Магнитный «пузырь» вокруг Солнца похож на круассан из-за нейтрального водорода
Международная команда астрофизиков под руководством Мерав Офер (Merav Opher) из Бостонского университета совершила прорыв в понимании космических сил, которые формируют защитный «пузырь» вокруг нашей Солнечной системы – пузырь, который защищает жизнь на Земле и известен исследователям как гелиосфера.
Никто из ученых точно не знает, какова истинная форма гелиосферы. В своем исследовании Офер и ее группа использовали модель под названием SHIELD (Solar-wind with Hydrogen Ion Exchange and Large-scale Dynamics), согласно которой гелиосфера имеет не классическую форму «кометы», а скорее, похожа на «круассан», из-за нестабильности солнечных джетов.
Согласно новой работе, опубликованной Офер и ее коллегами, нейтральные атомы водорода межзвездного пространства, потоки которых обтекают нашу Солнечную систему, могут играть ключевую роль в формировании очертаний гелиосферы. Согласно модели SHIELD, эти потоки водорода обусловливают нестабильность солнечных джетов.
Такая нестабильность теоретически способна вызывать возмущения потоков солнечного ветра, извергаемых нашим Солнцем, что приводит к расщеплению контура гелиосферы и формированию очертаний, напоминающих круассан. Хотя астрофизики не смогли пока выработать единой точки зрения на форму гелиосферы, исследование, проведенное Офер и ее группой, показывает, что гелиосфера не может иметь обычную форму «кометы», поскольку исключить воздействие со стороны нейтральных потоков космического водорода невозможно – они постоянно текут в окрестностях магнитного пузыря нашей звезды, подчеркивает автор.
На «русской планете» обнаружена еще одна веская улика недавнего вулканизма
Вопрос активности венерианских вулканов занимает планетологов давно. Если они до сих пор извергаются или делали это недавно по геологическим меркам, то недра второй планеты от Солнца по-прежнему активны. Однако получить достоверные данные подтверждающие или опровергающие активность вулканов на Венере до сих пор не получалось. Зато недавно ученые получили еще одно пусть и косвенное, но вполне надежное свидетельство «бурной жизни» геологических формирований на «сестре Земли».
В конце лета и в середине осени этого года международная команда планетологов опубликовала сразу две научных работы по этой теме — одну в журнале Solar System Research, а вторую в The Planetary Science Journal. Труд специалистов из Италии, Испании, России, Финляндии и США под руководством Пьеро д’Инчекко (Piero D’Incecco) остался почти незамеченным научно-популярной прессой, хотя статьи уже несколько месяцев как отрецензированы и доступны для ознакомления. Восполним этот досадный пробел, благо тема довольно интересная.
Внимание ученых привлек регион Имд (Imdr Regio, назван в честь одной из девяти матерей скандинавского бога Хеймдалля), расположенный в южном полушарии Венеры. А точнее, находящийся в этой области вулкан Идунн (Idunn Mons, по имени скандинавской богини вечной юности) высотой около двух с половиной километров и окруженный лавовыми полями имеющими порядка 200 километров в поперечнике. Планетологи внимательно изучили архивные данные, которые собрал европейский автоматический зонд Venus Express за время свой работы на орбите вокруг «русской планеты» с 2006 по 2015 годы.
С помощью спектрометра VIRTIS, работавшего в видимом, инфракрасном и ближнем ультрафиолетовом диапазонах, автоматическая межпланетная станция получила подробные сведения о характеристиках поверхности и ее взаимодействии с атмосферой Венеры. Лавовые поля вокруг вулкана Идунн вызвали интерес планетологов, поскольку их возраст по некоторым признакам не должен превышать тысяч лет. Что делает их очень молодыми по геологическим меркам — то есть совсем недавно в регионе Имд происходили обильные извержения.
Такой вывод ученые сделали на основе комплексного анализа данных и недавних теоретических изысканий своих коллег. Дело в том, что по новым оценкам геологов потоки лавы на поверхности Венеры должны деградировать гораздо быстрее, чем ранее предполагалось. Фактически, в результате химических реакций и физического воздействия очень плотной атмосферы на «русской планете» вообще не может быть обнаружено областей старше тысячи лет, имеющих характерные для базальтовой лавы спектры. По крайней мере, об этом говорят моделирование, теоретические расчеты и лабораторные эксперименты. А вокруг вулкана Идунн спектрометр Venus Express «увидел» множество потоков вещества, идентифицированного именно таким образом.
Кроме того, команда д’Инчекко заметила еще два свидетельства, намекающих на активный вулканизм. Во-первых, кратер Сандел (Sandel) диаметром 17 километров и находящийся в трехстах километрах от Идунн несет на себе следы тектонической активности, образовавшиеся уже после ударного события, породившего его 75-350 миллионов лет назад. А именно — трещины и грабен, то есть опускание коры планеты. Обычно такие образования говорят о серьезных подвижках в геологических структурах: крупных землетрясениях и сопутствующих или вызвавших их мощных извержениях неподалеку.
А во-вторых над вулканом Идунн прибор VIRTIS зарегистрировал аномальные изменения в движении атмосферных течений. На границе облачного слоя в районе над горой заметно снижается скорость ветра — это может быть признаком поднимающихся от поверхности горячих потоков воздуха. Иными словами, есть шанс, что умеренная вулканическая активность продолжается в регионе Имд прямо сейчас.
Тем не менее, ученые признают, что несмотря на все веские аргументы своей позиции, твердым доказательством происходивших недавно извержений их работа не является. Все эти улики — лишь косвенные. И окончательную точку в вопросе венерианского вулканизма удастся поставить только аппаратам, которые отправятся на «русскую планету» в будущем. Например, запланированные Национальным управлением по аэронавтике и исследованию космического пространства США (NASA) миссии VERITAS и DAVINCI+.
Напомним, это далеко не первый пример обнаружения косвенных признаков активного вулканизма на Венере — к похожим выводам пришли планетологи из США полтора года назад. Причем вулканы могут сравнительно легко объяснить наличие биомаркера фосфина в атмосфере второй планеты от Солнца. Тем более, что его там, похоже, оказалось гораздо меньше, чем заявляли авторы сенсационного исследования, согласно которому жизнь на «русской планете» почти наверняка есть. https://naked-science.ru/article/astron … -be-active
Обнаружен газовый гигант с самым малым орбитальным периодом, известным астрономам
Используя космический аппарат Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) НАСА, международная группа астрономов обнаружила новую сверхгорячую экзопланету класса газовых гигантов с экстремально малым орбитальным периодом. Эта вновь обнаруженная планета, получившая название TOI-2109b, примерно в пять раз массивнее Юпитера, и она имеет самое малое значение орбитального периода среди всех газовых гигантов, известных науке на сегодняшний день.
Спутника TESS проводит обзор примерно 200 000 самых ярких звезд, расположенных недалеко от Солнца, с целью поисков транзитных экзопланет. Команда под руководством Яна Вонга (Ian Wong) из Массачусетского технологического университета, США, недавно сообщила о новом транзитном сигнале, который был идентифицирован на кривой блеска звезды спектрального класса F средне-позднего типа, известной как TOI-2109. Планетная природа этого сигнала была подтверждена при помощи дополнительных наблюдений.
Эта планета, получившая обозначение TOI-2109b, имеет радиус порядка 1,34 радиуса Юпитера, в то время как ее масса оценивается примерно в 5,02 массы Юпитера. Планета обращается вокруг родительской звезды с периодом примерно в 16 часов и 8 минут, находясь на расстоянии примерно в 0,018 астрономической единицы (1 а.е. равна среднему расстоянию от Земли до Солнца) от родительского светила. Это делает ее газовым гигантом с самым малым орбитальным периодом, когда-либо обнаруженным в истории науки. Равновесная температура планеты TOI-2109b составляет, согласно расчетам, примерно 3646 Кельвинов, что позволило исследователям отнести ее к классу сверхгорячих юпитеров.
Родительская звезда TOI-2109 примерно на 70 процентов крупнее Солнца, а ее масса оценивается в 1,45 массы Солнца. Ее светимость составляет 4,71 светимости нашей звезды, эффективная температура находится на уровне 6530 Кельвинов, а металличность – на уровне в 0,068. Возраст звезды составляет около 1,77 миллиарда лет, и она расположена на расстоянии около 854 световых лет от Земли.
Астрономы считают, что из-за экстремальной близости планеты к звезде, система TOI-2109 является идеальной «лабораторией» для изучения процесса приливного разрыва планет гравитацией звезды.
Стеклянные «бусины» в составе вещества метеоритов раскрывают тайны происхождения Солнечной системы
Метеориты представляют собой удивительные объекты – если их рассматривать под микроскопом, то можно увидеть, что многие метеориты состоят из крохотных стеклянных «бусин». Происхождение этих «бусин» связано с ранним периодом существования Солнечной системы, который предварял формирование планет.
В новом исследовании ученые из Чикагского университета, США, представили анализ, объясняющий происхождение этих загадочных бусин, называемых хондрулами, и их связь с процессами, протекавшими в ранний период существования Солнечной системы.
Хондрулы представляют собой первозданный материал, оставшийся неизменным со времени формирования Солнечной системы, в то время как на Земле в результате постоянных извержений вулканов и тектоники плит первичный материал подвергался непрерывным эволюционным изменениям.
Но какой именно процесс привел к формированию хондрул в Солнечной системе?
Анализируя изотопный состав двух элементов, входящих в состав вещества хондрул, калия и рубидия, группа астрономов во главе с Николь Сике Най (Nicole Xike Nie) из Научного института Карнеги, США, смогла наложить ограничения на процессы конденсации, которые привели к формированию хондрул в ранней Солнечной системе. Согласно этим результатам, изучаемые элементы входили в состав вещества пыли, облако которой разогрелось до температур, достаточных, чтобы пыль превратилась в пар. Затем, при конденсации полученного таким образом пара, часть материала сформировала хондрулы.
Согласно наложенным командой ограничениям, средняя скорость снижения температуры материала при формировании хондрул не могла быть ниже примерно 500 градусов Цельсия в час.
Исходя из этих ограничений, ученые предлагают возможные варианты событий, которые могли быть достаточно высокоэнергетическими для протекания таких интенсивных событий нагрева и охлаждения. Одним из возможных вариантов является прохождение мощных ударных волн через раннюю солнечную туманность.
На протяжении последней половины столетия ученые предлагали различные сценарии для объяснения формирования хондрул – молнии или столкновения между космическими камнями – но эти новые данные склоняют чашу весов в пользу гипотезы ударных волн.
На Большом адронном коллайдере впервые измерили время жизни бозона Хиггса
CERN CMS
Физики, работающие на детекторе CMS Большого адронного коллайдера, впервые измерили время жизни бозона Хиггса. В рамках экспериментальной погрешности результат измерений совпал с предсказанием Стандартной модели. Препринт работы опубликован на официальной странице коллаборации CMS.
Бозон Хиггса — одна из важнейших составляющих Стандартной модели элементарных частиц, потому что это квант скалярного поля, взаимодействие с которым дает массу всем элементарным частицам, включая и сам бозон Хиггса. Для обнаружения и изучения этой частицы в основном и строили Большой адронный коллайдер, а открыли бозон Хиггса в 2012 году на детекторах CMS и ATLAS. Масса бозона оказалась равна приблизительно 125 гигаэлектронвольт.
Бозон Хиггса, как и многие другие элементарные частицы, нестабилен и может распадаться на другие частицы. Предсказанное Стандартной моделью время его жизни равно приблизительно 1,6 × 10-22 секунд. Это время так мало, что рожденный на коллайдере бозон Хиггса успевает пролететь слишком маленькое расстояние для того, чтобы его можно было непосредственно измерить в детекторе, а потому такое измерение может дать только ограничение сверху на эту величину, которое в настоящее время примерно на девять порядков больше предсказания Стандартной модели. Время жизни частицы, однако, можно найти не только наблюдая за ее движением, но и из формы амплитуды ее распада на другие частицы.
В 2021 году физики, работающие на детекторе CMS Большого адронного коллайдера, измерили время жизни бозона Хиггса, проанализировав его распад на два нейтральных векторных Z-бозона, которые затем распадались на четыре заряженных лептона или два заряженных лептона и два нейтрино. Величина амплитуды распада бозона Хиггса существенно зависит от того, превышает ли инвариантная масса рождающихся при распаде Z-бозонов сумму их физических масс или нет, или, как говорят физики, лежат ли они на массовой оболочке. Сравнивая амплитуды распада для этих двух интервалов инвариантных масс, можно найти время жизни частицы, что и сделали исследователи. Стандартна модель предсказывает, что около 10 процентов всех событий распада бозона Хиггса на тяжелые векторные бозоны соответствуют Z-бозонам, не лежащим на массовой оболочке.
В этом исследовании физики изучали амплитуду распада пары Z-бозонов на два заряженных лептона и два нейтрино, а данные по распаду на четыре заряженных лептона они взяли из более раннего исследования. Экспериментаторы анализировали данные, которые набирались во время второго сезона работы Большого адронного коллайдера с 2016 по 2018 годы. Бозон Хиггса рождался в столкновениях протонов с суммарной энергией, равной 13 тераэлектронвольт в системе центра масс, а полная набранная светимость была равна 138 обратных фемтобарн. Нейтральные Z-бозоны могут рождаться не только в интересовавших физиков распадах бозона Хиггса, но и в других процессах, амплитуды которых необходимо было вычесть из полной измеренной амплидуты.
Примеры диаграмм Фейнмана, которые необходимо было учесть физикам для нахождения времени жизни бозона Хиггса. Слева изображена интересующая ученых диаграмма, включающая распад бозона Хиггса на тяжелые нейтралные Z-бозоны, а справа — фон, который нужно вычесть CERN CMS
Измеренное время жизни бозона Хиггса лежит в интервале от 1,2 × 10-22 до 4,4 × 10-22 секунд с наиболее вероятным значением 2,1 × 10-22, что в рамках экспериментальной погрешности совпадает с предсказанием Стандартной модели. То, что распады бозона Хиггса проходили только через Z-бозоны на массовой оболочке исключено с вероятностью более 99,9 процента (3,6 стандартного отклонения).
Исследователи надеются, что анализ данных, которые будут собраны во время третьего и четвертого сезонов работы Большого адронного коллайдера, позволит существенно снизить погрешность измерения времени жизни бозона Хиггса, более точно проверив правильность предсказаний Стандартной модели.
О свойствах бозона Хиггса и методах изучения этой частицы на Большом адронном коллайдере можно прочитать в нашем материале «С днем рождения, БАК!».
Астрономы обнаружили планету, похожую на Меркурий, но размером больше Марса*
Экзопланета Gliese 367b вращается крайне близко к своей звезде, делая полный оборот за несколько земных дней: из-за тесного соседства она потеряла легкие оболочки, и большую часть ее занимает плотное ядро.
Космический телескоп TESS помог найти планету у звезды Gliese 367, расположенной от нас на расстоянии в 31 световой год, в южном созвездии Паруса. Gliese 367b оказалась одной из самых компактных экзопланет, известных на сегодня: ее радиус набирает всего 72 процента от земного, а масса — 55 процентов земной. По строению она крайне похожа на Меркурий, хотя в размерах немного больше Марса. Об этом ученые пишут в статье, опубликованной в журнале Science.
Сама Gliese 367 — красный карлик, и сегодня известно немало таких звезд с собственными планетами и даже планетными системами. Теоретически на некоторых из них возможна жизнь: хотя красные карлики сравнительно тусклы, расположенные достаточно близко к звезде планеты могут оказаться в «зоне обитаемости», с подходящей умеренной температурой, при которой на поверхности способна сохраняться жидкая вода.
Расчеты показывают, что для этого экзопланета должна иметь орбиту, по которой она совершает один годовой оборот за две-три наших недели. Однако открытая с помощью TESS Gliese 367b в эти границы явно не попадает: она находится куда ближе, и ее орбитальный период составляет всего 7,7 часа. Собственный диаметр Gliese 367b — чуть более 9000 километра, она немного крупнее Марса.
При этом, судя по высокой плотности, значительную часть (до 86 процентов) объема Gliese 367b занимает железо-никелевое ядро, покрытое твердой каменистой корой. Из всех планет Солнечной системы такое строение характерно лишь для Меркурия. «Мы обнаружили планету размером с Марс, которая имеет состав Меркурия, — рассказал Роланд Вандерспек (Roland Vanderspek), один из авторов находки. — Это одна из самых небольших экзопланет, известных сегодня, и она вращается вокруг карлика М-класса по очень тесной орбите».
В самом деле, из-за близости к звезде Gliese 367b получает в сотни раз больше излучения, чем Земля — от Солнца, и на ее дневной стороне температура поднимается до 1500 °С. При таких условиях атмосфера экзопланеты давно унесена прочь потоками звездного ветра, и на обитаемость рассчитывать не приходится. Однако Gliese 367b и ее окружение все равно крайне интересны для специалистов.
Во-первых, для красных карликов характерно наличие нескольких планет, и, возможно, в будущем у Gliese 367b найдутся соседи. Во-вторых, сама по себе она относится к планетам с ультракоротким орбитальным периодом, происхождение и свойства которых остаются плохо понятными для ученых. «Поиски того, как подобные планеты оказались настолько близко к своим звездам, — почти детективная история, — говорит Наталья Гуэрреро (Natalia Guerrero), также поучаствовавшая в открытии. — Как они теряют атмосферы? Как сблизились со звездой? Был этот процесс мирным или катастрофическим? Надеюсь, эта система даст нам некоторые ответы». https://naked-science.ru/article/astron … -pohozhuyu
Астероиды класса V
Credit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Björn Jónsson
Современная модель формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в нём должно было быть немало крупных объектов размером с Весту, в которых произошла дифференциация недр с разделением на ядро, мантию и кору. При этом кора и частично мантия должны были состоять преимущественно из базальтовых пород.
При последующем разрушении этих объектов не менее половины астероидов пояса должны были иметь аналогичный состав. На деле же оказалось, что базальтового материала в астероидах в целом значительно меньше, чем предсказывалось — около 6%. Это означает, что большинство астероидов этого класса когда-то являлись фрагментами коры Весты. Они были выбиты из неё в результате какого-то крупного столкновения Весты с другим астероидом. Предполагается, что в результате этого удара из Весты была выбита значительная часть её первоначального объёма. Отсюда и название этой группы — астероиды класса V, от лат. Vesta.
Астероиды класса V — умеренно яркие и по составу близки к объектам спектрального класса S, которые в основном состоят из силикатов. Однако астероиды класса V имеют более высокие содержания пироксена — одного из породообразующих минералов земных базальтов.
Большинство астероидов этого класса принадлежат к семейству Весты. Их орбиты лежат во внутренней части пояса астероидов, но не все. Некоторые из них имеют иные орбитальные характеристики. Они пересекают орбиту Марса и даже орбиту Земли, как астероид Никс (3908 Nyx). Принадлежность этого астероида к спектральному классу V может свидетельствовать о том, что он когда-то входил в состав Весты.
По мнению учёных, в настоящее время прослеживается некоторая зависимость между составом астероида и его расстоянием до Солнца. Каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов, расположены ближе к Солнцу, чем углеродистые астероиды, расположенные во внешних областях пояса, в которых обнаруживают следы воды в связанном состоянии. https://aboutspacejornal.net/2021/12/05/астероиды-класса-v/
Обнаружены признаки существования галактик, не содержащих темной материи
Международная команда астрономов под руководством исследователей из Нидерландов не обнаружила следов темной материи в галактике AGC 114905, несмотря на то что группой были проведены очень подробные измерения в течение 40 часов при помощи современных телескопов.
Когда Павел Мансера Пина (Pavel Mancera Piña) из Гронингенского университета и радиоастрономического института ASTRON, Нидерланды, и его коллеги открыли шесть галактик, почти не содержащих или содержащих очень мало темной материи, им было сказано, что «если измерить еще раз, то можно увидеть, что темная материя вокруг галактик все же имеется». Однако после 40 часов подробных наблюдений одной из галактик, проведенных с использованием обсерватории Very Large Array (VLA), расположенной на территории штата Нью-Мексико, США, астрономы лишь утвердились в полученных ранее результатах.
Эта галактика, AGC 114905, находится на расстоянии около 250 миллионов световых лет от нас. Она относится к классу сверхдиффузных карликовых галактик и имеет размер, примерно как у Млечного пути, хотя содержит в тысячу раз меньше звезд. Согласно распространенной точке зрения, существование сверхдиффузных карликовых галактик можно объяснить, лишь привлекая представление о темной материи.
Исследователи собирали данные по вращению газа в галактике AGC 114905 на протяжении 40 часов в период между июлем и октябрем 2020 г. при помощи телескопа VLA. По результатам этих измерений был построен график в координатах скорость газа – расстояние от центра галактики. Этот метод является стандартным для определения присутствия темной материи. Построенный график показал, что движение газа в галактике AGC 114905 может быть полностью объяснено гравитационным влиянием обычной материи.
«Безусловно, мы думали и надеялись, что эти измерения подтвердят наши предыдущие гипотезы, - сказал Павел Мансера Пина. Но сейчас проблема состоит в том, что, согласно теории, в галактике AGC 114905 должна иметься темная материя, а на самом деле ее там нет. И мы даже видим, что расхождение между теорией и наблюдениями только увеличивается».
Одно из возможных объяснений этого отсутствия темной материи в галактике AGC 114905 состоит, согласно авторам, в том, что предполагаемый угол, под которым наблюдается галактика, сильно отличается от истинного, однако вероятность такого положения дел представляется довольно низкой.
Возможная экзопланета в осколочном диске вокруг звезды
Осколочные диски вокруг звезд главной последовательности представляют собой разреженные пояса из пыли, которые, предположительно, образуются, когда астероиды или другие планетезимали сталкиваются между собой и распадаются на осколки. Такие структуры широко распространены во Вселенной – более четверти от числа всех звезд главной последовательности имеют осколочные диски и, поскольку такие диски с трудом поддаются обнаружению, вполне вероятно, что на самом деле их доля еще выше. Современные инструменты способны обнаруживать осколочные диски лишь в таких системах, которые имеют примерно на порядок большую светимость, если сравнивать с диском, генерируемым поясом Койпера нашей Солнечной системы.
Пыль в составе этих осколочных дисков заслуживает внимания сама по себе, но она также позволяет определять свойства планетных систем. Крупнейшие зерна пыли (размером более одного миллиметра), совместное рассеяние которых поддается измерению при помощи обсерватории ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), подвергаются лишь относительно небольшому влиянию со стороны звездных ветров или давления излучения звезды. На их распределение в большей степени влияют такие факторы, как гравитация и столкновения. Эта «хаотичная зона» представляет собой обширную область, внутри которой частицы пыли не имеют стабильных гравитационных орбит, в результате чего формируется щель, ширина которой зависит, помимо прочего, от массы планеты. Планета в осколочном диске может формировать такую щель, и измерения параметров щели поэтому могут быть использованы для оценки массы планеты – фундаментального параметра экзопланеты, значение которого с трудом поддается измерению другими способами.
В новой работе астрономы из Гарвард-Смитсоновского астрофизического центра Шон Эндрюс (Sean Andrews) и Дэвид Уилнер (David Wilner) входили в состав группы, которая использовала обсерваторию ALMA для изучения известного осколочного диска вокруг звезды HD 206893, находящейся на расстоянии около 135 световых лет от нас. В системе этой звезды также имеется компаньон – коричневый карлик массой примерно в 15-30 масс Юпитера. Снимки осколочного диска, сделанные при помощи обсерватории ALMA с высоким пространственным разрешением, позволили установить, что радиус диска составляет от 50 до 185 астрономических единиц (1 а.е. равна среднему расстоянию от Земли до Солнца), при этом в диске была обнаружена щель, начинающаяся на расстоянии в 63 а.е. от центра и простирающаяся вдоль радиуса до отметки примерно в 94 а.е. от центра. Если эта щель была вырезана одиночной планетой, находящейся на круговой орбите, то теория хаотичной зоны позволяет оценить массу планеты примерно в 1,4 массы Юпитера, а радиус ее орбиты при этом должен составлять около 79 а.е., делают выводы авторы.
Физики измерили время жизни свободного нейтрона, проанализировав данные, собранные аппаратом NASA Lunar Prospector, который изучал поверхность луны с ее орбиты в 1998–1999 годах. Эти измерения существенно уточнили результат аналогичного эксперимента, в котором космический аппарат MESSENGER того же космического агентства регистрировал нейтроны, выбитые космическими лучами с поверхностей Меркурия и Венеры. Время жизни нейтрона, полученное в результате анализа данных Lunar Prospector, в рамках экспериментальной погрешности совпало с его величиной, найденной с помощью бутылочного метода и метода анализа продуктов бета распада в пучке холодных нейтронов. Работа опубликована в Physical Review C.
Время жизни свободного (то есть не находящегося в атомном ядре) нейтрона важно сразу для нескольких областей физики. Например, от него зависит количество гелия, образующегося на ранних этапах эволюции Вселенной, а также его знание важно для проверки унитарности матрицы Кабиббо — Кобаяши — Маскавы, входящей в лагранжиан Стандартной модели. В рамках этой теории основной процесс, дающий вклад в полную амплитуду распада нейтрона, это его β-распад на протон, электрон и электронное антинейтрино. С вероятностью примерно в тысячу раз меньшей в конечном состоянии может быть еще и фотон, а в четырех случаях распада из миллиона электрон объединяется с протоном в атом водорода.
Диаграмма Фейнмана, описывающая β-распад нейтрона на протон, электрон и электронное антинейтрино Wikimedia Commons
Существует два основных экспериментальных метода измерения времени жизни нейтрона: бутылочный и пучковый. Бутылочный метод заключается в запирании холодных нейтронов в некотором объеме с помощью потенциала в форме бутылки. Через некоторое время экспериментаторы считают количество оставшихся нейтронов, и из разницы между начальным и конечным числом нейтронов при учете времени проведения эксперимента находят время жизни нейтрона. При поведении пучкового эксперимента физики измеряют скорость рождения продуктов β-распада в пучке холодных нейтронов, пролетающих через детектор. Проблема заключается в том, что результаты, полученные двумя этими методами, существенно различаются: время жизни, найденное пучковым методом, равно 888±2 секунд, а бутылочный метод дает результат, равный 877,75±0,34 секунд. Это расхождение указывает либо на существование каких-то (1, 2) распадов нейтрона с бранчингом около одного процента, не укладывающихся в Стандартную модель, либо на неучтенные систематические ошибки в одном или обоих классах экспериментов.
Чтобы разрешить это противоречие, которое стало известно как «Загадка времени жизни нейтрона», группа физиков из Великобритании и США под руководством Джека Уилсона (Jack T. Wilson) из Университета Джонса Хопкинса измерила время жизни нейтрона, проанализировав данные, собранные аппаратом Lunar Prospector, который изучал поверхность Луны с близкой к круговой орбиты в течение 18 месяцев, начав в январе 1998 года. Основная задача этого космического аппарата заключалась в нахождении молекул водяного пара на Луне, а также изучении состава вещества у ее поверхности.
Общая идея эксперимента по измерению жизни нейтрона с помощью данных, собранных Lunar Prospector, заключается в следующем. Поверхности небесных тел бомбардируются высокоэнергетичными космическими лучами, которые сталкиваются с ядрами атомов вещества вблизи поверхности, в результате чего в нем образуется много свободных нейтронов. Они термализуются, взаимодействуя с веществом небесного тела, и некоторые из них покидают поверхность, улетая в космос. Поток этих нейтронов можно вычислить теоретически, зная состав вещества вблизи поверхности небесного тела, а также его температуру. На орбите планеты или спутника движется космический аппарат с детектором нейтронов, который измеряет их поток на орбите. Сравнивая теоретически вычисленный поток нейтронов у поверхности с измеренным потоком на орбите, можно найти число распавшихся по пути нейтронов, вычислив таким образом время их жизни.
Схематичное изображение аппарата Lunar Prospector. Ось вращения, направленная перпендикулярно плоскости рисунка, обозначена кружком с точкой. Синим показан пропорциональный детектор, покрытый кадмием, а красным — оловом J. T. Wilson et al. / Physical Review C, 2021
Детектор нейтронов, установленный на Lunar Prospector состоял из двух цилиндрических пропорциональных газовых счетчиков, диаметром 5,7 сантиметра и длиной 20 сантиметров, заполненных 3He под давлением 10 атмосфер. Один из них был покрыт 0,63 миллиметра кадмия, очень хорошо поглощающего термальные нейтроны, а второй — 0,63 миллиметра олова, сечение взаимодействия атомов которого с нейтронами гораздо ниже, и почти не влияет на число зарегистрированных детектором нейтронов. Детекторы регистрировали реакцию n + 3He → 3H + 1H. Счетчики находились на концах стержня, длиной 2,5 метра, чтобы минимизировать вклад космического аппарата в измеренный сигнал. Сам аппарат вращался вокруг своей оси со скоростью 12 оборотов в минуту.
Высота орбиты космического аппарата Lunar Prospector в зависимости от времени (a), число событий в детекторах (b), результаты моделирования этих событий (c), разница между числом событий в двух детекторах, которая наиболее чувствительна к времени жизни нейтрона (d) J. T. Wilson et al. / Physical Review C, 2021
Измерив поток нейтронов на орбите, экспериментаторы вычислили время жизни нейтрона, получив результат 887±14 секунд, который близок к результату как бутылочных, так и пучковых экспериментов. Чтобы увеличить точность измерения, исследователи затем объединили статистику, набранную в этом эксперименте, с той, которую набирал аппарат MESSENGER, изучавший поверхности Меркурия и Венеры, и давшую результат для времени жизни нейтрона, равный 780±60 секунд. Как и Lunar Prospector, MESSENGER был предназначен для изучения состава вещества на поверхности небесных тел, а не для измерения времени жизни нейтрона, а потому точность измерения, основанного на собранных им данных, была очень низкой. Время жизни нейтрона, полученное из анализа объединенной статистики космических экспериментов, оказалось равно 883±17 секунд.
Результаты измерения времени жизни нейтрона с помощью бутылочных, пучковых и космических экспериментов. Полосами соответствующих цветов указаны доверительные интервалы J. T. Wilson et al. / Physical Review C, 2021
Статистическая погрешность эксперимента была достаточно велика в сравнении с погрешностью, возникающей в лабораторных экспериментах. Это связано с небольшим временем, которое аппарат Lunar Prospector провел на орбите, так как он вообще не был рассчитан на то, что собранные им данные будут использованы в анализе такого типа. Физики считают, что их результат показал способность космических экспериментов по измерению жизни нейтрона дать точность, сопоставимую с лабораторными экспериментами, и что будущие космические эксперименты, специально разработанные для этой цели, помогут разрешить «Загадку времени жизни нейтрона».
Ранее мы писали об эксперименте по обнаружению канала распада нейтрона на частицу темной материи и фотон, который с достоверностью около 97 процентов показал, что такие распады не происходят.
Авторы и права: Национальный научный фонд, детекторы гравитационных волн LIGO, VIRGO и KAGRA, Технологический институт Джорджии, Университет Вандербильта; Графика : Сударшан Гхондж и Каран Яни Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Каждый раз, когда сталкиваются массивные черные дыры, во Вселенной раздается громкое стрекотание – это излучаются гравитационные волны. Человечество разработало технологию, позволяющую услышать эти необычные звуки, семь лет назад. С тех пор зарегистрировано около 90 событий за первые три сеанса наблюдений. На этой картинке показаны спектрограммы – графики зависимости частоты гравитационных волн от времени – для 90 событий, зарегистрированных огромными детекторами LIGO (в США), VIRGO (в Европе), и KAGRA (в Японии). Чем больше энергии от столкновения доходит до Земли, тем ярче выглядит всплеск на графике. Регистрация гравитационного излучения открыла новую область науки, человечество получило беспрецедентную информацию о черных дырах и нейтронных звездах и новые методы для измерения скорости расширения нашей Вселенной. Четвертый сеанс наблюдений гравитационных волн с повышенной чувствительностью планируется начать в декабре 2022 года. http://www.astronet.ru/db/msg/1791392
«Смысл жизни» состоит в поисках труднодоступного железа на планете
Железо является важным нутриентом, который требуется почти всем формам жизни для роста и развития. В новом исследовании ученые из Оксфордского университета, Великобритания, открыли вероятные механизмы, посредством которых железо могло оказывать влияние на развитие сложных жизненных форм, которые могут также быть использованы для понимания того, насколько вероятным (или невероятным) может быть существование жизни на поверхности другой планеты.
«Исходное количество железа в горных породах нашей планеты «задается» условиями аккреции материала планетой, в ходе которой металлическое ядро Земли отделилось от ее каменистой мантии, - сказал соавтор исследования Джон Вейд (Jon Wade), адъюнкт-профессор кафедры наук о Земле Оксфордского университета. – Слишком мало железа в каменистой части материала планеты, как в случае Меркурия, и жизнь становится маловероятной. Слишком много железа, как на Марсе, и вода вряд ли сможет удержаться на поверхности на протяжении достаточно продолжительного промежутка времени, чтобы на ней смогли развиться сложные жизненные формы».
Изначально количество и формы существования железа на Земле благоприятствовали удержанию воды на поверхности планеты. Железо также было растворимо в морской воде, что дало возможность стремительного развития жизненных форм. Однако уровни кислорода на Земле стали возрастать примерно 2,4 миллиарда лет назад – что известно как «кислородная катастрофа». Рост содержания кислорода обусловил протекание химической реакции с железом, вызвавшей его переход в нерастворимую форму. Гигатонны железа выпали в осадок из морской воды, после чего они стали значительно менее доступными для жизненных форм.
«Жизни потребовалось искать новые способы получения необходимого ей железа, - сказал соавтор Хэл Дрейксмит (Hal Drakesmith), профессор биологии железа из Оксфордского университета. – Например, инфекция, симбиоз и многоклеточность – все это является моделями поведения, которые позволили жизни более эффективно осуществлять захват и использование этого редкого нутриента. Появление таких характеристик у жизненных форм могло привести к эволюции их во все более и более сложные структуры, пока в конечном счете они не превратились в то, что мы видим на нашей планете сегодня».
Такая замысловатая схема развития жизни на Земле в ее относительно сложные формы, включающая сначала доступность железа, а затем его дефицит, может означать, что вероятность возникновения жизни на других планетах Вселенной менее вероятна, чем считалось ранее, сделали вывод авторы.
Новая популяция из 100 звезд небольшой массы обнаружена в звездном скоплении NGC 1893
Используя телескоп Devasthal Optical Telescope (DOT), индийские астрономы наблюдали молодое скопление звезд, известное как NGC 1893. Эта наблюдательная кампания позволила исследователям изучить несколько сотен молодых звезд небольшой массы, относящихся к данному скоплению, в результате чего было обнаружено свыше 100 новых светил этого класса.
Молодые скопления звезд содержат молодые звезды самых разных масс, сформированные из одного молекулярного облака. Однако массивные звезды в таких системах могут оказывать значительное влияние на эволюцию звезд небольшой массы и последующее формирование новых звезд. Когда в скоплении формируются звезды, они стремятся ионизировать родительское облако и сформировать расширяющуюся область HII – область, наполненную ионизированным атомарным водородом межзвездного пространства. Впоследствии эта расширяющаяся область HII взаимодействует с окружающим облаком и может вызывать формирование новых звезд в результате протекания различных процессов.
Поэтому молодые скопления звезд, связанные с областями HII, воспринимаются астрономами как превосходные природные «лаборатории» для изучения влияния массивных звезд на формирование и эволюцию звезд небольшой массы. Эти скопления также могут помочь глубже понять процессы формирования новых звезд.
Поэтому группа исследователей под руководством Нилам Панвар (Neelam Panwar) из Исследовательского института наблюдательных наук АрьябхаттыВикипедия, Индия, изучила скопление звезд NGC 1893 – молодое скопление звезд, связанное с областью HII, обозначаемой как Sh2-236. Скопление NGC 1893, расположенное на расстоянии примерно в 10500 световых лет от нас, содержит пять звезд спектрального класса О и несколько звезд спектрального класса B. К настоящему времени все проведенные исследования этого скопления звезд были неглубокими (на глубину от 21 до 22 единиц звездной величины) и не идентифицировали звезды массой менее одной массы Солнца. Команда Панвар решила изменить это положение дел, проведя в новой работе глубокие фотометрические наблюдения скопления звезд NGC 1893.
Для проведения наблюдений Панвар и ее коллеги использовали инструмент 4K×4K CCD IMAGER, установленный на 3,6-метровом телескопе Devasthal Optical Telescope (DOT). В результате были получены данные, глубина которых на 3 единицы звездной величины превышает глубину данных, полученных в ходе предыдущих исследований, отметили астрономы.
Эти данные, собранные в оптическом диапазоне при помощи телескопа DOT, оказались достаточно подробными, чтобы идентифицировать звезды массами меньше 0,2 массы нашего светила. Данные, собранные при помощи обсерватории DOT, позволили команде выявить 425 новых звезд в центральной части скопления, из которых 110 объектов были обнаружены впервые.
Проведенный группой Панвар анализ показал, что большинство обнаруженных источников представляют собой молодые звезды возрастом менее 10 миллионов лет.
Теоретики исследовали влияние неоднородностей на расширение Вселенной
Johns Hopkins University
Физики-теоретики исследовали расширение Вселенной с учетом неоднородностей в ней, применив формализм Мори — Цванцига к Общей теории относительности. Их анализ показал, что влияние неоднородностей на эволюцию масштабного фактора пренебрежимо мало в настоящее время, но в будущем темп расширения Вселенной может отличаться от предсказанного стандартной фридмановской космологией. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Эволюция Вселенной обычно исследуется в рамках Общей теории относительности. Эта теория связывает динамику геометрии пространства-времени с плотностью энергии разных типов вещества и полей, но при изучении Вселенной в целом вместо плотностей энергии физики берут их средние значения, игнорируя неоднородности. Некоторые исследователи считают, однако, что такое приближение неадекватно, потому что уравнения Общей теории относительности существенно нелинейны и отклик неоднородностей на изменение геометрии пространства-времени может оказывать значительное влияние на их решения. Высказывались даже предположения, что учет этого влияния может избавить от необходимости введения в уравнения Эйнштейна космологической постоянной для правильного описания расширения Вселенной, или объяснить противоречия между результатами измерения постоянной Хаббла разными методами.
Для изучения влияния неоднородностей на эволюцию Вселенной группа физиков-теоретиков из Германии под руководством Рафаэля Виттковского (Raphael Wittkowski) из Вестфальского университета имени Вильгельма применила к Общей теории относительности формализм проекционного оператора Мори — Цванцига. Этот метод заключается в выделении из всего множества динамических переменных малого набора релевантных переменных с помощью проекционного оператора, а их взаимодействие со всеми остальными переменными сводится к добавлению двух слагаемых к уравнениям эволюции релевантных переменных, которые имеют вид случайного шума и эффекта памяти, связывающего значение переменной в некоторый момент времени с ее значениями во все предыдущие моменты времени.
Для применения формализма Мори — Цванцига к задаче исследования эволюции Вселенной, физики сначала перешли к гамильтоновой формулировке Общей теории относительности, известной также как формализм Арновитта — Дезера — Мизнера, в которой явно разделяются пространство и время, независимые переменные задаются в пространстве в определенный момент времени, а затем исследуется их эволюция. В данной задаче есть бесконечно много динамических переменных, которые представляют собой значения космологической постоянной, метрики, а также плотности энергии в каждой точке пространства. В качестве релевантных переменных исследователи выбрали только три: параметр Хаббла, его квадрат и космологическую постоянную, выражающиеся через переменные из изначального бесконечного набора. Уравнения, которым подчиняются эти величины, совпали с обычными уравнениями Фридмана для расширяющейся плоской Вселенной с точностью до добавления двух слагаемых — усредненного скаляра Риччи и члена, отвечающего за отклик неоднородностей на динамику геометрии, которые, как упоминалось ранее, можно интерпретировать в терминах памяти и случайного шума.
Получившиеся уравнения все еще были слишком сложны, чтобы их можно было решить, и исследователи сделали два приближения — пренебрегли шумом и выбрали простой анзац для слагаемого, отвечающего за память, который зависел всего от двух параметров, которые затем были найдены из сравнения предсказаний получившейся модели с астрономическими данными. Решение уравнений показало, что учет отклика неоднородностей на изменение геометрии почти не влияет на значение наблюдаемого масштабного фактора, логарифмической производной которого по времени является параметр Хаббла, но в будущем он может привести к замедлению расширения Вселенной в сравнении с предсказанием стандартной фридмановской космологии.
Сравнение зависимости масштабного фактора Вселенной от времени в стандартной фридмановской космологии (синий) и с учетом неоднородностей во Вселенной (оранжевый) M. te Vrugt et al. / Physical Review Letters, 2021
Ученые считают, что применение формализма Мори — Цванцига не ограничится их исследованием, и в дальнейшем оно может привести к получению более точных результатов в космологии, как это произошло в теории твердого тела, гидродинамике и физике высоких энергий.
Физики не в первый раз рассматривают нефридмановскую космологию для описания астрономических наблюдений. Ранее мы писали о том, как ученые предположили, что введение самодействия темной материи может приводить к расширению Вселенной безо всякой темной энергии, а также, что хамелеонная гравитация объясняет процесс формирования галактик не хуже Общей теории относительности.
Авторы и права: А.Димай, (Обсерватория Кол Дрюси), Астрономическая ассоциация Кортина д'Ампеццо Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Комета Хейла-Боппа, большая комета 1997 года, была намного ярче окружающих ее звезд. Ее можно было увидеть даже при ярком городском освещении. А вдали от городских огней она представляла собой великолепное зрелище. На этой фотографии комета Хейла-Боппа запечатлена над перевалом Вал Парола в Доломитовых Альпах в окрестностях города Кортина д'Ампеццо в Италии. Голубой ионный хвост кометы Хейла-Боппа состоит из ионов, вытолкнутых из ядра кометы частицами солнечного ветра. Белый пылевой хвост состоит из более крупных частиц пыли, которые выброшены из ядра под давлением солнечного излучения и двигаются по орбите позади кометы. Комета Хейла-Боппа (C/1995 O1) оставалась видимой невооруженных глазом в течение 18 месяцев – дольше, чем все остальные известные кометы. Ожидается, что большая комета возвратится около 4385 года. В этом месяце комета Леонарда ярчает и вскоре может стать видимой невооруженным глазом. http://www.astronet.ru/db/msg/1791653
Органика на Марсе: что удалось обнаружить ученым
Анализ данных с марсоходов NASA позволил сделать на Красной планете несколько уникальных открытий. В частности, исследователи обнаружили органику на Марсе в ходе нескольких различных миссий. Что же им удалось найти?
Василий Макаров
На сегодняшний день НАСА отправило на Марс девять орбитальных аппаратов и шесть марсоходов, отчасти чтобы узнать больше о возможных следах внеземной жизни. С этой целью планета была сфотографирована с помощью различных типов фотоаппаратов. Совсем недавно марсоходы начали копать марсианскую почву, чтобы собрать образцы для анализа. Цель такой работы — узнать больше о химических веществах, содержащихся в почве на поверхности или вблизи нее, а точнее — увидеть, содержит ли она органические молекулы. Если их удастся обнаружить, они могут быть свидетельством существующей или некогда существовавшей на планете жизни.
Что такое органика?
Органика представляет собой органические вещества и соединения, которые возникают по большей части в результате деятельности живых организмов. Эти молекулы могут быть признаком существующей или существовавшей микробной жизни на Марсе. Но органические соединения в марсианских породах очень сложно обнаружить, потому что при нагреве они очень быстро распадаются на более простые молекулы.
Однако, если эти органические соединения сначала вступят в реакцию с другими химическими веществами, они с большей вероятностью попадут в газовый хроматограф и масс-спектрометр для анализа, не разрушаясь. Именно на это надеялись ученые, начав исследования грунта Красной планеты при помощи инструментов ровера Curiosity.
Первые следы органики на Марсе
Самая легкая и распространенная органическая молекула — природный газ метан (CH4). Это вещество можно назвать и органическим, и неорганическим одновременно, так как оно может образоваться и посредством соединения неорганических веществ. Однако, в условиях Марса присутствие этой органики также может быть одним из косвенных признаков жизни.
Самая распространенная органика на Марсе — газ метан. Его сезонные колебания в атмосфере хорошо известны
В 2018 году ученые описали сезонные колебания концентрации метана в атмосфере Марса в течение почти трех марсианских лет — это составляет почти шесть земных лет. Такие изменения были обнаружены при анализе данных с марсохода Curiosity.
Химия воды и горных пород Красной планеты могла породить метан, но ученые не могут исключить возможность биологического происхождения этой органики на Марсе. Ранее метан был обнаружен в атмосфере Марса в больших непредсказуемых шлейфах. Результаты исследования 2018 года показывают, что низкие уровни метана в кратере Гейла неоднократно достигают пика в теплые летние месяцы и каждый год снижаются зимой. Ученым пока не ясно, где находится источник метана на Марсе. Но что до других органических веществ?
Новые исследования органики на Марсе
В 2017 году Curiosity собрал пробы грунта на Красной планете, но сразу не смог их проанализировать из-за плохих погодных условий. Полноценный анализ удалось провести лишь в 2021 году. Результаты проведенных раннее исследований показали наличие органики, но образцов было недостаточно, чтобы утверждать, что они были произведены или использованы живым организмом. В рамках нового проекта астрономы решили провести контрольный эксперимент, который ранее не был осуществлен.
Марсоход Curiosity собирает образцы породы, чтобы найти следы органики на Марсе
Curiosity имеет инструмент для анализа образцов на Марсе − набор чашек, в которых хранятся образцы почвы. Всего в массиве 74 чашки − все, кроме девяти, большую часть времени пусты. Остальные девять содержат химические вещества, которые используются для проведения других видов экспериментов. Из-за неисправности сеялки команда НАСА решила бросить образцы почвы в чашки, содержащие химические вещества, а затем проанализировать химические вещества, выделяемые в результате реакций.
Исследователи обнаружили в почве органические молекулы, которых раньше на Марсе не видели. Хотя новый эксперимент не обнаружил доказательств существования жизни, он показал, что есть другие новые способы проверить наличие жизни на Марсе и других планетах. Результаты опубликованы в журнале Nature Astronomy. https://www.popmech.ru/science/769963-u … m=main_big
Обнаружено новое состояние материи
Ранее неизученное состояние материи, впервые предсказанное в 1973 году, было недавно задокументировано физиками из Гарварда. Это квантовая спиновая жидкость. Его суть в магнитах, которые никогда не замерзают, и вращаются в электронах.
В 1973 году физик Филип В. Андерсон выдвинул теорию существования нового состояния материи, которое станет центральным в разработке сверхбыстрых квантовых компьютеров. В обычных магнитах, ниже определенной температуры, электроны стабилизируются и образуют магнитное твердое тело. В квантовой спиновой жидкости электроны не стабилизируются при охлаждении, не превращаются в твердое тело, постоянно изменяются и движутся хаотично (флуктуируют). Свойства этого состояния материи будут полезны для развития квантовых технологий, таких как высокотемпературные сверхпроводники и квантовые компьютеры.
Это одно из самых сложных квантовых состояний, существование которого никогда никем не подтверждалось.
Наблюдать за состоянием можно было с помощью программируемого квантового симулятора — это квантовый компьютер, с помощью которого ученые изучают квантовые процессы, они могут изучать работу каждого атома. Ученые использовали симулятор, чтобы создать модель сломанной решетки, поместив туда атомы для взаимодействия и запутывания. Затем они смогли измерить и проанализировать топологические цепи, соединяющие атомы после того, как вся структура была запутана. Наличие таких струн означает, что имели место квантовые корреляции и возникло квантово-спиновое жидкое состояние материи.
Предполагается, что квантовые спиновые жидкости будут ключом к созданию кубитов — мельчайших единиц информации в квантовом компьютере, их «строительных блоков», источника вычислительной мощности. По словам соавтора исследования Джулии Семегини, это мечта о квантовых вычислениях, поскольку создание и использование кубитов является важным шагом в развитии сверхточных квантовых компьютеров. Исследователи планируют продолжить работу с симулятором, чтобы выяснить, как именно квантовые спиновые жидкости можно использовать для создания надежных кубитов.
Ученые из Гарварда открыли новое состояние материи — квантовую спиновую жидкость.
Гарвардские исследователи Михаил Лукин и Юлия Семегини возглавили группу, которая впервые наблюдала экзотическое состояние материи, называемое квантовой спиновой жидкостью.
Ученые из Гарварда впервые в мире наблюдали новое состояние вещества. Гипотезу о его существовании выдвинули другие ученые почти 50 лет назад. Речь идет о квантовой спиновой жидкости, которая имеет большой потенциал. Например, его можно использовать для квантовых вычислений.
Чтобы материалы стали магнитными, спины электронов в них должны быть высокоупорядоченными. Самый распространенный тип магнетизма (который удерживает магнит на холодильнике) работает, потому что спины всех электронов в материале ориентированы в одном направлении. Другие типы магнетизма могут возникать, когда спины соседних электронов чередуются вверх и вниз в ячейке. Другими словами, все работает, пока в материале есть порядок.
Когда материал охлаждается, он не образует твердого тела и, что важно, электроны не стабилизируются в высокоупорядоченном состоянии. Вместо этого они будут постоянно переключаться, запутываясь друг с другом в сложном квантовом состоянии.
Впервые создана квантовая спиновая жидкость.
Для этого исследователи использовали программируемый квантовый симулятор, разработанный ими несколько лет назад, в котором лазеры удерживают 219 атомов в сетке. Свойства этих атомов можно осторожно изменять, включая спины их электронов.
Для этого исследования команда организовала атомы в треугольную решетку, что означает, что у каждого из них есть два ближайших соседа. Пара электронов может быть магнитно стабилизирована тем или иным способом, потому что их спины могут совпадать или чередоваться, но присутствие третьего колеса нарушает этот баланс, создавая «фрустрированный магнит», который не может остановиться.
Полученная спиновая жидкость демонстрирует несколько полезных квантовых явлений. Во-первых, запутанность, когда атомы могут влиять друг на друга на большие расстояния и даже «телепортировать» информацию. Во-вторых, квантовая суперпозиция, когда атомы могут существовать в нескольких состояниях одновременно. Оба они полезны для создания квантовых компьютеров, которые должны быть более устойчивыми к внешним помехам.
Телескоп VLA обнаруживает структуру двойной спирали в мощном джете со стороны галактики М87
Астрономы при помощи радиообсерватории Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) Национального научного фонда США показали, что в джете материала, наблюдаемом со стороны ядра гигантской галактики, происходит движение материала вдоль каналов, формируемых магнитным полем, имеющим структуру «штопора», на расстоянии почти 3300 световых лет от центральной сверхмассивной черной дыры (СМЧД) галактики.
«Получив высококачественные снимки галактики Мессье 87 (M87) при помощи обсерватории VLA в разных длинах волн, мы впервые смогли выявить трехмерную структуру магнитного поля в этом джете, - сказала Алиса Пасетто (Alice Pasetto) из Национального автономного университета Мексики, возглавлявшая группу. – Материал этого джета формирует двойную спираль, имеющую сходство со спиралью ДНК».
М87 представляет собой гигантскую эллиптическую галактику, расположенную на расстоянии примерно 55 миллионов световых лет от Земли. Сверхмассивная черная дыра, имеющая массу порядка 6,5 миллиарда масс Солнца, находится в центре этой галактики. Эта черная дыра стала первой в своем роде «звездой Инстаграма» - попав на первые в мире снимки черной дыры, сделанные коллаборацией Event Horizon Telescope (EHT) и опубликованные в 2019 г. Ранее в этом году новые снимки от этой международной коллаборации позволили отследить структуру магнитного поля в окрестностях горизонта событий этой черной дыры.
Пасетто и ее коллеги использовали обсерваторию VLA для выяснения подробностей структуры магнитного поля через изучение его поляризации, или ориентации испускаемых со стороны этого магнитного поля радиоволн, а также измерения мощности магнитного поля в различных частях джета. Эти наблюдения, проведенные с использованием самой мощной конфигурации телескопа VLA, обеспечивающей наиболее высокое разрешение снимков, позволили получить очень подробные изображения структуры джета.
"Мы ожидали увидеть спиральные магнитные поля в непосредственной близости от черной дыры, и мы предполагали, что эти поля играют важную роль в переносе материала вдоль каналов в границах узкого джета, но мы не ожидали увидеть настолько мощное спиральное магнитное поле на таком большом расстоянии», - сказал Хосе М. Марти (Jose M. Marti) из Валенсийского университета, Испания.
Согласно авторам, повышенная мощность спирального магнитного поля на большом расстоянии от черной дыры галактики М87 может быть связана с нестабильностью потока материала джета, которая оказывает упорядочивающее действие на магнитное поле.
Массивное скопление галактик ClG-J104803.7+313843 изучено в рентгеновском диапазоне
Итальянские астрономы провели рентгеновские наблюдения массивного скопления галактик ClG-J104803.7+313843, используя космический аппарат XMM-Newton Европейского космического агентства. Результаты этой наблюдательной кампании проливают новый свет на свойства данного скопления.
Скопления галактик содержат до нескольких тысяч галактик, связанных между собой гравитационно. Они являются самыми крупными гравитационно связанными структурами во Вселенной и могут служить превосходными лабораториями для изучения эволюции галактик и космологии.
Скопление галактик ClG-J104803.7+313843, характеризуемое красным смещением примерно в 0,76, оставалось недостаточно хорошо изученным вплоть до настоящего времени. Это скопление массой примерно в 980 триллионов масс Солнца является одним из самых крупных скоплений галактик, известных науке на сегодняшний день.
Команда астрономов под руководством Якопо Барталуччи (Iacopo Bartalucci) из Института астрофизики пространства и физики космоса, расположенного в Милане, Италия, недавно провела рентгеновские наблюдения скопления галактик ClG-J104803.7+313843, используя камеру European Photon Imaging Camera (EPIC) космического аппарата НАСА XMM-Newton. Данные, полученные при помощи аппарата EPIC, позволили исследователям подробнее рассмотреть морфологию скопления, что дало возможность глубже понять природу этого загадочного объекта.
Команда изучила морфологию скопления галактик ClG-J104803.7+313843 и нашла признаки объединения на периферии скопления галактик и плоское ядро. Однако было отмечено, что недостаток значительных по размерам структур, указывающих на столкновение, может быть связан с недостатком статистики, а также низким угловым разрешением проведенных наблюдений.
Согласно исследованию, внутренняя часть скопления галактик в пределах зоны радиусом в 1,5 угловой минуты выглядит довольно обычно, демонстрируя округлую форму и умеренно яркое ядро. Однако на больших масштабах морфология скопления имеет нерегулярный характер, форма становится эллипсоидной и вытянутой вдоль северо-западного и юго-восточного направлений. Две тусклых субструктуры были идентифицированы в южном и юго-восточном секторах.
Наблюдения подтвердили, что скопление галактик ClG-J104803.7+313843 характеризуется красным смещением в 0,76 и имеет массу порядка 564 триллионов солнечных масс. Это говорит о том, что в действительности данное скопление галактик имеет гораздо меньшую массу, чем считалось ранее.
Исследователи добавили, что рентгеновские наблюдения, подобные этому проведенному недавно исследованию, совместно с вспомогательными многоволновыми наблюдениями требуются для того, чтобы сделать более глубоким наше понимание массивных скоплений галактик, таких как ClG-J104803.7+313843, а также других подобных объектов, характеризуемых высокими значениями красных смещений.
Экзопланета обращается вокруг беспрецедентно массивной звездной пары
Телескоп Very Large Telescope Европейской южной обсерватории сделал снимок планеты, движущейся по орбите вокруг системы Бета Центавра, системы из двух звезд, которую можно видеть на небе невооруженным глазом. Она является самой горячей и массивной звездной системой, в которой были открыты планеты до настоящего времени, а планета обращается вокруг родительской звезды на расстоянии, в 100 раз превышающем радиус орбиты Юпитера.
Некоторые астрономы считали, что планеты не могут находиться в системах настолько массивных звезд – до настоящего времени.
