны, взаимодействия / носители силы могут передавать информацию только через форму волны».
Он также не включил нестабильные частицы или античастицы, поскольку их время жизни чрезвычайно короткое, «поэтому наблюдение возможно только с помощью искусственно созданных экспериментальных условий или теоретически», — пишет он. «Следовательно, их участие в наблюдаемой Вселенной ничтожно, и при экстраполяции способность регистрировать информацию также ничтожна».
«Но важно отметить, что информация также может храниться в других формах, в том числе на поверхности самой пространственно-временной ткани, в соответствии с голографическим принципом».
Идея о том, что информация является физической, существует с 1920-х годов. С тех пор эксперименты продемонстрировали связь между теорией информации и термодинамикой и привели к идее, что Вселенная моделируется в 3D из 2D реальности.
«Эти радикальные теории основаны на том принципе, что информация является физической, информация регистрируется физическими системами, и все физические системы могут регистрировать информацию», — объясняет Вопсон.
Основываясь на расчетах, Вопсон предположил, что информация может быть пятым состоянием материи, наряду с твердым телом, жидкостью, газом и плазмой, и, что еще более важно, эта информация может быть темной материей, за которой охотятся физики.
Новые расчеты могут помочь проверить эти странные и увлекательные гипотезы.
84 миллиона лет назад на Земле изменилось географическое положение северного и южного полюсов
Мы знаем, что истинный полярный сдвиг может наклонять целые планеты и их спутники относительно осей, но не совсем ясно, как часто это происходило с Землей.
Новое исследование представляет доказательства такого события сдвига, которое произошло около 84 миллионов лет назад, когда динозавры еще ходили по Земле.
Исследователи проанализировали образцы известняка из Италии, относящиеся к позднему меловому периоду (от 100,5 до 65,5 миллионов лет назад), в поисках свидетельств сдвигов в магнитной записи, которые указывали бы на возникновение полярного сдвига.
Окаменелости бактерий, застрявшие в породе и образующие цепочки из минерального магнетита, являются одними из самых убедительных доказательств истинного полярного сдвига в позднем меловом периоде.
«Это наблюдение представляет собой самый последний документально подтвержденный крупномасштабный сдвиг оси и ставит под сомнение представление о том, что ось вращения была в значительной степени стабильной в течение последних 100 миллионов лет», — объясняют исследователи в своей статье.
Земля состоит из твердого металлического внутреннего ядра и жидкометаллического внешнего ядра, с твердой мантией и корой (поверхностью), медленно движущейся поверх жидкого металла. Магнитное поле Земли, создаваемое внешним ядром, находит свое отражение в горных породах.
Истинный полярный сдвиг – это существенное смещение географических полюсов, поэтому внешняя оболочка Земли наклоняется. На самом деле ничего не меняется с точки зрения магнитного поля Земли, но движущиеся породы будут показывать разные палеомагнитные данные по мере своего движения.
Эти данные показывают расстояние до Северного и Южного географических полюсов, что позволяет исследователям определить, где на самом деле находятся эти полюса.
«Представьте, что вы смотрите на Землю из космоса», — говорит геолог Джо Киршвинк из Токийского технологического института в Японии. «Истинный полярный сдвиг выглядел бы так, как будто Земля перевернулась на бок, а на самом деле происходит то, что вся скалистая оболочка планеты — твердая мантия и кора — сместилась относительно жидкого внешнего ядра».
Согласно исследованию, около 84 миллионов лет назад полюса сместились на 12 градусов, но вернулся обратно относительно быстро — в течение примерно 5 миллионов лет, что эквивалентно «космическому йо-йо», по словам исследователей.
Работа исследователей (Ross Mitchell)
Это означает, что скалы — и сама Италия — совершили путешествие к экватору, прежде чем повернуть назад. Ученые предполагают, что в настоящее время наблюдается аналогичная тенденция, вызванная изменением климата, влияющим на планету.
Секреты гравитационных волн сверхнизких частот скоро будут раскрыты
Новые методы обнаружения гравитационных волн сверхнизких частот могут быть объединены с другими, менее чувствительными измерениями, для получения новых сведений о развитии ранней Вселенной, согласно исследователям из Бирмингемского университета, Великобритания.
Гравитационные волны – «рябь» эйнштейновского пространства-времени – которые движутся по Вселенной со скоростью света, характеризуются непрерывным спектром длин волн, или частот. Ученые еще не научились идентифицировать гравитационные волны на экстремально низких «наногерцовых» частотах, однако ожидается, что новые подходы, разрабатываемые в настоящее время, позволят вскоре подтвердить первые гравитационно-волновые сигналы на низкой частоте.
Основной метод предполагает использование радиотелескопов для обнаружения гравитационных волн через наблюдения пульсаров – экзотических, мертвых звезд, которые испускают импульсы радиоволн с неизменной регулярностью. Например, исследователи коллаборации NANOGrav производят высокоточные измерения периодов вращения миллисекундных пульсаров – сети лучших «часов», используемых астрономами – расположенных в нашей Галактике. Измерения изменений параметров этой сети пульсаров позволяет отследить влияние гравитационных волн, распространяющихся по Галактике.
Однако вопрос о первоисточнике этого сигнала до сих пор остается дискуссионным. Ученые из Института гравитационно-волновой астрономии Бирмингемского университета считают, что, используя лишь данные по временам прибытия пульсарных сигналов, будет крайне сложно найти ответ на этот вопрос.
Вместо этого в новой статье они высказывают предположение, что объединение этих новых данных с данными наблюдений, проводимых в рамках других проектов, таких как миссия Gaia («Гея») Европейского космического агентства, поможет правильно интерпретировать различные сигналы, относящиеся к самым ранним периодам существования нашей Вселенной.
Основная теория происхождения гравитационных волн сверхнизких частот относит их появление на счет популяции сверхмассивных черных дыр, лежащих в центрах сталкивающихся галактик. При слиянии галактик происходит объединение их центральных сверхмассивных черных дыр, в результате чего формируются двойные черные дыры и генерируются гравитационные волны. В этом случае обнаружение гравитационных волн при помощи измерений параметров сети миллисекундных пульсаров может помочь получить новую ценную информацию об астрофизике «сборки» и роста галактик.
Однако остаются и другие возможности. Наногерцовые гравитационные волны могут рассказать историю «младенчества» нашей Вселенной, то есть эпохи, имевшей место задолго до того, как сформировались галактики и черные дыры. Альтернативная версия предполагала, что гравитационные волны сверхнизких частот могли сформироваться вскоре после Большого взрыва в результате других процессов; так, Вселенная могла пройти через то, что физики называют фазовым переходом при «правильной» температуре.
Главный автор исследования доктор Кристофер Мур (Christopher Moore) сказал: «Первые намеки на обнаружение гравитационно-волнового сигнала при наблюдениях сигнала со стороны сети миллисекундных пульсаров уже были получены коллаборацией NANOGrav, и теперь мы ожидаем, что следующие несколько лет станут «золотым веком» для такого рода научных исследований. Разнообразие возможных объяснений природы этих сигналов завораживает и одновременно пугает. Нам нужен метод, позволяющий отличать друг от друга различные источники такого сигнала. В настоящее время, используя лишь данные наблюдений пульсаров в радиодиапазоне, это очень сложно сделать».
Остатки атмосферы планеты, разрушенной столкновением, обнаружены возле звезды
В молодых планетных системах обычно происходят мощные столкновения, посредством которых молодые планетные тела небольшого размера постепенно объединяются и формируют все более и более крупные планеты. В нашей Солнечной системе Земля и Луна, предположительно, являются продуктами гигантского столкновения такого рода. Астрономы предполагают, что такие столкновения должны быть широко распространены в молодых планетных системах, но их наблюдения в окрестностях иных звезд представляют большую трудность.
В новом исследовании астрономы обнаружили признаки гигантского столкновения, которое произошло в близлежащей звездной системе, находящейся на расстоянии всего лишь 95 световых лет от Земли. Эта звезда, получившая название HD 172555, сформировалась всего лишь 23 миллиона лет назад и, как подозревают ученые, в пыли вокруг этого светила различимы следы недавнего столкновения между планетами.
Эта команда, возглавляемая учеными из Массачусетского технологического института, США, определила, что столкновение, вероятно, произошло между планетой земного типа размером примерно с Землю и меньшим по размерам телом примерно 200 000 лет назад на скоростях порядка 10 километров в секунду.
Проводя радионаблюдения, астрономы обнаружили газ, монооксид углерода, который указывает на то, что такое высокоскоростное столкновение привело к отрыву части атмосферы большей по размерам планеты – высокоэнергетическое событие, которое может объяснить наблюдаемые газ и пыль вокруг звезды.
«В нашем исследовании мы впервые наблюдали атмосферу, потерянную планетой в космос в результате столкновения, в окрестностях звезды», - рассказала главный автор исследования Таяна Шнейдерман (Tajana Schneiderman) из Массачусетского технологического института.
В своей работе Шнейдерман и ее команда обнаружили при помощи радиообсерватории Atacama Large Millimeter Array (ALMA) признаки наличия монооксида углерода в системе звезды HD 172555. Исключив альтернативные версии происхождения данного газа, который легко подвергается фотодиссоциации в окрестностях светила, исследователи пришли к выводу, что этот монооксид углерода образовался в результате столкновения между двумя планетными телами не раньше чем 200 000 лет назад, когда атмосфера большего по размерам тела была рассеяна в космос вблизи звезды.
Моделирование хаотических взаимодействий между тремя черными дырами
Нидерландский студент Аренд Моэрман (Arend Moerman) из Лейденского университета, Нидерланды, защитил свою магистерскую диссертацию на тему хаотических взаимодействий между тремя черными дырами. Это моделирование, которое он осуществил совместно с исследователями из Лейденского и Оксфордского университетов, показывает, что меньшие по массе черные дыры склонны гравитационно выталкивать друг друга в космос, в то время как более тяжелые черные дыры демонстрируют тенденцию к объединению.
Будучи магистрантом Лейденского университета, Аренд Моэрман провел целый год, изучая динамические взаимодействия и столкновения между тремя воображаемыми черными дырами. Взаимодействия между тремя телами, такими как звезды или планеты, или черные дыры, не могут быть описаны одной простой и элегантной формулой. Поэтому Моэрман использовал компьютер, который сначала делает прогноз на относительно небольшой период времени, а затем использует полученный результат, чтобы спрогнозировать более протяженные по времени события.
Этот компьютерный код представляет собой расширенную версию кода, использованного первым автором работы Тьярдой Бокхолтом (Tjarda Boekholt) из Оксфордского университета и соавтором Саймоном Портегиесом Цвартом (Simon Portegies Zwart) из Лейденского университета в 2020 г. и 2018 г. Этот новый, расширенный код учитывает Теорию относительности Эйнштейна. Теорию относительности особенно важно учитывать в случае тяжелых объектов, таких как черные дыры.
Исследователи меняли массы трех взаимодействующих черных дыр. Они начали с одной массы Солнца и довели массу каждого из моделируемых объектов до одного миллиарда масс нашего светила.
Значение примерно в 10 миллионов масс Солнца оказалось критическим. При расчете модели черные дыры массами менее примерно 10 миллионов масс нашей звезды в основном выталкивали друг друга в космос по механизму «гравитационной пращи». Черные дыры массами свыше приблизительно 10 миллионов масс Солнца демонстрировали тенденцию к слиянию. Сначала происходит объединение двух черных дыр. Потом к ним присоединяется третья. Объединение черных дыр происходит потому, что они теряют кинетическую энергию – и именно поэтому наблюдается излучение ими гравитационных волн.
«Работа Аренда, - сказал Саймон Портегиес Цварт. – Дала нам возможность по-новому понять механизм превращения черной дыры звездных масс в сверхмассивную черную дыру. При моделировании мы отметили, что, если черные дыры имеют достаточно большую массу, то их слияние происходит практически сразу, без продолжительных «гравитационных танцев» друг относительно друга».
Два новых субнептуна открыты на орбите вокруг близлежащей звезды
Анализируя данные, собранные при помощи обзора неба TESS-Keck Survey (TKS), международная команда астрономов обнаружила две почти идентичных друг другу экзопланеты класса субнептунов. Эти вновь обнаруженные планеты, получившие обозначения HD 63935 b и HD 63935 c, примерно втрое больше Земли по размерам.
Спутник Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) НАСА производит обзор примерно 200 000 самых ярких звезд, расположенных в окрестностях Солнца, с целью поисков транзитных экзопланет. До настоящего времени с его помощью удалось идентифицировать свыше 4500 экзопланет-кандидатов (TESS Objects of Interest, или TOI), из которых уже подтвержден 161 объект.
В рамках обзора неба TKS группа астрономов под руководством Николаса Скарсдейла (Nicholas Scarsdale) из Калифорнийского университета в Санта-Круз, США, в своей новой работе смогла показать, что вокруг близлежащей яркой звезды солнечного типа, известной как HD 63935, действительно обращаются два субнептуна.
«В настоящем исследовании мы представляем подтверждение двух планет класса субнептунов под названиями HD 63935 b и c», - написали исследователи.
Согласно работе, планета HD 63935 b имеет радиус порядка 2,99 радиуса Земли, в то время как ее масса оценивается примерно в 10,8 массы нашей планеты. Это дает оценку плотности вещества планеты примерно в 2,2 грамма на кубический сантиметр. Планета обращается вокруг звезды HD 63935 с периодом 9,06 суток и имеет равновесную температуру в 911 Кельвинов.
Планета HD 63935 c имеет радиус примерно в 2,9 радиуса Земли, но она более массивна, по сравнению с планетным компаньоном – так, ее масса составляет около 11,1 массы Земли. Отсюда плотность вещества экзопланеты составляет около 2,5 грамма на кубический сантиметр. Орбитальный период планеты HD 63935 c оценивается в 21,4 суток, а равновесная температура – примерно в 684 Кельвина.
Возраст родительской звезды HD 63935 составляет примерно 6,8 миллиарда лет, а ее размер чуть меньше размера Солнца. Радиус светила составляет 0,96 радиуса Солнца, а масса – примерно 0,93 массы нашей звезды. Звезда HD 63935 имеет металличность на уровне 0,07, ее светимость составляет 0,8 светимости Солнца, а эффективная температура оценивается в 5534 Кельвина.
Исследователи отмечают, что эти вновь обнаруженные планеты являются хорошими научными целями для будущих исследований, связанных с наблюдениями атмосфер внесолнечных планет.
Команда межпланетной станции «БепиКоломбо» опубликовали научные данные, собранные во время первого гравитационного маневра у Меркурия. Научные приборы за время сближения оценили состав экзосферы планеты, записали «пение» магнитосферы Меркурия и зафиксировали потоки нейтронов и гамма-квантов с поверхности планеты, сообщается на сайте ESA.
Меркурий — одна из самых малоисследованных планет Солнечной системы. За всю историю космонавтики к нему летали лишь два аппарата, а третья миссия — «БепиКоломбо» — стартовала три года назад. Она состоит из европейского аппарата MPO (Mercury Planetary Orbiter), японского MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter) и перелетного модуля MTM. Ожидается, что в декабре 2025 года аппараты выйдут на рабочие полярные орбиты вокруг Меркурия и начнут изучение его поверхности и внутренней структуры, поищут залежи льда и определят свойства магнитосферы и экзосферы планеты.
1 октября 2021 года аппараты впервые увидели свою цели вблизи, совершив первый из шести гравитационных маневров вблизи Меркурия. Во время сближения 11 из 16 научных приборов на борту «БепиКоломбо» работали, в том числе три, созданные при участии Института космических исследований РАН. Гамма- и нейтронный спектрометр MGNS обнаружил потоки нейтронов и гамма-квантов, рожденных в результате взаимодействия галактических космических лучей с поверхностным слоем грунта планеты, которые похожи на те, что наблюдались аппаратом MESSENGER. Ультрафиолетовый спектрометр PHEBUS обнаружил наличие в экзосфере Меркурия водорода и кальция.
Спектры, полученные прибором PHEBUS. ESA, LATMOS/CNES, IKI/Roscosmos, DESP/JAXA
Данные, полученные акселерометром ISA (Italian Spring Accelerometer), которые регистрировал изменение ускорения аппаратов в гравитационном поле планеты во время пролета, были преобразованы в звук. На аудиозапись также попали моменты, соответствующие вибрации аппаратов, в частности, когда прибор PHEBUS возвращался в исходное положение после наблюдений, а также звуки из-за перепада температур.
Ученые также превратили в звук данные, собранные магнитометром, которые демонстрируют динамику магнитного поля вблизи планеты. Хорошо слышен момент пересечения космическими аппаратами магнитослоя — сильно турбулентной пограничной области, где магнитосфера Меркурия встречается с солнечным ветром.
Ранее мы рассказывали о научных данных, собранных «БепиКоломбо» во время облета Венеры — станция исследовала атмосферу и магнитосферу планеты. О том, какие тайны Меркурия должна раскрыть миссия, можно узнать в нашем материале «На Меркурий за водой».
МОСКВА, 21 окт — РИА Новости. Новые изображения самых маленьких и тусклых галактик, расположенных ближе всего к нам, позволили астрономам восстановить сценарий образования первых звезд и галактических структур в ранней Вселенной. Результаты исследования опубликованы в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Один из самых интересных вопросов, на который астрономы пытаются ответить на протяжении десятилетий, это то, как и когда образовались первые галактики. Одна из гипотез заключается в том, что формирование звезд в ранних галактиках началось в устойчивом темпе, постепенно создавая все более и более массивную систему. Другая предполагает, что это образование было более бурным, но прерывистым, с интенсивными короткоживущими вспышками звездообразования, вызванными такими событиями, как слияния и усиленная аккреция газа.
Британские и испанские астрономы использовали данные космического телескопа "Хаббл" и Большого канарского телескопа (GTC) для выявления в так называемых пограничных полях самых маленьких и слабых галактик в ближайшей Вселенной.
"Формирование галактик можно сравнить с автомобилем, — приводятся в пресс-релизе Ноттингемского университета слова руководителя исследования Пабло Перес-Гонсалеса (Pablo Pérez-González) из Центра астробиологии Испании. — Первые галактики могли иметь "дизельный" двигатель звездообразования, медленно, но непрерывно складывающий новые звезды без особого ускорения и плавно превращающий газ в относительно маленькие звезды в течение длительных периодов времени. Или образование могло быть резким, со вспышками звездообразования, производящими невероятно большие звезды, которые разрушают галактику и заставляют ее прекратить свою активность на время или даже навсегда. Каждый сценарий связан с различными процессами, такими как слияние галактик или влияние сверхмассивных черных дыр, и от этого зависит то, когда и как появились углерод или кислород, необходимые для зарождения жизни".
Для изучения малых галактик исследователи объединили мощь самых передовых телескопов, таких как "Хаббл" и GTC, с "естественными телескопами" — гравитационными линзами. "Некоторые галактики живут большими группами, которые мы называем скоплениями. Они содержат огромное количество массы в форме звезд, газа и темной материи. Их масса настолько велика, что они искривляют пространство-время и действуют как естественные телескопы. Мы называем их гравитационными линзами, и они позволяют нам видеть слабые и далекие галактики с повышенной яркостью и с более высоким пространственным разрешением", — объясняет еще один автор исследования профессор Крис Конселис (Chris Conselice) из Манчестерского университета.
В рамках проекта SHARDS (Survey for high-z Red and Dead Sources) астрономы искали близлежащие аналоги самых первых галактик, сформированных во Вселенной, чтобы их можно было изучить более подробно.
"Наблюдения SHARDS, проведенные с помощью GTC, предоставили самые глубокие данные, когда-либо полученные для карликовых галактик по их эмиссионным линиям, что позволяет нам идентифицировать системы с недавно начавшимся звездообразованием", — отмечает Перес-Гонсалес
Исследование показало, что формирование галактик сопровождается остановками и всплесками активности, за которыми снова следуют затишья, то есть, скорее всего, верна вторая гипотеза. https://ria.ru/20211021/galaktiki-1755467426.html
Шарплесс 308: туманность Дельфин
Авторы и права: Ник Шиманек Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Выдутый быстрым ветром горячей, массивной звезды, этот космический пузырь огромен. Он занесен в каталог как Шарплесс 2-308 и находится на расстоянии около 5 тысяч световых лет в созвездии Большого Пса. Его видимый угловой размер на небе больше диска полной Луны, что соответствует диаметру в 60 световых лет. Массивная звезда, создавшая пузырь, принадлежит к звездам Вольфа-Райе – это яркая звезда около центра туманности. Масса звезд Вольфа-Райе более чем в 20 раз превышает массу Солнца, предполагается, что это короткая стадия эволюции массивных звезд, которая завершается взрывом сверхновой. Быстрый ветер звезды Вольфа-Райе создал туманность, имеющую форму пузыря, выметая медленно двигающееся вещество, сброшенное звездой на более ранних стадиях эволюции. Возраст выдутой ветром туманности – около 70 тысяч лет. Относительно слабое излучение, запечатленное на этом глубоком изображении с помощью узкополосных фильтров, в основном обусловлено свечением ионизованных атомов кислорода, которое показано синим цветом. Из-за формы туманности Шарплесс 2-308 ее часто называют туманностью Дельфин. http://www.astronet.ru/db/msg/1775279
Астрофизики МГУ разработали картину эволюции сверхкомпактных объектов Вселенной
Картина эволюции сверхкомпактных объектов Вселенной, разработанная астрофизиками МГУ, предсказывает новые, ещё не открытые объекты во Вселенной. Работа учёных опубликована в престижном научном журнале New Astronomy Review.
Рисунок 1. «Период-гравимагнитный параметр». Владимир Липунов/МГУ
Чтобы объяснить появление во Вселенной радиопульсаров, поляров, магнитаров, рентгеновских пульсаров и других не объясненных до конца явлений, необходим единый эволюционный подход. Астрофизики МГУ решили посмотреть, как выглядит множество открытых за последние годы новых объектов, и предприняли попытку своего рода «Великого объединения» в мире релятивистских замагниченных звёзд (рисунок 1).
В основу нового подхода был положен теоретический объект "Грави-Магнитный Ротатор» (ГМР), предложенный профессором МГУ Владимиром Липуновым. Это очень простой объект: у него только три параметра - масса (она отвечает за гравитационное взаимодействие), магнитный дипольный момент и скорость вращения вокруг оси (эти два параметра определяют электромагнитную часть взаимодействия ГМР с окружающей плазмой).
Взаимодействие очень сложное. Фактически речь идет об описании электродинамических процессов в падающей под действием гравитационного поля компактной звезды плазмы. То есть возникает сложнейшая магнитогидродинамическая задача в гравитационном поле, не решенная до сих пор! Чтобы понять сложность её, достаточно посмотреть на результаты решения гораздо более простой гидродинамической задачи в гравитационном поле Земли - задачи предсказания погоды (и тем более - изменений климата) теоретическим моделированием.
Именно сложность задачи и многообразие возможных решений, с которыми может сравниться только создание теории реактора термоядерного синтеза – Токомака, - показывает реальное многообразие в поведении ГМР в природе.
«ГМР парадигма позволяет понять эволюцию этих объектов. Вот как на этой диаграмме легко угадывается уже известный научному миру сценарий возникновения миллисекундных радиопульсаров (зеленые точки). Видно, что их множество располагается параллельно линии, вдоль которой вытянутые жёлтые точки - старые нейтронные звёзды рентгеновские барстеры (жёлтые кружочки). Это происходит из-за того, что в процессе аккреции в маломассивных двойных системах красных карликов и нейтронных звезд последние теряют свое магнитное поле и раскручиваются падающим на них веществом до миллисекундных периодов. А когда красный карлик, теряя массу, превращается в планету - темп аккреции уменьшается в десятки миллионов раз, и жёлтые точки почти мгновенно превращаются в зелёные параллельным горизонтальной оси переносом. Там они остаются «навсегда» - ведь магнитного поля у них так мало, что они почти не тормозятся», - рассказал Владимир Липунов, заслуженный профессор МГУ, заведующий Лабораторией космического мониторинга ГАИШ МГУ.
Но диаграмма не только объясняет, но и подсказывает, как обычные радиопульсары (красные точки) затухают, переходя на стадию пропеллера, а некоторые из них – те, что оказались в двойных системах, потом превращаются в рентгеновские пульсары (синие и фиолетовые кружочки).
Рисунок 2. Эволюционные потоки на диаграмме «Период-Гравимагнитный параметр». Владимир Липунов/МГУ
А вот множество магнитаров, которые преподносят сюрпризы, выдавая себя то за гамма-повторители, то за аномальные рентгеновские пульсары, или появляются даже в виде радиовспышек, изображается малиновыми треугольничками.
«Легко заметить, что огибающая этой «малины» параллельна линии Поляров. Но Поляры - это белые карлики, а магнитары - нейтронные звёзды. Но оказывается у этих разных объектов есть общее: обе эти группы являются рекордсменами магнитных полей в своих классах звезд. Авторы работы предложили сценарий образования нейтронных звезд из белых карликов. Дело в том, что белые карлики в двойных системах, как и нейтронные звезды, могут набирать массу (аккреция массы) и в какой-то момент могут превратиться в нейтронные звёзды. Но тогда понятно, почему из самых сильно замагниченных белых карликов могут появиться и магнитары!» - добавил Владимир Липунов.
Авторы провели популяционный синтез этого превращения в природе (с помощью спецпакета программ «Машина Сценариев») и показали, что рассмотренный сценарий представляет собой реальную эволюционную веточку образования магнитаров.
Таким образом, дана интерпретация многим проявлениям нейтронных звёзд и белых карликов. Найдены дополнительные возможности образования магнитаров в областях со слабым или нулевым звездообразованием.
Атомные часы измерили, как общая теория относительности искажает время на миллиметр
Рекордный результат показывает невероятную точность, достижимую атомными часами, - пишет sciencenews.org.
Часы на разной высоте тикают с разной скоростью. Атомные часы теперь показали эту ключевую особенность общей теории относительности в масштабе миллиметра. Миллиметр может показаться не таким уж большим. Но даже такое маленькое расстояние может изменить течение времени.
Согласно общей теории относительности Эйнштейна, часы идут тем быстрее, чем дальше они находятся от Земли или другого массивного объекта. Теоретически это должно быть справедливо даже для очень небольшой разницы в высоте часов. Теперь невероятно чувствительные атомные часы заметили это ускорение на миллиметровом образце атомов, обнаружив эффект при меньшей разнице высот, чем когда-либо прежде. Как сообщают исследователи 24 сентября на arXiv.org, время движется немного быстрее в верхней части этой выборки, чем в нижней.
«Это фантастика, - говорит физик-теоретик Марианна Сафронова из Делавэрского университета в Ньюарке, которая не принимала участия в исследовании. - Я думал, что до этого момента потребуется гораздо больше времени». Чрезвычайная точность измерения атомных часов предполагает возможность использования чувствительных часов для проверки других фундаментальных концепций физики.
Врожденное свойство атомов позволяет ученым использовать их в качестве часов. Атомы существуют на разных уровнях энергии, и определенная частота света заставляет их прыгать с одного уровня на другой. Эта частота - частота колебаний световых волн - служит той же цели, что и секундная стрелка часов, которая регулярно тикает. Для атомов, находящихся дальше от земли, время бежит быстрее, поэтому для скачка энергии потребуется более высокая частота света. Ранее ученые измерили этот частотный сдвиг, известный как гравитационное красное смещение, на разнице высот в 33 сантиметра.
В новом исследовании физик Джун Йе из JILA в Боулдере, штат Колорадо, и его коллеги использовали часы, состоящие примерно из 100 000 ультрахолодных атомов стронция. Эти атомы были расположены в решетке – то есть атомы располагались на разной высоте, как если бы они стояли на ступенях лестницы. Картирование того, как частота изменилась на этих высотах, выявило сдвиг. После корректировки негравитационных эффектов, которые могут сдвигать частоту, частота часов изменилась примерно на одну сотую квадриллионной доли процента на миллиметр - как раз на величину, ожидаемую в соответствии с общей теорией относительности.
Более того, после сбора данных в течение примерно 90 часов и сравнения тиканья верхней и нижней части часов ученые определили, что их метод может измерять относительную скорость тикания с точностью до 0,76 миллионной триллионной доли процента. Это делает его рекордом для самого точного сравнения частот из когда-либо проводившихся.
В похожем исследовании, также представленном 24 сентября на arXiv.org, другая группа исследователей загрузила атомы стронция в определенные части решетки, чтобы создать шесть часов в одном. «То, что они сделали, тоже очень увлекательно», - говорит Сафронова.
Шимон Колковиц из Университета Висконсин-Мэдисон и его коллеги измерили относительную скорость тикания двух часов, разделенных примерно шестью миллиметрами, с точностью 8,9 миллионных триллионных долей процента, что само по себе было бы новым рекордом, если бы это не было использовано группой Йе. Обладая такой чувствительностью, ученые могли обнаружить разницу между двумя часами, идущими с такой незначительной разницей, что они разошлись бы всего на одну секунду примерно через 300 миллиардов лет. Часы Йе могут обнаружить еще меньшее расхождение между двумя половинами часов в одну секунду, накопленными примерно за 4 триллиона лет. Хотя команда Колковица еще не измерила гравитационное красное смещение, эту установку можно было бы использовать для этого в будущем.
«Точность измерений намекает на будущие возможности, - говорит физик-теоретик Виктор Фламбаум из Университета Нового Южного Уэльса в Сиднее. Например, «атомные часы теперь настолько точны, что их можно использовать для поиска темной материи», - говорит он. Эта незаметная, неопознанная субстанция незримо скрывается в космосе; определенные гипотетические типы темной материи могут изменять ход часов. Ученые также могли сравнивать атомные часы, сделанные из разных изотопов - атомов с различным количеством нейтронов в ядрах, - что может указывать на неоткрытые новые частицы. А атомные часы могут изучать, могут ли фундаментальные константы природы меняться.
Возможность точно сравнивать разные часы также важна для основной цели хронометража: обновления определения секунды. Продолжительность секунды в настоящее время определяется с использованием атомных часов более раннего поколения, которые не так точны, как более новые, подобные тем, которые используются в двух новых исследованиях.
«У часов очень светлое будущее», - говорит Сафронова.
Что мы узнали о Марсе в тридцать пятый марсианский год
19 октября 2021 года исполнилось 5 лет с момента, как марсианская межпланетная станция TGO российско-европейской миссии «ЭкзоМарс-2016» (проект «ЭкзоМарс»/ExoMars) вышла на орбиту вокруг Марса. На борту TGO установлено четыре научных прибора: два российских и два европейских. Если суммировать все результаты, которые были получены за время их работы, то можно сказать, что с прилетом TGO в изучении Марса произошел слом парадигмы.
В первую очередь это касается марсианского климата и погоды. Возможно, что ещё в относительно недавнем прошлом на Марсе было больше воды, чем предполагали до сих пор. Однако вопрос жизни на Красной планете, увы, до сих пор решается, скорее, в отрицательную сторону, хотя и здесь остаётся место для некоторых загадок.
В научный комплекс аппарата TGO (сокращение от Trace Gas Orbiter, «орбитальный аппарат для исследования малых составляющих атмосферы») входит два спектрометрических комплекса: российский ACS и бельгийский NOMAD. Их главная задача — поиски малых газовых составляющих атмосферы Марса, то есть веществ, доля которых не превышает 1%, а также изучение аэрозольных частиц.
В состав российского комплекса ACS входят три спектрометра, работающих в разных участках инфракрасного спектра. Их отличают рекордное спектральное разрешение и хорошая чувствительность — комплекс ACS способен регистрировать газовые составляющие, концентрация которых не превышает нескольких десятков частиц на триллион в единице объёма.
Состав марсианской атмосферы кажется простым. 95% составляет углекислый газ CO2, далее азот (около 3%), аргон (менее 2%) и так называемые «малые составляющие» (общая доля менее 1%). В их числе — водяной пар, кислород, озон и другие вещества. Именно они представляют особый интерес, поскольку есть надежда, что среди них можно обнаружить и биомаркеры — газы, которые могут свидетельствовать о наличии жизни.
Впрочем, хотя вопрос жизни на Марсе остается в повестке дня, но в последние месяцы внимание исследователей переключилось на проблемы химии марсианской атмосферы. Как выяснилось, имеющиеся на сегодня модели не объясняют ту картину происходящего, которая реально наблюдается на Марсе. Детали этой картины мы собираем сейчас.
МЕТАН, ЭТАН, ЭТИЛЕН, ФОСФИН…
Что объединяет все названные соединения? Ответ — все они в настоящее время считаются возможными признаками биологической активности. В марте, мае и июне 2021 года в научных журналах были опубликованы три статьи, посвященные поиску этих газов на Марсе. На первом месте, конечно, по-прежнему остаётся метан.
Поиски метана — одна из основных задач спектрометра ACS. Уже в 2018 году, почти сразу после начала штатной работы, стало понятно, что метана в атмосфере Марса на порядки меньше, чем предполагалось на основе наземных наблюдений, — не более 50 частиц на триллион в единице объёма (или 0,05 частицы на миллиард, parts per billon by volume, ppbv). Этот результат был обнародован в 2019 году, после тщательных проверок.
В новой статье, вышедшей в июне 2021 года в журнале Astronomy&Astrophysics, эти оценки были ещё более ужесточены. Исследователи Франк Монмессан (Franck Montmessin, лаборатория LATMOS, Франция) и Олег Кораблёв (ИКИ РАН, Россия) и их соавторы обработали данные ACS за полтора марсианских года (примерно 2,7 земных года) — 34-й и 35-й в марсианском исчислении (MY34 и MY35). Как и ранее (в статье Кораблева и др., опубликованной в журнале Nature в 2019 году), следов метана в спектрах TGO обнаружено не было. Более того, верхний предел был улучшен, т.е. установлено, что концентрация метана в атмосфере не превышает 0,02 ppbv с вероятностью 99%.
Эти измерения вновь вступают в противоречие с тем фактом, что американский марсоход Curiosity регистрирует метан в концентрациях на порядки более высоких — до 19 ppbv, а в среднем не менее 0,2–0,5 ppbv. Однако если Curiosity работает у самой поверхности, то ACS наблюдает атмосферу, начиная с нескольких километров над ней. Таким образом, можно «примирить» результаты двух аппаратов, если предположить, что метан в нижней атмосфере немедленно разрушается или попадает в некую «ловушку» и не поднимается в верхние слои. Однако пока нет предположений о том, какой процесс мог бы так быстро разрушить метан или «изолировать» его от остальной атмосферы.
Примерно то же можно сказать о фосфине, который стал считаться потенциальным биомаркером относительно недавно. ACS не обнаружил полос поглощения фосфина. Его содержание в атмосфере не превышает 0.1–0.6 ppbv. Уточним, что речь идёт не о реальных наблюдаемых «следах» вещества, а о том, какая чувствительность нужна приборам следующих аппаратов, чтобы уловить эти газы, — если, конечно, они есть.
Статья с этим результатом была опубликована в журнале Astronomy&Astrophysics в мае 2021 года; её первые авторы — Кевин Олсен (Kevin Olsen, Оксфордский университет, Великобритания) и Александр Трохимовский (ИКИ РАН).
СОЛЯНАЯ КИСЛОТА ИЗ МАРСИАНСКОЙ СОЛИ
Если в наличии метана на Марсе до начала работы TGO были практически уверены и ожидали только неизбежного подтверждения, то о том, что в атмосфере планеты есть хлороводород (HCl, фактически, соляная кислота), такой убежденности не было. Предполагалось, что он существует, но экспериментально его обнаружить до ACS не удавалось. Дело было, опять же, в малой концентрации — как показывали первые оценки, его концентрации не должны были превышать 0.2–0.3 ppbv.
В феврале этого года в журнале Science Advances была опубликована статья (первый автор — Олег Кораблев) об обнаружении хлороводорода (HCl) в атмосфере Марса. Открытие сделал российский спектрометр ACS. По данным измерений, хлороводород появился в атмосфере во время глобальной пылевой бури, которые происходят на Марсе раз в несколько лет, и постепенно исчез после её окончания. Наблюдения относятся к 34 марсианскому году (MY34). Его содержание, по этим данным, колебалось в пределах 1–4 ppbv. И, в отличие от фосфина, это реальное содержание: в спектрах, которые получает ACS, полосы поглощения HCl были обнаружены с высокой достоверностью.
Возникло резонное предположение, что образование HCl связано именно с наличием большого числа аэрозолей, поднятого ветрами с поверхности. Однако коллектив исследователей прибора ACS решил уточнить эту гипотезу: в мартовской статье в журнале Astronomy&Astrophysics опубликована статья Кевина Олсена, Александра Трохимовского и их коллег о появлении хлороводорода в следующий, 35 марсианский год (MY35) — хотя глобальной пылевой бури в этот год не было.
Абсолютные значения содержания HCl для обоих лет очень близки — 0.1–6 ppbv. Таким образом, авторы предполагают, что не пылевая буря, а скорее «пылевой сезон» (время, когда количество пыли в атмосфере максимально, в данном случае лето в южном полушарии) является причиной образования хлороводорода.
При этом механизм появления и быстрого исчезновения этого газа пока не до конца ясен. Можно поспекулировать, и обе статьи рассматривают такую гипотезу, что HCl или хотя бы его часть попадает в атмосферу из недр планеты, в результате вулканических процессов. Несколько раз ACS обнаруживал этот газ в спокойный сезон лета в северном полушарии, когда в атмосфере почти нет пыли.
Еще одна статья Александра Трохимовского и его коллег, опубликованная в том же журнале в июле, посвящена исследованию изотопного состава хлора в атмосферном хлороводороде: H35Cl и H37Cl.
Большинство марсианских газов существенно обогащены тяжелыми изотопами вследствие многолетней потери Марсом своей атмосферы. Однако именно для хлороводорода было определено, что его изотопное отношение почти соответствует земному. Скорее всего, это значит, что наблюдаемый хлороводород и в частности хлор в его составе не участвуют в долгосрочных процессах обмена между поверхностью и атмосферой — иными словами, хлор более или менее «заперт» в нижних слоях атмосферы Марса.
ВОДА УЛЕТАЕТ И ОСТАЁТСЯ, НО ТЯЖЁЛАЯ
В отличие от хлора, изотопный состав водорода (H) в марсианской атмосфере отличается от земного. На Марсе в пять раз больше дейтерия (D) — «тяжелого» водорода, ядро которого, кроме одного протона, содержит ещё один нейтрон, — чем на Земле.
Знание этого факта помогает оценить количество воды, которую потерял Марс за время своей истории. Основной «поставщик» водорода в атмосферу — молекулы воды H2O. Поскольку, в отличие от Земли, на Марсе вода довольно активно уходит через атмосферу в космос, то, если знать темп потерь, можно восстановить цепочку «назад» и понять, сколько воды было в начале.
Если говорить грубо, то надо понять, насколько быстро молекула воды, попав в верхние слои атмосферы, распадется на ионы, которые либо покинут тем или иным образом атмосферу, либо свяжутся с каким-то другим веществом и останутся на планете.
Можно предположить, что первоначально, в момент образования планет, марсианское соотношение D/H было похожим на земное. Но «легкий» водород улетучивается быстрее, чем тяжелый, поэтому за сотни миллионов лет это соотношение изменилось до того показателя, который мы наблюдаем сегодня.
Предполагалось, что этот процесс определяется двумя механизмами. Первый — конденсация, то есть переход атмосферной воды из газообразного состояния в ледяное, образование «снежных» облаков. Второй — фотолиз, то есть распад молекул на ион водорода H и радикал OH под действием солнечного ультрафиолетового излучения. Проблема, над которой исследователи работают прямо сейчас, — как работают эти механизмы, каков результат их «действия», если измерять его в количестве «потерянной» воды и изменения показателя D/H.
В июне 2021 года в журнале Nature Astronomy была опубликована статья, представляющая результаты измерений концентрации воды (H20) и тяжелой воды (HDO, где один из атомов водорода заменен на атом дейтерия) на Марсе в зависимости от высоты над поверхностью.
Её авторы Хуан Олдей (Juan Alday, университет Оксфорда, Великобритания), Александр Трохимовский (ИКИ РАН) и их коллеги, в том числе из лаборатории LATMOS, сопоставили полученные ACS данные с предполагаемым темпом фотолиза и пришли к выводу, что для образования ионов водорода в атмосфере наиболее важен именно механизм фотолиза. Кроме этого, оказалось, что в его ходе атомы водорода образуются в большем количестве, чем атомы дейтерия (ранее полагали, что для «разделения» водорода и дейтерия в атмосфере важнее конденсация).
Второй результат ACS, описанный в статье Дениса Беляева (ИКИ РАН) и его коллег (вышла в мае 2021 года в журнале Geophysical Research Letters), основан на наблюдениях за концентрацией водяного пара на высотах 100–120 км над поверхностью. Ранее этот слой (мезосфера и верхняя мезосфера) при изучении распределения воды не исследовался.
Согласно новым результатам, максимальная концентрация молекул водяного пара H2O составила 10–50 частиц на миллион в единице объёма (ppmv) во время глобальной пылевой бури 34 марсианского года, а также во время двухлетних солнцестояний в южном полушарии — MY34 и MY35 (в другие периоды максимальные значения на этих высотах были значительно ниже и не достигали 2 ppmv).
Как уже говорилось выше, в 35 марсианском году глобальной пылевой бури не было. Но молекулы воды тем не менее достигали таких высот, где их уже свободно мог разрушать солнечный ультрафиолет. Таким образом, очень вероятно, что именно смена сезонов — наступление южного лета, а не только пылевые бури, усиливает темпы потери воды.
Этот фактор раньше недооценивали: считалось, что «всплески» потерь приходятся именно на глобальные пылевые бури, тогда как в другое время вода «улетучивается» более или менее ровным темпом. Но марсианская атмосфера оказывается гораздо более динамичной. В добавление к глобальным пылевым бурям важную роль в ней играют и региональные. В статье, вышедшей в августе в журнале Nature Astronomy, были собраны данные с трех искусственных спутников Марса, в том числе и от эксперимента ACS/TGO, по количеству пыли, температуре, концентрации льда, водяного пара и водорода в атмосфере Марса во время региональной пылевой бури (лето в южном полушарии MY34, январь—февраль 2019 года на Земле). Как показал их анализ, темпы потерь водорода в это время могут увеличиваться в 5–10 раз. А поскольку региональные пылевые бури происходят практически каждый год, то их вклад в эволюцию марсианской атмосферы может быть весьма значительным.
TGO И ГОДЫ НА МАРСЕ
Сопоставление наблюдаемых сезонов в Южном полушарии Марса с земным календарем. Ls — долгота Солнца; отсчитывается в градусах по орбите Марса от 0 до 360, где 0 — точка весеннего равноденствия в Северном полушарии (т.е. осеннего равноденствия в Южном).
Марсианские годы отсчитываются от земного 11 апреля 1955 года — Ls 0, момента весеннего равноденствия в Северном полушарии. При этом, поскольку орбита Марса довольно вытянутая, сезоны различаются по длине — северные весна и лето короче, чем южные.
Перевести земное время в марсианское можно, используя, например, веб-сервер The Mars Climate Database Projects. Кстати, сейчас (октябрь 2021 года) в Южном полушарии Марса стоит глубокая зима 36 марсианского года.
***
Проект «ЭкзоМарс» — совместный проект Роскосмоса и Европейского космического агентства.
Проект реализуется в два этапа. Первая миссия с запуском в 2016 году включает два космических аппарата: орбитальный Trace Gas Orbiter (TGO) для наблюдений атмосферы и поверхности планеты и посадочный модуль «Скиапарелли» (Schiaparelli) для отработки технологий посадки.
Научные задачи аппарата TGO — регистрация малых составляющих марсианской атмосферы, в том числе метана, картирование распространенности воды в верхнем слое грунта с высоким пространственным разрешением порядка десятков км, стереосъёмка поверхности. На аппарате установлены два прибора, созданные в России: спектрометрический комплекс АЦС (ACS — Atmospheric Chemistry Suit, Комплекс для изучения химии атмосферы) и нейтронный телескоп высокого разрешения ФРЕНД (FREND, Fine-Resolution Epithermal Neutron Detector). Также Россия предоставляет для запуска ракету-носитель «Протон» с разгонным блоком «Бриз-М».
Второй этап проекта (запуск 2022 г.) предусматривает доставку на поверхность Марса российской посадочной платформы «Казачок» с европейским автоматическим марсоходом «Розалинд Франклин» (Rosalind Franklin) на борту. Россия предоставляет для запуска ракету-носитель «Протон-М» с разгонным блоком «Бриз-М».
В рамках обоих этапов в России создаётся объединенный с ЕКА наземный научный комплекс проекта «ЭкзоМарс» для приёма, архивирования и обработки научной информации.
Все планеты солнечной системы вращаются вокруг Солнца более или менее в одной плоскости. По сравнению с орбитой Земли, которая определяет плоскость нулевого градуса, орбитой с наибольшим углом является орбита Меркурия, наклон которой составляет 7 градусов (угол орбиты карликовой планеты Плутон составляет 17,2 градуса). Орбитальные характеристики планет устанавливаются по мере рассеивания протопланетного диска из газа и пыли, а также по мере того, как молодые планеты мигрируют в диске в ответ на их взаимное гравитационное воздействие, а также воздействие материала в диске. Поэтому астрономы признают, что орбитальный облик планетной системы отражает ее эволюционную историю.
Планетная система TRAPPIST-1 состоит из семи планет размером с Землю, вращающихся вокруг небольшой звезды (масса всего 0,09 солнечной массы) примерно в сорока световых годах от нас. Впервые система была обнаружена телескопами, а последующие наблюдения проводились с помощью камеры IRAC на Spitzer и миссии K2. К настоящему времени исследователи определили массы планет с точностью от 5 до 12% и уточнили другие свойства системы. Примечательно, что эта система на сегодняшний день является самой плоской из известных: ее разброс наклона орбит составляет всего 0,072 градуса. Эта крайняя плоскостность потенциально является очень важным ограничением для формирования и эволюции системы. Система также очень компактна, самая удаленная из ее семи планет вращается всего в 0,06 астрономических единиц от звезды (в нашей солнечной системе Меркурий вращается более чем в пять раз дальше). В такой плотно упакованной конфигурации взаимное гравитационное притяжение планет будет серьезно влиять на такие детали, как наклон орбиты.
Астрономы CfA Мэтью Хейзинг, Димитар Сасселов, Ларс Хернквист и Ана Луиза Тио Хамфри использовали 3D-компьютерное моделирование газового диска и планет для изучения ряда возможных моделей формирования, включая те, которые были предложены в предыдущих исследованиях. Зная, что газообразный протозвездный диск влияет на миграционные свойства планет, ученые также были заинтересованы в изучении того, какой могла быть минимальная масса диска для системы TRAPPIST-1. Они адаптировали компьютерный код AREPO, который в прошлом успешно использовался главным образом для космологического моделирования.
Астрономы пришли к выводу, что в соответствии с некоторыми более ранними предположениями, семь планет, вероятно, сформировались последовательно, каждая из которых первоначально находилась на расстоянии от звезды, где температура падает настолько, чтобы вода могла замерзнуть, а затем мигрирует внутрь, медленно увеличиваясь по пути и останавливаясь, когда на ее орбиту соответствующим образом влияет присутствие других планет. Требуется лишь небольшая масса диска, около 0,04 массы Солнца, и при этом модели также учитывают распределение вещества внутри диска. Новая работа демонстрирует, как моделирование планетных систем может быть использовано для вывода замечательных деталей о том, как они формировались и развивались. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1019103158
«Хаббл» запечатлел гибель обреченной звезды на беспрецедентно раннем этапе*
Подобно свидетелю жестокого убийства, космический телескоп Hubble («Хаббл») НАСА/ЕКА недавно дал астрономам возможность наблюдать беспрецедентно ранние этапы катастрофической гибели звезды. Данные, полученные при помощи «Хаббла», совместно с другими наблюдениями этой обреченной звезды из космоса и с поверхности Земли могут дать астрономам возможность разработать систему раннего предупреждения о взрывах других звезд.
«Мы привыкли говорить о сверхновых так, словно мы находимся на месте уже произошедшего ранее преступления и пытаемся путем логических рассуждений понять, что же случилось со звездой, - объяснил Райан Фоли (Ryan Foley) из Калифорнийского университета в Санта-Круз, США, руководитель группы, совершившей это открытие. – Здесь мы столкнулись с другой ситуацией, поскольку мы знаем, что происходит на самом деле, и видим разворачивающуюся перед нами в реальном времени картину гибели звезды».
Эта сверхновая под названием SN 2020fqv расположена в комплексе взаимодействующих «галактик-бабочек», расположенных на расстоянии около 60 миллионов световых лет от нас в направлении созвездия Девы. Она была открыта в апреле 2020 г. при помощи комплекса Zwicky Transient Facility, находящегося в Паломарской обсерватории в Сан-Диего, штат Калифорния, США. После ее открытия астрономы поняли, что эта сверхновая одновременно наблюдалась при помощи спутника Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) НАСА, предназначенного, в первую очередь, для поисков транзитных экзопланет, но позволяющего также обнаруживать ряд других космических объектов. Исследователи быстро направили на эту звезду космический телескоп Hubble и комплекс наземных обсерваторий.
Вместе эти наблюдения позволили впервые сформировать цельное представление о звезде, находящейся на одном из самых ранних этапов разрушения. «Хаббл» позволил изучить материал, расположенный очень близко к звезде, спустя всего лишь несколько часов после взрыва. Данный материал был извергнут звездой в течение последнего года её жизненного цикла. Эти наблюдения позволили астрономам понять, что происходило со звездой перед вспышкой сверхновой.
«Мы редко получаем шанс изучить этот околозвездный материал с близкого расстояния, поскольку он остается видимым на протяжении очень небольшого промежутка времени, а мы обычно не имеем возможности наблюдать сверхновую на протяжении по крайней мере нескольких суток после взрыва, - объяснил Самапорн Тиньянонт (Samaporn Tinyanont), главный автор нового исследования. – Но в случае этой сверхновой мы смогли произвести сверхбыстрые наблюдения при помощи «Хаббла», что дало беспрецедентную возможность наблюдать непосредственные окрестности взорвавшейся звезды».
Тиньянонт и Фоли назвали объект SN 2020fqv «розеттским камнем» среди сверхновых. Древний артефакт под названием «розеттский камень», на котором было нанесено одно и то же послание на трех разных языках, помог экспертам в своей время прочитать египетские иероглифы.
В случае этой сверхновой научная группа использовала три разных метода для определения массы взрывающейся звезды. Во-первых, исследователи сравнили свойства и эволюцию сверхновой с теоретическими моделями; во-вторых, они использовали информацию, полученную с архивных снимков этой звезды, сделанных при помощи «Хаббла» в 1997 г.; наконец, они провели наблюдения для прямых измерений количества кислорода, связанного с этой сверхновой, что также дало возможность оценить массу этой звезды. Все три метода дали одну и ту же оценку массы звезды, давшей начало сверхновой – примерно 14-15 масс Солнца, указали авторы.
Астрономы подтвердили столкновение двух экзопланет 200 тысяч лет назад*
NASA / JPL-Caltech
Наземный радиотелескоп ALMA нашел доказательства того, что в молодой звездной системе HD 172555 около 200 тысяч лет назад столкнулись две экзопланеты земного типа. Это привело к образованию обломков и пыли, кроме того, у одной из экзопланет могла быть сорвана атмосфера, обогатившая околозвездную среду угарным газом. Статья опубликована в журнале Nature.
Модели формирования планет земной группы предсказывают, что на заключительных стадиях процесса, длящихся десятки миллионов лет после распада протопланетного диска, часто происходят столкновения планет друг с другом. Предполагается, что именно благодаря таким катаклизмам планеты, подобные молодой Земле, вырастают до своих конечных размеров, в частности ударная теория рассматривается в качестве одной из основных версий образования Земли и Луны. При этом предсказывается, что в результате столкновений будет образовываться множество обломков и на данный момент наиболее убедительным случаем их наблюдений является система звезды А-типа HD 172555, расположенная на расстоянии 95 световых лет от Солнца.
Возраст системы составляет 23 миллиона лет, более ранние наблюдения за ней выявили большие количества теплой пыли с необычно крутым распределением по размерам, в частности переизбытком пылинок субмикрометровых размеров, и нетипичным составом, который включает в себя тектиты, обсидиан и монооксид кремния. Все это по мнению ученых можно объяснить мощным столкновением двух крупных объектов или массивным поясом астероидов.
Группа астрономов во главе с Тайаной Шнайдерман (Tajana Schneiderman) из Массачусетского технологического института опубликовала результаты анализа данных наблюдений за HD 172555 при помощи наземной системы радиотелескопов ALMA (Atacama Large Millimeter / submillimeter Array), чтобы узнать больше о свойствах этой системы.
Излучение пыли и газа наблюдается в пределах 15 астрономических единиц от звезды, при этом область, где регистрируется излучение угарного газа (СО) представляет кольцо, радиусом около 7,5 астрономических единиц и шириной около 3,3 астрономических единиц. Масса СО оценена в (1,4 ± 0,3)×10-5 масс Солнца при условии, что температура газа составляет 169 кельвин.
Угарный газ в околозвездной среде будет подвергаться фотодиссоциации под действием ультрафиолетового излучения, поэтому обнаружение этого легколетучего газа в области, соответствующей по тепловым условиям Главному поясу астероидов в Солнечной системе должно объясняться недавно действовавшим механизмом генерации или пополнения запасов CO в системе. Таких механизмов может быть четыре: остатки газа и пыли от изначального протопланетного диска, столкновение тел внутри пояса астероидов, транспорт СО из внешних областей системы, подобных Поясу Койпера, внутрь нее или событие гигантского столкновения тел размером с планету.
Ученые пришли к выводу, что наиболее убедителен сценарий гигантского столкновения двух планет, сопоставимых по размеру с Землей и общей массой восемь масс Земли, которое произошло не менее 200 тысяч лет назад. При этом, во время столкновения у одной из планет могло быть сорвано до 60 процентов газовой оболочки, содержащей CO2, который в дальнейшем был преобразован в CO. Для более легких атмосфер, в которых преобладает молекулярный водород, или для более (менее) массивных планет процент удаленной газовой оболочки может меняться в зависимости от содержания CO и/или CO2.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы впервые увидели пылевой диск вокруг протопланеты и как метеорит из Сахары оказался фрагментом коры протопланеты.
Пояснение: Поле зрения этого замечательного изображения охватывает на небе область размером больше 2 градусов, что соответствует четырем дискам полной Луны, оно заполнено звездами из созвездия Тельца. Выше и правее центра картинки можно заметить слабое размытое красноватое пятнышко – это Мессье 1 (M1), известная также как Крабовидная туманность. M1 – первый объект в знаменитом каталоге не комет, составленном охотником за кометами 18-го века Шарлем Мессье. Однако на этом снимке, сделанном 11 октября, присутствует комета. Ниже и левее центра видны слабая зеленоватая кома и пылевой хвост периодической кометы 67P Чурюмова- Герасименко, известной также как комета Розетты. В 21 веке она стала последним пристанищем для роботов с планеты Земля. Комета Розетты сейчас возвращается во внутренние области Солнечной системы, она направляется к точке перигея – самому тесному сближению с Солнцем, которое произойдет 2 ноября. Комета слишком тусклая, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом. Ее наибольшее сближение с Землей произойдет 12 ноября. http://www.astronet.ru/db/msg/1775768
Физикам удалось воспроизвести процессы происходящие при взрыве Сверхновой
Впервые физики смогли напрямую измерить один из способов, с помощью которых взрывающиеся звезды создают самые тяжелые элементы во Вселенной.
Исследовав ускоренный пучок радиоактивных ионов, группа под руководством физика Гэвина Лотея из Университета Суррея в Великобритании наблюдала процесс захвата протона, процесс который происходит в сверхновых при коллапсе ядра.
Теперь ученые не только в деталях увидели, как это происходит, но и измерения позволяют нам лучше понять образование и распространенность загадочных изотопов, называемых p-ядрами.
На самом базовом уровне звезды можно рассматривать как фабрики элементов Вселенной. Пока звезды не родились и не начали термоядерные реакции в своих ядрах, Вселенная была супом, состоящим в основном из водорода и гелия. Звездный ядерный синтез начал наполнять космос более тяжелыми элементами, от углерода до железа для самых массивных звезд.
Вот тут-то и возникает загвоздка слияния ядер. Тепло и энергия, необходимые для производства железа путем синтеза, превышают энергию, генерируемую процессом, что приводит к падению температуры ядра, что, в свою очередь, приводит к гибели звезды в невероятном взрыве — сверхновой.
Именно здесь, по мнению физиков, рождаются еще более тяжелые элементы. Взрыв настолько силен, что атомы, сталкиваясь с силой, могут захватывать компоненты друг друга. Это не обязательно должна быть сверхновая (были обнаружены тяжелые элементы, образующиеся при столкновении двух нейтронных звезд), но принцип тот же. Колоссальный космический взрыв = энергия, достаточная для создания элементов.
30 или около того встречающихся в природе изотопов тяжелых элементов составляют около 1 процента тяжелых элементов, наблюдаемых в нашей Солнечной системе, и их образование остается загадкой.
Изотопы — это формы одного и того же элемента, которые различаются атомной массой, обычно из-за разного количества нейтронов в ядре, в то время как количество протонов остается неизменным. Р-ядра — это изотопы с дефицитом нейтронов, но богатые протонами.
В настоящее время предпочтительной моделью является гамма-процесс, в котором атомы захватывают свободные протоны во время энергетического события. Поскольку химический элемент определяется числом протонов, этот процесс преобразовал бы элемент в следующий в периодической таблице, что привело бы к изотопу с низким содержанием нейтронов.
Наблюдения были получены с использованием изотопного сепаратора и ускорителя II в Национальной лаборатории TRIUMF в Канаде для получения пучка заряженных радиоактивных атомов рубидия-83. Спектрометр с подавлением гамма-излучения и масс-спектрометр с электромагнитным масс-анализатором TRIUMF-ISAC использовались для регистрации и наблюдения процессов, происходящих в пучке.
По словам исследователей, результаты показали, что образование p-ядра стронция-84 соответствует гамма-процессу. Они обнаружили, что скорость термоядерной реакции была ниже, чем предсказывали теоретические модели, что привело к образованию стронция-84.
Ориентация самцов мышей в пространстве после пребывания «в космосе» ухудшилась
Команда исследователей, работающая в разных научных центрах, расположенных на территории г. Сан-Франциско, США, и пригорода, нашла, что самцы мышей, подвергнутые воздействию излучения, аналогичного излучению, воздействующему на астронавтов в ходе продолжительных космических миссией, испытывали проблемы с пространственным обучением спустя несколько месяцев после прекращения воздействия. В своей работе группа описывает свои тесты, их влияние на организм мышей и возможные способы сокращения урона, наносимого этим негативным воздействием.
Если человечество не откажется от намерения колонизировать Луну или отправиться на Марс, то ученым нужно будет найти способ защиты организма от галактического космического излучения. Некоторые исследования показали, что такие излучения могут оказывать негативное влияние на центральную нервную систему. В этой новой работе исследователи подвергли лабораторных мышей воздействию условий, аналогичных условиям, в которых пребывают астронавты, находящиеся в космосе за пределами земной орбиты, и затем протестировали через определенное время их когнитивные функции, чтобы оценить негативное влияние излучения на мозг подопытных животных. В ходе одного из таких испытаний исследователи учили мышей находить платформу, расположенную под слоем непрозрачной жидкости, используя для этого инструкции, которые были даны животным перед сеансом облучения их аналогами галактических космических лучей, а затем проверяли через определенное время способность мышей обнаруживать платформу. Этот тест является стандартом при определении способности к пространственному обучению.
Результаты показали, что самцы мышей делали в целом больше ошибок, по сравнению с контрольной группой, после снятия воздействия излучения, в то время как для группы самок мышей такой тенденции не наблюдалось. Более обширное тестирование показало, что это ухудшение когнитивных функций было, вероятно, связано с активацией иммунной системы в мозгу. В ходе других тестов исследователи не обнаружили роста уровня тревожности, проблем с памятью распознавания или способностями к социализации. Однако авторы работы нашли, что если держать мышь некоторое время на диете, направленной на снижение уровня микроглии (иммунных клеток мозга), перед сеансом облучения аналогами галактических космических лучей, то после завершения сеанса облучения мышь не испытывает ухудшения пространственного обучения. Авторы также нашли биомаркер, связанный с мышами, более восприимчивыми к такому воздействию – биомаркер, который однажды может быть использован для выявления астронавтов, в большей или меньшей степени подверженных негативному воздействию галактических космических лучей.
Края Млечного Пути странным образом искажаются и деформируются. Скорее всего, это влияние другой галактики.
Кирилл Панов
Graham Holtshausen / Unsplash
Согласно исследованию, опубликованному в 2020 году в журнале «Астрономия природы», что-то таинственное влияет на край нашей галактики Млечный путь, что вызывает «галактический перекос» ее внешних краев.
Млечный путь состоит, приблизительно, из 250 миллиардов звезд, которые группируются в спиральных рукавах и вращаются вокруг сверхмассивной черной дыры. Но астрономы отметили странную динамику, происходящую в дальних пределах Млечного Пути, где галактический диск искажается непонятными воздействиями.
Чтобы выяснить причину внешнего деформирования Млечного Пути, команда исследователей под руководством астрофизика из Итальянского национального института астрофизики в Турине Элоизы Поджио, изучила движения 12 миллионов гигантских звезд, наблюдаемых космическим телескопом Gaia Европейского космического агентства.
«Наш Млечный Путь представляет собой уникальный пример галактических деформаций благодаря знанию его звездного распределения и кинематики, — отмечают ученые в исследовании. — Однако причина и динамический характер деформации нашей галактики остаются непонятными из-за отсутствия кинематических ограничений».
Другими словами, ученые только начали детально моделировать внешние деформации Млечного пути, на что, тем не менее, ушло уже несколько лет. В 2019 году команда создала увлекательную трехмерную карту деформации галактики, основанную на измерениях 2300 переменных цефеид, которые представляют собой особый тип ультраизлучающих звезд.
Огромный объем собранных данных позволил Поджио и ее коллегам изучить движение миллионов гигантских звезд, чтобы проследить деформации галактики: «Мы измерили скорость деформации, сравнив данные с нашими моделями, — говорит она. — Исходя из полученной скорости, край галактики совершает один оборот вокруг центра Млечного пути за 600–700 миллионов лет. Это намного быстрее, чем мы ожидали, основываясь на прогнозах других моделей».
Предлагаемые объяснения деформации включают в себя несовпадение осевых движений диска и центра, или, возможно, приливные силы галактик-спутников Млечного пути, что более вероятно.
Это открытие могут подтвердить другие недавние исследования, в которых восстанавливается прошлое Млечного пути и взаимодействие с близлежащими галактиками, которые могут притягивать к себе вещества и объекты из нашей галактики или вызывать возмущения, сталкиваясь с ними.
Астероидные семейства являются фрагментами столкнувшихся и разрушившихся крупных астероидов. При столкновениях родительские астероиды могут полностью разрушиться, но существуют и такие семейства, в которых родительский астероид остался цел или почти цел.
Если столкнувшийся с астероидом объект был не очень крупным, то он может выбить множество мелких фрагментов из астероида, которые потом и составляют семейство. При этом масса главного астероида составляет более 90% массы семейства. Так было образовано семейство Массалии, названного в честь самого крупного представителя.
Главный астероид семейства открыл в 1852 году итальянский астроном Аннибале де Гаспарис в обсерватории Каподимонте в Неаполе. Он был назван греческим именем французского города Марсель. Это был двадцатый по счёту открытый астероид главного пояса, поэтому его официальное наименование 20 Massalia (Массалия).
Данное семейство состоит из множества мелких фрагментов, которые были выбиты из него в результате столкновения с другим более мелким космическим телом. Массалия имеет около 150 км в поперечнике, сосредоточивая в себе более 99% массы всего семейства. Второй по величине астероид этого семейства (7760) 1990 RW3 не превышает в диаметре 7 км. Всего в семействе Массалии насчитывают более 6000 мелких астероидов.
По оценкам учёных, семейство Массалии образовалось 150-200 миллионов лет назад. Оно разбито на две области, между которыми находится главный астероид семейства. При этом плотность астероидов в этих областях меньше, чем в центральной зоне вокруг Массалии. Семейство относится к группе астероидов спектрального класса S, имеющих преимущественно силикатный состав. В состав этого семейства входят около 0,8 % астероидов главного пояса. Семейство Массалии может быть источником межпланетной пыли в этой области пояса астероидов, возникающей в результате вторичных столкновений мелких астероидов этого семейства. https://aboutspacejornal.net/2021/10/23/семейство-массалии/
2-3 ноября: Ежегодный метеоритный дождь Южные Тауриды достигнет пика ночью. Активные с середины сентября до середины ноября, Южные Тауриды редко производят более пяти видимых метеоров в час, но почти новолуние должно облегчить их обнаружение на фоне темного неба.
4 ноября: Новолуние наступает в 21:15 по Гринвичу.
4 ноября: Уран находится в оппозиции, светя магнитудой 5.7, и планета будет видна всю ночь в созвездии Овна. Уран может быть виден невооруженным глазом из темных мест, но лучше всего его видно в телескоп или бинокль.
8 ноября: Соединение Луны и Венеры. Растущий полумесяц пройдет примерно на 1 градус севернее Венеры. Ищите пару над западным горизонтом после захода Солнца. Наблюдатели за небом в некоторых частях Восточной Азии увидят Луну, оккультную Венеру, что означает, что она ненадолго пройдет перед планетой, скрывая ее из виду.
10 ноября: Соединение Луны и Сатурна. Растущий полумесяц будет проходить примерно на 4 градуса к югу от Сатурна в вечернем небе.
11 ноября: Соединение Луны и Юпитера. Луна в первой четверти будет проходить примерно на 4 градуса к югу от Юпитера в вечернем небе.
11 ноября: Rocket Lab будет использовать ракету Electron для запуска двух спутников наблюдения Земли для компании BlackSky Global, базирующейся в Сиэтле. Миссия, получившая название "Любовь с первого взгляда", стартует с полуострова Махия в Новой Зеландии.
11-12 ноября: Ежегодный метеоритный дождь Северные Тауриды достигает пика ночью. Ожидается, что ливень, который действует с конца октября до середины декабря, будет производить не более нескольких видимых "падающих звезд" в час.
16-17 ноября: Один из самых ожидаемых метеоритных дождей в году, метеоритный дождь Леониды, достигает пика ночью. Ожидается, что Леониды будут производить около 15 метеоров в час в ночь пика, но ливень активен в течение всего месяца.
18 ноября: SpaceX будет использовать ракету Falcon 9 для запуска второго спутника радиолокационного наблюдения COSMO-SkyMed второго поколения (CSG-2) для итальянского космического агентства. Она стартует с мыса Канаверал во Флориде в 23:11 по Гринвичу.
19 ноября: Полнолуние ноября, известное как Полнолуние Бобра, наступает в 08:58 по Гринвичу.
19 ноября: Частичное лунное затмение будет видно из Северной и Южной Америки, Австралии и некоторых частей Европы и Азии. Луна войдет в слабую внешнюю тень Земли, известную как полутень, в 06:02 по Гринвичу. Частичное затмение, когда Луна потемнеет более заметно, начнется в 07:18 по Гринвичу. Максимальное затмение произойдет в 09:02 по Гринвичу. Весь процесс займет около шести часов.
22 ноября: Ракета Atlas V Объединенного стартового альянса запустит миссию STP-3 rideshare для космических сил США. Она взлетит со станции космических сил на мысе Канаверал во Флориде.
24 ноября: Ракета SpaceX Falcon 9 запустит испытательную миссию НАСА по двойному перенаправлению астероидов (DART) с базы ВВС Ванденберг в Калифорнии в 06:20 по Гринвичу.
24 ноября: Россия будет использовать ракету "Союз" для запуска нового модуля на Международную космическую станцию. Модуль "Узловой", также известный как "Причал", будет стыкован с российским научным модулем "Наука" и будет служить стыковочным узлом для российских транспортных средств. Миссия стартует с космодрома Байконур в Казахстане.
27 ноября: Rocket Lab будет использовать ракету Electron для запуска двух спутников наблюдения Земли для компании BlackSky Global, базирующейся в Сиэтле. Миссия стартует с полуострова Махия в Новой Зеландии.
1 декабря: Ракета "Союз" Arianespace запустит два спутника для европейской навигационной группировки Galileo. Она взлетит с Гвианского космического центра близ Куру, Французская Гвиана, в 00:35 по Гринвичу.
Обнаружена новая «планета-младенец», доступная для прямых наблюдений
Одна из самых молодых планет, когда-либо обнаруживаемых на орбите вокруг далекой новорожденной звезды, была открыта международной командой ученых, возглавляемой членами профессорско-преподавательского состава, студентами и выпускниками Гавайского университета в Маноа, США.
Тысячи планет уже открыты в системах иных звезд, однако эту планету выделяет то, что она сформировалась совсем недавно и её можно наблюдать напрямую. Эта планета, получившая название 2M0437b, пополняет собой небольшой список ценных объектов, изучение которых позволяет существенно углубить наше понимание формирования и эволюции планет и пролить новый свет на происхождение Солнечной системы и Земли.
«Это случайное открытие добавляет еще одну позицию в «элитный» список планет, которые мы можем наблюдать напрямую при помощи наших телескопов, - объяснил главный автор исследования Эрик Гайдос (Eric Gaidos), профессор департамента наук о Земле Гавайского университета в Маноа. – Анализируя свет, идущий со стороны этой планеты, мы можем получить информацию о её составе и, возможно, о том, где и когда происходило её формирование из давно исчезнувшего газопылевого диска, когда-то окружавшего звезду».
Согласно оценкам исследователей, масса этой планеты в несколько раз больше массы Юпитера, и она сформировалась вместе со своей звездой несколько миллионов лет назад, примерно в то время, когда Гавайские острова впервые появились из океана. Планета является настолько молодой, что она все еще не остыла от энергии, выделявшейся при её формировании, и ее температура близка к температуре лавы, извергающейся из вулкана Килауэа.
В 2018 г. планета 2M0437b впервые была открыта при помощи телескопа «Субару», расположенного на горе Мауна-Кеа, Тэруюки Хирано (Teruyuki Hirano) из Института астрономии Гавайского университета. На протяжении последних нескольких лет ученые подробно наблюдали эту планету с использованием нескольких обсерваторий, также расположенных на знаменитой гавайской горе.