«Обнаружение планеты вокруг Беты Центавра вызвало у нас настоящую бурю эмоций, поскольку оно полностью меняет картину устройства планетных систем, расположенных вокруг массивных звезд», - объяснил Маркус Джэнсон (Markus Janson), астроном из Стокгольмского университета, Швеция, и главный автор новой работы.
Расположенная на расстоянии примерно в 325 световых лет от нас в направлении созвездия Центавра, двойная система Бета Центавра имеет массу не менее шести масс Солнца, что делает ее одной из наиболее массивных систем, внутри которых были обнаружены и подтверждены планеты до настоящего времени. До сегодняшнего дня в системах вокруг звезды массой свыше трех масс Солнца никогда прежде не было обнаружено планет.
Наиболее массивные звезды также являются очень горячими, и эта система не является исключением: основная компонента системы относится к так называемому спектральному классу B – звездам, масса которых более чем в три раза превышает массу нашего светила. В частности, чем более горячей является звезда, тем более высокоэнергетическое излучение она испускает, что приводит к более быстрому испарению окружающего звезду материала. Из-за высокой температуры родительская звезда вновь обнаруженной планеты очень интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах.
Обычно в системах вокруг таких массивных и горячих звезд, как звезды спектрального класса B, ученые не ожидают встретить планеты, поскольку условия в таких системах являются слишком жесткими. Однако эта необычная планета, получившая название b Беты Центавра, сама по себе также является экстремальной. Эта планета, имеющая массу порядка 10 масс Юпитера, движется вокруг самой широкой звездной системы, известной ученым, на расстоянии около 100 радиусов орбиты околосолнечной орбиты Юпитера. Огромное расстояние до звездной пары стало ключом к «выживанию» планеты, выяснили астрономы.
Астрономы обнаружили активность самой большой и самой далекой из известных комет
Ученые-астрономы из университета Мэриленда обнаружили, что комета Бернардинелли-Бернштейна (Bernardinelli-Bernstein, BB), C/2014 UN271, являющаяся самой большой из всех известных комет, начала проявлять признаки активности, находясь еще на рекордно большом удалении от Солнца. Этот факт дает ученым возможность лучше исследовать эту комету, изучить ее состав и, возможно, получить ответы на некоторые из вопросов, касающихся первых периодов формирования и существования Солнечной системы.
Отметим, что за всю историю астрономии ученым удалось лишь один раз обнаружить активность кометы на таком большом удалении от Солнца. Под активностью в данном случае подразумевается начало формирования вокруг ядра кометы оболочки из пыли и газа, известной под названием кома. Однако, в самом первом случае активность была замечена у кометы, которая намного меньше кометы Бернардинелли-Бернштейна, диаметр которой составляет порядка 100-200 километров. Для сравнения, диаметр небезызвестной кометы Галлея равен 15 километрам, а подавляющее большинство комет в Солнечной системе имеет ядро, диаметром около одного километра.
Кометы, которые часто называют такими неприглядными терминами, как “грязные снежки” или “комки смерзшейся грязи”, являются скоплениями пыли и льда, сохранившихся еще со времени первых лет существования Солнечной системы. По мере приближения к Солнцу поверхность ядра кометы начинает нагреваться, лед плавится и испаряется, и, увлекая за собой пыль и мелкие частицы, формирует кому. Активность кометы может начинаться на разном расстоянии от Солнца и это зависит от состава льда ядра кометы, который может быть замороженной водой, углекислым, угарным газом или более сложной смесью различных химических соединений.
Комета Бернардинелли-Бернштейна была обнаруженная за орбитой Урана в октябре 2014 года в данных, собранных в ходе обзора Dark Energy Survey. На снимках было видно достаточно яркое ядро этой кометы, на сами снимки имели малую разрешающую способность для того, чтобы на них можно было рассмотреть начало проявления активности – начало формирования газопылевой оболочки ядра.
Заинтересовавшись этим открытием, ученые предположили, что более высококачественные снимки кометы Бернардинелли-Бернштейна должны содержаться в данных космического телескопа TESS (Transient Exoplanet Survey Satellite), который проводит наблюдения за отдельным участком неба в течение 28 суток непрерывно.
И действительно, в данных телескопа TESS, предназначенного для проведения охоты на экзопланеты, были найдены тысячи снимков кометы BB, сделанные за период с 2018 по 2020 год. Объединение всех этих снимков в один позволило кардинально увеличить разрешающую способность последнего и получить более ясное представление о процессах, происходящих в ядре кометы.
Для объединения снимков ученым пришлось разработать ряд специальных алгоритмов, которые по многим признакам производили выравнивание и устраняли некоторые дефекты отдельных кадров. В результате на конечном снимке уже был достаточно четко виден рассеянный свет от формирующейся газопылевой оболочки ядра кометы, что стало неоспоримым доказательством тому, что комета Бернардинелли-Бернштейна стала активной, находясь на рекордном удалении от Солнца. https://aboutspacejornal.net/2021/12/09/астрономы-обнаружили-активность-сам/
Что-то странное происходит с самой ожидаемой кометой в этом году.
Астрономы впервые заметили комету Леонарда в январе 2021 года. Наблюдатели за небом с нетерпением ожидали декабря и января, когда комета должна была пройти сначала мимо Земли, а затем Солнца. Но к концу ноября наблюдатели заметили кое-что странное. Комета должна становиться ярче по мере приближения к Солнцу, но только потому, что она приближается к Земле, а не потому, что она становится по своей сути ярче.
Вместо этого она, кажется, исчезает.
"Это не очень хорошая новость. Комета должна быть все ярче и ярче", - сказал Кванчжи Йе, астроном из Университета Мэриленда, специализирующийся на кометах. "Если она не становится ярче, значит, что-то не так, но на данном этапе мы точно не знаем, что именно".
Основываясь на том, что они видели у предыдущих комет, ученые опасаются, что странное затемнение кометы Леонарда означает, что ледяной шар может быть обречен. В прошлом некоторые кометы, которые распадались на части, исчезали, даже когда они подлетали ближе к Солнцу - это был первый признак того, что что-то происходит.
"Почему она исчезает, есть всевозможные гипотезы", - сказал Йе. "Самый простой и очевидный из них - что-то нездоровое происходит с кометой".
Наиболее вероятная гипотеза, по его словам, заключается в том, что комета Леонарда уже распадается, или это начнется в ближайшее время. Но виноваты могли быть и другие факторы. Например, у кометы может просто закончиться лед, что маловероятно. "Это кажется слишком случайным совпадением", - сказал он.
Тем не менее, еще слишком рано называть Комету Леонарда погибшей.
"На снимках, которые я видел сегодня утром [7 декабря], кажется что с кометой еще все в порядке - морфологически она выглядит нормально. Но внутренне угасающая тенденция все еще продолжается", - сказал Йе. "Время покажет, на данный момент мы этого не знаем".
Первым признаком того, что комета обречена, является то, что она теряет свой ионный хвост - поток заряженных частиц, направленный от кометы в направлении, противоположном Солнцу. Эта особенность может исчезнуть в течение нескольких часов после распада кометы.
Комета Леонард приблизится Земле ближе всего в воскресенье (12 декабря); ее перигелий, или ближайшее приближение к Солнцу - 3 января 2022 года. Хотя влияние звезды ослабнет после 3 января, комета не обязательно будет в безопасности, даже если она продержится так долго.
"Кометы делают всякие странные вещи", - сказал Йе. "Иногда они распадаются до достижения перигелия, иногда после, и есть даже гипотезы, говорящие, что кометы могут распадаться, когда они находятся дальше от Солнца. Так что мы не узнаем, пока не увидим, как это произойдет".
Есть несколько факторов, которые могут развалить комету. Конечно, гравитационное притяжение Солнца или большой планеты может разорвать ее на части, но сердце кометы также может взорваться. Если материал кометы испарится не правильным образом, это может ускорить вращение кометы настолько резко, что ледяной шарик разлетится на куски.
И если комета Леонарда действительно распадется, ученые, возможно, никогда не узнают, кто был виновником. "Обычно для отдельных комет трудно определить, какая сила помогла им исчезнуть", - сказал Йе. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1209161106
Вспышка на солнцеподобной звезде предупреждает о возможной опасности для жизни на Земле
Астрономы, наблюдавшие систему звезды, расположенную на расстоянии в десятки световых лет от Земли, впервые стали свидетелями гигантской вспышки, которая – если бы она произошла на Солнце – могла бы угрожать жизни на наше планете.
В этом исследовании было изучено звездное явление под названием «корональный выброс массы», иногда также называемое «солнечной бурей». Один из соавторов, Юта Нотсу (Yuta Notsu) из Колорадского университета в Боулдере, США, объяснил, что Солнце разражается вспышками такого типа на регулярной основе – они состоят из облаков экстремально горячих частиц, или плазмы, которые могут выбрасываться в пространство со скоростями в миллионы километров в час. И это может означать, что у нашей планеты не самые радужные перспективы – если корональный выброс массы попадет прямо в Землю, то он может «поджарить» спутники, находящиеся на орбите, и привести к отключению обширных электросетей.
Это новое исследование, проведенное командой под руководством Косуке Намеката (Kosuke Namekata) из Национальной астрономической обсерватории Японии показывает, что дела у нашей планеты могут быть хуже, чем мы думали.
В этом исследовании Намеката и Нотсу с коллегами использовали наземные и космические телескопы для наблюдений системы EK Дракона, которая выглядит как молодая версия нашего Солнца – возраст звезды составляет всего лишь 100 миллионов лет. В апреле 2020 г. команда наблюдала в системе EK Дракона извержение облака раскаленной плазмы, имеющего массу в квадриллионы килограммов – более чем в 10 раз превышающую самые мощные корональные выбросы массы, когда-либо зарегистрированные со стороны солнцеподобной звезды.
Это событие может служить предупреждением о том, насколько опасной может быть космическая погода.
Исследователи наблюдали звезду ЕК Дракона на протяжении 32 ночей зимой и весной 2020 г. при помощи телескопа Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) НАСА и других обсерваторий. Исследователи стали свидетелями мощной супервспышки, за которой через 30 минут последовал корональный выброс массы.
Согласно находкам команды, Солнце также способно на такие мощные корональные выбросы массы, однако вероятность их остается крайне низкой, замечают члены команды.
Самая быстрая оптическая вспышка со стороны сверхновой
Команда астрономов открыла самую быструю оптическую вспышку сверхновой типа Ia.
Несмотря на большую пользу, извлекаемую астрономами из наблюдений сверхновых типа Ia, исследователи до сих пор не могут ответить на базовые вопросы относительно природы таких систем.
Для выяснения подробностей о системах, дающих начало сверхновым типа Ia, команда астрономов под руководством Цзианя Цзяна (Ji-an Jiang) из Физико-математического института им. Кавли, Япония, попытались запечатлеть сверхновую типа Ia в тот же самый день, когда она произошла – то есть на самом раннем этапе развития вспышки – используя инструменты для наблюдения нового поколения, такие как камера Tomo-e Gozen, первый в мире широкоугольный мозаичный CMOS датчик.
Регулярно проверяя сверхновые-кандидаты, наблюдаемые на ранних этапах, Цзян обратил внимание на один из транзиентов под названием Tomo-e202004aaelb.
Компьютерное моделирование, проведенное командой Цзяна, показало, что происхождение этой таинственной быстрой вспышки в оптическом диапазоне может объясняться энергией, высвобождаемой в результате взаимодействия излучения сверхновой с выброшенным ранее облаком газа и материалом межзвездного пространства.
Проведенные спектроскопические наблюдения показали команде, что эта сверхновая является одной из самых ярких разновидностей сверхновых типа Ia.
У нашего Солнца могла быть звезда близнец – «Немезида»
Недавняя модель образования звезд добавляет веса гипотезе о том, что большинство — если не все — звезды возникают в тандеме.
Наша собственная звезда в центре Солнечной системы, не исключение и астрономы подозревают, что в гибели динозавров может быть виноват отчужденный близнец Солнца.
Проанализировав данные радиообзора, проведенного над пылевым облаком в созвездии Персея, два исследователя из Калифорнийского университета в Беркли и Гарвард-Смитсоновской астрофизической обсерватории еще в 2017 году пришли к выводу, что все звезды, похожие на Солнце возникают вместе с компаньоном.
В течение многих лет астрономы задавались вопросом, создано ли большое количество двойных и тройных звездных систем в нашей галактике близко друг к другу, или они сливаются вместе после того, как сформировались.
Гипотеза «рожденных вместе» была фаворитом, и моделирование, разработанное в последние десятилетия, показало, что почти все звезды могут возникать в виде множества.
В рамках обзора зарождающегося диска и множественности VLA (сокращенно VANDAM) исследователи нанесли на карту радиоволны, выходящие из плотного пылевого кокона на расстоянии около 600 световых лет от нас, в котором находился целый питомник молодых звезд.
Обзор VANDAM позволил провести перепись звезд моложе полумиллиона лет, названных звездами класса 0 — просто младенцы в звездных условиях — и звезд немного старше от 500000 до 1 миллиона лет, названных классом 1.
В сочетании с данными о форме окружающего облака пыли ученые обнаружили 45 одиноких звезд, 19 двойных звездных систем и еще пять, содержащих более двух звезд.
Хотя их результаты предсказывали, что все звезды возникли как двойные, они внесли поправки в свой вывод, чтобы учесть ограничения в своей модели, заявив, что большинство звезд, образованных внутри плотных ядер пылевых облаков, рождаются вместе с партнером.
Присмотревшись к расстояниям между звездами, исследователи обнаружили, что все двойные системы, разделенные промежутком в 500 а.е. или более, относятся к классу 0 и выровнены с осью окружающего их облака в форме яйца.
С другой стороны, звезды класса 1, как правило, были ближе друг к другу на расстоянии около 200 а.е. и не были выровнены с осью.
Если большинство звезд рождаются с партнером, где же наш?
Расстояние в 500 а.е. составляет примерно 0,008 светового года или чуть меньше 3 световых дней. Для сравнения: Нептун находится на расстоянии 30 астрономических единиц от нас, зонд «Вояджер-1» в настоящее время находится на расстоянии менее 140 астрономических единиц от нас, а ближайшая известная звезда Проксима Центавра находится на расстоянии 268770 астрономических единиц.
Так что, если у Солнца есть близнец, его почти наверняка не так легко увидеть в нашем районе.
Но есть гипотеза о том, что у нашего Солнца есть близнец, который любит то и дело пролетать мимо, взбудораживая события.
Учитывая название Немезида, этот теоретический источник проблем был предложен как причина 27-миллионного цикла вымирания на Земле, включая тот, который уничтожил большинство динозавров.
Астроном из Калифорнийского университета в Беркли по имени Ричард Мюллер 23 года назад предположил, что красный карлик на расстоянии 1,5 световых лет от нас может периодически путешествовать через ледяные внешние границы нашей Солнечной системы, взбалтывая материю своей гравитацией.
Тускло проходящая звезда, такая как коричневый карлик, может также объяснить другие аномалии на окраинах нашей Солнечной системы, такие как странная орбита карликовой планеты Седна.
Нет никаких признаков Немезиды, но давно потерянный бинарный партнер нашего Солнца мог бы соответствовать всем требованиям.
«Мы говорим, да, давным-давно существовала Немезида».
В этом случае наше Солнце, кажется, собрало бы львиную долю пыли и газа, оставив своего двойника темным и чахлым.
Астроном-любитель отыскал новый спутник галактики Треугольника
Credit: NASA/JPL-Caltech
Как-то раз итальянский астрофотограф Джузеппе Донатиелло, известный как первооткрыватель нескольких карликовых галактик и планетарных туманностей, изучал снимки из обзоров DESI Legacy Imaging Surveys обширного региона неба в созвездии Рыб, в окрестностях галактики Треугольника или Мессье 33. Он нашел на них необычную область с повышенной плотностью звезд, в которой заподозрил карликовую галактику.
Теперь же, уже коллектив профессиональных астрономов опубликовал работу в которой представил результаты наблюдений за эти кандидатом, получившим обозначение Рыбы VII (или Треугольник III). Ученые использовали каталог DR9 обзора неба SDSS и данные наблюдений Национального телескопа Galileo за галактикой.
Результаты получились неоднозначные. С одной сторону удалось установить, что это действительно очень тусклая карликовая галактика. С другой — ее статус как спутника М33 пока не подтвержден и она может оказаться изолированной ультратусклой галактикой. Разногласия возникают из-за недостатка данных наблюдений, текущая оценка расстояния до Рыб VII — один мегапарсек, а от галактики до M33 — 72 килопарсека.
Почему рядовое открытие небольшой галактики привлекло сильное внимание астрономов? Дело в том, что в случае М33 есть серьезная проблема — космологические модели требуют наличия от 9 до 25 галактик-спутников со звездной массой более тысячи масс Солнца, а у М33 известен лишь один такой спутник — Андромеда XXII. Значит, либо модели неверные, либо галактики пока что ускользают от телескопов. Рыбы VII вписываются во второй вариант, поэтому принятым моделям пока что пересмотр не угрожает. https://aboutspacejornal.net/2021/12/10/астроном-любитель-отыскал-новый-спут/
Обнаружен молодой объект юпитерианского типа, который не был замечен в ходе предыдущих обзоров неба
Астрономы-любители открыли новый объект, обращающийся вокруг солнцеподобной звезды, который не удавалось обнаружить в ходе проведенных ранее наблюдений. Этот объект находится очень далеко от родительской звезды – на расстоянии, более чем в 1600 раз превышающем расстояние от Земли до Солнца – и предположительно является крупной планетой или небольшим коричневым карликом, объектом, не имеющим достаточно массы, чтобы сжигать водород, подобно настоящим звездам.
«Эта звезда наблюдалась в ходе нескольких кампаний по поискам экзопланет-компаньонов. Но все предыдущие наблюдения были направлены на поиски планет очень близко к звезде, - сказал главный автор исследования Джеки Фахерти (Jackie Faherty) с кафедры астрофизики Американского музея естественной истории и один из основателей любительского проекта Backyard Worlds: Planet 9, в рамках которого были получены первичные данные, позволившие в конечном счете совершить это открытие. – Поскольку астрономы-любители испытывают настоящую тягу к открытиям, они смогли в рамках данного проекта обнаружить этот объект, который ускользнул от внимания профессиональных ученых, потому что они не взглянули достаточно далеко от родительской звезды».
Проект Backyard Worlds дает всем желающим доступ к почти пятилетнему архиву цифровых снимков, сделанных при помощи спутника Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) НАСА, чтобы они могли попробовать силы в обнаружении новых планет в Солнечной системе и за ее пределами.
В 2018 г. участник проекта Backyard Worlds Йорг Шуманн (Jörg Schümann) из Германии предупредил ученых о новой системе, демонстрирующей признаки совместного движения – где объект двигался совместно со звездой. После подтверждения параметров движения системы ученые провели дополнительные ее наблюдения при помощи наземных обсерваторий.
В результате удалось обнаружить новый молодой объект небольшой массы, от 10 до 20 масс Юпитера. Этот диапазон включает важную критическую точку – 13 масс Юпитера – которая иногда используется для того, чтобы провести грань между планетами и коричневыми карликами. Другим критерием для отличия планеты от коричневого карлика является происхождение – коричневые карлики формируются как звезды, из туманности, в то время как планеты формируются в околозвездных дисках – однако пока исследователям не удалось получить данные о происхождении этого загадочного объекта.
Раскрыта тайна загадочного облака G2, падающего в черную дыру Млечного пути
Объект, ранее идентифицированный как газопылевое облако, расположенное близ центра нашей Галактики, на самом деле состоит из трех очень молодых звезд. К такому результату пришла группа ученых новых после наблюдений, проведенных при помощи Очень большого телескопа. Эти звезды начали формироваться менее 1 миллиона лет назад, что является очень небольшим промежутком времени по астрономическим меркам. Для сравнения, возраст нашего Солнца составляет менее 5 миллиардов лет.
В 2011 г. этот объект был обнаружен в результате анализа данных, собранных в ИК-диапазоне при помощи Очень большого телескопа. Ученые предположили, что этот объект представляет собой газопылевое облако и дали ему название G2. Однако это облако демонстрировало ряд необычных свойств. Так, согласно прогнозам, при столкновении облака с черной дырой Стрелец А* нашей Галактики должна была произойти мощная вспышка, которой на самом деле не наблюдалось. Кроме того, температура облака не росла при приближении его к черной дыре, а оставалась постоянной на протяжении длительного времени – причем довольно высокой, по сравнению с другими облаками из газа и пыли, наблюдаемыми неподалеку.
Теперь новые наблюдения, проведенные при помощи обсерватории Very Large Telescope, позволили рассмотреть на месте облака три точечных источника – молодых звезды. Наличие светил позволяет объяснить все обозначенные выше несоответствия, пояснили авторы исследования.
Ученые предложили новую модель темной материи с тяжелыми составными частицами
Wikimedia Commons
Группа физиков-теоретиков предложила новую модель темной материи, в которой набор фундаментальных частиц и их взаимодействий похож на сильно-взаимодействующий сектор Стандартной модели, описываемый квантовой хромодинамикой. В рамках этого описания наблюдаемая в настоящее время темная материя состоит из аналогов привычных нам сильно-взаимодействующих частиц, но с темными кварками и глюонами входящими в их состав. Эти частицы образуются в ранней Вселенной во время фазового перехода конфайнмент/деконфаймент и имеют большую массу, а также потенциально достаточно сильно взаимодействуют с частицами Стандартной модели, что объясняет трудности с их экспериментальным обнаружением в лабораторных экспериментах. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Астрономические наблюдения за темпом расширения Вселенной, скоростью движения звезд в галактиках, а также теоретический анализ темпа формирования последних, указывают на то, что около 85 процентов массы вещества приходится на темную материю. Главным кандидатом на роль ее составляющих считаются массивные элементарные частицы, участвующие только в слабом и гравитационном взаимодействиях — вимпы (WIMP, weakly interacting massive particle), однако не существует общепринятой теории, описывающей количество этих частиц, их свойства, а также детали их взаимодействия друг с другом и с другими частицами.
Одна из гипотез происхождения темной материи гласит, что ее частицы могут быть составными, и устроены они аналогично привычным нам адронам, состоящим из кварков и глюонов. В таких теориях существует характерный масштаб энергий Λ, при котором происходит конфайнмент — если энергия взаимодействующих фундаментальных частиц падает ниже этой энергии, то они объединяются в темный адрон. Когда физики рассматривают космологическую эволюцию темной материи, то возможны два варианта: Λ больше энергии, при которой происходит вымораживание темных кварков, то есть их выпадение из термодинамического равновесия с другими частицами, или же она меньше. Первый вариант рассматривался учеными ранее, и приводил к результатам качественно близким к другим моделям темной энергии, состоящей из вимпов.
Группа физиков-теоретиков из Израиля и США под руководством Юрия Смирнова (Juri Smirnov) из университета Огайо детально проанализировала космологическую эволюцию составной темной материи в ситуации, когда вымораживание происходит раньше фазового перехода конфайнмент/деконфайнмент в процессе расширения Вселенной, и выяснила, что в этом случае она существенно отличается от того, что происходит в других моделях этого типа вещества. Фундаментальными составляющими темной материи в предложенной физиками модели являются нехиральные темные кварки и антикварки трех цветов, а также темные глюоны, переносящие аналогичное сильному взаимодействие между кварками. В отличие от Стандартной модели, темный сектор содержит всего один аромат кварков, масса которых mq к тому же очень велика — более чем в 100 раз превышает масштаб темного конфайнмента, а это означает, что к моменту, когда температура Вселенной опускается до энергии Λ, темные кварки являются глубоко нерелятивистскими, а такие частицы всегда вымораживаются.
Процесс образования темных барионов из темной кварк-глюонной плазмы. Фиолетовым обозначена фаза конфайнмента, а светло-сиреневым — деконфайнмента. Черным точкам соответствуют темные кварки и антикварки, а желтым — темные барионы P. Asadi et al. / Physical Review Letters, 2021
Образование составных частиц, из которых темная материя предположительно состоит сегодня, происходило следующим образом. Пока температура Вселенной существенно превышает Λ, темный сектор материи находится в фазе деконфаймента и частицы этого сектора представляют собой кварк-глюонную плазму. Когда температура подходит к энергии фазового перехода достаточно близко, во Вселенной начинают образовываться пузыри нового вакуума, в котором происходит конфайнмент темной материи. Эти пузыри растут, и «толкают» перед собой темные кварки, которым энергетически невыгодно находиться внутри пузыря новой фазы. Энергия кварков при попадании в пузырь стала бы гораздо больше, чем снаружи, так как в фазе конфайнмента между кварками обязательно образуется трубка глюонного поля, энергия которой пропорциональна ее длине. Для темного кварка, случайно попавшего внутрь пузыря, расстояние до другого кварка там скорее всего было бы достаточно большим, а значит большой была бы и энергия глюонной трубки. Если бы масса кварков была меньше или сравнима с масштабом темного конфайнмента Λ, то трубка могла бы разорваться из-за образования кварк-антикварковой пары, превратившей новый кварк и один из кварков внутри пузыря в два темных мезона, но для тяжелых кварков такой процесс еще более невыгоден энергетически. Из-за этого и возникает качественное различие в космологической эволюции темной материи при mq > Λ и mq < Λ.
Со временем пузыри вакуума фазы конфайнмента вырастают настолько, что их объем становится больше, чем объем пространства с вакуумом деконфайнмента, которое само начинает превращаться в изолированные пузыри, содержащие в себе все темные кварки и антикварки. Количество темных частиц и античастиц очень близко, а потому почти все собранные в сжимающихся пузырях старой фазы кварки и антикварки аннигилируют. В каждом таком пузыре случайным образом образуется небольшой избыток темных кварков или антикварков, которым аннигилировать не с чем, и они формируют темные барионы или антибарионы, которые и представляют собой составные частицы темной материи в вакууме конфайнмента, когда пузыри старой фазы окончательно схлопнутся. Так как почти вся изначально существовавшая темная материя аннигилирует, после завершения фазового перехода остается мало ее составных частиц.
Пространство параметров, рассмотренное авторами исследования. На вертикальной оси отмечено отношение массы кварков к масштабу конфайнмента, а на горизонтальной — сам этот масштаб. Фиолетовой линией отмечена зависимость одной из этих величин от другой, дающая реалистичное значение доли темной материи в наблюдаемом энергетическом балансе Вселенной P. Asadi et al. / Physical Review Letters, 2021
Чтобы получить реалистичную полную массу темной материи, которую мы сейчас наблюдаем, масса одного темного бариона должна быть порядка 103–105 тераэлектронвольт. То, что частиц темной материи мало, а их масса велика, хорошо объясняет трудности с их экспериментальным обнаружением в лабораторных экспериментах. Астрофизики могут не видеть негравитационные взаимодействия частиц темной материи с другими не из-за слабости этого взаимодействия, а из-за его редкости, и если это взаимодействие сильно, то частицы темной материи не могут долететь до подземных детекторов типа XENON из-за их взаимодействия с веществом земной коры. В ускорителях же такие тяжелые частицы не могут родиться просто из-за того, что их массы существенно превышают энергии сталкивающихся там частиц.
Ранее мы писали о предложенном эксперименте по поиску сверхтяжелых частиц темной материи с помощью миллиардов маленьких маятников.
Нейронная сеть научилась анализировать гравитационные волны от черных дыр в реальном времени
Ученые создали нейросеть для анализа гравитационных волн. Статья об этом была опубликована в журнале Physical Review Letters.
Гравитационные волны — это изменения гравитационного поля. Они испускаются массами, движущимися с переменным ускорением, но после излучения они отделяются от источника тела и независимо от больших расстояний.
Гравитационные волны были предсказаны в рамках общей теории относительности в начале 20 века, но ученым удалось обнаружить их только в 2015 году, в отличие от электромагнитных волн, их влияние очень слабое.
«Наш метод позволяет нам всего за несколько секунд сделать точный вывод, насколько велики черные дыры той пары, которая генерировала наблюдаемые волны. Как быстро они вращаются, как далеко они от Земли и в каком направлении? Мы можем рассчитать все это и даже точность вычислений», — объясняет Максимилиан Дакс, автор исследования из Института интеллектуальных систем им. Макса Планка (Германия).
Скорость — это преимущество алгоритма DIGNO. Раньше для интерпретации измерений требовалось много моделирования и вычислений, чтобы отличить сигнал от шума и определить детали сигнала. Скорость важна, потому что гравитационные волны могут привести к началу событий, представляющих интерес для астрономов, на которые нужно как можно быстрее направить оптический или радиотелескоп.
Самый эффективный современный тип детектора гравитационных волн — это лазерный интерферометр. Он измеряет расстояние между двумя неподвижными объектами. Эти колебания необходимо отфильтровать от шума и интерпретировать.
Физики изучили влияние неоднородностей на расширение Вселенной
Могут быть включены неоднородности, влияющие на Вселенную. Согласно публикации Physical Review Letters, физики-теоретики решили разобраться в этом процессе и применили формулу Мори-Цванцига к общей теории относительности Альберта Эйнштейна.
За исправлением ситуации взялись сотрудники Вестфальского университета Вильгельма (Германия), группу которых возглавил Рафаэль Виттковский. Физики-теоретики применили формализм проекционного оператора Мори — Цванцига к ОТО, для чего им нужно было использовать гамильтонову формулировку теории относительности, известную как формализм Арновитта — Дезера — Мизнера. Эта формулировка четко разделяет пространство и время.
Ученые объяснили, почему после Большого взрыва осталось больше материи, чем антиматерии
Группа теоретиков предположила, что для исследования этого вопроса представлены Q-шары — это совокупность бозонной материи, которая имеет более низкое энергетическое состояние, чем ее отдельные частицы. Если вы изучите их, вы сможете понять, почему после Большого взрыва осталось больше вещества, чем антивещества.
Отношение материи к антивеществу важно, поскольку этот баланс поддерживает существование нашей Вселенной. В какой-то момент в первую секунду существования выяснилось, что материи было произведено больше, чем антивещества. Асимметрия настолько мала, что каждый раз, когда производились десять миллиардов частиц антивещества, появлялась только одна частица вещества.
Несмотря на то, что эта асимметрия очень мала, современные физические теории не могут ее объяснить. Стандартные теории говорят, что вещество и антивещество должны производиться в точно равных количествах.
Теперь исследователи разделяют популярную идею о том, что эта асимметрия возникла сразу после инфляции, периода ранней Вселенной, когда происходило очень быстрое расширение. Это означает, что сгусток поля может расширяться, эволюционируя, фрагментируя и создавая эту асимметрию. Раньше эту теорию было сложно проверить.
Авторы новой работы предложили новый способ выяснить, так ли это на самом деле — они придумали использование сгустков поля, например Q-ball. Это бозоны, похожие на бозон Хиггса.
Авторы отмечают, что Q-шары остаются стабильными. В конце концов, пока что большая часть энергии Вселенной находится не в этих сгустках. В то же время начинают нарастать небольшие колебания плотности энергии.
Когда Q-шары распадаются, это происходит очень внезапно и быстро, в результате чего колебания плазмы превращаются в сильные звуковые волны. Далее этот эффект передается в пространство и время, в противном случае образуются гравитационные волны, которые можно будет обнаружить в течение следующих нескольких десятилетий.
Потеря воды Марсом могла быть связана с факторами нижних атмосферных слоев
Планетолог Эрдал Игит (Erdal Yiğit) из Университета Джорджа Мейсона, США, представил новую статью, в которой он указывает, что взаимодействия верхних слоев атмосферы Марса с солненым ветром не могут полностью объяснить потерю воды с поверхности Красной планеты. Для формирования полной картины процесса ученый предлагает включить в рассмотрение и три других важных фактора: гравитационные волны в атмосфере, конвекцию и песчаные бури.
Планетологи в целом согласны, что раньше на поверхности Марса имелось много воды, и они также едины во мнении, что эта вода была потеряна в космос с поверхности в форме водорода на протяжении миллиардов лет. Предыдущие исследования показали, что молекулы воды подвергались диссоциации под действием солнечного света в нижних слоях атмосферы Марса, в результате чего водород, ранее входивший в состав молекул воды, покидал атмосферу планеты и улетучивался в космос. В своей новой работе Игит отмечает, что на сегодняшний день в распоряжении ученых имеется слишком мало доказательств этого прямого механизма, поэтому он вызывает сомнения.
Ученый считает, что другие факторы также могли играть значительную роль, указывая, что недавние эксперименты показали, что вода в марсианской атмосфере могла быть перенесена непосредственно в верхние слои атмосферы, где она диссоциировала под действием солнечного света, и лишь после этого водород улетучивался в космос. Эти новые данные также показывают, что в нижних слоях атмосферы должны были протекать процессы, в результате которых вода поднималась в верхнюю атмосферу. Игит считает, что здесь имело место совместное действие нескольких факторов, основными из которых являются: конвекционные потоки на низких высотах, волны гравитации в атмосфере и пылевые бури. Например, в пользу последнего из этих факторов говорит тот факт, что в настоящее время марсианские орбитальные зонды продолжают фиксировать потерю планетой воды в космос, причем интенсивность этого процесса усиливается к лету, когда на планете бушуют мощные пылевые бури.
Сверхмассивная черная дыра нашей Галактики, возможно, испустила мини-джет
Центральная сверхмассивная черная дыра (СМЧД) нашей Галактики, возможно, «дала течь». Ученые обнаружили признаки испускания со стороны этой СМЧД джета в форме языка пламени несколько тысяч лет назад. Космический телескоп Hubble («Хаббл») НАСА не смог сфотографировать эти призрачные джеты, но помог обнаружить косвенные доказательства их существования, согласно которым этот джет до сих пор давит на гигантское облако водорода, а затем распадается на «брызги», подобно тому, как струя воды, бьющая из поливного шланга, превращается в облако брызг, попадая в кучу песка.
«Центральная черная дыра Млечного пути отнюдь не является «спящей», но она демонстрирует переменную активность, и в настоящее время ее активность пошла на убыль», - сказал Джеральд Сесил (Gerald Cecil) из Университета Северной Каролины в Чапел-Хилл, США. Сесил и его группа провели многоволновые наблюдения окрестностей черной дыры Млечного пути при помощи нескольких обсерваторий, и выяснили, что СМЧД Галактики разражается мини-джетами всякий раз, когда поглощает какой-либо достаточно массивный объект, например газовое облако.
В 2013 г. ученые обнаружили при помощи космической обсерватории Chandra («Чандра») НАСА рентгеновский джет, протянувшийся в южном направлении со стороны СМЧД Млечного пути, а также радиоволны, зафиксированные при помощи обсерватории Jansky Very Large Array. Этот джет также демонстрировал признаки того, что он врезается в окружающее газовое облако.
Сесил задался целью найти соответствующий противоположный джет, протянувшийся в северном направлении. Используя радиообсерваторию ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), ученый смог отследить линию джета со стороны СМЧД, которая на некотором расстоянии от нее входила в облако газа, формируя огромный «пузырь», пронизанный мелкими каналами, по которым движется высокоэнергетическое излучение, подобно тому как кровеносные сосуды в теле человека оканчиваются обширной сетью капилляров, питающих ткани. Эти признаки авторы отнесли на счет доказательств существования мини-джета.
Визуализация саморазрушающейся звезды в 3D раскрывает новые подробности процесса
Сверхновая возрастом в 1000 лет была запечатлена в 3D, и полученные снимки отображают прежде неизвестные подробности распределения элементов, выбрасываемых при взрыве звезды. Анализ данных, собранных при помощи инструментов Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) и X-shooter Очень большого телескопа Европейской южной обсерватории, позволяет глубже понять динамику процессов саморазрушения звезды.
Эти остатки сверхновой, носящие название SNR 0540-69.3, хорошо известны астрономам. Они удобны для наблюдения, поскольку располагаются относительно близко к нам, в Большом Магеллановом Облаке – небольшой галактике-спутнике Млечного пути, расположенной на расстоянии примерно в 160 000 световых лет от Земли.
Тем не менее, остаткам сверхновой SNR 0540-69.3 есть о чем рассказать астрономам. Эти новые наблюдения позволили выявить распределение материала в беспрецедентных подробностях, что позволило сделать два новых открытия: обнаружить крупное кольцо кислорода вокруг внутренних областей остатков сверхновой и таинственный сгусток водорода, аналогов которого ученые прежде не видели в других остатках сверхновой.
В этом исследовании представлена трехмерная карта распределения выброшенных в результате взрыва элементов в форме колец и сгустков, которые несут значительное количество информации о звезде -предшественнице и механизме взрыва. Изображение этих подробностей в 3D позволяет исследователям тестировать теоретические модели и получать новые доказательства того, что такие структуры характерны для извергнутого материала также и в случае других сверхновых.
Исследование опубликовано в журнале Astrophysical Journal; главный автор Жозефина Ларссон (Josefin Larsson) из Королевского технологического института в Стокгольме, Швеция. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1212193953
На телескопе Джемини сделали снимок кометы Швассмана-Вахмана
Credit: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/C. Schambeau Creative Commons Attribution 4.0 International License
Астрономы с помощью 8-метрового телескопа Gemini North (США, штат Гавайи), запечатлели замечательную комету 29P/Швассмана-Вахмана, также известную как Швассмана-Вахмана 1. Она вращается вокруг нашего Солнца по квазистабильной, почти круговой траектории между Юпитером и Сатурном.
Комету 29P/Швассмана-Вахмана относят к относительно новой категории тел Солнечной системы, известных как кентавры — это ледяные или каменистые тела, орбиты которых проходят между планетами-гигантами нашей Солнечной системы. Считается, что они являются «беглецами» из пояса Койпера.
Кентавры названы так потому, что они имеют некоторые характеристики астероидов и некоторых комет. Таким образом, они являются гибридными, подобно мифологическому получеловеку-полулошади. К комете 29P существует особый интерес, поскольку несколько раз в год она кратковременно становится ярче, а затем снова тускнеет — это событие известно как вспышка. Эти впечатляющие вспышки представляют собой огромный выброс энергии, но их причины пока что неизвестны.
Данный снимок кометы 29P настолько детален, что яркое, плотное сердце (или псевдоядро) кентавра видно сквозь окружающее его диффузное облако пыли и газа (кому или оболочку), выброшенное во время вспышки, которая произошла в конце сентября 2021 года. https://aboutspacejornal.net/2021/12/11/на-телескопе-джемини-сделали-снимок-к/
Физики предложили новую компьютерную модель взаимодействия нейтрино с темной материей
Распределение плотности темной материи, полученное с помощью моделирования на суперкомпьютере Фугаку K. Yoshikawa et al. / arXiv.org, 2021
Группа японских физиков провела суперкомпьютерное моделирование взаимодействия нейтрино и темной материи для изучения процесса формирования неоднородностей во Вселенной. Ученые предложили новый метод численного анализа взаимодействия этих типов вещества, в котором нейтрино рассматриваются как непрерывно распределенная субстанция, а темная материя — как нерелятивистские частицы. Полученное физиками распределение плотности вещества в результате космологической эволюции более реалистично, чем то, которое получается, если при моделировании рассматривать нейтрино как частицы. Препринт их работы выложен на arXiv.org.
Неоднородности плотности вещества во Вселенной изначально возникли в первые моменты после Большого взрыва как квантовые флуктуации. Эти неоднородности росли, потому что гравитационное притяжение к ним было больше, чем к другим точкам расширяющейся Вселенной, и сейчас они превратились в галактики и их кластеры. На протяжении большей части истории формирования неоднородностей релятивистское вещество было представлено фотонами космического микроволнового фона, чьим вкладом в формирование неоднородностей можно пренебречь, потому что их доля в энергетическом балансе Вселенной в настоящее время равна приблизительно 10-5. Нерелятивистское вещество примерно на 85 процентов состоит из темной материи, почти вся оставшаяся доля приходится на барионное вещество, и около 10-2–10-3 массы сосредоточено в реликтовых нейтрино. Эти нейтрино на протяжении большей части жизни Вселенной были нерелятивистскими, так как наблюдения за нейтринными осцилляциями показывают, что суммарная масса всех трех ароматов этих частиц не меньше 0,06 электронвольт, тогда как температура Вселенной, приблизительно равная средней кинетической энергии нейтрино, в настоящее время и на протяжении большей части космологической эволюции Вселенной имеет порядок 10-3–10-4 электронвольт.
Несмотря на то, что доля нейтрино в массовом балансе очень мала, они все же оказывают существенное влияние на формирование неоднородностей благодаря тому, что из-за малой массы, которая для одного аромата ограничена сверху 0,086 электронвольта, дисперсия их скорости очень велика. Нейтрино больших скоростей неохотно собираются в кластеры, а их гравитационное взаимодействие с другими частицами мешает кластеризоваться и им тоже. Величина дисперсии скорости нейтрино зависит от их массы, а потому наблюдения за распределением плотности в скоплениях барионной и темной материи могут помочь найти эту массу.
Наиболее эффективный способ изучения формирования кластеров вещества, взаимодействующего с нейтрино, — это компьютерное моделирование. До настоящего момента самым масштабным исследованием этих процессов было моделирование, проведенное на китайском суперкомпьютере Тяньхэ-2. В этой работе физики пренебрегли всем барионным веществом, так как его гораздо меньше, чем темной материи, и рассмотрели взаимодействие 138243 нейтрино с 69123 частицами темной материи. Ученые рассмотрели эволюцию темной материи, начиная с возраста Вселенной, равного 16 миллионам лет, а нейтрино они «включили», когда ее возраст достиг миллиарда лет. После этого исследователи изучили их совместную эволюцию до настоящего времени. Проблема данного исследования заключалась в том, что при моделировании нейтрино с большой дисперсией скорости с помощью частиц возникал шум, приводящий к нефизическому негладкому распределению плотности нейтрино в сформировавшемся кластере.
Чтобы решить эту проблему, группа японских физиков под руководством Кодзи Есикава (Kohji Yoshikawa) из Института физико-химических исследований RIKEN провела моделирование взаимодействия темной материи с нейтрино, но нейтрино рассматривались как непрерывная субстанция, а не отдельные частицы, что подавляет ненужный шум. Моделирование проводилось на японском суперкомпьютере Фукагу, содержащем 7 077 888 вычислительных ядер. Ученые рассмотрели взаимодействие 330 миллиардов частиц темной материи с нейтрино, описываемых функцией распределения в шестимерном фазовом пространстве координат и скоростей, которое аппроксимировалось решеткой с 400 триллионами узлов. Эволюция функции распределения подчиняется кинетическому бесстолкновительному уравнению Власова, в которое входит гравитационный потенциал, создаваемый как нейтрино, так и частицами темной материи, для которых напрямую численно решалась задача многих гравитирующих тел.
Полученное при помощи моделирования распределение плотностей темной материи (сверху) и нейтрино (снизу) K. Yoshikawa et al. / arXiv.org, 2021
Ученые при проведении моделирования рассматривали два значения суммарной массы трех ароматов нейтрино, равных 0,2 и 0,4 электронвольта, что достаточно близко к современному ограничению сверху. Все частицы находились в кубическом объеме с длиной стороны, равной 1200 h-1 × мегапарсек, что соответствует возрасту Вселенной, равному 480 миллионов лет. Здесь h — это приведенная постоянная Хаббла. Для проверки масштабируемости численного счета и сравнения результатов моделирования с более ранними работами также рассматривалась эволюция в кубе со стороной 200 h-1 × мегапарсек.
Полученные в результате моделирования распределения плотности темной материи и нейтрино очень похожи друг на друга, но нейтринное распределение более диффузное, как и ожидалось из-за большой дисперсии скоростей этих частиц. Важнейшим результатом моделирования оказалось то, что вид распределения плотности нейтрино достаточно сильно отличается для двух рассмотренных значений масс этих частиц.
Распределение плотностей темной материи (слева) и нейтрино, если суммарная масса трех его ароматов равна 0,4 электронвольта (в центре), и если она равна 0,2 электронвольта (справа) K. Yoshikawa et al. / arXiv.org, 2021
Физики сравнили результаты их моделирования с более ранними результатами, полученными на Тяньхэ-2 и, как и ожидалось, полученные ими распределения плотности нейтрино, а также их скорости и дисперсии скорости, оказались гораздо более гладкими, потому что из них исчез нефизический шум.
Сравнение результатов моделирований, проведенных на Фугаку (слева на каждом рисунке) и на Тяньхэ-2 (справа) K. Yoshikawa et al. / arXiv.org, 2021
Исследователи надеются, что сравнение результатов их моделирования и текущих и будущих наблюдений с помощью наземного телескопа Веры Рубин, а также космических телескопов Нэнси Грейс Роман и Эвклид, поможет точно определить массы нейтрино. Кроме того, физики считают, что разработанные ими алгоритмы численного решения уравнения Власова могут использоваться в других задачах, где применяется это уравнение. К ним относится моделирование поведения намагниченной плазмы, возникающей, например, при взаимодействии межпланетной плазмы с магнитосферой планет, а также высокоэнергетичной плазмы, движущейся вокруг черных дыр и нейтронных звезд.
Ранее мы писали о том, как физики предложили определять массы нейтрино с помощью точного измерения энергии электронов, испущенных при радиоактивном распаде.
Этот астрономический снимок, сделанный космическим телескопом Хаббл НАСА/ЕКА, демонстрирует вид величественной спиральной галактики UGC 11537. Возможности широкоугольной камеры Хаббла в инфракрасном и видимом свете позволили запечатлеть плотно закрученные спиральные рукава галактики, вращающиеся вокруг ее центра. На изображении видны яркие полосы звезд и темные облака пыли, пронизывающие всю галактику.
UGC 11537 находится на расстоянии 230 миллионов световых лет в созвездии Орёл и находится близко к плоскости Млечного Пути. Так близко, что на изображение вползли звезды переднего плана из нашей собственной галактики - две видимые звезды перед UGC 11537 являются пришельцами из Млечного Пути. Шипы, окружающие эти звезды, являются артефактами изображения, называемыми дифракционными шипами. Они являются результатом взаимодействия звездного света со структурой, поддерживающей вторичное зеркало Хаббла.
Это изображение было получено в результате ряда наблюдений, призванных помочь астрономам оценить сверхмассивные черные дыры в центрах далеких галактик. Зоркие наблюдения Хаббла, наряду с данными наземных телескопов, позволили астрономам создать подробные модели массы и движения звезд в этих галактиках, что, в свою очередь, помогает ограничить массу сверхмассивных черных дыр. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1213182553
Астрономы находят ключ к образованию Солнечной системы через малоизвестную звезду
Международное исследование, проведенное астрономами Университета Монаша, посвященное печально известной звезде Ориона, может помочь пролить свет на то, как сформировалась Солнечная система.
В 1936 году в течение года ранее ничем не примечательная слабая звезда Ориона, FU Ori, стала в 250 раз ярче.
"С тех пор FU Ori остается ярким объектом", - сказала Элизабет Борхерт, ведущий автор исследования, которое будет опубликовано в Ежемесячных сообщениях Королевского астрономического общества (MNRAS).
С тех пор был обнаружен целый класс подобных явлений у молодых звезд, известных как события FU Orionis.
"Было предложено много объяснений, но ни одно из них полностью не объясняет это явление", - сказала Элизабет, кандидат философии из Школы физики и астрономии Монаша.
В рамках исследования было проведено 3D-компьютерное моделирование взаимодействующих звезд. Они исследовали, может ли звезда, врезавшаяся в планетообразующий диск вокруг другой звезды, объяснить внезапное изменение яркости.
"Мы показываем, что еще одна звезда, врезающаяся в окружающий диск из газа и пыли, приводит к изменению яркости в 250 раз за один-два года", - сказал соавтор, доцент Кристоф Пинте, также из Школы физики и астрономии Монаша.
"Неожиданностью исследования было то, что именно маленькая звезда - та, которая становится яркой, и это приятно, так как в FU Ori звезда с низкой массой является самой яркой из этой пары", - сказала Элизабет.
Кроме того, команда смогла изучить нагрев в планетообразующем диске, который произошел в результате столкновения второй звезды с диском.
"Загадка нашей солнечной системы заключается в том, что большая часть пыли, обнаруженной в метеоритах, похоже, быстро расплавилась, что может быть объяснено аналогичными нарушениями в нашей Солнечной системе во время ее формирования", - сказал соавтор исследования профессор Дэниел Прайс, также из Школы физики и астрономии Монаша. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1212194156
Гигантские звезды и окончательная судьба Солнца
У астрономов появился новый инструмент, который поможет им понять гигантские звезды. Это подробное исследование точных температур и размеров 191 гигантской звезды. Авторы работы говорят, что она послужит стандартной справкой о гигантских звездах на долгие годы.
Это также прольет свет на то, через что пройдет наше Солнце в конце своей жизни.
Исследование началось в 1997 году, когда группа астрономов начала проводить высокоточные измерения гигантских звезд с помощью испытательного интерферометра Паломарской обсерватории (PTI). Он был построен в качестве испытательного стенда для предстоящего интерферометра Кека на Гавайях. PTI закрылся в 2008 году, и астрономы продолжали собирать данные о планетах-гигантах, пока он не закрылся. После этого астрономы использовали телескопы в обсерватории Лоуэлла, чтобы продолжать собирать данные. К ним также подключились и астрономы-любители.
Джерард ван Белль из обсерватории Лоуэлла руководил исследованием и является его ведущим автором. Он эксперт по интерферометрии и является членом астрономического факультета в Лоуэлле. Он также является главным научным сотрудником Прецизионного оптического интерферометра Военно-морского флота. Исследование озаглавлено "Прямые измерения эффективных температур и линейных радиусов гигантских звезд: калибровка по спектральным типам и V?K цветам" и опубликована в Астрофизическом журнале.
Звезды-гиганты отличаются от звезд главной последовательности или карликовых звезд. Весь водород, доступный для синтеза в их ядрах, истощен, и они покинули основную последовательность. По сравнению со звездой главной последовательности или карликовой звездой с той же температурой гигантская звезда будет более яркой и будет иметь больший радиус. Они могут быть в десятки и тысячи раз ярче Солнца и иметь радиусы, в несколько сотен раз превышающие солнечные. Звезды, более яркие, чем звезды-гиганты, называются сверхгигантами и гипергигантами.
Это не первый случай, когда астрономы проводят детальное исследование гигантских звезд. В одном из исследований 2003 года было обследовано 85 гигантских звезд с помощью звездного интерферометра Mark III в обсерватории Маунт-Уилсона. Но эта новая модель примечательна не только количеством измеренных звезд, но и своей высокой точностью. PTI был высокоэффективным и частично роботизированным. По словам авторов, это позволило ему собирать "... большие объемы данных о видимости звездной полосы в любую ночь...". Он также собирал данные в промежутках между другими запланированными наблюдениями. В пресс-релизе Ван Белль сказал: "В лучшем случае каждое второе исследование составляет лишь половину этого объема с точки зрения количества звезд".
Измерения температуры особенно точны и в два-четыре раза точнее, чем в предыдущих исследованиях. "Это означает, что если вы скажете мне, какого цвета звезда, или если вы скажете мне, что это за тип звезды, я смогу сообщить вам ее температуру и буду уверен в этом", - объяснил ван Белль.
Это исследование ценно по ряду причин, в том числе для изучения экзопланет.
Когда астрономы находят экзопланету, почти все, что они могут узнать о ней, связано со звездой, вокруг которой она вращается. Масса, светимость и размер звезды используются для определения характеристик планеты, таких как ее масса, размер и плотность. Таким образом, чем точнее измерения звезд, тем точнее измерения планет.
Исследование также может рассказать нам, что ждет Солнце.
Астрономы знают, что в конце концов Солнце превратится в красного гиганта и увеличится в размерах, поглотив Меркурий и Венеру, а может быть, и Землю. Но мы многого не знаем об этом процессе и о гигантских звездах в целом. Величина опухоли неясна, по оценкам, она в 10-100 раз превысит ее нынешний размер. Данные этого исследования помогут астрономам понять, что произойдет с Солнцем, когда оно набухнет, а также объяснят некоторые текущие процессы нашей звезды. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1212194051
Общая теория относительности Эйнштейна проходит одно из самых сложных испытаний на сегодняшний день
Общая теория относительности выдержала, пожалуй, самый сложный вызов на сегодняшний день.
Теория, которую Альберт Эйнштейн опубликовал в 1916 году, произвела революцию в нашем понимании физики и космоса. Она объясняет гравитацию как следствие гибкости пространства-времени: массивные объекты деформируют пространство-время, создавая впадины, вокруг которых вращаются другие тела.
Ученые неоднократно проверяли общую теорию относительности на протяжении последних 105 лет, пытаясь найти ситуации или обстоятельства, в которых она оказывается недостаточной. Они еще не нашли ни одного.
В новом исследовании ученые сообщают о результатах одного из самых амбициозных и сложных вызовов общей теории относительности, когда-либо предпринимавшихся. Они проанализировали наблюдения системы с двойным пульсаром, сделанные семью различными радиотелескопами по всему миру с 2003 по 2019 год.
Пульсары - это разновидность нейтронной звезды или сверхплотного звездного остатка, которые излучают мощные пучки излучения и частицы со своих магнитных полюсов. Эти лучи непрерывны, но они кажутся пульсирующими (отсюда и название), потому что пульсары вращаются; этот свет можно увидеть только тогда, когда полюс направлен на Землю.
Пара пульсаров, которую исследовала группа, находится примерно в 2400 световых годах от Земли. Один из пульсаров вращается 44 раза в секунду, в то время как другой совершает один оборот каждые 2,8 секунды. По словам членов команды, два объекта вращаются вокруг общего центра масс каждые 147 минут, каждый из них движется в пространстве со скоростью около 1 миллион километров в час.
"Такое быстрое орбитальное движение компактных объектов, подобных этим, - они примерно на 30% массивнее Солнца, но всего около 24 километров в поперечнике - позволяет нам проверить множество различных предсказаний общей теории относительности - всего семь!", - говорится в заявлении соавтора исследования Дика Манчестера из Организации научных и промышленных исследований Содружества (CSIRO), национального научного агентства Австралии.
И качество соответствовало количеству: исследование достигло уровней точности, беспрецедентных для проверки общей теории относительности, сказали члены команды.
"Помимо гравитационных волн и распространения света, наша точность позволяет нам также измерять эффект «замедления времени», из-за которого часы замедляются в гравитационных полях", - сказал Манчестер. "Нам даже нужно принять во внимание знаменитое уравнение Эйнштейна E = mc2 при рассмотрении влияния электромагнитного излучения, испускаемого быстро вращающимся пульсаром, на орбитальное движение".
Как показало исследование, все семь проверенных предсказаний подтвердились. Таким образом, общая теория относительности остается непобежденной - но это не означает, что исследователи должны прекратить попытки найти в ней трещины.
"Общая теория относительности несовместима с другими фундаментальными силами, описанными квантовой механикой. Поэтому важно продолжать проводить самые строгие тесты на общую теорию относительности, насколько это возможно, чтобы выяснить, как и когда теория рушится", - сказал соавтор Роберт Фердман, физик из Университета Восточной Англии, в том же заявлении.
"Обнаружение любого отклонения от общей теории относительности стало бы крупным открытием, которое открыло бы окно в новую физику, выходящую за рамки нашего нынешнего теоретического понимания Вселенной", - добавил Фердман. "И это может помочь нам в конечном итоге открыть единую теорию фундаментальных сил природы".
Один из G-объектов в центре Млечного Пути оказался тройкой молодых звезд*
Орбиты G2, OS1 и OS2 относительно Стрельца А* (черной дыры в центре Млечного Пути). Florian Peißker et al. / The Astrophysical Journal, 2021
Наземный телескоп VLT помог астрономам разобраться в природе одного из загадочных G-объектов, вращающихся вокруг черной дыры в центре Млечного Пути. Ученые доказали, что объект G2 не является протяженным газопылевым облаком, а состоит из трех молодых звезд, окруженных пылевыми оболочками. Статья опубликована в The Astrophysical Journal.
G-объекты представляют собой необычный класс объектов, расположенных в ближайших окрестностях сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути. Впервые их обнаружили в 2005 году, а в прошлом году выделили в отдельную категорию астрофизических явлений. Они демонстрируют свойства как газопылевых облаков, так и звездоподобных тел, достаточно крупны и могут быть результатом слияния двух звезд.