Гайдос и его коллеги использовали обсерваторию им. Кека, находящуюся на горе Мауна-Кеа, для отслеживания перемещения родительской звезды по небу. Слежение за перемещениями звезды позволило подтвердить, что планета 2M0437b действительно находилась в системе звезды и не являлась значительно более далеким или близким объектом. Эти наблюдения потребовали три года времени, поскольку звезда движется по небу очень медленно.
Эта планета и ее родительская звезда лежат в «звездной колыбели», известной как молекулярное облако Тельца. Планета 2M0437b лежит на значительно более широкой орбите вокруг звезды, чем планеты Солнечной системы; в настоящее время она удалена от светила на расстояние порядка 100 астрономических единиц (1 а.е. равна среднему расстоянию от Земли до Солнца) – что существенно облегчает её прямые наблюдения. Однако всё же для компенсации искажений света, отражаемого планетой, в атмосфере Земли обсерватории должны быть оснащены специальной «адаптивной» оптикой, отмечают авторы.
«Два мощнейших в мире телескопа, технология адаптивной оптики и ясное небо над горой Мауна-Кеа – все это стало залогом нашего успешного открытия», - сказал соавтор Майкл Лю (Michael Liu), астроном из Института астрономии Гавайского университета.
Основные современные направления изучения ускоряющегося расширения Вселенной
В новом, специальном выпуске журнала European Physical Journal Special Topics (EPJST) собран воедино ряд работ, посвященных изучению ускоряющегося расширения нашей Вселенной и темной энергии, являющейся движущей силой этого процесса.
«Несмотря на все прорывы в теоретической и экспериментальной физике элементарных частиц и космологии, мы понимаем лишь около пяти процентов Вселенной, - сказал один из редакторов этого специального выпуска журнала EPJST Субхендра Моханти (Subhendra Mohanty) из Лаборатории физических исследований в г. Ахмадабаде, Индия. – Оставшиеся материя и энергия Вселенной представлены темной материей, которая объясняет скорости вращения галактик и формирование структуры космоса, и темной энергией, которая вызывает ускоренное расширение Вселенной».
Кроме не разрешенных до сих пор загадок так называемой «темной Вселенной», по мере повышения надежности теорий и точности собираемых наблюдательных данных перед учеными все острее встают расхождения между лучшими современными моделями описания Вселенной. Например, величина ускорения расширения Вселенной, полученная в результате астрономических наблюдений и на основе расчета по стандартной космологической модели, оказывается значительно ниже, по сравнению со значением, полученным на основе стандартной модели физики элементарных частиц. «Если расхождение между различными результатами наблюдений не будет устранено даже после повышения точности наблюдений, то это будет означать, что базовая модель Lambda CDM – наиболее популярная стандартная космологическая модель – требует пересмотра, - объяснил Моханти. – Возможно, существуют взаимодействия между различными секторами, подобные темной материи и темной энергии, которые мы до сих пор не идентифицировали».
Исследователь указывает, что невозможность разрешить это противоречие может также означать, что современный способ измерения космических расстояний, основанный на использовании космического красного смещения и «стандартных свечей», таких как сверхновые типа Ia и переменные звезды класса Цефеид, требует пересмотра.
Моханти продолжает объяснять, что в этой области исследований космического пространства выделяются два основных направления. Первое направление предполагает подробный анализ и интерпретацию наблюдательных данных, указывающих на существование темной энергии. Второе направление связано с пониманием природы темной энергии на микроскопическом уровне – как текучей среды с отрицательным давлением. Это, как указывает Моханти, отличает темную энергию от любой другой частицы или поля, известных науке на сегодняшний день.
«Получение знаний о природе темной энергии на основе изучения ускоряющегося расширения Вселенной позволит выйти на новый, более глубокий уровень понимания тайн нашего мира, - делает вывод Моханти. – Лучшим способом продвинуться в понимании темной энергии представляется установление тесной связи между теорией и наблюдениями – что становится возможным с появлением большого числа новых, высокоточных экспериментов в области космологии и физики элементарных частиц». https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1024115400
Хэллоуин и туманность Голова Призрака
Авторы и права: Мохаммед Хейдари-Малайери (Парижская обсерватория) и др., ЕКА, НАСА Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Хэллоуин имеет древнее астрономическое происхождение. Начиная с пятого века до нашей эры он отмечается, как день смены времени года, то есть день, находящийся посередине между равноденствием (день равен ночи) и зимним солнцестоянием (минимальная продолжительность дня, максимальная продолжительность ночи) в северном полушарии. Хэллоуин будет отмечаться не следующей неделе, однако по современному календарю настоящий день, находящийся посередине между равноденствием и солнцестоянием, наступит только еще через неделю. Другим таким переходным днем – от зимы к весне – является День сурка. Современный обычай празднования Хэллоуина происходит от древнего обряда отпугивания духов мертвых. Отличной современной иллюстрацией к нему может служить туманность Голова Призрака, изображенная на снимке, полученном на Космическом телескопе им. Хаббла. Похожая на привидение туманность NGC 2080 в действительности является областью звездообразования в Большом Магеллановом Облаке, галактике-спутнике Млечного Пути. Туманность Голова Призрака имеет в поперечнике около 50 световых лет и представлена на снимке в естественных цветах. http://www.astronet.ru/db/msg/1776518
Раны планеты: метеоритные кратеры на Земле
Земля постоянно подвергается «космическому обстрелу» крупными и мелкими космическими снарядами. Относительно мелкие космические тела (размером в десятки метров), как правило, полностью сгорают в атмосфере и выпадают на Землю в виде пыли.
Дмитрий Мамонтов Тим Скоренко
Крупные тела, размером более 100 м, легко пронзают атмосферу и достигают поверхности нашей планеты. При скорости в несколько десятков километров в секунду энергия, выделяющаяся при столкновении, значительно превосходит энергию взрыва равного по массе заряда тротила и сравнима скорее с ядерными боеприпасами. При таких столкновениях (ученые называют их импактными событиями) образуется ударный кратер, или астроблема.
Боевые шрамы
В настоящее время на Земле найдено более полутора сотен крупных астроблем. Однако практически до середины XX века столь очевидная причина появления кратеров, как удары метеоритов, считалась весьма сомнительной гипотезой. Сознательно искать крупные кратеры метеоритного происхождения стали начиная с 1970-х годов, их продолжают находить и сейчас — один-три ежегодно. Более того, такие кратеры образуются и в наше время, хотя вероятность их появления зависит от размера (обратно пропорциональна квадрату диаметра кратера). Астероиды диаметром около километра, образующие при ударе 15-километровые кратеры, падают довольно часто (по геологическим меркам) — примерно раз в четверть миллиона лет. А вот действительно серьезные импактные события, способные образовать кратер диаметром 200−300 км, происходят гораздо реже — примерно раз в 150 млн лет.
Самый большой – кратер Вредефорт (ЮАР). d = 300 км, возраст - 2023 ± 4 млн лет. Крупнейший в мире ударный кратер Вредефорт расположен в ЮАР, в 120 км от Йоханнесбурга. Его диаметр достигает 300 км, и потому наблюдать кратер можно только на спутниковых снимках (в отличие от небольших кратеров, которые можно «охватить» взглядом). Вредефорт возник в результате столкновения Земли с метеоритом диаметром примерно 10 километров, а произошло это 2023 ± 4 млн лет назад – таким образом, это второй по возрасту известный кратер. Интересно, что на звание «самого большого» претендует целый ряд неподтверждённых «конкурентов». В частности, это кратер Земли Уилкса – 500-километровое геологическое образование в Антарктиде, а также 600-км кратер Шива у побережья Индии. В последние годы учёные склоняются к тому, что это ударные кратеры, хотя прямых доказательств (например, геологических) нет. Ещё один «претендент» – это Мексиканский залив. Существует спекулятивная версия, что это гигантский кратер диаметром 2500 км.
Популярная геохимия
Как отличить ударный кратер от других особенностей рельефа? «Самый главный признак метеоритного происхождения — это то, что кратер наложен на геологический рельеф случайным образом, — объясняет "ПМ" заведующий лабораторией метеоритики Института геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского (ГЕОХИ) РАН Михаил Назаров. — Вулканическому происхождению кратера должны соответствовать определенные геологические структуры, а если их нет, а кратер имеется — это уже серьезный повод рассмотреть вариант ударного происхождения».
Самый обжитый – кратер Рис (Германия). d = 24 км, возраст – 14,5 млн лет. Нёрдлингенским Рисом называют регион в Западной Баварии, образованный падением метеорита более 14 миллионов лет назад. Удивительно, но кратер отлично сохранился и наблюдается из космоса – при этом хорошо видно, что чуть в стороне от его центра в ударном углублении стоит… город. Это Нёрдлинген, исторический городок, окружённый крепостной стеной в форме идеальной окружности – это как раз связано с формой ударного кратера. Нёрдлинген интересно изучать на спутниковых фотографиях. Кстати, по «обжитости» с Нёрдлингеном может поспорить Калуга, также расположенная в ударном кратере, образованном 380 миллионов лет назад. Его центр расположен под мостом через Оку в центре города.
Еще одним подтверждением метеоритного происхождения может быть наличие в кратере собственно фрагментов метеорита (ударника). Этот признак работает для небольших кратеров (диаметром сотни метров — километры), образованных при ударах железоникелевых метеоритов (небольшие каменные метеориты обычно рассыпаются при прохождении атмосферы). Ударники, образующие крупные (десятки километров и более) кратеры, как правило, полностью испаряются при ударе, так что найти их фрагменты проблематично. Но следы тем не менее остаются: скажем, химический анализ может обнаружить в породах на дне кратера повышенное содержание металлов платиновой группы. Сами породы тоже изменяются под действием высоких температур и прохождения ударной волны взрыва: минералы плавятся, вступают в химические реакции, перестраивают кристаллическую решетку — в общем, происходит явление, которое называется ударным метаморфизмом. Наличие образующихся в результате горных пород — импактитов- также служит свидетельством ударного происхождения кратера. Типичные импактиты — это диаплектовые стекла, образующиеся при высоких давлениях из кварца и полевого шпата. Бывает и экзотика — например, в Попигайском кратере не так давно обнаружили алмазы, которые образовались из содержащегося в породах графита при высоком давлении, созданном ударной волной.
Самый наглядный – кратер Бэрринджера (США). d = 1,2 км, возраст – 50000 лет. Кратер Бэрринджера неподалёку от города Уинслоу (Аризона) – видимо, самый эффектный кратер, поскольку он образовался в пустынной местности и практически не был искажён рельефом, растительностью, водой, геологическими процессами. Диаметр кратера невелик (1,2 км), да и само образование относительно молодое, всего 50 тысяч лет – поэтому сохранность его великолепна. Кратер назван в честь Дэниэла Бэрринджера, геолога, который в 1902 году впервые высказал мысль о том, что это именно ударный кратер, и последующие 27 лет своей жизни занимался бурением и поисками самого метеорита. Он ничего не нашёл, разорился и умер в бедности, зато земля с кратером осталась за его семьёй, которая и сегодня получает прибыль от многочисленных туристов.
Самый древний – кратер Суавъярви (Россия). d = 16 км, возраст - 2,4 миллиарда лет. Древнейший в мире кратер Суавъярви находится в Карелии, неподалёку от Медвежьегорска. Диаметр кратера – 16 км, но обнаружение его даже на спутниковых картах крайне затруднено из-за геологических деформаций. Шутка ли – метеорит, создавший Суавъярви, обрушился на Землю 2,4 миллиарда лет тому назад! Впрочем, некоторые не согласны с версией о Суавъярви. Существует мнение, что найденные там импактные породы образовались в результате череды мелких столкновений значительно позже. Кроме того, на «древность» претендует австралийский кратер Йаррабубба, который мог образоваться 2,65 млрд лет тому назад. А мог и позже.
Самый красивый – кратер Каали (Эстония). d = 110 м, возраст – 4000 лет. Красота – понятие относительное, но одним из самых привлекательных для туристов и романтических кратеров является эстонский Каали на острове Сааремаа. Как и большинство ударных кратеров средних и малых размеров, Каали представляет собой озеро, а благодаря относительной молодости (всего 4000 лет) оно сохранило идеально правильную округлую форму. Озеро окружено 16-метровым, опять же правильной формы земляным валом, неподалёку расположено несколько кратеров поменьше, «выбитых» сателлитными осколками основного метеорита (его масса составляла от 20 до 80 тонн).
Ландшафтный дизайн
При столкновении крупного метеорита с Землей в окружающих место взрыва породах неизбежно остаются следы ударных нагрузок — конусы сотрясения, следы плавления, трещины. Взрыв обычно образует брекчии (осколки породы) — аутигенные (просто раздробленные) или аллогенные (раздробленные, перемещенные и перемешанные), — которые тоже служат одним из признаков импактного происхождения. Правда, признаком не слишком точным, поскольку брекчии могут иметь различное происхождение. Скажем, брекчии Карской структуры долгое время считали отложениями ледников, хотя потом от этой идеи пришлось отказаться — для ледниковых они имели слишком острые углы.
Еще одним внешним признаком метеоритного кратера являются выдавленные взрывом пласты подстилающих пород (цокольный вал) или выброшенные раздробленные породы (насыпной вал). Причем в последнем случае порядок залегания пород не соответствует «натуральному». При падении крупных метеоритов в центре кратера за счет гидродинамических процессов образуется горка или даже кольцевое поднятие — примерно так же, как на воде, если кто-то бросит туда камень.
Пески времени
Далеко не все метеоритные кратеры находятся на поверхности Земли. Эрозия делает свое разрушительное дело, и кратеры заносит песком и почвой. «Иногда их находят в процессе бурения, как это произошло с захороненным Калужским кратером — 15-км структурой возрастом примерно 380 млн лет, — говорит Михаил Назаров.- А иногда даже из их отсутствия можно сделать интересные выводы. Если с поверхностью ничего не происходит, то число импактных структур там должно примерно соответствовать оценкам средней плотности кратеров. А если мы видим отклонения от среднего значения, это свидетельствует, что местность подвергалась каким-либо геологическим процессам. Причем это верно не только для Земли, но и для других тел Солнечной системы. Например, лунные моря несут на себе значительно меньше следов кратеров, чем остальные области Луны. Это может свидетельствовать об омоложении поверхности — скажем, с помощью вулканизма». https://www.popmech.ru/science/14067-zv … ain_middle
«Массивная» черная дыра (МЧД) - это та, масса которой превышает примерно сто тысяч солнечных масс. МЧД находятся в центрах большинства галактик, и когда они активно аккрецируют газ и пыль из окружающего горячего диска, они излучают во всем электромагнитном спектре и классифицируются как активные ядра галактик.
Большинство галактик были вовлечены в слияние с другими галактиками в течение своей жизни (эти взаимодействия являются важной фазой в эволюции галактик), и когда они сливаются, две МЧД могут образовать двойную систему, вращающуюся друг вокруг друга. Однако такие двойные системы встречаются редко; По теоретическим оценкам, только одна активная галактика из тысячи будет содержать двойную МЧД.
Тем не менее, астрономы считают, что обнаружение двойных МЧД возможно. Двоичные МЧД являются многообещающими источниками гравитационных волн, которые должны быть обнаружены, когда они проходят мимо пульсаров, поскольку они искажают синхронизацию точного импульсного радиоизлучения пульсаров. Кроме того, предсказано, что двойные МЧД излучают слабые электромагнитные сигналы по всему спектру. Но до сих пор ни один из этих эффектов не был обнаружен, и никаких бинарных МЧД достоверно не обнаружно.
Астроном CfA Розанна Ди Стефано и ее коллеги определили третий метод обнаружения двойных МЧД с использованием техники, которую Ди Стефано и ее коллеги впервые предложили в 2018 году. Они предлагают искать изменчивость оптического сигнала из-за гравитационного линзирования МЧД, излучаемый аккрецирующим материалом в окружающем их диске.
Кривые блеска успешно использовались для обнаружения гравитационного линзирования от экзопланет, например, поскольку они искажают свет от звезды на заднем плане. Ученые используют компьютерное моделирование эволюции галактик Illustris для оценки частоты, ориентации, аккреции и других свойств двойных МЧД. Прогноз, основанный на возможностях обсерватории Рубин, предполагает, что от десяти до ста гравитационно-самолинзированных двойных МЧД могут быть обнаружены, даже с учетом множества осложняющих эффектов, таких как затенение пылью или внутренняя изменчивость активных ядер галактик. Результаты будут значительными, поскольку они не только помогут доказать существование двойных систем МЧД, но и позволят изучить орбитальные параметры этих объектов и их аккреционную активность.
Астрономы впервые видят, как белый карлик «включается и выключается»*
Астрономы использовали спутник для поиска планет, чтобы впервые увидеть, как белый карлик внезапно включается и выключается.
Исследователи под руководством Даремского университета в Великобритании использовали спутник NASA Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), чтобы наблюдать это уникальное явление.
Белые карлики - это то, чем становится большинство звезд после того, как они сожгли водород, который их питает. Они размером примерно с Землю, но имеют массу, близкую к массе Солнца.
Белый карлик, наблюдаемый командой, как известно, аккрецирует или питается от орбитальной звезды-компаньона.
С помощью новых наблюдений астрономы увидели, что он теряет яркость через 30 минут - процесс, который ранее наблюдался только при аккреции белых карликов в течение периода от нескольких дней до месяцев.
На яркость сросшегося белого карлика влияет количество окружающего материала, которым он питается, поэтому исследователи говорят, что что-то мешает его снабжению пищей.
Они надеются, что это открытие поможет им узнать больше о физике аккреции - где такие объекты, как черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды, питаются окружающим материалом от соседних звезд.
Результаты опубликованы в журнале Nature Astronomy.
Команда наблюдала это явление в двойной системе белых карликов TW Pictoris, которые находятся примерно в 1400 световых годах от Земли.
TW Pictoris состоит из белого карлика, который питается от окружающего аккреционного диска, питаемого водородом и гелием от своей меньшей звезды-компаньона. По мере того, как белый карлик ест или срастается, он становится ярче.
Используя точные наблюдения, предлагаемые TESS - обычно используемым для поиска планет за пределами нашей солнечной системы - команда под руководством Дарема увидела резкие падения и повышения яркости, никогда ранее не наблюдавшиеся в аккрецирующем белом карлике за такие короткие промежутки времени.
Поскольку поток материала на аккреционный диск белого карлика от его звезды-компаньона относительно постоянен, он не должен сильно влиять на его светимость в такие короткие промежутки времени. Исследователи полагают, что то, что они наблюдают, может быть реконфигурацией поверхностного магнитного поля белого карлика.
В режиме «включено», когда яркость высока, белый карлик питается аккреционным диском, как обычно. Внезапно и резко система отключается и ее яркость резко падает.
Исследователи говорят, что когда это происходит, магнитное поле вращается так быстро, что центробежный барьер останавливает постоянное попадание топлива из аккреционного диска на белый карлик.
На этом этапе количество топлива, которым может питаться белый карлик, регулируется с помощью процесса, называемого магнитным стробированием.
В этом случае вращающееся магнитное поле белого карлика регулирует прохождение топлива через «ворота» на аккреционный диск, что приводит к полурегулярному небольшому увеличению яркости, наблюдаемому астрономами.
Через некоторое время система периодически снова включается, и яркость возвращается к исходному уровню.
Ведущий автор, доктор Симоне Скаринги из Центра внегалактической астрономии в Даремском университете, Великобритания, сказал: «Изменения яркости, наблюдаемые при аккреции белых карликов, обычно относительно медленные и происходят во временных масштабах от нескольких дней до месяцев.
«Увидеть резкое падение яркости TW Pictoris за 30 минут само по себе необычно, поскольку этого никогда не было у других аккреционных белых карликов, и совершенно неожиданно для нашего понимания того, как эти системы питаются через аккреционный диск, включаясь и выключаясь».
«Это действительно ранее нераспознанное явление, и поскольку мы можем проводить сравнения с аналогичным поведением гораздо меньших нейтронных звезд, это могло бы стать важным шагом, помогающим нам лучше понять процесс того, как другие аккрецирующие объекты питаются материалом, который их окружает, и насколько важна роль магнитных полей в этом процессе».
Поскольку белые карлики более распространены во Вселенной, чем нейтронные звезды, астрономы надеются найти другие примеры такого поведения в будущих исследовательских проектах, чтобы узнать больше об аккреции. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1020182030
Астрономы использовали телескоп Ooty Radio Telescope (ORT), чтобы изучить с его помощью блазар под названием J1415+1320. Результаты этого исследования дают важную информацию о переменности необычного источника.
Блазары представляют собой очень компактные квазары, связанные со сверхмассивными черными дырами, расположенными в центрах активных, гигантских эллиптических галактик. Исходя из свойств их оптических спектров, астрономы делят блазары на два класса: радиоквазары с плоским спектром, демонстрирующие заметные и широкие эмиссионные линии в оптическом диапазоне, и объекты типа BL Ящерицы (BL Lac), не демонстрирующие таких линий.
В целом блазары относятся к более крупной группе галактик с активными ядрами, а их характерной особенностью являются релятивистские джеты, направленные почти точно в сторону Земли. Однако более подробные механизмы извержения и коллимации джетов до сих пор остаются невыясненными, и для получения новых ценных сведений о природе джетов астрономы проводят новые исследования блазаров.
Блазар J1415+1320, характеризуемый значением красного смещения, находящимся в диапазоне от 0,247 до 0,5, относится к типу BL Ящерицы и демонстрирует ряд необычных свойств. К ним относятся явно наблюдаемая, но маловероятная связь активного ядра галактики с оптической спиральной родительской галактикой, обнаружение противоположно направленного джета со стороны активного ядра галактики типа блазара, а также его связь с классом компактных симметричных объектов. Более того, этот источник также демонстрировал признаки переменности в радиодиапазоне, которая может быть обусловлена как релятивистскими джетами, так и гравитационным линзированием.
Для более глубокого изучения свойств этого блазара команда под руководством Сравани Вадди (Sravani Vaddi) из обсерватории Аресибо, расположенной в Пуэрто-Рико, проанализировала данные, собранные при помощи радиообсерватории ORT, которая наблюдала блазар в период между 1989 г. и 2018 г.
Согласно этим наблюдениям, источник J1415+1320 демонстрировал значительные отклонения от среднего значения плотности потока, составлявшего 2,70 янского, в течение двух периодов, приходящихся соответственно примерно на 2008 г. и 2009 г. Кроме этих двух периодов плотность потока мало менялась на протяжении всего остального периода проведения наблюдений.
Индекс переменности (variability index, VI) для источника J1415+1320 составил примерно 8 процентов. Астрономы отметили, что средние значения этих индексов для источников, демонстрирующих значительную переменность, находятся обычно на уровне в 10 процентов. Они полагают, что более низкие значения индекса VI для этого блазара могут указывать на слабую переменность или ее полное отсутствие.
В итоге проведенной работы астрономы делают вывод, что в наблюдаемом радиодиапазоне оценить переменность источника J1415+1320 оказалось весьма сложно, и для проведения такой оценки требуются дополнительные наблюдения в других радиодиапазонах.
Моделирование предсказало существование устойчивых двойных систем сверхмассивных черных дыр
Компьютерное моделирование двойной системы черных дыр Wikimedia Commons
Используя моделирование, астрофизики пришли к выводу о возможности существования двойных систем сверхмассивных черных дыр. Если такая система действительно может сформироваться, то две близкие черные дыры, находящиеся в центре галактики, должны образовывать гравитационную линзу для света, излученного аккреционным диском двойной системы, и воздействие этой линзы на распространение излучения может отличаться от влияния одной черной дыры. Физики надеются, что эту разницу в эффектах линзирования можно будет зарегистрировать с помощью телескопов следующего поколения, подтвердив или опровергнув результаты численного счета, а значит и модели формирования галактик, которые физики использовали при моделировании. Исследование опубликовано в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Черные дыры сильно различаются по массе, они могут быть всего лишь в несколько раз тяжелее Солнца, а могут достигать массы 40 миллиардов солнц. Черные дыры с массами, превышающими солнечную в несколько сотен тысяч раз и более, называют сверхмассивными. Такие черные дыры находятся в центрах большинства галактик, включая Млечный Путь. Многие галактики за время своей жизни сливаются с другими галактиками, и астрономы ожидают, что сверхмассивные черные дыры из их центров могут образовать достаточно устойчивую двойную систему, в которой обе черные дыры вращаются вокруг общего центра масс.
Такой массивный объект как черная дыра, и тем более их пара, является источником очень сильного гравитационного поля, благодаря которому вокруг центра галактики образуется вращающийся аккреционный диск из галактического вещества. Разные слои вещества внутри этого диска трутся друг о друга, из-за чего диск раскаляется и интенсивно излучает электромагнитные волны. Сильное гравитационное поле черной дыры приводит также к тому, что свет, проходящий около ее горизонта, существенно отклоняется от первоначальной траектории, и если он затем приходит на Землю, то вид космических объектов, излучивших этот свет, искажается для земного наблюдателя — этот эффект называется гравитационным линзированием. До сих пор астрофизикам не было известно, можно ли по нему отличить одиночную черную дыру от двойной системы.
Чтобы выяснить, насколько часто при слиянии галактик формируются устойчивые двойные системы сверхмассивных черных дыр, и какое влияние образование этой системы оказывает на гравитационное линзирование излучения от аккреционного диска в активном галактическом ядре, группа физиков из Дании и США под руководством Розанны Ди Стефано (Rosanne Di Stefano) из Гарвардского университета провела компьютерное моделирование эволюции кластера галактик со сверхмассивными черными дырами в них.
Моделируемый кластер представлял собой объем пространства в форме куба со стороной около ста мегапарсек. В качестве начальных данных для численного счета астрофизики взяли несколько тысяч галактик, в центрах которых находились черные дыры с массами более 100 тысяч масс Солнца. При эволюции кластера многие галактики сливались друг с другом, и приблизительно в одном случае из тысячи черные дыры образовывали стабильную двойную систему, то есть такую, что характерное время изменения периода обращения черных дыр вокруг общего центра масс было существенно больше самого периода, типичная величина которого составила несколько лет.
Моделирование показало, что проще всего зарегистрировать линзирование двойной системой в случае, если ее масса имеет порядок 108 — 109 масс Солнца, а отношение масс черных дыр в паре равно приблизительно 10 – 100. Существующие телескопы не позволят наблюдать тонкие отличия гравитационного линзирования излучения активного галактического ядра, вызванного двойной системой черных дыр от линзирования одной черной дыры, но астрофизики считают, что строящийся в настоящее время в Чили телескоп Веры Рубин позволит обнаружить от нескольких десятков до нескольких сотен двойных систем сверхмассивных черных дыр. Неопределенность здесь связана с погрешностями численного счета, сложной и не до конца понятой физикой формирования и эволюции галактик, использующейся при моделировании, а также неопределенностью параметров будущего телескопа.
Ранее мы уже писали о том, как гравитационное линзирование помогло астрономам обнаружить сверхновую, а также интенсивно излучающую в рентгеновском диапазоне галактику.
МОСКВА, 26 окт – РИА Новости. Ученые Национального исследовательского ядерного университета "МИФИ" (НИЯУ МИФИ) продемонстрировали, что предложенная ими модель образования первичных черных дыр в виде кластеров-скоплений не противоречит полученным новым наблюдениям, связанным с гравитационными волнами. Результаты опубликованы в журнале Physical Review D.
Известно, что любое событие, сопровождающееся ускоренным передвижением массы, порождает гравитационные волны, однако гравитация – очень слабое взаимодействие, поэтому амплитуда этих волн чрезвычайно мала.
Существование гравитационных волн было предсказано около века назад, но из-за крайней слабости предсказанных эффектов ученым долгое время не удавалось ни подтвердить, ни опровергнуть их существование.
Наконец, 14 сентября 2015 года коллаборации LIGO и VIRGO экспериментально доказали существование гравитационных волн. Это открытие в 2017 году было отмечено Нобелевской премией по физике.
За последние шесть лет исследователи получили новые сигналы прохождения гравитационных волн через Землю. Они начали использовать полученные данные в качестве источника информации о процессах в ранней Вселенной по зависимости амплитуды полученного сигнала от времени, рассказал профессор Института ядерной физики и технологий НИЯУ МИФИ Сергей Рубин.
"У ученых появился еще один инструмент исследования Вселенной, наряду с космическими лучами, нейтрино и электромагнитным излучением в широком интервале длин волн. Очень быстро этот инструмент стал использоваться для подтверждения или опровержения моделей, описывающих различные этапы в жизни Вселенной", – рассказал он. Одна из таких моделей описывает образование массивных первичных черных дыр в результате коллапса замкнутых поверхностей, характеризующихся повышенной плотностью энергии. Сразу после рождения такие поверхности совершают хаотические движения, подобно флагу на ветру. Согласно идее выпускника НИЯУ МИФИ Александра Сахарова, эти поверхности должны испускать гравитационные волны. Если их спектр совпадает с наблюдаемым на Земле, то модель образования первичных черных дыр, предложенная учеными НИЯУ МИФИ, получит подтверждение.
По словам Сергея Рубина, эта идея оказалась правильной. В статье, опубликованной в высокорейтинговом научном журнале, было показано, что такая модель образования первичных черных дыр не противоречит наблюдениям за гравитационными волнами. Тем не менее, тщательная и длительная проверка модели необходима.
В основе модели лежат современные экспериментальные данные, указывающие на существование так называемых первичных черных дыр, которые образовались столь рано, что их появление трудно объяснить стандартным образом. Дело в том, что на формирование массивной черной дыры нужен как минимум миллиард лет. Вселенная родилась 13,8 миллиардов лет назад, и получается, что самой древней черной дыре должно быть не меньше миллиарда лет от "рождения Вселенной". Однако обнаружены черные дыры, которые сформировались через 700 миллионов лет после образования Вселенной, причем они очень массивны, это миллиарды солнечных масс.
Идея и модель образования черных дыр в результате коллапса замкнутых полевых поверхностей были предложены два десятилетия назад Рубиным, Сахаровым и Хлоповым. Эта модель продолжает развиваться группой НИЯУ МИФИ под научным руководством Сергея Рубина.
"Представим, что Вселенная заполнена гипотетическим полем. Его потенциальная энергия (потенциал) зависит от величины этого поля. Никто не знает форму этого потенциала. Но, если предположить, что он имеет два минимума, то может оказаться, что за счет флуктуаций ранней расширяющейся Вселенной в некоторой части пространства поле перепрыгнет через "холмик-максимум" и скатится в минимум. Как известно, вся энергия стремится к минимуму при наличии трения. То есть, основное пространство стремится к одному минимуму, а в маленькой области – оно же стремится к другому. И вот эта маленькая область окружена замкнутой поверхностью, которая способна превратиться в черную дыру”, – прокомментировал Сергей Рубин.
В отличие от многих других моделей формирования первичных черных дыр, вариант, предложенный в НИЯУ МИФИ, предполагает, что черные дыры образуются кластерами (скоплениями). Расчеты показали, что если в одной пространственной области существует вероятность перескочить через "холмик-максимум", то и в соседних областях эта вероятность довольно велика.
"Самое интересное – что происходит с этими кластерами потом. Ясно, что та область, которая перешла через максимум первой, будет иметь наибольшую массу. Мы не знаем точно, каким будет распределение черных дыр по массам. Это, а также последующая динамика, зависит от параметров модели и начальных условий. Как только первичные черные дыры образовались, они начинают друг с другом взаимодействовать, сталкиваться, сливаться. Кроме того, те черные дыры, которые находились на периферии, начинают захватываться общим расширением пространства и улетают из кластера навсегда. То есть, кластеры начинают жить своей внутренней жизнью, вариться в "супе" ранней Вселенной", – пояснил Рубин.
Ученым предстоит большая работа по дальнейшей проработке модели: определению температуры и химического состава в области, окружающей замкнутую поверхность, размера такой области, числа черных дыр и их массы. Идея Александра Сахарова по излучению гравитационных волн замкнутой поверхностью оказалась полезной. По их словам, необходимо также проработать предположение о том, что образование таких замкнутых стенок связано с существованием дополнительных пространственных измерений. https://ria.ru/20211026/mifi-1755551835.html
"Перевернет современную физику". Что увидели на Большом адронном коллайдере
МОСКВА, 26 окт — РИА Новости, Владислав Стрекопытов. В 2017-м ученые, участвующие в эксперименте LHCb на Большом адронном коллайдере в ЦЕРН, сообщили об отклонении от Стандартной модели при распаде B-мезонов. Физики всего мира замерли в ожидании открытия новой элементарной частицы или ранее неизвестной силы природы. Но для начала нужно было провести дополнительные опыты и перепроверить расчеты. Наконец исследователи из коллаборации LHCb представили полные данные. Есть ли там что-то, не укладывающееся в общепринятые представления о строении материального мира, — в материале РИА Новости.
Физические силы и Стандартная модель
Достоверно известны четыре фундаментальные типа взаимодействия: гравитационное, электромагнитное, сильное и слабое. Эти силы природы управляют всем во Вселенной, от микромира до галактик.
Стандартная модель описывает электромагнитное, слабое и сильное взаимодействие элементарных частиц. Это самая подтвержденная теория, хотя не учитывает гравитацию, а также не охватывает темную энергию и материю.
В Стандартной модели есть два вида частиц: фермионы, образующие строительные блоки материи, и бозоны, управляющие взаимодействиями и заставляющие фермионы собираться вместе или, наоборот, разлетаться в разные стороны. На этом основаны все природные процессы — от ядерного распада до преломления света, включая химические реакции. Кварки, из которых построены протоны и нейтроны, — это фермионы. Они бывают шести видов, или, как говорят физики, "ароматов". Каждому соответствует античастица с противоположными квантовыми числами. Мезоны — это нестабильные частицы из равного числа кварков и антикварков. Кроме того, к фермионам относятся лептоны: электроны, мюоны, тау-лептоны, а также нейтрино.
Изучая кварки, физики выяснили, что они группируются в три поколения, различающиеся только массой. Так же ведут себя лептоны.
Для экспериментального подтверждения Стандартной модели и возможного ее расширения в европейском Центре ядерных исследований (ЦЕРН) в Женеве построили крупнейший в мире ускоритель заряженных частиц — Большой адронный коллайдер (БАК). Главную задачу он выполнил, когда в 2012-м там обнаружили бозон Хиггса, но работа продолжается. Разные группы ученых, или коллаборации, параллельно проводят на БАК несколько долгосрочных экспериментов. Один из них, LHCb, посвящен исследованиям асимметрии b-кварков (от английского beauty — прелестный) — тяжелых кварков третьего поколения. Основной вопрос — есть ли различия во взаимодействиях между кварками и лептонами разных поколений.
Прелестные кварки, как и B-мезоны, более тяжелые частицы, нестабильны — в среднем живут около полутора триллионных долей секунды, прежде чем распасться на электроны и мюоны. Стандартная модель предполагает, что в этом не участвуют никакие другие силы, кроме слабых, а в результате должно образоваться равное количество электронов и мюонов. Это и решили проверить участники LHCb.
"До сих пор все взаимодействия между лептонами разных поколений были совершенно универсальными. И вдруг мы увидели какие-то указания на аномалии в распадах кварков третьего поколения на лептоны первого и второго поколения", — объясняет один из участников эксперимента LHCb, доктор физико-математических наук Андрей Голутвин.
"Электрон принадлежит первому поколению лептонов, а более тяжелый мюон — ко второму, — комментирует старший научный сотрудник лаборатории ядерных проблем Объединенного института ядерных исследований, кандидат физико-математических наук Игорь Бойко, тоже работавший на Большом адронном коллайдере. — Стандартная модель постулирует, что у частиц разных поколений одинаковая сила взаимодействия, упрощенно говоря, заряд и отличаются они только массой. Если выявят различия между поколениями частиц, это полностью перевернет всю современную физику, придется создавать совершенно новую теорию на смену Стандартной модели".