Среди G-объектов выделяется G2, который в 2014 году сильно сблизился с черной дырой. Тогда предполагалось, что это обширное облако газа и пыли, которое будет растянуто приливными силами со стороны черной дыры и вызовет всплеск ее активности. Однако всплеска ученые так и не увидели, а в дальнейшем модель облака без плотного ядра уступила модели звезды, заключенной в плотную газопылевую оболочку. Предполагается, что G2 может быть молодым звездным объектом, окруженный сильно запыленной оболочкой, что вписывается в сценарий процессов звездообразования в центральной зоне галактики и позволяет объяснить наблюдаемую компактность объекта и другие его свойства. Однако эта гипотеза нуждалась в подтверждении данными наблюдений.
Группа астрономов во главе с Флорианом Пайсскером (Florian Peiβker) из Кельнского университета опубликовала результаты анализа данных наблюдений, полученных в ближнем инфракрасном диапазоне, в период с 2005 по 2019 год, при помощи спектрографа SINFONI, установленного на комплексе телескопов VLT в Чили.
Движение объекта G2 по орбите вокруг черной дыры (отмечена крестиком) по данным VLT. Florian Peißker et al. / The Astrophysical Journal, 2021
Оказалось, что ионизированный газ, который должен был быть связан с хвостом G2, на самом деле не связан с ним, а находится внутри скопления S-звезд. Сам же хвост G2 состоит из двух изолированных и компактных источников излучения. Несмотря на то, что элементы орбит для OS1 и OS2 различны, первый источник показывает сходство в наклонении и аргументе перицентра с G2. G2 прошел свой перицентр в 2014 году, OS1 сделал это в 2020, а OS2 — в 2029 году. Наблюдаемые свойства объектов можно описать в рамках моделей звезд, возрастом менее 107 лет, еще аккрецирующих вещество и окруженных несферическими газопылевыми оболочками. В частности, G2 подходит под модель звезды типа Т Тельца. Таким образом, второй объект из класса G-тел представляет собой не протяженное газовое облако, а три молодые звезды (G2, OS1 и OS2), являющиеся остатками звездного скопления, образование которого началось в околоядерном диске вокруг черной дыры.
Ранее мы рассказывали о том, как ALMA отыскала несколько десятков протозвезд в центре Млечного Пути и как сверхмассивная черная дыра помогла родиться новым звездам.
Астрономы нашли еще одну галактику без темной материи*
PV-диаграмма для богатой газом ультрадиффузной карликовой галактики AGC 114905 P. E. M. Piña et al. / arXiv.org, 2021
Астрономы обнаружили еще одну галактику, скорость вращения которой объясняется наличием одного только барионного вещества. Измеренные скорости согласуются с наличием небольшого количества темной материи, но оно не укладывается ни в одну космологическую модель формирования галактик. Препринт статьи выложен на arXiv.org, работа принята к публикации в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Предположение о существовании темной материи во Вселенной было сделано в 1930-е годы американским астрофизиком Фрицем Цвикки для объяснения расхождения между измеренной им скоростью движения галактик в скоплении Волосы Вероники и той скоростью, которую можно было ожидать исходя из наблюдаемой в телескоп суммарной массы вещества в скоплении. Присутствие в нем достаточного количества неизвестной ранее материи, которая и была названа темной материей, могло объяснить слишком высокую измеренную скорость галактик. Эта гипотеза была подтверждена в 1970-е годы наблюдениями астронома Веры Рубин, которая измерила скорости вращения звезд, находящихся на периферии галактики Андромеды, и обнаружила, что они близки к скоростям звезд вблизи центра, что опять же было несовместимо с наблюдаемой массой вещества в галактике. Как и в случае с наблюдениями Цвикки, проблема решалась наличием большого количества невидимой материи, причем ее масса должна была в десятки раз превышать массу барионного вещества. Существование темной материи подтверждается также особенностями неоднородности космического микроволнового фона и тем, что без этой субстанции галактики и их кластеры не успели бы сформироваться за время жизни Вселенной.
Учитывая важную роль, которую темная материя играет при объяснении динамики галактик и их скоплений, открытие (1, 2) галактик, не содержащих этого типа вещества, стало для ученых неожиданностью. Обнаруженные галактики относятся к типу ультрадиффузных карликовых галактик, с плотностью вещества и светимостью в сотни и тысячи раз меньше, чем у Млечного Пути. Позже, однако, аномальность этих галактик была поставлена под сомнение: оказалось, что до одной из них астрономы неправильно измерили расстояние, что привело к неправильной оценке масс разных типов вещества в ней, а из второй темная материя могла быть вытянута соседней массивной галактикой. Казалось бы, эти корректировки решили проблему существования галактик без темной материи.
Однако в 2021 году группа астрофизиков из Великобритании, Нидерландов и США под руководством Павела Мансеры Пиньи (Pavel E. Mancera Piña) из Гронингенского университета и института ASTRON обнаружила галактику AGC 114905, в которой также нет или почти нет темной материи. Эта галактика расположена на расстоянии 76±5 мегапарсек от Земли и представляет собой диск, в котором плотность звезд затухает как e-r/R при удалении от центра на расстояние r, а характерный масштаб расстояний R равен 1,79±0,04 килопарсека. Масса галактики равна (1,4±0,3)×109 масс Солнца. Суммарное время наблюдения за галактикой с помощью телескопа VLA составило 40 часов в период с июля по октябрь 2020 года. Как и предыдущие два кандидата в галактики без темной материи, ультрадиффузная карликовая галактика AGC 114905 богата газом.
Зависимость плотности звезд и межзвездного газа от расстояния до центра галактики, которая дает измеренные скорости вращения вещества P. E. M. Piña et al. / arXiv.org, 2021
Исследователи измерили скорости вращения вещества в галактике, и оказалось, что для их объяснения не нужно никакой темной материи — хватает и обычного барионного вещества, сосредоточенного в звездах и межзвездном газе. Если темная материя в галактике и есть, то ее не в десятки раз больше, чем барионной, как в большинстве галактик (или хотя бы в 5, как во Вселенной в среднем), а приблизительно в шесть раз меньше, что никак не укладывается в современные космологические модели формирования галактик.
График зависимости скорости вращения вещества в галактике AGC 114905 от расстояния до ее центра. Красными кружками обозначены данные наблюдений, а линиями — вклад в эту скорость, вносимый барионами (фиолетовая пунктирная линия), темной материей (черная сплошная линия) и их суммарный вклад (оранжевая линия), полученные с помощью моделирования P. E. M. Piña et al. / arXiv.org, 2021
График зависимости скорости вращения вещества в галактике AGC 114905 от расстояния до ее центра. Красными кружками обозначены данные наблюдений, а линиями — вклад в эту скорость, вносимый барионами (фиолетовая пунктирная линия), звездами (желтая пунктирная линия) и межзвездным газом (синяя пунктирная линия), полученные с помощью моделирования P. E. M. Piña et al. / arXiv.org, 2021
Ученые считают, что длительное и тщательное наблюдение за галактикой AGC 114905, которое они вели, исключает возможность существенной ошибки в определении расстояния до нее — а именно это стало причиной ошибочного вывода об отсутствии темной материи в одном из предыдущих случаев. Также в окрестностях AGC 114905 нет и достаточно массивного компаньона, который мог бы вытянуть из нее темную материю. Еще одно потенциальное разрешение загадки с необычно малой массой темной материи в галактике — это очень большой размер гало при очень малой его плотности, но это, как и уже упомянутая низкая плотность сама по себе, не укладывается в современное понимание процесса образования галактик. Для проверки этой гипотезы необходимо измерить скорости движения вещества в галактике на большем расстоянии от центра, но исследователи считают это решение крайне маловероятным.
Иногда для объяснения отсутствия наблюдений частиц темной материи в лабораторных экспериментах используется гипотеза, утверждающая, что темной материи не существует, а противоречие наблюдаемой скорости движения вещества в галактиках и предсказаний теории объясняется тем, что теорию гравитации необходимо модифицировать на галактических масштабах. Эта теория называется Модифицированная ньютоновская динамика (MOND). Однако предсказания этой теории тоже сильно расходятся с наблюдениями за AGC 114905.
График зависимости скорости вращения вещества в галактике AGC 114905 от расстояния до ее центра. Красными кружками обозначены данные наблюдений, фиолетовой линией — скорость вещества, определяемая наблюдаемым барионным веществом в стандартной теории гравитации, а зеленой линией — предсказание MOND P. E. M. Piña et al. / arXiv.org, 2021
Исследователи называют основным возможным источником ошибки неправильную оценку угла наклона галактики, но указывают на то, что для согласования данных наблюдений за AGC 114905 с существующим пониманием космологии эта ошибка должна быть неправдоподобно велика. Тем более, что в последнее время появились еще пять кандидатов в галактики без темной материи, которые имеют разный наклон по отношению к линии наблюдения за ними с Земли. Ученые считают, что для подтверждения отсутствия темной материи в некоторых карликовых ультрадиффузных галактиках требуются дальнейшие астрономические наблюдения.
Подробно об открытии темной материи, ее свойствах и способах обнаружения можно прочитать в нашем материале «Невидимый цемент Вселенной».
МОСКВА, 14 дек — РИА Новости. Ученые использовали данные космической миссии Gaia для создания новой карты внешнего диска Млечного Пути. При этом они обнаружили свидетельства ранее существовавших у нашей Галактики спиральных рукавов. Результаты исследования опубликованы в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.
Главная задача обсерватории Gaia Европейского космического агентства (ESA) — составить подробную карту распределения звезд нашей Галактики с учетом их движения. Исследователи из Испании и Великобритании проанализировали информацию, собранную обсерваторией с декабря 2020 года, и построили схему, на которой нашли отражение многие ранее неизвестные вращающиеся нитевидные структуры на краю диска.
Причем их количество оказалось слишком большим, чтобы объяснить появление прошлыми взаимодействиями с мелкими галактиками-спутниками, как это предполагают общие модели образования Млечного Пути. Авторы считают, что это остатки приливных рукавов диска Млечного Пути, которые в разное время возбуждались различными галактиками-спутниками. Наша Галактика сейчас окружена примерно 50 такими спутниками и в прошлом поглотила множество других галактик. Считается, что сейчас структура Млечного Пути нарушается карликовой галактикой Стрельца, но в более далеком прошлом он взаимодействовал с другим спутниками, такими, например, как карликовая галактика Гайя-Энцелад, известная также как "галактика-сосиска", обломки которой рассеялись на окраинах Млечного Пути.
В более раннем исследовании эта же группа ученых под руководством Шервена Ляпорта из Института космических наук Университета Барселоны установила, что в одной из нитевидных структур внешнего диска есть звезды, возраст которых в основной своей массе превышает восемь миллиардов лет. То есть она не могла образоваться при взаимодействии с одной только относительно молодой галактикой Стрельца.
"Мы считаем, что диски реагируют на удары спутников, которые создают вертикальные волны, распространяющиеся, как рябь на пруду", — приводятся в пресс-релизе Королевского астрономического общества слова Ляпорта.
Альтернативная точка зрения на образования нитевидных структур предполагает, что они фиксируют гребни крупномасштабных вертикальных искажений в диске Млечного Пути. Чтобы точно установить, какая из двух гипотез правильная, авторы планируют продолжить исследования с помощью телескопа Уильяма Гершеля на Канарских островах. Специальная программа предусматривает изучение звездного населения в каждой из структур.
"Обычно эти области Млечного Пути остаются малоизученными из-за пыли, которая сильно заслоняет большую часть промежуточной плоскости Галактики. Хотя пыль влияет на яркость звезды, ее движение остается неизменным. Мы были очень взволнованы, увидев, что данные о движениях звезд помогли нам обнаружить эти нитевидные структуры", — объясняет Ляпорт.
По его словам, теперь остается выяснить, что это такое, как они появились, почему в таком большом количестве и что они могут рассказать нам о Млечном Пути, его формировании и эволюции. https://ria.ru/20211214/galaktika-1763669645.html
HH 666: пылевой столб с джетом в Киле
Авторы и права: НАСА, ЕКА, Космический телескоп им.Хаббла; Обработка и авторские права: Мехмет Хакан Озарак Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Некоторым это может показаться похожим на улей. На самом деле это изображение, полученное Космическим телескопом им.Хаббла, запечатлело космический пылевой столб длиной в два световых года, внутри которого находится объект Хербига-Аро 666 – молодая звезда, выбрасывающая мощный джет. Столб расположен в одной из самых больших областей звездообразования в нашей Галактике – туманности Киля, которая сияет на южном небе и удалена от нас на 7500 световых лет. Слоистая структура столба сформирована ветрами и излучением молодых, горячих, массивных звезд в Киле. Некоторые из них все еще образуются внутри туманности. Инфракрасный свет проникает сквозь пыль и помогает увидеть два узких мощных джета, выбрасываемых из все еще скрытой новорожденной звезды. http://www.astronet.ru/db/msg/1793374
Мы узнали, что вызвало «Корову» – невероятно яркий космический взрыв
Причина загадочного космического взрыва — настолько яркого, что привела к классификации взрыва нового типа – теперь раскрыта.
Согласно анализу события 2018 года, получившего название «Корова» (AT2018cow), вероятно, это был необычный вид сверхновой звезды с коллапсом ядра, которая привела к образованию компактного космического объекта, нейтронной звезды или маленькой черной дыры.
AT2018cow был обнаружен 16 июня 2018 года и сразу же произвел впечатление. Вспышка была невероятно короткой и невероятно яркой, примерно в 100 раз ярче, чем типичная сверхновая. Это настолько ярко, что изначально считалось, что AT2018cow взорвалась в Млечном Пути. Астрономы были ошеломлены, когда выяснили, что он на самом деле исходит из галактики, удаленной от нас на 200 миллионов световых лет.
После «Коровы» было обнаружено больше взрывов с аналогичным профилем. Они были названы быстрыми синими оптическими транзиентами (FBOT), и астрономы стремились разобраться в причинах их возникновения.
Одним из возможных вариантов была вспышка приливного разрушения от черной дыры, поглощающей другой плотный объект, такой как белый карлик; или от черной дыры промежуточной массы, которая больше чем в 850 раз превышает массу Солнца, отделяющего материал от проходящей звезды.
Другим вариантом был тип сверхновой с коллапсом ядра, в котором ядро звезды, больше не поддерживаемое внешним давлением термоядерного синтеза, коллапсирует под действием собственной гравитации в сверхплотный объект.
Один из способов определить, какой из этих сценариев наиболее вероятен, — это внимательнее изучить рентгеновские данные, что и сделали ученые.
Данные, которые они проанализировали, были получены от рентгеновского телескопа NASA Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER), который прикреплен к Международной космической станции.
На основе этих данных исследователи обнаружили, что что-то внутри AT2018cow пульсирует в мягких рентгеновских лучах, испуская вспышку каждые 4,4 миллисекунды в течение всего 60-дневного периода наблюдения. Эта периодичность накладывает довольно жесткие ограничения на физический механизм, производящий рентгеновские лучи; что бы оно ни было, оно не может быть больше 1000 километров в диаметре.
Периодические пульсации могут создаваться разными механизмами, в зависимости от того, что представляет собой компактный объект. Если это нейтронная звезда, скорость ее вращения может составлять 4,4 миллисекунды. Если это черная дыра, излучение может быть вызвано – материей взорвавшейся вовремя падения сверхновой обратно в новорожденную черную дыру, генерируя рентгеновское излучение.
Однако по любой из этих моделей все еще остаются вопросы, на которые нет ответа. Для нейтронной звезды узость частотного диапазона излучения трудно объяснить. Для черной дыры такие характеристики, как рентгеновская яркость и стабильность, трудно объяснить.
Дальнейшие исследования могут помочь нам лучше изучить некоторые из самых экстремальных объектов во Вселенной.
Обнаружены новые остатки сверхновой под названием G17.8+16.7
Астрономы из Коста-Рики и Австралии сообщают об обнаружении новых остатков сверхновой в результате изучения гамма-источника, известного под названием FHES J1723.5−0501. Исследователи нашли, что этот источник представляет собой остатки сверхновой, и дали ему обозначение G17.8+16.7.
Остатки сверхновых представляют собой диффузные, расширяющиеся в пространство структуры, образующиеся в результате взрыва сверхновой. Они содержат изверженный материал, расширяющийся в результате взрыва, а также другой материал из межзвездного пространства, который был захвачен в результате прохождения ударной волны со стороны взорвавшейся звезды.
Изучение остатков сверхновой представляет интерес для астрономов, поскольку они играют ключевую роль в эволюции галактик, так как рассеивают химические элементы, образовавшиеся в результате звездных взрывов, а также энергию, идущую на нагрев межзвездной среды. Считается также, что остатки сверхновой отвечают за ускорение галактических космических лучей.
Объект FHES J1723.5−0501 представляет собой гамма-источник, обнаруженный за пределами плоскости галактики при помощи космического аппарата Fermi («Ферми») НАСА. Проведенные ранее наблюдения показали присутствие не поддающейся классификации радиооболочки в окрестностях юго-западного края этого источника, показывающей, что объект FHES J1723.5−0501 может быть связан с остатками сверхновой или туманностью пульсарного ветра.
В новой работе группа астрономов под руководством Мигеля Арайи (Miguel Araya) из Университета Коста-Рики приводит новые подтверждения того, что объект FHES J1723.5−0501 представляет собой остатки сверхновой. Это исследование базируется на анализе архивных данных, собранных в основном при помощи обзоров неба Very Large Array Sky Survey (NVSS) и Continuum map of the HI Parkes All-Sky Survey (CHIPASS).
Согласно исследованию, объект G17.8+16.7 представляет собой хорошо различимую эллиптическую оболочку с яркими границами, которая является более плотной, яркой и хорошо очерченной в восточном направлении. Размер этой радиооболочки составляет от 51 до 45 угловых минут.
Общая плотность потока излучения со стороны источника G17.8+16.7 на частоте 1,4 гигагерца составляет 2,1 янского, в то время как на частоте 2,3 гигагерца она эквивалентна 1,45 янского. Эти измерения позволили вычислить спектральный индекс по двум точкам, который составил примерно -0,75. Это значение величины спектрального индекса хорошо согласуется с нетепловым излучением со стороны остатков сверхновой, которые активно испускают синхротронное излучение.
Согласно этим результатам, остатки сверхновой SNR G17.8+16.7 располагаются на расстоянии от 4500 до 11 400 световых лет от Земли. Астрономы считают, что возраст этих остатков сверхновой составляет примерно 10 000 лет, однако они не исключают полностью альтернативные оценки возраста объекта. Для разрешения этих неопределенностей потребуются дополнительные наблюдения, говорят авторы.
Астрономы уточнили массу сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути
Положение звезд, обращающихся вокруг Стрельца A* (в центре), в конце марта 2021 года по данным приемника GRAVITY. GRAVITY collaboration / ESO
Астрономы из коллаборации GRAVITY опубликовали самые точные на сегодняшний день оценки массы и расстояния до сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути. Сделать это им помогли данные наблюдений наземных телескопов за несколькими близкими к черной дыре звездами. Статья опубликована в журнале Astronomy&Astrophysics.
Вблизи сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути вращаются звезды из S-скопления, которые сыграли в истории астрономии крайне важное значение, позволив в 2002 году подтвердить существование самой черной дыры, связанной с компактным радиоисточником Стрелец А*. Астрономы уже много лет ведут за ними наблюдения, которые помогают проверить ряд явлений, предсказанных Общей теорией относительности. В частности, наблюдения за звездой S2, которая три года назад приблизилась к черной дыре на расстояние менее 20 миллиардов километров, позволили астрономам из коллаборации GRAVITY впервые подтвердить предсказанные особенности движения звезды в сильном гравитационном поле, наложить ограничения на нарушаемость принципа локальной пространственной инвариантности и увидеть прецессию Шварцшильда орбиты звезды.
Группа астрономов во главе с Райнхардом Генцелем (Reinhard Genzel) из Института внеземной физики Общества Макса Планка и коллаборации GRAVITY опубликовала новые результаты анализа данных наблюдений за близкими к Стрельцу А* звездами, полученными в период с 2017 по 2021 год при помощи приемника GRAVITY, работавшего в составе интерферометра VLTI, который включает в себя все четыре телескопа комплекса VLT. Кроме того, ученые использовали данные наблюдений приемников NACO и SINFONI, установленных на отдельных телескопах VLT, а также NIRC2 и GNIRS, установленных на телескопах обсерваторий Кека и «Джемини-Север». Целями наблюдений стали звезды S2, S29, S38 и S55, а также S300, которая ранее не регистрировалась.
GRAVITY collaboration / ESO
Чтобы достичь очень высокой детализации изображений звезд, получаемых на VLTI, исследователи использовали метод теории информационного поля. Он заключается в создании модели источников излучения и последующем сравнении реальных данных, получаемых GRAVITY, с моделью, что позволило точно отслеживать отдельные звезды. Звезды продемонстрировали значительное ускорение своего движения в период с марта по июль 2021 года, поскольку проходят перицентры своих орбит вокруг черной дыры в период с 2018 по 2023 год. В частности, S29 находится на орбите с периодом 90 лет и прошла свой перицентр в конце мая 2021 года, оказавшись на минимальном расстоянии сто астрономических единиц от Стрельца А*. При этом звезда двигалась со скоростью 8740 километров в секунду.
В итоге удалось уточнить массу черной дыры, которая составила (4,297±0,012)×106 масс Солнца, и расстояние до нее — 8277±9 парсек. Ожидается, что в 2022 году звезды S38 и S42 пройдут перицентры своих орбит, а ввод в строй будущего приемника GRAVITY+ и телескопа ELT позволит увеличить чувствительность и детализацию наблюдений, что позволит найти другие звезды вокруг черной дыры.
Ранее мы рассказывали о том, как выглядят окрестности сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути.
Немецкие физики сообщили о возможном открытии тетранейтрона
Тетранейтрон Technical University of Munich
Группа немецких физиков сообщила об обнаружении частицы, состоящей из четырех нейтронов с достоверностью три стандартных отклонения. Существование этой частицы противоречит современным эффективным моделям ядерных сил, а исследование ее свойств может оказаться полезным для лучшего понимания нейтронного вещества, из которого по большей части состоят нейтронные звезды. Исследование опубликовано в Physics Letters B.
Физиков давно интересует вопрос о возможности существования частиц, состоящих из нескольких нейтронов. Это важно как для проверки современной теории ядерных сил (она запрещает существование тетранейтрона), так и для лучшего понимания физики нейтронного вещества, из которого по большей части состоят нейтронные звезды. Динейтрон, то есть частица, состоящая из двух нейтронов, был открыт экспериментально, и оказался короткоживущим резонансом со временем жизни примерно 10-22 секунды. Состоящий из трех нейтронов тринейтрон никогда не наблюдался экспериментально. Поиски тетранейтрона ведутся еще с 60-х годов прошлого века, но до последнего времени не было убедительных доказательств его существования.
Впервые физики сообщили об обнаружении тетранейтрона в эксперименте по бомбардировке углеродной мишени атомами бериллия, одним из продуктов которой и была новая частица, в 2001 году. Однако позже в анализе эксперимента были найдены ошибки, а попытки воспроизвести результаты эксперимента другими методами не увенчались успехом. Следующие сообщения об открытии этой частицы поступили в 2016 году от физиков, работавших в институте физико-химических исследований RIKEN, которые обнаружили резонанс со временем жизни около 10-21 секунды в эксперименте по бомбардировке жидкой мишени, состоящей из гелия 4He, пучком богатого нейтронами изотопа гелия 8He, который они идентифицировали как тетранейтрон. Точность этого эксперимента, однако, была достаточно низка (измеренная энергия связи четырех нейтронов в тетранейтроне составила 0,83±1,41 мегаэлектронвольт), так что их открытию требовалось независимое подтверждение.
В 2021 году группа физиков из Германии, Саудовской Аравии и Судана под руководством Томаса Фестерманна (Thomas Faestermann) из Мюнхенского технического университета провела эксперимент по поиску тетранейтрона 4n в реакции 7Li + 7Li → 10C + 4n на исследовательском кампусе этого университета в Гархинге.
При столкновении пучка ионов лития, разогнанных с помощью тандемного ускорителя Ван де Граафа, с литиевой мишенью рождался углерод и тетранейтрон Technical University of Munich
Для этого физики разгоняли ионы лития 7Li3+ с помощью тандемного ускорителя Ван де Граафа до кинетической энергии 46 мегаэлектронвольт, что соответствует скорости, равной примерно 12 процентам от скорости света, и сталкивали их с мишенью. В качестве нее использовались слои 7LiO2 плотностью 100 микрограмм на квадратный сантиметр, нанесенные на углеродную фольгу, имевшую плотность 20 микрограмм на квадратный сантиметр.
Измеряя энергию 10С, физики смогли восстановить массу тетранейтрона, которая равна сумме энергии связи четырех нейтронов и их энергий покоя. Вероятность того, что в эксперименте действительно был обнаружен тетранейтрон, составила более 99,7 процента, что соответствует достоверности три стандартных отклонения. Получившаяся энергия связи тетранейтрона оказалась положительной, и равной 0,42 ±0,16 мегаэлектронвольта. Тетранейтрон нестабилен относительно β-распада, и при измеренной энергии связи его время жизни составляет около 450 секунд, что близко к времени жизни свободного нейтрона, равного приблизительно 900 секундам.
Экспериментаторы ожидают независимого подтверждения существования тетранейтрона, потому что в физике частиц принято считать существование частицы или какого-либо эффекта доказанным, если достоверность обнаружения превышает пять стандартных отклонений.
Ранее мы писали об экспериментальном обнаружении других экзотических частиц — тетракварка и пентакварка.
Авторы и права: Жуоксиао Ванг, космический телескоп Янгванг-1, компания Origin.Space Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Как комета Леонарда выглядит из космоса? Это изображение в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах было получено пять дней назад космическим телескопом Янгванг-1 компании Origin.Space. На нем запечатлена не только яркая комета, но и несколько других космических явлений. Комета C/2021 A1 (Леонарда) с длинным хвостом видна около центра картинки. Земля находится в нижнем правом углу, свечение слоев земной атмосферы пересекает картинку по диагонали из нижнего левого до верхнего правого углов. Следы двух спутников видны на фоне множества звезд, рассеянных по дальнему фону вверху слева. Слабые светящиеся полосы, идущие перпендикулярно свечению атмосферы – полярные сияния. Наконец, на снимке запечатлен метеор, оставивший след прямо под свечением атмосферы. Вы сможете увидеть комету Леонарда с поверхности Земли в течение нескольких следующих дней, если будете смотреть на западный горизонт после заката или перед рассветом. http://www.astronet.ru/db/msg/1793685
Впервые в истории космический зонд «коснулся» Солнца
Это невероятный исторический факт, когда космический корабль приблизился и вступил в контакт с Солнцем.
28 апреля 2021 года солнечный зонд НАСА Parker Solar Probe фактически пролетел в солнечной короне, верхних слоях атмосферы Солнца. Он не только дожил до того, чтобы рассказать историю — доказав эффективность высокотехнологичной защиты от тепла Parker, но и провел измерения на месте, что дало нам огромное количество неизвестных ранее данных о самом сердце нашей Солнечной системы.
Parker Solar Probe был запущен в 2018 году, его основная цель — исследовать солнечную корону. В своей запланированной семилетней миссии он должен совершить в общей сложности 26 близких подходов или перигелий к Солнцу, используя в общей сложности семь гравитационных маневров Венеры, чтобы приблизиться. Апрельский перигелий был восьмым и первым, действительно вошедшим в корону.
За пять часов пребывания в солнечной атмосфере Паркер измерил флуктуации магнитного поля Солнца и собрал образцы частиц. Ранее наши оценки этих свойств основывались на теоретических расчетах.
яркие детали, видимые на изображениях, являются корональными косами, которые обычно можно увидеть с Земли только во время затмения. Они были сфотографированы зондом Parker во время девятого перигелия в августе этого года. (NASA/Johns Hopkins APL/Naval Research Laboratory)
У Солнца нет твердой поверхности. Вместо этого его граница определяется тем, что мы называем критической поверхностью Альфвена, где гравитация и магнитные поля Солнца слишком слабы, чтобы удерживать солнечную плазму.
Выше этой точки возникает солнечный ветер, который мощно дует через Солнечную систему с такой скоростью, что волны ветра отрываются от Солнца. То, что мы называем «поверхностью» Солнца, состоящее из взбалтывающейся плазмы конвективных ячеек и известное как фотосфера, находится намного ниже.
Одной из целей зонда было узнать больше о критической поверхности Альфвена; а именно, где он находится и какова его топография, поскольку мы не знали ни того, ни другого. По оценкам, критическая поверхность Альфвена находится где-то между 10 и 20 солнечными радиусами от центра Солнца. Паркер вошел в корону на расстоянии 19,7 радиуса Солнца, опустившись до 18,4 радиуса Солнца во время пролета.
2 ноября 2021 года комета 67P/Чурюмова-Герасименко в очередной раз прошла точку своего перигелия на расстоянии 1,2 а.е. или 180 млн км от Солнца, а спустя 10 дней произошло ее максимальное сближение с Землей на расстояние 0,4 а.е. или 60 млн км. Согласно всем прогнозам, ее яркость после сближения с нашей планетой должна была начать снижаться, но она по какой-то причине этого не делает. Блеск кометы практически застыл на уровне примерно +9-й зв. вел.
Кстати, текущее появление кометы является лучшим в 21-м веке (t.me/astrozapiski/511), и очень символично, что в нем она демонстрирует обширную газовую кому, пылевой хвост, антихвост и пылевой след длиной как минимум 20 градусов или 40 лунных дисков! Она является отличной целью для астрофотографов обладающих как крупными, так и мелкими апертурами!
Сейчас комета перемещается на фоне созвездия Рак. В ближайшие дни опорным объектом для ее поиска может служить звезда ро2 или 58 Рака (+5,2 зв. вел.). Общая поисковая карта: aalert.in/67Pwide. Подробная поисковая карта: aalert.in/67P. https://aboutspacejornal.net/2021/12/14/комета-чурюмова-герасименко-не-спеши/
Анализ образца из миссии «Аполлон-17» меняет представление об истории Луны
Считается, что Луна сформировалась из обломков, выброшенных в результате столкновения молодой Земли с протопланетой. Во время этого процесса спутник настолько сильно разогрелся, что образовался магматический океан глубиной более тысячи километров, который затем остывал и затвердевал.
Повторный анализ образца лунного грунта, доставленного на Землю американскими астронавтами в 1972 году в рамках миссии «Аполлон-17», раскрыл новые данные об охлаждении и эволюции Луны. Результаты исследования представлены в журнале Nature Communications.
«Используя современные аналитические методы с высоким разрешением, мы исследовали образец троктолита 76535. Измеренная в нем концентрация фосфора и его диффузия указывают на быстрое охлаждение магмы в лунной коре, длившейся около 20 миллионов лет. Это открытие ставит под сомнение предыдущие оценки продолжительности охлаждения в 100 миллионов лет», – отмечают авторы исследования.
Астронавт миссии «Аполлон-17» Харрисон Шмитт. Credit: NASA
Полученные данные свидетельствуют о том, что ранняя история эволюции и охлаждения Луны более сложна, чем предполагалось ранее. Исследование демонстрирует ценность повторного изучения старых лунных образцов и то, как быстро новые данные могут изменить наше понимание планетарной эволюции. https://in-space.ru/analiz-obraztsa-dos … orii-luny/
Когда погаснет Солнце: эра тьмы
Светило, которому обязаны своим существованием и наша планета, и ее биосфера, и человеческая цивилизация, с точки зрения астрономов вполне банально. И что будет если Солнце погаснет навсегда, для них тоже не является большой тайной.
Алексей Левин
Прежде чем понять может ли Солнце погаснуть, следует выяснить то, как же зародилась самая близкая к нам звезда. Согласно общепринятым оценкам, Солнце возникло 4,59 млрд лет назад: разумеется, наше дневное светило родилось не на пустом месте. Его матерью было исполинское газопылевое облако, состоящее в основном из молекулярного водорода, которое под действием собственного тяготения медленно сжималось и деформировалось, пока не превратилось в плоский диск. Не исключено, что имел место и отец в лице космического события, которое увеличило гравитационную нестабильность облака и подхлестнуло его коллапс (таковым могла оказаться встреча с массивной звездой или же взрыв сверхновой). В центре диска возникла сфера из светящейся плазмы с температурой поверхности в несколько тысяч градусов, переводившая в тепло часть своей гравитационной энергии.
Новорожденное светило продолжало сжиматься, все больше разогревая свои недра. Через несколько миллионов лет их температура достигла 10 млн градусов Цельсия, и там начались самоподдерживающиеся реакции термоядерного синтеза. Юная протозвезда превратилась в нормальную звезду главной последовательности. Вещество ближней и дальней периферии диска сгустилось в холодные тела — планеты и планетоиды. Поэтому когда Солнце остынет – это во-первых, произойдёт, по человеческим меркам, также не быстро, а во-вторых, ближайшие небесные тела явно окажуться под влиянием угосающего светила.
Услышать Солнце
Если кто-то и знает о том, что Солнце когда-нибудь погаснет, то это явно учёные, которые активно занимаются его исследованием. В настоящее время они располагают чрезвычайно мощной техникой изучения конвективной зоны – гелиосейсмологией. "Это метод исследования Солнца с помощью анализа его осцилляций, вертикальных колебаний солнечной поверхности, типичные периоды которых составляют несколько минут, – поясняет старший научный сотрудник Стэнфордского университета Александр Косовичев. – Они были открыты еще в начале 1960-х годов. В частности, в этой области много сделали сотрудники Крымской астрофизической обсерватории во главе с академиком Северным. Осцилляции возбуждаются турбулентной конвекцией в приповерхностных слоях Солнца. В ходе этих процессов рождаются звуковые волны, которые распространяются внутри Солнца. Определяя характеристики этих волн, мы получаем информацию, которая позволяет сделать выводы о внутреннем строении Солнца и механизмах генерации магнитных полей. Гелиосейсмология уже позволила определить глубину конвективной зоны, выяснить характер вращения солнечных слоев, уточнить наши представления о возникновении солнечных пятен, которые фактически представляют собой сгустки магнитного поля. Теперь мы знаем, что солнечное динамо очень отличается от планетарного, поскольку работает в сильно турбулентной среде. Оно генерирует как глобальное дипольное поле, так и множество локальных полей".
Вот кое-какие паспортные данные Солнца. Возраст — 4,59 млрд лет; масса — 1,989х1030 кг; средний радиус — 696 000 км; средняя плотность — 1,409 г/см^3 (плотность земной материи в четыре раза выше); эффективная температура поверхности (вычисленная в предположении, что Солнце излучает как абсолютно черное тело) — 5503˚С (в пересчете на абсолютную температуру — 5778 кельвинов); суммарная мощность излучения — 3,83х1023 кВт.
Солнечная гранулляция
Понять через сколько лет погаснет Солнце может помочь не только изучение химического состава данной звезды. но и строение её поверхности. Фотосфера (так называют поверхность Солнца)даже в спокойном состоянии при наблюдении в телескоп (естественно, защищенный специальным фильтром) выглядит как набор зёрен или пчелиные соты. Такая структура называется солнечной грануляцией. Она образуется благодаря конвекции, то есть тепловой циркуляции потоков газа – горячий газ "всплывает", а холодный – опускается вниз на границах гранул, которые видны как темные области. Типичный размер гранул – порядка 1000 км. На рисунке – инвертированное компьютерное изображение, рассчитанное с помощью эффекта Доплера – движение газовых потоков от наблюдателя изображено светлыми тонами, к наблюдателю - темными. Слева – составная картинка (сверху и против часовой стрелки): внутренняя структура Солнца с ядром и конвективной зоной; фотосфера с темным пятном; хромосфера; солнечная вспышка; вверху справа – протуберанец.
Поскольку Солнце вращается вокруг собственной оси не как единое целое, строго определенных суток оно не имеет. Поверхность его экваториальной зоны делает полный оборот за 27 земных суток, а приполярных зон — за 35 суток. Осевое вращение солнечных внутренностей еще сложнее и во всех деталях пока неизвестно. Получение человечеством таких данных в ближайшее время позволит не просто предположить когда погаснет Солнце, но и, с высокой долей вероятности, понять как это произойдёт. А пока остаётся наблюдать за жизнью похожих звёзд и обращать своё внимание на состав нашего светила.
В химическом составе солнечного вещества, естественно, доминируют водород (примерно 72% массы) и гелий (26%). Чуть меньше процента составляет кислород, 0,4% — углерод, около 0,1% — неон. И один из ответов на вопрос о том, почему Солнце погаснет, кроется именно в такой пропорции данных элементов. Если выразить эти соотношения в количестве атомов, то получается, что на миллион атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 850 атомов кислорода, 360 — углерода, 120 — неона, 110 — азота и по 40 атомов железа и кремния.
Солнечная механика
Слоистую структуру Солнца нередко сравнивают с луковицей. Эта аналогия не слишком удачна, поскольку сами слои пронизаны мощными вертикальными потоками вещества и энергии. Но в первом приближении она приемлема. Наша звезда светит за счет термоядерной энергии, которая генерируется в ядре. Соответственно, без наличия данного вида энергии или её сущесвтенного изменения, Солнце скоро погаснет. Но на данный момент известно, что температура ядра достигает 15 млн градусов Цельсия, плотность — 160 г/см^3, давление — 3,4х1011 атм. В этих адских условиях осуществляется несколько цепочек термоядерных реакций, составляющих протон-протонный цикл (p-p-цикл). Этим именем он обязан начальной реакции, где два протона, столкнувшись, порождают ядро дейтерия, позитрон и электронное нейтрино.
В ходе этих превращений (а их довольно много) сгорает водород и рождаются различные изотопы таких элементов Периодической системы, как гелий, бериллий, литий и бор. Три последних элемента вступают в ядерные реакции либо распадаются, а гелий остается — вернее, остается его основной изотоп гелий-4. В результате оказывается, что четыре протона дают начало одному ядру гелия, двум позитронам и двум нейтрино. Позитроны немедленно аннигилируют с электронами, а нейтрино покидают Солнце, практически не реагируя с его веществом. Каждая реакция p-p-цикла высвобождает 26,73 мегаэлектронвольта в форме кинетической энергии рожденных частиц и гамма-излучения. Разумеется, когда Солнце погаснет, данные превращения будут неактуальны, а их существенное замедление будет означать остывание нашей звезды.
Солнце может погаснуть, но важность этих метаморфоз показывает один из вариантов, когда это могло произойти ещё раньше во времени. Если бы протосолнечное облако состояло исключительно из элементов, возникших в ходе Большого взрыва (водорода и гелия-4 с очень малой примесью дейтерия, гелия-3 и лития-7), то этими реакциями все бы и закончилось. Однако композиция протосолнечного вещества была намного богаче, неоспоримым доказательством чему служит хотя бы наличие железа в солнечной атмосфере. Этот элемент, как и его ближайшие соседи в менделеевской таблице, рождается только в недрах гораздо более массивных светил, где температуры достигают миллиардов градусов. Солнце к ним не относится. Если железо там все-таки имеется, то лишь потому, что первичное облако уже было загрязнено и этим металлом, и еще многими другими элементами. Все они образовались в ядерных топках гигантских звезд прежних поколений, взорвавшихся сверхновыми и разбросавших продукты своей творческой деятельности по всему космическому пространству.
Это обстоятельство не сильно меняет вышеприведенную схему внутрисолнечного термоядерного синтеза, но все-таки привносит в нее кое-какие поправки, позволяющие понять через сколько погаснет Солнце. Дело в том, что при 15 млн градусов водород может превратиться в гелий и в углеродно-азотно-кислородном цикле (CNO-цикл). В его начале протон сталкивается с ядром углерода-12 и порождает ядро азота-13 и квант гамма-излучения. Азот распадается на ядро углерода-13, позитрон и нейтрино. Ядро тяжелого углерода опять-таки сталкивается с протоном, из чего происходят азот-14 плюс гамма-квант. Азот заглатывает третий протон с выделением гамма-кванта и кислорода-15, который трансформируется в азот-15, позитрон и нейтрино. Ядро азота захватывает последний, четвертый протон и раскалывается на ядра углерода-12 и гелия-4. Суммарный баланс такой же, как и в первом цикле: четыре протона в начале, альфа-частица (она же ядро гелия-4), пара позитронов и пара нейтрино в конце. Плюс, естественно, такой же выход энергии, без малого 27 МэВ. Что до углерода-12, то он в этом цикле вообще не расходуется, исчезает в первой реакции и снова появляется в последней. Это не топливо, а катализатор.
Солнце вращается вокруг своей оси, однако не как единое целое. Из-за этого вполне возможно что Солнце скоро погаснет, но данное угасание так же будет неравномерным. На рисунке – компьютерная модель, составленная на основе данных доплеровского измерения скорости вращения отдельных участков Солнца, собранных космической обсерваторией SOHO (Solar Heliospheric Observatory). Цвет обозначает скорость вращения (в порядке убывания: красный, желтый, зеленый, синий). Участки горячей плазмы, перемещающиеся с различными скоростями, образуют "ленты", на границах которых возникают возмущения локальных магнитных полей, в результате чего именно здесь чаще всего и возникают солнечные пятна.
Реакции CNO-цикла внутри Солнца идут довольно вяло и обеспечивают лишь полтора процента общего выхода энергии. Однако забывать их не стоит хотя бы потому, что иначе расчетная мощность потока солнечных нейтрино будет заниженной. Загадки нейтринного излучения Солнца очень интересны, но это вполне самостоятельная тема, которая не укладывается в рамки данной статьи.
Ядро совсем молодого Солнца на 72% состояло из водорода. Модельные расчеты показали, что сейчас на его долю приходится лишь 35% массы центральной зоны ядра и 65% — периферийной. Ничего не поделаешь, выгорает даже ядерное топливо. Впрочем, его хватит еще миллиардов на пять лет. Процессы в термоядерной топке Солнца иногда сравнивают со взрывом водородной бомбы, но сходство здесь весьма условно. Десятки килограммов начинки мощных ядерных бомб имеют мощность в мегатонны и десятки мегатонн тротилового эквивалента. А вот солнечное ядро при всей его гигантской массе вырабатывает всего около ста миллиардов мегатонн в секунду. Нетрудно сосчитать, что средняя мощность энерговыделения составляет шесть микроватт на килограмм — человеческое тело производит тепло в 200 000 раз активней. Солнечный термояд не «взрывается», а медленно-медленно «тлеет» — к великому нашему счастью. Отсюда научное понимание того через сколько времени погаснет Солнце неумолимо пессимистичны, – ведь процессы происходящие внутри нашей звезды говорят о том, что оно уже гаснет, пусть и с минимальной для человечества скорости.
Лучистый перенос
Внешняя граница ядра находится приблизительно в 150 000 км от центра Солнца (0,2 радиуса). В этой зоне температура снижается до 9 млн градусов. При последующем охлаждении реакции протон-протонного цикла прекращаются — у протонов недостает кинетической энергии для преодоления электростатического отталкивания и слияния в ядро дейтерия. Реакции CNO-цикла там тоже не идут, поскольку их температурный порог даже выше. Поэтому на границе ядра солнечный термояд сходит на нет. Но при текущих условиях момент того, что Солнце скоро погаснет не должна волновать как нас, так и наших ближайших потомков.
Солнечные пятна
Трехмерная модель солнечного пятна, построенная на основе данных, полученных с помощью одного из инструментов (Michelson Doppler Imager) космической обсерватории SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Верхняя плоскость – это поверхность Солнца, нижняя плоскость проходит на глубине 22 тысячи километров. Вертикальная плоскость сечения продолжена до 24 тысяч километров. Цветами обозначены области с различной скоростью звука (по мере убывания – от красной к синей и черной). Сами пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Когда Солнце остынет они также перестанут быть активными. Сейчас же пятна видны как участки с пониженной температурой на поверхности Солнца, обычно они окружены более горячими активными областями - факелами. Количество пятен на Солнце изменяется с периодом в 11 лет (чем их больше – тем больше активность Солнца).
Ядро окружено мощным сферическим слоем, который заканчивается на вертикальной отметке в 0,7 солнечного радиуса. Это лучистая зона (англ. radiative zone) и благодаря ей, а точнее процессам внутри неё Солнце погаснет ещё не скоро. Она заполнена водородно-гелиевой плазмой, плотность которой по мере движения от внутренней границы зоны к внешней сокращается в сотню раз, от 20 до 0,2 г/см^3. Хотя внешние плазменные слои холоднее внутренних, температурный градиент там не настолько велик, чтобы возникли вертикальные потоки вещества, уносящие тепло от нижних слоев к верхним (такой механизм теплопереноса называется конвекцией). В надъядерном слое никакой конвекции нет и быть не может. Выделяемая в ядре энергия проходит сквозь него в виде квантов электромагнитного излучения.
Как это происходит? Рожденные в центре ядра гамма-кванты рассеиваются в его веществе, постепенно теряя энергию. Кажется что само Солнце взорвётся когда данная энергия станет слишком чрезмерной. Но на деле до границы ядра гамма-кванты добираются в виде мягкого рентгена (длина волны порядка одного нанометра и энергия 400−1300 эВ). Тамошняя плазма для них почти непрозрачна, фотоны могут преодолеть в ней расстояние всего лишь в доли сантиметра. При столкновении с ионами водорода и гелия кванты отдают им свою энергию, которая частично уходит на поддержание кинетической энергии частиц на прежнем уровне, а частично переизлучается в виде новых квантов большей длины. Так что фотоны постепенно диффундируют через плазму, погибая и рождаясь вновь. Блуждающие кванты легче уходят вверх (где вещество менее плотно), нежели вниз, и поэтому лучистая энергия перетекает из глубин зоны к ее внешней границе.
Поскольку в зоне лучистого переноса вещество неподвижно, она вращается вокруг солнечной оси как единое целое. Но лишь до поры до времени. Во время перемещения к поверхности Солнца фотоны проходят все более длинные дистанции между столкновениями с ионами. Это означает, что разница в кинетической энергии излучающих и поглощающих частиц все время возрастает, ведь солнечная материя на бóльших глубинах горячее, чем на меньших. В результате плазма дестабилизируется и в ней возникают условия для физического перемещения вещества. Идеальные условия объясняющие на фундаментальном уровне почему Солнце погаснет в ближайшее, по меркам Вселенной, время. Зона лучистого переноса переходит в конвективную зону.
Солнечная корона
Фотография солнечной короны, сделанная во время полного солнечного затмения 26 февраля 1998 года, помогает лучше понять специалистам когда погаснет Солнце. Корона – это внешняя часть солнечной атмосферы, состоящая из разреженного водорода, разогретого до температуры порядка миллиона градусов Цельсия. Цвета на снимке – синтетические, и обозначают уменьшающуюся яркость короны по мере удаления от Солнца (синее с розовым пятно в центре – это Луна).
Зона конвекции
Она начинается на глубине в 0,3 радиуса и простирается вплоть до поверхности Солнца (вернее, его атмосферы). Ее подошва нагрета до 2 млн градусов, в то время как температура внешней границы не достигает и 6000˚С. От лучевой зоны ее отделяет тонкий промежуточный слой — тахоклин. В нем происходят интереснейшие, но пока не слишком изученные вещи, способные определить через сколько времени погаснет Солнце. Во всяком случае есть основания считать, что движущиеся в тахоклине потоки плазмы вносят основной вклад в формирование солнечного магнитного поля. Нетрудно вычислить, что зона конвекции занимает около двух третей объема Солнца. Однако масса ее очень невелика — всего два процента солнечной. Это и естественно, ведь солнечное вещество по мере удаления от центра неотвратимо разряжается. У нижней границы зоны плотность плазмы равна 0,2 плотности воды, а при выходе в атмосферу она уменьшается до 0,0001 плотности земного воздуха над уровнем моря.
Вещество в конвективной зоне перемещается весьма запутанным образом. От ее подошвы восходят мощные, но медленные потоки горячей плазмы (поперечником в сотню тысяч километров), скорость которых не превышает нескольких сантиметров в секунду. Навстречу им опускаются не столь могучие струи менее нагретой плазмы, скорость которых измеряется уже метрами в секунду. На глубине в несколько тысяч километров восходящая высокотемпературная плазма разделяется на гигантские ячейки. Наиболее крупные из них имеют линейные размеры порядка 30−35 тысяч километров — их называют супергранулами. Ближе к поверхности образуются мезогранулы с характерным размером в 5000 км, а еще ближе — в 3−4 раза меньшие гранулы. Супергранулы живут около суток, гранулы — обычно не более четверти часа. Вся их активность позволяет утверждать, что если Солнце когда-нибудь и погаснет, то не на нашем веку уж точно. Когда эти продукты коллективного движения плазмы добираются до солнечной поверхности, их легко увидеть в телескоп со специальным фильтром.
Атмосфера
Она устроена довольно сложно. Весь солнечный свет уходит в космос с ее нижнего уровня, который называют фотосферой. Основным источником света служит нижний слой фотосферы толщиной в 150 км. Толщина всей фотосферы составляет около 500 км. Вдоль этой вертикали температура плазмы снижается от 6400 до 4400 К, но говорить о том, что из-за этого Солнце скоро погаснет не совсем корректно.
В фотосфере постоянно возникают области пониженной (до 3700 К) температуры, которые светятся слабее и обнаруживаются в виде темных пятен. Количество солнечных пятен изменяется с периодом в 11 лет, но они никогда не покрывают больше 0,5% площади солнечного диска, а значит погаснуть Солнце может явно не от их количества.
Над фотосферой расположен хромосферный слой, а еще выше — солнечная корона. О существовании короны известно с незапамятных времен, поскольку она превосходно видна во время полных солнечных затмений. Хромосферу же открыли сравнительно недавно, лишь в середине XIX века. 18 июля 1851 года сотни астрономов, собравшихся в Скандинавии и окрестных странах, наблюдали, как Луна закрывает солнечный диск. За несколько секунд до появления короны и перед самым концом полной фазы затмения ученые заметили у края диска светящийся красный полумесяц. Во время затмения 1860 года удалось не только лучше рассмотреть такие вспышки, но и получить их спектрограммы. Спустя девять лет английский астроном Норман Локьер назвал эту зону хромосферой. И благодаря её изучению также можно понять через сколько времени погаснет Солнце.
Плотность хромосферы крайне мала даже по сравнению с фотосферой, всего 10−100 млрд частиц на 1 смі. Зато нагрета она сильнее — до 20 000˚С, что не даёт Солнцу погаснуть на небе. В хромосфере постоянно наблюдаются темные вытянутые структуры — хромосферные волокна (их разновидность — всем известные протуберанцы). Они представляют собой сгустки более плотной и холодной плазмы, поднятой из фотосферы петлями магнитного поля. Видны и участки повышенной яркости — флоккулы. И наконец, в хромосфере постоянно появляются и через несколько минут исчезают продолговатые плазменные структуры — спикулы. Это своего рода путепроводы, по которым материя перетекает из фотосферы в корону.
Корона — самая горячая часть атмосферы, ее температура достигает нескольких миллионов градусов. Этот нагрев можно объяснить с помощью нескольких моделей, базирующихся на принципах магнитной гидродинамики. К сожалению, все эти процессы очень сложны и изучены весьма слабо, но позволяют дать некое представление о том, что будет если Солнце погаснет навсегда. Корона также насыщена разнообразными структурами — дырами, петлями, стримерами.
Когда погаснет Солнце
Что будет с Землей если погаснет Солнце? К сожалению здесь стоит разочаровать тех, кто строит гипотезы о новом ледниковом периоде и вечном холоде. Учёные не исключают что ближайшая к нам звезда начнёт значительно расширятся и просто-напросто «проглотит» нашу планету.
В целом же, грядущая судьба нашего светила непосредственно зависит от процессов протекающих в солнечных недрах. По мере уменьшения запасов водорода ядро постепенно сжимается и разогревается, что увеличивает светимость Солнца. С момента превращения в звезду главной последовательности она уже выросла на 25-30% — и этот процесс будет продолжаться. Примерно через 5 млрд лет температура ядра достигнет сотни миллионов градусов, и тогда в его центре загорится гелий (с образованием углерода и кислорода). На периферии в это время будет дожигаться водород, причем зона его сгорания несколько сдвинется по направлению к поверхности. Означает ли это что когда Солнце взорвётся, то начнёт уничтожать свою собственную систему?
Солнце потеряет гидростатическую устойчивость, его внешние слои сильно раздуются, и оно превратится в исполинское, но не особенно яркое светило — красный гигант. Светимость этого исполина на два порядка превысит нынешнюю светимость Солнца, но его жизненный срок будет много короче. После этого Солнце вскоре погаснет. В центре его ядра быстро накопится большое количество углерода и кислорода, которые вспыхнуть уже не смогут — не хватит температуры. Внешний гелиевый слой будет продолжать гореть, постепенно расширяясь и в силу этого охлаждаясь.
Когда Солнце окончательно остынет, то станет белым карликом. Ориентировочно это произойдёт через 5 млрд лет.
Скорость термоядерного сгорания гелия чрезвычайно быстро растет с повышением температуры и падает с ее снижением. Поэтому внутренности красного гиганта начнут сильно пульсировать, и в конце концов дело может дойти до того, что его атмосфера окажется выброшенной в окружающий космос со скоростью в десятки километров в секунду. Сначала разлетающаяся звездная оболочка под действием ионизирующего ультрафиолетового излучения нижележащих звездных слоев ярко засияет голубым и зеленым светом — на этой стадии она называется планетарной туманностью. Но уже через тысячи или, в максимуме, десятки тысяч лет туманность остынет, потемнеет и рассеется в пространстве. Что касается ядра, то там превращение элементов прекратится вовсе, и оно будет светить лишь за счет накопленной тепловой энергии, все больше и больше остывая и угасая. Сжаться в нейтронную звезду или черную дыру оно не сможет, не хватит массы. Такие холодеющие остатки почивших в бозе звезд солнечного типа и называют белыми карликами. Солнце станет карликом, но перед этим поглотит Меркурий, Венеру и Землю, так что дальнейшие метаморфозы звезды, вполне возможно будут происходит без нас.
Солнечные проблемы
Несмотря на то что Солнце — это самый крупный и самый заметный объект земного неба, нерешенных проблем в физике нашего светила хватает. То что Солнце когда-нибудь погаснет, не является для научного сообщества поводом перестать изучать звезду. «Мы знаем, что магнетизм Солнца чрезвычайно сильно влияет на динамику его атмосферы — к примеру, порождает солнечные пятна. Но как он возникает и как распространяется в плазме, еще не выяснено, — отвечает на вопрос "ПМ" директор американской Национальной солнечной обсерватории Стивен Кейл. — На второе место я бы поставил расшифровку механизма возникновения солнечных вспышек. Это кратковременные, но крайне мощные выбросы быстрых электронов и протонов, сочетающиеся с генерацией столь же мощных потоков электромагнитного излучения самых разных длин волн. О вспышках собрана обширная информация, однако разумных моделей их возникновения пока нет. Наконец, надо бы понять, какими способами фотосфера подпитывает энергией корону и разогревает ее до температур, которые на три порядка превышают ее собственную температуру. А для этого, прежде всего, необходимо как следует определить параметры магнитных полей внутри короны, поскольку эти величины известны далеко не в полной мере». https://www.popmech.ru/science/7853-put … m=main_big
Изображения корональных стримеров, полученные телескопом WISPR зонда «Паркер» во время девятого сближения с Солнцем. NASA / Johns Hopkins APL / Naval Research Laboratory
Солнечный зонд «Паркер» впервые в истории на практике определил положение критической поверхности Альвена, считающейся границей между короной Солнца и свободным потоком солнечного ветра. Это произошло в апреле этого года, когда зонд трижды входил в корону Солнца. Сама граница несферическая и находится на среднем расстоянии 18,8 радиуса Солнца от центра звезды. Статья опубликована в журнале Physical Review Letters.
Вблизи Солнца поведением заряженных частиц управляет магнитное поле звезды, при этом магнитное давление в короне превышает тепловое давление, а магнитогидродинамические альвеновские волны распространяются в ней значительно быстрее, чем звуковые волны. Считается, что магнитное поле ответственно за целый ряд явлений, происходящих в атмосфере Солнца, такие как аномальный нагрев короны, формирование корональных петель и стримеров, а также ускорение солнечного ветра.