Ученые надеются, что движение в этом направлении поможет ответить на так называемые большие вопросы современной физики: из чего состоит темная материя и в чем причина нарушения равновесия между материей и антиматерией.
Два варианта распада одной из разновидностей В-мезонов, состоящих из тяжелого b-кварка и легкого d-антикварка с образованием К-мезона (каона), состоящего из s-кварка и d-антикварка. В первом случае при распаде b-кварка образуется пара противоположно заряженных мюонов, во втором — пара электрон — позитрон
Когда точность имеет значение
Первые данные, указывающие на разное количество электронов и мюонов, образующихся при распаде B-мезонов, появились в 2017-м, но точность оценки на тот момент была примерно на уровне 2,5 сигмы, то есть вероятность ошибки составляла почти один процент, что не позволяло говорить об открытии.
"В физике очень жесткие критерии. Открытие — это если больше пяти сигм, вероятность ошибки — менее одной трехмиллионной доли процента. До тех пор осторожно говорят "получено указание", — отмечает Бойко.
Эксперимент LHCb продолжили и в марте этого года опубликовали более определенные данные. Проанализировав триллионы столкновений, подсчитали, что мюоны образуются при распаде b-кварков реже, чем электроны, — примерно 0,85 к одному.
В этот раз точность была три сигмы, и вероятность ошибки снизилась, соответственно, до 0,3 процента. Все равно этого недостаточно для открытия. К тому же речь шла об ограниченном массиве наблюдений.
Теперь представили полную статистику. Но тех, кто ждал опровержения Стандартной модели, постигло разочарование. Расчеты показали, что распады с образованием мюонов происходили примерно на 70 процентов чаще, чем электронов, однако при точности всего в полторы сигмы. Итоговые значения оказались посредине между ранее наблюдавшимися отклонениями и предсказаниями Стандартной модели. То есть нарушение универсальности лептонов ни подтверждено, ни опровергнуто.
Чтобы поставить точку в этом вопросе, нужно продолжать наблюдения, считают ученые. Сейчас эксперимент LHCb модернизируют. Скоро исследователи смогут регистрировать столкновения, происходящие с гораздо большей скоростью, что повысит точность измерений.
Даже если предположить, что результат подтвердится, это не означает, что Стандартная модель неверна. Объяснить наблюдаемый эффект можно включением в нее некой пятой силы, по-разному действующей на электроны и мюоны, или новой, неизвестной пока частицы.
"Есть модели, которые предсказывают новый класс частиц — лептокварков, которые нарушают симметрию между электронами и мюонами, но для их обнаружения нужен другой класс экспериментов. Если мы их увидим, возможно, найдем ответы на большие вопросы о темной материи и антиматерии", — говорит Андрей Голутвин.
Гипотеза лептокварков — частиц, за счет обмена которыми кварки и лептоны могут взаимодействовать и переходить друг в друга, по мнению ученого, вполне имеет право на существование. Ранее, когда обнаружили нарушение универсальности для нейтрино разных поколений, физики для объяснения осцилляций — взаимных переходов нейтрино разных поколений — также предложили искать новую частицу — стерильные нейтрино. Пока не нашли. https://ria.ru/20211026/kollayder-1756184450.html
Юпитер вращается
Авторы и права: Ж.-Л.Довернь; Музыка: Oro Aqua (Бенуа Ривз) Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Посмотрите на величественное вращение самой большой планеты в Солнечной системе. Вы можете подробно рассмотреть много интересных особенностей в загадочной атмосфере Юпитера, включая темные пояса и светлые зоны. Тщательное изучение изображений показывает, что скорости вращения различных слоев облаков немного отличаются. Знаменитое Большое Красное Пятно сначала не видно, но потом появляется из-за края диска. Иногда внезапно появляются другие небольшие вихри. Юпитер огромен, однако он совершает полный оборот всего за 10 часов, в то время как нашей маленькой Земле для этого требуется 24 часа. Видео смонтировано из изображений с высоким разрешением, полученных в течение пяти ночей ранее в этом месяце с помощью телескопа среднего размера, установленного на балконе квартиры в Париже во Франции. Протяженная атмосфера Юпитера состоит в основном из бесцветных газов – водорода и гелия. Состав примесей, которые придают цвет облакам Юпитера, остается предметом исследований. http://www.astronet.ru/db/msg/1777320
Обнаружен первый возможный кандидат в экзопланеты за пределами нашей Галактики
Астрономы впервые зафиксировали предполагаемую экзопланету за пределами Млечного Пути. Пока подобные планеты находили лишь в нашей Галактике и почти всегда на расстоянии не более трех тысяч световых лет от Земли.
Кандидат в экзопланету находится в галактике Водоворот, или М51, в 28 миллионах световых лет от нас. Наблюдения провели при помощи рентгеновского космического телескопа «Чандра», их результаты ученые из Смитсоновской астрофизической обсерватории (США) опубликовали в журнале Nature Astronomy. Также об исследовании сообщает NASA.
Что именно увидели астрономы, до конца не ясно. Однако они подозревают, что это именно экзопланета. Ее обнаружили во время так называемого транзитного события — в тот момент, когда она проходит мимо своей звезды и загораживает часть света от последней. Яркость звезды падает, и ученые фиксируют прохождение крупного тела. В описываемом случае речь идет о рентгеновском источнике M51-ULS-1, который может быть как нейтронной звездой, так и черной дырой, притягивающей к себе газ от расположенного рядом компаньона — звезды в 20 раз массивнее Солнца.
Таким образом образуется аккреционный диск из вещества, которое нагревается и испускает рентгеновское излучение. Вещества не так много, поэтому оно способно полностью перекрываться планетой, блокирующей весь рентгеновский свет. По мнению астрономов, по размерам это небесное тело может сравниться с Сатурном. Оно вращается вокруг компактного объекта на расстоянии в два раза большем, чем шестая планета нашей системы расположена от Солнца.
Ученые полагают, что орбита экзопланеты очень большая, поэтому в ближайшие примерно 70 лет ее нельзя наблюдать, поскольку она не будет проходить мимо своего компаньона. Так что возможности подтвердить или опровергнуть выводы американских астрономов пока не будет.
«К сожалению, чтобы подтвердить, что мы видим планету, нам, вероятно, придется ждать десятилетия, дабы увидеть еще один транзит, — рассказала соавтор работы Ниа Имара из Калифорнийского университета в Санта-Круз. — И из-за того, что у нас нет точных сведений об орбите, мы не знаем, когда именно планета будет проходить мимо своего компаньона». https://naked-science.ru/article/astron … j-kandidat
Инопланетный сигнал, исходящий от системы Проксима Центавра — расшифрован
В декабре прошлого года СМИ сообщили об интригующем сигнале, который мы, участники проекта Breakthrough Listen, нашли в данных нашего радиотелескопа. Названный BLC1, сигнал не был результатом какой-либо узнаваемой астрофизической активности или каких-либо знакомых земных помех.
Проблема была в том, что мы не были готовы это обсуждать. Когда вы ищете признаки внеземной жизни, вы должны быть очень осторожны, прежде чем делать какие-либо объявления. В прошлом году мы только начали вторичные проверочные тесты, и было слишком много вопросов без ответов.
Сегодня мы готовы сообщить, что BLC1, к сожалению, не является сигналом от разумной жизни за пределами Земли. Скорее, это радиопомехи, которые точно имитируют тип сигнала, который мы искали. Наши результаты представлены в двух статьях журнала Nature Astronomy.
В поисках солнечных вспышек и признаков жизни.
История BLC1 начинается в апреле 2019 года, когда Эндрю Зик, который в то время был аспирантом Сиднейского университета, наблюдал близлежащую звезду Проксиму Центавра с помощью нескольких телескопов в поисках вспышечной активности. Находящаяся на расстоянии 4,22 световых года Проксима Центавра — наш ближайший звездный сосед, но она слишком тусклая, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом.
Звездные вспышки — это всплески энергии и горячей плазмы, которые могут ударить (и, вероятно, разрушить) атмосферу любой планеты на своем пути. Хотя Солнце производит вспышки, они недостаточно сильны или часты, чтобы нарушить жизнь на Земле. Понимание того, как и когда вспыхивает звезда, многому учит нас о том, подходят ли эти планеты для жизни.
На орбите Проксима Центавра находится экзопланета размером с Землю, которая называется Проксима Центавра b, и наблюдения Эндрю показали, что на планету влияет суровая «космическая погода». Хотя плохая космическая погода не исключает существования жизни в системе Проксимы Центавра, это означает, что поверхность планеты, вероятно, будет негостеприимной.
Тем не менее, как наш ближайший сосед, Проксима Центавра b остается привлекательной целью для поиска внеземного разума (или SETI). Проксима Центавра — одна из немногих звезд, которые мы потенциально можем когда-либо посетить при нашей жизни.
Путешествие в обе стороны со скоростью света заняло бы 8,4 световых года. Мы не можем отправить космический корабль так быстро, но есть надежда, что крошечная камера на легком парусе сможет добраться туда через 50 лет и передать снимки.
По этой причине мы объединили усилия с Эндрю Зиком и его сотрудниками и использовали телескоп Паркса CSIRO для проведения наблюдений SETI параллельно с поиском вспышек.
Сигнал BLC1. Каждая панель на графике представляет собой наблюдение в направлении Проксимы Центавра («на источнике») или в направлении опорного источника («вне источника»). BLC1 — это желтая линия, которая присутствует только тогда, когда телескоп направлен на Проксиму Центавра. (Smith et al., Nature Astronomy)
Интригующий проект.
Команда Breakthrough Listen быстро заинтересовалась BLC1. Однако бремя доказательств для утверждения об обнаружении жизни за пределами Земли чрезвычайно велико, поэтому мы не позволяем себе делать заявления, пока не проведем все тесты, которые только можем придумать.
Было много свидетельств, указывающих на то, что BLC1 является подлинным признаком внеземной технологии (или «техносигнатурой»). BLC1 обладает многими характеристиками, которые мы ожидаем от техносигнатуры:
Мы видели сигнал BLC1 только тогда, когда смотрели на Проксиму Центавра, и не видели его, когда смотрели в другом месте (в наблюдениях «вне источника»). Мешающие сигналы обычно видны во всех направлениях, так как они «просачиваются» в приемник телескопа.
Сигнал занимает только одну узкую полосу частот, тогда как сигналы от звезд или других астрофизических источников встречаются в гораздо более широком диапазоне.
Частота сигнала медленно менялась в течение 5-часового периода. Дрейф частоты ожидается для любого передатчика, не прикрепленного к поверхности Земли, поскольку его движение относительно нас вызовет эффект Доплера.
Сигнал BLC1 сохранялся в течение нескольких часов, что отличало его от других помех от искусственных спутников или самолетов, которые мы наблюдали ранее.
Тем не менее, анализ привел нас к выводу, что BLC1, скорее всего, является радиопомехой. Ученые смогли показать это, выполнив поиск по всему частотному диапазону приемника Паркса и обнаружив «похожие» сигналы, характеристики которых математически связаны с BLC1.
В отличие от BLC1, двойники действительно появляются в наблюдениях за пределами источника. Таким образом, BLC1 является радиопомехой.
Не та техносигнатура, которую искали.
Мы не знаем точно, откуда пришел BLC1 или почему он не был обнаружен в наблюдениях за пределами источника. Наше лучшее предположение состоит в том, что BLC1 генерируется процессом, называемым интермодуляцией, когда две частоты смешиваются вместе, создавая новые помехи.
Если вы слушали блюз или рок-гитару, вы, вероятно, знакомы с интермодуляцией. Когда гитарный усилитель намеренно перегружен, интермодуляция добавляет приятное искажение к чистому гитарному сигналу. Так что BLC1 — возможно — просто неприятное искажение от устройства с перегруженным усилителем радиочастоты.
Независимо от того, что вызвало BLC1, это была не та техносигнатура, которую мы искали. Тем не менее, это послужило отличным примером и показало, что наши инструменты обнаружения работают и улавливают необычные сигналы.
Проксима Центавра — лишь одна из многих сотен миллиардов звезд Млечного Пути. Чтобы исследовать их все, нам нужно сохранять импульс, продолжать совершенствовать наши инструменты и проверочные тесты, а также обучать следующее поколение астрономов, которые смогут продолжить поиски с телескопами следующего поколения.
Дэнни С. Прайс, старший научный сотрудник Кертинского университета.
Обсерватория Spitzer НАСА помогла найти на небе «Годзиллу»
Вы видите монстра на этом снимке? Видите его горящие глаза, на которые похожи яркие пятна, находящиеся в верхней части снимка? А расположенное чуть ниже яркое пятно не напоминает вам пасть Годзиллы?
В действительности на этом снимке представлена туманность – газопылевое облако в космическом пространстве – которая запечатлена при помощи космического телескопа Spitzer («Спитцер») НАСА. На протяжении миллиардов лет здесь формировались бесчисленные звезды из газа и пыли. В течение жизненного цикла звезды излучаемая ею радиация вырезает полости в газе и пыли, изменяя форму облака. Крупные изменения также происходят, когда массивные звезды погибают и взрываются, превращаясь в сверхновые. При наблюдениях в видимом свете эта область практически полностью заслонена облаками пыли. Но инфракрасный свет (невидимый глазу) может проникать сквозь такие облака, позволяя наблюдать эти скрытые области космического пространства.
Четыре цвета (голубой, сине-зеленый, зеленый и красный) использованы на снимке для представления различных длин волн инфракрасного излучения; желтый и белый цвета являются комбинациями этих длин волн. Голубой и сине-зеленый цвета представляют в основном длины волн излучения, испускаемого звездами; пыль и органические молекулы углеводородов представлены в зеленом цвете; а теплая пыль, которая была нагрета звездами или сверхновыми, предстает в красном цвете.
Этот снимок был обработан астрономом из Калифорнийского технологического института, США, Робертом Хертом, который отвечает за большую часть публикуемых фотографий из данных наблюдений, проведенных при помощи «Спитцера», с момента запуска обсерватории в космос в 2003 г. Херт также является тем человеком, который разглядел Годзиллу на этом изображении.
Эта туманность, похожая на Годзиллу, находится в направлении созвездия Стрельца, в направлении галактической плоскости. Этот участок неба изучался в рамках обзора неба под названием GLIMPSE Survey (сокращенно от Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire). Звезды в верхней правой части снимка (где должны быть расположены «глаза» и «пасть» Годзиллы) лежат на неизвестном расстоянии от Земли, но в границах Галактики. Расположенная на удалении в 7800 световых лет от нашей планеты, яркая область, занимающая левую нижнюю часть снимка (правая рука Годзиллы), известна как W33. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1026184055
NGC 6995: туманность Летучая Мышь
Авторы и права: Говард Троттир Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Вы видите летучую мышь? Она обитает в восточной части туманности Вуаль, запечатленной на этой фотографии. Туманность Вуаль – большой остаток сверхновой, расширяющееся облако из остатков смертельного взрыва массивной звезды. Туманность Вуаль имеет почти круглую форму, на небе она занимает область размером почти в три градуса в созвездии Лебедя. Размер туманности Летучая Мышь, или NGC 6995 – всего 1/2 градуса, что почти равно видимому размеру диска Луны. Это соответствует 12 световым годам на расстоянии до туманности Вуаль, которая удалена от планеты Земля на 1400 световых лет. Картинка составлена из изображений, полученных с узкополосными фильтрами. Излучение атомов водорода показано красным цветом, а сильное излучение атомов кислорода – оттенками синего цвета. В западной части Вуали находится другое небесное видение: туманность Ведьмина Метла. http://www.astronet.ru/db/msg/1777760
Астрономы раскрыли еще одну любопытную загадку нейтронных звезд
Подтверждение существования гравитационных волн в 2017 году позволяет ученым открывать совершенно новые грани физики, но также вызывает новые вопросы. Обнаружение каждой гравитационной волны ставит новую задачу — узнать, что именно вызвало это событие. Иногда это сложнее, чем кажется.
Василий Макаров
Ученые считают, что они нашли модель гибели звезд, которая помогает объяснить некоторые ранее необъяснимые открытия и указывает на галактику с гораздо более массивными нейтронными звездами, чем считалось ранее.
В науке принято собирать данные, которые не соответствуют современной научной теории. Такого рода информация была получена в результате второго в истории исследования гравитационных волн, проведенного лазерной интерферометрической обсерваторией гравитационных волн (LIGO). Обычно LIGO регистрирует гравитационные волны, возникающие в результате столкновения двух очень плотных объектов, таких как черная дыра и нейтронная звезда. В случае же одного странного явления, первоначально зарегистрированного в 2019 году и теперь известного как GW190425, данные указывали на источник, который напоминает две сливающиеся нейтронные звезды — но при этом аномально массивные.
Нейтронные звезды трудно «увидеть» в традиционном смысле этого слова. Как и их близкий родственник, черная дыра, они обычно образуются только после взрыва сверхмассивной звезды. Однако иногда они образуют пульсары, одни из ярчайших объектов во Вселенной. Как правило, единственный способ увидеть систему двойной нейтронной звезды (такой как та, которая создала сигнал гравитационной волны GW190425), — это если одна из двух звезд в системе является пульсаром, а затем взаимодействует с «обычной» нейтронной звездой по соседству. Но ни одна из известных систем двойных нейтронных звезд до сих пор не имела достаточно тяжелых звезд, чтобы соответствовать сигналу, наблюдаемому LIGO.
Им не хватало таких звезд частично из-за того, что более крупные звезды после гибели превращались в черные дыры, а не в нейтронные звезды. Однако гравитационные сигналы исходили от слияния гигантских нейтронных звезд, а не от слияния черных дыр. Так что же на самом деле вызывает образование этих больших нейтронных звезд и почему они не появляются в двойных парах с пульсарами?
По словам доктора Винья-Гомес, ответ может заключаться в звездном типе, который называется «лишенная звезда». Эти звездные объекты, также называемые гелиевой звездой, образуются только в двойных системах, и их водородная внешняя оболочка вытесняется другой звездой в системе, оставляя «голое» ядро из чистого гелия. Команда смоделировала эти типы звезд, чтобы понять, что с ними происходит после сверхновой. Это зависит от двух факторов: веса оставшегося ядра и силы взрыва сверхновой.
Используя модели звездной эволюции, ученые продемонстрировали, что для гелиевых звезд некоторые внешние слои гелия могут быть уничтожены во время взрыва сверхновой, что снизит вес звезды до такой степени, что она больше не сможет стать черной дырой. Это потенциально могло бы объяснить происхождение тяжелых нейтронных звезд, но остается еще один вопрос: почему они не становятся заметнее в двойных системах с пульсарами?
Ответ приходит из стандартного процесса в бинарных системах — массопереноса. Часто одна звезда в двойной системе уступает часть своего материала другой, более массивной звезде в процессе, известном как массоперенос. В системах нейтронных звезд он может иногда превращать нейтронную звезду в пульсар. Однако чем больше гелиевое ядро звезды, тем менее вероятен процесс массопереноса. Таким образом, в системах, которые образуют массивные нейтронные звезды, слишком низка вероятность того, что они окажутся в двойной системе с пульсаром.
Другие данные LIGO подтверждают эту теорию. Похоже, что слияния тяжелых нейтронных звезд столь же обычны во Вселенной, как слияния немного менее массивных нейтронных звезд с пульсарами. Может существовать целая популяция больших двойных систем нейтронных звезд, невидимая для наших обычных методов обнаружения. Но теперь, благодаря LIGO, мы должны, по крайней мере, видеть, когда они сливаются, что приближает человечество к истинному пониманию того, как устроены законы образования новых светил. https://www.popmech.ru/science/764783-a … m=main_big
Столкновения между нейтронными звездами оказались «золотой жилой» Вселенной
Большинство элементов легче железа формируются в недрах звезд в результате ядерных реакций. Однако если число протонов в ядре превышает 26, то их слияние становится энергетически невыгодным. Поэтому основными источниками таких элементов Периодической таблицы, как золото, платина и другие тяжелые элементы, считаются более высокоэнергетические события – столкновения между сверхплотными объектами, такими как нейтронные звезды и черные дыры. В новом исследовании команда под руководством Синь Юй Чен (Hsin-Yu Chen), исследователя-постдока из Института астрофизики и исследований космоса Общества Кавли Массачусетского технологического института, США, нашла, что наиболее вероятным источником золота, платины и других тяжелых металлов во Вселенной являются столкновения между двумя нейтронными звездами, а не столкновения между одной нейтронной звездой и одной черной дырой.
В 2017 г. при помощи гравитационно-волновых обсерваторий LIGO и Virgo было обнаружено столкновение между двумя нейтронными звездами, для которого удалось найти соответствие в оптическом диапазоне, что позволило оценить количество произведенных тяжелых элементов.
В своей работе Чен и ее коллеги задались вопросом, что является основным источником тяжелых элементов во Вселенной: столкновение между двумя нейтронными звездами или другой тип столкновения между двумя компактными объектами, зарегистрированный при помощи обсерваторий LIGO и Virgo – столкновение между нейтронной звездой и черной дырой?
Для анализа исследователи взяли два столкновения между нейтронными звездами и два столкновения типа нейтронная звезда-черная дыра, зарегистрированные до настоящего времени при помощи обсерваторий LIGO и Virgo.
Проведенные командой расчеты показали, что в среднем столкновения между двумя нейтронными звездами могут генерировать в 2-100 раз больше тяжелых металлов, чем столкновения между нейтронными звездами и черными дырами. Четыре столкновения, на которых базировался этот анализ, произошли, согласно оценкам, на протяжении последних 2,5 миллиарда лет. Отсюда исследователи делают вывод, что, по крайней мере на протяжении этого периода, в ходе столкновений между двумя нейтронными звездами формировалось больше тяжелых элементов, чем в столкновениях между нейтронными звездами и черными дырами.
Весы могут качнуться в сторону столкновений между нейтронными звездами и черными дырами, если черные дыры имеют высокие скорости собственного вращения и малые массы. Однако до настоящего времени среди зарегистрированных столкновений с участием черных дыр не наблюдалось черных дыр с такими параметрами, пояснили члены исследовательской группы.
Чен и ее коллеги надеются, что после того как обсерватории LIGO и Virgo возобновят свои наблюдения в следующем году, обнаружения новых гравитационно-волновых событий позволят уточнить сделанные командой оценки скорости производства тяжелых элементов в ходе столкновений каждого из рассмотренных типов. Эти скорости, в свою очередь, могут помочь определить возраст далеких галактик, исходя из содержания в них различных элементов, пояснили авторы.
Первичные гравитационные волны продолжают ускользать от астрономов
Стандартная модель космологии - это удивительно мощное и точное описание Вселенной, прослеживающее ее эволюцию от большого взрыва до ее нынешнего состояния, но она не лишена загадок. Один из самых больших нерешенных вопросов стандартной модели известен как ранняя космическая инфляция.
Идея заключается в том, что в самые ранние моменты после большого взрыва Вселенная интенсивно расширялась. Пространственные расстояния порядка нанометра расширились до более чем 10 световых лет за крошечную долю секунды. Это дикая идея, но она широко принята среди космологов. Во-первых, мы знаем, что космическое расширение реально, потому что мы наблюдаем его в текущей вселенной. Во-вторых, раннее космическое расширение объяснило бы три важных факта о Вселенной. Наблюдается, что он пространственно плоский в больших масштабах, его фоновая температура чрезвычайно однородна, и мы не наблюдали какой-либо странной физики, такой как магнитные монополи.
Но только потому, что модель имеет смысл, это не делает ее истинной. Хотя раннее космическое расширение имеет большую теоретическую поддержку, в настоящее время нет никакого наблюдательного подтверждения этого. Найти наблюдения, подтверждающие это, оказалось чрезвычайно трудно. Настолько сложно, что несколько лет назад одно крупное исследование, известное как BICEP2, вызвало некоторые споры.
BICEP - это телескоп в Антарктиде, который наблюдает свет от космического микроволнового фона. Свет от космического фона поляризован, что означает, что он имеет ориентацию. В больших масштабах эта поляризация может принимать две формы: поляризацию в режиме E и поляризацию в режиме B. BICEP ищет поляризацию В-mode, потому что это режим, который может быть вызван первичными гравитационными волнами, вызванными ранним космическим расширением. Согласно теории, ранний всплеск инфляции был подобен звону космического колокола, и его гравитационные волны все еще эхом разносятся по Вселенной. Эти волны могут скручивать поляризованный свет в ориентацию В-режима.
Проблема в том, что поляризация В также может быть вызвана другими эффектами, такими как гравитационное линзирование и межзвездная пыль. В 2014 году BICEP2 объявил, что они обнаружили доказательства космической инфляции в режиме B, но затем им пришлось отказаться от своих заявлений, чтобы быть более осторожными. Результатом BICEP2 стало то, что результаты были неубедительными. Но были опубликованы новые результаты BICEP, и это немного обнадеживает.
В этой новой работе используются данные последних наблюдений BICEP, известных как BICEP3, а также наблюдения Планка, WMAP, Кека и BICEP2. Объединенные данные снижают уровень шума до уровня ниже уровня сигнала некоторых моделей. На этом уровне они не обнаружили поляризации в В режиме, которая не могла бы быть объяснена пылью или другими эффектами. Другими словами, они не видели никаких свидетельств существования первичных гравитационных волн. Это означает, что можно исключить широкий спектр так называемых “простых” моделей ранней космической инфляции. Если ранняя космическая инфляция действительно существует, ее эффект должен быть более тонким, чем мы думали.
Это захватывающе, потому что это означает, что мы быстро приближаемся к точке, когда ранняя космическая инфляция будет либо подтверждена, либо отклонена. В следующем десятилетии либо астрономы наконец-то увидят первичные гравитационные волны, либо космологам придется серьезно переосмыслить самые ранние моменты Вселенной. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1027191601
Исследователи изучают планетарную туманность NGC 6905 и ее центральную звезду
Используя Северный оптический телескоп (НЕ), астрономы исследовали планетарную туманность, известную как NGC 6905 и ее центральную звезду. Результаты исследования, представленные в статье, опубликованной 18 октября на сервере предварительной печати arXiv, дают больше информации о природе этого объекта.
Планетарные туманности - это расширяющиеся оболочки газа и пыли, которые были выброшены из звезды в процессе ее эволюции из звезды главной последовательности в красного гиганта или белого карлика. Они относительно редки, но важны для астрономов, изучающих химическую эволюцию звезд и галактик.
NGC 6905 находится на расстоянии около 8800 световых лет от Земли, также известная как "Туманность Голубой вспышки" за ее характерные цвета, представляет собой высоковозбужденную планетарную туманность с явно комковатой морфологией. Она состоит из центральной округлой полости с угловым радиусом около 0,81 световых лет и пара удлиненных V-образных конструкций, простирающихся в двух противоположных направлениях. Центральная звезда этой планетарной туманности, обозначенная HD 193949, является звездой типа Вольфа-Райе с радиусом около 0,15 солнечных радиусов, массой около 0,6 солнечных масс и эффективной температурой в диапазоне 150 000-165 000 градусов К.
Группа астрономов во главе с Виктором Маурисио Альфонсо Гомесом-Гонсалесом из Национального автономного университета Мексики недавно провела многоволновое исследование NGC 6905 и HD 193949, стремясь пролить больше света на свойства и структуру этого объекта. Исследование основано в основном на данных ALFOSC, а также на архивных инфракрасных изображениях, полученных с телескопов, таких как Spitzer и WISE НАСА.
«Мы представляем многоволновую характеристику планетарной туманности NGC 6905 и ее центральной звезды типа [Вольф-Райет] ([WR]) (CSPN) HD 193949. Наш Северный оптический телескоп (НЕ) Спектрограф слабых объектов Альгамбры и изображения камеры ALFOSC в беспрецедентных деталях раскрывают высокоионизированную структуру NGC 6905», - пишут исследователи в статье.
Наблюдения позволили команде обнаружить три широких выпуклости WR, так называемые O-выпуклости, синюю и красную выпуклость, подтвердив, что HD 193949 относится к классу [WO] Вольфа-Райета. Они также обнаружили 21 особенность WR, которая предполагает, что спектральный тип этого CSPN не может быть позже звезды подтипа [WO2]. Эффективная температура HD 193949 была измерена на уровне около 140 000 градусов по Цельсию, что ниже, чем считалось ранее.
Основываясь на данных, астрономы исследовали физические свойства и химическое содержание различных областей NGC 6905. Они обнаружили, что узлы с низкой ионизацией, расположенные на северо-западе и юго-востоке этой планетарной туманности имеют одинаковую электронную плотность или температуру электронов по сравнению с другими областями. Среднее значение электронной плотности было рассчитано как 500/см3, а температура электронов - на уровне 13000 градусов К.
Исследователи отметили, что NGC 6905 имеет такое же содержание, что и другие WRPN, но немного меньшее соотношение азота и кислорода.
«В частности, сравнение отношения N/O с содержанием N показывает, что CSPN NGC 6905 имеет относительно низкую начальную массу, около 1 солнечной массы. Это делает NGC 6905 одной из WRPN с менее массивной центральной звездой», - пояснили ученые.
Исследование также позволило астрономам сделать вывод об отсутствии аномального обогащения углеродом в NGC 6905, что предполагает, что в ее формировании или производстве не участвовал очень поздний тепловой импульс (VLTP). Кроме того, команда воспроизвела туманность и свойства пыли NGC 6905 и обнаружили, что общая масса газа в этой планетарной туманности находится в диапазоне от 0,31 до 0,47 массы Солнца, в то время как масса пыли оценивается в диапазоне от 0,00224 до 0,00169 массы Солнца. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1027200048
Призрак Мираха
Авторы и права: Джон Чумак Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Насколько мы можем судить о призраках, Призрак Мираха вовсе не такой ужасный. Действительно, Призрак Мираха – это всего лишь слабая, туманная галактика, хорошо известная астрономам. Она случайно оказалась почти на одном луче зрения с яркой звездой Мирах. Находящийся в центре этого звездного поля Мирах также называют β Андромеды. Мирах удален от нас на 200 световых лет, это – красный гигант, он холоднее, но намного больше Солнца, и поэтому его светимость во много раз больше, чем у нашей родной звезды. На большинстве телескопических изображений из-за сияния Мираха и окружающих его дифракционных лучей трудно рассмотреть, что находится вблизи звезды, и слабая туманная галактика выглядит как внутреннее отражение яркого звездного света в телескопе. Все же на этом четком изображении Призрак Мираха хорошо виден выше и правее звезды. Галактика занесена в каталог как NGC 404, а расстояние до нее – примерно 10 миллионов световых лет. http://www.astronet.ru/db/msg/1778141
Обнаружена черная дыра с искривленным аккреционным диском
Учёных заинтересовала бинарная звёздная система MAXI J1820+070, которая была обнаружена японским рентгеновским телескопом на борту Международной космической станции в 2018 году. Как правило, в подобных бинарных системах находится маломассивная звезда, похожая на наше Солнце, и гораздо более компактный объект — он может быть белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой. Рассматриваемая MAXI J1820+070 содержит черную дыру, масса которой по крайней мере в 8 раз превышает массу нашего Солнца.
Алена Ядвичук
Pexels
Международная группа астрофизиков обнаружила изменения в яркости света, наблюдаемого в окрестности одной из ближайших к нам черных дыр, расположенной на расстоянии 9 600 световых лет от Земли.
Световая кривая, которую проанализировали ученые, была получена увлеченными астролюбителями в течение почти годовых наблюдений по всему миру. Звезда в MAXI J1820+070 — одна из трех самых ярких когда-либо наблюдавшихся рентгеновских звезд. Это так не только потому, что она крайне близка к Земле, но и потому, что она удачно находится вне заслоняющей плоскости нашей Галактики Млечный Путь. Поскольку она оставалась яркой в течение многих месяцев, большому числу людей удалось за ней понаблюдать.
Но почти через 3 месяца после начала вспышки произошло нечто неожиданное — световая кривая словно претерпела огромную модуляцию с периодом около 17 часов — на пике наблюдалось удвоение яркости. При этом в рентгеновском диапазоне не произошло никаких изменений. Хотя небольшие квазипериодические видимые модуляции наблюдались в прошлом во время других рентгеновских вспышек, ничего подобного ранее не наблюдалось. Что же вызвало такое необычное поведение?
Материал из звезды втягивается компактным объектом в окружающий его аккреционный диск из спиралевидного газа. Вспышки происходят, когда материал в диске становится нагревается, аккрецирует на черную дыру и высвобождает огромное количество энергии, прежде чем пересечь горизонт событий. Этот процесс хаотичен и очень изменчив, его временные масштабы варьируются от миллисекунд до месяцев.
Когда огромное рентгеновское излучение исходит из очень близкой черной дыры, а затем облучает окружающую материю, в частности, аккреционный диск, нагревая его до температуры около 10 000 К, его излучение находится в оптическом диапазоне, в частности, мы видим излучаемый свет. Именно поэтому, когда интенсивность рентгеновской вспышки уменьшается, уменьшается и видимый свет.
Оставалось лишь одно возможное объяснение: огромный поток рентгеновского излучения облучал аккреционный диск и вызывал его искривление, обеспечивающее сильное увеличение его площади, вследствие чего увеличивался и световой поток. Такое поведение уже наблюдалось ранее в рентгеновских бинарах с более массивными звездами, но никогда не наблюдалось в системах с черной дырой и маломассивной звездой.
Учёным известно о нескольких десятках бинарных систем с черными дырами в нашей Галактике, имеющих массы в диапазоне 5-15 солнечных масс. Они также растут за счет аккреции материи.
Ученые предложили использовать нейтронные звезды в качестве детекторов темной материи
Стремление раскрыть природу темной материи — одна из величайших задач современной науки, но ключ к окончательному пониманию этой загадочной субстанции может скрываться в звездах.
Василий Макаров
Чрезвычайно плотные звезды помогут там, где не справляются детекторы на Земле
До сих пор ученые могли сделать вывод о существовании темной материи, но не наблюдали ее напрямую. На самом деле обнаружение частиц темной материи в экспериментах на Земле — сложная задача, потому что взаимодействия частиц темной материи с обычной материей чрезвычайно редки.
Для поиска этих невероятно редких сигналов нам нужен очень большой детектор — возможно, настолько большой, что его будет невозможно построить на Земле. Однако космос предоставляет альтернативный вариант в виде нейтронных звезд. По мнению астрономов, одна такая звезда может выступать в качестве детектора темной материи.
В исследовании, опубликованном в Physical Review Letters, ученые определили, как гораздо более точно использовать информацию, полученную с помощью изучения звезд, для своих целей.
Нейтронные звезды — это самые плотные звезды, которые, как известно, существуют и образуются, когда «обычные» гигантские звезды умирают в результате взрыва сверхновых. В результате остается сжатое ядро, в котором гравитация сжимает материю так сильно, что протоны и электроны объединяются, образуя нейтроны. При массе, сравнимой с массой Солнца (до сжатого до сферы с радиусом всего в 10 км), одна чайная ложка вещества нейтронной звезды имеет массу около миллиарда тонн!
Как мы уже говорили, темная материя очень слабо взаимодействует с обычной материей. Например, он может пройти через толщу свинца в один световой год (около 10 триллионов километров), не останавливаясь. Однако нейтронные звезды настолько плотны, что могут улавливать все частицы темной материи, которые проходят через них.
Теоретически, если частицы темной материи столкнутся с нейтронами в звезде, то потеряют энергию и окажутся в гравитационной ловушке. Со временем частицы темной материи будут накапливаться в ядре звезды. Ожидается, что это приведет к нагреву старых, холодных нейтронных звезд до уровня, который может быть недосягаем для будущих наблюдений. В крайних случаях накопление темной материи может вызвать коллапс звезды в черную дыру.
Это означает, что нейтронные звезды могут позволить нам исследовать определенные типы темной материи, которые было бы трудно или невозможно наблюдать в экспериментах на Земле.
Важнейшей задачей при использовании нейтронных звезд для обнаружения темной материи является обеспечение того, чтобы расчеты, используемые учеными, полностью учитывали уникальное окружение звезды. Хотя захват темной материи нейтронными звездами изучается на протяжении десятилетий, существующие расчеты упускают из виду важные физические эффекты.
В конечном итоге доказательства (или отсутствие доказательств) накопления темной материи в звездах дадут ценные подсказки о том, где нацелить экспериментальные усилия на Земле, помогая раскрыть тайну темной материи. https://www.popmech.ru/science/766053-u … rom=main_3
Ударная энергия: что вызывает сверхмощные взрывы в галактиках
В декабре 2019 года астрономам наконец удалось классифицировать колоссальный космический взрыв, обнаруженный еще в 2018 году – событие настолько яркое и мощное, что пришлось выделить его в совершенно новый класс.
Василий Макаров
Ни для кого не секрет, что в космосе существует великое множество высокоэнергетических явлений, а потому и взрывы там случаются довольно часто. Однако особые, чрезвычайно быстрые и интенсивные всплески энергии ученые обозначают как Fast Blue Optical Transients, или FBOT.
В 2018 году астрономы засекли в галактике, отстоящей от Земли на 200 миллионов световых лет, исключительно яркий FBOT AT2018cow, который прозвали «Корова». В скором времени у него отыскали родственников: взрыв «Коала», случившийся в еще более отдаленной галактике (от нее до Земли целых 3,4 миллиарда световых лет), а также взрыв CSS161010 (это его сокращенное название), который произошел на дистанции в 500 миллионов световых лет.
Чтобы понять масштабы этих событий, следует отметить, что «Корова» как минимум в 10 раз мощнее среднестатистического взрыва сверхновой. Однако у всех троицы была еще одна любопытная особенность — уровень радиоизлучения просто зашкаливал. Так, CSS161010 извергал в космос фантастическое количество звездного материала на колоссальной скорости – примерно 55% от скорости света!
Этот факт вызвал у астрономов сильное недоумение. Во время звездных взрывов вещество и в самом деле может разгоняться до околосветовых скоростей, но речь всегда идет о незначительном (по меркам звезды) количестве этого самого вещества. Так, обычно звезда разгоняет примерно одну миллионную от массы Солнца. Зато CSS161010 запустил на огромной скорости от 1 до 10% солнечной массы.
Отличия "обычного" взрыва сверхновой от гамма-всплеска и FBOT Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF
Так что же вызвало такие мощные взрывы? Они напоминают взрывы сверхновых, но вспыхивают и затухают невероятно быстро. Кроме того, из-за колоссальной температуры их свечение получает голубоватый оттенок, что также выделяет FBOT по сравнению с обычной сверхновой.
На данном этапе ученые вывели два возможных объяснения этим странным явлениям. Первое гласит, что FBOT возникает, когда черная дыра пожирает белого карлика; второй – что это необычная разновидность сверхновой, в результате которой ядро коллапсирует с огромной силой, превращаясь или в нейтронную звезду, или в черную дыру.
Как правило, взрывающаяся сверхновая сбрасывает сферическую оболочку из звездного материала, а иногда формирует вокруг ядра вращающийся аккреционный диск, питающий струи раскаленного вещества, вырывающиеся из его полюсов. Они-то и распространяют в космическом пространстве гамма-лучи, в результате чего данное явление получило название «гамма-всплеск».
Взрывы FBOT очень похожи, но отличаются от «обычных» сверхновых наличием весьма плотного облака вещества неизвестного происхождения. Когда ударная волна сталкивается с ним, то провоцирует очень быструю и невероятно яркую вспышку, которую приборы регистрируют в широком диапазоне длин волн. Исследователи обещают, что продолжат изучать загадочные космические взрывы и в будущем порадуют нас новыми открытиями. https://www.popmech.ru/science/589453-c … rom=main_2
Ученые не могут обнаружить предположительно существующие «стерильные» нейтрино
MicroBooNE detector
Детектор MicroBooNE, наблюдающий частицы, образующиеся при взаимодействии нейтрино, не обнаружил никаких признаков скрытых частиц, называемых стерильными нейтрино, несмотря на намеки в более ранних экспериментах, - пишет sciencenews.org.
На протяжении десятилетий физики подозревали существование четвертого вида нейтрино. Скрытая, гипотетическая субатомная частица может проникать в исследования нейтрино, почти безмассовых частиц без электрического заряда. Новое исследование ставит под сомнение эту идею, но оставляет неразгаданной загадку того, что вызвало странные результаты в некоторых нейтринных экспериментах.
«У нас все еще нет ответа, - говорит физик Кейт Шольберг из Университета Дьюка, которая не участвовала в получении нового результата. - Это одновременно и приятно, и неудовлетворительно».
Нейтрино, которые бывают трех известных разновидностей, в некоторых экспериментах обнаружены в большем количестве, чем ожидалось. Такое странное поведение породило заманчивую идею, что более незаметный четвертый тип нейтрино, называемый стерильным нейтрино, может ждать своего открытия. Но новые данные эксперимента Micro Booster Neutrino Experiment, или MicroBooNE, говорят в пользу канонического нейтринного трио.
Более ранний эксперимент под названием MiniBooNE, проведенный в Фермилабе в Батавии (штат Иллинойс), в течение многих лет обнаруживал при низких энергиях больше нейтрино, чем ожидалось, и этот намек усилился с появлением большего количества данных в 2018 году. Еще более ранний нейтринный эксперимент, проведенный в 1990-х годах, также обнаружил аналогичный сигнал.
С помощью MiniBooNE ученые исследовали явление, называемое осцилляцией нейтрино. Три известных разновидности нейтрино - электронные нейтрино, мюонные нейтрино и тау-нейтрино - могут трансформироваться или осциллировать от одного типа к другому по мере своего перемещения. MiniBooNE искал электронные нейтрино, образующиеся при осцилляции мюонных нейтрино. Очевидный избыток электронных нейтрино, наблюдаемый MiniBooNE, мог указывать на то, что переключение, казалось, происходило чаще, чем ожидалось, возможно из-за стерильных нейтрино, запутывающих колебания.
Но была загвоздка. Детекторы частиц не могут непосредственно определять нейтрино, вместо этого идентифицируя их, наблюдая, как другие частицы выплевываются, когда нейтрино взаимодействуют внутри детектора. А MiniBooNE имел тенденцию путать электроны - сигнатуру электронных нейтрино - с фотонами - частицами света, которые могли указывать на другую частицу. Это оставило ученых неуверенными, действительно ли избыточные события были электронными нейтрино. Стерильное нейтрино оставалось под вопросом.
Также в Фермилабе в эксперименте используется детектор усовершенствованного типа, который может отличать электроны от фотонов. Поэтому ученые решили исследовать избыточные события, пытаясь выяснить, связаны ли они с электронами или фотонами. Но MicroBooNE, как ни странно, не нашла вообще ничего лишнего. На семинаре 1 октября и в статье, опубликованной на arXiv.org, MicroBooNE в основном исключила возможность дополнительных событий, связанных с фотонами. Новый результат, о котором было сообщено 27 октября во время виртуального семинара, исключает многие возможные типы дополнительных событий с участием электронов, что делает идею стерильного нейтрино менее правдоподобной.
Непонятно, почему в одном эксперименте наблюдался избыток, а в другом - нет. По словам Шольберга, разница между этими двумя измерениями может быть связана с разными материалами, используемыми в детекторах: углеродом в случае MiniBooNE и аргоном для MicroBooNE.
Другие возможные объяснения избыточных событий, которые обнаружил MiniBooNE, еще предстоит исследовать, некоторые из которых могут выходить за рамки стандартной физики. Обнаружения, например, могут включать электроны в паре со своими партнерами из антивещества, позитронами. Эта пара может указывать пальцем на различные гипотетические субатомные вещества, в частности, на то, что называется аксионоподобной частицей.
Исследователи «устранили множество возможностей того, чем могло быть это превышение, поэтому я нашел результаты довольно убедительными, - говорит физик Мэйли Санчес из Университета штата Айова в Эймсе, которая не принимала участия в исследовании. - Вы предоставляете все меньше и меньше мест, где можно спрятаться этим стерильным нейтрино».
Но надежда на стерильные нейтрино не потеряна полностью: более сложный сценарий, включающий стерильное нейтрино в сочетании с другими теоретически новыми явлениями, все еще может объяснить избыточные события.
Наблюдения атмосферы планеты, лежащей на расстоянии в 340 световых лет от Земли
Международная команда ученых, возглавляемая ассистент-профессором Майклом Лайном (Michael Line) из Школы исследования Земли и космоса Университета штата Аризона, США, используя наземную обсерваторию Gemini («Джемини»), расположенную на территории Чили, впервые смогла напрямую измерить количество воды и монооксида углерода в атмосфере планеты, лежащей в иной планетной системе, находящейся на расстоянии около 340 световых лет от Земли.
В этом исследовании Лайн и его команда сфокусировались на планете под названием WASP-77Ab, относящейся к классу «горячих юпитеров», экзопланет, называемых так потому, что по размерам они близки к крупнейшей планете Солнечной системы, но при этом имеют температуру свыше 1000 градусов Цельсия. Исследователи изучили состав атмосферы планеты, чтобы понять, какие элементы в ней присутствуют, и отличается ли элементный состав вещества планеты от состава вещества родительской звезды.
Планета WASP-77Ab наблюдалась ранее при помощи космического телескопа Hubble («Хаббл») НАСА/ЕКА, однако инструменты «Хаббла» способны измерять лишь содержание воды (или кислорода), а команде было необходимо также измерить содержания монооксида углерода (или углерода). Поэтому команда прибегла к помощи обсерватории Gemini-South («Джемини-Юг»).
Используя инструмент под названием Immersion GRating INfrared Spectrometer (IGRINS) обсерватории Gemini-South, команда наблюдала тепловое свечение экзопланеты по мере ее обращения вокруг родительской звезды. При помощи этого инструмента удалось собрать информацию о присутствии и относительных количествах различных газов в атмосфере планеты.
Так же, как метеорологические спутники используются для измерения количества водяных паров и диоксида углерода в атмосфере Земли, спектрометры и телескопы, такие как инструмент IGRINS обсерватории Gemini-South, могут быть использованы для измерений количеств различных газов в атмосферах других планет.
Имея на руках сверхточные данные по содержанию монооксида углерода и воды в атмосфере планеты WASP-77Ab, команда смогла затем оценить относительные содержания кислорода и углерода в атмосфере планеты.
«Эти количества соответствовали нашим ожиданиям и оказались примерно равны соответствующим количествам этих элементов в веществе родительского светила», - сказал Лайн.
Получение прецизионных данных по содержанию газов в атмосфере далекой планеты является не только важным техническим достижением, особенно если говорить об использовании для наблюдений только наземной обсерватории, но также может помочь ученым при поисках жизни на других планетах.
«Эта работа демонстрирует универсальный метод, который мы можем в конечном счете использовать для измерения концентраций так называемых биосигнатурных газов, таких как кислород и метан, в атмосферах потенциально обитаемых планет в не столь отдаленном будущем», - сказал Лайн.
Открыта черная дыра, окруженная «гнутым» аккреционным диском*
Международная команда астрофизиков из Южной Африки, Соединенного Королевства, Франции и США обнаружила значительные вариации яркости излучения, наблюдаемого со стороны одной из самых близких к нам черных дыр в Галактике, расположенной на расстоянии около 9600 световых лет от Земли. Такие модуляции яркости оптического света, как считают авторы работы, вызваны значительным искажением формы аккреционного диска.
Этот объект под названием MAXI J1820+070 вспыхнул в рентгеновском диапазоне как новый транзиент в марте 2018 г. и был открыт при помощи японского рентгеновского телескопа, расположенного на борту Международной космической станции. Такие транзиенты, системы, демонстрирующие мощные вспышки, представляют собой двойные звезды, состоящие из одной звезды небольшой массы, похожей на нашей Солнце, и компактного объекта, который может быть представлен белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой. В данном случае объект MAXI J1820+070 включает черную дыру, масса которой составляет не менее восьми масс Солнца.
Открытие, представленное в новой работе, было сделано на основе анализа подробной кривой блеска этого источника, получаемой на протяжении более чем одного года астрономами-любителями из разных стран мира, входящими в ассоциацию AAVSO (American Association of Variable Star Observers). Объект MAXI J1820+070 представляет собой один из трех самых ярких рентгеновских транзиентов, когда-либо наблюдаемых в истории астрономии, что обусловлено как его близостью к Земле, так и расположением на небе за пределами пятна Млечного пути, мешающего наблюдениям. Поскольку этот источник оставался ярким на протяжении нескольких месяцев, его смогли наблюдать так много астрономов-любителей.
Исследовательская группа создала визуализацию этой системы (см. рис.), демонстрирующую, как гигантский выброс рентгеновского излучения происходит очень близко к черной дыре, а затем облучает окружающую черную дыру материю, в особенности аккреционный диск, разогревая его до температуры примерно в 10 000 Кельвинов, что подтверждается излучением в оптическом диапазоне. Поэтому при затухании рентгеновской вспышки происходит одновременное затухание оптического излучения.
Однако примерно через три месяца после начала вспышки произошло кое-что необычное – на кривой блеска источника в оптическом диапазоне стали наблюдаться необъяснимые колебания яркости с периодом около 17 часов, имеющие очень большую величину, в то время как поток рентгеновского излучения оставался примерно на одном уровне.
«Мы быстро смогли исключить из возможных объяснений классическую версию о том, что рентгеновские лучи освещают внутреннюю сторону звезды-донора, поскольку увеличение яркости происходило не в том временном масштабе, в котором предполагают модели этого процесса», - сказал Фил Чарльз (Phil Charles), член группы и профессор Университета Саутгемптон, Великобритания. Также была исключена версия о том, что колебания яркости связаны с областью небольшого размера, в которой происходит перенос материала от звезды к диску, окружающему компактный объект, поскольку наблюдаемая модуляция яркости перемещалась по отношению к орбите.
В результате осталось лишь одно возможное объяснение, согласно которому гигантский поток рентгеновского излучения бомбардировал диск и вызывал его искажение, как показано на рисунке. Это искажение обеспечивало резкое увеличение освещенной площади диска, приводя к значительному росту яркости в оптическом диапазоне, пояснили авторы.
Уточненная модель снизила эффективность нейтронных звезд как детекторов темной материи
Wikimedia Commons
Физики-теоретики из Австралии и Германии пришли к выводу, что интенсивность захвата гипотетических частиц темной материи нейтронными звездами может быть на порядки ниже, чем считалось ранее. Ученые использовали более точную теорию, в которой учитывается сложная внутренняя структура нейтрона при его взаимодействии с частицами темной материи, а также не пренебрегается взаимодействием нейтронов друг с другом. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Многочисленные астрономические наблюдения за движением звезд в галактиках указывают на существование темной материи, однако все попытки зарегистрировать элементарные частицы, из которых эта материя состоит, в земных экспериментах до сих пор не увенчались успехом. Это означает, что взаимодействие темной материи с частицами Стандартной модели настолько слабое, что в детекторах темной материи не происходит ни одного акта взаимодействия. Это привело ученых к идее, что стоит изучать результаты взаимодействия темной материи с небесными телами, которые состоят из настолько большого числа частиц и существуют так долго, что должно было произойти много актов их взаимодействия с частицами темной материи. Сначала было предложено изучать последствия возможного взаимодействия темной материи с Солнцем, но потом была выдвинута идея, что еще лучшими детекторами могут быть нейтронным звезды из-за их огромной плотности.
Гипотетические наблюдаемые последствия захвата частиц темной материи нейтронными звездами зависят от деталей взаимодействия этих частиц с нейтронами. Если они накапливаются внутри звезды, передав свой импульс нейтронам, то со временем это должно привести к настолько существенному увеличению массы нейтронной звезды, что она коллапсирует в черную дыру. Если же частицы аннигилируют, передав всю свою энергию веществу нейтронной звезды, то она нагревается. Ученые считают, что с помощью инфракрасных телескопов следующего поколения этот нагрев может быть заметен.
При расчете взаимодействия частиц темной материи с нейтронной звездой обычно используются те же приближения, что и при их взаимодействии со звездами и планетами. Эти приближения заключаются в игнорировании внутренней структуры нейтронов при их взаимодействии с частицами темной материи и пренебрежении взаимодействием нейтронов друг с другом.
Группа физиков-теоретиков в составе Николь Ф. Белл (Nicole F. Bell), Сандры Роублз (Sandra Robles) и Майкла Виргато (Michael Virgato) из Университета Мельбурна, Джорджио Бузони (Giorgio Busoni) из Института ядерной физики Общества Макса Планка, Тео Ф. Мотты (Theo F. Motta), и Энтони В. Томаса (Anthony W. Thomas) из Университета Аделаиды провела детальный расчет взаимодействия частиц темной материи с нейтронной звездой, в котором не делались такие упрощения и оказалось, что более точный результат очень сильно отличается от приближенного.
Включение взаимодействия нейтронов друг с другом свелось к замене массы нейтрона на эффективную массу, которая зависит от плотности нейтронной звезды, меняющейся в зависимости от глубины (см. рисунок). Влияние этого эффекта на интенсивность взаимодействия темной материи со звездой оказалось наиболее сильным, если масса частиц темной материи существенно превышает массу нейтрона. В этом случае интенсивность взаимодействия падает приблизительно на порядок.
Зависимость эффективной массы нейтронов в нейтронной звезде от их радиальной координаты для разных масс нейтронной звезды Nicole F. Bell et al, Nucleon Structure and Strong Interactions in Dark Matter Capture in Neutron Stars, Physical Review Letters (2021)
Нейтронная звезда, в отличие от других космических объектов, которые предлагается использовать в качестве детекторов темной материи, создает очень сильное гравитационное поле, ускоряющее падающие на звезду частицы темной материи до скоростей, сравнимых со скоростью света. Расчет теоретиков показал, что если масса частиц темной материи достаточно велика (больше массы нейтрона), то при столкновении с нейтронами звезды ее импульс так велик, что она может почувствовать внутреннюю структуру нейтрона, и это снизило интенсивность их взаимодействия на целых два порядка. Если же масса частиц темной материи мала (меньше 20 процентов от массы протона), то неточечность нейтрона почти не влияла на интенсивность взаимодействия.
Учет обоих эффектов привел к снижению интенсивности взаимодействия тяжелых частиц темной материи с нейтронами (а значит и числа актов взаимодействия этих частиц со звездой) приблизительно на три порядка. Для легких же частиц результаты вычислений очень хорошо совпали с приближенными.
Ранее мы писали о том, как астрофизики предложили использовать экзопланеты и Юпитер в качестве детекторов темной материи.
МОСКВА, 28 окт — РИА Новости. Данные, переданные космическим аппаратом "Юнона", свидетельствуют о том, что знаменитое Большое красное пятно Юпитера — буря диаметром 16 тысяч километров, которая бушует в атмосфере планеты — простирается глубже, чем предполагалось ранее, а ее местоположение, возможно связано с аномалией гравитационного поля планеты. Две статьи на эту тему опубликованы в журнале Science (статья 1, статья 2).
Автоматическая межпланетная станция НАСА "Юнона" (Juno) находится на орбите Юпитера с 2016 года. Задача миссии — изучение гравитационного и магнитного полей планеты, исследованием атмосферы, а также проверка гипотезы о наличии у Юпитера твердого ядра. Авторы статей публикуют новые данные о метеорологии Юпитера и ее связи с более глубокими недрами планеты.
В атмосфере Юпитера изобилуют сильные штормы и вращающиеся системы ветров. Самая крупная и известная из них — Большое красное пятно, мощный постоянно действующий круговой шторм, способный поглотить Землю целиком. До сих пор было непонятно, ограничивается ли он верхними частями атмосферы или или простирается дальше вглубь. Для оценки глубины и структуры Большого красного пятна ученые использовали микроволновые и гравитационные измерения.
Микроволновый радиометр MWR, размещенный на борту "Юноны" позволяет проникать вглубь облаков Юпитера на 550 километров. С его помощью ученые обнаружили, что шторм простирается ниже уровня облаков, то есть высоты конденсации воды и аммиака. По мнению авторов, это свидетельствует о том, что мелкомасштабные динамические процессы, приводящие к образованию осадков и нисходящих потоков, действуют на гораздо более глубоких уровнях атмосферы, чем предполагали ранее, что может указывать на связь между внутренними оболочками Юпитера и нижними слоями атмосферы.
В рамках гравиметрических измерений, проведенных во время полета "Юноны" над Большим красным пятном, ученые обнаружили колебания гравитационного поля планеты, вызванные штормом, а также то, что зональные струи, питающие шторм, уходят глубоко вниз. Согласно данным гравиметра GSE, глубина Большого красного пятна составляет не более 500 километров, а окружающие струи простираются до глубин в 3000 километров. https://ria.ru/20211028/yupiter-1756768503.html
Явление Ореола Цефея
Авторы и права: Лео Шац Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Может показаться, что в этом звездном поле, плывущем по небу в созвездии Цефея, обитают призраки. Но на самом деле это всего лишь космические пылевые облака, слабо светящиеся отраженным звездным светом. Далеко от знакомых нам мест на планете Земля, они прячутся на краю комплекса молекулярных облаков Ореол Цефея, удаленного от нас на 1200 световых лет. Туманность Sh2-136 или vdB 141, которую также называют туманностью Призрак, находится правее центра этого богатого звездами поля. Ее размер – более двух световых лет, и она ярче других призрачных видений. Внутри туманности имеются признаки сжатия плотных сгущений. Вероятно, мы наблюдаем ранние этапы звездообразования. Из темноты выступает NGC 7023, или туманность Ирис, в которой пыль отражает голубоватый свет горячих молодых звезд. Она видна левее центра картинки. Богатое межзвездной пылью поле, запечатленное на этом широкоугольном телескопическом снимке, охватывает на небе область размером почти в семь дисков полной Луны. http://www.astronet.ru/db/msg/1778552
Обратная сторона Плутона в отраженном свете Харона
Credits: NASA/Johns Hopkins APL/Southwest Research Institute/NOIRLab
Космический аппарат НАСА «Новые Горизонты» вошел в историю, передав первые изображения Плутона и его спутников крупным планом. Теперь исследователи из команды «Новые Горизонты» расширили фотоальбом Плутона, включив в него ту часть ландшафта, которая не была напрямую освещена солнечным светом – то, что команда называет «темной стороной» Плутона.
После полета в 12 550 километрах от ледяной поверхности Плутона 14 июля 2015 года АМС «Новые Горизонты» оглянулась на карликовую планету и сделала серию изображений ее темной стороны. Освещенная далёким Солнцем туманная атмосфера Плутона выделялась, как яркое кольцо света, опоясывающее тёмную сторону Плутона. Со своей точки зрения, когда проводился этот эксперимент, станция видела южное полушарие Плутона, большая часть которого переходила в его зимнюю сезонную темноту – что-то очень похожее на темные месячные арктические и антарктические зимы на Земле (зимний сезон длится на Плутоне 62 земных года).
К счастью, часть тёмного южного полушария Плутона была освещена слабым солнечным светом, отражающимся от ледяной поверхности самого большого спутника Плутона – Харона. Этого «света Харона» было достаточно для исследователей, чтобы выявить детали южного полушария Плутона, которые нельзя было бы получить никаким другим способом. «По поразительному совпадению количество света от Харона на Плутоне близко к количеству света Луны на Земле, в той же фазе для каждого из них», – рассказывает Тод Лауэр, астроном Национальной обсерватории исследований оптической инфракрасной астрономии (г. Тусон, Аризона). – «В то время освещение Харона на Плутоне было похоже на освещение нашей собственной Луны на Земле, когда она находилась в фазе первой четверти». Алан Стерн, руководитель команды «Новые Горизонты», заявил, что «работа по обработке изображений, которую вел Тод Лауэр, была совершенно современной, и она позволила нам узнать некоторые увлекательные вещи о той части Плутона, которую мы иначе не смогли бы узнать.»
Восстановить детали поверхности Плутона в слабом лунном свете было непросто. При взгляде на Плутон с помощью телескопа LORRI на борту АМС «Новые Горизонты», рассеянный свет от Солнца (которое находилось почти прямо за Плутоном) создавал сложный фоновый свет, который был в 1000 раз сильнее, чем сигнал, производимый отраженным Хароном. Кроме того, яркое кольцо атмосферной дымки, окружающее Плутон, само было сильно переэкспонировано, создавая дополнительные артефакты на изображениях. Потребовалась комбинация из 360 изображений темной стороны Плутона и других 360 изображений, снятых с той же геометрией, но без Плутона на изображении, чтобы создать окончательное изображение с вычтенными артефактами, оставив только сигнал, произведенный отраженным Хароном светом.
Полученная карта, хотя и содержит цифровой шум, показывает несколько характерных особенностей затененной поверхности Плутона. Самая заметная из них – зона темного полумесяца на западе, куда не падали ни солнечный свет, ни свет Харона, когда станция сделала снимки. Также бросается в глаза большая яркая область на полпути между южным полюсом Плутона и его экватором. Команда подозревает, что это может быть залежь азота или метанового льда, похожая на известное ледяное «сердце» Плутона на его противоположной стороне. Южный полюс Плутона и область поверхности вокруг него, кажется, покрыты темным материалом, резко контрастирующим с более светлой поверхностью северного полушария Плутона. Исследователи подозревают, что разница может быть следствием того, что Плутон недавно завершил свое южное лето (которое закончилось за 15 лет до пролета). Команда предполагает, что летом азотный и метановый льды на юге, возможно, сублимировались с поверхности, превратившись непосредственно из твердого вещества в пар, в то время как темные частицы тумана оседали над там же.
Будущие инструменты на Земле могли бы в конечном итоге проверить изображение команды и подтвердить их другие подозрения, но для этого потребуется, чтобы южное полушарие Плутона находилось под солнечным светом – чего не случится почти 100 лет. «Самый простой способ подтвердить наши идеи – это отправить дополнительную миссию», – заявил Лауэр.
Темная сторона Плутона показана ниже в виде анимации: наложение карты показывает физический размер Плутона (черный круг) и предел освещения Харона (сплошная вертикальная золотая линия), когда АМС «Новые Горизонты» сделала снимки. Пунктирные золотые линии обозначают широты, южный полюс Плутона находится внизу. Чрезвычайно высокий контраст изображений делает видимым большую, заметно яркую область на полпути между южным полюсом Плутона и его экватором (третья пунктирная линия снизу). Команда подозревает, что это может быть залежь азота или метанового льда, похожая на ледяное «сердце» Плутона на его противоположной стороне. Темный полумесяц слева – это место, куда не падали ни прямой солнечный свет, ни свет, отражённый от Харона (С) NASA/Johns Hopkins APL/Southwest Research Institute/NOIRLab https://aboutspacejornal.net/2021/10/28/обратная-сторона-плутона-в-отраженно/
CW Leonis является углеродной звездой – красным гигантом, в атмосфере которого углерод преобладает над кислородом. Новости партнеров
Космический телескоп «Hubble» получил самый детальный на сегодня снимок умирающей звезды CW Leonis, расположенной на расстоянии 400 световых лет от Земли в направлении созвездия Лев. Ее свет пробивается через плотные облака газа и пыли, которые образованы внешними слоями CW Leonis, выброшенными в пространство.
Снимок звезды CW Leonis, полученный космическим телескопом «Hubble». Credit: ESA/Hubble/NASA, T. Ueta, H. Kim
CW Leonis является углеродной звездой – красным гигантом, в атмосфере которого углерод преобладает над кислородом. По оценкам астрономов изначально CW Leonis превосходила Солнце по массе в 3–5 раз, однако к текущему моменту она «похудела» примерно на треть.
Возраст окружающей звезду оболочки составляет не менее 69 тысяч лет, а ее неоднородность и сложная структура обусловлены либо магнитным циклом CW Leonis, приводящим к периодическому увеличению выброса вещества, либо пока необнаруженным компаньоном. https://in-space.ru/hubble-sfotografiro … enoj-pyli/
Физики не увидели блокады Паули в двухэлектронных корреляциях на кончике вольфрамовой иглы
S. Keramati et al. / Physical Review Letters, 2021
Американские физики теоретически и экспериментально исследовали корреляции, возникающие в парах электронов, фотоиндуцированных из кончика тонкой вольфрамовой иглы. Они выяснили, что в этом случае кулоновское отталкивание играет решающую роль, в то время как блокадой Паули можно пренебречь. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Корреляционная спектроскопия — это мощный метод исследования структурных или динамический свойств вещества. Как правило, это словосочетание ассоциируется в первую очередь с оптическими корреляциями при динамическом рассеянии света, которое используется для гранулометрического анализа в широкой предметной области, однако схожие методы существуют и в ядерной физике для исследования фемтометровой геометрии ионного источника, и в астрономии для оценки угловых размеров объектов.
Идея метода заключается в поиске закономерностей при измерении потоков частиц не одним, а двумя детекторами, либо в поиске корреляций между двумя сигналами, регистрируемых одним детектором. Лучше всего эта идея развита для света, выступающего в роли носителя информации, однако похожие принципы могли бы быть реализованы и для электронных пучков. Электроны, испускаемые большинством источников, редко оказываются скоррелированными. Чтобы это произошло, необходимо обеспечить достаточно малое расстояние между ними в течение достаточного количества времени.
По мере развития сканирующей электронной микроскопии и электронной дифрактометрии физики постоянно усовершенствуют электронные источники. Оказалось, что корреляционные эффекты влияют на пространственное и временное разрешения методов. Тем не менее, детали этих корреляций и соответствующую статистику пока никто не изучал.
Группа американских физиков из Университета Небраски в Линкольне под руководством Тимоти Гея (Timothy Gay) решила разобраться с тем, как именно меняются статистические свойства электронных пучков, если обеспечить тесное взаимодействие между ними. Для этого физики облучали кончик вольфрамовой наноиглы импульсами титан-сапфирового лазера длительностью 100 фемтосекунд с периодичностью 13,2 наносекунды. Условия эксперимента были подобраны таким образом, чтобы в большинстве случаев это не приводило фотоэмиссии. Однако в среднем 1 импульс из 100000 выбивал по одному электрону, а 1 из 10000000 — по два. Последний процесс представлял наибольший интерес для исследования корреляций.
Схема эксперимента S. Keramati et al. / Physical Review Letters, 2021
Электроны направлялись на пару детекторов, из сигналов которых собиралась статистика по совпадениям. Физики строили график зависимости числа совпадений от времени между фиксацией электронов, который имел осциллирующий характер с периодом, равным периоду лазерного импульса. Авторы заключили, что все пики, кроме того, который соответствовал нулевой задержке, вызваны срабатыванием детекторов на одиночные электроны, рожденные различными импульсами. Нулевой же пик, за который отвечают исключительно парные электроны, оказался на четверть ниже по высоте, что свидетельствует о корреляциях.
График зависимости числа совпадений от времени между фиксацией электронов. Серыми кружками показаны измерения, штрихованной линией – симуляция для случая пуассоновой (нескоррелированной) статистики, сплошной линией – симуляция с учетом кулоновского отталкивания. S. Keramati et al. / Physical Review Letters, 2021
Источником корреляции электронов может быть два процесса. Первый заключается в обычном кулоновском отталкивании заряженных частиц, а второй — в эффекте блокады Паули, в основе которого лежит запрет фермионам занимать одинаковые состояния. Чтобы разобраться, какой именно эффект повлиял на результаты эксперимента, физики провели численные оценки для обоих случаев. Оказалось, что ключевую роль играет кулоновское отталкивание, которое уменьшает долю электронов, достигающих детектора.
В то же самое время оценки показали, что эффект блокады имеет малое влияние на статистику из-за малых времени и длин когерентности электронов. Для увеличения первого физики предложили использовать энергетические анализаторы, позволяющие уменьшать разброс электронов по энергиям, который связан с временем когерентности через неопределенность Гейзенберга. Применение же увеличивающей электронной оптики должно будет увеличить их пространственную когерентность. По оценкам авторов, существующее сегодня оборудование способно достичь режима, при котором блокада Паули будет играть существенную роль, что в перспективе поможет получить электронные пучки с квантовым вырождением.
Скоррелированные пучки частиц уже сейчас позволяют физикам получать изображения. Мы уже рассказывали, как это делают с помощью электронов и рентгеновского излучения.
Новые научные результаты от миссии Juno НАСА раскрывают тайны атмосферы Юпитера*
Новые находки, сделанные зондом Juno («Юнона») НАСА, обращающимся вокруг Юпитера, дают более полную картину связи между яркими, разноцветными атмосферными структурами, легко обнаруживаемыми при наблюдениях планеты, и невидимыми процессами, протекающими под его облаками. Эти результаты позволяют составить представление о поясах и зонах из облаков, обращающихся вокруг Юпитера, а также о полярных циклонах и даже о Большом красном пятне.
«Эти новые наблюдения, проведенные при помощи зонда Juno, представляют собой настоящий Клондайк новой информации о загадочных структурах Юпитера, которые мы так хорошо видим с Земли», - сказала Лори Глейз, директор планетологического департамента НАСА, находясь в штаб-квартире агентства в Вашингтоне, США.
Бортовой микроволновой радиометр (microwave radiometer, MWR) зонда позволяет вглядываться сквозь верхний слой облаков Юпитера для определения структуры его многочисленных атмосферных вихрей. Наиболее известным из этих вихрей является легендарный антициклон Большое красное пятно (БКП), размер которого больше размера всей Земли.
Согласно этим новым результатам, циклоны имеют более высокую температуру и соответственно низкую плотность в своей верхней части, в то время как внизу они характеризуются более низкой температурой и высокой плотностью. Антициклоны, вращающиеся в противоположном направлении, холоднее вверху и теплее внизу.
Находки также показывают, что эти вихри уходят вниз в атмосферу на значительно большую глубину, чем считалось. Так, глубина проникновения некоторых вихрей под верхний слой облаков составляет до 100 километров, а знаменитого БКП – порядка 350 километров, указывают ученые проекта Juno.
Огромные диаметр и высота БКП обусловливают его влияние на распределение массы в атмосфере, а следовательно, на гравитационное поле планеты. Изучение гравитационного поля Юпитера при помощи зонда Juno с использованием сети антенн Deep Space Network НАСА позволило получить новые данные о глубине БКП и наложить ограничение на высоту вихря в 500 километров – что в целом подтвердило данные, полученные учеными при помощи инструмента MWR.
Изучение поясов и зон Юпитера – чередующихся белых и красноватых полос, опоясывающих планету – позволило другой группе обнаружить структуры, близкие по строению к ячейкам Ферреля, в значительной мере контролирующих климат на нашей планете. Однако, если на Земле в одном полушарии содержится лишь одна ячейка Ферреля, то на Юпитере их обнаружено сразу восемь – причем каждая из ячеек примерно в 30 раз крупнее своего земного аналога.