Для того чтобы разграничить плазму короны, все еще связанную с Солнцем, и свободный поток солнечного ветра, астрономы ввели понятие критической поверхности Альвена. За ее пределами радиальная составляющая скорости солнечного ветра превосходит скорость распространения альвеновских волн, а плотность кинетической энергии солнечного ветра меньше плотности магнитной энергии. Ученых давно интересуют процессы, идущие в субальвеновской области, например механизмы, которые могут отвечать за нагрев ионов в короне (такие, как резонансное затухание ионно-циклотронных волн), или явления инверсии магнитного поля, получившие обозначение «обратного переключения» (switchbacks) и описываемые как нелинейные альвеновские волны.
До недавнего времени космическим аппаратам был доступен для исследований лишь поток солнечного ветра, уже не связанный со звездой. Ситуация изменилась в 2018 году, когда в космос был запущен зонд «Паркер», который на данный момент совершил десять сближений с Солнцем из запланированных 24. Он ведет исследования параметров солнечного ветра и внешних слоев звезды во время очень тесных сближений с ним.
Параметры солнечного ветра, определенные зондом в ходе восьмого сближения с Солнцем. Области I1,2,3 отмечают моменты, когда «Паркер» оказывался ниже поверхности Альвена. J. C. Kasper et al. / Physical Review Letters, 2021
Группа астрономов во главе с Джастином Каспером (Justin Kasper) из Мичиганского университета опубликовала первые результаты анализа данных наблюдений субальвеновского потока солнечного ветра, полученных «Паркером» 28 апреля 2021 года, во время восьмого сближения с Солнцем. Сеанс наблюдений длился 5 часов, расстояние от аппарата до центра звезды менялось при этом от 19,7 до 18,4 радиуса Солнца. Всего в ходе сближения были три события проникновения зонда в область ниже поверхности Альвена, которые стали первыми в истории.
Трехмерная модель линий магнитного поля в короне по данным «Паркера». J. C. Kasper et al. / Physical Review Letters, 2021
На основе собранных данных ученым удалось провести реконструкцию объемной картины магнитного поля в области между фотосферой Солнца и зондом. Было установлено, что поверхность Альвена действительно несферическая и находится на среднем расстоянии 18,8 радиуса Солнца от центра звезды. Область короны ниже этой границы характеризуется альвеновским числом Маха 0,78 и магнитной энергией, превышающей как кинетическую, так и тепловую энергию заряженных частиц.
Сравнение траектории «Паркера» (красный цвет) и предсказанного местоположения критической поверхности Альвена (синий цвет). J. C. Kasper et al. / Physical Review Letters, 2021
Ученые отмечают, что когда зонд в первый раз проник в корону, он прошел через поток солнечного ветра, возникающий на быстро расширяющихся силовых линиях магнитного поля, расположенных над псевдостримером — крупномасштабным элементом структуры короны Солнца. Третье проникновение в корону произошло над экваториальной корональной дырой Солнца. Исследователи ожидают, что по мере того, как «Паркер» будет все теснее сближаться с Солнцем, количество открытий будет увеличиваться. В середине декабря 2024 года аппарат сблизится с Солнцем до расстояния около 9-10 солнечных радиусов.
Зонд «Паркер» сделал уже немало открытий — показал структуру солнечного ветра, определил механизмы ускорения частиц около Солнца, а также увидел след астероида Фаэтон и околосолнечное пылевое кольцо вблизи Венеры.
На дне марсианского каньона Долина Маринера может располагаться гигантский ледник
Обработка данных измерений российского нейтронного телескопа ФРЕНД на борту аппарата Trace Gas Orbiter российско-европейской миссии «ЭкзоМарс» показала необычайно высокое содержание воды на дне каньона Долина Маринера вблизи марсианского экватора.
Марсианский каньон Долина Маринера (Valles Marineris) был открыт космическим аппаратом НАСА Mariner-9 в 1971 году. Он простирается вдоль четверти длины экватора на расстояние около 4500 км и имеет глубину до 7 км.
Долина Маринера (Valles Marineris) по данным камеры HRSC на КА Mars Express (ЕКА). Цвета приближены к реальным, масштаб по вертикали увеличен в 4 раза. Площадь изображенного участка 630 000 кв. км, разрешение 100 м на пиксел. Красным овалом отмечено расположение района Candor Chasma (каньон Кандор) и ледника, обнаруженного телескопом ФРЕНД, в системе Долины Маринера. Изображение (с) ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA 3.0 IGO
Каньон образовался около 3.5 млрд лет назад, когда на Марсе возникли вулканы провинции Фарсида и вулканическая гора Олимп — самая высокая в Солнечной системе. Вызванные вулканами тектонические процессы привели к образованию огромного разлома, который под воздействием водной эрозии со временем превратился в каньон. Процесс его формирования, вероятно, завершился около 2 млрд лет назад.
Предполагается, что в ходе эволюции планеты каньон мог эпизодически наполняться водой. Сейчас на его склонах наблюдаются оползни и протоки, лишь косвенно свидетельствующие о продолжающихся гидрологических процессах. Поэтому этот каньон — одно из самых интересных мест для изучения истории Марса: его высокие стены содержат геологическую летопись планеты.
Неоднократно высказывались гипотезы о присутствии на его дне марсианских ледников, что делает изучение этого каньона наряду с другими уникальными геологическими формациями на Марсе одной из главных задач эксперимента с нейтронным телескопом ФРЕНД (от англ. Fine Resolution Epithermal Neutron Detector), который с 2016 г. работает на борту марсианского спутника Trace Gas Orbiter российско-европейской миссии «ЭкзоМарс» (ExoMars).
Находясь на марсианской орбите, ФРЕНД измеряет потоки нейтронов от поверхности планеты, возникающие в результате ее бомбардировки галактическими космическими лучами. Так как энергетический спектр нейтронов зависит от концентрации атомов водорода в грунте, то его измерение позволяет довольно точно оценить концентрацию водорода в слое до глубины около 1 м.
Главная особенность телескопа ФРЕНД — это возможность картографирования Марса с высоким пространственным разрешением, порядка нескольких десятков километров. Благодаря этому российские ученые впервые смогли оценить содержание водорода в относительно небольших по размерам «оазисах» на поверхности Марса.
Наиболее интересным среди них оказался район Candor Chasma (каньон Кандор) в Долине Маринера.
Известно, что практически весь водород в марсианском веществе входит в молекулы воды. До настоящего времени предполагалось, что на современном Марсе основная масса воды в виде отложений льда присутствует только в приполярных областях. Оценки содержания воды в грунте на умеренных широтах и на экваторе соответствовали всего нескольким процентам по массе. Предполагалось, что эта вода образует тонкие мономолекулярные слои на поверхности частиц реголита или входит в состав гидратированных минералов.
Согласно данным измерений телескопа ФРЕНД, содержание водорода в веществе района Кандор в пересчете на воду соответствует массовой доле в веществе около 40% (область С на рисунке). Это слишком много как для адсорбированной воды на поверхности частиц мерзлого реголита, так и для химически связанной воды в составе гидратированных минералов. Такая высокая массовая доля воды практически однозначно указывает на присутствие на дне каньона гигантского ледника из замерзшей воды.
Карта массовой доли воды на дне марсианского каньона Долина Маринера, построенная по данным измерений нейтронного излучения Марса нейтронным телескопом ФРЕНД на борту КА Trace Gas Orbiter (Роскосмос/ЕКА). Цветами обозначены оценки массовой доли воды в веществе поверхности до глубины около 1 м. Серым цветом показан рельеф по данным прибора MOLA на борту КА Mars Global Surveyor (НАСА). В центральной части каньона обнаружены три концентрические области с возрастающей к центру массовой долей воды в грунте: 40.3% в центральной области C, 12.4% в области B и 7% в пограничной области А. Изображение из статьи I. Mitrofanov et al. 2021
Площадь покрытой ледником поверхности составляет около 41 000 кв. км. Это более чем в два раза превышает площадь Ладожского озера — крупнейшего пресноводного водоема Европы.
Вывод о присутствии на дне каньона воды в виде ледника должен быть проверен в будущих марсианских экспедициях. В условиях современного Марса существование ледника вблизи марсианского экватора требует особых условий освещённости, давления и температуры. Такие условия могут иметь место только на дне глубоких ущелий. Ледник мог образоваться вместе с самим каньоном еще 2 млрд лет тому назад и состоять из древней замерзшей воды молодого Марса. Также не исключено, что процесс формирования ледника продолжается и в настоящее время — эпизодические протоки грунтовой воды по склонам каньона могут скапливаться и замерзать на его дне.
В любом случае изучение ледника на дне Долины Маринера в будущем может стать одним из основных направлений марсианских исследований. Во-первых, в древней мерзлой воде должны присутствовать растворенные в ней минеральные соли и сложные химические соединения, образовавшиеся в ранние эпохи эволюции Марса. Во-вторых, вода молодого Марса могла быть средой зарождения примитивной жизни, и ее реликтовые фрагменты могут сохраниться в леднике до настоящего времени.
Вне зависимости от происхождения воды и формы ее присутствия в грунте, открытие прибора ФРЕНД свидетельствует о наличии огромного водного ресурса непосредственно вблизи марсианского экватора. Его доступность для исследований и использования сможет оказать большое влияние на реализацию будущих автоматических и пилотируемых марсианских миссий.
***
Прибор ФРЕНД создан в Институте космических исследований РАН в рамках государственного контракта с Госкорпорацией «Роскосмос» для российско-европейской миссии «ЭкзоМарс». Обработка и научная интерпретация полученных в рамках эксперимента данных выполнены при поддержке Российского научного фонда (проект «Исследование распределения содержания воды в приповерхностном грунте Марса по данным эксперимента ФРЕНД миссии “ЭкзоМарс”»).
Результат представленного исследования опубликован в журнале Icarus 19 ноября 2021 г.
***
Проект «ЭкзоМарс»/ExoMars — 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.
Гигантское извержение звезды EK Draconis — предупреждение о возможности Солнца сделать планеты «стерильными»*
В поисках «потенциально пригодных для жизни» планет за пределами солнечной системы, ученые обращают внимание на звездную активность.
В то время как звезды, подобные нашей, желтому карлику G-типа (G2V), считаются стабильными, другие классы изменчивы и склонны к вспышкам — особенно красные карлики M-типа.
Даже если у звезды есть несколько планет, вращающихся вокруг ее обитаемой зоны, тенденция к периодическим вспышкам может сделать эти планеты полностью непригодными для жизни.
Согласно новому исследованию, звезды, подобные нашей, могут быть не такими стабильными, как считалось ранее. Наблюдая за EK Draconis, желтым карликом G1.5V, находящимся на расстоянии 110,71 светового года [в пределах созвездия Дракона], международная группа астрономов стала свидетелем массивного выброса корональной массы, который затмил все, что мы когда-либо видели.
Эти наблюдения показывают, что со временем выбросы могут усилиться, что может быть серьезным предупреждением для жизни здесь, на Земле.
Исследование, опубликовано в номере журнала Nature Astronomy от 9 декабря, возглавлял доктор Косуке Намеката, исследователь из Киотского университета, Национальной астрономической обсерватории Японии (NAOJ) и Национальной солнечной обсерватории (NSO).
К нему присоединились исследователи из Лаборатории атмосферной и космической физики (LASP) CU Boulder, Астрономической обсерватории Ниси-Харима (NHAO), Токийского технологического института, Высшей школы перспективных комплексных исследований в области выживаемости человека и нескольких университетов.
Их исследование изучает звездное явление, известное как «выброс корональной массы», иначе солнечные бури. Выбросы, которые происходят с нашим Солнцем регулярно, часто сопровождают вспышку звезды (или внезапную и яркую вспышку излучения).
Когда они происходят, в космос отправляются облака чрезвычайно горячих заряженных частиц (также называемых плазмой) с чрезвычайно высокими скоростями. Хотя Земля защищена от заряженных частиц своим планетным магнитным полем, они могут нанести значительный ущерб, если столкнутся с Землю под прямым углом.
Космонавты на орбите будут подвергаться воздействию смертельного уровня радиации, спутники будут отключены, а наземная инфраструктура (например, электрические сети) будет выведена из строя.
Земля пережила несколько мощных геомагнитных бурь с течением времени, наиболее известным примером из которых было событие Кэррингтона в 1859 году. Несколько таких событий произошло в истории Земли, и обычно с интервалом в несколько тысяч лет.
Изучая EK Draconis, исследовательская группа обнаружила доказательства того, что супервспышки могут со временем усилиться у звезд, подобных Солнцу.
Известно, что на Солнце происходят супервспышки, которые случаются раз в несколько тысяч лет. Возник вопрос: может ли супервспышка привести к столь же массивному «выбросу сверхкорональной массы»?
Для своих наблюдений Намеката, Нотсу и их коллеги использовали спутник NASA Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) и телескоп SEIMEI Киотского университета, чтобы наблюдать EK Draconis (который выглядит как молодая версия Солнца).
5 апреля 2020 года команда наблюдала, как EK Draconis вспыхнула супервспышкой, за которой через 30 минут последовал массивный выброс сверхгорячей плазмы.
«Такой выброс сверхгорячей плазмы теоретически может произойти и на нашем Солнце. Это наблюдение может помочь нам лучше понять, как подобные события могли повлиять на Землю и даже на Марс в течение миллиардов лет. Так выглядело наше Солнце 4,5 миллиарда лет назад».
Согласно их исследованию, облако было более чем в десять раз больше, чем самый мощный выброс, когда-либо зарегистрированный от звезды, подобной Солнцу, и имело максимальную скорость примерно 1,6 миллиона км в час. Это событие может указывать на то, насколько опасной может быть космическая погода.
Если бы такое извержение произошло от нашего Солнца, оно могло бы лишить Землю атмосферы и сделать нашу планету в значительной степени стерильной.
Криптон из глубоких слоев мантии Земли рассказывает о происхождении летучих элементов
Криптон из мантии Земли, собранный в геологических «горячих точках» в Исландии и на Галапагосских островах, позволяет составить более ясную картину формирования нашей планеты, согласно новому исследованию, проведенному учеными из Калифорнийского университета в Дэвисе, США.
Различные изотопы криптона являются химическими «отпечатками пальцев» для ученых, осуществляющих поиски ингредиентов, из которых состоит материал Земли, таких как частицы солнечного ветра и метеориты из внутренней и внешней частей Солнечной системы. Эти находки показывают, что летучие компоненты вещества Земли – такие как углерод, вода и азот – прибывали еще тогда, когда она росла и трансформировалась в планету. Это противоречит популярной гипотезе, согласно которой летучие компоненты были в основном доставлены на Землю примерно в тот период, когда ее формирование уже завершалось – отмечаемый обычно по гигантскому столкновению, сформировавшему Луну. Вместо этого, как показывает новый изотопный анализ криптона, планетезимали из более холодной внешней части Солнечной системы бомбардировали Землю на ранних этапах ее формирования, за миллионы лет до этого гигантского «лунного» столкновения. Молодая Земля также аккрецировала пыль и газ из солнечной туманности (облака материи вокруг Солнца) и подвергалась бомбардировке метеоритами.
«Полученные нами результаты требуют совместной доставки к поверхности летучих веществ из множественных источников на ранних этапах формирования Земли», - сказала главный автор Сандрин Перон (Sandrine Péron) из Швейцарской высшей технической школы Цюриха.
Вулканические «горячие точки», где происходят извержения лавы, питаются за счет струй магмы, поднимающихся из самого глубокого слоя мантии, расположенного близ границы с железным ядром нашей планеты. В густой магме заключены крохотные пузырьки криптона, присутствовавшего на планете в самые ранние периоды ее формирования.
Перон разработала новый метод измерения криптона, входящего в состав вещества мантии, с использованием масс-спектрометрии. Метод предполагает концентрацию криптона из образцов горных пород в условиях, почти полностью исключающих доступ воздуха, и последующее отделение криптона от аргона и ксенона.
«В нашей работе мы впервые точно измерили содержание всех изотопов криптона в материале мантии, включая самые редкие изотопы криптона, Kr-78 и Kr-80», - сказала она.
Перон и ее команда открыли, что изотопный состав криптона, входящего в состав вещества нижних слоев мантии, близко напоминает изотопный состав этого газа в веществе примитивных, богатых углеродом метеоритов, которые могли быть доставлены из холодных, внешних областей Солнечной системы. Но предыдущие работы, проведенные командой Перон, показали, что неон, другой благородный газ из материала глубоких слоев мантии, поступал в нее с материалом Солнца. Эти, на первый взгляд, противоречащие друг другу выводы обусловливают необходимость поступления летучих элементов как минимум из двух различных источников в ранние периоды формирования Земли. Исследователи также отметили сниженные количества редкого изотопа Kr-86 глубоко в мантии, по сравнению с веществом известных метеоритов. Такой дефицит криптона-86 говорит о том, что только лишь известные метеориты не могут полностью отвечать за весь криптон в мантии, пояснили они.
Новый коричневый карлик обнаружен на орбите вокруг карлика спектрального класса М
Астрономы открыли массивный коричневый карлик, движущийся по орбите вокруг карлика спектрального класса М, известного как TOI-2119. Масса этого вновь обнаруженного объекта составляет примерно 70 масс Юпитера, и он движется вокруг родительской звезды по орбите с высоким эксцентриситетом.
Коричневые карлики представляют собой промежуточные объекты между планетами и звездами, занимающие интервал масс между 13 и 80 массами Юпитера. Хотя к настоящему времени обнаружено уже немало коричневых карликов, более редкими являются их обнаружения в составе систем с другими звездами.
Наблюдения показали, что массивные коричневые карлики, обращающиеся вокруг родительских звезд на относительно близких расстояниях от них (менее 3 астрономических единиц) являются экстремально редкими и с трудом поддаются обнаружению. Эта так называемая «пустыня коричневых карликов» постоянно изучается астрономами при помощи различных методов, ставящих целью обнаружение новых примеров объектов этого удивительно редкого класса.
В новой работе команда астрономов под руководством Калеба И. Канаса (Caleb I. Cañas) из Университета штата Пенсильвания, США, сообщает об открытии нового массивного количневого карлика, вероятно, относящего к этой самой «пустыне коричневых карликов». Вновь обнаруженный объект, получивший обозначение TOI-2119.01, был идентифицирован при помощи спутника Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) НАСА, а его принадлежность к классу коричневых карликов была подтверждена с использованием совместных фотометрических измерений при помощи наземных и космических обсерваторий, а также прецизионных измерений скоростей, проведенных при помощи инструмента Habitable-zone Planet Finder, установленного на 10-метровом телескопе в обсерватории Мак-Доналд, США.
Согласно работе, объект TOI-2119.01 имеет массу примерно в 67 масс Юпитера, а его радиус составляет около 1,11 радиуса крупнейшей планеты Солнечной системы. По этим результатам расчетная плотность вещества субзвездного объекта составляет 60 грамм на кубический сантиметр.
Коричневы карлик обращается вокруг звезды TOI-2119 с периодом 7,2 суток, двигаясь по эксцентрической орбите (с эксцентриситетом на уровне 0,336), наклоненной под углом 88,51 градуса, оставаясь на расстоянии примерно в 0,064 а.е. от светила. Цветовая температура объекта составляет приблизительно 2100 Кельвинов.
Родительская звезда TOI-2119 является карликом спектрального класса М, имеющим размеры и массу, примерно вполовину меньшие, чем у Солнца. Период собственного вращения звезды составляет 13,2 суток, ее металличность оценивается на уровне в 0,1, а эффективная температура составляет примерно 3553 Кельвина. Исходя из данных о периоде вращения, астрономы рассчитали, что возраст звезды TOI-2119 составляет от 700 миллионов до 5,1 миллиарда лет.
Подводя итог, исследователи подчеркнули, что высокий эксцентриситет орбиты объекта TOI-2119.01 может являться результатом динамических взаимодействий с необнаруженным компаньоном, движущимся по орбите с большим орбитальным периодом. Они также добавили, что большая масса коричневого карлика указывает на сценарий его формирования в результате гравитационной нестабильности в диске.
Высокоскоростные космические столкновения могли обусловить эволюционный путь Венеры
Согласно результатам нового моделирования, высокоскоростные столкновения на ранних этапах истории Венеры могут помочь понять различия между Венерой и ее каменистой планетой-сестрой Землей.
Эти две планеты похожи во многих аспектах. Они имеют близкие размеры, массы и плотности, а также они расположены примерно на одинаковом расстоянии от Солнца. Тем не менее, некоторые ключевые различия – такие как обитаемость, состав атмосферы и тектоника плит – до сих пор не получили объяснения.
Космические столкновения на высокой скорости могут помочь объяснить, почему Земля является обитаемой, а Венера – нет, согласно новому исследованию.
«На ранних этапах формирования Солнечной системы столкновения между космическими телами были неизбежны, - сказал Саймон Марчи (Simone Marchi), планетолог из Юго-Западного исследовательского института, США. – Если космическое тело, столкнувшееся с планетой, имело диаметр больше, скажем, сотни километров, то такое столкновение оказывало глубокое влияние на слои материала, расположенные глубоко в недрах планеты, а также на ее поверхность и атмосферу. Такие гигантские столкновения влияли на всю планету целиком».
Недавняя работа, проведенная другой группой исследователей, показала, что космические тела в период поздней аккреционной фазы эволюции Венеры, от 4,5 до 4,0 миллиардов лет назад, могли бомбардировать планету, двигаясь, в среднем, на более высоких скоростях, по сравнению с телами, бомбардировавшими Землю. Более четверти столкновений космических объектов с Венерой происходили на скоростях свыше 30 километров в секунду (около 107 000 километров в час).
Это новое исследование показывает, что крупные, высокоскоростные столкновения космических тел с Венерой приводили к формированию в два раза большего количества расплава, если сравнивать с Землей. Высокоскоростные столкновения с Венерой под острыми углами к вертикали могли привести к полному расплавлению мантии, согласно этой новой работе.
Даже одно такое мощное столкновение с Венерой могло прервать и даже полностью «перезагрузить» эволюцию на планете, согласно Марчи. Временами Венера могла превращаться из твердого каменистого тела в расплавленный шар, в результате чего происходило изменение минералогии и физической структуры недр планеты и ее поверхности. Любая сформировавшаяся на ранних этапах атмосфера могла быть полностью потеряна в космос в результате столкновения и заменена на летучие газы, выделяющиеся из расплава. Одиночное столкновение на высокой скорости могло в конечном счете определить возможность существования тектоники плит на планете, вносящей большой вклад в создание обитаемых условий на планете, предполагает Марчи.
Ученые раскрыли новое захватывающее представление о том, как сформировался ландшафт карликовой планеты Плутон.
Команда международных исследователей, в том числе доктор Адриен Морисон из Эксетерского университета, показала, как сформировались огромные ледяные образования в одном из крупнейших кратеров планеты, Sputnik Planitia (Равнина Спутника).
Возможно, самой поразительной особенностью поверхности Плутона, Sputnik Planitia, является ударный кратер, состоящий из яркой равнины, немного больше Франции, и заполненный азотным льдом.
Для нового исследования ученые использовали сложные методы моделирования, чтобы показать, что эти формы льда, полигональные по форме, образуются в результате сублимации льда - явления, при котором твердый лед способен превращаться в газ, не переходя в жидкое состояние.
Исследовательская группа показывает, что эта сублимация азотного льда усиливает конвекцию в ледяном слое Sputnik Planitia за счет охлаждения его поверхности.
Исследование опубликовано в ведущем журнале Nature в среду, 15 декабря 2021 года.
Доктор Морисон, научный сотрудник отдела физики и астрономии Эксетера, сказал: "Когда космический зонд New Horizon совершил единственный на сегодняшний день облет Плутона в 2015 году, собранных данных было достаточно, чтобы кардинально изменить наше понимание этого удаленного мира.
"В частности, он показал, что Плутон все еще геологически активен, несмотря на то, что находится далеко от Солнца и имеет ограниченные внутренние источники энергии. Это относится и к Sputnik Planitia, где условия поверхности позволяют газообразному азоту в его атмосфере сосуществовать с твердым азотом.
"Мы знаем, что поверхность льда демонстрирует замечательные полигональные особенности - образуется в результате тепловой конвекции в азотном льду, постоянно организующей и обновляющей поверхность льда. Однако оставались вопросы о том, как именно мог произойти этот процесс".
В новом исследовании группа ученых провела серию численных симуляций, которые показали, что охлаждение от сублимации способно приводить в действие конвекцию таким образом, чтобы это соответствовало многочисленным данным, полученным с Новых горизонтов, включая размер полигонов, амплитуду рельефа и скорости смены поверхности.
Это также согласуется с временными масштабами, в которых климатические модели предсказывают сублимацию области Sputnik Planitia, начиная примерно с 1-2 миллиона лет назад. Исследование показало, что динамика этого слоя азотного льда повторяет динамику, обнаруженную в океанах Земли, обусловленную климатом.
Подобная динамика твердого слоя, обусловленная климатом, может также наблюдаться на поверхности других планетных тел, таких как Тритон (один из спутников Нептуна) или Эрис и Макемаке (из Пояса Койпера). https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1217134507
Добровольцы отыскали аномально удаленный от солнцеподобной звезды коричневый карлик*
Изображение BD+60 1417AB по данным инфракрасного телескопа WISE. Léopold Gramaize / Backyard Worlds
Участники проекта Backyard Worlds: Planet 9 помогли астрономам отыскать новый, необычный коричневый карлик, обращающийся вокруг близкой к Солнцу звезды, похожей на нее. Расстояние между карликом и родительской звездой в 1662 раза больше, чем расстояние между Землей и Солнцем, что не вписывается в текущие модели формирования таких объектов. Статья опубликована в The Astrophysical Journal.
Молодые солнцеподобные звезды представляют для астрономов огромный интерес с точки зрения прямых наблюдений за обращающимися вокруг них горячими массивными планетами. Одна из существующих проблем заключается в том, что число обнаруженных гигантских экзопланет и коричневых карликов на расстояниях 10–100 астрономических единиц от их родительских звезд оказалось намного меньше, чем предсказывалось теоретически. Механизмы формирования и эволюции подобных тел до сих пор плохо изучены, существуют самые разные модели, включающие в себя аккрецию вещества околозвездного диска на ядро и гравитационные нестабильности в самом диске для экзопланет и фрагментацию газовых облаков для коричневых карликов.
Проект Backyard Worlds: Planet 9 стартовал в 2017 году. Его задача — поиск небольших звезд, субзвездных объектов, крупных экзопланет и Девятой планеты, существование которой было предсказано в 2016 году, к работе над данными привлекаются добровольцы. Участники ищут движущиеся объектвы в архиве инфракрасных изображений космического телескопа WISE.
Группа астрономов во главе с Жаклин Фаэрти (Jacqueline K. Faherty) из Отдела астрофизики Американского музея естественной истории сообщила о новом открытии в рамках Backyard Worlds: Planet 9. Им стал коричневый карлик в системе BD + 60 1417, который первоначально был найден в апреле 2018 года участником проекта Йоргом Шюманном (Jörg Schümann), работавшим с программой WiseView, созданной другим энтузиастом проекта — Дэном Казелденом (Dan Caselden). Подтверждение открытия было получено в ходе последующих спектроскопических наблюдений при помощи трехметрового телескопа Шейна и телескопа IRTF (NASA Infrared Telescope Facility).
Родительская звезда BD + 60 1417 представляет собой яркое, молодое (50-150 миллионов лет) светило, относящееся к спектральному классу K0 (солнечного типа) и расположенное в 146 световых годах от Земли. Масса звезды сравнима с нашим Солнцем. Вокруг нее обращается коричневый карлик W1243 спектрального класса L6-L8, который стал одним из самых красных известных L-карликов в инфракрасном диапазоне волн. Его эффективная температура составляет 1303 кельвина, а масса — около 15 масс Юпитера. При этом субзвездный компаньон находится от звезды на расстоянии 1662 астрономических единиц, хотя отношение масс двух объектов составляет одну сотую. Пока что ученые не могут объяснить, как именно сформировалась данная система, поэтому наблюдения за BD + 60 1417 продолжатся.
Ранее мы рассказывали о том, как добровольцы помогли отыскать два уникальных коричневых карлика и нашли 96 близких к Солнцу кандидатов в коричневые карлики.
В скоплении галактик обнаружили четыре загадочные структуры
Астрономы Болонского университета нашли гигантские пузыри в скоплении галактик RBS 797
Изображение: F. Ubertosi / Univ. of Bologna / NASA / CXC
Астрономы Болонского университета в Италии обнаружили четыре огромных пузыря в центре скопления галактик с помощью рентгеновской обсерватории НАСА Chandra. Эти загадочные структуры могли быть вызваны активностью сразу двух сверхмассивных черных дыр, находящихся на близком расстоянии друг от друга. Об этом сообщается в препринте статьи, опубликованном на сайте arXiv.
Исследователи провели наблюдения за скоплением галактик RBS 797, расположенных примерно в 3,9 миллиарда световых лет от Земли. Они нашли две отдельные пары полостей, простирающихся от центра скопления. Такие типы полостей ранее наблюдались и в других скоплениях галактик, и астрономы полагают, что они являются в результате выбросов в виде релятивистских струй (джетов) по обе стороны от черных дыр. Материя в составе джетов «выдувает» гигантские пузыри в горячем газе, окружающем центр скопления.
RBS 797 особенно тем, что оси пар полостей находятся перпендикулярно друг другу. Объяснение заключается в том, что RBS 797 содержит пару сверхмассивных черных дыр, которые почти одновременно выбрасывали струи в перпендикулярных направлениях. Это подтверждается результатами радионаблюдений, которые выявили два точечных радиоисточника, находящиеся на расстоянии 250 световых лет друг от друга. Если подтвердится, что они действительно являются черными дырами, то они станут самой близкой парой из обнаруженных до сих пор.
Согласно альтернативному объяснению, существует только одна черная дыра, чьи струи довольно быстро поворачиваются. Данные Chandra показывают, что разница в возрасте двух пар полостей составляет менее 10 миллионов лет. Однако эта версия требует особых условий среды или свойств самой черной дыры. https://lenta.ru/news/2021/12/17/hole/
Проверено предсказание о темной материи и черных дырах, сделанное Хокингом
Вселенная слишком тяжелая.
Согласно измерениям нормального вещества во Вселенной, его недостаточно, чтобы объяснить силу наблюдаемых нами гравитационных эффектов.
То, что составляет остальную массу, мы не можем обнаружить напрямую, и выяснения того, что это могло быть, одновременно озадачивают и утомляют.
Термин для этой загадочной массы — «темная материя», и есть несколько гипотетических кандидатов. В новой статье, однако, приводятся новые доводы в пользу кандидата, впервые предложенного в 1970-х годах Стивеном Хокингом и Бернардом Карром, — Изначальные черные дыры.
Есть несколько причин, по которым черные дыры не являются ведущим кандидатом на роль темной материи. Тем не менее эти сверхплотные объекты не излучают света, и, если они ничего не поглощают, их очень трудно обнаружить; вы можете сделать это, только наблюдая их гравитационное воздействие на окружающее пространство-время.
Одна из проблем, с которыми сталкиваются физики, — это очевидное количество темной материи. По нашим расчетам, всего 15 процентов вещества во Вселенной состоит из обычного вещества. Остальные 85 процентов — это темная материя.
Сложно примириться с черными дырами. Согласно нашим моделям, черные дыры звездной массы образуются из массивных звезд, и массивных звезд просто недостаточно, чтобы даже приблизиться к образованию такого количества черных дыр. Большинство звезд Вселенной — маленькие красные карлики.
Однако первичные черные дыры — это другое дело, поэтому в последние годы они вернули свое звание кандидатов на темную материю. Как следует из названия, это черные дыры, которые могли образоваться из-за чрезмерной плотности первичной плазмы, заполнившей Вселенную сразу после Большого Взрыва.
Изначальные черные дыры могли быть «семенами», из которых выросли другие черные дыры, но и другие могли остаться достаточно маленькими, чтобы их не обнаружили.
Это объяснение может также помочь объяснить некоторые другие загадки, например, как сверхмассивные черные дыры — в миллионы или миллиарды раз больше массы Солнца — становятся такими огромными. Согласно расчетам ученых, эти чудовища могли вырасти в ранней Вселенной за счет слияния с другими первичными черными дырами и аккреции соседнего газа и звезд.
Изначальные черные дыры могут даже помочь объяснить загадочный избыток инфракрасного излучения во Вселенной. По словам команды, растущие Изначальные черные дыры будут давать такую же инфракрасную сигнатуру.
Подтверждено наличие органических молекул в кратере Джезеро на Марсе
Он даже не провел на Марсе целый год. Марсоход НАСА Perseverance делает неожиданные открытия.
На фоне ряда результатов, объявленных на этой неделе на осеннем собрании Американского геофизического союза, ученые выяснили, что кратер Джезеро образовался из расплавленной вулканической магмы и что органические молекулы были обнаружены в породах и пыли на дне кратера.
Это ни в коем случае не свидетельство существования жизни на Марсе. Органические соединения — это просто соединения, содержащие углерод-водородные связи, и они могут образовываться в результате любого количества небиологических процессов. Действительно, органические соединения были обнаружены на Марсе раньше, как марсоходом Curiosity, так и орбитальным аппаратом Mars Express.
Но это открытие предполагает, что породы Марса могут хорошо сохранять эти соединения, что, в свою очередь, предполагает, что биологический органический материал также может быть сохранен. И это довольно интересно.
«Curiosity также обнаружил органические вещества на своей посадочной площадке в кратере Гейла», — говорит планетолог Лютер Бигл из Лаборатории реактивного движения НАСА в Южной Калифорнии. Обнаружение было произведено с помощью нового прибора Perseverance, названного «Сканирование жилых сред с комбинационным рассеиванием и люминесценцией для органических и химических веществ», или сокращенно SHERLOC.
«Что SHERLOC добавляет к этой истории, так это его способность составлять карту пространственного распределения органических веществ внутри горных пород и соотносить эти органические вещества с найденными там минералами», — объясняет Бигл. «Это помогает нам понять среду, в которой образовались органические вещества. Необходимо провести дополнительный анализ, чтобы определить метод производства идентифицированных органических веществ». https://rwspace.ru/news/podtverzhdeno-n … marse.html
Международная команда астрономов сообщает об обнаружении четырех новых гигантских экзопланет в рамках фотометрического обзора неба HATSouth. Эти вновь обнаруженные планеты имеют размер как у Юпитера и получили обозначения HATS-74Ab, HATS-75b, HATS-76b и HATS-77b соответственно.
В этой работе команда под руководством Адольфо Ибанеса (Adolfo Ibáñez) из Университета Сантьяго де Чили сообщает об обнаружении новых внесолнечных планет с использованием телескопов HATSouth. Полученные при помощи этих телескопов транзитные сигналы были в дальнейшем подтверждены с использованием спутника Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) НАСА, а также наземных обсерваторий.
Согласно работе, планета HATS-74Ab имеет размер как у Юпитера, но она на 46 процентов массивнее самой крупной планеты Солнечной системы. Она обращается вокруг родительской звезды с периодом 1,73 суток, оставаясь на расстоянии около 0,024 астрономической единицы (1 а.е. равна среднему расстоянию от Земли до Солнца) от нее, и характеризуется равновесной температурой в 895 Кельвинов. Возраст родительской звезды составляет примерно 11 миллиардов лет, она имеет радиус в 0,57 радиуса Солнца, массу около 0,6 массы Солнца и эффективную температуру в 3777 Кельвинов. Система находится на удалении в 934 световых года от нас.
Планета HATS-75b, имеющая радиус в 0,88 радиуса Юпитера и массу всего лишь в 0,49 массы Юпитера, является самой крохотной и наименее массивной экзопланетой из четверки. Она имеет орбитальный период в 2,79 суток и отделена от звезды расстоянием в 0,032 а.е. Равновесная температура, согласно расчетам, составляет 772,3 Кельвина. Родительская звезда HATS-75, находящаяся на расстоянии около 637 световых лет от нас, характеризуется возрастом в 15 миллиардов лет, радиусом в 0,58 радиуса Солнца и массой примерно в 0,6 массы нашего светила. Эффективная температура звезды составляет 3790 Кельвинов.
Планета HATS-76b обращается вокруг родительского светила с периодом 1,94 суток, оставаясь на расстоянии примерно в 0,026 а.е. от звезды – и она стала самой горячей планетой в данном квартете, поскольку равновесная температура на ней составила 939,8 Кельвина. Экзопланета в 2,63 раза массивнее Юпитера, а ее радиус оценивается примерно в 1,08 радиуса Юпитера. Звезда HATS-76 имеет массу около 0,66 массы Солнца, радиус в 0,62 радиуса Солнца и эффективную температуру в 4016 Кельвинов. Звезда, удаленная от нас на 1271 световой год, является самой молодой в четверке – ее возраст оценили в 4,6 миллиарда лет.
Что касается планеты HATS-77b, то она на 16 процентов крупнее и на 37 процентов более массивная, чем Юпитер. Орбитальный период планеты составляет примерно 3,09 суток, а среднее расстояние до звезды – порядка 0,036 а.е. Равновесная температура на планете HATS-77b составила 828,3 Кельвина. Возраст родительской звезды составляет 12,1 миллиарда лет, она примерно на 35 процентов менее крупная и массивная, чем Солнце, а ее эффективная температура была оценена на уровне в 4071 Кельвин. Расстояние до планетной системы составило 1349 световых лет.
Ученые обнаружили четыре гигантских полости, или пузыря, в центре одного скопления галактик при помощи космической рентгеновской обсерватории Chandra («Чандра») НАСА. Этот необычный набор наблюдаемых особенностей системы мог быть вызван двумя сверхмассивными черными дырами (СМЧД), обращающимися близко друг к другу.
Скопления галактик представляют собой крупнейшие гравитационно-связанные структуры во Вселенной. Они состоят из сотен или даже тысяч отдельных галактик, гигантских количеств горячего газа, а также невидимой темной материи. Горячий газ, который наполняет скопления, содержит намного больше массы, чем сами галактики, и ярко светится в рентгеновском диапазоне. В центре скопления обычно располагается гигантская галактика.
Новые наблюдения скопления галактик под названием RBS 797, расположенного на расстоянии около 3,9 миллиарда световых лет от нас, позволили обнаружить две отдельных пары полостей, вытянувшихся в стороны от центра скопления галактик.
Полости такого типа ученым уже доводилось наблюдать ранее в других скоплениях галактик. Ученые думают, что они являются результатом выбросов со стороны областей, близких к сверхмассивной черной дыре, лежащей в центре массивной центральной галактики. По мере удаления материи от черной дыры в форме джетов в противоположных направлениях она выдувает полости в горячем газе. К удивлению ученых, в скоплении галактик RBS 797 были обнаружены два набора джетов, перпендикулярных друг другу.
Как происходило формирование этого квартета полостей? Наиболее вероятной авторам представляется гипотеза, согласно которой в центре скопления галактик RBS 797 лежит пара сверхмассивных черных дыр, которые одновременно испускают джеты в перпендикулярных направлениях. Стоит отметить, что, несмотря на обилие систем из двух сверхмассивных черных дыр в центрах галактик ученым редко удается обнаружить две близко расположенные черные дыры, обе находящиеся в активной фазе аккреции материала из окружающего пространства.
Согласно авторам, допускается также альтернативная гипотеза, согласно которой четыре наблюдаемых полости выдуваются лишь одной сверхмассивной черной дырой, однако в этом случае требуется, чтобы испускаемые ею джеты меняли направление – «переламывались». Тогда наблюдения джетов позволили бы получить представление о физических условиях в окрестностях черной дыры, пояснили авторы.
Комета Леонарда, возможно, породила метеоритный дождь на Венере
Комета Леонард может вызвать метеоритные дожди на Венере в эти выходные во время сближения с планетой.
Официально известная как комета C/2021 A1, также известная как комета Леонарда, была открыта в январе астрономом Грегори Дж.Леонардом из инфракрасной обсерватории Маунт-Леммон в Аризоне. Ее близкое прохождение у Венеры в эти выходные дает наблюдателям за небом отметку в вечернем небе, чтобы помочь найти комету, которая видна с Земли в бинокль и может быть достаточно яркой, чтобы быть видимой невооруженным глазом под чистым, темным небом.
На Венере, однако, все обстоит иначе. Орбита планеты и кометы будут находиться в пределах 50 000 км друг от друга, что эквивалентно геосинхронному орбитальному пути спутника над Землей.
Комета Леонард - это комета, встречающаяся раз в жизни у звездочетов, поскольку ее орбита занимает около 80 000 лет.
Учитывая густой облачный покров на Венере, для наблюдения за метеорным дождем на планете потребуется, чтобы вы были на высоте от 55 до 60 километров, где температура и давление несколько схожи с Землей.
"Это единственное место в солнечной системе, где присутствуют условия земной температуры и давления, и потенциально астронавт может стоять на перилах гондолы с дыхательным аппаратом, но в скафандре", - сказал Пол Бирн, планетарный ученый из Университета Вашингтона в Сент-Луисе.
В статье было высказано предположение, что лучший сценарий метеоритного дождя происходит, когда Венера проходит по следу кометы, но для этого потребуется очень высокая активность кометы. Это довольно редкий сценарий, но возможный.
"Если бы у нас было достоверное обнаружение метеоритов на Венере в результате этого события, это сказало бы нам, что эта комета была довольно активной на больших расстояниях от Солнца", - сказал ранее Чжан.
На Венере есть только один орбитальный аппарат: японский космический корабль "Акацуки". Но Земля, Венера и Солнце могут быть ориентированы таким образом, что земные наблюдатели могли бы увидеть слабые вспышки от обломков кометы Леонарда, сказал Чжан. (Близкий пролет кометы Сайдинг-Спринг вблизи Марса в 2014 году был замечен несколькими космическими аппаратами.) https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1218184317
Байкальский нейтринный телескоп поймал нейтрино от активного блазара
Изображение джета блазара PKS 0735+178, полученное в радиодиапазоне. NRAO
Российские физики из коллаборации Baikal-GVD, работающие на Байкальском нейтринном телескопе, сообщили о регистрации кандидата в нейтрино высоких энергий от блазара PKS 0735+17, находящегося сейчас в состоянии повышенной активности. Примечательно, что открытие было сделано спустя несколько часов после того, как нейтрино от этого же блазара было зафиксировано детектором IceCube в Антарктиде. Сообщение опубликовано на портале The Astronomer’s Telegram.
Одним из важных направлений в исследованиях космических лучей считается регистрация астрофизических нейтрино высоких и сверхвысоких энергий. Эти частицы рождаются в результате распада мезонов или взаимодействий космических лучей с атомными ядрами и фотонами. Благодаря тому, что нейтрино очень легкие, не имеют заряда и крайне слабо взаимодействуют с веществом, по их энергетическому спектру и направлению прилета можно определить, какие процессы идут в разных астрофизических объектах, таких как сверхновые, черные дыры и активные галактики.
Одним из типов источников космических нейтрино являются блазары — активные ядра далеких галактик, содержащие сверхмассивную черную дыру, поглощающую вещество из аккреционного диска и ответственную за генерацию релятивистских джетов, направленных под малым углом к земному наблюдателю. Именно с блазаром и его джетами связывают первый достоверный случай регистрации нейтрино сверхвысоких энергий и ряд других возможных источников нейтрино.
8 декабря 2021 года нейтринный детектор IceCube в Антарктиде зафиксировал событие IceCube-211208A — мюонную «дорожку», образовавшуюся в ходе взаимодействия астрофизического нейтрино с энергией порядка 172 тераэлектронвольта со льдом. Направление прихода частицы указывало на один из ярчайших в радиодиапазоне блазаров PKS 0735+17. В настоящее время блазар находится в состоянии вспышки, демонстрируя повышенный поток излучения в оптическом, рентгеновском, гамма- и радиодипазонах волн.
Теперь же, ученые из коллаборации Baikal-GVD, работающие на Байкальском нейтринном телескопе, сообщили, что через 3,95 часа после регистрации нейтрино IceCube зафиксировали прилет нейтрино с энергией 43 тераэлектронвольта. Область прилета частицы находится в 4,68 углового градуса от PKS 0735+17 и 5,3 градуса от наилучшей области-кандидата, определенной по данным IceCube. Статистическая значимость события оценена в 2,85 сигма.
Таким образом, можно говорить о первом случае регистрации кандидата в нейтрино высоких энергий от одного астрофизического источника сразу двумя нейтринными телескопами. В настоящее время ученые продолжают анализ полученных байкальским телескопом данных и наблюдения за блазаром при помощи наземных телескопов.
О том, как работает нейтринный телескоп Baikal-GVD, мы рассказывали в материале «Кто стрелял?»
Для планетных систем ретроградное движение обычно означает движение, которое противоположно вращению главного тела, то есть объекту, который является центром системы. Астероиды обычно имеют прямую орбиту вокруг Солнца. В настоящее время из всего множества астероидов известно несколько десятков на ретроградных орбитах, которые получили её, скорее всего, из-за гравитационного взаимодействия с Юпитером.
К таким объектам относится астероид Диоретса, который был обнаружен в 1999 году в обсерватории близ города Сокорро (штат Нью-Мексико, США). Он движется по орбите, которая характеризуется большим эксцентриситетом и, главное, ретроградным движением. Чтобы выделить этот факт, его назвали Диоретса: «астероид», читаемый в обратном порядке.
Период обращения астероида вокруг Солнца составляет 116 лет на расстоянии от 2,4 до 45,4 а.е. По этим показателям орбита Диоретсы похожа на орбиту кометы, что некоторых исследователей привело к предположению, что Диоретса имеет кометное происхождение, так как кометы имеют бо́льшую вероятность быть ретроградными, чем астероиды. Знаменитая комета Галлея, например, обращается по ретроградной орбите вокруг Солнца.
В 2008 году в обсерватории Мауна-Кеа был открыт первый транснептуновый объект с ретроградной орбитой — 2008 KV42. В перигелии 2008 KV42 находится чуть дальше орбиты Урана, на расстоянии 20,3 а.е. от Солнца. Во время открытия объект находился на расстоянии 32 а.е. от Солнца. Оборот вокруг нашего светила объект 2008 KV42 совершает примерно за 300 лет. Наклонение орбиты составляет 103°. Столь необычная (ретроградная) орбита позволила предположить, что 2008 KV42 перешёл на неё из Облака Оорта.
Ещё один транснептуновый объект (471325) 2011 KT19, открытый в 2011 году, привлёк внимание учёных из-за почти перпендикулярного ретроградного движения объекта относительно других планет Солнечной системы. Эти обстоятельства побудили учёных назвать объект Нику (Niku), что в переводе с китайского означает «непокорный».
У учёных пока нет достоверных версий относительно нестандартного поведения этих космических странников. Некоторые исследователи связывают подобные аномалии с гравитационным воздействием гипотетической девятой планеты, поиски которой не увенчались успехом. Как бы там ни было, исследование таких объектов необходимо продолжать, так как они помогут выявить области, которые являются источниками ретроградных комет и астероидов, а также понять эволюцию внешних областей Солнечной системы. https://aboutspacejornal.net/2021/12/18/ретроградные-астероиды-и-кометы/
Глубокие новые снимки позволили раскрыть секреты галактического соседа Млечного пути
Завораживающий снимок, полученный исследователями из Австралийского национального университета и австралийского национального научного агентства CSIRO, демонстрирует одного из ближайших галактических соседей Млечного пути в беспрецедентных подробностях.
Главный автор нового исследования доктор Николас Пингел (Nickolas Pingel) говорит, что это изображение позволяет составить самую подробную карту распределения водорода в Малом Магеллановом Облаке.
«Четкость этого изображения вне всякой конкуренции!», - сказал он.
«Мы впервые смогли разглядеть все мелкомасштабные структуры. Это исследование стало важным шагом на пути к пониманию роли водорода в эволюции галактик».
«Например, мы можем видеть полости в газовом облаке. Это означает, что водород выдувается в результате взрывов сверхновых».
Это исследование посвящено наблюдениям Малого Магелланова Облака – ближайшей галактики-спутники Млечного пути.
Команда использовала радиотелескоп ASKAP CSIRO, а также современное программное обеспечение для фиксации и обработки данных, полученных в результате наблюдения на протяжении 100 часов.
Теперь ученые надеются сделать еще один шаг вперед.
«В течение следующего года мы планируем проводить новые наблюдения. В конечном счете мы сможем объединить их в гигантскую мозаику, которая покажет нам, каким образом наша Галактика связана с ее ближайшими галактическими спутниками.
Черные дыры могли формироваться сразу после Большого взрыва
Как происходило формирование сверхмассивных черных дыр (СМЧД)? В альтернативной модели формирования Вселенной (по отношению к модели, излагаемой в большинстве учебников) команда астрономов предполагает, что обе эти тайны космоса могут быть объяснены так называемыми «первичными черными дырами».
Нико Каппеллути (Nico Cappelluti) с коллегами считает, что черные дыры существовали еще на заре развития Вселенной, и что эти первичные черные дыры могут представлять собой ту самую таинственную субстанцию, которую мы называем темной материей.
«Черные дыры различных размеров до сих пор остаются для нас загадкой. Мы не понимаем, как СМЧД могли вырасти до таких гигантских размеров за относительно небольшое время, которое прошло с момента формирования Вселенной», - объяснил Гюнтер Хасингер (Günther Hasinger), один из соавторов Каппеллути.
На другом конце диапазона возможных размеров черных дыр находятся самые крохотные черные дыры, на которые, в частности, указывают наблюдения, проведенные при помощи спутника Gaia («Гея») Европейского космического агентства. Если такие объекты существуют, то их массы оказываются слишком малы, чтобы допустить вероятность формирования данных черных дыр из умирающих звезд.
«Наше исследование показывает, что, не вводя новые частицы или новую физику, мы можем разрешить проблемы современной космологии, начиная от природы самой темной материи и вплоть до происхождения СМЧД», - сказал Каппеллути.
Если большинство черных дыр формировалось во Вселенной сразу же после Большого взрыва, то они могли начать объединяться в ранней Вселенной, формируя со временем все более и более массивные черные дыры. Космическая гравитационно-волновая обсерватория нового поколения LISA Европейского космического агентства сможет принимать сигналы, исходящие со стороны таких столкновений, если первичные черные дыры действительно существуют. Небольшие черные дыры, согласно этому сценарию, представляют собой первичные черные дыры, которые еще не успели сформировать более крупные структуры.
В соответствии с этой моделью, вся Вселенная наполнена черными дырами. Звезды могли начинать формироваться вокруг этих сгустков «темной материи», образуя Солнечные системы и галактики на протяжении миллиардов лет. Если первые звезды действительно формировались вокруг первичных черных дыр, то они должны были появиться во Вселенной раньше, чем ожидается, исходя из «стандартной» модели.
Европейская миссия Euclid («Евклид»), которая будет наблюдать «темную Вселенную» в беспрецедентных деталях, может сыграть важную роль в идентификации первичных черных дыр для возможного объяснения феномена темной материи, проинформировал Каппеллути.
Стартующий на днях космический телескоп James Webb («Джеймс Уэбб») НАСА/ЕКА/ККА представляет собой «машину времени», которая будет всматриваться в прошлое нашей Вселенной примерно на 13 миллиардов лет назад, также поможет получить ценные сведения, которые могут пролить новый свет на эту тайну нашего мира, отметили авторы.
Авторы и права: НАСА, ЕКА, Архив наследия космического телескопа им.Хаббла; Обработка и авторские права: Бернард Миллер Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Первая из всех обнаруженных компактных групп галактик – квинтет Стефана – показана на этом замечательном изображении, созданном на основании данных из архива наследия космического телескопа им.Хаббла. На самом деле только четыре из пяти галактик квинтета Стефана участвуют в космическом танце из повторяющихся сближений, происходящих на расстоянии в 300 миллионов световых лет от нас. Лишнюю галактику легко заметить – взаимодействующие галактики NGC 7319, 7318B, 7318A и 7317 окрашены в желтоватый цвет. У них также есть искривленные петли и хвосты, образовавшиеся в результате действия гравитационных приливных сил. Голубоватая галактика – NGC 7320, находится ближе к нам, на расстоянии около 40 миллионов световых лет, и не является частью взаимодействующей группы. Квинтет Стефана расположен в созвездии Пегаса, на расстоянии до квартета взаимодействующих галактик поле зрения этого изображения охватывает область размером в 500 тысяч световых лет. За пределами этого поля, выше и правее его границы, можно найти еще одну галактику – NGC 7320C – которая также удалена от нас на 300 миллионов световых лет. Если включить ее, квартет ваимодействующих галактик превратится в квинтет. http://www.astronet.ru/db/msg/1794654
«Тайные объятья» звезд обнаружены при помощи радиообсерватории ALMA
В отличие от нашего Солнца большинство звезд имеют компаньонов. Иногда две звезды сближаются настолько тесно, что одна из них поглощает другую – с соответствующими последствиями для системы. Когда команда астрономов под руководством Тэо Хоури (Theo Khouri) из Технического университета Чалмерс, Швеция, наблюдала при помощи обсерватории ALMA 15 необычных звезд, исследователи с удивлением обнаружили, что все эти звезды недавно прошли через эту фазу развития. Это открытие открывает перспективы более глубокого проникновения в природу самых зрелищных событий, происходящих в небе – а также в вопросы жизни, смерти и перерождения звезд.
Используя гигантский телескоп ALMA, расположенный на территории Чили, команда Хоури изучила 15 необычных звезд в нашей Галактике, находящихся на расстоянии не более 5000 световых лет от Земли. Эти измерения показали, что все звезды являются двойными и все недавно находились в редкой фазе, которая не до конца изучена современной наукой, но считается ответственной за многие другие важные астрономические события.
Направив антенны обсерватории ALMA в сторону каждой звезды и анализируя свет, излучаемый различными молекулами газа со стороны звезды, исследователи рассчитывали получить ценную информацию о свойствах светила. Эти так называемые «водяные фонтаны» - звезды, называемые так из-за мощного излучения молекул воды с их стороны – формировались под действием необычайно плотного и быстро движущегося газа.
«Нас очень заинтересовали эти звезды, поскольку с их стороны в космос выдуваются мощные потоки газа и пыли, иногда в форме джетов, движущихся со скоростями до 1,8 миллиона километров в час. Мы думали, что сможем найти ключи к выяснению механизмов формирования джетов, но вместо этого обнаружили нечто большее», - сказал Хоури.
Наблюдая звезды, Хоури и его группа нашли, что эти светила извергали до 50 процентов от их общей массы в течение всего лишь последних нескольких сотен лет. Согласно авторам, это однозначно указывало на то, что звезды раньше представляли собой двойные системы, но затем компоненты системы слились в тесных «объятьях», сформировав систему с общей оболочкой – в которой одна звезда полностью поглощена другой.
Поскольку эти 15 звезд эволюционируют на протяжении временных отрезков, сравнимых с продолжительностью человеческой жизни, астрономы планируют продолжать наблюдения данных объектов.
TESS нашел нового представителя пустыни коричневых карликов
Положение коричневого карлика TOI-2119.01 на диаграмма «Масса-Радиус». Caleb I. Cañas et al. / ArXiv, 2021
Космический телескоп TESS отыскал новый массивный коричневый карлик, свойства которого помещают его в малоизученную область — пустыню коричневых карликов. Ученые надеются, что дальнейшее исследование этого объекта поможет понять, как именно формируются такие субзвездные тела. Препринт работы доступен на сайте ArXiv.org.
Есть посмотреть на свойства коричневых карликов, считающихся промежуточными объектами между звездами и планетами-гигантами, то можно заметить недостаток тел с массой 35-55 масс Юпитера, расположенных менее чем в трех астрономических единицах от родительских звезд главной последовательности. Это явление называют пустыней коричневых карликов, оно может быть связано с разными механизмами формирования коричневых карликов-компаньонов с малой и большой массой. Кроме того, это может быть связано с особенностями динамического взаимодействия коричневых карликов разных масс со своими звездами. Однако пока что у ученых не хватает данных наблюдений за подобными объектами, чтобы понять их происхождение.
Группа астрономов во главе с Калебом Каньясом (Caleb I. Cañas) из Пенсильванского университета сообщает об открытии нового массивного коричневого карлика TOI-2119.01, который стал еще одним представителем пустыни коричневых карликов. Первоначально его нашел космический телескоп TESS при помощи транзитного метода, в дальнейшем открытие было подтверждено при помощи наземных телескопов.