Ранее миссия Juno открыла полигональные структуры, состоящие из гигантских циклонов в районах обоих полюсов Юпитера: восемь вихрей, образующих восьмиугольник - в районе северного полюса и пять вихрей в форме пятиугольника – в районе южного полюса Юпитера. Теперь, пять лет спустя, ученые, используя бортовой инструмент Jovian Infrared Auroral Mapper (JIRAM) зонда Juno, определили, что эти атмосферные явления демонстрируют удивительную устойчивость, оставаясь на одном и том же месте.
Данные, полученные при помощи инструмента JIRAM, также показывают, что, подобно ураганам на Земле, эти циклоны демонстрируют тенденцию движения к полюсам, однако циклоны, расположенные в центре каждого многоугольника, отталкивают вихри обратно. Это равновесие определяет местоположение циклонов и тот факт, что их число на разных полюсах различно.
Ряд работ, посвященных исследованиям Юпитера при помощи зонда Juno, увидел свет в журналах Science, Journal of Geophysical Research: Planets и Geophysical Research Letters. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1029112807
Жуткая фотография умирающей звезды выглядит как портал в подземный мир*
Это снимок красной гигантской звезды CW Leonis, полученный космическим телескопом Хаббла НАСА - как раз вовремя для празднования американцами Хэллоуина с жуткими небесными достопримечательностями.
Оранжево-красная "паутина" - это пыльные облака копоти, поглощающие умирающую звезду. Они были созданы из внешних слоев CW Leonis, выброшенных в чернильно-черную пустоту. Углерод, приготовленный в результате ядерного синтеза внутри звезды, создает богатую углеродом атмосферу. Выброс углерода обратно в космос обеспечивает сырье для формирования будущих звезд и планет. Вся известная жизнь на Земле построена вокруг атома углерода - сложные биологические молекулы состоят из атомов углерода, связанных с другими распространенными элементами во Вселенной.
Звезда находится на расстоянии 400 световых лет от Земли и является ближайшей углеродной звездой. Это дает астрономам возможность понять взаимодействие между звездой и окружающей ее турбулентной оболочкой. Сложная внутренняя структура оболочек и дуг может быть сформирована магнитным полем звезды. Подробные наблюдения Хаббла за CW Leonis, проведенные за последние два десятилетия, также показывают расширение потоков выброшенного материала вокруг звезды.
Яркие лучи света, исходящие от CW Leonis, являются одной из самых интригующих особенностей звезды. Их яркость изменилась за 15-летний период - невероятно короткий промежуток времени с астрономической точки зрения. Астрономы предполагают, что промежутки в пыли, окутывающей CW Leonis, могут позволить лучам звездного света проникать сквозь нее и освещать пыль, подобно прожекторным маякам в облачном небе. Однако точная причина резких изменений их яркости до сих пор остается необъяснимой.
Звезда сияет, когда внешнее давление из термоядерной печи в ядре уравновешивается действием силы тяжести. Когда у звезды заканчивается водородное топливо, постоянное притяжение силы тяжести приводит к тому, что звезда начинает разрушаться. По мере того как ядро сжимается, оболочка плазмы, окружающая ядро, становится достаточно горячей, чтобы начать плавить гелий, давая звезде вторую жизнь. Он выделяет достаточно тепла, чтобы резко расширить внешние слои звезды и превратиться в раздутого красного гиганта.
CW Leonis имеет оранжево-красноватый цвет из-за относительно низкой температуры поверхности - 2300 градусов по Фаренгейту. Однако зеленые лучи света, исходящие от звезды, светятся на невидимых длинах волн среднего инфракрасного диапазона. В отсутствие естественного цвета к инфракрасному изображению был добавлен зеленый цвет для лучшего анализа с помощью цветового контраста. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1030001858
Формирование планет из протопланетных дисков
Планеты и их родительские звезды формируются из одного и того же резервуара вещества звездной туманности, и поэтому их химические составы должны иметь сходство, однако практика наблюдений показывает, что элементные составы вещества планет не полностью совпадают с составами вещества родительских звезд. В нашей Солнечной системе, например, все каменистые планеты и планетезимали имеют близкие к солнечным соотношения между количествами тугоплавких элементов (таких элементов, как алюминий, которые конденсируются из газа при падении температуры ниже 1500 Кельвинов), однако обеднены летучими элементами (такими, как азот). Астрономы полагают, что это стало результатом формирования планет в ходе слияния уже сконденсировавшихся зерен минеральной пыли.
Вначале происходит коллапс ядра холодного молекулярного облака и формирование диска, при этом нагрев со стороны новорожденной звезды (плюс вязкое трение в диске) может вызвать испарение некоторой части первичного сконденсировавшегося материала – обусловливая таким образом повторную череду конденсаций минеральных фаз, но теперь уже в условиях более высоких температур и давлений, которые вдобавок демонстрируют стремительные эволюционные изменения. Астрономы также анализируют метеориты различных классов для определения химического состава их вещества. В зависимости от свойств исходного молекулярного облака и диска температуры, достигаемые в ходе формирования планет, могут оказаться недостаточными для испарения большей части тугоплавких соединений первичного материала. Поскольку различные минералы в планетезималях конденсируются при разных условиях, в разное время и в разных местах, то общая картина оказывается сложной, что затрудняет понимание наблюдаемого химического состава материала планет.
В новом исследовании геолог Михаил Петаев совместно с коллегами смоделировал коллапс ядра молекулярного облака и формирование звезды, диска и планет и проанализировал эволюцию температурного поля диска, чтобы определить порядок конденсации минеральных фаз. Исследователи нашли, что свойства исходного ядра облака оказывают значительное влияние на максимальные температуры, достигаемые в диске, и результирующие составы вещества планет и астероидов; максимальная температура наблюдается вскоре после окончания этапа коллапса – примерно через несколько сотен тысяч лет. Они также нашли, что, хотя элементный состав вещества звезды в целом напоминает состав материала ядра молекулярного облака, звезда оказывается слегка обеднена некоторыми наиболее тяжелыми тугоплавкими элементами – и поэтому состав вещества звезды может оказаться не самой точной аппроксимацией исходного состава ядра коллапсирующего облака. Только ядра облаков с высокими начальными температурами (или медленным вращением диска) позволят сформироваться планетам, материал которых будет богат огнеупорными соединениями. Более того, в работе Петаев и его коллеги приходят к выводу, что для получения составов материала, наблюдаемых в случае метеоритов Солнечной системы и планет земного типа, необходимо либо исходное ядро молекулярного облака с необычными свойствами, такими как температура свыше 2000 Кельвинов (намного выше среднего значения, составляющего около 1250 Кельвинов), или же некий другой источник тепла, который должен поднимать температуру протопланетного диска.
«Спектр-РГ» увидел поток протонов от мощной солнечной вспышки
NASA / SDO
Детекторы рентгеновского телескопа ART-XC космической обсерватории «Спектр-РГ» зафиксировали момент прихода потока солнечных протонов, ускоренных во время мощной вспышки класса X, произошедшей 28 октября, сообщается на сайте ИКИ РАН. Ожидается, что в ближайшие дни дошедший до Земли корональный выброс массы породит магнитную бурю.
В середине прошлого года начался новый цикл солнечной активности — он стал 25-м по счету с момента начала наблюдений, датированных концом XVIII века. Это проявляется в виде увеличения числа солнечных пятен и возникновения вспышек и корональных выбросов массы, которые, достигнув нашей планеты, могут вызывать полярные сияния, а также приводить к сбоям в работе спутников и наземных энергосистем.
28 октября 2021 года в 18:35 по московскому времени группа пятен AR2887 породила вспышку класса Х1, которая стала второй по интенсивности в текущем цикле. Она была зафиксирована космическими обсерваториями, такими как SDO или SOHO, и направлена к Земле. Вспышка уже привела к временным помехам в коротковолновой радиосвязи на Земле. Ожидается, что плазма коронального выброса достигнет нашей планеты 30–31 октября. Это приведет к магнитной буре класса G3 и возникновению полярных сияний в высоких и средних широтах.
NOAAA
Вспышку смогли заметить не только солнечные обсерватории, но и рентгеновский телескоп ART-XC имени Павлинского космической обсерватории «Спектр-РГ», которая находится вблизи второй точки Лагранжа в системе Солнце — Земля. Спустя полчаса после начала вспышки детекторы зарегистрировали четырехкратный рост уровня фонового рентгеновского излучения, что связывается с потоком протонов, ускоренных в солнечных вспышках. Подобные события являются вредными для телескопа, так как мешают наблюдениям за далекими галактиками или объектами Млечного Пути, поэтому ученым необходимо постоянно их отслеживать, чтобы не вести в этот момент наблюдений.
ИКИ РАН
О том, как годичные кольца помогли ученым понять силу вспышек на Солнце тысячу лет назад, читайте в нашем материале «События Мияке».
Почему Уран считается самой странной планетой Солнечной системы
Некоторые новые факты о планетах нашей родной Солнечной системы не могут не удивлять. Именно к такого рода открытиям относятся некоторые сведения об Уране.
Николай Кудрявцев
Кто бы мог подумать, что еще лет тридцать назад большинство ученых считали Солнечную систему довольно скучным местом (ну, может, за исключением Юпитера и Сатурна). Казалось, наша Земля вертится вокруг Солнца в компании мало чем примечательных кусков камня, где нет практически ничего интересного. Тем удивительнее последние сведения, например, об Уране.
Уран — это совершенно уникальная планета. Как уже было известно, плоскость экватора Урана наклонена к плоскости его орбиты под углом 98° — то есть планета вращается ретроградно, как будто лёжа на боку. Это приводит к серьезным последствиям. Если остальные планеты Солнечной системы больше похожи на вращающиеся волчки, то Уран скорее напоминает катящийся шар. Это влияет на смену дня и ночи на планете, а также на ее магнитное поле.
Новое исследование Технологического института штата Джорджии показывает, что магнитное поле Урана вращается вместе с планетой, то есть буквально меняет полюса каждый ее день.
Магнитосфера Земли организована вокруг Северного и Южного полюсов. Более того, если эти полюса вдруг поменяются местами, то нашей планете может грозить настоящая катастрофа. А на Уране подобная катастрофа происходит каждый новый день. Его магнитосфера хаотична, наклонена под углом 60 градусов к оси вращения планеты, и поэтому иногда она «открыта», а иногда «закрыта».
Авторы исследования, Кэрол Пэйти и Цинь Као, с помощью цифровых моделей, созданных на основе данных с «Вояджера-2», смогли симулировать деятельность магнитного поля Урана и раскрыть некоторые из его загадок, включая то, как оно каждый день то впускает солнечный ветер, то блокирует его. Статья об исследовании опубликована в журнале Journal of Geophysical Research: Space Physics.
Это открытие сделано благодаря данным с «Вояджера-2», который в 1986 году лишь пролетел мимо планеты. Что же мы найдем, когда отправим туда отдельную миссию? Кстати, всего неделю назад ученые NASA подали на рассмотрение проект как раз об организации такой беспилотной экспедиции. https://www.popmech.ru/science/371852-u … ain_middle
Почему Меркурий такой тёмный?
Учёные из Университета Джонса Хопкинса (США) выяснили, что тёмная поверхность Меркурия может представлять собой остатки древней коры из графита.
Александр Пономарёв
Меркурий является самой близкой к Солнцу и самой лёгкой планетой Солнечной системы. Он меньше Земли примерно в 20 раз, у него нет спутников, а по физическим характеристикам Меркурий напоминает Луну, но гораздо темнее неё.
Как правило, это свидетельствует о наличии в составе поверхности планеты изрядной доли железа, но в данном случае это не так, потому что на Луне железа оказалось больше.
Другая гипотеза предполагала, что тёмный цвет поверхности Меркурия обусловлен богатым содержанием углерода. И теперь она подтвердилась!
С помощью данных, переданных на Землю автоматической межпланетной станцией MESSENGER в 2016 году, исследователи сделали вывод, что связь большого количества углерода и крупных кратеров однозначно указывает на его «местное» происхождение.
Учёные утверждают, что углерод был спрятан в глубине древней коры, а к поверхности поднялся после многочисленных ударов метеоритов. Тёмное вещество представляет собой остатки углеродной коры, которая образовалась благодаря кристаллизации графита.
Вследствие геологических процессов графит перебрался ближе к поверхности и сделал её гораздо темнее.
Физики создали «суперионный лед», который может существовать на других планетах
Стрельба по капле воды одним из самых мощных лазеров в мире может быть не очевидным способом сделать кубик льда. Но действенным, если вам нужен лед, который находится глубоко внутри планетных гигантов.
Ученые знали об экзотических формах льда на протяжении десятилетий, но только недавно им удалось создать некоторые из наиболее экстремальных разновидностей льда в лаборатории.
Теоретически суперионный лед — это структура молекул воды в виде решетки из атомов кислорода, окруженная пулом непостоянного водорода. Технически это лед, но как жидкость и твердое тело в одном.
Это также вид льда, который образуется не при низких температурах, а при экстремальном давлении. Подумайте об уровне давления, которое естественным образом формируется глубоко под землей или, что еще лучше, около ядра массивных планет, таких как Нептун.
Хотя модели предсказывают некоторые условия, при которых должна появиться эта фаза воды, они немного расплывчаты, когда речь идет о точных температурах.
Образец воды необходимо поместить под давлением не менее 50 гигапаскалей — в полмиллиона раз больше силы, которую вы испытываете сейчас под атмосферой Земли, — а затем нагреть с помощью мощного лазера, чтобы приблизиться к чему-либо значительному.
Получив образец суперионного льда, команда смогла использовать ускоритель APS для генерации пучка рентгеновских лучей; при рассеянии от образца льда эти рентгеновские лучи указывают на положение его атомов.
Это позволило им определить, когда вода претерпела определенные фазовые переходы при изменении условий, и описать шаги, которые необходимо предпринять, чтобы превратиться в суперионный лед.
Они смогли увеличить давление в алмазной наковальне и нагреть его до 6500 градусов Кельвина, что позволило им составить карту стабильности двух фазовых переходов льда при высоких температурах от 20 до 150 гигапаскалей.
Из-за того, как водород перемещается внутри льда, видимый свет с трудом проходит сквозь него, делая его черным.
Движение атомов водорода, протекающих через решетку кислорода, также может влиять на окружающее электромагнитное поле и, возможно, даже играть роль в формировании собственной защитной магнитосферы планеты.
Мы только начинаем понимать, как движение океанов нашей планеты и химический состав ее мантии тонко влияют на магнетизм нашего мира. Изучение того, как экзотический лед также подталкивает нас, может помочь нам в дальнейшей настройке наших моделей.
Что это может означать для инопланетных миров или даже для нашей собственной планеты, требует гораздо большего исследования.
Астрономы нашли звезду Вольфа-Райе в центре планетарной туманности «Голубая вспышка»*
Изображение туманности GC 6905, полученное телескопом VLT ESO
Астрономы представили результаты мультиволновых наблюдений за планетарной туманностью NGC 6905 или «Голубая вспышка». Оказалось, что ее действительно можно отнести к классу туманностей с центральной звездой типа Вольфа-Райе, которая обладает эффективной температурой около 140 тысяч кельвинов и уже успела потерять почти половину своей массы за счет звездных ветров. Препринт работы доступен на сайте ArXiv.org.
К концу своей жизни звезды малой и средней массы (от 0,8 до 8 масс Солнца) активно сбрасывают свои внешние слои во время фазы асимптотической ветви гигантов перед финальным превращением в белого карлика. Взаимодействие сброшенного вещества звезды с потоком ультрафиолетового излучения и звездными ветрами от светила порождает планетарные туманности, которые существуют не более пары десятков тысяч лет и часто обладают красивыми и сложными формами.
Около десяти процентов центральных звезд планетарных туманностей демонстрируют обеднение водородом с интенсивными и широкими линиями излучения He, C, N и O в их спектрах, которые напоминают особенности спектров, характерные для массивных звезд типа Вольфа-Райе. Планетарные туманности, содержащие такие звезды, демонстрируют большие скорости расширения и высокую степень турбулентности потоков вещества в них, из-за чего представляют для астрономов любопытный класс объектов для изучения.
Группа астрономов во главе с Виктором Маурисио Альфонсо Гомес-Гонсалесом (Víctor Mauricio Alfonso Gómez-González) из Национального автономного университета Мексики опубликовала результаты мультиволновых наблюдений за планетарной туманностью NGC 6905 (или «Голубая вспышка»), расположенной на расстоянии около 8800 световых лет от Земли. В работе ученые использовали данные инструмента ALFOSC, установленного на 2,5-метровом наземном Северном оптическом телескопе, и данные наблюдений в инфракрасном диапазоне телескопов Spitzer, WISE, IRAS и Akari.
Цветное ([O iii] - синий, H𝛼 - зеленый, [N ii] - красный) и узкополосные изображения туманности NGC 6905. Области A1-A8 показывают места, подвергавшиеся спектроскопическим исследованиям. V. M. A. Gómez-González et al. / ArXiv, 2021
Туманность состоит из центральной круглой структуры с угловым радиусом около 0,81 светового года и пары протяженных структур, напоминающих букву V, простирающихся в двух противоположных направлениях. Центральная звезда этой туманности, обозначаемая как HD 193949, классифицируется как звезда типа Вольфа-Райе с радиусом около 0,15 солнечного радиуса, массой около 0,6 солнечных масс и эффективной температурой в диапазоне 150–165 тысяч кельвинов. В ходе анализа данных ученые смогли оценить физические свойства и содержание химических элементов в различных областях в NGC 6905. Центральная звезда туманности действительно может быть отнесена к классу Вольфа-Райе и лучше всего вписывается в модель звезды с эффективной температурой 140 тысяч кельвинов и соотношением элементов во внешних слоях H/He/C/N/O/Ne/Fe = 0,05/0,55/0,35/0,000069/0,08/0,02/0,0014. Она испускает потоки звездного ветра, движущиеся со скоростью 2000±100 километров в секунду.
Общая масса газа в NGC 6905 находится в диапазоне от 0,31 до 0,47 масс Солнца, а масса богатой углеродом пыли была оценена всего в (1,69—2,24)×10−3 масс Солнца. Начальная масса центральной звезды оценивается в 1,07 массы Солнца. Все это делает NGC 6905 планетарной туманностью со звездой типа Вольфа-Райе с очень маломассивной центральной звездой, а отсутствие аномального обогащения углеродом вещества туманности свидетельствует о том, что в ее образовании не было сценария очень позднего теплового импульса (VLTP), когда центральная звезда начинает вновь жечь гелий.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы увидели стремительное потускнение планетарной туманности Скат и обнаружили «вывернутые наизнанку» остатки звезды.
Отсутствие реголита на астероиде Бенну объяснили высокой пористостью горных пород
NASA / Goddard / University of Arizona
Практически полное отсутствие мелкого реголита на астероиде Бенну может быть связано с высокой пористостью горных пород, которые лучше противостоят растрескиванию или ударам метеороидов. К такому выводу пришли ученые, проанализировавшие данные спектроскопических наблюдений за астероидом станции OSIRIS-REx. Статья опубликована в журнале Nature.
Околоземный 500-метровый астероид (101955) Бенну стал одним из немногих малых тел Солнечной системы, которое было детально исследовано при помощи космического аппарата, и лишь вторым астероидом, с которого была взята проба грунта. Его исследованиями занималась межпланетная станция OSIRIS-REx, которая за 2,5 года работы картографировала астероид, определила его свойства, выяснила, что Бенну активен, нашла на его поверхности фрагменты астероида Веста и органические вещества, а также проследила ход его эволюции и собрала 400 граммов его вещества, который в 2023 году доставит на Землю.
Группа планетологов во главе с Саверио Камбиони (Saverio Cambioni) из Университета Аризоны решила разобраться, почему поверхность Бенну практически лишена мелкого реголита, но усыпана валунами различных размеров. Для этой цели они проанализировали спектры инфракрасного излучения с поверхности астероида, полученные в разное местное время суток для 122 участков на Бенну в период с апреля по июнь 2019 года. Эти данные позволяют связать температуру поверхности с ее шероховатостью и тепловой инерцией. Чтобы отличить мелкий реголит от горных пород на Бенну ученые применяли методы машинного обучения для возможных комбинаций спектра мелкого реголита и горных пород в зависимости от их содержания в поверхностном слое, шероховатости и тепловой инерции.
Ученые обнаружили обратную корреляцию между локальным содержанием частиц реголита размером менее сантиметра и пористостью горных пород. Они пришли к выводу, что накопление реголита идет неэффективно там, где породы являются высокопористыми — в этом случае падения метеороидов не могут их сильно раздробить, а термическое растрескивание происходит медленнее, чем в более плотных породах. Исследователи заключили, что залежи реголита редко встречаются на углеродистых астероидах (С-тип), которые являются наиболее многочисленным типом астероидов, а вот на каменистых астероидах (S-тип), которые являются второй по численности группой астероидов, реголит будет присутствовать в изобилии.
Ранее мы рассказывали о том, как Бенну оказался главным претендентом на столкновение с Землей.
Авторы и права: Том Абель и Ральф Кахлер (Институт Кавли астрофизики частиц и космологии, Национальная лаборатория ускорителей), Американский музей естественной истории Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Населена ли наша Вселенная призраками? Если посмотреть на эту карту темной материи, то может показаться, что это действительно так. Гравитация невидимой темной материи объясняет, почему галактики так быстро вращаются, орбитальные скорости галактик в скоплениях так велики, гравитационные линзы так сильно отклоняют свет. Она также определяет распределения видимого вещества в местной Вселенной и космического реликтового излучения. Это изображение демонстрируется во время космического шоу "Темная Вселенная" в планетарии Хейдена Американского музея естественной истории, оно показывает, как темная материя проникает повсюду в нашей Вселенной. Карта составлена на основании компьютерного моделирования, черным цветом показан сложный узор из волокон темной материи. Они опутывают Вселенную как паутина, а сравнительно редкие сгущения обычного барионного вещества окрашены в оранжевый цвет. Эти модели хорошо согласуются с данными астрономических наблюдений. Однако наша Вселенная оказывается еще более необычной. В настоящее время предполагается, что странная темная материя, природа которой пока неизвестна, не является самым странным источником гравитации во Вселенной. Эта честь принадлежит темной энергии – более однородному источнику силы отталкивания, которая определяет расширение целой Вселенной. http://www.astronet.ru/db/msg/1779311
Энцелад: что мы знаем о шестом спутнике Сатурна
Когда английский астроном Уильям Гершель открыл шестую луну Сатурна, в России правил император Павел I: стоял далекий 1789 год. Новый спутник назвали по имени мифологического великана – Энцеладом. Спустя два века обнаружится, что этот шарик радиусом едва в треть лунного – одно из самых интересных небесных тел Солнечной системы.
Александр Привалов
Самое интересное, что мы узнали об Энцеладе — это то, что там есть всемирный (то есть покрывающий весь этот небольшой мирок) соленый океан. Сверху он покрыт толстым слоем льда. Этого океана никто не видел, но колебания и отклонения Энцелада от орбиты можно объяснить только существованием огромного массива жидкости под его твердой оболочкой.
Ледяная корка, океан, твердое ядро. NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/Cornell/SSI
Когда газы, растворенные в воде всемирного океана Энцелада, прокладывают себе путь сквозь толщу льда, за ними следует вода, и на поверхности спутника бьют гигантские фонтаны. Пролетая близко к Энцеладу, космический аппарат «Кассини» сделал потрясающие снимки его южного полюса, на которых фонтаны видны отчетливо. 90% их вещества составляет водяной пар.
Снимок Южного полюса спутника, сделанный аппаратом NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/Cornell/SSI
Ученые полагают, что вблизи таких фонтанов вполне могут существовать условия для зарождения жизни. Одна из самых популярных среди ученых теорий о том, где появилась жизнь на Земле, связывает появление первых одноклеточных с черными курильщиками — горячими источниками, бьющими со дна земных океанов. По сей день на черных курильщиках обитает множество видов живых организмов, в то время как океанское дно вокруг них остаются безжизненными и пустыми. Возможно, фонтаны Энцелада создают подобные условия на далекой ледяной луне Сатурна.
Длинные желобы, из которых бьют фонтаны водяного пара. Трещины в ледяной корке Энцелада, через которые океан проложил себе дорогу, могут быть очагом зарождения примитивной жизни.
У Энцелада два лица: молодое и старое. Поверхность спутника, повернутая прочь от Сатурна, молода по геологическим меркам. Пролетающие мимо метеориты не успели оставить на ней россыпь кратеров, и ее рельеф определяется складками ледяной корки. Вторая сторона Энцелада похожа на Луну: она вся испещрена кратерами, оставленными миллионы лет назад метеоритами разной величины.
На снимке видна разница между старой и новой поверхностями Энцелада. Старая покрыта кратерами, новая, иссеченная трещинами, говорит о бурной геологической активности в этой части спутника.
Физики измерили искажение пространства — времени на одном миллиметре
Подойдите к черной дыре достаточно близко, и быстро узнаете, как сила гравитации искажает саму ткань реальности.
Здесь, на Земле, эффект гравитации не так силен. Однако его все еще можно измерить. Более того, физики установили новый рекорд в описании влияния нашей планеты на «ткань» Вселенной — они сделали это в миллиметровом масштабе.
Это важная веха, на которую стоит обратить пристальное внимание. Приближение к пологой кривой основ реальности может помочь нам решить одну из самых насущных проблем физики.
Исследователи из JILA, совместной работы Национального института стандартов и технологий США и Университета Колорадо, использовали специально разработанные атомные часы для измерения времени световых волн, разделенных на 1 миллиметр, что привело к разнице, равной до 0,76 миллионной триллионной доли процента.
Разница была результатом, так называемого гравитационного красного смещения — явления, вызванного влиянием силы тяжести на частоту двух одинаковых волн по сравнению друг с другом.
Какой бы непонятно малой ни казалась фигура, исследователей это не удивило. В конце концов, общая теория относительности Эйнштейна предсказывает именно этот результат.
То, что кажется двумя разными константами пространства и времени, на самом деле представляет собой единый четырехмерный лист, на котором находится Вселенная. Каждый раз, когда что-то с массой погружается в него, окружающее пространство-время меняет форму.
Результат означает, что расстояние в секунду до объекта — будь то Земля, черная дыра или даже мармелад — не будет на такую же длину секунды дальше.
Математика настолько точна и так тщательно проверена, что мы можем предсказать эту разницу для невероятно малых расстояний, даже когда гравитационное искривление такое же слабое, как земное. https://rwspace.ru/news/fiziki-izmerili … metre.html
Кометы, задевающие Солнце
Существует множество комет, которые приближаются максимально близко к Солнцу, иногда до расстояний в перигелии всего в несколько сотен тысяч километров. Кометы малого размера во время таких сближений полностью сгорают, а кометы с крупными ядрами (более 3 км) выдерживают даже несколько близких пролётов. Поэтому такие кометы имеют название околосолнечные или кометы, задевающие Солнце (англ. sungrazing comets), но близкий пролёт около Солнца даже крупных объектов из-за действия приливных сил часто приводит к их распаду.
Первой обнаруженной кометой, орбита которой проходила чрезвычайно близко к Солнцу, была Большая комета 1680 года. Она пролетела на расстоянии всего 200 000 км от поверхности нашего светила. До второй половины 19-го века считалось, что пролёты всех ярких комет являются возвращением одной и той же околосолнечной кометы, наблюдавшейся в 1106 году.
В 1843 году появилась ещё одна околосолнечная комета. Расчёты её орбиты показали, что период обращения составлял не более двухсот лет. Этот факт позволил предположить, что это было возвращением кометы 1680 года. Однако пролёты ярчайших комет 1880 и 1882 годов несколько озадачили астрономов.
И только в 1888 году была поставлена точка в этих спорах после работы немецкого астронома Генриха Крейца, в которой он доказал, что яркие кометы 1843, 1880 и 1882 годов являются фрагментами одной давно разрушившейся гигантской кометы, а комета 1680 года не имеет к ним отношения. Так возникло целое семейство околосолнечных комет, названное в честь Генриха Крейца, который доказал их взаимосвязь.
С запуском космического аппарата для изучения Солнца SOHO (англ. Solar and Heliospheric Observatory) в 1995 году стало возможным наблюдать кометы, пролетающие вблизи Солнца, в любое время года. С помощью SOHO были открыты сотни околосолнечных комет. Большинство из них, по мнению специалистов, относятся к семейству Крейца. Остальные обычно называют «случайными» околосолнечными кометами. https://aboutspacejornal.net/2021/10/31/кометы-задевающие-солнце/
Атмосфера горячего юпитера указала на его формирование внутри протопланетного диска
ESO / L. Calçada
Астрономы определили, что горячий юпитер WASP-77Ab сформировался не так, как многие другие известные экзопланеты такого типа, которые рождаются во внешних частях своих планетных систем, а затем мигрируют ближе к звезде. Вместо этого он образовался во внутренней части протопланетного диска, поэтому его атмосфера бедна элементами тяжелее водорода и гелия, и обладает близким к солнечному значением C/O. Статья опубликована в журнале Nature.
Горячие юпитеры — одна из самых популярных целей для исследований в области внесолнечной планетологии. Во-первых, такие объекты удобно открывать при помощи транзитного метода или метода радиальных скоростей, во-вторых, эти тела находятся очень близко к своим звездам, что приводит к экстремальному нагреву их внешних слоев и сложным химическим и динамическим процессам в атмосфере. Кроме того, у ученых до сих пор нет точной и хорошо проверенной теории о том, как именно появляются такие экзопланеты.
Группа астрономов во главе с Майклом Лайном (Michael Line) из Университета Аризоны опубликовала результаты исследований атмосферы экзопланеты WASP-77Ab в декабре 2020 года при помощи инфракрасного спектрометра IGRINS, установленного на 8,1-метровом телескопе «Джемини-Юг» в Чили. Наблюдения велись в диапазоне длин волн 1,43–2,42 микрометров, их целью было определение содержания различных элементов и соединений в атмосфере экзопланеты.
WASP-77Ab находится в двойной звездной системе в 340 световых годах от Земли и представляет собой горячий юпитер с массой 1,76 массы Юпитера и радиусом 1,21 радиуса Юпитера. Год на планете длится 1,36 земных дня, а ее эффективная температура оценивается в 1740 кельвин.
Ученые определили отношения C/H, O/H и C/O для атмосферы WASP-77Ab и выяснили, что она обеднена металлами (элементами тяжелее водорода и гелия), обладая при этом близким к солнечному значением C/O. Это означает, что условия формирования WASP-77Ab отличаются от условий образования планет-гигантов Солнечной системы и ранее исследованных горячих юпитеров, в частности исключается сценарий образования планеты за пределами снеговых линий (Н2O, CO, CO2) и последующая миграция внутрь после рассеивания протопланетного диска. Возможно ядро планеты создало свою газовую оболочку из вещества окружающей среды, богатого кислородом, но обедненного углеродом, внутри диска и до снеговых линий.
Сравнение ограничений по обилию различных элементов и соединений в WASP-77Ab по сравнению с другими экзопланетами. Michael R. Line et al. / Nature, 2021
Сравнение ограничений по обилию различных элементов и соединений в WASP-77Ab по сравнению с планетами Солнечной системы. Michael R. Line et al. / Nature, 2021
Ранее мы рассказывали о том, как богатая углеродом атмосфера горячего юпитера указала на место его формирования, на какой экзопланете идут дожди из железа и как телескоп TESS отыскал экстремально распухший горячий юпитер у субгиганта.
Астрономы составили точный портрет прародителя сверхновой типа II-P
NASA, ESA, Ryan Fole / UC Santa Cruz, Joseph DePasquale / STScI
Астрономы с большой точностью определили свойства звезды-прародителя сверхновой SN 2020fqv, вспыхнувшей весной прошлого года. Этого удалось достичь благодаря наблюдениям, начатым через несколько часов после взрыва. Предполагается, что прародителем сверхновой был красный сверхгигант с массой 13,5-15 масс Солнца, который перед гибелью терял свое вещество. Статья опубликована в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Массивные звезды теряют значительное количество своего вещества к концу жизни, образуя околозвездную среду с различными параметрами, такими как плотность, протяженность и общая масса. Физические процессы, ответственные за потерю массы, могут включать звездные ветры, корональные выбросы и вспышки или взаимодействие с компаньоном, который способен перетягивать вещество на себя путем аккреции. Однако вклад каждого из этих процессов для различных типов звезд-прародителей остается предметом исследований, кроме того, ученым интересно понять как именно взаимодействует околозвездная среда с погибающей звездой.
Группа астрономов во главе с Самапорном Тиньянонтом (Samaporn Tinyanont) из Калифорнийского университета опубликовала результаты анализа данных наблюдений за сверхновой SN 2020fqv, обнаруженной 1 апреля 2020 года в галактике NGC 4568, которая взаимодействует с другой галактикой и находится в 60 миллионах световых лет от Солнца в созвездии Девы. В работе ученые использовали данные космических телескопов «Хаббл», TESS, Swift и ряда наземных телескопов.
Тип сверхновой был определен как II-P, ее прародителем был красный сверхгигант с массой 13,5-15 масс Солнца, что типично для такого класса взрывов. Вокруг него, в пределах 1450 радиусов Солнца, было сосредоточено околозвездное вещество, общей массой 0,23 массы Солнца. Предполагается, что оно было выброшено звездой за примерно триста дней до взрыва, возможно из-за нестабильности процессов ядерного горения в недрах гиганта. Взаимодействие ударной волны от взрыва с околозвездной средой и привело к наблюдаемой кривой блеска с плато по яркости длительностью 114 дней.
В ходе работы ученым не только удалось достаточно точно определить параметры звезды-прародителя, применяя несколько разных методик анализа данных, но и подтвердить, что поздние стадии эволюции массивных звезд более сложны, чем считалось ранее, и могут характеризоваться протяженной околозвездной средой.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы нашли остаток сверхновой 1181 года и предсказали четвертое появление гравитационно линзированной сверхновой в 2037 году.
Перпендикулярность орбит экзопланет указала на четвертую планету в системе HD 3167
Две возможные орбитальные конфигурации HD 3167. Ось вращения звезды показана черной стрелкой, звездный экватор — черной линией. Нормали к орбитальным плоскостям планет HD 3167b и HD 3167c показаны зелеными и коричневыми стрелками, соответственно. Толстые сплошные кривые разных цветов представляют собой наиболее подходящие орбитальные траектории. Планета HD 3167d не показана из-за неизвестного угла наклона орбиты. V. Bourrier et al. / Astronomy&Astrophysics, 2021
Астрономы выяснили, что орбиты планет в системе HD 3167 почти перпендикулярны друг другу. Такая необычная орбитальная конфигурация, по мнению ученых, говорит о наличии еще одной экзопланеты, которую предстоит найти. Статья опубликована в журнале Astronomy&Astrophysics.
Конфигурация орбит планет в других звездных системах может многое рассказать об их эволюции, особенно для тех экзопланет, которые мигрировали близко к своей звезде. Предполагается, что из-за разнообразия сценариев миграции в одном случае может сохраниться изначальное совпадение угловых моментов протопланетного диска и планетных орбит, а в другом возникнет рассогласованность орбитальных характеристик звезды и тел вокруг нее. Чтобы проверить модели, описывающие динамику планетных систем начиная со стадии протопланетного диска, ученые ищут многопланетные системы с целью определить их орбитальную конфигурацию.
Группа астрономов во главе с Винсентом Бурье (Vincent Bourrier) из Женевской обсерватории представила результаты изучения орбитальной архитектуры системы HD 3167, состоящей из звезды К-типа и трех известных экзопланет, расположенных на расстоянии 153 световых года от Солнца. Самая внутренняя планета, HD 3167b, считается суперземлей, год на которой длится 0,96 земных дня, а самая удаленная планета, HD 3167c, является мини-нептуном, совершающим один оборот вокруг звезды за 29,84 дня. HD 3167d — еще одна планета в системе, возможно тоже являющаяся мини-нептуном, год на которой длится 8,51 дня.
В работе ученые использовали данные наблюдений спектрографов HARPS-N и ESPRESSO, установленных на наземном комплексе телескопов VLT в Чили, а также архивные данные наблюдений космических телескопов «Хаббл» и CHEOPS. Ориентацию орбитальной плоскости HD3167b и HD 3167c удалось определить благодаря эффекту Росситера-Маклафлина и оптической спектроскопии высокого разрешения, а данные космических телескопов помогли предсказать моменты, когда планеты проходили по диску своих звезд — именно тогда и велись наблюдения.
Оказалось, что эти две экзопланеты находятся на перпендикулярных друг к другу орбитах. Орбита HD 3167b выровнена относительно своей звезды, что говорит о сильном гравитационном влиянии светила, в то время как HD 3167c находится на почти полярной орбите, куда могла попасть за счет вековых гравитационных взаимодействий с внешним телом в системе, которое может быть четвертой планетой. Это же тело могло повлиять и на орбиту экзопланеты HD 3167d. Чтобы отыскать эту экзопланету, ученым необходимо продолжить наблюдения за HD 3167 и провести ряд дополнительных моделирований.
Ранее мы рассказывали о том, как была найдена необычно длинная резонансная цепочка экзопланет.
Периодическое падение яркости двойной звезды объяснили плотным облаком пыли
Цветной снимок из обзора неба DECaPS, в центре видна звезда TIC 400799224. Brian P. Powell et al. / ArXiv, 2021
Астрономы обнаружили неравномерные периодические падения яркости одной из звезд в двойной системе TIC 400799224, которые нельзя объяснить затмением звезды другой звездой или планетой. По мнению ученых такое явление может возникать из-за спорадически возникающего плотного облака пыли, которое порождается одним или несколькими крупными телами. Препринт работы опубликован на сайте arXiv.org.
Если длительно следить за изменением яркости звезды, то в некоторых случаях можно выявить у нее периодические небольшие падения блеска, вызванные прохождением планеты по диску светила. Подобный метод обнаружения экзопланет называется транзитным и широко применяется на практике, наиболее известными телескопами, ищущими транзиты, являются «Кеплер» и TESS. Наряду с огромным количеством обнаруженных экзопланет их наблюдения привели к открытию целого ряда явлений, таких как ударная волна от сверхновой, экзокометы, распадающиеся планеты, необычные кратные системы звезд, а также знаменитая звезда Бояджян (или звезда Табби). Несмотря на то, что «Кеплер» завершил свою работу, а TESS — основную научную программу, открытия необычных переменных источников излучения происходят до сих пор.
Группа астрономов во главе с Брайаном Пауэллом (Brian P. Powell) из Центра космических полетов имени Годдарда сообщила об открытии необычного объекта вокруг одной из звезд в широко разделенной двойной системе TIC 400799224. Первоначально она привлекла внимание ученых во время повторного анализа архива данных TESS при помощи нейронной сети, после чего исследователи обратились к данным наблюдений системы ASAS-SN, Evryscope, LCOGT и других наземных телескопов.
Изменения блеска TIC 400799224 по данным наблюдений TESS. Brian P. Powell et al. / ArXiv, 2021
Изменения блеска звезды в системе TIC 400799224 возникают с периодом 19,77 суток, однако они непостоянны по форме, глубине провала яркости и продолжительности. Самое сильное падение блеска длилось около двух дней и имело глубину около 25 процентов. Однако, учитывая, что в системе есть две звезды, фактическая глубина затмения звезды может составлять до 37 или 75 процентов от начального уровня.
Ученые заметили, что поведение TIC 400799224 напоминает поведение систем, где наблюдалось разрушение планет или планетезималей с образованием пыли. Если предположить, что в рассматриваемом случае есть источник пыли микронных размеров, то он должен генерировать пылинки со скоростью 3×1012 грамм в секунду (или около пяти масс Солнца за миллиард лет). Если бы с такой скоростью разрушался астероид Церера, радиусом 500 километров, то его хватило бы на восемь тысяч лет.
Исследователи считают, что вокруг звезды по орбите может двигаться тело, спорадически испускающее облако из пыли и обломков, общей массой примерно 1019 граммов, или же в системе происходит столкновение крупных тел, что также ведет к образованию пыли. Чтобы точно установить природу затмений в TIC 400799224 ученым понадобятся новые данные наблюдений, которые можно вести с помощью небольших телескопов, а также определить, какая из двух звезд, составляющих TIC 400799224, является истинной звездой-хозяином затмевающего объекта.
О загадочной природе звезды Табби и том, как астрономы пытались понять ее природу, мы рассказывали в материале «Детективная история звезды Табби».
Анализ распадов B-мезона указал на возможное пятое взаимодействие
Детектор LHCb CERN
Анализ, проведенный коллаборацией LHCb, подтвердил найденное ранее нарушение лептонной инвариантности в распадах B-мезонов. Лептонная инвариантность следует из Стандартной модели, так что обнаружение ее нарушения указывает на неполноту нашего понимания физики элементарных частиц. Самым простым объяснением этого нарушения является существование пятого фундаментального взаимодействия. Статья находится на рецензировании в Physical Review Letters, препринт выложен на сайт arXiv.org.
Стандартная модель элементарных частиц прекрасно объясняет большую часть экспериментальных данных, касающихся физики микромира. Есть, однако, явления, которые в нее не вписываются. Например, Стандартная модель включает только три фундаментальных взаимодействия из четырех – для описания гравитации нужно использовать Общую теорию относительности. Кроме того, гипотетическая темная материя и наблюдаемая асимметрия между количеством материи и антиматерии также не находят своего объяснения в рамках Стандартной модели.
Недавно были обнаружены отклонения от Стандартной модели и в области физики кварков и лептонов. Стандартная модель предсказывает лептонную инвариантность – равные вероятности протекания процессов, отличающихся заменой электрона на мюон или тау-лептон с точностью до разницы, связанной с разными массами лептонов, которую легко учесть, – и нарушение этой инвариантности было найдено в распадах B-мезонов на каон и лептонную пару. Оказалось, что если лептонная пара представляет собой мюон-антимюон, то вероятность распада B-мезона равна приблизительно 0,846 от вероятности распада с участием электрон-позитронной пары с точностью более двух стандартных отклонений (в принятой на рецензирование в Nature статье сообщается, что этот результат подтвержден уже с точностью, превышающей три стандартных отклонения).
Теперь, проанализировав результаты работы первого (2011, 2012 годы) и второго (2016-2018 годы) сезонов работы Большого адронного коллайдера, коллаборация LHCb нашла нарушение лептонной инвариантности в процессах распада B-мезонов на изоспиновых партнеров каонов, о которых мы говорили, и лептонную пару.
Из результатов анализа следует, что вероятность распада B-мезона на мюон-антимюонную пару составляет примерно 0,8 от вероятности распада на электрон-позитронную пару. Статистическая значимость составила два стандартных отклонения. Разница же между самими вероятностями распада, а не их отношением, и предсказаниями Стандартной модели составляют всего около полутора стандартных отклонений.
Авторы исследования отмечают, что измерение вероятности распада обсуждаемых каонов на электрон-позитронную пару само по себе представляет новый научный результат.
Полученные данные интересны также тем, что все отклонения от предсказаний Стандартной модели могут быть легко объяснены в рамках ее расширений, включающих пятое фундаментальное взаимодействие, дополнительные измерения пространства, суперсимметрию или лептокварки.
Ранее мы писали об обнаружении отклонения углового распределения продуктов распадов B-мезона от предсказаний Стандартной модели.
Заглядывая в далекие глубины молодой вселенной, астрономы пытаются понять, как зажигались первые звезды.
Алексей Левин
Еще лет двадцать назад была известна лишь горсточка галактик старше семи миллиардов лет (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые даже открыто сомневались, что столь древние звездные скопления в самом деле существуют в значительных количествах. Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 году руководитель научных программ космического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше всего использовать ту долю обсервационного времени, которой он распоряжался по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели — каждый участник встречи отчаянно боролся за собственную программу. И тогда кто-то предложил просто направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить там дыру максимальной глубины» (именно в таких выражениях).
Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория более десяти суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой минуты. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла всего через миллиард лет после Большого взрыва. Стало совершенно ясно, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе своего нынешнего возраста. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey только подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в нынешнем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не более 300 млн лет.
Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно — их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.
Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно — их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.
Астрономам известны совсем новенькие суперсветила. Пальма первенства принадлежит звезде R136a1, открытой в 2010 году. Она отстоит от Земли на какие-то 160 000 световых лет. Сейчас она тянет на 265 солнечных масс, хотя при рождении имела массу в 320 солнечных. R136a1 около миллиона лет, но она выбрасывает вещество в пространство с такой силой, что за это время похудела на 17%! Поскольку первые звезды появлялись на свет с массой того же порядка, можно предположить, что и они так же интенсивно теряли материю. Однако с выводами торопиться не стоит. Генерация звездного ветра происходит при существенном участии элементов тяжелее гелия, которыми первые звезды не располагали, поэтому вопрос остается открытым.
Облака-предшественники
Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует за датированного 1961 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.
Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100К. Пространство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.
Как измерить расстояние в расширяющейся Вселенной
В космологии существуют четыре основные шкалы расстояний, основанные на яркости объектов (Luminosity Distance, DL), угловых размерах (Angular Diameter Distance, DA), времени прохождения света (Light Travel Time Distance, DT), а также сопутствующая шкала (Comoving Distance, DC). Для расстояний менее 2 млрд. световых лет эти шкалы практически совпадают. DL: в расширяющейся Вселенной далекие галактики выглядят гораздо более тусклыми, чем в стационарной, потому что фотоны испытывают красное смещение и «размазываются» по большему пространству. DA: мы видим галактики на самом краю видимой Вселенной так, как они выглядели 13 млрд. лет назад. Но когда свет от них начал свой путь к нам, они были не только моложе, но и гораздо ближе. Поэтому далекие галактики выглядят значительно более крупными, чем можно было бы ожидать. DC: сопутствующая шкала расширяется вместе с нашей Вселенной. Она указывает, где находятся далекие объекты в данный момент (а мы видим Вселенную более молодой). По этой шкале граница видимой Вселенной находится приблизительно в 47 млрд. световых лет от нас. DT: эта шкала основана на времени прохождения света от далеких галактик до земного наблюдателя. Именно эту шкалу чаще всего используют астрономы, поскольку она одновременно показывает и расстояние, и возраст далеких галактик.
Темное начало
Роль темной материи в запуске процесса звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 400 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность всюду была практически одинакова. Если бы еще и темная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы темной материи в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения. Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа. Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался в тонкий вращающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.
Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10−20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).
Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но некоторые специалисты полагают, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Не исключено, что в будущем эту дату пересмотрят, однако есть все основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже обладала звездными популяциями.
Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее пространство жестким ультрафиолетом, легко разрушающим молекулы водорода, и тем самым препятствовали возникновению новых звезд. Однако своим излучением (особенно рентгеном) они постоянно подогревали окружающее пространство. Поэтому космический газ постепенно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, этот процесс усилился, поскольку атомарный водород при температурах свыше 10 000 К излучает больше энергии, нежели молекулярный. Вторая стадия интенсивного формирования звезд популяции III имела место внутри самых ранних галактик, которые были еще очень мелкими (по современной классификации — карликовыми).
Эра светил
Дозвездная вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывает лишь несколько космологических параметров — в частности плотность различных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно исполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил был недолгим, они качественно изменили космическую среду.
Знаменитая картинка Hubble Deep Field (HDF). Она собрана из 342 отдельных снимков, сделанных камерой WFPC2 в течение 10 дней с 18 по 28 декабря 1995 года. На этом небольшом участке неба астрономы с удивлением обнаружили более 1500 галактик в различных стадиях эволюции.
Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 105−106 солнечных масс. Естественно, существуют разные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не полностью), но в целом все модели сходятся в том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1 смі. Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конечном счете они превращались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.
До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами больше не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных масс. Это теоретическая верхняя граница, и пока не ясно, действительно ли существовали подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен снизить температуру облака только до 200 К, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может родиться. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, возникали сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, это были еще не галактики (те сформировались позднее), но все-таки вполне внушительные звездные сообщества.
Первые звезды навсегда изменили состав межгалактической среды. Они практически уничтожили молекулярный водород, стопроцентно ионизировали водород атомарный и запустили синтез элементов тяжелее гелия и лития, которые до того в природе еще не существовали. Звездное население той далекой эпохи погибло в ранней юности, но оставило после себя обновленный космос, в котором возникли условия для формирования крупных галактик и звезд с планетными системами. Одна из таких звезд красуется на нашем небосводе.
Звезды в сотни солнечных масс отличались яркостью и величиной. Их поверхность была разогрета до 100 000 К (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4−6 млн км против 700 000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень коротким, максимум 2−3млн лет, и завершали они его неодинаково. Звезды, которые появлялись на свет с массой в140−260 солнечных, в конце жизни сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 1053 эрг. Светила большей и меньшей массы коллапсировали в черные дыры. А вот нейтронных звезд они после себя не оставили- это удел светил с начальной массой 12−20 (максимум 30) солнечных масс, время которых тогда еще не пришло. Конечно, все вышесказанное — теоретические сценарии, ведь первые звезды никто никогда не наблюдал. Однако же некоторые из них в момент гибели породили мощнейшие гамма-всплески, почти доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был замечен всплеск, датируемый 630 млн лет жизни Вселенной, а регистрация еще более ранних всплесков уже не за горами.
Совсем недавно возникли сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ показал, что такие диски, скорее всего, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и даже более крупными группами.
А не случилось ли так, что отдельные звездные эмбрионы под действием тяготения своих соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В этом случае среди звезд третьей популяции могли оказаться и довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и даже дожить до нашего времени. Однако, как объяснил «ПМ» профессор Техасского университета в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет: «Скорее всего первые звезды, даже появившиеся на свет группой, все-таки дорастали как минимум до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Так что гипотетическое появление в ту эпоху светил с умеренной массой- всего лишь логическая возможность».
От суперзвезд к гипердырам
Черные дыры, которые оставили после себя первые звезды, были, во всяком случае, легче их самих и вряд ли имели более сотни солнечных масс. Однако результаты анализа излучения древних квазаров позволяют утверждать, что спустя 800−900 млн лет после Большого взрыва во Вселенной уже имелись черные дыры в миллиард раз тяжелее Солнца. Как могли возникнуть подобные гиганты за столь короткое время? «На первый взгляд в этом нет никакой загадки, — говорит Абрахам Лёб, профессор астрономии Гарвардского университета и автор недавно опубликованной монографии о первых звездах. — Если постоянно щедро снабжать дыру веществом, с течением времени ее масса станет увеличиваться по экспоненте, подобно колонии бактерий в богатой питательной среде. На таком режиме за несколько сотен миллионов лет дыра, начавшая с сотни солнечных масс, спокойно доберется до миллиарда. Однако дело в том, что гипотеза стабильной подпитки черной дыры аккретирующим газом не соответствует действительности. Вычисления показали, что такая аккреция прерывается по целому ряду причин. Так, при слиянии галактик черные дыры образуют двойные системы, излучающие мощные гравитационные волны, которые буквально вымывают газ из окрестного пространства. А в отсутствие непрерывной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Однако есть и другая возможность. Результаты этого же компьютерного моделирования показывают, что внутри первых карликовых галактик, которые уж точно существовали спустя 500 млн лет после Большого взрыва, могли сформироваться подлинные звезды-исполины. Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не могла снизить температуру менее 10 000 К. Однако эти галактики все же имели солидный объем и с помощью темной материи захватывали много больше газа, нежели облака, положившие начало самым первым звездам. В этой ситуации возможен сценарий, в соответствии с которым горячий коллапсирующий газ не распадается на многочисленные сгустки, а очень быстро, без предварительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в несколько миллионов солнечных масс. После них могли остаться черные дыры-миллионники, имеющие реальный шанс тысячекратного роста в течение последующих 300−400 млн лет. Это решает загадку раннего появления сверхмассивных черных дыр — пока, естественно, только в теории» https://www.popmech.ru/science/11538-on … ain_middle
Кубсат НАСА будет изучать происхождение солнечной короны
НАСА выбрало миссию CubeSat Imaging X-Ray Solar Spectrometer (CubIXSS), руководство которой осуществляет Юго-Западный исследовательский институт, США, для измерения элементного состава горячей, раскаленной до температуры в много миллионов градусов плазмы, являющейся материалом солнечной короны – внешней атмосферы нашей звезды. Ожидается, что этот наноспутник будет запущен в 2024 г. в качестве вторичной полезной нагрузки при запуске другого спутника. Аппарат CubIXSS определит происхождение горячей плазмы – глубоко ионизированного газа – в солнечных вспышках и активных областях поверхности светила.
Участки поверхности Солнца, плотно пронизанные линиями магнитных полей, которые к тому же обычно бывают замысловато изогнуты и скручены, называют «активными областями». Эти области часто порождают мощные проявления солнечной активности, включая солнечные вспышки и корональные выбросы массы.
«Солнечная вспышка происходит, поскольку магнитное поле в этой активной области становится настолько туго скручено, что его линии, по сути, «ломаются», распрямляясь при этом, чтобы принять более простую форму – сказал руководитель проекта миссии Амир Каспи (Amir Caspi) из Юго-Западного исследовательского института. – В результате этого «разлома» выделяется большое количество энергии, что мы наблюдаем как солнечную вспышку».
Такая солнечная вспышка разогревает плазму Солнца в этой области до температуры в десятки миллионов градусов. Эта температура значительно превышает температуры остальной части короны Солнца, которые обычно находятся в интервале от одного до нескольких миллионов градусов, и намного больше температуры поверхности Солнца, которая составляет всего лишь около 6000 градусов.
«В действительности, мы не знаем точно, насколько большая доля плазмы во время солнечных вспышек нагревается прямо в короне, а какая доля подвергается нагреву сначала в нижней атмосфере Солнца, а затем переносится в корону, - сказал Каспи. – Аппарат CubIXSS будет измерять рентгеновское излучение, испускаемое в результате этих процессов, чтобы выяснить их механизм».
Стандартный кубсат представляет собой кубик со стороной 10 сантиметров объемом в один литр и маркируется как 1U (одиночный модуль). Аппарат CubIXSS включает 6 таких стандартных модулей, или имеет конфигурацию 6U, и по размерам в сборке он близок к коробке для обуви или двум булкам хлеба. На нем будет установлено несколько бортовых спектрометров для измерения различных длин волн, или «цветов» рентгеновского излучения со стороны Солнца, включая спектрометр нового класса, предназначенный для измерения количеств определенных ключевых элементов в веществе короны Солнца, которые помогут Каспи идентифицировать те зоны внутри атмосферы Солнца, в которых непосредственно происходит нагрев плазмы.
«Некоторые элементы – определенные ионы – могут существовать лишь в конкретном диапазоне температур, поэтому наблюдения этих элементов помогают составить температурную карту, - сказал Каспи. – Предыдущие наблюдения показали повышенную долю определенных элементов в короне, по сравнению с другими слоями атмосферы Солнца. Измеряя содержания этих элементов при каждой температуре, мы сможем сказать, откуда берется нагретая плазма».
«Юнона» увеличила глубину Большого Красного Пятна*
Планетологи из команды межпланетной станции «Юнона» представили результаты исследования объемной структуры трех юпитерианских вихрей — циклона и двух антициклонов, в том числе Большого Красного Пятна. Оказалось, что знаменитый антициклон уходит в атмосферу гораздо глубже, чем считалось ранее, а два других вихря простираются ниже уровня конденсации водяного пара, что также плохо вписывается в текущие модели строения атмосферы газового гиганта. Статьи (1, 2) опубликованы в журнале Science.
«Юнона» работает на орбите вокруг Юпитера с середины 2016 года, исследуя атмосферу, магнитное поле и внутреннее строение газового гиганта. Благодаря ей ученые сделали целый ряд открытий, в частности увидели динамику юпитерианских сияний, нашли спрайты и вспышки гроз в атмосфере гиганта, а также построили карту магнитного поля планеты. Одной из основных научных задач «Юноны» является исследование внутренней структуры широтных зон и поясов, благодаря которым Юпитер кажется полосатым, а также определение строения и изучение длительной эволюции ураганов, таких как Большое Красное Пятно.
Планетологи, работающие с данными «Юноны», опубликовали новые результаты. Группа, возглавляемая Марцией Паризи (Marzia Parisi) из Лаборатории реактивного движения NASA, анализировала данные гравиметрических измерений, чтобы определить глубину Большого Красного Пятна — крупнейшего антициклона в Солнечной системе, наблюдаемого на Юпитере уже более трех столетий. Более ранние оценки основывались на данных инструмента MWR и составляли около 240 километров. В новой работе приводятся гораздо большие оценки — от 200 до 500 километров.
Ученые выделяют две особенности Пятна. Во-первых, с точки зрения соотношения длины и ширины (0,5 процента) оно проигрывает земным циклонам и антициклонам, для которых величина соотношения размеров составляет 1-4 процента. Во-вторых, пока что неясно, почему глубина Пятна во много раз меньше, чем окружающие его атмосферные потоки, которые управляют антициклоном и простираются на три тысячи километров вглубь планеты.
Другая группа планетологов во главе со Скоттом Болтоном (Scott Bolton) из Юго-западного научно-исследовательского института анализировала данные, собранные бортовым микроволновым радиометром станции. Им удалось оценить трехмерную структуру трех атмосферных вихрей (в том числе и Большого Красного Пятна), которые наблюдались во время сближения станции с Юпитером. Ученые подтвердили выводы предыдущей группы о том, что Большое Красное Пятно уходит вглубь атмосферы не более чем на 500 километров.
Горизонтальные срезы трех вихрей: а - Большое Красное Пятно, b - циклон, c - антициклон. S. J. Bolton et al. / Science, 2021
Два других вихря (циклон и антициклон) простираются ниже уровня конденсации водяного пара, на глубины более 80 километров (на уровне давления 20 бар) и более 150 километров (при уровне давления 100 бар), соответственно. Обнаружение отдельных вихрей ниже уровня конденсации водяного пара предполагает наличие мелкомасштабных динамических процессов, таких как осадки и нисходящие потоки в атмосфере, в гораздо более глубоких слоях, чем считалось ранее. О том, что еще «Юнона» узнала о газовом гиганте можно узнать из наших материалов «Под кожей Юпитера» и «Спутница Юпитера».
Ученые обнаружили самую тусклую сверхновую типа Iax
Viraj R. Karambelkar et al. / The Astrophysical Journal Letters, 2021
Астрономы обнаружили самую тусклую вспышку сверхновой типа Iax, пиковая светимость которой оказалась примерно в три раза ниже, чем у ближайшей к ней по яркости сверхновой того же типа. Механизм взрыва сверхновых типа Iax не до конца понятен, а потому их наблюдение представляет особый интерес для астрофизиков. Исследование опубликовано в The Astrophysical Journal Letters.
Вспышки сверхновых типа Ia происходят в двойных системах, в которой одна звезда всегда является белым карликом, а ее компаньон может быть любой звездой. Есть два основных механизма взрыва сверхновых этого типа. Первый представляет собой термоядерный взрыв вещества звезды, вызванный увеличением давления и температуры в ней из-за перетекания на белый карлик вещества звезды-компаньона. Взрыв происходит, когда масса белого карлика достигает определенного универсального значения, равного приблизительно 99 процентам от предела Чандрасекара, так что вспышки сверхновых типа Ia имеют примерно одну и ту же светимость, что позволяет астрономам использовать их в качестве стандартных свечей для определения расстояний до галактик, в которых вспышки сверхновых произошли. Вторым основным механизмом является столкновение двух белых карликов в двойной системе из этих звезд, что ведет к образованию белого карлика большей массы с давлением внутри звезды достаточным для инициации термоядерной реакции.
Недавно было предложено выделить отдельный класс сверхновых из типа Ia, названный Iax. Эти сверхновые имеют меньшую светимость, чем обычные сверхновые типа Ia, после их взрыва белый карлик сохраняется, а остатки вещества звезды после взрыва приобретают меньшую скорость. Механизм взрыва этих сверхновых отличается от обычного типа Ia тем, что термоядерная реакция происходит не во всем веществе белого карлика, а предположительно в 5–30 процентах от его объема. Примерно 31 процент от всех сверхновых типа Ia относится к типу Iax.
Группа астрофизиков из Великобритании, Ирландии, США, Франции и Швеции сообщила о результатах исследования сверхновой SN2021fcg типа Iax с аномально низкой светимостью, обнаруженной в 2019 году с помощью телескопа имени Самуэля Ошина. Сверхновая была обнаружена в спиральной галактике IC0512, находящейся на расстоянии около 27 мегапарсек от Млечного Пути. Спектры ее излучения, измеренные на 37 и 65 дни после максимума светимости очень хорошо совпали со спектрами трех других очень тусклых сверхновых типа Iax, которые были зарегистрированы ранее. Пиковая светимость SN2021fcg составила приблизительно 2,5×1040 эрг/сек, что приблизительно в три раза меньше, чем у ближайшей к ней по яркости сверхновой того же типа.
Сравнение светимости SN2021fcg с тремя другими тусклыми сверхновыми типа Iax и предсказаниями двух основных теоретических моделей взрыва. На вертикальной оси отмечена светимость, а на горизонтальной – дни после взрыва Viraj R. Karambelkar et al. / The Astrophysical Journal Letters, 2021
Астрофизиками были предложены два основных теоретических механизма взрыва тусклых сверхновых типа Iax. Первый вариант — это термоядерное горение гибридного белого карлика, состоящего из кислорода, магния, неона и углерода. Результаты моделирования этого механизма неплохо совпали с наблюдательными данными за предыдущими тремя тусклыми сверхновыми, но дали в несколько раз большую светимость, чем та, что была зарегистрирована у SN2021fcg. Второй механизм представляет собой слияние двух белых карликов, один из которых состоит из кислорода и углерода, а второй — из кислорода, магния и неона. В этом сценарии пиковая светимость тоже оказалась слишком низкой, но здесь дело может быть в том, что физики моделировали слияние белых карликов фиксированных масс, равных 1,1 и 1,2 массам Солнца, и изменение этих масс может привести к светимости, совпадающей с наблюдениями. В обоих случаях наличие кислородно-неонового слоя замедляет термоядерное горение, и это ведет к тому, что в термоядерной реакции участвует не все вещество белого карлика.
Для того чтобы более точно установить механизм взрыва тусклых сверхновых типа Iax, необходимы дальнейшие наблюдения. Телескоп имени Самуэля Ошина способен регистрировать такие сверхновые на расстоянии до 40 мегапарсек, однако основные надежды исследователей связаны со строящимся в настоящее время телескопом Веры Рубин, который сможет увеличить это расстояние до приблизительно 275 мегапарсек.
Ранее мы писали о наблюдении экстремально яркой сверхновой, звезда-прародитель которой образовалась при слиянии двух массивных звезд в одну.
Астрофизики МГУ впервые установили доминирующий канал формирования карликовых галактик в звёздных скоплениях
Учёные ГАИШ МГУ совместно с коллегами обнаружили главный путь эволюции как минимум 44% экстремальных и малоизученных ультрадиффузных галактик. Астрофизики впервые показали с наблюдательной точки зрения, что такие галактики формируются за счёт «обдирания» газа с галактик-прародителей (маломассивных дисковых галактик). Исследование указывает на главный канал формирования галактик в самых массивных гравитационно-связанных структурах во Вселенной – скоплениях галактик. Результаты поддержанной грантом РНФ работы опубликованы 1 ноября в журнале Nature Astronomy.
Обнаруженный механизм эволюции называется «обдирание лобовым давлением». Когда галактика-прародительница влетает в скопление галактик, на неё начинает давить горячий межгалактический газ. Он выдавливает всю галактическую межзвёздную среду, из которой впоследствии образуется протяженный хвост, в котором успевают сформироваться самые молодые звёзды. После этого образование новых звёзд в таких галактиках уже невозможно, и они постепенно эволюционируют в ультрадиффузные галактики, происхождение которых до недавнего времени оставалось загадкой.
Несмотря на то что такой механизм эволюции галактик был предложен ещё в 70-х годах, учёные впервые смогли подтвердить эту версию экспериментально, а также количественно оценить влияние такого механизма. Результаты анализа показали, что около половины галактик в крупном скоплении Волосы Вероники были образованы этим путём. Для каждой исследованной галактики впервые была получена доля звёзд, сформированных именно в результате воздействия этого лобового давления.
«Большинство галактик в скоплениях – это карликовые галактики, а как они формируются, до сих пор было непонятно. И мы решили найти их молодые аналоги, населённые молодыми звёздами, но в остальном очень похожие на своих старших «собратьев». Из-за того что звёзды в молодых галактиках очень яркие, наблюдать их значительно проще: время экспозиции телескопа будет составлять около 3-5 часов, когда для «взрослых» карликовых галактик из-за их тусклости это 30-50 часов. Такое длительное наблюдение – непосильная задача даже для самых больших телескопов в мире, поэтому наблюдение за молодыми карликовыми галактиками - это наш шанс понять их происхождение», - рассказал ведущий автор статьи, сотрудник ГАИШ МГУ Кирилл Гришин. Кирилл окончил физфак в этом году, а данная публикация была принята в печать, ещё когда Кирилл был студентом. Он получил за эту работу первую премию на конкурсе студенческих работ имени Р.В. Хохлова.
Для изучения эволюционных механизмов учёным предстояло выбрать молодые карликовые галактики, в которых уже закончился процесс звездообразования. Это важный критерий: ведь если новых звёзд больше не образуется, эволюцию можно точнее предсказать. С применением методов big data удалось найти 11 подходящих галактик из почти миллиона объектов. Оказалось, что все они расположены на небе достаточно близко друг от друга, чтобы уместиться в одно поле зрения. Это обстоятельство сильно облегчило процесс наблюдения и позволило наблюдать объекты на одном инструменте, а также анализировать их одинаковым образом. Получилась полная выборка, по которой можно делать статистические выводы, ведь все объекты были выбраны однородно – это довольно редкая ситуация для астрономии. Наблюдения проводились на 6,5 м телескопе из Аризоны - Multiple Mirror Telescope.
«До недавнего времени об ультрадиффузных галактиках было известно очень мало. Такие галактики обладают крайне низкой светимостью, из-за чего их сложно наблюдать. В своей работе мы впервые показали, что ультрадиффузные галактики – не отдельный класс галактик, а продолжение последовательности карликовых галактик. Это позволяет перенести сценарий эволюции, главным элементом которого является обдирание лобовым давлением на карликовые галактики, которые составляют бОльшую часть галактик в скоплениях. Получается, что мы установили главный канал формирования доминирующей популяции галактик в галактических скоплениях», - объясняет доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник ГАИШ МГУ Игорь Чилингарян.
Чтобы продолжить исследование этого эволюционного механизма, необходимо наблюдать другие похожие галактики. Сейчас учёные сфокусированы на галактиках из более близкого скопления Дева, по этой программе уже получены новые данные. Наблюдения проводятся на новом 2,5 м телескопе в Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ – учёным удалось перенести свой опыт работы с телескопом в Аризоне на университетские инструменты. В будущем учёные надеются подтвердить этот эволюционный путь и уточнить процент галактик, сформированных под влиянием этого механизма.
Эволюционный сценарий формирования карликовых галактик в скоплении. Эволюционный сценарий для маломассивной дисковой галактики (против часовой стрелки) на нерадиальной орбите: (a) маломассивная спиральная галактика с текущим звездообразованием впервые входит в скопление; (b) при движении к центральной части скопления воздействие лобового давления приводит к резкому увеличению интенсивности звездообразования и выметанию газа из галактики, которая на данном этапе классифицируется как "галактика-медуза"; (с) галактика полностью лишена газа: одна его часть выметена, а вторая превратилась в звезды в диске и в хвосте, процесс образования новых звезд полностью прекратился; (d) спустя пару миллиардов лет в результате пассивной эволюции галактика превратилась в карликовую эллиптическую или в ультрадиффузную в зависимости от начальной массы звезд и газа. Кирилл Гришин/МГУ
HD 144941 оказалась самой экстремальной звездой с сильными линиями гелия
Астрономы из Австрии и Северной Ирландии изучили необычную экстремальную гелиевую звезду-сверхгиганта, известную как HD 144941. Результаты этого нового исследования показывают, что источник HD 144941 представляет собой самую экстремальную звезду с сильными линиями гелия, обнаруженную на настоящее время.
Так называемые экстремальные гелиевые звезды (extreme helium, или EHe) составляют очень редкий класс обедненных водородом звезд небольшой массы. Исследования показывают, что они представляют собой сверхгиганты, почти полностью лишенные водорода, и считается, что такие звезды формируются в результате столкновений между белыми карликами с гелиевым и углеродно-кислородным ядрами соответственно.
Находящийся на расстоянии около 5100 световых лет от нас, источник HD 144941 представляет собой звезду класса EHe, впервые обнаруженную около 50 лет назад. Этот объект имеет радиус порядка 3,8 радиуса Солнца и массу около 8 масс нашего светила. Период вращения звезды вокруг собственной оси составляет 13,9 суток, а эффективная температура достигает примерно 22 000 Кельвинов.
Предыдущие наблюдения звезды HD 144941 показали, что она существенно отличается по свойствам от других звезд класса EHe. Было обнаружено, что данная звезда имеет относительно высокую гравитацию, необычно высокое содержание водорода, составляющее около 5 процентов, а также металличность в 1,6 dex раз ниже солнечной. Измеренные спектры вещества звезды не указывают на продукты каких бы то ни было ядерных реакций, кроме горения водорода. Тем не менее, звезда HD 144941 демонстрирует свойства, ближе напоминающие свойства звезд класса EHe, чем свойства любых других гелиевых звезд.
Поэтому команда астрономов под руководством Норберта Прзибиллы (Norbert Przybilla) из Инсбрукского университета им. Леопольда и Франца, Австрия, более глубоко изучила истинную природу звезды HD 144941 с использованием спектрополяриметра низкого разрешения под названием FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2 (FORS2) Очень большого телескопа Европейской южной обсерватории, расположенного на территории Чили.
Наблюдения этой звезды позволили исследователям объяснить недавние обнаружения пятен на ее поверхности присутствием мощных магнитных полей. Содержания металлов в веществе звезды оказались в четыре раза больше, чем согласно предыдущим измерениям, но они, тем не менее, остаются довольно низкими – будучи примерно в 10 раз ниже солнечных.
Исследование показало, что концентрации углерода не согласуются с данными по типичным звездам класса EHe, которые обычно содержат около 1 процента углерода (примерно 50 масс Солнца). Азота обнаружилось чуть больше, по отношению к углероду и кислороду, чем в типичных звездах класса EHe. Альфа-элементы, такие как неон или сера, находятся в избытке по отношению к железу.