Масса родительской звезды, которой стал красный карлик, составляет 0,53 массы Солнца, а радиус — 0,51 радиуса Солнца. Яркостная температура коричневого карлика оценивается в 2100 кельвин, а масса — 67 масс Юпитера. Он был классифицирован как карлик раннего спектрального класса L, его радиус составляет 1,11 радиуса Юпитера. Орбита TOI-2119.01 сильно вытянутая (эксцентриситет 0,3362), один оборот вокруг звезды карлик совершает всего за 7,2 земных дня, а один оборот вокруг своей оси — за 13,2 дня.
Возраст карлика был оценен в 0,7-5,1 миллиарда лет, в то время как эволюционные модели коричневых карликов обычно рассматривают период менее одного милиарда лет жизни подобных объектов. Из-за того, что точный возраст TOI-2119.0 пока что трудно установить, он плохо пригоден для наложения ограничения на теоретические модели, поэтому наблюдения за ним будут продолжаться. Кроме того, возможно в системе есть третье тело, однако это только предстоит проверить.
Ранее мы рассказывали о том, как минимальная масса для горения лития в коричневых карликах не вписалась в модели.
Гравитационные волны помогут проверить гипотезу суперсимметричного бариогенеза
Группа физиков-теоретиков предложила метод проверки гипотезы суперсимметричного бариогенеза Аффлека — Дайна с помощью будущих детекторов гравитационных волн. Волны, которые ученые предлагают изучать, представляют собой гравитационные волны, излученные во время инфляции и постинфляционного разогрева, усиленные распадом нетопологических солитонов, называемых Q-шарами, которые возникают в ранней Вселенной в теории Аффлека — Дайна. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Вселенная почти полностью состоит из вещества, а антивещества в ней практически нет. Стандартная модель не может объяснить эту асимметрию, и ученые предлагают различные варианты ее возникновения. Еще в 1967 году Андрей Сахаров нашел необходимые условия для появления асимметрии между количеством вещества и антивещества, и одним из вариантов возникновения этих условий в ранней Вселенной является механизм Аффлека — Дайна. Он реализуется, если в природе при очень высоких энергиях или температурах существует суперсимметрия — гипотетическая симметрия между частицами с целыми и полуцелыми спинами.
Если Вселенная суперсимметрична, то это должно проявляться на самых ранних этапах ее эволюции, когда температура Вселенной очень велика. В суперсимметричных теориях скалярные (бесспиновые) поля обычно принимают ненулевое значение в вакууме, как, например, поле Хиггса в несуперсимметричной Стандартной модели. Ключевым для механизма Аффлека — Дайна является тот факт, что на протяжении периода космической инфляции это значение остается почти постоянным и одинаковым в пространстве, но с ее окончанием поле начинает фрагментироваться — концентрироваться в небольших областях пространства, образуя нетопологические солитоны, называемые Q-шарами. Нетопологичность означает, что у солитона нет сохраняющегося заряда, который делал бы его стабильным. Именно на этапе фрагментации из-за квантовых флуктуаций и образуется асимметрия между веществом и антивеществом, называемая также бариогенезом. В процессе космологической эволюции Q-шары распадались, превращаясь в конечном итоге в частицы Стандартной модели и некоторые другие, которые, возможно, составляют сейчас темную материю.
Группа физиков-теоретиков из Японии и США под руководством Грэма Уайта (Graham White) из Калифорнийского университета в Санта-Барбаре предложила метод экспериментальной проверки того, реализовался ли механизм бариогенеза Аффлека — Дайна в реальности. Их идея основывается на том, что если асимметрия между количеством вещества и антивещества возникла именно таким образом, то на определенном этапе эволюции Вселенной в ней существовало большое число Q-шаров. Эти квазичастицы очень тяжелые (барионный заряд Q-шаров, рассмотренных исследователями, составлял приблизительно 1029, тогда как барионный заряд одного протона равен единице), а потому их движение в постинфляционной плазме, состоящей из более легких частиц, было нерелятивистским, и на долю Q-шаров приходилась большая часть всей массы вещества во Вселенной.
Если в энергетическом балансе Вселенной доминирует нерелятивистское вещество, как в сценарии Аффлека — Дайна, то длина волн скалярной моды возмущений плотности вещества в расширяющейся Вселенной растет. Вместе с этим растут и длины излучаемых этим веществом гравитационных волн, делая их потенциально детектируемыми с помощью современных и особенно будущих гравитационных обсерваторий. Q-шары влияют на возможность регистрации этих волн и с помощью увеличения их амплитуды, что происходит следующим образом. Как отмечалось ранее, Q-шары нестабильны и распадаются на другие частицы. Этот распад происходит тем быстрее, чем меньше становится солитон, и в конце жизни Q-шара скорость распада становится очень большой. Из-за этого Вселенная с доминированием нерелятивистского вещества резко превращается во Вселенную с доминированием релятивистского вещества и излучения, что приводит к быстрым осцилляциям скалярной моды возмущений. Они входят в резонанс с соответствующими модами гравитационных волн, излученных во время и после инфляции, усиливая их, а это делает их обнаружение еще более вероятным.
Спектр излученных при распаде Q-шаров и усиленных этим распадом гравитационных волн для трех точек в пространстве параметров теории, которое рассмотрели теоретики. Эти гравитационные волны смогут быть зарегистрированы будущим детектором LISA G. White et al. / Physical Review Letters, 2021
Ученые расчитывают, что их гипотезу можно будет проверить экспериментально с помощью будущих детекторов гравитационных волн, таких как подземный телескоп Эйнштейна, наземный Cosmic Explorer и космическая гравитационная обсерватория LISA. Проблемой, однако, является то, что ожидаемый исследователями спектр гравитационных волн очень похож на тот, который возникает при гипотетическом распаде легких изначальных черных дыр. Образовывались ли такие черные дыры в ранней Вселенной или нет — неизвестно, так что обнаружение даже одного из двух потенциальных источников усиленных гравитационных волн, образовавшихся во время инфляции, очень важно.
О том, что такое антивещество, как оно взаимодействует с веществом и о проблеме бариогенеза можно прочитать в нашем материале «С точностью до наоборот».
Таинственная Гигея: что известно о самой маленькой карликовой планете Солнечной системы
Это карликовая планета с уникальной и очень странной историей. Ничего подобного науке неизвестно.
Василий Макаров
По мнению Международного астрономического союза, чтобы официально считаться карликовой планетой, кусок космической породы должен соответствовать четырем требованиям. Он должен:
Вращаться вокруг солнца
Не вращаться вокруг планеты (то есть не быть луной)
Обладать орбитой, свободной от лишнего мусора
Иметь округлую форму
В Солнечной системе много и много тел, которые отвечают первым трем требованиям — например, весь главный пояс астероидов между Марсом и Юпитером. Однако результаты недавнего исследования доказали, что один из самых крупных космических камней на самом деле вовсе не астероид – это настоящая планета, пусть и карликовая.
Астрономы называют ее Гигея, и это четвертое по величине небесное тело в поясе. Его превосходит другая карликовая планета, Церера (945 километров в диаметре), а также астероиды Веста (525 километров) и Паллада (512 километров).
До сих пор о Гигее было известно лишь то, что это кусок породы овальной формы диаметром 350 км в одну сторону и 500 км в другую, с гигантским ударным кратером. Для более детальных наблюдений привлекли Очень Большой Телескоп, благодаря которому ученые получили набор новых сведений.
Оказалось, что настоящий диаметр карликовой планеты – 430 км, при этом форма ее более-менее круглая. Скорость вращения Гигеи составляет 13,8 часов. Поверхность же ее по составу близка к Церере и такая же рыхлая. Ударный же кратер вызывает особый интерес: его возраст оценивается примерно в 2 миллиарда лет. Согласно гипотезе, некий метеор врезался в другое космическое тело куда более крупных размеров и разнес его на куски. Однако после часть раскаленных обломков слиплась вместе и постепенно превратилась в почти идеальную сферу – так и появилась Гигея. Если это правда, то это единственная карликовая планета с такой странной предысторией, известная науке. https://www.popmech.ru/science/518304-o … m=main_big
Прохождение молодой звезды сквозь газопылевой диск соседки заставляет их быстро и надолго повышать яркость и может объяснить тайну появления «оплавленных» метеоритов в Солнечной системе.
Редкий вид молодых переменных звезд — фуоры — внезапно и резко разгорается, надолго сохраняя высокую яркость. Как это происходит, неизвестно, хотя новое моделирование показывает, что фуоры могут быть связаны с прохождением одной звезды сквозь протопланетное облако второй и активным поглощением этой материи. К такому выводу пришли авторы новой работы, принятой к публикации в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Статья доступна в онлайн-библиотеке препринтов arXiv.org.
В 1936 году астрономы с удивлением наблюдали, как молодая и не слишком яркая звезда FU Ориона внезапно начала «разгораться». За считаные месяцы она стала ярче в сотни раз — и с тех пор почти не потеряла этого блеска. Странный случай оказался редким, но не единственным: следующее похожее событие произошло со звездой V1057 Лебедя в 1969-м. Позднее зарегистрировали и другие подобные примеры. Такие звезды получили название фуоров, и физический смысл происходящего с ними до сих пор не установлен.
Считается, что эти крайне молодые звезды еще не вышли на главную последовательность и продолжают сжиматься под действием собственной гравитации. Они пока окружены облаком газа и пыли, образующим плотный протопланетный диск. И, судя по всему, они не одиночки: еще в 2000-х годах обнаружилось, что FU Ориона включает два компонента — «северную» звезду FU Ориона N массой не более 0,6 массы Солнца и «южную» FU Ориона S, которая вдвое тяжелее первой.
Возможно, именно взаимодействия соседней звезды с газопылевым облаком заставляют ее вспыхивать фуором. Это показала и новая работа Элизабет Боршер (Elizabeth Borchert) и ее коллег из Университета Монаша в Австралии. Ученые смоделировали прохождение второй (FU Ориона N) звезды сквозь протопланетное облако, окружающее первую (FU Ориона S), показав, что при этом они резко повышают темпы поглощения материи. Благодаря такому процессу яркость «меньшей» звезды в модели подскакивала в 250 раз всего за пару лет — мгновение по астрономическим меркам.
Любопытно, что этот механизм может быть связан и с одной загадкой в пределах нашей Солнечной системы. Речь идет о хондрах — округлых образованиях, обнаруживающихся во множестве метеоритов. Они представляют собой затвердевшие капли, которые были расплавлены чем-то еще в космосе, до падения на Землю. Судя по результатам моделирования, при движении звезды сквозь протопланетное облако температура может превышать 1500 кельвинов и легко расплавит силикатное вещество хондритов. https://naked-science.ru/article/astron … i-vspyshki
Зонд Juno записал «инопланетный вой» со спутника Юпитера — Ганимеда
Как самая большая луна в нашей Солнечной системе, Ганимед одно из самых интригующих мест в окрестностях. Так получилось, что зонд Juno находится поблизости. Теперь он отправляет на Землю какие-то любопытные звуки.
7 июня 2021 года Juno совершил близкий пролет над Ганимедом и зарегистрировал электромагнитные волны Луны — электрические и магнитные волны, возникающие в магнитосфере — с помощью своего инструмента Waves.
Когда частота этих излучений смещается в звуковой диапазон, получается удивительно жуткий набор инопланетных криков и вой. Этот звук был представлен на осеннем собрании Американского геофизического союза 2021 года.
Транспонирование данных в звуковые частоты не только для развлечения; это другой способ доступа к данным и их просмотра, который, в свою очередь, может помочь уловить мелкие детали, которые в противном случае могли бы быть упущены. Мы записывали «звуки» Солнечной системы с помощью ряда зондов, включая космический корабль «Вояджер», а также с помощью планетарных миссий.
Ганимед, даже больше Меркурия, имеет полностью дифференцированное ядро, а глубоко под его ледяной корой может находиться жидкий океан, способный поддерживать жизнь. Вдобавок ко всему, у него есть собственное магнитное поле.
Расширенная миссия Juno продлится до июня 2025 года и, как ожидается, продолжит предоставлять удивительные сведения о сложном, странном и прекрасном колосе нашей Солнечной системы — Юпитере.
На небольшой, холодной звезде обнаружен корональный гелиевый дождь
Спектроскопические наблюдения в высоком разрешении звездной вспышки, происходящей на одной небольшой, холодной звезде, указывают на так называемый «корональный дождь» - явление, которое наблюдалось астрономами на нашем Солнце, однако не было до сих пор подтверждено для звезды такого размера. Эта тусклая звезда, известная как vB 10, размер которой составляет примерно одну десятую от размера Солнца и которая производит приблизительно в 100 раз меньше энергии, чем наше светило, была изучена при помощи телескопов Habitable-zone Planet Finder (HPF) и Hobby Eberly Telescope (с 10-метровым зеркалом), управление которыми осуществляет Университет штата Пенсильвания, США. Эти наблюдения, выполненные с использованием спектрографа телескопа HPF, позволили исследователям измерить сдвиг длины волны определенных эмиссионных линий атомов, наблюдаемых со стороны вспышки, которые согласуются с гипотезой о падении горячей плазмы обратно на звезду в форме «дождя», по той же схеме, по которой это явление развивается в случае нашего Солнца.
Согласно главному автору Шубхаму Канодии (Shubham Kanodia), магистранту Университета штата Пенсильвания, телескоп HPF позволил обнаружить эмиссионные линии, соответствующие электронным переходам в атомах гелия, которые были слегка сдвинуты в сторону более длинных волн – явление, известное как «красное смещение». Это смещение показывает, что возбужденные атомы, излучающие этот свет, падают на звезду со скоростью порядка 70 километров в секунду.
«Это красное смещение линий гелия указывает на явление, известное как «корональный дождь», которое мы наблюдаем на Солнце на протяжении многих десятилетий, - сказал Канодиа. – Корональный дождь происходит, когда часть возбужденного вспышкой гелия падает обратно на поверхность звезды. Некоторые предыдущие исследования предполагали возможность существования коронального дождя на карликах спектрального класса М, но, если наша интерпретация верна, в настоящей работе мы впервые провели количественные измерения, подтверждающие наличие коронального дождя на сверххолодном карлике и впервые использовали излучение гелия в качестве индикатора».
Наблюдения вспышек и коронального дождя на карликах спектрального класса М могут помочь астрономам глубже понять физику звезд, пояснили авторы.
«Хаббл» запечатлел галактику, за плечами которой «взрывное прошлое»
На этом снимке, сделанном при помощи космического телескопа Hubble («Хаббл») НАСА/ЕКА, представлен вид «в профиль» на спиральную галактику с перемычкой, расположенную на расстоянии около 57 миллионов световых лет от Земли в направлении созвездия Центавра. В 2014 г. свет, идущий со стороны сверхновой из галактики NGC 3568, достиг Земли. Хотя основная часть астрономических открытий приходится на долю профессиональных астрономов, в этот раз сверхновая была открыта астрономами-любителями в рамках проекта Backyard Observatory Supernova Search, базирующегося в Новой Зеландии. Космические энтузиасты часто делают неожиданные открытия – в частности, обнаруживают короткоживущие астрономические события, такие как вспышки сверхновых или пролеты комет.
Эти наблюдения, проведенные при помощи «Хаббла», входят в большой архив данных, собранных для создания научного задела для космического телескопа нового поколения под названием James Webb Space Telescope, который на днях будет отправлен на орбиту. Объединив наблюдения, проведенные при помощи наземных обсерваторий, с данными, собранными при помощи бортовых камер Advanced Camera for Surveys и Wide Field Camera 3 «Хаббла», астрономы накопили большой объем сведений о связях между молодыми звездами и облаками холодного газа, в которых они формируются. Одной из ключевых целей космической обсерватории Webb является изучение жизненного цикла звезд – а именно, выяснения механизмов и установления местоположения их формирования. Поскольку обсерватория Webb ведет наблюдения в инфракрасном диапазоне, она получит возможность всматриваться сквозь облака газа и пыли в «звездные колыбели» и наблюдать рождение молодых звезд внутри. Феноменальная чувствительность обсерватории Webb даже даст возможность напрямую наблюдать тусклые ядра протозвезд – самые ранние этапы формирования светил.
41000 лет назад около экватора вспыхнули полярные сияния
Из-за геомагнитного нарушения полярные сияния веками блуждали по планете.
Если вы хотите, чтобы вас поразило захватывающее зрелище северного сияния, лучше всего понаблюдать за небом возле Северного полюса. Но все было не так 41000 лет назад, когда нарушение магнитного поля Земли привело к блужданию полярных сияний к экватору.
Во время этого геомагнитного возмущения, известного как событие Лашампа, магнитные север и юг планеты ослабли, а магнитное поле накренилось и уменьшилось до доли прежней силы. Это уменьшило магнитную силу, которая обычно направляет поток высокоэнергетических солнечных частиц к северному и южному полюсам, где они взаимодействуют с атмосферными газами, освещая ночное небо.
Около 1300 лет потребовалось для того, чтобы магнитное поле вернулось к своей первоначальной силе и наклону, и за это время полярные сияния переместились в околоэкваториальные широты, где их обычно никогда не видят, сообщили ученые на ежегодной конференции Американского геофизического союза (AGU), проходящей в Новом Орлеане и онлайн.
Этот период интенсивных геомагнитных изменений, возможно, также сформировал изменения в атмосфере Земли, которые повлияли на условия жизни на части планеты, заявила на конференции AGU ведущий Агнит Мухопадхьяй, кандидат наук о климате и космосе в Мичиганском университете.
Магнитное поле Земли рождается при взбалтывании расплавленного ядра нашей планеты. Металлическое плескание около центра Земли и вращение планеты вместе создают магнитные полюса на поверхности на севере и юге; Силовые линии магнитного поля соединяют полюса в виде изогнутых дуг. По данным НАСА, они образуют защитную зону, также известную как магнитосфера, которая защищает планету от радиоактивных частиц из космоса. Магнитосфера также защищает атмосферу Земли от истирания солнечным ветром или потоков частиц, выбрасываемых Солнцем наружу.
На той стороне Земли, которая обращена к Солнцу (несущая на себе основную тяжесть солнечного ветра), магнитосфера сжимается примерно до 6-10 радиусов Земли. По данным НАСА, с ночной стороны Земли магнитосфера уходит в космос и может простираться на сотни земных длин. Но около 41000 лет назад сила магнитосферы упала «почти до 4% от современных значений» и наклонилась на ее сторону, сказал Мухопадхьяй. «Несколько исследований в прошлом предсказывали, что магнитосфера полностью исчезла на дневной стороне», - добавил он.
Мухопадхьяй и его коллеги использовали гирляндную цепочку различных моделей, чтобы обнаружить этот результат. Сначала они использовали данные о магнетизме планеты из древних горных отложений, а также вулканические данные, для моделирования магнитного поля во время события Лашампа. Они объединили эти данные с моделированием взаимодействия магнитосферы с солнечным ветром, а затем загрузили эти результаты в другую модель, которая рассчитывала местоположение, форму и силу полярного сияния путем анализа параметров солнечных частиц, которые создают полярные сияния, таких как их ионное давление, плотность и температура.
Это первый случай, когда ученые использовали этот метод "для моделирования геокосмической системы и прогнозирования магнитосферных конфигураций, а также местоположения полярного сияния", - сказал Мухопадхьяй.
Команда обнаружила, что даже несмотря на то, что магнитосфера сократилась примерно в 3,8 раза от радиуса Земли во время события Лашампа, она никогда не исчезала полностью. В течение этого периода пониженной магнитной силы полюса, которые ранее находились на севере и юге, смещались к экваториальным широтам - и полярные сияния следовали за ними.
«Геомагнитный наклон был значительно отклонен от географических полюсов», - сказал Мухопадхьяй. «Это привело к тому, что авроральные осадки следовали за магнитными полюсами и перемещались из географических полярных регионов Земли в экваториальные широты».
Предыдущие исследования предполагали, что событие Лашампа могло повлиять на обитаемость на доисторической Земле, погрузив планету в экологический кризис, и новые модели намекнули, что такой исход «весьма вероятен», сообщил Мухопадхьяй. Ранее в этом году другие исследователи обнаружили, что через ослабленную магнитосферу легко проникали солнечные ветры, что приводило к повреждению озонового слоя, климатическим потрясениям и вымиранию - возможно, даже способствовало исчезновению неандертальцев в Европе, как ранее сообщала Live Science.
Хотя их результаты не доказывают причинно-следственную связь между изменениями магнитного поля Лашампа и серьезными экологическими последствиями для Земли, модели предлагают идеи для будущих исследований, которые могли бы установить такую связь, сказал Мухопадхьяй.
16-летнее наблюдение за парой пульсаров с рекордной точностью подтвердило Общую теорию относительности
Пара пульсаров в представлении художника Wikimedia Commons
Астрофизики проверили предсказания Общей теории относительности с рекордной точностью и измерили не наблюдавшиеся ранее релятивистские эффекты, использовав результаты шестнадцатилетних наблюдений семи телескопов за парой пульсаров. Исследователи также выяснили, что предсказания некоторых популярных альтернативных теорий гравитации противоречат результатам их наблюдений. Исследование опубликовано в Physical Review X.
Общая теория относительности (ОТО) очень хорошо описывает гравитационное взаимодействие, корректируя ньютоновскую теорию гравитации для сильных гравитационных полей или высоких скоростей движения взаимодействующих тел. Все проведенные на настоящий момент проверки этой теории подтвердили ее правильность. Несмотря на то, что существуют экспериментальные подтверждения теории Эйнштейна для очень сильных гравитационных полей, как, например, измерение красного смещения света звезды, движущейся вблизи сверхмассивной черной дыры, обычно ее предсказания проверяются для сравнительно слабых полей. Одними из самых перспективных физических систем для проверки ОТО в сильных гравитационных полях являются пары пульсаров — нейтронных звезд с очень сильным магнитным полем, у которых магнитные полюса не совпадают с полюсами вращения.
Пульсары интересны тем, что вращение нейтронных звезд с огромной точностью представляет собой периодический процесс, что делает удобным его наблюдение с Земли и измерение с помощью этих наблюдений параметров пульсаров. Если же пульсары образуют пару, то из-за больших масс компаньонов, компактности нейтронных звезд, а также огромных скоростей их движения, измеримые релятивистские эффекты возникают и в их орбитальном движении друг относительно друга. Например, наблюдавшееся уменьшение периода вращения пары пульсаров из-за излучения ими гравитационных волн позволило подтвердить существование этого излучения почти за 40 лет до его прямого обнаружения наземными гравитационными обсерваториями LIGO и VIRGO.
Группа астрофизиков из девяти стран под руководством Майкла Крамера (Michael Kramer) из Института радиоастрономии Общества Макса Планка и Манчестерского университета представила результаты анализа 16-летних наблюдений за парой пульсаров PSR J0737–3039A/B. Используя данные этих наблюдений, ученые нашли семь релятивистских параметров, называемых посткеплеровскими поправками, для PSR J0737–3039A/B.
Наблюдение за PSR J0737–3039A/B физики вели с помощью австралийского 64-метрового радиотелескопа Паркса, американского 100-метрового радиотелекопа Грин-Бэнк, нидерландского радиотелескопа WSRT, состоящего из 14 управляемых 25-метровых тарелочных антенн, французского радиотелескопа NRT, главное зеркало которого состоит из десяти панелей, каждая 20 метров в ширину и 40 метров в высоту, немецкого 100-метрового Эффельсбергского радиотелескопа и английского 76-метрового радиотелескоп имени Ловелла. Также ученые использовали данные американского радиоинтерферометра VLBA для более точного измерения расстояния до пары пульсаров, которое составило 735±60 парсек от Земли. Пульсар A имеет массу, равную 1,34 массы Солнца, и период вращения вокруг своей оси 2,3 миллисекунды. Масса пульсара B равна 1,25 массы Солнца, а период вращения составляет 2,8 секунды. Период орбитального вращения пары составляет 2,45 часа, а эксцентриситет орбиты равен 0,088.
Проанализировав данные наблюдений, физики измерили ряд посткеплеровских параметров. Во-первых, они получили скорость уменьшения периода орбитального движения Pb со временем, вызванного излучением парой пульсаров гравитационных волн. Отношение этого изменения за период к самому периоду вращения составило приблизительно −1,25 × 10−12. Во-вторых, исследователи нашли скорость изменения угловой координаты периастрона ω со временем — эффект, аналогичный смещению перигелия Меркурия при его орбитальном движении вокруг Солнца, объяснение которого было первой успешной проверкой правильности ОТО. Эта угловая скорость оказалась равна 16,9 градуса за год. Точность измерения этой величина была так велика, что для того, чтобы точно ее найти из наблюдательных данных за движением световых лучей, ученым пришлось учесть эффект Лензе – Тирринга, который заключается в увлечении за собой инерциальной системы отсчета вращающимся телом. Величина этого эффекта зависит от момента инерции гравитирующего тела, который в свою очередь зависит от распределения плотности вещества внутри него. В перспективе, более точные измерения этого эффекта могут дать информацию об уравнении состояния вещества нейтронной звезды, которое при современном понимании квантовой хромодинамики нельзя получить аналитически. Кроме того, ученые нашли скорость прецессии спина ΩB медленно вращающегося пульсара B, которая составила 4,77±0,66 градуса в год. Астрофизики также измерили задержки прихода сигнала на Землю, связанные с красным смещением γE (эффект Эйнштейна), и с отклонением луча света в гравитационном поле. Это отклонение называется эффектом Шапиро и характеризуется двумя параметрами — амплитудой r и формой s, равной синусу угла наклона орбиты к линии наблюдения с Земли. Значения этих параметров оказались равны примерно γE = 0,384 миллисекунды, r = 6,16 микросекунды и s = 0,999936.
Скорость изменения периода орбитального движения пульсаров совпала с предсказанием ОТО с точностью 1,3 × 10−4 с доверительной вероятностью 95 процентов, что является самой точной проверкой ОТО в настоящее время. Некоторые эффекты ученые наблюдали впервые. К ним относится потеря массы быстро вращающимся пульсаром A за счет излучения им гравитационных волн, релятивистская деформация орбиты движения пульсаров друг вокруг друга, а также обсуждаемый выше эффект влияния уравнения состояния нейтронной материи на движение пульсаров.
Каждый измеренный посткеплеровский параметр дает некоторую связь на массы пульсаров. Если гравитация описывается Общей теорией относительности, то все соответствующие графики пересекаются в одной точке. Измерения не идеально точные, а потому на рисунке указаны доверительные интервалы, которым соответствуют ширины полос. Здесь R — это отношение массы пульсара A к массе пульсара B M. Kramer et al. / Physical Review X, 2021
Измеренные учеными посткеплеровские параметры позволили им проверить две популярные альтернативные теории гравитации: двухпараметрическую моноскалярно-тензорную гравитацию, называемую также DEF-гравитацией, и тензорно-векторно-скалярную гравитацию Бекенштейна. В первой теории существенно модифицируется интенсивность излучения гравитационных волн, и, рассмотрев значения параметров теории, не исключенные другими экспериментами, физики пришли к выводу, что теория противоречит их наблюдениям. Гравитацию Бекенштейна иногда рассматривают как потенциальную MOND-теорию, которая может объяснить динамику звезд в галактиках без введения темной материи. Однако для значения единственного параметра теории, которое хорошо подходит для этой цели, посткеплеровские параметры оказались сильно противоречащими наблюдениям.
Измеренные посткеплеровские параметры дают разные значения масс пульсаров, если тяготение описывается DEF-гравитацией. Ширина полос равна доверительному интервалу 1σ M. Kramer et al. / Physical Review X, 2021
Измеренные посткеплеровские параметры дают разные значения масс пульсаров, если тяготение описывается теорией Бекенштейна. Ширина полос равна доверительному интервалу 1σ M. Kramer et al. / Physical Review X, 2021
Физики рассчитывают, что дальнейшее наблюдение за PSR J0737–3039A/B с помощью современных телескопов, таких как MeerKAT, а также будущего Square Kilometre Array, позволит измерить релятивистские эффекты в динамике пары пульсаров с существенно большей точностью, что даст возможность еще более надежно проверить правильность ОТО, точно установить расстояние до пары пульсаров, а также детально исследовать уравнение состояния вещества нейтронных звезд.
Ранее мы писали о том, как ученые предложили использовать пульсары для детектирования гравитационных волн.
Авторы и права: Стефан Сейп (Ночной мир) Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Сегодня – день декабрьского солнцестояния – первый день зимы в северном полушарии и лета в южном полушарии. Астрономические события, разделяющие времена года – солнцестояния и равноденствия – основаны на положении Солнца при его ежегодном путешествии вдоль эклиптики на небе планеты Земля. Сегодня Солнце достигнет максимального южного склонения -23.5 градусов в 15:59 по Всемирному времени, а его прямое восхождение – вторая координата на небесной сфере – составит 18 часов. Солнце находится в созвездии Стрельца, его положение на небе близко к направлению на центр нашей Галактики Млечный Путь. Если бы вы смогли увидеть сегодня Солнце на фоне слабых звезд и туманностей (на самом деле это очень трудно, особенно днем...), то вам открылась бы картина, похожая на показанную здесь панораму. Фотографии нашей прекрасной Галактики были сделаны на темном ночном небе Намибии, а затем смонтированы так, чтобы получился этот панорамный вид. На картинку было наложено изображение Солнца, сделанное 21 декабря 2015 года. Оно выглядит как очень яркая звезда в месте, соответствующем сегодняшнему зимнему солнцестоянию, вблизи от центра Млечного Пути. http://www.astronet.ru/db/msg/1795355
Ученые узнали, как микроорганизмы могут поддерживать собственное существование в облаках Венеры
Группа исследователей, в которую вошли специалисты, обнаружившие в 2020 году фосфин на Венере, полагает, что на этой планете могут существовать микроорганизмы, «создающие» себе среду обитания.
Венера — крайне неблагоприятное место не только для человека, но для жизни вообще. Ее атмосфера насыщена углекислым газом, давление на поверхности аналогично таковому на Земле на глубине 900 метров под толщей воды, а средняя температура равна 462 градусам Цельсия. Планета окутана плотным слоем облаков, состоящих из серной кислоты.
Тем не менее некоторые ученые считают, что определенные виды живых организмов могут существовать хотя бы в условиях венерианских облаков. Ведь живут же микробы в земной атмосфере, битумных озерах, горячих источниках, чрезвычайно кислой или бескислородной среде. Такие организмы называют экстремофилами, и они при определенных условиях могли бы, вероятно, обитать и на Венере.
После того как на этой планете обнаружили газ фосфин — потенциальный маркер жизни, — споры о ее наличии или отсутствии не утихают. Многие исследования показывают, что никакого фосфина на Венере и нет, а выводы, представленные в журнале Nature Astronomy 14 сентября 2020 года группой ученых из Массачусетского технологического института (США) и Кардиффского университета в Уэльсе (Великобритания), ошибочны.
Но часть тех же ученых (в том числе из Массачусетского, Кардиффского и Кембриджского университетов), участвовавших в обнаружении фосфина, решила взглянуть на проблему под другим углом и опубликовала результаты нового исследования в журнале PNAS. Они определили химический путь, при помощи которого жизнь нейтрализовала бы кислую среду Венеры, создав самоподдерживающий обитаемый карман в ее облаках.
Известно, что, помимо фосфина, в венерианских облаках обнаружен аммиак, а также другие химические соединения, которые вроде бы не должны образовываться на этой планете естественным образом. Наличие жизни объяснило бы существование подобных соединений в атмосфере планеты, поэтому посматривать в сторону такой гипотезы — весьма заманчивая идея.
Есть, правда, мнение, что подобные вещества могут быть образованы пылью, которую уносит с поверхности Венеры в облака, где ее частицы вступают в химические реакции с серной кислотой. Это объясняет наличие в атмосфере определенных соединений, но не всех. Кроме того, в этом случае количество пыли, поднимаемой с поверхности, должно быть очень большим.
Ученые смоделировали ряд химических процессов в поисках ответа. Как оказалось, если в облаках Венеры все-таки существуют микроорганизмы, которые в должном количестве производят аммиак (обнаруженный в венерианской атмосфере, как уже было сказано выше), то связанные с этим химические реакции естественным образом давали бы и кислород.
К тому же аммиак нейтрализовал бы серную кислоту, делая облака более пригодными для обитания. Таким образом, исследователи смогли объяснить наличие аммиака и некоторых других веществ и соединений в атмосфере Венеры, которых, по идее, там быть не должно. https://naked-science.ru/article/astron … dderzhivat
Опубликованы первые результаты анализа образцов астероида Рюгу
Богатые углеродом астероиды могут дать подсказки о ранней истории Солнечной системы и об образовании органических и гидратированных минералов – строительных блоков жизни.
Анализ образца грунта астероида Рюгу, доставленного на Землю японской миссией «Hayabusa2», показал, что вещество в нем, вероятно, является одним из самых примордиальных среди всех доступных на сегодня в лабораториях. Это расширяет уникальную коллекцию внеземных материалов, изучение которых приближает нас к пониманию происхождения и эволюции Солнечной системы. Результаты исследования представлены двумя статьями в журнале Nature Astronomy.
Капсула с образцами астероида Рюгу. Credit: JAXA
Рюгу является богатым углеродом ромбовидным околоземным астероидом диаметром примерно 900 метров. Он относится к группе Аполлона и вращается вокруг Солнца между орбитами Земли и Марса.
В феврале 2019 года зонд «Hayabusa2» совершил забор образцов грунта астероида из кратера, созданного при помощи взрывного устройства. 5 декабря 2020 года в 21:07 по московскому времени капсула с веществом весом 5,4 грамма приземлилась на территории Австралии. Спустя полтора часа она была обнаружена поисковой командой JAXA.
«Мы проанализировали образец Рюгу и обнаружили, что он очень темный – отражает лишь 2% падающего на него света, – и обладает высокой пористостью в 46%, что больше, чем у любого изученного до сих пор метеорита», – рассказывает Тору Яда, ведущий автор первого исследования из Института космических и астронавтических наук (ISAS) при Японском агентстве аэрокосмических исследований (JAXA).
Снимок поверхности околоземного углеродистого астероида Рюгу, полученный космическим аппаратом «Hayabusa2» прямо перед посадкой. Credit: JAXA/U. Tokyo/Kochi U./Rikkyo U./Nagoya U./Chiba Inst. Tech./Meiji U./U. Aizu/AIST
Во втором исследовании ученые определили состав образца с помощью микроскопа, который может получать изображения на разных длинах волн света в видимом и инфракрасном спектрах. Анализ показал, что он состоит из гидратированных минералов с включениями различных органических веществ, а также карбонатов и летучих соединений.
«Эти результаты указывают на микроскопический неоднородный состав образцов Рюгу. При этом макроскопически астероид однороден по структуре и составу, чем напоминает богатые углеродом хондритовые метеориты, но он более темный, пористый и хрупкий», – заключил Седрик Пилорже, ведущий автор второго исследования из Университета Париж-Сакле (Франция). https://in-space.ru/pervye-rezultaty-an … ida-ryugu/
Головы комет могут быть зелеными, но их хвосты никогда
Время от времени Пояс Койпера и Облако Оорта выбрасывают в нашу сторону галактические снежки, состоящие из льда, пыли и камней: остатки Солнечной системы возрастом 4,6 миллиарда лет.
Эти снежки - или кометы - проходят красочную метаморфозу, пересекая небо, при этом головы многих комет приобретают сияющий зеленый цвет, который становится ярче по мере приближения к Солнцу.
Но, как ни странно, этот зеленый оттенок исчезает до того, как достигает одного или двух хвостов, тянущихся за кометой.
Астрономы, ученые и химики были озадачены этой загадкой почти столетие. В 1930-х годах физик Герхард Герцберг предположил, что это явление связано с тем, что солнечный свет разрушает двухатомный углерод (также известный как дикарбон или C2), химическое вещество, созданное в результате взаимодействия солнечного света с органическим веществом в голове кометы, но поскольку дикарбон нестабилен, эту теорию было трудно проверить.
Новое исследование, проведенное в Сиднее, опубликованное сегодня в журнале Proceedings of the National Academy of Sciences (PNAS), наконец-то нашло способ проверить эту химическую реакцию в лаборатории - и тем самым доказало правильность этой 90-летней теории.
"Мы доказали механизм, с помощью которого диуглерод расщепляется солнечным светом", - говорит Тимоти Шмидт, профессор химии ЮНСО и старший автор исследования.
"Это объясняет, почему зеленая кома - нечеткий слой газа и пыли, окружающий ядро, - сжимается по мере приближения кометы к Солнцу, а также почему хвост кометы не зеленый".
Ключевой игрок в центре этой тайны, дикарбон, обладает высокой реактивной способностью и отвечает за придание многим кометам зеленого цвета. Он состоит из двух атомов углерода, склеенных вместе, и может быть найден только в чрезвычайно энергичных или низкокислородных средах, таких как звезды, кометы и межзвездная среда.
Диуглерода не существует на кометах, пока они не приблизятся к Солнцу. Когда Солнце начинает нагревать комету, органическое вещество, живущее в ледяном ядре, испаряется и переходит в кому. Затем солнечный свет расщепляет эти более крупные органические молекулы, образуя диуглерод.
Команда, возглавляемая UNSW, показала, что по мере того, как комета приближается еще ближе к Солнцу, экстремальное ультрафиолетовое излучение разрушает молекулы дикарбона, которые она недавно создала в процессе, называемом "фотодиссоциацией". Этот процесс разрушает диуглерод до того, как он сможет удалиться далеко от ядра, в результате чего зеленая кома становится ярче и сжимается - и гарантирует, что зеленый оттенок никогда не попадет в хвост.
Это первый раз, когда это химическое взаимодействие было изучено на Земле.
"Я нахожу невероятным, что кто-то в 1930-х годах думал, что это происходит, вплоть до уровня детализации механизма, а 90 лет спустя мы обнаруживаем, что теория верна", - говорит Жасмин Борзовски, ведущий автор исследования.
"Герцберг был невероятным физиком и в 1970-х годах получил Нобелевскую премию по химии. Это довольно захватывающе - иметь возможность доказать одну из вещей, о которых он теоретизировал".
Профессор Шмидт, который изучает дикарбон в течение 15 лет, говорит, что полученные результаты помогают нам лучше понять как дикарбон, так и кометы.
"Диуглерод образуется в результате распада более крупных органических молекул, замороженных в ядре кометы, - таких молекул, которые являются компонентами жизни", - говорит он.
"Понимая его срок службы и процесс разрушения, мы можем лучше понять, сколько органического материала испаряется с комет. Подобные открытия однажды могут помочь нам разгадать другие космические тайны". https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1221184602
Грунт астероида Рюгу оказался необычно пористым*
Оптические микроскопические изображения образцов из отсеков «A» (a,b,c) и «C» (d,e,f). Toru Yada et al. / Nature Astronomy, 2021
Планетологи, работающие с образцами вещества астероида Рюгу, добытыми станцией «Хаябуса-2», представили первые результаты анализа частиц грунта в лабораторных условиях. Оказалось, что вещество Рюгу очень пористое и содержит много гидратированных соединений и органических веществ, однако бедно хондрами. Статьи (1, 2) опубликованы в журнале Nature Astronomy.
6 декабря 2020 года межпланетная станция «Хаябуса-2» успешно доставила к Земле возвращаемую капсулу с несколькими граммами грунта, собранного с околоземного астероида Рюгу, относящегося к C-классу. Всего было произведено две попытки забора грунта — в феврале и июле 2019 года. Первая проба (отсек «А», 3,23 граммов грунта) содержит вещество с поверхности астероида, а вторая (отсек «С», 2,025 граммов грунта) — из приповерхностного слоя, выброшенного в ходе создания 15-метрового рукотворного кратера. В конце декабря прошлого года грунт Рюгу был полностью извлечен из контейнера и отправлен на хранение и исследование.
Две группы планетологов представили первые результаты анализа частиц грунта Рюгу. Группа во главе с Тору Яда (Toru Yada) из Института космоса и астронавтики в Сагамихаре занималась исследованиями физических свойства грунта и его примерного минералогического состава. Размеры частиц грунта колебались от 8 миллиметров до субмиллиметровых размеров, причем больше всего было частиц миллиметрового размера. При этом в отсеке «С» частиц размером более трех миллиметров было больше, чем в отсеке «А». Поверхности зерен грунта были либо неровными, либо гладкими.
Распределение по размерам частиц Рюгу из отсеков «A» и «C» контейнера для проб. Toru Yada et al. / Nature Astronomy, 2021
Среднее значение расчетной насыпной плотности частиц Рюгу составило 1282 килограммов на кубический метр, что меньше, чем у метеоритов типа CI-хондритов и метеорита из озера Тагиш (самый пористый метеорит, когда-либо найденный на Земле) и немного больше объемной плотности самого Рюгу, определенной на основе наблюдений станции и составившей 1190 килограммов на кубический метр. Это свидетельствует о высокой (около 46 процентов) микропористости грунта, что ранее не наблюдалось для вещества метеоритов. Малое альбедо грунта в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне и особенности спектров отражения указывают на обилие углерода в составе вещества Рюгу и наличия гидроксильной группы OH, что говорит о том, что родительское тело астероида подвергалось воздействию воды. При этом почти не было найдено субмиллиметровых включений, богатых кальцием и алюминием (calcium-aluminum-rich inclusion, CAI), и хондр, однако есть много ярких, пятнистых, мелких включений. В целом Рюгу больше похож на CI-хондриты, чем на любой другой тип метеоритов, однако обладает более низким альбедо, высокой пористостью и хрупкостью.
Спектр крупного зерна карбоната из грунта Рюгу (a) и три эталонных спектра (сидерит — b, доломит — c, кальцит — d). Cédric Pilorget et al. / Nature Astronomy, 2021
Группа исследователей во главе с Седриком Пилорже (Cédric Pilorget) из Института космической астрофизики в Университете Париж-Сакле представила результаты исследований минералогического состава грунта Рюгу при помощи гиперспектрального микроскопа MicrOmega, работающего в ближнем инфракрасном диапазоне. Собранные данные указывают на соединения, богатые OH, CH и NH, такие как карбонаты (часть из них обогащена железом), гидроксид алюминия, филлосиликаты, гидратированные соли и богатые азотом органические вещества.
Спектры зерен грунта Рюгу с высоким содержанием ОН (a) и NH (b). Cédric Pilorget et al. / Nature Astronomy, 2021
Таким образом, образцы, собранные «Хаябусой-2», оказались одними из самых первобытных веществ, которые исследовали в земных лабораториях. Возможно, они поспособствуют пересмотру теорий происхождения и эволюции Солнечной системы.
О том, что «Хаябуса-2» узнала о Рюгу и деталях этой необычной межпланетной программы можно прочесть в материале «Собрать прошлое по крупицам» и в отдельной теме.
Физики предложили искать темную материю с помощью детекторов гравитационных волн
Галактика, окруженная гало темной материи в представлении художника ESO / L Calçada
Физики предложили новый метод обнаружения частиц легкой темной материи с помощью детекторов гравитационных волн. Ученые проанализировали данные, собранные немецкой гравитационной обсерваторией GEO600, но не нашли в них сигнала темной материи, установив таким образом более строгие ограничения на интенсивность ее взаимодействия с обычным веществом. Исследование опубликовано в Nature.
В лабораторных экспериментах на Земле до сих пор не удалось зарегистрировать частицы темной материи, но на ее существование указывают астрономические наблюдения. Из них следует, что на долю темной материи приходится около 80 процентов массы всего вещества во Вселенной, а во многих галактиках ее в сотни раз больше, чем барионной материи. Обычно считается, что темная материя состоит из массивных частиц, называемых вимпами (WIMP, Weakly Interacting Massive Particle), которые участвуют только в слабых и гравитационных взаимодействиях с частицами Стандартной модели. В большинстве моделей масса вимпов лежит в диапазоне от нескольких гигаэлектронвольт до массы Планка (приблизительно 1019 гигаэлектронвольт). Существуют, однако, модели темной материи, в которой масса ее частиц очень мала.
Одной из таких моделей является дилатонная темная материя, частицы которой могут быть возмущениями полей дилатона или модулей, чье существование предсказывает Теория струн. Модели дилатонной темной материи утверждают, что ее частицы рождаются в ранней Вселенной, а в настоящее время представляют собой почти когерентно осциллирующее поле, частота осцилляций которого связана с массой частиц темной материи. Когерентность нарушается локальными возмущениями гравитационного потенциала, которые создают галактики и их скопления, но для темной материи, составляющей обычное галактическое гало, отношение разброса частот к самой частоте колебаний мало и равно приблизительно 10-6.
Масса частиц дилатонной темной материи существенно меньше одного электронвольта (напомним, что масса электрона чуть больше 0,5 мегаэлектронвольта, а масса протона почти равна одному гигаэлектронвольту), а ее взаимодействие с полями Стандартной модели имеет очень специфический вид — в простейшем случае в уравнениях движения поле темной материи с определенными коэффициентами добавляется к массе электрона и обратному квадрату его заряда, превращая их из констант в переменные в пространстве-времени величины. От значения массы и заряда электрона зависят свойства атомов, а следовательно, и состоящих из них веществ. Изменение этих параметров ведет в частности к изменению показателя преломления и размера твердых тел, которые предположительно можно наблюдать экспериментально.
Группа физиков из Великобритании и Германии под руководством Хартмута Гроте (Hartmut Grote) из Университета Кардиффа предложила новый метод поиска частиц легкой темной материи с использованием детекторов гравитационных волн. Принцип действия этих детекторов следующий. Два перпендикулярных тоннеля, внутри которых поддерживается глубокий вакуум образуют плечи интерферометра. Длина плеч составляет от нескольких сот метров, как в GEO600, до нескольких километров, как в LIGO и Virgo. Лазерный луч расщепляется разделителем, имеющим форму тонкого цилиндра, распространяется по обоим туннелям, отражается от зеркал, подвешенных в их концах, и снова падает на разделитель, откуда затем попадает в детектор. Длины плеч интерферометра подобраны так, что два луча, соединяясь в разделителе, деструктивно интерферируют друг с другом, и освещенность детектора получается нулевой. Если же оптическая длина пути света внутри одного из тоннелей из-за прохождения через Землю сильной гравитационной волны меняется, то фаза соответствующего лазерного луча меняется вместе с ней, и детектор регистрирует свет.
Идея группы Гроте заключается в том, что из-за разного коэффициента отражения двух поверхностей разделяющего цилиндра, он взаимодействует с двумя лучами по-разному, и изменение размера цилиндра и коэффициента преломления света в нем из-за взаимодействия с полем легкой темной материи создает разницу в оптических длинах путей и без всяких гравитационных волн. Именно этот эффект физики и предложили искать. Для своего эксперимента они выбрали немецкий детектор гравитационных волн GEO600, так как он наиболее чувствителен к разнице в оптических длинах путей двух лучей. Для данного эксперимента эффект, связанный с изменением показателя преломления среды, оказался приблизительно на три порядка меньше, чем эффект, вызванный изменением размера разделяющего цилиндра, так что исследователи сосредоточились на последнем.
Ученые рассмотрели три типа дилатонной темной материи. Первый из них представляет собой простейший вариант, в котором темная материя взаимодействует только с электроном и фотоном. Во второй теории темная материя взаимодействует аналогичным образом еще и с глюонным, и с кварковыми полями. Третья модель во многом похожа на вторую, но взаимодействие темной материи с полями Стандартной модели в ней возникает через смешивание дилатона с полем бозона Хиггса. Проанализировав данные, собранные GEO600, физики не обнаружили темной материи, описываемой ни одной из трех теорий. Это, однако, позволило установить им более строгие ограничения на массы частиц темной материи и на величины констант связи, определяющих интенсивность ее взаимодействия с обычным веществом.
Результаты исследования закрыли теории дилатонной темной материи для величин обратных констант связи вплоть до 3 × 1019 гигаэлектронвольт в диапазоне масс частиц от 10-13 до 10-11 электронвольт. Эти ограничения в данном интервале масс более чем на шесть порядков величины более строгие, чем те, которые были получены в спектроскопических экспериментах, и на четыре порядка лучше, чем в проверках принципа эквивалентности.
Зеленым обозначена запрещенная данным исследованием область параметров в простейшей модели, в которой темная материя взаимодействует только с электронами и фотонами. Полосами других цветов обозначены результаты предыдущих экспериментов H. Grote et al. / Nature, 2021
Зеленым обозначена запрещенная данным исследованием область параметров в модели, в которой темная материя взаимодействует не только с электронами и фотонами, но и с частицами КХД. Полосами других цветов обозначены результаты предыдущих экспериментов H. Grote et al. / Nature, 2021
Зеленым обозначена запрещенная данным исследованием область параметров в модели, в которой темная материя смешивается с бозоном Хиггса и взаимодействует не только с электронами и фотонами, но и с частицами КХД. Полосами других цветов обозначены результаты предыдущих экспериментов H. Grote et al. / Nature, 2021
Физики считают, что гравитационные обсерватории следующего поколения или интерферометры сравнимой чувствительности помогут существенно уточнить их результаты. Они также отмечают, что увеличения точности эксперимента можно добиться и на действующих установках с помощью модификации оптики. Для этого, например, можно на плечи интерферометра установить зеркала разной толщины, что вызовет разное изменение их оптических свойств в осциллирующем поле гипотетических частиц легкой темной материи.
Ранее мы писали о возможности использования в качестве детекторов темной материи экзопланет, Юпитера и нейтронных звезд.
МОСКВА, 22 дек — РИА Новости, Константин Льдов. Число известных нам планет за пределами Солнечной системы растет с каждым днем: за тридцать лет ученые открыли почти пять тысяч. Предполагают, что в нашей Галактике сотни миллионов потенциально обитаемых миров. О том, можно ли, находясь за много световых лет, распознать на них жизнь, — в материале РИА Новости.
Неопровержимые улики
Жидкая вода — ключевой фактор зарождения и развития землеподобной жизни (не исключены и другие варианты, например, на кремнии, а не углероде, но это особый разговор). Обитаемая планета должна быть железно-каменной, массой от одной десятой до десяти земных. И звезда нужна подходящая. Если она тяжелее Солнца в несколько раз, биосфера просто не успеет сложиться.
У самых легких звезд зона обитаемости слишком близко, и планеты попадают в приливной захват: там нет смены дня и ночи, а также времен года. Кроме того, звездный ветер и ультрафиолетовое излучение пагубно влияют на живые организмы и способствуют потере атмосферы. Защита — магнитное поле, для возникновения которого требуется жидкое железное ядро. Кроме того, важную роль играет крупная луна.
Если планета похожа на Землю по массе и радиусу и находится в зоне обитаемости звезды, можно приступить к поиску следов жизни — биосигнатур, или биомаркеров (второй термин менее удачен, так как используется и в медицине).
Основные биосигнатуры — это кислород, озон, вода, метан и углекислый газ. Кроме того, закись азота, аммиак, диметилсульфид, диметилдисульфид, хлорметан, а также фосфин. По отдельности эти вещества возникают и на необитаемых планетах. Но если они вместе, это повышает шансы.
Биосигнатуры помогает выявить анализ спектра атмосферы. Его получают, исследуя собственное излучение экзопланеты в инфракрасном диапазоне, ее отраженный свет или прохождение по диску родительской звезды. Линии поглощения покажут, какие химические элементы там присутствуют и в какой концентрации.
Веселящий и животворящий
Кислород на Земле возникает в результате фотосинтеза и занимает около 20 процентов атмосферы. Этот газ легко распознать, так как он сильно поглощает излучение в инфракрасной области. Около двадцати лет назад при выборе частотного диапазона космического интерферометра TPF (Terrestrial Planet Finder) ставку сделали именно на кислород. Увы, проект отменили.
Теперь надежды возлагают на космический телескоп "Джеймс Уэбб", который стартует с космодрома Куру 24 декабря. Американские ученые продемонстрировали, что он способен обнаружить кислород в атмосфере экзопланет системы TRAPPIST-1 в концентрациях, косвенно свидетельствующих о существовании жизни.
Озон — еще один хороший кандидат в биосигнатуры. Он образуется из кислорода и хорошо заметен в ультрафиолетовый телескоп.
Однако кислород может вырабатываться в природных процессах, не связанных с жизнью. Например, при фотолизе молекул воды. Если планета находится в зоне обитаемости агрессивного красного карлика, излучающего много рентгена и ультрафиолета, вода будет расщепляться на водород и кислород. Первый — легкий — улетучится в космос, второй — тяжелый — останется в атмосфере.
Землю защищает "холодная ловушка": водяной пар конденсируется, а затем выпадает в виде осадков. Ее формирование связано с азотом. Поэтому если в атмосфере экзопланеты, скажем, 20 процентов кислорода и более 70 процентов азота, это практически точное доказательство жизни. В абиогенных условиях такие смеси не возникают (или мы пока не знаем о подобных процессах).
Другой важный признак — метан. На Земле его производят бактерии, в том числе в пищеварительном тракте жвачных животных. В гораздо меньших количествах он образуется при извержении вулканов.
Осенью 2020-го ученые из Вашингтонского и Калифорнийского университетов пришли к выводу, что сочетание метана и углекислоты — надежная биосигнатура при условии, что в атмосфере ничтожно мало угарного газа. Термодинамическая модель показала: вулканы вряд ли произведут столько же метана, как биологические источники. Однако исследователи отмечают, что эти результаты основаны на изучении Земли и небесных тел Солнечной системы, поэтому еще требуют уточнения.
Еще вариант — закись азота ("веселящий газ"). Его генерируют бактерии в почве. Но не исключено, что это соединение возникало в далеком прошлом Земли, когда ее богатый серой океан взаимодействовал с азотом. То есть закись азота в атмосфере может означать, что мы имеем дело с молодой необитаемой планетой.
Недавно астрономы Массачусетского технологического института предложили внести в список потенциальных биосигнатур изопрен (C5H8). За год на Земле образуется 400-600 мегатонн этого газа. Львиную долю дают тропические растения. Более скромный вклад вносят животные, грибы, бактерии.
В атмосфере изопрен разрушается за несколько часов, в частности, в результате реакций с соединениями, содержащими кислород. Если животворного газа мало, изопрен будет накапливаться. Так происходило в первые 2,4 миллиарда лет существования нашей планеты.
Согласно расчетам, "Джеймс Уэбб" в состоянии обнаружить изопрен в атмосфере экзопланеты размером с суперземлю, но при условии, что его источник на несколько порядков мощнее, чем на Земле. Кроме того, важно не спутать изопрен с метаном и другими углеводородами.
На Венере, ах, на Венере…
Признаки жизни продолжают искать и на планетах Солнечной системы.
Настоящий переполох разразился, когда в сентябре 2020-го группа ученых из Кардиффского университета опубликовала в журнале Nature результаты наблюдений газовой оболочки Венеры наземным телескопом Максвелла и комплексом радиотелескопов ALMA. Астрономы обнаружили следы фосфина, одной из потенциальных биосигнатур. На Земле его создают анаэробные бактерии.
Ученые отметили, что концентрация фосфина в атмосфере Венеры весьма серьезная, а встречается он в основном в районе экватора на высоте 50-60 километров. В суровых венерианских условиях эта молекула в среднем существует около четверти часа. Значит, что-то (или кто-то) ее постоянно синтезирует в большом количестве. Эти выводы сразу же раскритиковали. В ответ исследователи дали более скромную оценку. Также на фосфин косвенно указал анализ архивных данных зонда межпланетной станции "Пионер-13", полученных около сорока лет назад.
Этим летом специалисты Корнеллского университета сообщили, что фосфин в атмосфере Венеры, скорее всего, вулканического происхождения. Однако их работа носит оценочный характер.
В октябре вышел специальный номер журнала Astrobiology, где приводили аргументы за и против пригодности облаков Венеры для микробов.
Ретроградная Луна: что будет, если спутник Земли начнёт вращаться в обратном направлении
Ни для кого не секрет, что Луна обращается по орбите в том же направлении, что и Земля вокруг своей оси. Большинство спутников планет Солнечной системы подчиняются этому правилу, но оно все же не универсально. Более 30 лун движутся ретроградно (против вращения своих планет). В их число входит и Тритон, самый крупный сателлит Нептуна.
Алексей Левин
А что произошло бы, если бы наш естественный спутник обладал ретроградным движением? Нептуну от неправильного поведения Тритона не холодно и не жарко, он ведь в 5000 раз тяжелее. Луна же всего в 81 раз легче Земли и в этом отношении абсолютно уникальна — ни один из прочих спутников не превышает 0,03% соответствующей планетарной массы. Можно предположить, что ретроградное движение Луны значительно изменило бы и ее собственную эволюцию, и эволюцию Земли.
Настоящая причина приливов
Для того чтобы наглядно представить себе последствия такой гипотезы, необходимо разобраться в причинах океанских приливов, обусловленных лунной гравитацией. Даже в хороших курсах астрономии происхождение приливов порой объясняют лишь тем, что Луна сильнее всего притягивает массы воды непосредственно под собой, в то время как на обратной стороне Земли океаны слабее воспринимают лунную гравитацию и потому не поспевают за движением планеты в целом. Так возникают две приливные волны (одна — на повернутой к Луне стороне, другая — у антиподов), бегущие по поверхности океанов вследствие осевого вращения Земли. Однако если бы срабатывал лишь этот эффект, приливы оказались бы раз в десять слабее. Много существенней, что Земля и Луна обращаются вокруг общего центра тяжести (барицентра), который находится в 1700 км под поверхностью Земли на линии, соединяющей их геометрические центры. В результате возникают силы инерции, которые вместе с лунным притяжением деформируют поверхность Мирового океана и значительно увеличивают высоту приливных волн.
Рассматривать возникновение приливных сил можно в различных системах отсчета (СО), чаще всего выбирают СО в центре Земли, неподвижно ориентированную по отношению к звездам. Нужно учитывать, что эта система не вращается, а транслируется по круговой траектории относительно барицентра, и каждый приливной горб образуется под действием и сил гравитации, и сил инерции (равномерное мнимое ускорение).
Очень важен и другой момент. Приливная волна на подлунной стороне Земли из-за трения о земную твердь опережает Луну в ее видимом смещении по небосводу примерно на 10 градусов. Поскольку Луна обращается по орбите в направлении вращения Земли, волна прилива тянет Луну за собой и увеличивает ее скорость. Благодаря этому Луна движется по медленно раскручивающейся спиральной траектории и ежегодно отдаляется от Земли на 4 см. То же приливное трение замедляет осевое вращение Земли и увеличивает протяженность суток. Ведь если Луна увеличивает свой угловой момент, Земля должна его уменьшать, чтобы суммарный момент этой пары остался неизменным.
Планетологи полагают, что совсем юная Луна была в десять раз ближе к нашей планете, а земные сутки тогда не превышали пяти часов. В те времена гребни приливов вздымались в тысячу раз выше, чем ныне, но по мере удаления Луны постепенно опадали. За последнюю пару миллиардов лет они уменьшились всего на несколько процентов.
В обратном направлении
Но вернемся к гипотетической ретроградной Луне. Земля не смогла бы обрести ее так, как Луну реальную. Большинство астрономов считают, что наша планета обзавелась спутником после столкновения с телом величиной с Марс, когда Земле не исполнилось и сотни миллионов лет. Выброшенные в пространство расплавленные осколки сначала образовали вокруг Земли кольцо, а затем очень быстро (максимум за столетие) слились в единое тело. Космический бандит стукнул Землю в направлении ее осевого вращения, совпадающего с направлением ее обращения по околосолнечной орбите (против часовой стрелки, если смотреть со стороны северных полюсов Земли и Солнца), — именно поэтому Луна и движется в ту же сторону. Ретроградную Луну подобный удар породить не мог, скорее он разбил бы Землю на части. Однако наша планета могла пленить бродячее беспризорное космическое тело (видимо, именно так Нептун обзавелся Тритоном).
Во время равноденствия наблюдается два высоких прилива в сутки, а во время солнцестояний - один высокий и один низкий.
Допустим, что ретроградная Луна устаканилась на нынешней лунной орбите, совершая один оборот за 27,3 наших суток. Приливная волна будет по-прежнему отставать от нее на 10 градусов, так что Луне тоже придется уходить с первоначальной орбиты по спирали, но уже не от Земли, а к Земле! Угловая скорость орбитального движения ретро-Луны будет расти, а период обращения вокруг Земли- уменьшаться (в течение первых 500 млн лет он станет короче на четверо суток). Приближение Луны к Земле будет увеличивать приливные силы и тем самым все больше тормозить осевое вращение планеты. В конце концов земной волчок просто остановится, а потом начнет вращаться в противоположном направлении, теперь уже совпадающем с направлением орбитального движения сателлита.
На первый взгляд кажется, что теперь все вернулось на круги своя — спутник удаляется от планеты. Увы, катастрофы уже не избежать. Расчеты показывают, что Луна успеет подойти к Земле так близко, что ее разорвут приливные силы, и она превратится в кольцо из каменных обломков, отстоящее от земной поверхности на 4500 км. https://www.popmech.ru/science/11286-re … rom=main_2
2 января: Новолуние наступает в 18:33 по Гринвичу.
4 января: С днем перигелия! Земля сегодня ближе всего к Солнцу.
5 января: Соединение Луны и Юпитера. Растущий полумесяц будет находиться примерно на 4,5 градуса к югу от Юпитера в вечернем небе.
7 января: Меркурий достигает своего наибольшего восточного удлинения от Солнца в своем нынешнем вечернем видении. Самая внутренняя планета будет ярко светить при величине -0,6. Поймайте неуловимую планету над западным горизонтом вскоре после заката. Он достигнет своей наибольшей высоты в вечернем небе 11 января.
10 января: Ракета SpaceX Falcon 9 запустит миссию Transporter 3 rideshare с несколькими небольшими спутниками для государственных и промышленных заказчиков. Ракета стартует с космического стартового комплекса 40 на станции космических сил мыса Канаверал во Флориде
17 января: Полнолуние января, известное как Волчья Луна, наступает в 23:48 по Гринвичу.
21 января: Ракета United Launch Alliance Atlas V запустит пятый и шестой спутники для программы Космических сил США в рамках миссии под названием USSF 8. Ракета взлетит с космодрома 41 на станции космических сил на мысе Канаверал во Флориде.
27 января: Российская ракета "Союз" выведет на орбиту очередную партию спутников для группировки спутникового интернета OneWeb. Миссия, получившая название OneWeb 13, стартует с космодрома Байконур в Казахстане.
29 января: Соединение Луны и Марса. Убывающий полумесяц пройдет всего в 2,4 градуса к северу от Красной планеты. Ищите пару в рассветном небе в созвездии Стрельца.
Также запланировано на январь:
Космический корабль SpaceX может стартовать в свой первый орбитальный испытательный полет с объекта компании "Звездная база", который находится недалеко от Бока-Чика в Южном Техасе.
Ракета SpaceX Falcon 9 запустит второй спутник радиолокационного наблюдения COSMO-SkyMed второго поколения (CSG 2) для итальянского космического агентства. Она взлетит с мыса Канаверал, штат Флорида.
Ракета SpaceX Falcon 9 запустит партию спутников для широкополосного интернета Starlink с площадки 39A в Космическом центре Кеннеди НАСА во Флориде.
Ракета Electron от Rocket Lab запустит два небольших спутника для флота BlackSky Global по наблюдению за Землей. Она взлетит с полуострова Махия в Новой Зеландии. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1222174527
Обнаружены признаки наличия магнитного поля у экзопланеты
Исследователи впервые идентифицировали признаки магнитного поля, окружающего планету, находящуюся за пределами Солнечной системы. Магнитное поле Земли действует как щит, отклоняющий высокоэнергетические частицы, известные как солнечный ветер. Магнитные поля могут играть такую же роль на других планетах.
Международная команда астрономов использовала данные, собранные при помощи космического телескопа Hubble («Хаббл») для обнаружения признаков магнитного поля на планете, расположенной за пределами нашей Солнечной системы. Эти находки стали первым случаем обнаружения магнитного поля вокруг экзопланеты.
Магнитное поле лучше всего подходит для объяснения наблюдений обширной области пространства, наполненной заряженными частицами углерода, которая окружает планету и тянется за ней в виде длинного «хвоста». Магнитные поля играют важную роль в защите атмосфер планет, поэтому способность обнаруживать магнитные поля экзопланет является важным шагом на пути к более глубокому пониманию облика этих планет.
Команда использовала «Хаббл» для наблюдения шестикратного транзита планеты HAT-P-11b, имеющей размеры как у Нептуна, которая находится на расстоянии около 123 световых лет от Земли. Наблюдения были проведены в ультрафиолетовом диапазоне.
Физика магнитосферы планеты HAT-P-11b схожа с физикой магнитной оболочки Земли, однако близость экзопланеты к родительской звезде – планета лежит на расстоянии около 1/20 астрономической единицы (1 а.е. равна среднему расстоянию от Земли до Солнца) от светила – вызывает нагрев верхних слоев атмосферы и ее «выкипание» в космос, в результате чего формируется магнитный хвост.
Исследователи также нашли, что металличность атмосферы планеты HAT-P-11b на самом деле оказалась ниже ожидаемой. В Солнечной системе ледяные газовые гиганты, Уран и Непутн, более богаты металлами (элементами тяжелее водорода и гелия), однако имеют более слабые магнитные поля, в то время как более крупные газовые гиганты, Юпитер и Сатурн, отличаются низкой металличностью и более мощными магнитными полями. Низкая металличность атмосферы планеты HAT-P-11b бросает вызов современным моделям формирования экзопланет, говорят исследователи.
Таким образом, хотя масса планеты HAT-P-11b составляет всего лишь 8 процентов массы Юпитера, в действительности эта экзопланета ближе напоминает мини-версию Юпитера, чем Нептун, считают авторы.
Ученые подтверждают существование нового класса галактических туманностей
Впервые ученым, начиная с открытия ученых—любителей, удалось подтвердить существование полностью развитой общей оболочки в двойной звездной системе.
Отправной точкой для этого уникального открытия является группа немецко-французских астрономов-любителей: кропотливым трудом они провели поиск неизвестных объектов на исторических изображениях звезд в архивах, оцифрованных в настоящее время, и наконец нашли фрагмент туманности на фотопластинках 1980-х годов.
Со своей находкой группа обратилась к международным научным экспертам, включая кафедру астрофизики и физики частиц Университета Инсбрука, которая имеет большой опыт в этой области. Собрав и объединив наблюдения за последние 20 лет, полученные из публичных архивов различных телескопов, а также данные с четырех космических спутников, исследователи из Инсбрука смогли исключить свое первое предположение, а именно открытие планетарной туманности, образованной остатками умирающих звезд. Огромные размеры туманности стали очевидны благодаря измерениям, проведенным телескопами в Чили. Ученые из США наконец-то дополнили эти наблюдения спектрографами. "Диаметр главного облака составляет 15,6 световых лет в поперечнике, что почти в 1 миллион раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца и намного больше, чем расстояние от нашего Солнца до ближайшей соседней звезды. Кроме того, были обнаружены фрагменты на расстоянии 39 световых лет друг от друга. Поскольку объект лежит немного выше Млечного Пути, туманность могла развиваться, практически не нарушаемая другими облаками в окружающем газе", - говорит Кимесвенгер об открытии.
«Ближе к концу своей жизни обычные звезды раздуваются в красные гигантские звезды. Поскольку очень большая часть звезд находится в бинарных системах, это влияет на эволюцию в конце их жизни. В тесных двойных системах раздувающаяся внешняя часть звезды сливается в общую оболочку вокруг обеих звезд. Однако внутри этой газовой оболочки ядра двух звезд практически не нарушены и следуют своей эволюции как независимые одиночные звезды», - объясняет астрофизик Стефан Кимесвенгер из Университета Инсбрука. Исследователи опубликовали свои результаты в журнале Astronomy & Astrophysics.
Известно, что многие звездные системы являются остатками такой эволюции. Их химические и физические свойства служат отпечатками пальцев. Кроме того, звездные системы, которые только собираются сформировать общую оболочку, уже были обнаружены благодаря их специфической и высокой яркости. Однако полностью сформированная оболочка и ее выброс в межзвездное пространство до сих пор не наблюдались в таком виде.
«Эти оболочки имеют огромное значение для нашего понимания эволюции звезд на их последней стадии. Более того, они помогают нам понять, как они обогащают межзвездное пространство тяжелыми элементами, которые в свою очередь важны для эволюции планетных систем, таких как наша собственная», - объясняет Кимесвенгер важность недавно открытых галактических туманностей. Он также объясняет, почему вероятность их открытия невелика: "Они слишком велики для поля зрения современных телескопов и в то же время очень тусклые. Кроме того, их время жизни довольно короткое, по крайней мере, если рассматривать его в космических масштабах времени. Он составляет всего несколько сотен тысяч лет".
Объединив всю эту информацию, исследователям удалось создать модель объекта. Она представляет собой тесную бинарную систему из 66 500-градусной белой карликовой звезды и нормальной звезды с массой чуть меньше массы Солнца. Обе звезды обращаются друг вокруг друга всего за 8 часов 2 минуты на расстоянии всего 2,2 солнечных радиуса.
Другая часть загадки, связанная с открытием нового класса галактических туманностей, еще не решена, говорит Стефан Кимесвенгер: «Возможно даже, что эта система связана с наблюдением новой звезды, сделанным корейскими и китайскими астрономами в 1086 году. В любом случае, позиции исторических наблюдений очень хорошо совпадают с позициями нашего объекта, описанного здесь». https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1222120108
Астрономы открыли самую крупную группу кандидатов в планеты-сироты в Млечном Пути
Участок неба в направлении верхней части созвездия Скорпиона. В центре кадра находится крохотная ярко-красная точка — один из кандидатов в планету-сироту. Miret-Roig et al. / ESO
Астрономы открыли от 70 до 170 кандидатов в молодые планеты-сироты, входящих в звездную ассоциацию Верхнего Скорпиона, что является самой крупной найденной выборкой подобных тел. Это было сделано в ходе анализа данных наблюдений наземных и космических телескопов за последние 20 лет. Статья опубликована в журнале Nature Astronomy.
Практически все известные на сегодняшний день экзопланеты были найдены у своих родительских звезд. Однако в конце прошлого века астрономы открыли первые планеты-сироты — тела планетарной массы (до 13 масс Юпитера), находящиеся в межзвездном пространстве и не связанные гравитационно со звездой или коричневым карликом. За последние два десятилетия их было обнаружено чуть более двадцати штук, чаще всего подобные открытия делаются методом гравитационного микролинзирования.
В настоящее время предложено четыре сценария образования таких объектов. Это может быть гравитационный коллапс плотного облака (по аналогии с процессом звездообразования), формирование объекта как планеты в протопланетном диске у звезды и последующий выброс из системы, формирование объекта как зародыша звезды в скоплении с последующим преждевременным выбросом из скопления прочь, либо разрушение предзвездного ядра за счет звездного ветра от близких OB-звезд. Хотя данные наблюдений подтверждают, что все эти процессы действительно возможны, до сих пор ученые не знают их относительный вклад в общую популяцию планет-сирот.
Группа астрономов во главе с Нурией Мирэ-Ройг (Núria Miret-Roig) из Астрофизической лаборатории Бордо во Франции сообщили от открытии по меньшей мере 70 новых планет-сирот в Млечном Пути. Это было сделано в ходе изучения области звездообразования, расположенной в верхней части созвездий Скорпиона и Змееносца, общей площадью 171 квадратный градус. В работе использовались данные наблюдений телескопов VLT, VISTA, MPG и других наземных и космических телескопов. В общей сложности исследователи обработали 80,8 тысяч широкоугольных снимков, полученных с помощью 18 различных камер за последние 20 лет.
Положение 115 потенциальных планет-сирот, найденных в направлении верхней части созвездия Скорпиона и в Змееносце. N. Risinger (skysurvey.org), ESO
Итогом работы стало обнаружение от 70 до 170 кандидатов в молодые планеты-сироты, входящих в звездную ассоциацию Верхнего Скорпиона, что является самой крупной найденной выборкой подобных тел. Неточность числа объектов связана с трудностями определения возраста исследуемого региона и отсутствием точных данных о массе новооткрытых объектов. Число найденных планет-сирот в звездной ассоциации превышает в несколько раз значения, которые дают теоретические модели в случае, если подобные объекты формируются путем коллапса небольшого молекулярного облака. Исследователи считают, что немалый вклад в популяцию планет-сирот должен давать механизм выброса планет-гигантов из их систем, в этом случае подобные события должны происходить в течение первых 3-10 миллионов лет существования системы. Ожидается, что всего в Млечном Пути может быть несколько миллиардов газовых гигантов-сирот и еще больше подобных экзопланет, сравнимых по массе с Землей.
Ранее мы рассказывали о том, как самое короткое событие микролинзирования указало на потенциальную экзопланету-сироту.
Европейский зонд Solar Orbiter, занимающийся исследованиями Солнца, заснял движение кометы Леонарда на фоне звезд и планет. Ожидается, что в начале января комета пройдет перигелий, после чего навсегда покинет Солнечную систему, сообщается на сайте ESA.
Долгопериодическая комета C/2021 A1 (Леонард) была открыта в начале января этого года при помощи телескопа Каталинского обзора неба. 12 декабря она сблизилась с Землей, а 3 января 2022 года пройдет точку перигелия своей текущей орбиты, оказавшись в 90 миллионах километров от Солнца, что чуть больше половины расстояния от Земли до Солнца. Если ядро не распадется, то в дальнейшем комета будет выброшена из Солнечной системы в межзвездное пространство.
В настоящее время комета Леонарда доступна для наблюдений при помощи телескопов и биноклей, ее блеск оценивается на уровне +4,7 звездной величины, а находится она в созвездии Микроскопа. В декабре комета пережила несколько вспышек, которые связываются с увеличением активности ядра.
17-19 декабря 2021 года комета Леонарда попала в поле зрения инструмента SoloHI, установленного на борту зонда Solar Orbiter, который занимается исследованиями Солнца. В правой верхней части кадра видны Меркурий, Венера (более яркая, чем Меркурий, и движется слева направо) и часть Млечного Пути, а в левом нижнем углу кадра — звезды и пылевые облака в созвездии Южной Короны. Изменение длины хвоста кометы возникает из-за изменения угла обзора. Также в самом конце видео заметен слабый фронт выброса корональной массы, движущийся с правой стороны кадра.
Помимо Solar Orbiter комету Леонарда снимал и другой аппарат, занимающийся изучением Солнца — телескоп HI-2, установленный на борту STEREO-A, который вел наблюдения в начале ноября этого года.
NASA / NRL / Karl Battams
Ранее мы рассказывали о том, как солнечный зонд «Паркер» увидел вырождение кометы и рассмотрел три хвоста кометы NEOWISE.
Астрономы впервые увидели корональный дождь на ультраходном карлике*
NASA / SDO
Астрономы впервые зафиксировали корональный дождь на ультрахолодной карликовой звезде. Это явление ранее наблюдалось лишь на Солнце и представляет собой горячую плазму, которая охлаждаясь в короне, движется вдоль линий магнитного поля и падает в фотосферу звезды. Препринт работы опубликован на сайте ArXiv.org.
М-карлики не только являются наиболее распространенным спектральным типом звезд в нашей галактике, но и часто обладают более чем одной каменистой экзопланетой, что делает их хорошими целями с точки зрения исследований атмосфер экзопланет и оценки их обитаемости. Однако красные карлики, особенно молодые, характеризуются мощной вспышечной активностью, связанной с магнитными полями звезды, которая способна негативно влиять на экзопланеты. Поэтому исследования свойств и природы вспышек на M-карликах важны не только для звездной астрофизики, но и для понимания эволюции экзопланет и их атмосфер.
Группа астрономов во главе с Шубхам Канодиа (Shubham Kanodia) из Пенсильванского университета опубликовала результаты анализа данных спектроскопических наблюдений в ближнем инфракрасном диапазоне за ультрахолодным, небольшим, красным карликом vB 10 спектрального типа М8, полученных при помощи спектрографа HPF (Habitable zone Planet Finder), установленного на телескопе Хобби—Эберли. Во время наблюдений 20 августа 2019 года на карлике произошла вспышка, что позволило исследовать ее свойства и временную эволюцию.
В пике вспышка имела болометрическую светимость примерно 70 процентов от светимости самой звезды, при этом выделилось энергии около 1031 эрг. Предполагается, что подобные события возникают на ультрахолодных карликах один раз в 2,5 дня. При этом было обнаружено красное смещение линий излучения триплета He I, что интерпретируется как движение атомов гелия к звезде со скоростью 70 километров в секунду. Источник излучения находился в верхней хромосфере или короне карлика, что можно объяснить либо хромосферной конденсацией, либо явлением коронального дождя. Последняя гипотеза подтверждается наличием потенциального красного смещения линии Pa 6 (γ).
Shubham Kanodia et al. / ArXiv, 2021
Таким образом, авторы работы утверждают, что им впервые удалось зафиксировать корональный дождь на карликовой звезде. Это явление ранее наблюдалось лишь на Солнце и представляет собой горячую плазму, которая охлаждаясь в короне, движется вдоль линий магнитного поля и падает в фотосферу звезды.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы зарегистрировали рекордно яркую вспышку у красного карлика, которая оказалась в десять тысяч раз мощнее самых сильных вспышек на Солнце.
Астрономы отыскали кислородное кольцо в остатке сверхновой в соседней галактике
Трехмерная модель распределения в SNR 0540-69.3 водорода (излучение в линии Hβ — бирюзовый цвет, в линии Hα — красный цвет) и кислорода ([O III], серый цвет). Josefin Larsson et al. / The Astrophysical Journal, 2021
Астрономы создали трехмерную модель распределения вещества в остатке сверхновой SNR 0540-69.3, расположенной в Большом Магеллановом Облаке. Звезда взорвалась 1146 лет назад, а сам остаток ассиметричен и состоит из трех основных частей, среди которых выделяется богатая кислородом кольцеобразная структура. Статья опубликована в журнале The Astrophysical Journal.
Остатки сверхновых представляют собой расширяющиеся диффузные туманности, содержащие выброшенное при взрыве звезд вещество. Благодаря их исследованиям астрономы могут понять механизмы вспышек сверхновых и то, как выглядели звезды-прародители, а также узнать больше о звездном нуклеосинтезе и взаимодействии ударных волн с межзвездным веществом. В частности, трехмерное моделирование взрывов массивных звезд показало важность гидродинамической нестабильности для запуска ударной волны, движущейся во внешние слои звезды, которая приводит к неравномерному выбросу вещества и формированию ассиметричного остатка сверхновой.
Рентгеновское изображение остатка сверхновой SNR 0540-69.3, полученное телескопом «Чандра» NASA / CXC / SAO
SNR 0540-69.3 представляет собой остаток сверхновой, расположенный в Большом Магеллановом Облаке — галактике-спутнике Млечного Пути. Возраст остатка составляет около одной тысячи лет, его часто называют двойником Крабовидной туманности, поскольку он содержит в себе нейтронную звезду-пульсар, окруженную плерионом. Однако многие свойства SNR 0540-69.3 не похожи на свойства Крабовидной туманности, расположенной в Млечном Пути. В частности, он богат кислородом, а прародитель сверхновой был массивнее, чем прародитель Крабовидной туманности.
Группа астрономов во главе с Йозефин Ларссон (Josefin Larsson) из Королевского технологического института представила результаты трехмерного моделирования остатка сверхновой SNR 0540-69.3. Наблюдения за остатком велись при помощи инструментов MUSE и X-shooter, установленных на комплексе телескопов VLT в Чили.
, окружающее плерион, в котором преобладает неправильная кольцевая структура. Наконец, третьим компонентом стала быстродвижущаяся водородная «капля»— яркое пятно излучения в линиях Hα и Hβ, расположенное к юго-востоку от пульсара, которое демонстрирует скорости движения вещества в диапазоне 1500-3500 километров в секунду.
Трехмерное распределение различных элементов в остатке сверхновой SNR 0540-69.3. Josefin Larsson et al. / The Astrophysical Journal, 2021
Ученые определили кинематический возраст остатка в 1146±116 лет. Кислородное кольцо интерпретируется как выброс вещества в ходе взрыва, а не результат потери массы звездой до стадии сверхновой. При этом форма кольца может быть связана с влиянием пульсара, параметрами звезды-прародителя, ассиметрией взрыва или особенностями околозвездной среды. Обнаружение излучения остатка в линиях Hα и Hβ подтверждает тип сверхновой SNR 0540 как взрыва типа II — гравитационный коллапс массивной звезды. Дальнейший анализ наблюдений MUSE и X-shooter позволит построить модель звезды-прародителя и взаимодействия пульсара с окружающей туманностью. Ранее мы рассказывали о том, как выглядит трехмерная модель туманности Медуза — остатка сверхновой, который находится в Млечном Пути.
Определить возраст земных пород и окаменелостей можно при помощи различных методов. Но что делать с объектами, к которым мы не можем прикоснуться? Например, как определить возраст комет? Долго время у ученых не было способа сделать это.
Василий Макаров
Кометы — довольно загадочные объекты, о которых ученые хотят узнать как можно больше. Но пока что исследователи могут довольствоваться лишь наблюдениями за подобными объектами. На сегодня высадиться на комете и собрать образцы удалось лишь одному аппарату под названием «Розетта», который в 2014 году приземлился на комету 67P/Чурюмова — Герасименко. При помощи собранных им данных астрономам удалось получить информацию о возрасте кометы. Но есть способ определить этот показатель и с Земли.
Метод определения возраста кометы от российских ученых
Астрофизики Дальневосточного федерального университета (ДВФУ) вместе с коллегами из России, Южной Кореи и США в 2020 году разработали метод определения времени пребывания комет внутри Солнечной системы по количеству углеродного вещества в их составе: чем меньше, тем старее. Вывод сделан по итогам наблюдений за кометой ATLAS (C/2019 Y4), которая приблизилась к Земле в мае 2020 года и разрушилась.
Для этого астрофизики проанализировали состав пылевых частиц в коме — оболочке и хвосте — кометы ATLAS (C/2019 Y4), выяснив, что внутри кометы содержалось большое количество углеродистого вещества. Ученые предполагают, что количество углерода в коме других комет может рассказать нам о том, сколько времени они провели в Солнечной системе: чем больше углерода, тем меньше комета провела рядом с Солнцем и наоборот.
Комета ATLAS приблизилась к Земле в мае 2020 года и вызвала большой интерес, разрушившись буквально на глазах у исследователей всего мира.
«ATLAS должна была стать самой яркой кометой в этом году, ее можно было бы наблюдать с Земли невооруженным глазом. Вместо этого ученые всего мира с любопытством следили за дезинтеграцией кометы — рассказывает Екатерина Чорная, аспирант Школы естественных наук ДВФУ. — Поскольку мы начали вести фотометрические и поляриметрические наблюдения за кометой еще до начала ее распада, то смогли сравнить состав ее комы до и во время разрушения. В процессе распада мы наблюдали резкий рост положительной ветви поляризации. При помощи моделирования мы выяснили, что это соответствует высокому содержанию углеродистых частиц».
Сколько лет комете ATLAS?
Ученый рассказала, что ATLAS появлялась в Солнечной системе раз в 5476 лет, то есть относилась к долгопериодическим кометам, которые редко сближаются с Солнцем, а значит, редко нагреваются. Такие кометы вызывают особый интерес исследователей, поскольку содержат много «законсервированного» изначального вещества, древнейших элементов, образованных на ранних этапах формирования Солнечной системы. Это вещество становится доступно для изучения с Земли, когда оно начинает испаряться под воздействием солнечной радиации. У комет, которые часто сближаются с Солнцем, такого вещества почти не остается.
Исследователи всего мира внимательно изучают и сравнивают физико-химический состав пылевых частиц кометных ком, чтобы больше узнать об эволюции Солнечной системы. Для этого они смотрят, как пылевые частицы задерживают, преломляют и поляризуют свет.
Так выглядит комета ATLAS, возраст которой смогли определить российские ученые
По словам Екатерины Чорной, поляризационный ответ пылевых частиц кометы ATLAS совпадает с ответом частиц одной из самых ярких комет в истории Земли — кометы Хейла-Боппа C/1995 O1, за исключением нескольких наблюдений, где данные ATLAS больше совпадают с кометой C/1996 B2 (Хякутакэ). Статья об этом опубликована в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
В исследовании кометы ATLAS приняли участие сотрудники Школы естественных наук ДВФУ, Гуманитарного колледжа в составе Университета Кёнг Хи (Южная Корея), Департамента Астрономии и космических наук Университета Кёнг Хи (Южная Корея), Института прикладной астрономии Российской академии наук, Института космических наук (США). https://www.popmech.ru/science/596073-u … m=main_big
Пояснение: Крабовидная туманность занесена в каталог под номером M1 – это первый объект в знаменитом списке "не комет", составленном Шарлем Мессье в 18-м веке. Сейчас известно, что Крабовидная туманность – остаток вспышки сверхновой, расширяющееся облако вещества, оставшегося после взрыва массивной звезды, который был замечен астрономами в 1054 году. Это четкое изображение получено наземными телескопами, оно объединяет данные, полученные с широкополосными и узкополосными фильтрами, выделяющими излучение ионизованных атомов серы, водорода и кислорода. На картинке хорошо видна запутанная структура волокон в продолжающем расширяться облаке. Один из самых экзотических объектов, известных современным астрономам – пульсар в Крабе – нейтронная звезда, совершающая 30 оборотов в секунду, видна как яркое пятнышко около центра туманности. Как космическое динамо, сколлапсировавший остаток ядра звезды дает энергию для излучения Крабовидной туманности во всем электромагнитном спектре. Размер Крабовидной туманности – 12 световых лет, она находится на расстоянии в 6500 световых лет в созвездии Тельца. http://www.astronet.ru/db/msg/1796060
Земля и Марс сформировались из планетезималей внутренней Солнечной системы
Международная группа ученых выяснила, что планеты земной группы образовались не из пыли, а планетезималей. И если бы не Юпитер, Земля, возможно, была бы очень больших размеров.
Существуют две гипотезы о том, как образовались Земля и другие каменистые планеты Солнечной системы. Согласно первой, это произошло в результате столкновения планетезималей из внутренней Солнечной системы. Вторая же утверждает, что Земля, Марс и другие подобные тела формировались очень долго — из крошечных пылинок, прилетающих из внешних слоев нашей системы (именно так, вероятно, были «созданы» ядра газовых гигантов).
Ученые из Вестфальского университета имени Вильгельма (Германия), Калифорнийского технологического института, Ливерморской национальной лаборатории (США) и других научных организаций проанализировали земные породы, а также 17 марсианских метеоритов весом в 22 грамма, упавших на нашу планету в разные периоды времени. Кроме того, они изучили состав других метеоритов, прилетевших к нам как из внутренней, так и из внешней Солнечной системы. Исследование опубликовано в журнале Science Advances.
Авторы работы оценили соотношение изотопов титана, циркона и молибдена в образцах и выяснили, что каменистые породы Земли и Марса по этому составу больше соответствуют метеоритам внутренней, а не внешней Солнечной системы. Оказалось, только четыре процента состава этих двух планет имеют «внешнее» происхождение.
Таким образом, исследователям удалось показать правдивость первой гипотезы. Подобные работы проводили и раньше, но, по словам ученых, выборка образцов тогда была куда меньше, поэтому и выводы были ограничены.
Также ученые в очередной раз доказали огромное влияние Юпитера на остальные планеты. Дело в том, что в других звездных системах при отсутствии столь грандиозного газового гиганта каменистые планеты могут формироваться из пыли. В Солнечной системе этому мешает Юпитер, поскольку своей гравитацией он изменяет орбиты пылинок, которые, не будь его, со временем переместились бы ближе к Солнцу и «слепились» в большие планеты вроде суперземель. Таковой могла бы стать и наша планета.
Интересно и то, что высокая доля земных пород, как узнали ученые, происходит из неизвестного источника. Они полагают, что часть такого материала сформировалась гораздо ближе к нашей звезде, чем планетезимали внутренней Солнечной системы. https://naked-science.ru/article/astron … netezimale
Структура вспышки на блазаре Ton 599 изучена индийскими астрономами
Исходя из свойств оптического излучения блазаров, астрономы делят их на два класса: радиоквазары с плоским спектром, отличающиеся яркими и широкими эмиссионными линиями, а также объекты класса BL Ящерицы, в случае которых таких линий не наблюдается.
Характеризуемый красным смещением в 0,725, источник Ton 599 представляет собой интенсивно поляризованный источник класса радиоквазаров с плоским спектром, характеризуемый большой по величине переменностью в оптическом диапазоне. В 2017 г. он разразился продолжительной вспышкой, охватывавшей весь электромагнитный спектр. Позднее, с июля по сентябрь 2021 г., квазар продемонстрировал яркую вспышку в гамма-диапазоне.
Бхумика Раджпут (Bhoomika Rajput) с коллегами использовала обсерваторию Fermi для наблюдений гамма-вспышки со стороны этого объекта и изучения ее структуры и эволюции с течением времени.
В результате проведенных наблюдений исследователям удалось выделить три этапа развития вспышки с разными режимами гамма-излучения со стороны блазара Ton 599 – спокойное состояние, предвспышечное состояние, а также период развития основной вспышки. Самые большие по величине изменения потока гамма-излучения пришлись на период развития основной вспышки (примерно на 0,35 процента), в то время как предвспышечный этап характеризовался изменениями потока гамма-лучей до 0,22 процента. В «спокойный период» не было замечено значимых изменений потока излучения в гамма-диапазоне.
Исследователи нашли, что модель логарифмической параболы наилучшим образом описывает гамма-спектр источника Ton 599 на протяжении всех трех периодов эволюции источника. Это указывает на то, что спектр блазара имеет кривизну в гигаэлектронвольтной части гамма-диапазона, пояснили они.
Обнаружены сотни новых пульсирующих переменных звезд
Используя Межамериканскую обсерваторию Серро-Тололо, астрономы обнаружили более чем 300 новых пульсирующих переменных звезд, наблюдая галактику-спутник Млечного пути под названием Antlia 2 (или сокращенно Ant 2).
Переменные звезды играют большую роль при изучении структуры и эволюции звезд. Они также могут помочь глубже понять масштабы расстояний во Вселенной. В частности, так называемые переменные класса RR Лиры (RRL) представляют собой мощный инструмент для изучения морфологии, оценки металличности и возраста галактик, особенно галактик с низкой поверхностной яркостью. В целом звезды класса RRL представлены пульсирующими звездами горизонтальной ветви спектральных классов A и F, которые имеют массы порядка половины массы нашего Солнца.
Находящаяся на расстоянии около 422 000 световых лет от нас, галактика Ant 2 представляет собой карликовую галактику-спутник Млечного пути с низкой поверхностной яркостью. Ее радиус составляет около 9450 световых лет, и она является примерно в 100 раз более диффузной, чем любая другая сверхдиффузная галактика, известная науке.
«Мы представляем наблюдения галактики Ant 2 в границах поля площадью 12 квадратных градусов, позволившие выявить крупную популяцию звезд класса RRL», указали исследователи.
В результате проведенных наблюдений было идентифицировано 350 пульсирующих переменных звезд, включая 318 звезд класса RRL и восемь аномальных Цефеид.
Астрономы отмечают, что почти все обнаруженные звезды класса RRL входят в состав галактики Ant 2, поскольку звезд класса RRL, принадлежащих Млечному пути, на таком большом расстоянии почти не наблюдалось. Согласно исследованию, расстояние до галактики Ant 2 составляет примерно 404 500 световых лет, то есть чуть меньше, чем считалось ранее.
Сверхрассеянные галактики формируются из обычных под действием лобового обдирания
Рис. 1. Камертон Хаббла. Эдвин Хаббл предположил, что галактики появляются в виде сферически симметричных облаков (эллиптические галактики типа E0), а затем из-за имеющегося вращательного момента сплющиваются и вытягиваются, становясь дисковыми (галактики типа S0). Далее они приобретают спирали, которые сходятся либо в центральной точке (верхний рукав), либо в вытянутой перемычке (нижний рукав). Эта эволюционная теория успела безнадежно устареть еще при жизни Хаббла. Рисунок с сайта en.wikipedia.org
Сверхрассеянные галактики были открыты совсем недавно — около 30 лет назад. Это довольно крупные галактики, в которых очень мало звезд: размером они в среднем с наш Млечный Путь, а звезд в них раз в 100 меньше. Из-за этого они тусклые и до недавнего времени их толком невозможно было наблюдать. Современная техника позволяет изучать эти уникальные космические объекты, поэтому сейчас сверхрассеянные галактики привлекают повышенное внимание астрономов. С ростом числа примеров стало понятно, что сверхрассеянные галактики не вписываются в существующие сценарии эволюции галактик: не было ясно, откуда они берутся, и что с ними происходит в дальнейшем. В недавней работе международной группе астрономов, в которую входят и сотрудники ГАИШ им. П. К. Штернберга МГУ, удалось ответить на эти вопросы. Авторы смогли идентифицировать 16 галактик, которые подходят на роль предков сверхрассеянных галактик и карликовых эллиптических галактик. Оказалось, что изначально это были обычные галактики, которые попали в галактические скопления. В результате взаимодействия с межгалактической плазмой — так называемого лобового обдирания — они лишились большей части своего газа, то есть остались без материала для формирования новых звезд. Эти наблюдения позволили построить модель, которая полностью описывает жизненный путь сверхрассеянных галактик.
Как-то в одной школе ученики выпустили поросят с нарисованными на спинах номерами 1, 2 и 4. Поймав этих троих, учителя еще долго искали несуществующего поросенка под номером 3. Байка о таком розыгрыше давно бродит по интернету (есть свидетельства, что кто-то пытался претворить его в жизнь). Розыгрыш построен на том, что люди чувствуют подвох, если в последовательности с известным шагом (здесь это ряд натуральных чисел) зияет явная дыра. И естественная реакция — либо найти недостающего поросенка, либо объяснить, почему его нет. Природа тоже иногда «разыгрывает» ученых, подкидывая им такие последовательности с пропавшими звеньями.
Например, астрономы хорошо знают, что звезды не любят летать поодиночке, а обычно собираются в группы (речь, конечно, о больших масштабах расстояний). Традиционно группы из десятков и сотен звезд называются рассеянными скоплениями, группы, в которых число звезд лежит в пределах от нескольких тысяч до нескольких миллионов, называются шаровыми скоплениями, а группы, в которых больше сотни миллионов звезд, — галактиками. Логично спросить: а где же группы с десятками миллионов звезд? (Корректнее, конечно, спрашивать про массу скопления, но сейчас это неважно.)
Длительное время примеров таких групп не было известно и перед астрономами стояла задача — нужно было либо их найти (как того поросенка), либо доказать, что таких групп во Вселенной существовать не может. Она решилась примерно за полвека: активные поиски привели к открытию как более массивных шаровых скоплений (было показано, что в скоплении Омега Центавра не менее десяти миллионов звезд), так и совсем небольших галактик (рекордсмен тут — карликовая галактика Segue 2, в которой всего полмиллиона звезд). В последнее время, кстати, такие галактики открывают и изучают очень активно (про одну из них рассказано в новости В центре ультракомпактной карликовой галактики найдена сверхмассивная черная дыра, «Элементы», 31.08.2018). То есть в данном случае дело было в недостаточной выборке и трудностях наблюдения: сверхмассивные звездные скопления очень редки, а маломассивные галактики очень тусклы. Провал, разделяющий скопления и галактики, исчез, но возникла новая проблема — как все-таки отличать эти типы объектов. Среди астрофизиков был устроен опрос, а потом вышла и статья о том, что же на самом деле определяет галактику (нужно учитывать множество дополнительных факторов: наличие темной материи, собственных галактик-спутников, неоднократные вспышки звездообразования и т. д.) и где нужно проводить границу между скоплениями и галактиками (D. A. Forbes, P. Kroupa, 2013. What Is a Galaxy? Cast Your Vote Here).
Похожая история и с черными дырами. Известно, что существуют черные дыры с массами до десяти солнечных. Они формируются в результате взрыва массивных звезд в конце их жизни. Существуют и сверхмассивные черные дыры c массами от ста тысяч солнечных, которые сидят в центре большинства галактик (см. Черная дыра галактики M87: портрет в интерьере, «Элементы», 14.04.2019). Но вот с промежуточными дырами, которые бы заняли собой зияющий провал масс в целых четыре порядка, до сих пор большие проблемы. Рождение отдельных черных дыр промежуточных масс находят гравитационно-волновыми детекторами (см. Зафиксирован гравитационно-волновой след от рождения черной дыры промежуточной массы, «Элементы», 07.09.2020), но вопрос, имеется ли сколько-нибудь значительное количество таких дыр сейчас и существовали ли они когда-нибудь в прошлом, остается открытым (ответ на него очень важен, например, для понимания механизмов формирования сверхмассивных черных дыр в ранней Вселенной).
Еще об одном из недостающих звеньев в непрерывной последовательности характеристик пойдет речь дальше.
Начать нужно с 1920-х годов, когда Эдвин Хаббл, фактически, увеличил для человечества размеры Вселенной в миллионы раз — он доказал, что она не ограничивается нашей Галактикой. Наблюдая за цефеидами в Туманности Андромеды, он определил, что она находится на расстоянии 2,5 млн световых лет от нас, — это слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути. Значит, это другая галактика, и в ней горят такие же звезды, как и в нашей. Эти наблюдения Хаббл провел еще в 1924 году, но из-за того, что в научной среде у него было много критиков, сообщение об открытии сначала было опубликовано в газете The New York Times. В научном журнале статья появилась лишь в 1929 году (E. P. Hubble, 1929. A spiral nebula as a stellar system, Messier 31).
Вслед за Андромедой были «открыты» десятки других галактик. Оказалось, что астрономы давно видели их, но, не умея определять расстояния, считали эти «размытые облачка» туманностями, принадлежащими Млечному Пути. Чем больше галактик удавалось обнаружить, тем сильнее бросалось в глаза, какими разными они бывают (астрономы говорят о разной морфологии). Конечно же, интересно было выяснить, сколько вообще есть различных типов и почему галактики такие разные?
Первый шаг в изучении новых объектов (любой природы) — это классификация. Первую классификацию галактик предложил все тот же Эдвин Хаббл, разделив галактики на три типа: эллиптические (похожие на вытянутое яйцо, без внутренних особенностей), спиральные (есть хорошо видные спиральные рукава, закрученные вокруг центральной части) и линзовидные (промежуточный тип). Он же остроумно предложил свой вариант эволюции: галактики изначально формируются в виде эллиптических облаков, их структура со временем усложняется, появляется плоский галактический диск и в некоторых случаях выделяются спирали, механизм образования которых был тогда еще не ясен.
Довольно скоро стало понятно, что хотя классификация с точки зрения морфологии галактик получилась очень удачной, в ее интерпретации Хаббл не прав. Выяснилось, что в эллиптических галактиках в основном находятся старые звезды, в то время как в спиральных есть много молодых звезд. Значит, эллиптические галактики никак не могли быть предками спиральных. Кроме того, со временем было открыто множество галактик, непохожих ни на спиральные, ни на эллиптические, — их тоже надо было как-то встроить в более общую морфологическую классификацию.
Развитие наблюдательной техники позволило узнать о галактиках много нового: их спектр, излучение в радио- или рентгеновском диапазонах, а в самых близких галактиках — даже увидеть отдельные звезды. Так постепенно линейная теория эволюции, предложенная Хабблом и основанная только на морфологии, сменилась более сложной, в которой галактики взаимодействуют друг с другом, с плазмой, с падающим на них межгалактическим газом и действующим в них самих активных ядрах (подробнее про современные представления об эволюции галактик рассказано в новости Что мы узнали об эволюции галактик за последние 20 лет, «Элементы», 17.08.2018). При этом одномерная классификация уступила место многомерным пространствам характеристик, в которых множество известных галактик более-менее равномерно распределяется по доступным координатам, таким как звездная или полная масса, возраст, размер, металличность, масса и активность сверхмассивной черной дыры, темп звездообразования, цвет, сила эмиссионных линий в спектре, и т. д.
Приведем несколько примеров таких распределений.
На рис. 2 показана «Основная последовательность» звездообразующих галактик, в которой они располагаются в зависимости от своей звездной массы и скорости звездообразования. Линейные зависимости (разные для разных типов галактик) протянулись из нижнего левого угла в правый верхний. Вероятность найти одинокую галактику в пустых углах графика исчезающе мала.
Рис. 2. «Основная последовательность» галактик. По вертикальной оси отложен темп звездообразования, по горизонтальной оси — масса. По своей природе галактики на этом графике делятся на несколько групп: галактики с активным звездообразованием (синие, их больше всего), галактики, в которых новые звезды почти не формируются (красные), галактики, переходящие из стана звездообразующих в лагерь мертвых (зеленые), а также «экстремальные» галактики со взрывным темпом звездообразования (фиолетовые). Для каждой из этих групп имеется непрерывная линейная зависимость (для каждой группы своя) между массой и количеством новых звезд. По мере исчерпания запасов газа галактики переходят из одной группы в другую, спускаясь сверху вниз на графике и обеспечивая непрерывность между группами. Рисунок с сайта candels-collaboration.blogspot.com
Фундаментальная плоскость эллиптических галактик (рис. 3), связывает уже три параметра: эффективный радиус галактики, ее поверхностную яркость и дисперсию скоростей звезд в ней. Эта плоскость, опять же, показывает, что существует закономерность: чем галактика больше, тем она ярче и тем хаотичнее движутся звезды в ней. Трудно найти галактику, которая будет лежать далеко от этой плоскости, и наоборот, если вы нашли новую эллиптическую галактику, то скорее всего уже известны сотни других галактик, похожих на нее.
Рис. 3. Компьютерная симуляция фундаментальной плоскости эллиптических галактик. В логарифмических масштабах отложены эффективный радиус (Re), дисперсия скоростей (σ0) и средняя поверхностная яркость (Lr). Точками указаны отдельные галактики из симуляции, а поверхность зеленоватого цвета показывает усредненное положение всей фундаментальной плоскости. Рисунок из презентации S. P. Driver. Galaxy Dynamics (Basic)
На BPT-диаграмме (BPT diagram), которая названа по первым буквам фамилий предложивших ее астрономов (J. A. Baldwin, M. M. Phillips, R. Terlevich, 1981. Classification parameters for the emission-line spectra of extragalactic objects), галактики распределяются по силе своих эмиссионных линий (рис. 4). Это позволяет отделить «тихие» галактики от галактик с активными ядрами, в которых основной вклад в яркость дает сверхмассивная черная дыра в центре.
Рис. 4. BPT-диаграмма, позволяющая отделить обыкновенные звездообразующие галактики (голубые точки) от галактик с активными ядрами (красные точки). По вертикальной оси отложено отношение яркости спектральной линии кислорода к водородной линии Hβ серии Бальмера, по горизонтальной оси — отношение намного более редкой линии азота к водородной линии Hα серии Бальмера. Серыми точками указаны композитные галактики — в них присутствует активное ядро и формируются новые звезды. Этот серый участок еще раз подчеркивает мысль об условности многих классификаций и непрерывности перехода одних процессов в другие. Рисунок с сайта astrobites.org
Все эти разные графики схожи в одном — распределения непрерывны, то есть в них нет совсем уж обособленных областей, в которых сидели бы, как на острове, какие-то совсем уж уникальные галактики. И тут мы возвращаемся к нашим «поросятам». Если такие «изгои» будут обнаружены, то каждый занимающийся галактиками астроном захочет сделать две вещи: во-первых, — как-то заполнить ведущий к ним провал (найдя недостающие промежуточные галактики, которые перекинут мостик от одной группы к другой), во-вторых, — понять, как эти галактики туда попали (были ли они с самого начала уникальными и всегда отличались от своих собратьев, либо какие- то процессы сильно изменили их на ранней стадии, выкинув их на обочину области параметров).
Сверхрассеянные галактики (ultra diffuse galaxy, UDG) были именно такими «изгоями». Только недавно удалось пролить свет на их историю и связать UDG с обычными галактиками. Сверхрассеянные галактики обнаружили всего 30 лет назад. Это довольно крупные галактики размером с наш Млечный Путь, но в них в сто раз меньше звезд. Хотя сейчас таких галактик известно несколько сотен, их «генеалогия» изучена очень плохо — они не вписываются в достаточно стройную картину галактической эволюции. Их изучением занимаются в том числе астрономы ГАИШ МГУ (см. В центре ультракомпактной карликовой галактики найдена сверхмассивная черная дыра, «Элементы», 31.08.2018).
Следует отметить, что совершенствование телескопов и техники наблюдений в последние десятилетия привело к открытию совершенно новых типов галактик, которые раньше были либо вообще невидимы (вроде UDG), либо их полные размеры были неправильно измерены (например, гигантские галактики низкой поверхностной яркости, по своим размерам и массе значительно превосходящие Млечный Путь, см. Гигантские галактики низкой яркости формируются за счет вещества своих компаньонов?, «Элементы», 21.04.2021). Это еще раз говорит о важности построения общей эволюционной картины для галактик.
Несмотря на всё разнообразие красивых названий типов галактик, часть из которых использована в этой статье (сверхрассеянные, эллиптические, карликовые эллиптические, галактики-медузы, дисковые, линзовидные), а еще большая часть не использована (сейфертовские, лаймановского скачка, карликовые сфероидальные, квазары, блазары, с противовращением, с полярным кольцом, неправильные и т. д.), нужно помнить, что все эти названия зачастую условны. Появлялись они во многом в силу исторических причин по мере открытия и нужны ученым для того, чтобы разобраться в непрерывном «пространстве» галактик, где один класс плавно перетекает в другой, а некоторые галактики даже могут принадлежать к нескольким типам одновременно.
Предполагалось, что UDG — это «неудавшиеся» галактики, которые начали формироваться в областях повышенной концентрации темной материи (по современным представлениям так формируются все галактики), но быстро растеряли весь газ. Если сильно упростить, то можно сказать, что зарождающаяся галактика состоит из двух компонентов — темной материи и газа, причем темная материя отвечает за размеры будущей галактики, а газ отвечает за количество звезд в ней. Такое предположение в первом приближении объясняло появление сверхрассеянных галактик, хотя никто не мог точно ответить на важный вопрос: а куда, собственно, делся газ?
Выдвигались разные гипотезы, основанные на механизмах, уже наблюдавшихся в других галактиках. Отсутствие больших запасов газа в UDG пытались объяснить и приливными гравитационными взаимодействиями между пролетающими парами галактик (J. E. Gunn, J. R. Gott III, 1972. On the Infall of Matter Into Clusters of Galaxies and Some Effects on Their Evolution), и при помощи звездных ветров, порожденных многочисленными вспышками сверхновых внутри галактики, которые вымели весь газ наружу (A. Dekel, J. Silk, 1986. The Origin of Dwarf Galaxies, Cold Dark Matter, and Biased Galaxy Formation), и через обдирание холодного газа горячей межгалактической плазмой, заполняющей пространство в скоплениях галактик (B. Moore et al., 1996. Galaxy harassment and the evolution of clusters of galaxies).
Рис. 5. Зависимость характерных размеров галактик и звездных скоплений от абсолютной звездной величины. Этот график взят из статьи, в которой было заявлено об открытии нового класса объектов — тех самых сверхрассеянных галактик (P. van Dokkum et al., 2015. Spectroscopic Confirmation of the Existence of Large, Diffuse Galaxies in the Coma Cluster). Серыми точками внизу слева обозначены известные звездные скопления (GCs и ECs), в центре и вверху справа — различные классы карликовых галактик, а также гигантские эллиптические галактики (gEs). Красные точки вверху — это как раз сверхрассеянные галактики, которые было предложено выделить в отдельный класс из-за их уникальных характеристик. Кажется, что эти галактики не сильно отличаются от своих серых соседей, но у этого графика логарифмические шкалы, то есть при одной и той же яркости UDG-галактики в среднем в десять раз больше, чем, например, карликовые эллиптические галактики, расположенные на графике сразу под ними
Ни один из этих процессов не наблюдался в UDG-галактиках напрямую, так что гипотезы оставались гипотезами, а сверхрассеянные галактики — загадочными галактиками. Однако была важная зацепка — подавляющее большинство сверхрассеянных галактик находятся не в изоляции, а принадлежат тому или иному скоплению галактик.
Наблюдательное исследование объектов в астрономии традиционно идет двумя путями: надо либо искать новые подобные объекты, либо более детально исследовать уже имеющиеся. И то, и другое в случае с UDG крайне затруднительно, ведь их поверхностная яркость (для протяженных объектов используется именно такая величина — это звездная величина, деленная на угловую площадь) меньше яркости ночного неба и поэтому изучение таких галактик требует долгих наблюдений на мощных телескопах, специальных алгоритмов обработки изображений и, конечно, некоторой удачи. Альтернативным и более многообещающим подходом кажется поиск потенциальных предков сверхрассеянных галактик. Но чтобы этот подход сработал, нужно, во-первых, научно обосновать, какие именно галактики следует считать предками, а во-вторых, эти предки должны легче обнаруживаться.
Именно этим путем пошла международная группа астрономов, куда в том числе входят сотрудники ГАИШ им. П. К. Штернберга Игорь Чилингарян, Антон Афанасьев, Иван Катков и Кирилл Гришин (студент на момент подачи статьи в журнал, он указан первым автором, то есть внес определяющий вклад в работу). Используя архивные данные оптического обзора SDSS, ученые нашли 11 галактик в скоплениях Волос Вероники и Abell 2147, сходных по размерам и поверхностной яркости с UDG, но с важным отличием: хотя в них и не было активного звездообразования, голубые цвета этих галактик свидетельствуют о большом количестве молодых, только недавно появившихся звезд. Значит звездобразование в этих 11 галактиках только закончилось.
Рис. 6. Галактики в скоплении Волос Вероники, выбранные для исследования. Их голубой цвет говорит об изобилии молодых звезд. Масштабный отрезок в каждой врезке соответствует расстоянию 10 килопарсек, это немного больше 30 000 световых лет (для сравнения — диаметр Млечного Пути составляет ~100 000 световых лет). Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy
Возникла гипотеза, что впервые удалось наблюдать предков UDG-галактик, и ее следовало проверить. Важная особенность, облегчившая работу: молодые звезды обычно яркие, а значит эти галактики проще наблюдать: на получение изображений сравнимого качества для галактики из выборки телескоп потратит примерно в 10 раз меньше времени по сравнению с классической UDG.
Первичный анализ данных показал, что у большинства из этих 11 галактик есть еще одна общая деталь. Летя сквозь скопление галактик, они оставляют за собой протяженный хвост, в котором как раз идет активное звездообразование. Такие «хвостатые» галактики были известны давно, для них даже придумали особое название: «галактики-медузы» (jellyfish galaxy).
Рис. 7. Инфракрасный снимок галактики-медузы, с которой горячая межгалактическая плазма срывает часть газа. В этом газовом хвосте, остающимся за галактикой, начинается активное звездообразование (оранжевые узелки под диском галактики). Изображение с сайта eso.org
Собрав все имеющиеся данные с разных телескопов — наземных и оптических, — которые наблюдали выбранные галактики, группа получила звездные величины каждой из них примерно в 10 различных фильтрах (от ближнего ультрафиолетового до ближнего инфракрасного диапазона). Этого в принципе достаточно, чтобы прикинуть массу, возраст и динамику движения звезд в галактиках. Но для такой небольшой выборки настолько удаленных галактик (скопление Abell 2147 находится от нас в 330 млн св. лет, а скопление Волос Вероники — в 490 млн св. лет) хочется иметь более надежные сведения, поэтому часть галактик наблюдали на спектрографах, установленных на 6,5-метровом телескопе обсерватории MMT (Аризона, США) и 8-метровом телескопе Gemini North (Гавайи, США). Кроме того, авторам улыбнулась удача и они нашли в этих двух скоплениях еще пять галактик с похожими хвостами, которые также были добавлены в выборку. Эти пять галактик были слишком тусклыми, чтобы попасть в обзор SDSS, но авторы постарались использовать все доступные на сегодняшний день базы данных.