Согласно авторам, принимая во внимание эти новые результаты, можно заключить, что объект HD 144941 представляет собой звезду с сильными линиями гелия – звезду спектрального класса B главной последовательности, в значительной мере обедненную атмосферным водородом и металлами - которые были потеряны в космос в составе фракций звездного ветра.
Разгадана тайна уникальной галактики DDO 68, похожей на комету
Проведя гидродинамическое моделирование, астрономы изучили с его помощью экстремально бедную металлами галактику, известную как DDO 68. Результаты этого исследования проливают новый свет на происхождение и природу этой необычной галактики.
Галактики с низкой металличностью имеют особое значение для астрономов, поскольку они могут содержать ключи к пониманию химической эволюции звезд и астрофизических процессов, происходивших в ранней Вселенной.
Галактика DDO 68, расположенная на расстоянии около 41,2 миллиона световых лет от Земли, относится к классу карликовых галактик неправильной формы. Она демонстрирует низкое среднее содержание кислорода и является одной из самых бедных металлами карликовых галактик, известных на сегодняшний день. Ее экстремально низкая металличность представляется необычной с учетом того, что галактика имеет весьма значительную общую массу звезд (порядка 117 миллионов масс Солнца) и высокую светимость.
Предыдущие наблюдения галактики DDO 68 показали, что она имеет необычную форму. Галактика демонстрирует крупный и яркий звездный компонент искаженной формы, получивший название «хвоста кометы», который расположен у юго-восточного края основного тела галактики. Вдобавок галактика демонстрирует округлую структуру, лежащую в северной части, которую астрономы прозвали «головой кометы». Был сделан вывод, что галактика DDO 68 на самом деле состоит из двух отдельных систем: основной части, называемой DDO 68 A (включая голову кометы), и разорванной галактики-спутника DDO 68 B, которую в настоящее время поглощает галактика DDO 68 A, в результате чего формируется кометный хвост.
Команда астрономов под руководством Раффаэле Паскале (Raffaele Pascale) из Астрономической обсерватории Болоньи, Италия, решила глубже изучить галактику DDO 68 и ее необычные свойства. Исследователи провели гидродинамическое моделирование для системы из N тел, целью которого являлось воссоздание большинства структурных и кинематических особенностей этой галактики, которые были доступны для наблюдений на протяжении последних лет.
Модель системы из N тел воспроизвела несколько известных особенностей галактики DDO 68, прежде всего асимметричную и искаженную форму звездной компоненты, общее распределение нейтрального атомарного водорода, а также его поле скоростей, дугообразную структуру, расположенную к западу, а также звездный поток с низкой поверхностной яркостью, наблюдавшийся к северу.
Исходя из результатов моделирования, астрономы нашли, что галактика, вероятно, является результатом взаимодействия между тремя системами, а именно основной галактикой, DDO 68, с динамической массой на уровне 10 миллиардов масс Солнца, и двумя меньшими по размерам галактиками-спутниками – имеющими массы порядка 0,05 и 0,0067 массы галактики DDO 68.
Поэтому исследователи заключают, что искажения формы, наблюдаемые по всей галактике DDO 68, образовались не в результате взаимодействия с одной меньшей по размерам галактикой-компаньоном, такой как DDO 68 C, а скорее, являются результатом множественной аккреции меньших по размерам систем.
Гравитационный «пинок» объясняет необычную форму центра галактики Андромеда
Когда сталкиваются две галактики, то сверхмассивные черные дыры (СМЧД), лежащие в их центрах, генерируют мощный гравитационный «пинок», похожий на отдачу при выстреле из дробовика. В новом исследовании ученые нашли, что мощности этого импульса может оказаться достаточно, чтобы выбить миллионы звезд на неустойчивые орбиты.
«Когда ученые впервые взглянули на галактику Андромеда, они ожидали увидеть СМЧД, окруженную относительно симметричным скоплением звезд, - сказала главный автор работы Анн-Мари Мадиган (Ann-Marie Madigan) из института JILA, являющегося совместным исследовательским институтом Колорадского университета в Боулдере и Национального института стандартов и технологий США. – Вместо этого мы обнаружили гигантский овал».
Теперь Мадиган и ее коллеги предполагают, что нашли объяснение.
В своей новой работе Мадиган и ее коллеги использовали компьютерное моделирование для воссоздания ситуации, происходящей, когда сталкиваются две СМЧД – вероятно, галактика Андромеда сформировалась в результате аналогичного столкновения миллиарды лет назад. Расчеты, проведенные командой, показали, что сила, генерируемая в результате такого столкновения, может привести к деформации и растяжению орбит звезд в окрестностях центра галактики, что обусловливает возникновение характерного овала.
В ходе этого моделирования Мадиган и коллеги изучили гравитационную «отдачу» от слияния двух СМЧД в форме гравитационных волн, воздействующую на звезды, расположенные в границах зоны радиусом в 1 парсек, или примерно 30 триллионов километров, от центра галактики. Галактика Андромеда, которая видна на небе невооруженным глазом, протянулась от одного конца до другого на расстояние в десятки тысяч парсеков.
Мадиган объяснила, что гравитационные волны, формируемые при столкновении между двумя СМЧД, не окажут прямого воздействия на звезды, расположенные в галактике. Однако в результате «отдачи» оставшаяся черная дыра будет выброшена в космос – и приобретет при этом скорость до нескольких миллионов километров в час, что отнюдь не мало для тела массой в миллионы и миллиарды масс Солнца. Но в тех случаях, когда черные дыры не покидают галактику, они могут искажать форму орбит звезд, расположенных в их непосредственных окрестностях, вызывая растяжение этих орбит. Результат расчета показал, что в этом случае возможно формирование структуры, обнаруженной ранее в результате наблюдений в центре галактики Андромеда, указывает команда.
Каменистые экзопланеты оказались более разнообразны, чем мы думали
Астроном из научного центра NOIRLab Национального научного фонда США объединил усилия с геологом из Университета штата Калифорния во Фресно, чтобы впервые произвести оценку типов горных пород, которые могут входить в состав вещества планет, обращающихся вокруг иных звезд. Изучив химический состав «загрязненных» белых карликов, исследователи пришли к выводу, что большинство каменистых планет, обращающихся вокруг близлежащих звезд, имеют более разнообразный и необычный состав, чем считалось ранее, причем некоторые минералы даже невозможно встретить нигде в нашей Солнечной системе.
Астрономы открыли тысячи планет, обращающихся вокруг звезд в нашей Галактике – известных как экзопланеты. Для выяснения химического и минералогического состава этих планет в новом исследовании астроном Сийи Сюй (Siyi Xu) из центра NOIRLab и геолог Кит Путирка (Keith Putirka) из Университета штата Калифорния во Фресно наблюдали атмосферы объектов, которые они называли «загрязненными» белыми карликами. Эти объекты представляют собой плотные, сколлапсировавшие ядра некогда нормальных звезд, подобных Солнцу, которые содержат чужеродный материал, привнесенный упавшими на белый карлик планетами, астероидами и иными каменистыми объектами. Наблюдая спектральные линии этих чужеродных для белого карлика элементов (а точнее, элементов, отличных от водорода и гелия), ученые могут наложить ограничения на состав каменистых тел, обращавшихся ранее вокруг белого карлика.
Путирка и Сюй наблюдали 23 загрязненных белых карлика, расположенных на расстояниях, не превышающих примерно 650 световых лет от Солнца. Для этих звезд были с высокой точностью измерены содержания кальция, кремния, магния и железа при помощи обсерватории им. Кека, Гавайи, космического телескопа Hubble («Хаббл) и других обсерваторий. Затем ученые использовали полученную в результате наблюдений информацию о содержаниях этих элементов, чтобы реконструировать минералы и горные породы, в состав которых входили эти элементы.
В результате проведенного анализа Путирка и Сюй обнаружили, что эти белые карлики демонстрируют намного более широкий диапазон различных составов, чем любая из планет внутренней части Солнечной системы, что указывает на более широкое разнообразие типов горных пород. На самом деле, некоторые из составов оказались настолько необычными, что Путирке и Сюю пришлось давать минералам новые названия (такие как «кварцевые пироксениты» и «периклазовые дуниты»), чтобы включить их в классификационные группы.
«Хотя некоторые экзопланеты, вращавшиеся ранее вокруг загрязненных белых карликов, выглядят похожими на Землю, большинство реконструированных нами горных пород являются экзотическими для Солнечной системы, - сказал Сюй. – Такие минералы в нашей планетной системе отсутствуют».
Фотонам от рожденных в магнитном поле гиперновой аксионоподобных частиц предрекли опоздание
V101 Science / Youtube
Физики-теоретики показали, что сильные магнитные поля в гиперновых и сверхмощных сверхновых вносят значительный вклад в образование аксионоподобных частиц в ходе когерентной конверсии плазмонов. Добавив магнитное поле в модель взрыва сверхновой, ученые выяснили, что скорость рождения аксионоподобных частиц массой от 4 до 14 мегаэлектронвольт более чем на порядок превышает предсказанную ранее. Более того, образовавшиеся в результате распада таких частиц фотоны будут прилетать в детекторы со значительной задержкой, что позволит сделать выводы о магнитных свойствах сверхновой и уточнить массу аксиона, пишут ученые в Physical Review Letters.
Изначально аксионы — слабовзаимодействующие с материей псевдоскалярные бозоны — были введены для устранения проблемы сохранения СР-инвариантности в квантовой хромодинамике, но последние годы стали особенно популярны у астрофизиков как кандидаты в темную материю. Помимо аксионов ученые изучают и аксионоподобные частицы, которые отличаются от аксионов тем, что не могут взаимодействовать с глюонами. Несмотря на долгие поиски, ни аксионы, ни аксионоподобные частицы, до сих пор не были найдены, а предполагаемые значения массы последних варьируются от 10−10 электронвольт до сотен мегаэлектронвольт.
Сверхновые, образованные в результате коллапса ядра звезды считаются мощными источниками аксионоподобных частиц. Предполагается, что в этом случае частицы рождаются в результате эффекта Примакова из двух фотонов в электростатическом поле протонов. Их дальнейшая судьба зависит от массы: в случае, если масса невелика, частицы, скорее всего, покинут сверхновую и распадутся на фотоны гамма-диапазона под действием галактических магнитных полей, а в случае больших масс распадутся на фотоны внутри ядра без участия магнитного поля. Затем дочерние фотоны уже можно поймать наземными и космическими детекторами и по этим данным оценить свойства аксионов. К примеру, анализ излучения от сверхновой SN1987A помог установить ограничения на массу аксионоподобных частиц и константу взаимодействия аксиона с фотонами.
Однако в высокоэнергетических сверхновых, таких как гиперновые и сверхмощные сверхновые, условия для возникновения аксионоподобных частиц могут оказаться совершенно иными. Дело в том, что сверхновые этих типов считают источниками галактических позитронов и тяжелых элементов, рожденных в ходе r-процесса, а для этого требуется подпитка взрыва, как вариант, сильным магнитным полем. Хотя последнее и не имеет экспериментальных доказательств, теоретическое исследование показало, что величина магнитного поля в сверхновых может достигать триллиона килогауссов. Под действием таких полей аксионоподобные частицы могут рождаться при когерентной конверсии плазмонов — возмущений электромагнитного поля в плазме, где под когерентным подразумевается случай совпадения дисперсионных соотношений плазмонов и аксионоподобных частиц. В прошлом году ученые даже доказали, что на Солнце образование аксионов под действием магнитного поля может доминировать над эффектом Примакова. Для гиперновых и сверхмощных сверхновых, однако до недавнего времени подобного исследования не проводили.
Физики из пяти стран под руководством Алессандро Мирицци (Alessandro Mirizzi) из Национального института ядерной физики Италии решили исправить это и смоделировали магниторотационный взрыв звезды массой 20 солнц, добавив в модель сверхновой вращение и дипольное магнитное поле в триллион гауссов, которое в момент взрыва вырастет на 3 порядка.
На 370 милисекунде после взрыва, когда ударная волна распространилась на 4000 километров от центра звезды, ученые измерили зависимости магнитного поля, температуры, плазменной частоты (играет роль эффективной массы фотона) и масштаба экранирования, равного обратной длине Дебая (отвечает за корреляции между заряженными частицами в плазме), от расстояния до центра сверхновой. Используя эти зависимости, авторы посчитали скорости образования аксионоподобных частиц в результате процесса Примакова и под действием магнитного поля, а затем, интегрируя эти величины по всему фотонному спектру и объему сверхновой, получили соответствующие значения аксионной светимости сверхновой.
Оказалось, что в случае, если масса аксионоподобных частиц заключается между 4 и 14 мегаэлектронвольтами, светимость когерентно рожденных частиц превышает светимость рожденных в процессе Примакова, а при массе в 10 мегаэлектронвольт достигает своего пика в gaγ2×1071 обратных эргов, где gaγ — константа взаимодействия аксиона с фотонами (принимается равной 10-11 обратных гигаэлектронвольт). При больших и меньших массах аксионоподобные частицы под действием магнитного поля возникают лишь в незначительных количествах.
Зависимости магнитного поля, температуры, плазменной частоты и масштаба экранирования от расстояния до центра сверхновой Alessandro Mirizzi et al. / Physical Review Letters
Зависимость дифференциальной скорости производства аксионов от энергии для процесса Примакова (оранжевый) и под действием магнитного поля (синий) Alessandro Mirizzi et al. / Physical Review Letters
Распад аксионоподобных частиц на пары фотонов создает большой поток гамма-излучения, который можно наблюдать с помощью уже существующих детекторов. Такой поток должен отличаться задержкой во времени относительно первых свидетелей коллапса ядра звезды — нейтрино, поскольку сумма расстояний, пройденных сначала аксионоподобной частицей, а затем дочерними фотонами будет больше расстояния от сверхновой до Земли.
Для количественной оценки физики приняли массу аксионоподобных частиц равной 5 мегаэлектронвольт и посчитали зависимость среднего числа дочерних фотонов, которые попадали бы на детектор космического гамма-телескопа Ферми за единицу времени, от времени задержки. Как и ожидалось, из-за того, что аксионоподобные частицы, образованные под воздействием магнитного поля обладают меньшей энергией, чем образованные в результате эффекта Примакова, они должны прилететь к детектору с большей задержкой, чем последние. В связи с этим, первые несколько дней поток фотонов будет слабо зависеть от магнитного поля сверхновой, и по нему можно будет уточнить константу связи аксиона с фотоном. Затем, приблизительно на пятый день, когда поток «примаковских» фотонов пойдет на спад, а поток «магнитных» фотонов возрастет, можно будет делать выводы как об интенсивности магнитного поля сверхновой, так и о массе аксионоподобных частиц. По данным моделирования, дочерние фотоны можно наблюдать в течение двух недель после взрыва звезды.
Число дочерних фотонов в единицу времени, которое должен зарегистрировать космический гамма-телескоп Ферми, произошедших от аксионов, рожденных в процессе Примакова (синий) и при наличии магнитного поля (оранжевый) Alessandro Mirizzi et al. / Physical Review Letters
Авторы подчеркивают, что хотя их исследование относится к очень редкому классу событий (гиперновые и сверхмощные сверхновые в среднестатистической галактике взрываются примерно раз в 100 миллионов лет), его наблюдение может не только пролить свет на магнитные свойства гиперновых, но и доказать существование аксионоподобных частиц и уточнить их массу.
Ранее мы рассказывали о том, как ученые обнаружили самую далекую гиперновую, которая породила быстровращающийся магнитар, а также как была установлена четкая связь между длинным гамма-всплеском и взрывом сверхновой.
МОСКВА, 3 ноя — РИА Новости. Ученые, работающие на комплексе радиотелескопов ALMA в чилийской пустыне Атакама, завершили крупнейшее исследование скопления галактик Девы. Проанализировав распределение окиси углерода в 51 галактике и вокруг них, исследователи обнаружили, что экстремальное окружение может убивать галактики, вытягивая из них газ, необходимый для звездообразования. Статья подготовлена для публикации в журнале Astrophysical Journal Supplement Series и размещена на сервере препринтов arXiv.org. Исследование проводилось в рамках проекта VERTICO — первого в истории космических наблюдений обзора молекулярного газа в высоком разрешении, которое проводили в скоплении галактик Девы — космическом кластер, в котором находится от 1 300 до 2 000 галактик. Особое внимание астрономы уделили окружающей среде скопления, а именно присутствию в ней окиси углерода.
Анализ результатов позволил ответить на давний вопрос астрофизики о том, что убивает галактики. Оказалось, что они теряют газ, который необходим для процесса звездообразования, когда проносятся через окружающую горячую плазму. Экстремальная среда проникает далеко внутрь и вытягивает их молекулярный газ — топливо, необходимое для рождения новых звезд и поддержания жизни галактик.
"Мы знаем, что галактики погибают из-за своего окружения, но мы хотели знать, почему, — приводятся в пресс-релизе Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO) слова руководителя исследования Тоби Брауна (Toby Brown), члена Национального исследовательского совета Канады. — Что VERTICO раскрывает лучше, чем когда-либо прежде, так это то, какие физические процессы влияют на молекулярный газ и как они определяют жизнь и смерть галактики".
"Галактики в самых экстремальных условиях сильно страдают, теряя свои газовые резервуары и, в конечном итоге, не могут больше образовывать звезды. Для галактики это эквивалент смерти, — продолжает еще один автор исследования доктор Клаудиа Лагос (Claudia Lagos) из Международного центра радиоастрономических исследований (ICRAR) в Австралии. — VERTICO предлагает нам беспрецедентную возможность наблюдать, как ведет себя молекулярный газ, что позволяет нам диагностировать, что убивает эти галактики". Результаты проекта VERTICO демонстрируют свидетельства того, что окружающая среда проникает далеко в галактики, нарушая и возмущая их молекулярный газ, влияя на звездообразование и строение галактических газовых дисков. Авторы делают вывод о том, что способность галактики образовывать звезды зависит от того, где она находится во Вселенной и как взаимодействует со своим окружением.
"С помощью VERTICO мы изучили газовый резервуар 51 галактики в скоплении Девы. Нам удалось создать самую подробную карту распределения газа в скоплениях галактик из когда-либо наблюдавшихся. Эти изображения представляют собой недостающие части головоломки о том, как окружающая среда влияет на распределение газа в галактиках, особенно плотного и холодного газ, и, следовательно, на их способность образовывать звезды", — объясняет Лагос.
Из множества различных сред во Вселенной скопление Девы — одно из самых массивных, горячих и экстремальных, что делает его особенно интересным для ученых, изучающих эволюцию галактик. К тому же оно расположено относительно недалеко от нас и удобно для наблюдений. Скопление имеет диаметр семь миллионов световых лет и содержит тысячи галактик, несущихся сквозь перегретую плазму со скоростью до нескольких миллионов километров в час. Это среда настолько экстремальная и негостеприимная, что в пролетающих сквозь нее галактиках могут остановиться процессы образование звезд, а сама галактика — исчезнуть. https://ria.ru/20211103/galaktiki-1757520302.html
Туманности Конская Голова и Пламя
Авторы и права: Виссам Айюб Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Туманность Конская Голова – одна из самых известных туманностей на небе. Она видна как темный выступ на фоне оранжевой эмиссионной туманности около правого края этой картинки. Туманность Конская Голова выглядит темной, потому что она представляет собой непрозрачное пылевое облако, находящееся перед яркой эмиссионной туманностью. Как облака в атмосфере Земли, это космическое облако совершенно случайно приобрело такую узнаваемую форму. Через тысячи лет внутренние движения в облаке приведут к изменению его формы. Оранжевый цвет эмиссионной туманности обусловлен процессом рекомбинации электронов с протонами, в результате образуются атомы водорода. Внизу слева на картинке находится туманность Пламя, она светится оранжевым цветом, но также содержит изящные волокна темной пыли. На фотографии видны две отражательные туманности – круглая IC 432 около левого края и голубая NGC 2023 ниже и левее туманности Конская Голова. Их свечение обусловлено отражением света центральных звезд. http://www.astronet.ru/db/msg/1780589
Над пустыней Атакама 12 тысяч лет назад взорвалась комет
К такому выводу пришли геологи из США. Катастрофа привела к тому, что в пустыне местами расплавился песок и образовалась стеклянная порода.
Работа опубликована в журнале Geology. Жители поселения Пика в пустыне Атакама в Чили издавна находили там куски стекла диаметров до 50 сантиметров темно-зеленого и черного цветов, разбросанные по полосе длиной около 75 километров. Ученые из Департамента наук о Земле, университетов Брауновского (США) и Санта-Томаса (Чили) изучили эти образцы, а также проанализировали их распределение на местности. В результате они обнаружили в составе силикатов крошечные фрагменты минералов, характерные для метеоритов и других объектов внеземного происхождения.
Кроме того, выяснилось, что эти фрагменты по составу похожи на минералы кометы 81Р/Вильда, доставленные на Землю миссией Stardust в 2004 году. Исследователи пришли к выводу, что частички минералов в силикатном стекле, вероятно, и есть остатки кометы, схожей по составу с 81Р/Вильда. По их мнению, примерно 12 тысяч лет назад «незваная гостья» взорвалась над пустыней Атакама, а ее осколки рассыпались по песку, расплавив его и образовав стеклянный минерал.
«Впервые мы видим надежные доказательства того, что стекло на нашей планете создано тепловым излучением и раскаленными потоками воздуха от болида, взорвавшегося непосредственно над Землей. Чтобы оказать настолько сильное воздействие на такую большую площадь, это должен был быть действительно мощный взрыв, не идущий ни в какое сравнение с обычными взрывами метеоров», — заявил профессор Брауновского университета Пете Шульц.
Почему ученые не выдвинули менее экзотическую версию происхождения стекла, ведь оно могло образоваться, например, в результате вулканической деятельности? В первую очередь из-за того, что в стекле обнаружены минералы внеземного происхождения. А еще потому что, по крайней мере, часть из этих кусков стекла, судя по его структуре, сформировалось в процессе масштабной катастрофы, так как оно скручено и смято.
Это говорит о том, что фрагменты были выброшены на большое расстояние. Поэтому версия лесного пожара тоже исключена (пустыня Атакама не всегда была безжизненной — когда-то там текли реки и буйствовала растительность). Минералы циркона, обнаруженные в стекле, частично превратились в бадделеит — простой оксид циркония.
Это возможно при температуре свыше 1600 градусов Цельсия, что, опять же, исключает любой пожар. Время взрыва кометы совпадает с периодом исчезновения из этой местности крупных млекопитающих. Однако для окончательных выводов о точной дате катаклизма и причинно-следственных связях между вымиранием животных и взрывом нужны дополнительные исследования. https://naked-science.ru/article/astron … 12-tysyach
На прошлой неделе астероид едва не врезался в Землю, а мы его даже не заметили
На прошлой неделе мимо Земли пролетел астероид размером с холодильник, и астрономы узнали, что этот объект существует только через несколько часов после его пролета.
Это был близкий вызов (с космической точки зрения); По сообщению CNET, траектория космического камня 24 октября пронесла его над Антарктидой на расстоянии 2 896,82 км от Земли — ближе, чем некоторые спутники, — что сделало его третьим по величине астероидом, который приблизился к планете, не столкнувшись с ней.
Newly-discovered #asteroid 2021 UA1 missed Antarctica by only 3000 km Sunday evening. It came from the daytime sky, so it was undiscoverable prior to closest approach.https://t.co/Y0zY7mAYue pic.twitter.com/R9VpMo2X9G
— Tony Dunn (@tony873004) October 27, 2021
Ученые не знали об объекте, получившем название Астероид 2021 UA1, потому что он приближался со стороны Солнца, поэтому, сравнительно тусклый и маленький гость оставался незамеченным еще четыре часа после пролета в ближайшей точке.
Но при диаметре всего 2 метра UA1 был слишком мал, чтобы представлять угрозу. Даже если бы он столкнулся с Землей, большая часть ее твердого тела сгорела бы в атмосфере, прежде чем упала бы на землю.
Излучение звезд, а не сверхновые, рождает суперветра в галактике NGC 2366
Когда астрономы наблюдали суперветра, движущиеся с экстремально высокими скоростями со стороны сверхскоплений звезд, раньше они полагали, что эти ветра порождают взрывы сверхновых.
Именно такие суперветра были обнаружены в сверхскоплении звезд под названием Mrk 71, расположенном в близлежащей галактике. Астрономы наблюдали экстремально быстрые суперветра – движущиеся со скоростью порядка 1 процента от скорости света – со стороны этого сверхскопления, и классические рассуждения объясняли эти ветра взрывами сверхновых, разгонявшими газ до таких скоростей.
Но астрономы из Мичиганского университета, США, думают, что причиной формирования суперветров являются не сверхновые – поскольку данное сверхскопление является слишком молодым, чтобы в нем присутствовало настолько много сверхновых. Авторы предлагают иной механизм.
После Большого взрыва Вселенная была очень плотной и непрозрачной, говорит главный автор исследования и магистрант Мичиганского университета Елена Комарова. Вселенная была настолько плотно заполнена частицами, что свет не мог пройти сквозь них.
«Но когда во Вселенной зажглись первые звезды в первых галактиках, они произвели много ультрафиолетового излучения. И по сути, произошло испарение газа во Вселенной, - сказала Комарова. – Аналогичный процесс происходит, когда ночной туман тает под лучами утреннего Солнца – капли тумана дробятся на еще более мелкие частицы, и свет начинает свободно проникать сквозь них».
В этой аналогии нейтральные атомы водорода, на которые приходится 92 процента космоса, являются «туманом» во Вселенной. Но когда их начинает освещать свет первых звезд, то его ультрафиолетовая составляющая вызывает расщепление атомов водорода.
«Вселенная становится прозрачной, и мы видим так называемый «космический рассвет», когда зажигаются первые звезды, - сказала Комарова. – А в нашем исследовании мы попытались ответить на вопрос: каким образом этот ультрафиолетовый свет, который является достаточно высокоэнергетическим для испарения атомов водорода во Вселенной, смог покинуть родительскую галактику, не будучи поглощенным плотными облаками водорода внутри этой галактики?
Ответ, считает Комарова, лежит в суперветрах, которые, как показано в этом исследовании, возникают под действием излучения со стороны звезд этих компактных сверхскоплений. Ультрафиолетовое излучение звезд «испаряет» атомы водорода, которые состоят из одного протона и одного электрона, выбивая из них электрон и таким образом ионизируя атом. После ионизации водород становится прозрачным, поскольку не может больше принять ни одного УФ-фотона, и фотоны света движутся в облаке такого ионизированного водорода беспрепятственно.
Это открытие Комарова и ее группа сделали в попытке объяснить поле скоростей газа в звездообразовательной области Mrk 71 галактики NGC 2366. Поскольку, согласно расчетам группы, для ускорения газа до наблюдаемых скоростей энергии сверхновых сверхскопления было недостаточно, исследователи решили оценить интенсивность звездного света. Сравнение давления света с гравитационным давлением показало, что первый из этих факторов намного превосходит по величине второй – то есть, излучение звезд способно вытолкнуть газ наружу с огромной скоростью. Именно это происходит в галактиках, где суперветра выталкивают наружу слишком плотные для тотального испарения облака водорода и таким образом расчищают путь для света, указывают авторы.
Экстремальная гелиевая звезда оказалась необычной богатой гелием звездой
Звезда Поппера (или HD 124448) — первая открытая звезда из класса экстремальных гелиевых. ESO Online Digitized Sky Survey
Астрономы выяснили, что звезда HD 144941, которая более полувека считалась экстремальной гелиевой звездой, на самом деле является очень необычным представителем богатых гелием звезд. Недостаток водорода у таких светил вызван не ядерными реакциями, а действием звездных ветров. Препринт работы доступен на сайте ArXiv.org.
Экстремальные гелиевые звезды (или переменные типа PV Телескопа) представляют собой очень редкий класс звезд. Впервые их открыли в середине прошлого века, с тех пор было обнаружено лишь немногим более двадцати таких светил. Они представляют собой маломассивных сверхгигантов, в которых практически нет водорода, то есть эти звезды образовались не так, как другие звезды во Вселенной, которые рождаются за счет гравитационного сжатия холодных и плотных сгустков газа в молекулярных облаках.
Существуют два теоретических механизма образования таких светил. Первый заключается в слиянии гелиевого и углеродно-кислородного белых карликов в двойной системе, причем масса получившейся звезды не должна превысить предел Чандрасекара, иначе произойдет термоядерный взрыв. За счет ядерного горения гелия такая звезда вначале превратится в сверхгиганта, а затем — в белого карлика. Второй механизм предполагает, что экстремальные гелиевые звезды являются поздними стадиями эволюции некоторых звезд, покинувших асимптотическую ветвь гигантов и начавших свое превращение в белого карлика. В этом случае ядерное горение гелия в слоях вокруг ядра звезды вызывает быстрое расширение внешних слоев светила и дефицит водорода.
Группа астрономов во главе с Норбертом Пшибиллой (Norbert Przybilla) из Университета Инсбрука опубликовала результаты анализа данных наблюдений за звездой HD 144941, проведенных при помощи телескопов комплекса VLT, телескопа MPG, космического телескопа IUE и обзоров неба 2MASS и WISE.
HD 144941 была открыта в 1970 году и находится на расстоянии около 5,1 тысячи световых лет от Солнца. Радиус звезды составляет 3,8 радиуса Солнца, она в 8,1 раза массивнее Солнца, а ее эффективная температура оценивается в 22 тысячи кельвинов. Первоначально звезду отнесли к классу экстремальных гелиевых, однако в 1997 году выяснилось, что ее свойства не совсем типичны — HD 144941 демонстрировала необычно высокое содержание водорода, высокую поверхностную гравитацию, металличность сильно ниже солнечной, а также отсутствие продуктов каких-либо ядерных реакций, кроме горения водорода (ожидались продукты CNO-цикла и тройного альфа-процесса). Тем не менее звезду продолжили считать экстремальной гелиевой, предполагая, что она образовалась за счет слияния двух гелиевых белых карликов.
В работе исследователи обнаружили, что HD 144941 на самом деле представляет собой другой тип звезд, чем считалось изначально. Ученые обнаружили сильное продольное магнитное поле у светила со средним значением до девяти килогауссов. Поля могут достигать значения 15 килогауссов, что объясняет наличие пятен на видимой поверхности звезды, которые были замечены в 2018 году. Содержание металлов (элементов тяжелее гелия и водорода), полученное для HD 144941, оказалось примерно в четыре раза больше, чем в прошлых исследованиях. Отмечается также избыток углерода, по сравнению с другими экстремальными гелиевыми звездами, и избыток азота, неона и серы относительно содержания углерода, кислорода и железа.
Ученые пришли к выводу, что HD 144941 является наиболее экзотичным представителем класса богатых гелием звезд, а не экстремальных гелиевых звезд. Такие звезды представляют собой светила спектрального класса B, находящиеся на главной последовательности, у которых в атмосферах наблюдается недостаток водорода и металлов из-за действия звездных ветров. В данном случае звезда уникальна с точки зрения содержания гелия, поскольку почти весь водород в ее атмосфере замещен гелием, и представляет интересную цель для будущих спектрополяриметрических наблюдений с высоким разрешением для исследования ее магнитосферы и распределения химических элементов в фотосфере звезды.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы нашли редкую массивную магнитную звезду, новую затменную двойную систему и почти 600 новых кандидатов в высокоскоростные звезды.
Ученые приблизились к пониманию связи шумановских резонансов и пылевых бурь на Марсе
Взаимодействие частиц пыли между собой в пылевых бурях на Марсе может привести к появлению электрических полей, достаточно сильных для возникновения разрядов, порождающих шумановские резонансы — стоячие электромагнитные волны. К такому выводу пришли физики из НИУ ВШЭ, Института космических исследований и МФТИ. Статья опубликована в журнале Icarus.
В последние десятилетия проводятся активные исследования Марса, изучается возможность космических полетов на планету. Знания о марсианской атмосфере повышают шансы межпланетных экспедиций на успех. В частности, при планировании космических полетов необходимо учитывать поведение частиц пыли и плазменно-пылевой системы над поверхностью Красной планеты.
В 2009 году радиотелескоп сети дальней космической связи НАСА (a 34 m radio telescope of the NASA’s Deep Space Network) зарегистрировал нетепловое микроволновое излучение во время марсианской пылевой бури. В наблюдаемом спектре излучения были обнаружены признаки шумановских резонансов на частотах 7,83 Гц, 14,1 Гц и 20,3 Гц.
Ученые из Высшей школы экономики, Института космических исследований и МФТИ рассмотрели роль пыли и пылевой плазмы в возбуждении на Марсе стоячих электромагнитных волн сверхнизких частот (ниже 100 кГц). С середины 1950-х годов это явление известно как шумановские резонансы — по имени австрийского ученого Отто Шумана, впервые осуществившего исследования стоячих электромагнитных волн в резонаторе Земля-ионосфера.
Для электромагнитных волн это пространство представляет собой гигантский сферический резонатор, полость которого заполнена слабоэлектропроводящей средой. Если возникшая в этой среде электромагнитная волна после огибания земного шара снова совпадает с собственной фазой (входит в резонанс), то она может существовать долгое время.
Предположительно на Земле шумановские резонансы вызываются грозовыми разрядами в сферической полости между поверхностью планеты и нижними слоями ионосферы.
«Молниевая активность связана со средней температурой на Земле, — рассказывает профессор факультета физики НИУ ВШЭ, заведующий лабораторией ИКИ РАН Сергей Попель. — Наблюдения также подтверждают корреляцию между температурой и амплитудами шумановских резонансов на Земле. Эти данные стали опорой для наших исследований аналогичных явлений на Марсе».
Ученые проанализировали механизм, за счет которого может происходить накачка энергии в шумановский резонатор. Оказалось, что электрические разряды являются подходящим «кандидатом». Но эти электрические разряды имеют несколько другую природу, нежели молнии на Земле. Для атмосферы Марса нетипичны молнии в земном понимании, на Красной планете распространены пылевые вихри, или, как их еще называют, «пылевые дьяволы». Это небольшие ураганы диаметром примерно 100 метров, продолжающиеся несколько минут. Таким образом, в разреженной и засушливой атмосфере Марса нет аналогов земным метеорологическим облакам, но возрастает роль пылевых явлений.
Процесс зарядки пылевых частиц в атмосфере Марса имеет некоторые общие черты с процессами, происходящими в вулканических облаках на Земле: две частицы, состоящие из одинакового материала, сталкиваются, меньшая из частиц приобретает отрицательный заряд, а большая — положительный. Под действием силы тяжести более тяжелые положительно заряженные частицы собираются в нижней части пылевых вихрей, тогда как более легкие отрицательно заряженные — в верхней части. Возникает разделение зарядов, что может приводить к электрическому разряду.
Однако, как пишут авторы статьи, пока нет однозначных экспериментальных свидетельств, подтверждающих существование электрических разрядов в атмосфере Марса. Орбитальные модули, изучающие Марс, как правило, исследуют верхние слои атмосферы, тогда как нижний слой остается вне зоны их мониторинга. Для того чтобы точно узнать, существуют ли шумановские резонансы на Марсе, необходимо провести измерения электрических полей на поверхности Красной планеты.
«В идеале следует измерить амплитуду шумановских колебаний и понять, существует ли корреляция между изменением амплитуд шумановских резонансов и изменением интенсивности пылевых бурь на Марсе, — говорит Сергей Попель. — Но для этого нужно очень чувствительное оборудование».
Пока таких проектов не планируется, но второй этап миссии ExoMars, осуществление которого запланировано на вторую половину 2022 года, может частично помочь ученым в их исследованиях.