Сравнивая цвета (напомню, что речь не только про оптический диапазон, но и про ИК- и УФ-цвета) всех шестнадцати галактик, составляющих полную выборку, астрономы смогли во многом воссоздать их историю. Почти во всех галактиках звезды явно делятся на две группы: старые красные, сопоставимые по возрасту с самой галактикой, и новые голубые, появившиеся в результате мощной вспышки звездообразования. В каждой галактике вспышка как началась, так и закончилась очень резко, что говорит о каком-то едином событии, затронувшем всю галактику. Именно в этот короткий период (по астрономическим меркам) в них появилось в среднем около 30% всех звезд, на что ушло больше 60% свободного газа. Это лишило галактики большей части строительного материала для новых звезд (образование звезд — крайне неэффективный процесс в том смысле, что далеко не весь газ собирается в звезды, поэтому удаление половины газа из галактики может остановить этот процесс в принципе). Скорости движения звезд в этих галактиках свидетельствуют о высокой доле (от 70% до 95%) темной материи в их массе. Это больше обычной доли темной материи в галактиках, то есть они правда «задумывались» как полноценные галактики.
Что еще стало известно об их прошлом? Прекращение звездообразования скорее всего связано с лобовым давлением (см. Ram pressure, также используется термин «лобовое обдирание»). Суть этого эффекта такова. Когда молодая галактика влетает в скопление, часть газа в ней, сталкиваясь с межгалактической плазмой, уплотняется и сильно перемешивается. Это запускает мощную, но короткую вспышку звездообразования, а часть газа выметается, формируя тянущийся за галактикой хвост. Важен и угол, под которым галактика влетает в скопление: при движении прямо к его центру лобовое сопротивление плазмы очень сильно, газ выметается из галактики быстро и в итоге запускается лишь незначительное звездообразование и почти не формируется хвост. Такие галактики должны быть еще тусклее обычных UDG, что делает совсем призрачными шансы на их обнаружение нынешним поколением телескопов. Авторам удалось даже измерить градиент (плавное изменение) времени прекращения звездообразования в дисках галактик из выборки — он совпадал с направлением движения галактики в скоплении. То есть та сторона галактики, которая первой влетела в скопление и подверглась лобовому обдиранию, в среднем содержит более старые звезды, чем другая сторона.
А что можно сказать про будущее этих галактик? Используя численное моделирование, можно предсказать их судьбу. Астрономия хорошо разбирается в том, как эволюционирует звезда известной массы: более-менее надежно известны почти все ее характеристики от времени, которое требуется на формирование и запуск ядерной реакции в ядре, до цвета и размера на финальной стадии эволюции. Таким образом, если известны возраст и масса всех звезд в галактике, то можно построить точную модель, которая позволит взглянуть на галактику через год, миллион, миллиард и даже 10 миллиардов лет. Понятно, что даже в карликовой галактике около миллиарда звезд и каждую измерить невозможно, но данных, собранных авторами, оказалось достаточно, чтобы с неплохой точностью смоделировать будущее галактик из выборки.
Получилось, что в случае пассивной эволюции (догорание уже существующих звезд без образования новых и без столкновений с другими галактиками) за следующие 10 миллиардов лет часть темной материи будет утеряна при взаимодействии с более массивными галактиками скопления. А это раздует наши галактики на 25%. Произойдет это из-за того, что свойства темной материи отличаются от привычной нам барионной материи: гало темной материи одновременно и простирается дальше самых удаленных звёзд галактики, и сильнее сконцентрировано в ее центре. Говоря научным языком, гравитационный потенциал у темной материи более крутой чем у барионной. При этом темная материя своим тяготением увлекает за собой звезды, которые тоже сильнее концентрируются ближе к ядру галактики. Но если темной материи становится меньше, то гравитационный потенциал галактики выполаживается и звездам становится проще расползаться к ее окраинам. В результате звездная масса не изменяется, а поверхностная яркость падает. Также уменьшается дисперсия скоростей и даже звездная металличность (то есть процентное содержание элементов тяжелее водорода в звездах). Последнее выглядит контринтуитивно, но если сейчас большой вклад в общую металличность вносят появившиеся во время последней вспышки звездообразования молодые массивные звезды, то через 10 миллиардов лет от них не останется и следа и металличность будет в основном определяться старыми небольшими звездами с низкой металличностью, которые появились вместе с самой галактикой и для которых какие-то 10 миллиардов лет — не срок.
Рис. 8. Слева — соотношение дисперсии скоростей и светимости (соотношение Фабер — Джексона). Справа — соотношение «металличность — светимость». Согласно модели, построенной авторами обсуждаемой статьи, галактики из выборки будут эволюционировать из области обычных маломассивных галактик (серое облако в правом верхнем углу) в сторону карликовых эллиптических (зеленые звездочки) и сверхрассеянных галактик (красные точки), где и останутся, не достигнув области еще более экстремальных карликовых сфероидальных галактик. Начало каждой стрелки показывает текущее положение галактики, конец — ее положение через 10 миллиардов лет. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy
Если представить это изменение параметров галактик на графиках в классических координатах (например, описывающих закон Фабер — Джексона, рис. 8, слева), то будет видно, что эволюция со временем приведет семь из первичной выборки в 11 галактик в ту область, которую сейчас занимают UDG, а оставшиеся четыре — в область чуть более массивных и ярких карликовых эллиптических галактик.
Примечательный (и ни в коем случае не побочный) результат работы состоит в том, что и карликовые эллиптические галактики (dE), чья «генеалогия» тоже была не до конца ясна, вписались в общий эволюционный сценарий. Сама идея связи UDG- и dE-галактик не нова (C. J. Conselice, 2018. Ultra Diffuse Galaxies are a Subset of Cluster Dwarf Elliptical/Spheroidal Galaxies), но именно в обсуждаемой статье гипотеза была подтверждена наблюдательно. К какому конкретному типу станут принадлежать галактики, захваченные гравитацией скопления, зависит от их первоначальной массы: те, что полегче, станут UDG, те, что чуть массивнее — карликовыми эллиптическими.
Благодаря обсуждаемой работе мы теперь можем реконструировать весь жизненный цикл UDG-галактики (рис. 9). Она должна была появиться вне какого-либо скопления как обычная карликовая или просто маломассивная дисковая галактика (таких очень много) с неторопливым, достаточно постоянным темпом звездообразования (скажем, 10 звезд в год), которая под действием гравитации была притянута в скопление. При этом часть ее галактического газа уносится прочь лобовым обдиранием (из которого образуется галактический хвост, делающий галактику похожей на медузу), а часть под действием этого же обдирания начинает уплотняться и собираться в протозвезды, запуская вторую, самую мощную и последнюю вспышку звездообразования (до сотни новых звезд в год). Эта галактика имеет высокую тангенциальную скорость, то есть никогда не попадет в центр скопления, где ее могут разрушить приливные силы.
Рис. 9. Пунктирной линией показан вероятный сценарий формирования сверхрассеянной галактики: маломассивная дисковая галактика попадает в гравитационное поле скопления галактик. Лобовое давление выметает часть газа, запуская звездообразование как в диске, так и в появившемся «хвосте». По мере исчерпания запасов газа звездообразование затухает, хотя новые звезды еще горят, окрашивая галактику в голубой цвет (галактики именно на такой стадии своей жизни были исследованы в обсуждаемой работе). На последнем, самом продолжительном и бессобытийном этапе галактика теряет свои морфологические особенности, потихоньку тускнеет и становится типичной сверхрассеянной галактикой. Рисунок с сайта msu.ru
Со временем, когда галактика пройдет через все промежуточные стадии, какие-либо особенности ее морфологии (спирали, перемычки), если изначально и были, исчезнут, а новые звезды, если и будут формироваться, то намного реже, чем даже в Млечном Пути (сейчас в нашей Галактике формируется в среднем одна звезда в год). В результате галактика потускнеет и «распухнет», то есть ее звезды будут меньше концентрироваться в центре и расползутся по окраинам, где и продолжат неторопливо доживать свою жизнь. А ее саму астрономы с далекой планеты отнесут к редкому для них типу сверхрассеянных галактик.
Источник: Kirill A. Grishin, Igor V. Chilingarian, Anton V. Afanasiev, Daniel Fabricant, Ivan Yu. Katkov, Sean Moran & Masafumi Yagi. Transforming gas-rich low-mass disky galaxies into ultra-diffuse galaxies by ram pressure // Nature Astronomy. 2021. DOI: 10.1038/s41550-021-01470-5.
Нейтронные звезды имеют крохотные размеры, но отличаются невероятно высокой плотностью. На самом деле они представляют собой «звездные трупы», но в них еще теплится достаточно жизненной силы, чтобы давать начало одним из самых удивительных явлений, которые можно обнаружить в космосе.
«Нейтронные звезды не просто возбуждают воображение астрономов. Они являются уникальными лабораториями для изучения экстремальной физики», - сказал Мануэль Линарес (Manuel Linares), профессор кафедры физики Норвежского университета естественных наук и технологии.
Профессор Линарес разработал новый метод измерения масс нейтронных звезд. В настоящее время он получил европейский грант с объемом финансирования в 2 миллиона евро на программу по поискам и изучению нейтронных звезд. Эта «поисковая операция» получила название LOVE-NEST (Looking for Super-Massive Neutron Stars).
«Мы разработали новый, более точный метод измерения массы особого типа пульсаров», - сказал Линарес. Пульсарами называют особый класс нейтронных звезд, отличающийся в высокой степени регулярными пульсациями излучения.
Этот новый метод основан на использовании разности температур для оценки скорости и массы нейтронной звезды.
Мы можем думать, что наше Солнце является очень горячим, поскольку температура на его поверхности достигает 6000 Кельвинов. Внутри Солнца температура даже переваливает за 14 миллионов Кельвинов. Однако внутри нейтронной звезды температура может достигать значения в 100 миллионов Кельвинов.
«Когда обычная звезда и пульсар обращаются вокруг общего центра масс, пульсар оказывает влияние на температуру звезды-компаньона», - объяснил профессор.
Поэтому та сторона звезды-компаньона, которая обращена к пульсару, может оказаться горячее, чем другая сторона звезды.
«Наблюдая пульсар PSR J2215+5135, мы нашли, что разность между температурами поверхности звезды на двух разных сторонах достигает 2400 Кельвинов», - сказал профессор.
Эта разность температур также обусловливает изменения в спектре излучения, испускаемого материалом звезды-компаньона. Эти спектры снимаются при помощи специальных астрономических инструментов даже с расстояния в 10 000 световых лет.
«Анализ спектров, в свою очередь, помогает нам понять, насколько быстро звезда-компаньон движется вокруг пульсара в данный момент времени. Зная скорость, мы можем рассчитать массу», - говорит Линарес.
Масса этого конкретного пульсара составила 2,3 массы Солнца. Примерно такие нейтронные звезды Линарес и его группа планируют искать в рамках проекта LOVE-NEST.
Авторы и права: Компания Arianespace, ЕКА, НАСА, Канадское космическое агентство, Национальный центр космических исследований Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: В космосе – новый большой телескоп. У космического телескопа "Джеймс Вебб" (James Webb Space Telescope, JWST), площадь зеркала более чем в пять раз больше, чем у Космического телескопа им.Хаббла, и он лучше видит инфракрасный свет. На фотографии JWST запечатлен высоко над Землей после отделения от верхней ступени ракеты-носителя Ариан-5, запущенной вчера из Французской Гвианы. В течение следующего месяца JWST будет приближаться к точке Лагранжа L2 системы Солнце-Земля, где он будет обращаться вокруг Солнца. За это время и в течение следующих пяти месяцев JWST раскроет сегменты своего зеркала и осуществит включение и проверку совершенных научных инструментов. Если все пойдет по плану, JWST начнет исследовать галактики во Вселенной и планеты, обращающиеся вокруг звезд нашей Галактики Млечный Путь летом 2022 года. http://www.astronet.ru/db/msg/1796605
Комета Хартли
Сredit: Nasa/JPL-Caltech/UMD
Комета Хартли обладает довольно коротким периодом обращения вокруг Солнца — чуть более 6,4 года. Несмотря на то, что она наблюдалась в 1991, 1997 и 2004 годах, её возвращение в 2010 году стало одним из самых удачных для изучения.
Приближающуюся комету первыми заметили ещё в мае 2008 года астрономы Паранальской обсерватории в Чили. В августе того же года она изучалась орбитальным телескопом «Спитцер» в инфракрасном диапазоне. В 2011 году комету исследовала космическая обсерватория Гершеля. Таким образом, комета Хартли стала пятой по счёту кометой, которая посещалась космическим аппаратом.
Исследования показали, что ядро кометы сильно вытянуто и состоит из двух частей с перемычкой. Её размер по длинной оси составляет 2,2 км. Ядро вращается по сложной траектории с периодом в 18 часов, что, возможно, связано с его необычной формой и неравномерным нагревом разных частей кометы. Рельеф поверхности оказался весьма неоднородным. Ровная перемычка соседствует с холмистой поверхностью на двух половинках кометы, которые покрыты огромными валунами размером до 90 метров, обладающими в три раза более высоким альбедо, чем окружающая поверхность.
Ядро состоит из замерзшей воды с примесями льдов монооксида и диоксида углерода. При этом концентрация льдов на комете неравномерна. Водяной пар выделяется в середине, а углекислый газ наиболее интенсивно дегазирует в краевых частях кометы.
Анализ воды показал, что соотношение между тяжелой водой и обычной такое же, как в океанах Земли. Главной особенностью кометы Хартли является ее высокая активность во время сближения с Солнцем, когда она теряет тысячи тонн массы за очень короткое время. По расчётам учёных, через 700 лет она прекратит свою кометную активность. https://aboutspacejornal.net/2021/12/25/комета-хартли/
Астрономы открыли новый класс галактических туманностей*
Maicon Germiniani
Астрономы впервые отыскали сброшенную общую газовую оболочку вокруг двойной звездной системы YY Гидры, содержащей обычную звезду и белый карлик. Ранее YY Гидры считалась одиночной переменной звездой, а туманность вокруг нее — планетарной туманностью. Статья опубликована в журнале Astronomy&Astrophysics.
YY Гидры была открыта почти 85 лет назад и классифицирована как переменная звезда RR Лиры с-типа (RRC), c периодом пульсаций 0,33 дня. Основываясь на колебаниях ее блеска ученые оценивали расстояние до звезды в 4,05-4,75 килопарсек. Однако в 2018 году данные космического телескопа Gaia позволили дать новую, более точную оценку расстояния до YY Гидры, которая составила 456 парсек, что примерно в 10 раз меньше, чем ожидалось для звезды такого типа. Полученное расхождение не получило объяснения.
Группа астрофизиков во главе со Стефаном Кимесвенгером (Stefan Kimeswenger) из Университета Инсбрука сообщила, что разобралась в загадочной природе YY Гидры. Первоначально ученые, в ходе поиска новых галактических туманностей на оцифрованных фотопластинках обзора неба SuperCOSMOS, обнаружили небольшую дугообразную структуру, которая оказалась самой яркой частью более крупной (размером 15,6 световых года в поперечнике) и почти круглой эмиссионной туманности вокруг YY Гидры. Возникло предположение, что это планетарная туманность, которой присвоили обозначение PN G252.8+19.9. Чтобы подтвердить или опровергнуть эту идею, исследователи проанализировали данные наблюдений целого ряда наземных и космических телескопов, охватывающих ультрафиолетовый, оптический и инфракрасный диапазоны волн.
Мозаичное изображение туманности вокруг YY Гидры в линии Hα, полученное обсерваторией CHILESCOPE. Stefan Kimeswenger et al. / Astronomy&Astrophysics, 2021
Итогом работы стал вывод о том, что YY Гидры не является звездой типа RR Лиры, а представляет собой компактную двойную систему из звезды позднего K-типа главной последовательности и горячего белого карлика, прародителем которого была звезда с массой 3-4 массы Солнца. Расстояние между объектами составляет 2,2 радиуса Солнца, а период обращения — около 8 часов. Систему отнесли к прекатаклизмической переменной типа BE Большой Медведицы, которая уже прошла стадию общей газовой оболочки.
Таким образом, туманность вокруг YY Гидры, общей массой около одной массы Солнца, создана в ходе выброса вещества из двойной системы около полумиллиона лет назад. Возможно в формировании структуры туманности участвовали головные ударные волны от биполярных джетов, образовавшихся во время фазы общей оболочки. Расположение туманности на высокой галактической широте помогло сохранить эту огромную структуру практически нетронутой в течение долгого времени, благодаря чему она становится интересной целью для дальнейших, более детальных наблюдений.
Ранее мы рассказывали о том, как слияние звезд создало кольцевую туманность и как выглядит необычная газовая структура вокруг двойной звездной системы HD101584.
Вселенная как мегаполис: что и где находится в космосе
Космос похож на губку; длинные сияющие нити, состоящие из тысяч и миллионов галактик, чередуются с войдами – черными провалами, в которых звездных скоплений намного меньше, чем в среднем. Правда, увидеть Вселенную такой не дано никому: на каком бы участке «губки» ни находился наблюдатель, россыпь звезд и галактик будет казаться внутренней поверхностью сферы, в центре которой стоит смотрящий.
Анастасия Шартогашева
Астрономам в древности и вплоть до начала XX века небо казалось плоским: они умели определять расстояние только до самых близких астрономических объектов – Солнца, Луны, планет Солнечной системы и их крупных спутников; все остальное было недостижимо далеко – так далеко, что рассуждать о том, что ближе, а что дальше, не имело смысла. Только в начале XX века дальний космос начал приобретать объем: появлялись новые способы измерения расстояний до далеких звезд – и мы узнали, что кроме нашей галактики существует еще бессчетное множество звездных скоплений. А к концу века человечество обнаружило, что его родная галактика кружится в одном из просветов между нитями звездной «губки» – в месте, очень пустом даже по космическим меркам.
Из плоскости в объем
Человеческий глаз может отличить далекий объект от близкого, только если эти объекты не слишком удалены от наблюдателя. Дерево, растущее неподалеку, и гора на горизонте; человек, стоящий в строю перед смотрящим – и через сто человек от него. Понять, что далеко, а что близко, нам позволяют бинокулярность (с одним глазом это сделать тоже можно, но с меньшей точностью) и способность мозга оценивать параллакс – изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона.
Когда мы смотрим на звезды, все эти фокусы оказываются бесполезны. Располагая мощным телескопом, можно оценить расстояние до ближайших к Солнцу звезд с помощью параллакса, но на этом наши возможности заканчиваются. Максимум, достижимый с помощью этого метода, выполнил в 2007 году спутниковый телескоп Hipparcos, измеривший расстояние до миллиона звезд в окрестностях Солнца. Но если параллакс – ваше единственное оружие, то все, что дальше нескольких сотен тысяч парсеков, остается точками на внутренней поверхности сферы. Вернее, оставалось – до двадцатых годов прошлого века.
Первым человеком, придавшим глубину плоской картинке далекого космоса, стал эстонский астрофизик Эрнст Эпик, измеривший скорость вращения одного яркого звездного скопления и выведший из этой скорости расстояние до него. Оказалось, что это расстояние намного превосходит размер Млечного Пути, в то время определенный уже довольно точно, – а значит, не может быть его частью. Этим скоплением была галактика Андромеды, ближайший (кроме карликовых галактик-спутников) сосед Млечного Пути. Измерить расстояния там, где метод параллакса бессилен, помогло свойство некоторых ярких звезд менять период изменения светимости от их звездной величины. Первые такие звезды обнаружили в созвездии Цефея, поэтому сейчас все они называются цефеидами; известные сегодня тысячи цефеид помогли определить расстояния до галактик, удаленность которых с помощью параллакса установить нельзя.
Новый шаг сделали астрономы, открывшие зависимость между расстоянием до астрономического объекта и смещением его спектральных линий в красную сторону (при сохранении расположения этих линий относительно друг друга). Эта заслуга обычно приписывается Эдвину Хабблу, но он открыл красное смещение благодаря работам пары десятков коллег. Измеряя красное смещение, можно установить расстояние до самых далеких из наблюдаемых объектов – даже скоплений галактик, в которых мы не можем различить ни одной переменной звезды, не говоря уже о том, чтобы измерить их годичный параллакс. Когда астрономы научились пользоваться всеми описанными выше способами измерения расстояний до источников излучения и получили надежные инструменты – очень мощные телескопы и чувствительные спектрометры, наземные и космические, Вселенная предстала перед учеными в виде губки, большая часть вещества которой сосредоточена в галактических скоплениях – нитях и стенах, а огромная (до 90%) часть пространства занята войдами – регионами, плотность вещества в которых на 15–50% ниже средней.
В 1977 году в Таллин съехались астрономы со всего мира – обмениваться результатами измерений групп галактик и их распределения в космосе. После этого исторического события понятие «крупномасштабная структура Вселенной» обрело свое современное значение. До тех пор Вселенная представлялась заполненной галактиками относительно равномерно; Яан Эйнасто, один из пионеров исследования крупномасштабной структуры, вспоминает о том, как его статьи с описанием галактических нитей и пустот между ними не принимали астрономические журналы со словами «никаких нитей не может быть». Доклад за докладом участники Таллинского симпозиума разрушали эту равномерность. В итоге она уступила место тому, что в конце семидесятых называли «клеточной структурой Вселенной».
Симуляция Millenium обсчитывает 10 млрд частиц в кубе с ребром около 2 млрд световых лет. Для ее первого запуска в 2005 году использовались предварительные данные миссии WMAP, которая изучала реликтовое излучение Большого взрыва. После 2009 года, когда космическая обсерватория «Планк» уточнила параметры реликтового излучения, симуляцию неоднократно перезапускали, каждый раз на это уходил месяц работы суперкомпьютера Общества Макса Планка. Симуляция показала образование галактик и их распределение – появление скоплений галактик и пустот между ними.
Где в космической «губке» находится Млечный Путь?
Галактика Млечный Путь расположена в 700 тыс парсеков от ближайшей крупной галактики – Андромеды – и вместе с галактикой Треугольника и полусотней карликовых галактик-спутников составляет Местную группу галактик. Местная группа вместе с десятком других групп входит в Местный лист – галактическую нить, часть Местного сверхскопления галактик (суперкластер), иначе известную как сверхскопление Девы; кроме нашей, в нем еще около тысячи крупных галактик. Дева, в свою очередь, входит в сверхскопление Ланиакеи, в котором уже порядка 100 тыс. галактик. Ближайшие соседи Ланиакеи – сверхскопление Волос Вероники, сверхскопление Персея-Рыб, сверхскопление Геркулеса, скопление Льва и другие. Ближайший к нам кусочек космической пустоты, Местный войд, находится по ту сторону Млечного Пути, которая не обращена к Местному листу. От Солнца до центра Местного войда – около 23 Мпк, а его диаметр составляет примерно 60 Мпк, или 195 млн световых лет. И это капля в море, по сравнению с по-настоящему Большой Пустотой, которая нас, возможно, окружает.
В 2013 году группа астрономов пришла к заключению о том, что Млечный Путь, а вместе с ним ближайшие галактики – большая часть Ланиакеи – находится посреди поистине гигантского войда протяженностью около 1,5 млрд световых лет. Ученые сопоставили количество излучения, доходящего до Земли из ближайших галактик и из дальних уголков Вселенной. Картина выглядела так, как будто человечество живет на далекой окраине мегаполиса: зарево над большим городом освещает ночное небо сильнее, чем свет окон в домах неподалеку. Гигантскую область относительной пустоты назвали войдом КВС – по первым (латинским) буквам фамилий авторов исследования, Райана Кинана, Эми Баргер и Леннокса Коуи.
Войд КВС до сих пор составляет предмет дискуссий в сообществе астрономов. Его существование решило бы некоторые фундаментальные проблемы. Напомним, войд – это не пустота, а регион, в котором плотность галактик ниже средней по Вселенной на 15–50%. Если войд KBC действительно существует, то эта низкая плотность объяснила бы расхождение между значениями постоянной Хаббла (характеризующей скорость расширения Вселенной), полученными с помощью цефеид и через реликтовое излучение Вселенной. Это расхождение – одна из самых сложных проблем современной астрофизики, ведь в теории постоянная Хаббла, как любая другая постоянная, не должна меняться в зависимости от способа измерения. Если Млечный Путь находится в гигантском войде, то реликтовому излучению на пути к Земле встречается гораздо меньше вещества, чем в среднем по космосу; сделав поправку на это, можно примирить экспериментальные данные и точно измерить скорость расширения Вселенной.
Теории происхождения галактических сверхскоплений и войдов
Сразу после обнаружения сверхскоплений галактик и войдов ученые задались вопросом об их происхождении – и с самого начала стало понятно, что здесь не обойтись без невидимой массы Вселенной. Губчатая структура не может быть порождением нормальной, барионной материи, из которой состоят привычные нам объекты и мы сами; по всем расчетам, ее движение не могло привести к наблюдаемой сегодня макроструктуре за время, прошедшее с Большого взрыва. Породить галактические сверхскопления и войды могло только перераспределение темного вещества, которое началось намного раньше, чем сформировались первые галактики.
Впрочем, когда появилась первая теория, объясняющая существование нитей и войдов, о Большом взрыве еще не говорили. Советский астрофизик Яков Зельдович, вместе с Яаном Эйнасто приступивший к изучению макроструктуры, делал свои первые расчеты в рамках представлений о темной материи как о нейтрино, известных как теория горячего темного вещества. Возмущения темного вещества, происходившие на ранних этапах существования Вселенной, по Зельдовичу, вызвали появление ячеистой структуры («блинов»), позднее гравитационно притянувшей барионное вещество и за тринадцать с небольшим миллиардов лет сформировавшей наблюдаемую структуру галактических сверхскоплений, нитей и стен и войдов между ними.
К середине 1980-х от теории горячего темного вещества отказались в пользу теории холодной темной материи. Кроме прочего, от нейтринной теории ее отличали и масштабы, на которых возникали первичные неоднородности, – меньшие и поэтому, казалось бы, не объясняющие существование космической «губки» с ее элементами протяженностью в сотни тысяч парсек. За два следующих десятилетия астрофизикам, однако, удалось примирить модель «блинов» с математикой, стоящей за «холодной» темной материей.
Современные компьютерные симуляции отлично показывают, как флуктуации распределения темной материи молодой Вселенной породили галактические нити и войды. Самая известная из подобных симуляций, выполненная в рамках проекта The Millennium Simulation в 2005 году на суперкомпьютере вычислительного центра им. Лейбница, показывает формирование структур, сопоставимых по размеру со сверхскоплением Ланиакеи – тем, в котором вращается и наша галактика. https://www.popmech.ru/science/477322-v … v-kosmose/
Парадокс красного неба заставит вас усомниться в нашем месте во Вселенной
В большом космическом масштабе наш маленький уголок Вселенной не такой уж особенный — эта идея лежит в основе принципа Коперника. Тем не менее, есть один важный аспект нашей планеты, который действительно необычен: наше Солнце — желтый карлик.
Поскольку наша звезда — это то, что мы знаем наиболее близко, было бы соблазнительно предположить, что желтые и белые карлики (карлики FGK) распространены в других местах космоса. Однако это далеко не самые многочисленные звезды в галактике; это звание принадлежит к другому типу звезд — красным карликам (M карлики).
Красные карлики не только составляют 75 процентов всех звезд Млечного Пути, но и намного холоднее и долговечнее, чем такие звезды, как Солнце.
Мы ожидаем, что наше Солнце проживет около 10 миллиардов лет; Ожидается, что красные карлики будут жить триллионами. Фактически, настолько долго, что ни один из них еще не достиг конца своей продолжительности жизни на главной последовательности за все 13,4 миллиарда лет с момента Большого Взрыва.
Поскольку красных карликов так много и они так стабильны, и поскольку мы не должны автоматически считать себя особенными в космосе, то тот факт, что мы не вращаемся вокруг красного карлика, должен вызывать некоторое удивление. И все же вот мы находимся на орбите необычного желтого карлика.
Согласно статье астронома Дэвида Киппинга из Колумбийского университета, это парадокс красного неба — следствие парадокса Ферми, который ставит под вопрос, почему мы до сих пор не обнаружили никаких других форм разумной жизни в большой обширной Вселенной.
«Разрешение этого парадокса, — пишет он, — откроет руководство для нацеливания будущих экспериментов по дистанционному зондированию жизни и границ жизни в космосе».
Красные карлики — привлекательная перспектива для поиска внеземной жизни. Они не горят так же горячо, как звезды, подобные Солнцу, а это значит, что любые экзопланеты, вращающиеся вокруг них, должны быть ближе, чтобы обладать пригодной для жизни температурой. В свою очередь, это может упростить поиск и изучение таких экзопланет, поскольку они вращаются вокруг своих звезд чаще, чем Земля вращается вокруг Солнца.
Действительно, астрономы обнаружили довольно много скалистых экзопланет, таких как Земля, Венера и Марс, вращающихся вокруг красных карликов в обитаемой зоне. А некоторые из них даже относительно близки.
В своей статье Киппинг излагает четыре решения парадокса красного неба.
Решение I: необычный результат.
Если скорость появления жизни вокруг обоих типов звезд схожа, то Земля является исключением, и наше появление на орбите Солнца было случайным, один шанс из 100.
Это создало бы противоречие с принципом Коперника, который гласит, что во Вселенной нет привилегированных наблюдателей и что наше место в ней вполне нормальное. То, что мы выделяемся, предполагает, что наше место не так уж и нормально.
Этот ответ не невозможен, но и не приносит особого удовлетворения. Остальные три решения дают ответы, которые не только более удовлетворительны, но и действительно могут быть проверены.
Решение II: подавленная жизнь под красным небом.
В этой резолюции Киппинг утверждает, что желтые карлики более пригодны для жизни, чем красные карлики, и, как следствие, жизнь вокруг красных карликов возникает гораздо реже — примерно в 100 раз реже. Есть много теоретических доказательств, подтверждающих эту идею. Например, красные карлики, как правило, шумные, с большим количеством вспышек и не имеют планет, подобных Юпитеру.
Художественный образ красного карлика, испускающего мегавспышку. (Центр космических полетов имени Годдарда НАСА / С. Виссингер)
Решение III: для сложной жизни время еще не пришло.
Здесь аргумент состоит в том, что жизни просто не хватило времени, чтобы появиться вокруг красных карликов.
Это может показаться нелогичным, но это связано с фазой жизни звезды, предшествующей главной последовательности, до того, как она начнет синтезировать водород. В этом состоянии звезда горит все жарче и ярче; для красных карликов период длится около миллиарда лет. В это время на любых потенциально пригодных для жизни мирах может возникнуть внезапный постоянный парниковый эффект.
Это может означать, что окно для появления сложной биологии на скалистых планетах на белых и желтых карликах намного длиннее, чем на красных карликах.
Решение IV: мало бледно-красных точек.
Наконец, хотя около 16 процентов красных карликов с экзопланетами указаны как содержащие скалистые экзопланеты в обитаемой зоне, возможно, эти миры не так распространены, как мы думали. В наших исследованиях отбираются самые массивные красные карлики, потому что они самые яркие и простые для изучения; но что, если у маленьких, о которых мы знаем относительно мало, нет каменистых экзопланет, пригодных для обитания?
Поскольку маломассивные красные карлики на самом деле являются наиболее многочисленными, это может означать, что скалистые экзопланеты обитаемой зоны встречаются в 100 раз реже вокруг красных карликов, чем вокруг желтых карликов.
Возможно даже, что ответ кроется в нескольких из этих решений, которые позволят эффекту в какой-либо одной области быть менее выраженным. И, возможно, вскоре мы сможем получить подтверждение. Например, по мере совершенствования нашей технологии мы сможем лучше обнаруживать маломассивные красные карлики и искать планеты на орбите вокруг них.
Сделав это, если мы найдем скалистые экзопланеты, мы сможем более внимательно изучить их потенциальную обитаемость, определить, вращаются ли они в обитаемой зоне, и могла ли жизнь там возникнуть.
«В конечном счете, — писал Киппинг, — разрешение парадокса красного неба представляет центральный интерес для астробиологии и SETI, что подразумевает, на какие звезды направлять наши ресурсы, а также ставит фундаментальный вопрос о природе и пределах жизни во Вселенной».
Темная материя из первичных черных дыр с широким спектром масс примирила наблюдения с теорией
Ingrid Bourgault / Wikimedia Commons
Группа физиков-теоретиков исследовала модель темной материи, в которой она состоит из первичных черных дыр с широким спектром масс, и оказалось, что эта модель хорошо объясняет многие несостыковки между астрономическими наблюдениями и предсказаниями Стандартной космологической модели с холодной темной материей, состоящей из тяжелых частиц, называемой ΛCDM. Наиболее сильно различаются предсказания новой модели и ΛCDM для возраста Вселенной, меньшего одного миллиарда лет, наблюдательные данные о котором достаточно скудны. Ученые надеются, что телескопы следующего поколения позволят проверить правильность их модели. Исследование принято к публикации в The Astrophysical Journal, препринт статьи выложен на arXiv.org.
Согласно данным астрономических наблюдений, около 68 процентов плотности энергии во Вселенной приходится на темную энергию, которую принято отождествлять с энергией вакуума, за почти 27 процентов отвечает темная материя, а на обычное барионное вещество остается чуть менее 5 процентов. Гипотеза о том, что во Вселенной около 85 процентов всего вещества сосредоточено в невидимой темной материи, объясняет и профиль скоростей движения звезд в галактиках и галактик в скоплениях, и спектр неоднородностей температуры космического микроволнового фона, и темп формирования галактик при эволюции Вселенной.
Существуют различные модели строения темной материи, но долгое время основным кандидатом на роль составляющих ее частиц считались вимпы (WIMP, Weakly Interacting Massive Particle) с массой от нескольких до нескольких сот гигаэлектронвольт, участвующие только в гравитационном и, возможно, слабом взаимодействиях с частицами Стандартной модели. Ни в одном лабораторном эксперименте, однако, вимпы обнаружить не удалось, что вынудило исследователей рассматривать альтернативных кандидатов на роль частиц темной материи. К ним относятся и сверхтяжелые конгломераты частиц Стандартной модели, называемые макросами с массами до нескольких десятков килограмм, и сверхлегкие частицы, такие как стерильное нейтрино, дилатон и аксион.
Еще один кандидат на роль темной материи, который предложил Стивен Хокинг еще в 1971 году, — это первичные черные дыры, родившиеся в ранней Вселенной. Современные астрономические наблюдения, однако, существенно ограничивают массы этих черных дыр, если они лежат в сравнительно узком диапазоне: анализ гравитационного линзирования звезд в туманности Андромеды запретил черным дырам иметь массу порядка массы Луны, наблюдение за взрывами сверхновых ограничило вклад в темную материю от сверхмассивных черных дыр, а моделирование эволюции тусклых карликовых галактик вообще фиксировало возможную массу черных дыр, составляющих темную материю, на уровне массы Солнца, если спектр их масс не слишком широкий.
Чтобы обойти существующие экспериментальные ограничения, физики из Испании, Италии и США под руководством Нико Каппеллути (Nico Cappelluti) из Университета Майами теоретически исследовали модель темной материи, состоящей из первичных черных дыр с широким спектром масс. Согласно рассмотренной учеными теории, эти черные дыры рождались из-за фазовых переходов в ранней Вселенной, в результате которых скорость звука в первичной плазме существенно падала, и области Вселенной с большой кривизной коллапсировали в черные дыры с радиусами горизонтов событий порядка размера космологического горизонта в соответствующие периоды эволюции Вселенной. Широкий спектр масс первичных черных дыр возникает из-за того, что они рождались в результате разных фазовых переходов, происходящих при различной температуре Вселенной. Самые легкие из них имели планетарные массы и образовались при рождении W- и Z-бозонов. Черные дыры с массами порядка предела Чандрасекара родились при объединении u- и d-кварков в протоны и нейтроны, а с массами порядка 30 масс Солнца — при объединении двух кварков в пионы. На этапе же электрон-позитронной аннигиляции появились сверхмассивные черные дыры с массами более миллиона солнечных.
В рассмотренной модели с широким спектром масс черных дыр темная материя должна активно кластеризоваться, что помогает избежать строгих наблюдательных ограничений на ее количество. Помимо того, что первичные черные дыры дают правдоподобную модель темной материи, их существование разрешает некоторые противоречия между предсказаниями Стандартной космологической модели ΛCDM и наблюдательными астрономическими данными. Например, упомянутая выше кластеризация хорошо согласуется с наблюдаемым аномально большим количеством кластеров темной материи малых размеров. Кроме того, первичные сверхмассивные черные дыры могли очень быстро набрать массы в несколько миллиардов масс Солнца, что объясняет существование таких объектов уже при возрасте Вселенной менее 800 миллионов лет. Далее, черные дыры с массами более 50 масс Солнца, слияния пар которых наблюдались гравитационными обсерваториями LIGO и Virgo, и чье формирование запрещено астрофизической моделью эволюции двойных систем, могут быть первичными черными дырами, родившимися при образовании пионов. Наконец, новая теория хорошо объясняет слишком сильные крупномасштабные флуктуации космического микроволнового фона и их корреляцию с рентгеновским фоном, так как вклад и в тот, и в другой могло давать излучение аккреционных дисков первичных черных дыр.
Доля коллапсировавших гало темной материи в зависимости от красного смещения. Сплошные линии соответствуют рассмотренному исследователями сценарию, в котором темная материя состоит из первичных черных дыр, а пунктирные — стандартной космологической модели. Разными цветами обозначены разные вириальные температуры N. Cappelluti et al. / arXiv.org, 2021
Модель темной материи из первичных черных дыр дает предсказания относительно динамики образования звезд, которые расходятся с теми, которые дает ΛCDM. Существенно различаются они для больших красных смещений z ≥ 7, соответствующих возрасту Вселенной около 700 миллионов лет, но наблюдательные данные о том периоде достаточно скудны. Физики надеются, что наблюдения, которые планируется провести с помощью космических обсерваторий «Афина» и «Евклид», позволят проверить правильность их модели. Кроме того, различаются и детали сценария повторной ионизации Вселенной, которые могут быть экспериментально изучены с помощью строящегося массива радиотелескопов Square Kilometre Array и запущенного недавно космического телескопа «Джеймс Уэбб». Точность измерения флуктуаций космического микроволнового фона и их корреляций с рентгеновским фоном ограничена углом обзора действующих экспериментальных установок, которое составляет десятые доли угловых минут, но будущие инструменты, такие как «Евклид» и телескоп «Роман», позволят увеличить его до нескольких градусов, что также может помочь установить правильность модели темной материи из первичных черных дыр. Наконец, эта модель предсказывает существенно более частые слияния черных дыр в ранней Вселенной, которые потенциально могут быть зарегистрированы в течение следующих сезонов работы гравитационной обсерватории LIGO или будущими экспериментами типа LISA.
Подробнее о первичных черных дырах можно прочитать в нашем интервью с физиком-теоретиком Бернардом Карром. Также мы писали о первых экспериментальных свидетельствах в пользу того, что темная материя по крайней мере частично может состоять из этих объектов.
После гибели массивных звезд, недостаточно больших для образования черной дыры, остаются невероятно плотные объекты — нейтронные звезды. Некоторые из них сохраняют экстремально сильное магнитное поле, достигающее сотен миллиардов тесл (для сравнения, индукция магнитного поля Земли составляет порядка 0,00001 тесла). К тому же такие объекты — магнетары — способны быстро вращаться, время от времени выбрасывая внезапные и чрезвычайно мощные потоки излучения, которые регистрируются в виде гамма-всплесков.
Многие подобные вспышки приходят от источников в пределах нашей Галактики, однако недавно астрономы заметили куда более далекий сигнал. Всплеск GRB 2001415 удалось связать с галактикой NGC 253, расположенной в созвездии Скульптора, на расстоянии около 11 миллионов световых лет. Об этом ученые из нескольких европейских стран пишут в статье, опубликованной в журнале Nature.
Для наблюдения использовали инструмент ASIM — рентгеновский и гамма-лучевой детектор, работающий на борту МКС и предназначенный прежде всего для регистрации вспышек в верхних слоях земной атмосферы. Всплеск GRB 2001415 был замечен 15 апреля 2020 года: он длился около 160 миллисекунд, за которые, по оценкам астрономов, было выброшено порядка 1046 эрг энергии — столько Солнце выделяет за сотню тысяч лет. Величина магнитного поля магнетара достигает 1016 гаусс.
По-видимому, подобные гамма-всплески происходят в результате случайных возмущений в магнитном поле нейтронной звезды. Возникающие при этом альвеновские волны вызывают сотрясения поверхности, достигая и более глубоких слоев. Вспышка завершается пересоединением силовых линий магнитного поля, и магнетар вновь «замолкает». «Как будто он хотел сообщить нам о своем одиноком существовании, спев на килогерцовой частоте, словно Паваротти громкостью в миллиард солнц», — отметил Альберто Кастро-Тирадо (Alberto Castro-Tirado), один из авторов работы. https://naked-science.ru/article/astron … a-vspyshka
Высокочастотные осцилляции в ходе гигантского выброса со стороны нейтронной звезды
Международная группа ученых впервые смогла измерить осцилляции яркости света, излучаемого магнетаром в ходе мощной вспышки, происходящей на нем. В течение всего лишь одной десятой доли секунды со стороны магнетара высвободилось столько энергии, сколько производит Солнце в течение 100 000 лет. Наблюдения этого магнетара были проведены без участия человека, с использованием системы искусственного интеллекта, разработанной в лаборатории Image Processing Laboratory (IPL) Валенсийского университета, Испания.
Магнетары представляют собой очень мощные нейтронные звезды, имеющие массу порядка полумиллиона масс Земли при диаметре примерно в 20 километров. На этих объектах, которых к настоящему времени известно не более 30, происходят мощные вспышки продолжительностью порядка десятых долей секунды, природа которых до сих пор остается загадкой для ученых. Обнаружение таких вспышек представляет трудность на современном уровне развития техники наблюдений.
В новой работе ученые исследовали вспышку на магнетаре GRB2001415. Наблюдения, проведенные при помощи инструмента Atmosphere Space Interactions Monitor (ASIM), установленного на борту Международной космической станции (МКС), показали, что осцилляции, сопровождавшие вспышку, формировались в результате взаимодействия между альфвеновскими волнами, энергия которых поглощалась корой магнетара. Таким образом, на протяжении нескольких миллисекунд процесс магнитного пересоединения, а потому и импульсы, обнаруженные со стороны магнетара GRB2001415, прекратились через 3,5 миллисекунды после основной вспышки. Анализ этого явления сделал возможной оценку объема извергаемого материала, который превысил объем самой нейтронной звезды.
Авторы и права: НАСА/Лаборатория реактивного движения – Калтех/Юго-западный исследовательский институт/Космические научные системы Малин; Обработка и авторские права: Кевин М.Гилл Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Что это за большие овалы и где они находятся? Это – вращающиеся штормовые облака на Юпитере, запечатленные в прошлом месяце космическим аппаратом НАСА "Юнона". Обычно более высокие облака выглядят более светлыми, а самые светлые облака на этой картинке – относительно маленькие облака, разбросанные по нижнему овалу. Однако эти светлые облака не такие уж маленькие, их размер – около 50 километров. Они расположены так высоко, что отбрасывают тени на вращающийся овал внизу. Изображение было обработано для усиления цветов и контраста. Большие овалы – области высокого давления, их размер может превышать тысячу километров, и они существуют несколько лет. Самый большой овал на Юпитере – Большое Красное пятно (не показано здесь), которое существует по крайней мере несколько сотен лет. Исследование динамики облаков на Юпитере с помощью изображений, полученных "Юноной", позволяет лучше понять природу опасных тайфунов и ураганов на Земле. http://www.astronet.ru/db/msg/1797454
Обсерватория «Спектр-РГ» просканировала галактику в четвертый раз
Российская орбитальная обсерватория «Спектр-РГ» закончила четвертое сканирование галактики в рентгеновских лучах. Всего по программе планируется восемь сканирований.
Программа направлена на создание карты всего звездного неба. Ежедневно плоскость сканирования смещается на один градус и охватывает новые части. За первые полгода была построена карта миллионов рентгеновских источников и Млечного пути. Она основана на 400 миллионах рентгеновских фотонов. С результатами последнего обзора карта увеличилась до 1 миллиарда и 600 миллионов фотонов. Четвертое сканирование неба сделало карту более точной. Она состоит из миллиона квазаров и двадцати тысяч массивных скоплений галактик и демонстрирует более трехсот тысяч звезд Млечного пути. У них такие же горячие короны, как у Солнца, но в рентгеновских лучах они в тысячи раз ярче. Через два года программа завершится восьмым сканированием и соберет более трех миллиардов фотонов, что увеличит открытые источники карты и ее чувствительность.
«Мы делаем все для того, чтобы карта неба, полученная телескопом eROSITA, стала в многие десятки раз, а может и 100 раз, более чувствительной чем предыдущие, была полезной и могла служить ученым всего мира следующие 20 или 30 лет», — рассказал академик Рашид Сюняев, научный руководитель миссии.
eROSITA – один из уникальных рентгеновских телескопов, который был создан в Германии и находится в обсерватории «Спектр-РГ». Второй рентгеновский зеркальный телескоп создан в России – это ART-XC имени М.Н. Павлинского. С 2007 года «Роскосмос» и Германский аэрокосмический центр ведут совместную работу по обработке данных и публикации результатов, которые получают на основе наблюдений телескопом eROSITA. Одну половину неба исследуют ученые Института космических исследований РАН, а другую – немецкие коллеги из Института внеземной физики Общества имени Макса Планка
Карты позволяют проводить анализ изменений на небе. В среднем раз в десять дней исследователи отмечают, как сверхмассивные черные дыры разрушают звезды. В 2021 году благодаря обзору неба был открыт самый мощный квазар, у которого рекордное красное смещение линий в спектре z=6.2.
«Этот квазар светил, когда Вселенная была почти в 20 раз моложе, но его масса тогда уже должна была быть больше миллиарда солнечных», — прокомментировал Сюняев.
По словам ученого, с помощью телескопа можно увидеть звезды, вокруг которых вращаются экзопланеты. На территории России это только 10%. Они находятся в зоне обитаемости и не обладают рентгеновским излучением, что увеличивает вероятность жизни на планетах, близких к этим звездам.
Излучение сверхвысокой энергии со стороны галактики Мессье 87
Международная команда астрономов изучила излучение сверхвысокой энергии со стороны радиогалактики Мессье 87 (М87). Результаты этого исследования помогут глубже понять природу галактики М87 и процессы, отвечающие за формирование излучения сверхвысокой энергии со стороны этого источника.
Радиогалактики испускают гигантские количества радиоволн со стороны центральных ядер. Черные дыры, находящиеся в центрах галактик, аккрецируют газ и пыль, генерируя высокоэнергетические джеты, наблюдаемые в радиодиапазоне, в составе которых электрически заряженные частицы разгоняются до гигантских скоростей.
Расположенная на расстоянии около 53,5 миллиона световых лет от нас, галактика М87 представляет собой центральную доминирующую галактику скопления галактик Девы. Она относится к I классу по классификации Фанарова-Райли, имеет диаметр примерно в 980 000 световых лет, а ее динамическая масса оценивается приблизительно в 15 триллионов масс Солнца. Одной из наиболее примечательных особенностей этой галактики является крупный джет с различимыми структурными элементами, такими как узлы и диффузное излучение, кажущееся сверхсветовое движение. Джет также демонстрирует значительную по величине переменность.
Для выяснения механизма формирования излучения сверхвысокой энергии в галактике М87 команда под руководством Фернандо Урены-Мены (Fernando Urena-Mena) из Национального института астрофизики, оптики и электроники в Пуэбле, Мексика, проанализировали доступные данные наблюдений по этой галактике, полученные с использованием детекторов Imaging Air Cherenkov Telescopes (IACTs) и High Altitude Water Cherenkov (HAWC) Observatory. Для объяснения происхождения излучения авторы использовали лепто-адронную модель.
Сравнив реальные спектры галактики в широком диапазоне частот с синтетическими спектрами, полученными с использованием лепто-адронной модели, исследователи выяснили, что лепто-адронная модель может быть использована для объяснения излучения сверхвысокой энергии со стороны этой галактики в спокойном состоянии. Модель также объясняет одиночные вспышки со стороны этой галактики, которые обнаруживаются только при наблюдениях в диапазоне сверхвысоких энергий. Эти вспышки могут быть сформированы в результате изменений в распределении энергии протонов, отмечают авторы.
В заключение астрономы отвечают, что для более глубокого понимания механизмов формирования излучения сверхвысокой энергии понадобятся дальнейшие наблюдения галактики в этом диапазоне. Такие наблюдения позволят глубже понять свойства радиогалактик в целом, отмечают авторы.
Космический аппарат DART НАСА открывает один «глаз» и присылает снимки космоса
Спустя всего лишь несколько недель после запуска с площадки Авиабазы Ванденберг, США, космический аппарат Double Asteroid Redirection Test (DART) НАСА открыл свой «глаз» и сделал первые снимки космоса – что стало важным этапом миссии.
После мощных вибраций при запуске и экстремальном изменении температуры до минус 80 градусов в космосе ученые и инженеры из Лаборатории прикладной физики Джона Хопкинса, затаив дыхание, следили за тем, как справится с поставленной задачей бортовой телескоп аппарата. Поскольку компоненты этого инструмента чувствительны к самым крохотным смещениям, вплоть до до 5 миллионных долей метра, то даже небольшой сдвиг составных элементов конструкции телескопа друг относительно друга может оказать серьезное негативное воздействие на точность его наведения.
В минувший вторник, 7 декабря, космический аппарат открыл круговую апертуру его телескопической камеры DRACO и сделал снимки окружающего его космического пространства – позволив ученым миссии облегченно вздохнуть. Этот снимок, сделанный на расстоянии примерно в 18 миллионов километров от Земли – очень близко по астрономическим меркам – демонстрирует около десятка звезд, кристально ясных и четких на черном фоне космического пространства, неподалеку от места пересечения созвездий Персея, Овна и Тельца.
На следующем этапе миссии DART планируется использовать камеру DRACO (Didymos Reconnaissance and Asteroid Camera for Optical navigation) для наблюдений скопления звезд М38, расположенного на расстоянии в 4200 световых лет от нас. Наблюдения позволят повысить точность калибровки данного инструмента, который в дальнейшем будет использован для получения изображений системы астероида Дидимос, к которой направляется этот аппарат.
Миссия DART представляет собой первую пробную миссию по программе планетарной защиты, предполагающую отклонение астероида посредством отправки к нему кинетического импактора – снаряда, который приведет к изменению траектории космического камня. Подобные мероприятия могут понадобиться в будущем при возникновении реальной угрозы столкновения с Землей крупного космического камня. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 1229185617
Планетологи объяснили полигональность «сердца» на Плутоне
Снимок участка Равнины Спутника, сделанный New Horizons. NASA, Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, Southwest Research Institute
Планетологи выяснили, что процессы тепловой конвекции в азотном леднике, которые усиливаются за счет сублимации, действительно способны создать необычный ячеистый узор на поверхности льда, который наблюдается на Равнине Спутника на Плутоне. По расчетам ученых на карликовой планете эти процессы идут уже не менее одного миллиона лет, что согласуется с данными автоматической станции New Horizons. Статья опубликована в журнале Nature.
Сублимация льда представляет собой один из типичных геологических процессов, отвечающих за формирование элементов рельефа поверхности некоторых тел Солнечной системы. В частности, сублимация углекислого льда создала ряд впадин в южной полярной шапке Марса, а в высокогорных регионах Земли, таких как Чилийские Анды, наблюдаются необычные образования — пенитенты («кающиеся грешники»), образующиеся за счет сублимации снега.
Предполагается, что сублимация льда играет важную роль в формировании поверхности Плутона, где могут действовать климатические циклы, связанные с конденсацией и сублимацией азотного льда. Его самые крупные запасы сосредоточены в «сердце» карликовой планеты — крупном леднике Регион Томбо, шириной около одной тысячи километров, который наблюдался в апреле 2015 года автоматической станцией New Horizons. Снимки, полученные аппаратом, выявили необычную полигональную поверхность ледника в области Равнины Спутника, природа которой стала предметом интереса ученых.
Группа планетологов во главе с Адриеном Морисоном (Adrien Morison) из Эксетерского университета опубликовала результаты моделирования влияния сублимации на структуру слоя азотного льда, где идут процессы тепловой конвекции, толщиной 5 километров. Ученые использовали код твердотельной конвекции StagYY и провели расчеты для различных значений числа Рэлея и контраста вязкости, предполагая для простоты ньютоновскую реологию. Атмосфера рассматривалась как оболочка, которая дает однородные граничные условия к слою льда, равномерная сублимация которого вела к падению температуры его поверхности. В моделях рассматривался временной период менее ста тысяч лет. Ученых интересовало, в каких случаях на поверхности будет создаваться структура из плоских многоугольников, ограниченных узкими впадинами.
Картина конвекции как функции вязкости и числа Рэлея для слоя льда, толщиной 5 километров. Показаны температурные аномалии на средней глубине (a-c), топография поверхности и горизонтальной скорости (d) для различных режимов конвекции. На рисунке (e) представлена диаграмма режима конвекции как функции эффективного числа Рэлея и контраста вязкости. Цифры, окружающие квадраты и шестиугольники, — количество холодных потоков на средней глубине слоя льда (слева) и связанных областей с высоким рельефом на поверхности (справа). Adrien Morison et al. / Nature, 2021
Оказалось, что процессы конвекции, которым способствует сублимация льда, действительно способны создавать наблюдаемые полигональные структуры. Для этого требуется либо значение теплового потока у основания слоя льда в 0,3 милливатта на квадратный метр, что в 10 раз меньше, чем считалось ранее, либо в 30 раз более большой контраст вязкости, чем значение, использовавшееся в работе. Многоугольная структура, возникающая в результате реорганизации первичных конвективных нестабильностей, таких как мелкие шлейфы и нисходящие потоки, может формироваться в течение нескольких десятков или сотен тысяч лет. В случае Равнины Спутника эти процессы длятся не менее одного миллиона лет, что согласуется с данными наблюдений.
Ученые считают, что процессы, идущие в азотном леднике Плутона, больше похожи на те, которые действуют в земных океанах, чем на те, которые идут на ледяных спутниках Юпитера или Сатурна. На других телах Солнечной системы, таких как Тритон, Умбриэль, Эрида или Макемаке, также могут действовать вышеописанные процессы — для этого необходимо наличие больших запасов льда (N2, CO, CO2 или CH 4) с низкой вязкостью.
Обо всех открытиях, сделанных New Horizons, можно узнать у нас на сайте в отдельной теме.
Физики поискали бозонные облака с помощью гравитационных обсерваторий
Бозонное облако и вращающаяся черная дыра, которые образуют гравитационный атом. Облако получает энергию и спин из черной дыры, и излучает гравитационные волны за счет аннигиляции легких бозонов в гравитоны R. Brito et al. / Classical and Quantum Gravity, 2015
Физики, работающие в коллаборациях LIGO, Virgo и KAGRA попытались обнаружить бозонные облака, окружающие черные дыры, проанализировав данные, набранные гравитационной обсерваторией LIGO во время третьего сезона ее работы. Ученые не увидели сигнала этих объектов, но смогли установить ограничения на массу легких бозонов, из которых могут состоять облака. Поиск легких бозонов очень важен, потому что из них может состоять темная материя. Исследователи рассчитывают, что модернизация гравитационных обсерваторий и улучшение программного обеспечения, использующегося для анализа сигнала, помогут обнаружить легкие бозоны или установить более строгие ограничения на их массы. Препринт статьи выложен на сайт arXiv.org.
Гипотеза о существовании во Вселенной невидимой темной материи, в которой сосредоточено около 85 процентов массы всего вещества, хорошо объясняет многие астрономические наблюдения. К ним относятся распределение скоростей звезд в галактиках и галактик в скоплениях, спектр неоднородностей температуры космического микроволнового фона и скорость образования галактик при эволюции Вселенной.
Существуют различные предположения относительно природы частиц, из которых темная материя состоит, но в течение долгого времени самым популярным кандидатом оставались вимпы (WIMP, Weakly Interacting Massive Particle) с массой от нескольких до нескольких сот гигаэлектронвольт, которые не участвуют в электромагнитных и сильных взаимодействиях с частицами Стандартной модели. Проблема с этой гипотезой, однако, заключается в том, что физики до сих не смогли обнаружить вимпы ни в одном лабораторном эксперименте.
Это вынудило ученых рассматривать альтернативы вимпам на роль частиц темной материи. Некоторые из них гораздо тяжелее: к таким относятся конгломераты частиц Стандартной модели, называемые макросами, с массами до нескольких десятков килограмм, и первичные черные дыры, массы которых могут достигать сотен миллионов масс Солнца. А некоторые наоборот существенно легче — масса легких бозонов, типа дилатона и аксиона в некоторых моделях меньше, чем 10-20 электронвольт.
Легкие бозоны очень слабо взаимодействуют с частицами Стандартной модели, а потому один из самых реалистичных способов их обнаружения — это регистрация гравитационного излучения, приходящего от черных дыр. Если легкие бозоны в природе существуют, то они рождаются из вакуума вблизи горизонта вращающейся черной дыры из-за эффекта, называемого сверхизлучением. Частицы, рождающиеся тем активнее, чем больше спин черной дыры, образуют вместе с ней гравитационный атом, математическое описание которого во многом похоже на описание атома в квантовой механике. Существенная разница заключается в том, что электрон является фермионом, и потому одно квантовое состояние в атоме может быть занято только одним электроном, тогда как гипотетических легких бозонов может быть в одном состоянии в гравитационном поле черной дыры сколько угодно. Это приводит к тому, что почти все частицы в бозонном облаке занимают состояния с наименьшей энергией, то есть происходит конденсация Бозе — Эйнштейна. Когда легкий бозон рождается, он забирает у черной дыры долю массы и спина, а потому сверхизлучение со временем прекращается, и новые частицы не образуются. Бозоны с одинаковыми или близкими энергиями в облаке вокруг черной дыры могут аннигилировать в гравитоны, из-за чего облако излучает почти монохроматические гравитационные волны, которые предположительно могут быть зарегистрированы гравитационными обсерваториями.
Ученые, работающие в американской коллаборации VIRGO, европейской Virgo и японской KAGRA, проанализировали данные, которые гравитационная обсерватория LIGO набрала за время третьего сезона работы, в попытке обнаружить в них сигнал излучения облаков легких бозонов. Данные набирались с 1 апреля 2019 года по 27 марта 2020 года с месячным перерывом в октябре 2019 года. Физики исследовали диапазон частот гравитационного излучения от 20 до 610 герц. Теоретически рассматриваются легкие бозоны разных спинов, но в данном исследовании ученые ограничились бесспиновыми частицами.
Исключенные массы легких бозонов из облака, окружающего черные дыры разных масс и возрастов, если они находятся на расстоянии 1 килопарсек от Земли. Безразмерный спин черной дыры равен 0,9 R. Abbott et al. / arXiv.org
Исключенные массы легких бозонов из облака, окружающего черные дыры разных масс и возрастов, если они находятся на расстоянии 15 килопарсек от Земли. Безразмерный спин черной дыры равен 0,9 R. Abbott et al. / arXiv.org
Физики сравнивали данные наблюдений с результатами моделирования гравитационного излучения популяции черных дыр с реалистичным распределением масс f(m) ∼ m-2,3 в двух диапазонах: от 5 до 50 и от 5 до 100 масс Солнца (полное число черных дыр в Млечном пути составляет примерно 108). Для черных дыр с такими массами за счет сверхизлучения должны рождаться бозоны с массами 10-13—10-12 электронвольт. Безразмерный спин черных дыр был распределен равномерно в диапазоне от 0,2 до 0,9. Возраст черных дыр и окружающих их облаков лежал в интервале от тысячи до ста миллионов лет.
По горизонтали отмечена максимальная исключенная масса легкого бозона, а по вертикали — радиус сферы с центром в Земле, излучение от черных дыр внутри которой могло было быть зарегистрировано детектором LIGO для бозонов такой массы. Массы черных дыр не превышают 50 масс Солнца R. Abbott et al. / arXiv.org
По горизонтали отмечена максимальная исключенная масса легкого бозона, а по вертикали — радиус сферы с центром в Земле, излучение от черных дыр внутри которой могло было быть зарегистрировано детектором LIGO для бозонов такой массы. Массы черных дыр не превышают 100 масс Солнца R. Abbott et al. / arXiv.org
Проанализировав данные, исследователи не обнаружили следа гравитационных волн от облаков легких бесспиновых частиц, но смогли установить ограничение на их массу. Физики расчитывают, что улучшения программного обеспечения, использовавшегося при анализе, модификация экспериментальных установок LIGO, Virgo и KAGRA, а также дальнейший набор данных позволят существенно расширить диапазон частот гравитационных волн, а также увеличить точность измерений, что позволит обнаружить бозонные облака или установить более строгие ограничения на массы составляющих их частиц.
Ранее мы рассказывали, как ученые поставили ограничение на массу легких бозонов, изучив фотографию тени сверхмассивной черной дыры в центре галактики M87, и анализируя радиоизлучение нейтронных звезд, также о предложении по регистрации этих частиц с помощью детектирования гравитационных волн от слияния пар черных дыр.
Распределение ионов углерода в магнитосфере экзопланеты HAT-P-11b. Планета изображена в виде маленького кружка рядом с центром. Lotfi Ben-Jaffel / Institut d'Astrophysique de Paris
Космический телескоп «Хаббл» впервые нашел прямые доказательства наличия магнитосферы у экзопланеты, отслеживая распределение вокруг нее ионов углерода и водорода. Оказалось, что теплый нептун HAT-P-11b обладает плазмосферой и протяженным хвостом магнитосферы, а напряженность экваториального магнитного поля оценивается в 1–5 гаусс. Статья опубликована в журнале Nature Astronomy.
Несмотря на то, что на сегодняшний день известно несколько тысяч экзопланет, долгое время не было возможно напрямую исследовать свойства их магнитосфер. Предполагается, что на наличие у планеты магнитосферы может указывать исходящее от нее радиоизлучение определенного характера, модуляция излучения звездной хромосферы в линии Ca II (в случае горячих юпитеров) или необычные особенности транзитов экзопланеты по диску своей звезды. В частности, ионизированный газ может удерживаться в плазмосфере планеты (внутренней области магнитосферы) и хвосте магнитосферы и изменять длительность транзита. Однако до сих пор все случаи наблюдений не могли быть интерпретированы однозначно.
Группа астрономов во главе с Лотфи Бен-Яффелем (Lotfi Ben-Jaffel) из Института астрофизики в Париже сообщила о первом случае прямого обнаружения магнитосферы у экзопланеты. Целью наблюдений стал теплый нептун HAT-P-11b, массой 0,08 массы Юпитера, расположенный в 123 световых годах от Земли в системе оранжевого карлика. Наблюдения за ним вел в ультрафиолетовом диапазоне космический телескоп «Хаббл» при помощи спектрографов STIS и COS, всего было шесть случаев наблюдений транзитов экзопланеты по диску своей звезды в 2016-2017 годах.
Модель взаимодействия HAT-P-11b со своей звездой. Lotfi Ben-Jaffel et al. / Nature Astronomy, 2021
Ученые отслеживали распределение нейтральных водорода и кислорода, а также однократно ионизированного углерода вблизи экзопланеты, а затем по данным наблюдений построили трехмерные модели магнитосферы. Оказалось, что атмосфера HAT-P-11b должна обладать металличностью в шесть раз больше солнечной, а не в 56, как это было определено в ходе более ранних исследований. Кроме того, исследователи установили, что экзопланета окружена плазмосферой и обладает протяженным хвостом магнитосферы, удерживающим ионы и простирающимся на 1,8–3,1 астрономических единиц.
Напряженность экваториального магнитного поля HAT-P-11b оценивается в 1–5 гаусс. Для сравнения, напряженность магнитного поля Земли составляет 0,25—0,65 гаусс. Такие свойства HAT-P-11b делают планету больше похожей на газовый гигант типа Юпитера, а не на нептуноподобную планету. Ученые намерены расширить моделирование на недра планеты вплоть до ядра, чтобы включить модели динамо-процессов, вызванных конвекцией, а также провести наблюдения за другими ионами в магнитосфере HAT-P-11b.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы впервые открыли объект планетарного масштаба при помощи радиотелескопа и, возможно, впервые зафиксировали радиоизлучение от экзопланеты.
Переменные звезды помогли точнее оценить размеры галактики-спутника Млечного Пути
G. Torrealba / Academia Sinica, V. Belokurov / Cambridge, S. Brunie / ESO
Наблюдения за переменными звездами в карликовой галактике-спутнике Млечного Пути Antlia 2 с низкой поверхностной яркостью помогли астрономам установить, что галактика больше по размерам и ближе к нашей галактике, чем считалось ранее. Заодно ученые установили, что небольшая группа звезд, расположенная между галактиками, может быть частью приливного хвоста, за создание которого ответственна гравитация Млечного Пути. Препринт работы опубликован на сайте arXiv.org.
В окрестностях Млечного Пути находятся более 50 известных на сегодня галактик, которые по размерам варьируются от крупных карликовых систем, таких как Магеллановы облака, где идут процессы активного звездообразования до сверхмалых галактик со светимостью, подобной шаровым скоплениям. Многие из этих галактик с низкой звездной массой демонстрируют признаки гравитационного взаимодействия с Млечным Путем, например в виде удлиненной формы или приливных потоков. Подобные системы интересны как цели для исследований влияния слияний нашей галактики с другими галактиками на структуру и химический состав Млечного Пути.
Карликовая галактика-спутник Млечного Пути Antlia 2 была открыта в 2018 году. Она находится в созвездии Насоса и была причислена к галактикам с низкой поверхностной яркостью. При размерах, похожих на Большое Магелланово Облако, светимость Antlia 2 в четыре тысячи раз меньше.
Группа астрономов во главе с Катериной Вивас (Katherina Vivas) из Межамериканской обсерваторию Серро-Тололо опубликовала результаты поиска в галактике Antlia 2 переменных звезд при помощи камеры DECam, установленной на 4-метровом телескопе Бланко, в период с декабря 2018 по январь 2019 года. Целью работы было исследование морфологии, металличности и возраста звездного населения галактики.
Распределение переменных звезд разных типов в галактике Antlia 2 по данным DECam. Katherina Vivas et al. / ArXiv, 2021
Полученная выборка переменных звезд в галактике состоит из 350 объектов, из которых 318 звезд были отнесены к типу RR Лиры и восемь аномальных цефеид. Звезды типа RR Лиры, в основном, представлены светилами класса RR(AB) (асимметричная кривая блеска с резким ростом яркости) и были найдены во всей исследуемой области, что означает, что реальные размеры галактики могут быть больше, чем считалось ранее. Новое значение расстояния до галактики оказалось меньше, чем предыдущая оценка — 404,5 тысяч световых лет.
Еще один важный вывод работы касается группы из трех звезд типа RR Лиры, открытие которой в итоге привело к обнаружению самой галактики. Ранее было установлено, что сейчас они не являются частью самой галактики, однако могут быть ее фрагментом, оторванным во время разрушения приливными силами со стороны Млечного Пути, и находящимся между нашей галактикой и Antlia 2. Новые данные показывают, что, хотя галактика может разрушаться, крупная потеря массы маловероятна. Скорее всего эти звезды были оторваны от галактики во время последнего прохождения перицентра ее орбиты вокруг Млечного Пути примерно 800 миллионов лет назад. В этом случае должен был образоваться длинный приливный хвост, исходящий из центра галактики, и, если он действительно существует, то будет легко обнаружен будущим наземным телескопом Веры Рубин.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы открыли крупную и тусклую галактику-спутник Млечного Пути и как астроном-любитель помог найти кандидата в спутник галактики в созвездии Треугольника
Снимки Gaia20eae, полученные телескопом Gaia при помощи двух разных наборов фильтров. Fernando Cruz-Saenz de Miera et al. / ArXiv, 2021
Астрономы отыскали новый эксор — редкий тип вспыхивающих молодых звездных объектов. Открытие Gaia20eae было сделано в ходе анализа данных наземных телескопов и космического телескопа Gaia, который в прошлом году заметил вспышку объекта, связанную с резким ростом темпа аккреции вещества на молодую звезду. Препринт работы опубликован на сайте arXiv.org.
Молодые звездные объекты представляют собой звезды на ранних стадиях эволюции, такие как протозвезды и звезды до главной последовательности. Некоторые из таких объектов могут демонстрировать взрывное увеличение светимости на два порядка, что связывается со значительным ростом темпа аккреции вещества на звезду с 10-10–10-8 до 10-6–10-4 массы Солнца в год. Обычно астрономы выделяют два класса вспыхивающих молодых звездных объектов — фуоры (звезды типа FU Ориона) и эксоры (звезды типа EX Волка).
Фуоры могут увеличивать свою яркость на 4-6 звездных величин в оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах, такие события могут длиться несколько десятилетий и происходить каждые 103–104 лет. Эксоры становятся ярче на 1–4 звездных величин и их вспышки длятся от нескольких месяцев до года, а происходят такие события раз в несколько лет. Исследования подобных объектов позволяют разобраться в физических процессах, идущих в молодых звездах, и помочь классифицировать ряд ранее найденных объектов, которые не могут быть легко отнесены к одному из вышеупомянутых типов.
Группа астрономов во главе с Фернандо Крус-Саенс де Миерой (Fernando Cruz-Saenz de Miera) из обсерватории Конкоя в Будапеште сообщила об открытии нового эксора, которым стал объект Gaia20eae, расположенный на расстоянии около 9200 световых лет от Солнца в созвездии Орла. Первоначально его обнаружил в августе прошлого года космический телескоп Gaia, в дальнейшем ученые проанализировали фотометрические данные наблюдений за объектом, полученных в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне при помощи ряда наземных телескопов, таких как Большой Канарский телескоп и Северный оптический телескоп.
Кривая блеска Gaia20eae по данным наблюдений в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне. Fernando Cruz-Saenz de Miera et al. / ArXiv, 2021
Оказалось, что в 2012 и 2020 году Gaia20eae демонстрировал резкое повышение яркости на три звездных величины, признаки увеличения активности есть и в период с 2018 года до вспышки 2020 года. В настоящее время блеск звезды падает, ожидается, что она войдет в состояние покоя к маю 2022 года. Предполагается, что данный эксор представляет собой молодую звезду спектрального класса K4 с массой 1,15 массы Солнца. Во время вспышки 2020 года болометрическая светимость Gaia20eae увеличилась в 200 раз, что больше, чем значения, полученные для других известных эксоров. Темп аккреции вещества на звезду оценивается в 2-7×10-7 массы Солнца в год, что больше, чем оценки для звезд типа Т Тельца аналогичной массы.
Ранее мы рассказывали о том, как космический телескоп Gaia поймал вспышку фуора.
Астрономы нашли сильно затемненный квазар из эпохи Реионизации
M. Kornmesser / ESO
Астрономы представили результаты исследований в рентгеновском диапазоне свойств гравитационно-линзированного квазара J0439+1634, свет от которого шел до Земли 12,8 миллиарда лет. Оказалось, что его можно считать первым известным сильно затемненным квазаром в рентгеновском диапазоне, существовавшим в эпоху Реионизации. Препринт работы опубликован на сайте arXiv.org.
Квазары, существовавшие в эпоху Реионизации, позволяют напрямую исследовать процессы роста сверхмассивных черных дыр и массивных галактик в ранней Вселенной. Они представляют собой ядра очень далеких активных галактик, в центре которых находятся гигантские черные дыры. Исследования квазаров на больших значениях красного смещения (z) позволяют понять какими массами обладали сверхмассивные черные дыры в течение первого миллиарда лет после Большого взрыва и как быстро они росли за счет аккреции вещества или слияния с другими черным дырами. Свойства квазаров в оптическом, ближнем инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах волн относительно хорошо изучены, однако выборка подобных объектов, ярко излучающих в рентгеновском диапазоне, пока невелика — известно около 30 квазаров при z> 6 и только семь квазаров при z> 6,5.
Группа астрономов во главе с Цзиньи Яном (Jinyi Yang) из Университета Аризоны опубликовала результаты анализа данных наблюдений за квазаром J0439+1634, полученных при помощи космической рентгеновской обсерватории XMM-Newton. Этот первый известный гравитационно-линзированный квазар с при z> 5 и самый яркий квазар при этом значении красного смещения от ультрафиолетового до дальнего инфракрасного диапазона длин волн.
Рентгеновские изображения квазара J0439+1634, полученных в диапазонах энергий квантов 0,2–0,5 кэВ (слева), 0,5–2 кэВ (в центре) и 2–10 кэВ (справа). Jinyi Yang et al. / arXiv, 2021
Красное смещение J0439+1634 составляет 6,518, что означает, что он существовал, когда возраст Вселенной составлял менее одного миллиарда лет. Это соответствует эпохе Реионизации. Квазар содержит черную дыру с массой около 700 миллионов масс Солнца и был отнесен к типу квaзapов с шиpoкими линиями пoглoщeния (broad absorption line, BAL-quasar), которые составляют примерно 10-20 процентов от всех известных квазаров и могут демонстрировать высокоскоростные оттоки вещества из аккреционного диска вокруг черной дыры.
Характеристики рентгеновского излучения от J0439+1634 отличаются от большинства квазаров при больших и меньших значениях красного смещения, однако схожи с BAL-квазарами по части сильного (в 18 раз по сравнению с теоретическими предсказаниями) ослабления потока излучения при энергии квантов в 2 килоэлектронвольта. Предполагается, что это может возникать из-за сильного поглощения излучения веществом в оттоках. Таким образом, J0439+1634 представляет собой первый случай, когда тусклый в рентгеновском диапазоне BAL-квазар при z> 6 наблюдался в ходе спектроскопических исследований.
Ранее мы рассказывали о том, как ученые открыли самый далекий радиогромкий квазар, аномально массивную черную дыру в ранней Вселенной и паутину из шести галактик вокруг квазара.
Австралийский физик уточнил понятие нейтринного пола в физике темной материи
Вимп рассеивается на пионе, которым обмениваются нуклоны в ядре xenon1t.org
Австралийский физик предложил новое определение нейтринного пола — минимального сигнала частиц темной материи в детекторе, который еще можно отличить от очень похожего на него сигнала фоновых нейтрино. Новое определение нейтринного пола в некоторых областях масс вимпов отличается от использовавшегося ранее примерно на порядок. Исследование опубликовано в Physical Review Letters.
Многие астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что около 85 процентов массы всего вещества во Вселенной сосредоточено в невидимой темной материи. К этим наблюдательным данным относятся распределение скоростей звезд в галактиках и галактик в скоплениях, спектр флуктуаций температуры космического микроволнового излучения и темп формирования неоднородностей при эволюции Вселенной. Ученые рассматривают много кандидатов на роль частиц, составляющих эту материю, среди которых и первичные черные дыры с массами до сотен миллионов масс Солнца, и сверхлегкие частицы, типа дилатона и аксиона, чья масса в некоторых моделях меньше, чем 10-20 электронвольт.
Самым популярным кандидатом, однако, считаются вимпы (WIMP, Weakly Interacting Massive Particle) которые участвуют только в гравитационном и слабом взаимодействиях с частицами Стандартной модели. Существует много лабораторных экспериментов по поиску этих частиц, ни в одном из которых пока не удалось обнаружить темную материю, хотя они и помогли установить очень строгие ограничения на массу вимпов и интенсивность их взаимодействия с частицами Стандартной модели.
Большой проблемой лабораторных экспериментов по поиску темной материи является то, что ожидаемый сигнал от взаимодействия ее частиц с рабочим телом детектора очень похож на сигнал от нейтрино — оба типа частиц упруго рассеиваются на ядрах. Вероятность регистрации нейтрино детектором очень мала, так как они очень слабо взаимодействуют с другими частицами, но последние эксперименты ограничили вероятность взаимодействия вимпов с частицами рабочего тела детектора так сильно, что она уже близка к вероятности регистрации нейтрино. Минимальный сигнал от частиц темной материи, который еще можно отличить от нейтринного фона, физики назвали нейтринным полом.
Использовавшееся ранее определение нейтринного пола зависело от произвольно устанавливаемого порога энергий регистрируемых частиц и абсолютного числа зарегистрированных нейтрино, а также не учитывало ожидаемого увеличение точности измерения потока фоновых нейтрино в будущих экспериментах, и потому Киаран О'Хара (Ciaran O’Hare) из Сиднейского университета предложил новое, более точное определение нейтринного пола, лишенное этих недостатков.
Зеленым и красным обозначена область сечений взаимодействия и масс вимпов, запрещенная экспериментом, а светло-коричневым — область под нейтринным полом, новое определение которого введено в данной работе C. A. J. O’Hare / Physical Review Letters, 2021
Автор дал новое количественное определение нейтринного пола следующим образом. Он ввел величину, которую назвал индексом, выражающую скорость изменения порога открытия частицы (в стандартных отклонениях) в зависимости от числа зарегистрированных фоновых нейтрино, и назвал нейтринным полом кривую в плоскости масса—сечение взаимодействия вимпов, на которой индекс принимает определенное значение (равное двум). Определенный таким образом нейтринный пол соответствует силе сигнала частиц темной материи, который уже нельзя обнаружить из-за систематической погрешности в измерении нейтринного фона. Новый нейтринный пол оказался существенно выше использовавшегося ранее (1, 2) для массы гипотетических частиц темной материи меньше 1 и больше 10 гигаэлектронвольт, и ниже в районе 6 гигаэлектронвольт.
Ранее мы рассказывали, как физики установили строгие ограничения на взаимодействие легких частиц темной материи с веществом.
Авторы и права: Даниэле Гаспарри Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Комета Леонарда – самая яркая комета 2021 года – видна внизу слева на двух снимках, сделанных 29 декабря на темном небе пустыни Атакама. Комета приближается к перигелию, который она пройдет 3 января, а ее хвост удлиняется. Сложение экспозиций, полученных с широкоугольным объективом, позволило запечатлеть ионный хвост со сложной структурой, растянувшийся на целых 60 градусов. Показаны цветное и негативное черно-белое изображения, яркий Юпитер сияет внизу справа, около горизонта. Вещество, испаряющееся из ядра кометы Леонарда – глыбы из льда, пыли и горных пород размером около одного километра – сформировало длинный хвост из ионизованного газа, флюоресцирующего в солнечном свете. Вспышки на ядре кометы и воздействие магнитных полей и солнечного ветра за последние недели привели к тому, что хвост сжимался и скручивался, приобретая неправильную структуру. До наибольшего сближения с Солнцем остается несколько дней, и активность кометы Леонарда будет продолжаться. Комета находится южнее плоскости эклиптики Солнечной системы и движется по южному созвездию Микроскопа. http://www.astronet.ru/db/msg/1797731
Линзирование плазмой обнаружено со стороны пульсара класса «черная вдова»
Используя телескоп Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST), группа исследователей под руководством доктора Ванга Шуанцяна (Wang Shuangqiang) из Синьцзянской астрономической обсерватории Академии наук Китая открыла явление плазменного линзирования излучения, наблюдающегося со стороны пульсара класса «черная вдова» под названием PSR J1720-0533.
Пульсары класса «черная вдова» включают звезду-компаньона небольшой массы, находящуюся на узкой орбите вокруг миллисекундного пульсара. Они характеризуются абляцией (уносом) материала звезды-компаньона под действием излучения со стороны пульсара. Пульсары класса «черная вдова» получили свое название в честь пауков одноименного биологического вида, самки которых поедают самцов после спаривания. Пульсары класса «черная вдова» дают ценную возможность изучить характеристики звезд-компаньонов в условиях их интенсивного облучения светом, испускаемым пульсарами.
В данном исследовании ученые нашли, что излучение, испускаемое со стороны объекта PSR J1720-0533 в начале затмения, демонстрирует квазипериодические модуляции, что может объясняться линзированием в плазме.
Анализируя это явление линзирования в плазме, исследователи пришли к выводу, что максимальный коэффициент увеличения линзы составляет 1,6, что соответствует размеру линзы порядка нескольких десятков километров. Открытие этого явления линзирования в плазме демонстрирует связь между измерениями дисперсии и линзированием.
Более того, исследователи изучили профили поляризации излучения, испускаемого в период незадолго до и после затмения, и обнаружили, что линейная поляризация излучения исчезала прежде, чем измерения параметров дисперсии начинали демонстрировать значительные изменения. Это явление позволяет подтвердить гипотезу о наличии у звезды-компаньона мощного магнитного поля.
Согласно полученным командой результатам, магнитные поля могут играть важную роль в механизме формирования затмений для пульсаров класса «черных вдов».
Кроме того, исследователи оценили, что потери массы звезды-компаньона составляют порядка 10^-12 масс Солнца в год и выдвинули предположение, что звезда-компаньон будет окончательно уничтожена через 10 миллиардов лет.
Сверхъяркие рентгеновские источники в галактике NGC 891
Исследователи из Чикагского и Фордхемского университетов, США, на протяжении долгого времени отслеживали поведение трех сверхъярких рентгеновских источников (ultraluminous X-ray sources, сокращенно ULX-источники) в спиральной галактике NGC 891. Результаты этого исследования помогают глубже понять свойства этих источников и природу родительской галактики.
ULX-источники представляют собой точечные источники в небе, которые являются настолько яркими в рентгеновском диапазоне, что испускают в нем количество энергии, превышающее количество энергии, испускаемое Солнцем сразу во всех диапазонах. Хотя к настоящему времени проведено уже немало исследований, посвященных ULX-источникам, их базовая природа до сих пор остается для нас загадкой.
Для более глубокого понимания природы ULX-источников необходимы длительные наблюдения за их поведением. В новой работе команда астрономов под руководством Николаса М. Эрли (Nicholas M. Earley) проанализировала данные, собранные в период с 2000 г. по 2017 г. при помощи рентгеновских космических обсерваторий Chandra («Чандра») НАСА и XMM-Newton Европейского космического агентства. Просмотрев этот архив, ученые выбрали галактику NGC 891 (спиральная галактика с перемычкой, расположенная на расстоянии около 30 миллионов световых лет от нас, которая наблюдается из Солнечной системы «в профиль»), где находятся три ULX-источника, получивших в этом исследовании обозначения ULX-1, ULX-2 и ULX-3 соответственно.
Сравнив реальные спектры наблюдаемых ULX-источников со спектральными моделями, ученые сделали ряд интересных выводов о свойствах загадочных объектов. Источник ULX-1 демонстрировал признаки эволюции спектра в период между 2003 г. и 2016 г., а на его кривой блеска отмечалось возможное небольшое снижение светового потока с течением времени, в частности, в период между 2000 г. и 2003 г. Однако долгосрочная стабильность кривой блеска указывает на то, что этот источник не демонстрирует значительной переменности в этом временном масштабе. Измеренная светимость источника ULX-1 составила примерно 8,4 дуодециллиона эргов в секунду, в то время как его столбцовая плотность была оценена примерно в 8 секстиллионов атомов на луче зрения в столбце сечением 1 квадратный сантиметр.
Источник ULX-2 отличается очень устойчивым световым потоком, который превышает световой поток источника ULX-1 на величину от 20 до 50 процентов. Столбцовая плотность составляет примерно 0,2 секстиллиона атомов на квадратный сантиметр и демонстрирует небольшие флуктуации.
Источник ULX-3 является самым тусклым из трех изученных в работе источников – его светимость составляет всего лишь около 2 дуодециллионов эргов в секунду. Рассчитанная столбцовая плотность составила примерно 2 секстиллиона атомов на квадратный сантиметр. Исследование показало, что величины светового потока и столбцовой плотности для этого источника упали в семь раз в период между ноябрем 2016 г. и январем 2017 г. Астрономы добавили, что в этот период источник ULX-3 не мог считаться «сверхъярким», поскольку сниженное значение его светимости делает более обоснованным его соотнесение с другими высокоэнергетическими источниками, такими как рентгеновские двойные звезды, для объяснения наблюдаемых свойств.
Ben McKinley / ICRAR, Connor Matherne / Louisiana State University
Астрономы при помощи наземного радиотелескопа MWA построили наиболее полное и детальное изображение релятивистских джетов активной галактики Центавр А в радиодиапазоне. Ученым удалось не только исследовать структуру джетов и оценить темпы оттока вещества из центра галактики, но и построить модель динамики вещества в галактике. Статья опубликована в журнале Nature Astronomy.
Центавр А представляет собой гигантскую эллиптическую галактику и самую близкую к Земле радиогалактику — расстояние до нее оценивается в 12 миллионов световых лет. Активное ядро галактики, содержащее сверхмассивную черную дыру с массой 55 миллионов масс Солнца, скрыто от земного наблюдателя в оптическом диапазоне из-за плотных облаков пыли, однако ярко излучает в рентгеновском и радиодиапазонах волн. Предполагается, что странная форма галактики и вспышка звездообразования в ней возникли из-за столкновения в прошлом крупной эллиптической галактики с небольшой спиральной.
Одной из наиболее замечательных деталей Центавра А стали релятивистские струи плазмы (джеты) галактики, длиной несколько десятков тысяч световых лет, за создание которых ответственна активность сверхмассивной черной дыры. Ранее они стали целью наблюдений Телескопа горизонта событий, который получил их детальные изображения, а также целого ряда космических и наземных телескопов. Собранные ими данные позволяют разобраться в механизмах генерации джетов и том, как они взаимодействуют со средой галактики.
Группа астрономов во главе с Бенджамином МакКинли (Benjamin McKinley) из Кертинского университета опубликовала результаты наблюдений за Центавром А при помощи низкочастотного наземного радиотелескопа MWA (Murchison Widefield Array) на частоте 185 мегагерц и с угловым разрешением полторы угловой минуты. Ученые построили наиболее подробное изображение джетов галактики в радиодиапазоне, которое позволило выявить ряд не наблюдавшихся ранее деталей джетов.
Карта релятивистских джетов, построенная по данным наблюдений в радиодиапазоне системы Murchison Widefield Array. Ben McKinley et al. / Nature Astronomy, 2021
Джеты Центавра А по мере удаления от ядра превращаются в огромные излучающие области — радиодоли (или радио «уши»), каждая из которых состоит из внутренней (более яркой) и внешней части и обладает волокнистой структурой. В джетах вблизи ядра просматриваются пятна излучения (узлы), которые возникают перед нагретыми газовыми облаками, излучающими в рентгеновском диапазоне в ходе ускорения электронов в ударных волнах или же при взаимодействии электронов с магнитными полями. Исследователи предполагают, что в северной радиодоле сосредоточены остатки разрушенной приливными силами карликовой галактики.
Ученые определили, что скорость истечения вещества из центра галактики в гало составляет около 1100 километров в секунду, а отток массы — 2,9 масс Солнца в год. Скорость аккреции вещества на черную дыру оценивается в 5,3×10−4 масс Солнца в год. Лучше всего галактику описывает модель, в которой крупномасштабное гало горячей плазмы охлаждается и конденсируется, образуя облака холодного газа, которые затем попадают в область ядра, подпитывая его. При этом большая часть газа выбрасывается прочь из галактики при помощи джетов или оттоков, которые, по мере расширения, увлекают все больше вещества с собой.
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы отыскали в Центавре А множество источников ультраярких рентгеновских взрывов.
Планетологи отказались от модели экстремального испарения океана магмы на молодом Меркурии
Возможный состав атмосферы и экзосферы на прото-Меркурии в период существования магматического океана на его поверхности. Noah Jäggi, NASA
Обилие летучих веществ, таких как натрий и сера, в коре Меркурия не может быть объяснено моделью экстремального испарения магматического океана на протомеркурии. Вместо этого своеобразный состав планеты скорее связан с составом той области протосолнечной туманности, где он образовался. К такому выводу пришли планетологи, построившие наиболее полную модель совместной эволюции магматического океана и первичной атмосферы на молодом Меркурии. Статья опубликована в The Planetary Science Journal.
Считается, что океаны магмы играли ключевую роль в определении начальных свойств и последующей эволюции и химической дифференциации планет земной группы в Солнечной системе. Каменистая планета, масса которой сравнима с Меркурием, могла завершить процесс аккреции, сформировать железное ядро и обеспечить полное затвердевание своего магматического океана примерно за 20 миллионов лет после образования Солнечной системы. При этом, во время охлаждения магматического океана, когда поверхность планеты остается, в основном, расплавленной, идет активный обмен химическими веществами между внутренними слоями планеты и ее атмосферой и экзосферой.
В конце прошлого века была выдвинута гипотеза о том, что аномально высокая насыпная плотность Меркурия может быть объяснена испарением компонентов магматического океана с его поверхности на ранних стадиях существования планеты, причем улетучиваться первичная атмосфера должна была достаточно медленно, чтобы оставаться в равновесии с океаном магмы. В пользу существования океана магмы на протомеркурии говорят данные наблюдений зонда MESSENGER, который обнаружил в поверхностном слое планеты обилие натрия и серы.
Группа планетологов во главе с Ноа Егги (Noah Jäggi) из Физического института Бернского университета опубликовала результаты моделирований совместной эволюции магматического океана и атмосферы на протомеркурии. Ученые использовали пять различных кодов, которые учитывают состав планеты, обмен энергией и массой между планетой и атмосферой и потерями вещества из экзосферы за счет нагрева плазмы, фотоионизации или утечки Джинса.
Исследователи пришли к выводу, что для первоначально большого океана магмы с начальным содержанием углерода и водорода сравнимым с земным, его время жизни могло достигать почти 10 тысяч лет, что обеспечивало потерю массы через атмосферу (с начальным давлением 5–12 бар) в течение длительного периода времени. Если же у протомеркурия не было обилия углерода и водорода, то он обладал тонкой, короткоживущей атмосферой, содержащей металлы и оксиды металлов. В верхних слоях атмосферы, богатой летучими веществами, преобладали H2 и CO, во втором случае — Na и SiO.
Темпы потери вещества экзосферой молодого Меркурия за счет фотоиспарения оцениваются в 106,6—109,6 килограммов в секунду. За время жизни магматического океана планета потеряла бы 0,3 процента своей массы или менее 0,02 процента от общих запасов H2O и Na. Даже максимальные потери наиболее летучих элементов Na и K незначительны по отношению к их полному содержанию в протомеркурии. Таким образом, богатая натрием кора Меркурия несовместима с моделью экстремально большой потери вещества на стадии магматического океана, а своеобразный состав планеты обусловлен, скорей, составом той области протосолнечной туманности, где он образовался.
Ранее мы рассказывали о том, как магнитное поле Солнца позволило Меркурию обзавестись железным ядром.
«Тяньвэнь-1» увидел столкновения потоков быстрого и медленного солнечного ветра
Расположение приборов на борту орбитального зонда «Тяньвэнь-1». Chunlai Li et al. / Space Science Reviews, 2021
Команда исследователей, работающих с первой китайской межпланетной станцией «Тяньвэнь-1», опубликовала первые данные, собранные анализатором ионов и энергичных нейтральных атомов MINPA, исследовавший солнечный ветер во время перелета станции от Земли к Марсу. Прибор смог определить параметры солнечного ветра вдоль траектории движения станции, а также обнаружил несколько областей взаимодействия потоков, возникающих, когда быстрый поток солнечного ветра догоняет предшествующий ему низкоскоростной поток. Статья опубликована в журнале Earth and Planetary Physics.
«Тяньвэнь-1» стала первой исследовательской автоматической миссией Китая к Красной планете. Она стартовала в июле 2020 года, когда к Марсу были запущены орбитальный зонд и посадочная платформа с марсоходом. 10 февраля 2021 года орбитальный зонд вышел на околомарсианскую орбиту, а уже в мае ровер начал свою работу на Марсе. Полезная нагрузка «Тяньвэня-1» составляет 13 приборов, включая камеры. С их помощью аппараты создают топографическую карту планеты, ищут залежи водяного льда, изучают структуру и состав приповерхностного слоя, а также исследуют ионосферу и климат Марса.
Группа ученых из команды «Тяньвэнь-1» во главе с Айбином Чжаном (AiBing Zhang) из Национального научно-космического центра Китайской академии наук опубликовала первые результаты анализа данных, собранных во время межпланетного перелета одним из бортовых инструментов орбитального зонда — анализатора ионов и энергичных нейтральных атомов MINPA, который занимался исследованиями параметров ионов солнечного ветра в период с 31 октября 2020 года по 26 января 2021 года.
а) Распределение солнечного ветра в гелиографических инерциальных координатах. Цвета показывают радиальную скорость солнечного ветра на плоскость солнечного экватора на 23 ноября 2020 года; также отмечено местоположение Земли, «Тяньвэнь-1» и Марса. Красная кривая — траектория движения зонда, синяя — участок, где работал инструмент MINPA. (b,с) Доступные (зеленые) и недоступные (синие) области для наблюдений MINPA. AiBing Zhang et al. / Earth and Planetary Physics, 2021
Во время полета почти половина поля зрения MINPA была заблокирована посадочной капсулой, из-за чего прибор мог фиксировать только часть прилетающих ионов. Тем не менее прибор собрал большой объем данных, в частности регистрировал ионы холодного солнечного ветра с полной кинетической энергией от 500 электронвольт до 2 килоэлектронвольт. Общая скорость солнечного ветра по данным измерений изменялась от 250 до 670 километров в секунду.
Параметры солнечного ветра, измеренные при помощи MINPA. AiBing Zhang et al. / Earth and Planetary Physics, 2021
К сожалению, межпланетный корональный выброс массы, который достиг Земли 10 декабря 2020 года, MINPA не зарегистрировала, так как была отключена. Зато прибор обнаружил несколько областей взаимодействия потоков (stream interaction regions, SIR), которые являются элементами крупномасштабной структуры солнечного ветра и возникают, когда быстрый поток солнечного ветра из корональной дыры догоняет предшествующий ему низкоскоростной поток, что приводит к сжатию плазмы и возрастанию ее плотности и температуры. По данным прибора они характеризуются быстрым увеличением скорости солнечного ветра, небольшим пиком локальной плотности, повышением температуры протонов и отклонением солнечного ветра в поперечном направлении.
Подробнее о том, какие объекты Солнечной системы интересны Китаю можно прочесть в материале «Красный космос».
Авторы и права: Малкольм Парк (Астрономическая ассоциация Северного Йорка) Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: На этой серии снимков запечатлен Космический телескоп "Джеймс Вебб" (JWST), когда он пролетал на фоне звезд Ориона, направляясь к точке, находящейся дальше Луны. 28 декабря были сделаны 12 последовательных 10-минутных экспозиций, изображения были совмещены и наложены на цветную фотографию звезд фона, чтобы создать эту анимацию. Через 2.5 дня после запуска 25 декабря JWST пролетел расстояние, равное радиусу орбиты Луны. Он должен преодолеть притяжение Земли и выйти на орбиту вокруг точки Лагранжа L2 системы Солнце-Земля. Точки Лагранжа – это места в космосе, где суммарное гравитационное притяжение одного массивного тела (Земля), обращающегося вокруг другого массивного тела (Солнце), равно центростремительной силе, необходимой для движения вместе с ними. Поэтому тела с малой массой, как космический корабль, могут оставаться там. L2 – одна из пяти точек Лагранжа, она находится прямо на линии, соединяющей Землю и Солнце, на расстоянии в 1.5 миллионов километров от Земли. JWST должен прибыть в точку L2 23 января, через 29 дней после запуска. Находясь в поле земного тяготения, вы можете следить за полетом JWST и процессом развертывания его сложного оборудования. http://www.astronet.ru/db/msg/1798031
Формирование архитектуры Солнечной системы на основе фундаментальных физических принципов
В новой научной работе астрономы смогли связать свойства внутренних планет нашей Солнечной системы с историей космоса – а именно, с появлением колец во вращающемся газопылевом диске, из которого происходило формирование планет. Эти кольца связаны с базовыми физическими свойствами вещества и могут формироваться, например, при переходе от зоны, где вода существует в форме льда, к зоне, где вода существует лишь в форме пара. Астрономы произвели подробное моделирование большого числа сценариев на основе этих принципов и получили ряд интересных выводов о формировании нашей планетной системы, а также других планетных систем.
Общая картина формирования планет в системах вокруг звезд давно известна ученым, однако детали механизма постоянно выясняются и дополняются в новых исследованиях. В общих чертах формирование планет происходит так: вокруг звезды формируется протопланетный диск из газа и пыли, внутри этого диска начинают формироваться небольшие протопланетные тела, которые постепенно слипаются между собой и растут до объектов размерами в тысячи километров – то есть становятся планетами.
Однако, когда в 2014 г. астрономы смогли взглянуть на систему звезды HL Тельца напрямую при помощи обсерватории ALMA, они обнаружили сложную структуру из чередующихся колец и щелей в диске, которая указывала на сложный механизм формирования планетной системы.
В новом исследовании группа под руководством Андре Изидоро (Andre Izidoro) из Университета Райса, США, поставила перед собой задачу объяснить наблюдаемые свойства объектов Солнечной системы, прежде всего ее внутренних планет – Меркурия, Венеры, Земли и Марса – исходя из модели, включающей три скачка давления в диске. Эти скачки давления вызывают формирование колец и щелей в диске и объясняются фундаментальной физикой: первый скачок давления (если двигаться от звезды) – конденсацией силикатов (1400 Кельвинов), второй скачок давления, «водяная снеговая линия» – конденсацией воды (170 Кельвинов, это значение при моделировании было принято ниже температуры испарения воды на поверхности Земли, поскольку давление в протопланетном диске меньше, чем давление атмосферы на поверхности нашей планеты), третий скачок давления, «снеговая линия монооксида углерода» - конденсацией монооксида углерода (30 Кельвинов). Когда сформировавшиеся планетезимали движутся к звезде под действием гравитации и встречают на своем пути область повышенного давления, они замедляются и начинают слипаться между собой, формируя более крупные объекты.
Согласно результатам моделирования, проведенного Изидоро и его группой, скачки давления в Солнечной системе объясняют формирование большинства известных в ней объектов. Если перепад давления на водяной снеговой линии сформировался рано в истории планетной системы, то во внутренней части формировались планеты земного типа небольшой массы, как в нашей Солнечной системе. Если перепад давления на водяной снеговой линии сформировался позднее в истории планетной системы или был нечетким, то большее количество массы могло мигрировать во внутреннюю часть системы, и в ней формировались массивные суперземли или мини-Нептуны. Намного более вероятным и распространенным во Вселенной является второй из этих двух вариантов планетной системы, отмечают авторы.
«Пьяное решение» задачи хаотичного взаимодействия трех тел
Проблема трех тел является одной из древнейших проблем физики: она касается движения системы из трех тел – например, Солнца, Земли и Луны – и изменения их орбит под действием взаимной гравитации. Ученые искали решение этой задачи, начиная со времен Ньютона.
При гравитационном взаимодействии двух тел результирующей общей траекторией становится эллипс, форму которого можно предсказать математически – то есть, найти общее решение задачи. Но под действием третьего тела система становится хаотичной и непредсказуемой – и это смог показать французский математик Жюль Анри Пуанкаре в 1889 г., обнаруживший, что общее решение задачи трех тел не может быть найдено, поскольку такие гравитационные взаимодействия носят случайный характер. По сути, это открытие дало начало новому разделу науки, называемому теорией хаоса.
Однако численное решение задачи трех тел вполне возможно и успешно производится на современных компьютерах. Такие пошаговые расчеты положения тел системы из трех тел выявили два этапа «тройного» взаимодействия – на первом, «хаотичном» этапе все звезды сближаются, и в результате взаимодействий одна из звезд выбрасывается далеко в космос, в то время как две других звезды остаются двигаться одна относительно другой по эллиптической орбите. Если третья звезда оказывается выброшена недостаточно далеко, чтобы потерять связь с системой, то она возвращается – и первый этап вновь повторяется. Этот «тройной танец» заканчивается, когда, на втором этапе, одна из звезд теряет связь с системой и больше никогда не возвращается.
В новой работе Йонадав Барри Гинат (Yonadav Barry Ginat) из Израильского технологического института Технион с коллегами предложил использовать случайный характер взаимодействий, чтобы получить статистическое решение для всего двухстадийного процесса в целом. Вместо прогнозирования реального исхода ученые рассчитали вероятность любого возможного исхода первого этапа. В то время как хаос предполагает невозможность полного решения, его случайная природа позволяет рассчитать вероятности каждого из наиболее распространенных возможных исходов. Таким образом может быть смоделирована целая серия сближений тел на основе теории случайного движения, иногда известной как «прогулка пьяницы». В этой теории каждое последующее движение объекта случайно, так же как каждый шаг блуждающего по улице пьяницы не может быть осознан им из-за проблем с ориентацией в пространстве.
Гинат и его коллеги в своей новой работе рассчитали вероятность каждой возможной конфигурации тройной системы на втором этапе (например, вероятность того, что система примет определенное значение энергии), а затем соединили все индивидуальные этапы, используя теорию случайных прогулок, чтобы найти итоговую вероятность любого возможного состояния системы после тройного взаимодействия. Теперь проблему поэтапного гравитационного взаимодействия между телами в системе из трех объектов можно считать полностью статистически разрешенной, отмечают авторы.
МОСКВА, 1 янв - РИА Новости. К Земле приближаются два потенциально опасных астероида, пишет газета The Sun со ссылкой на данные NASA. Одно из небесных тел – астероид 2013 YD48 – размером с Биг-Бен, второе – астероид 7482 YD48 – вдвое больше Эмпайр-стейт-билдинг.
Астероид 2013 YD48 имеет ширину примерно 104 метра и пройдет мимо нашей планеты уже 11 января на расстоянии 5,6 миллиона километров. Астероид 1994 PC1 пройдет мимо Земли 18 января на расстоянии 0,013 астрономической единицы, что, согласно данным Центра изучения околоземных объектов NASA, является "близким подходом".
Ранее заместитель руководителя NASA Томас Зурбухен заявил, что ни один из известных ученым в настоящее время астероидов не угрожает столкновением с Землей в ближайшие сто лет. Он подчеркнул, что ученым "известны только порядка 40% объектов размером... более 140 метров". "Большинство из них, около 60%, мы еще только должны найти", - заметил Зурбухен. https://ria.ru/20220101/asteroid-1766340967.html
Мнимые числа оказались необходимы для описания реальности квантовой теорией
Мнимые числа появляются, если мы берем корень из минус единицы. В сумме с действительными числами они составляют так называемые комплексные числа, которые широко используются в математике, однако относительно роли которых в квантовой теории – служебной или фундаментальной – давно идут неутихающие споры. Шредингер, автор знаменитого волнового уравнения, например, считал, что комплексные числа, фигурирующие в его уравнении играют лишь вспомогательную роль и не связаны со свойствами природы.
Теперь в двух новых исследованиях физики решили протестировать, насколько фундаментальными для природы являются комплексные числа, в эксперименте, являющемся вариацией на тему классического эксперимента Белла. Этот тест был создан для проверки гипотезы квантовой запутанности – таинственной связи между двумя разделенными расстоянием частицами, которая выводится из квантовой теории.
В этой новой модификации опыта Белла физики поместили два независимых источника, S и R, между тремя детекторами, A, B и C, создав таким образом элементарную квантовую сеть. Источник S отправляет две частицы света, или два фотона: один к детектору A, а другой – к детектору B. Излученные фотоны при этом находятся в состоянии квантовой запутанности. Источник R аналогично испускает два фотона, только направляет их к источникам B и C. Если Вселенная описывается стандартной квантовой механикой, основанной на комплексных числах, то фотоны, прибывающие к детекторам A и C не должны находиться между собой в запутанном состоянии, но если квантовая теория строится лишь на действительных числах, то должна наблюдаться запутанность.
Для проведения теста авторы второго из этих исследований провели эксперимент, в котором они облучали лазерными лучами кристаллы. Энергия, передаваемая от лазера к кристаллу, затем переизлучалась в форме запутанных фотонов. Наблюдая состояния фотонов, прибывающих ко всем трем детекторам, исследователи выяснили, что фотоны, прибывающие к детекторам A и С, не являются запутанными между собой, а это подразумевает, что полученные ими данные основываются на квантовой теории, включающей использование комплексных чисел.
Тьма, пришедшая на Землю с гигантским астероидом, убившим динозавров, подавила жизнь за 9 месяцев
После падения на Землю в конце Критского периода, 66 миллионов лет назад, гигантского 12-километрового астероида, сформировавшего знаменитый Чиксулубский кратер, на нашей планете наступили «темные времена». В результате многочисленных лесных пожаров в воздух поднялись огромные количества сажи, и на Землю пришла тьма. Чтобы восстановить хронологию этих событий в новом исследовании ученые смоделировали вымирание биологических видов Критского периода, меняя продолжительность «темной эпохи».
Лишь в последнем десятилетии ученым удалось разработать компьютерные модели, оценивающие влияние продолжительности темного периода на поверхности Земли на выживаемость организмов, рассказал главный автор нового исследования Питер Рупнарин (Peter Roopnarine) из куратор геологического направления департамента зоологии беспозвоночных и геологии Калифорниской академии наук, США.
«Обычно считается, что глобальные лесные пожары были главным источником сажи в атмосфере, - сказал Рупнарин. – Концентрация сажи в воздухе в первые несколько дней или недель была достаточно высокой, чтобы подавить фотосинтез».
В своем исследовании Рунарин и коллеги смоделировали эффекты долгосрочного воздействия тьмы на экосистемы, существовавшие на момент столкновения. Они использовали набор из 300 биологических видов расположенной на территории США формации Хелл-Крик, относящейся к концу Критского периода.
В своей работе авторы меняли продолжительность воздействия низкой освещенности от 100 до 700 суток и оценивали процент выживаемости видов.
Согласно работе, экосистемы восстанавливались, только если продолжительность тьмы на планете не превышала 150 суток. После 200 суток начинались необратимые вымирания и изменения в доминировании видов. Если тьма держалась на планете от 650 до 700 суток, доля вымерших видов составляла от 65 до 81 процента, что близко к фактическому значению в 73 процента для формации Хелл Крик. Это означает, что в данной области поверхности планеты «темная эпоха» составляла около 2 лет, сделали вывод авторы.
Комета Леонарда сегодня, спустя ровно год с момента открытия, максимально близко подходит к Солнцу
Самая яркая комета в ночном небе прямо сейчас, в понедельник, 3 января, максимально близко подходит к Солнцу, но даже если комета переживет это сближение, она никогда больше уже не вернется в окрестности нашей звезды.
Эта ледяная гостья из космоса, комета Леонарда, резко вспыхнула на небе в конце декабря, когда подошла близко к Солнцу. У астрономов-любителей даже была возможность наблюдать комету и планету Венеру в бинокль, когда 17 декабря происходило сближение кометы с Венерой.
Комета Леонарда, также известная как комета C/2021 A1, была открыта 3 января 2021 г. и сразу стала вожделенной целью для астрономов-любителей.
Комета Леонарда окажется в перигелии орбиты – в ближайшей к Солнцу точке – всего лишь за несколько часов до того, как перигелия своей орбиты достигнет Земля, во вторник в 6:52 GMT.
Комета подойдет к Солнцу на расстояние примерно в 90 миллионов километров, что составляет примерно половину расстояния от Земли до Солнца. Комете Леонарда придется вынести мощное гравитационное воздействие светила и его солнечный ветер. Поэтому, как и в случае многих других комет, существует риск разрушения кометы Леонарда. Но даже если комета переживет это путешествие, она уйдет в межзвездное пространство, откуда уже никогда не вернется в нашу планетную систему, сообщило НАСА.
НАСА отмечает также, что комета Леонарда проделала путешествие продолжительностью в 40 000 лет к нашему Солнцу из-за пределов Солнечной системы, однако была открыта лишь 3 января 2021 г. – ровно за один год до достижения кометой перигелия ее орбиты. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 0103195140
Пространственно-кинематические свойства планетарной туманности Абель 48
Астрономы провели всестороннее пространственно-кинематическое исследование планетарной туманности, известной как Абель 48. Результаты этого исследования помогут глубже понять свойства и природу данного объекта.
Планетарные туманности представляют собой расширяющиеся оболочки из газа и пыли, которые были извергнуты звездой в ходе ее эволюционного превращения из звезды главной последовательности в красного гиганта или белого карлика. Они относительно редко встречаются астрономам, но имеют большое значение для изучения химической эволюции звезд и галактик.
Открытый в 1955 г., источник Абель 48 (также известный как PN G029.0+00.4) представляет собой планетарную туманность вокруг звезды редкого типа, именуемой звездой Вольфа-Райе. Объект демонстрирует кольцевую морфологию со средним угловым диаметром в 40 угловых секунд и полностью лишен видимого гало. Металличность, а также ряд других параметров этого источника до сих пор остаются невыясненными.
Команда астрономов под руководством Эштона Данехкара (Ash Danehkar) из Мичиганского университета, США, решила глубже изучить планетарную туманность Абель 48, проанализировав архивные данные наблюдений, проведенных в основном при помощи инструмента Wide Field Spectrograph (WiFeS), установленного на 2,3-метровом телескопе, управление которым осуществляет Австралийский национальный университет. Эти данные позволили разработать трехмерную кинематическую модель планетарной туманности.
Кинематический анализ излучения H-альфа показал, что планетарная туманность Абель 48 имеет деформированную эллиптическую тороидальную оболочку внешним радиусом примерно в 23 угловых секунды и толщиной около 15 угловых секунд.
Центральная звезда представляет собой светило редкого типа Вольфа-Райе спектрального класса WN5. Звезда обеднена водородом, и авторы предполагают, что ее богатая водородом оболочка могла быть перетянута звездой-компаньоном.
Исследователи отмечают, что дополнительные наблюдения центральной звезды планетарной туманности Абель 48 могут помочь подтвердить гипотезу двойной системы. Эти наблюдения также дадут возможность объяснить формирование этой звезды и морфологию окружающей ее планетарной туманности.
Метеорный поток Квадрантиды устраивает на небе живописное зимнее шоу в эти дни
Наблюдатели из Северного полушария могут рассчитывать в ближайшие дни, 3 и 4 января, наблюдать самый лучший метеорный поток 2022 г. В темном небе можно будет увидеть 50 или более метеоров в час, поскольку в эти дни Квадрантиды достигнут максимума интенсивности.
Метеоры представляют собой небольшие частицы, которые входят в атмосферу Земли на большой скорости, обычно со скоростью порядка 40 километров в секунду для метеорного потока Квадрантиды. Разогретый до сверхвысоких температур воздух вокруг движущегося метеора начинает ярко светиться, и мы наблюдаем это явление с Земли как яркие полоски, остающиеся в небе после «падающей звезды».
На протяжении года каждый час в небе можно увидеть от 6 до 10 «случайных» метеора. Сейчас же Земля проходит сквозь облако осколков комет или астероидов, поэтому мы наблюдаем целый метеорный поток, представляющий собой поток этих осколков, входящих в нашу атмосферу. Квадрантиды связаны с околоземным астероидом (196256) 2003 EH1, который может оказаться потухшей кометой, которую китайские астрономы наблюдали в 1490 г.
Метеорные потоки при наблюдениях кажутся исходящими из одной точки на небе, называемой радиантом. В случае Квадрантид их радиант находился ранее в отмененном ныне созвездии Стенной Квадрант, поэтому поток получил такое название. В настоящее время радиант метеорного потока Квадрантиды находится в направлении созвездия Волопаса, рядом со знаменитым астеризмом Плуг.
В этом году максимум потока Квадрантиды приходится на 20:40 GMT 3 января. Пик интенсивности довольно резкий, и уже спустя два часа число наблюдаемых метеоров упадет на 50 процентов.
В этом году Луна в начале января только что прошла фазу новолуния, а потому ее свет не будет мешать наблюдениям метеорного потока. Поэтому разумно будет удалиться от огней ночного города в местность с темным небом и наблюдать метеорный поток, откинувшись в раскладном кресле с термосом горячего чая. Поток Квадрантиды наблюдается невооруженным глазом, но захватить с собой бинокль будет нелишним. https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cg … 0103194936
Представлено видео сверхмассивной черной дыры галактики Messier 87
Оно показывает эволюцию газового диска в течение одной недели.
Используя данные наблюдений международного проекта «Event Horizon Telescope» за сверхмассивной черной дырой в галактике Messier 87, астрономы реконструировали изменения, которые происходили в течение недели в ее непосредственном окружении. Результатом стал двухсекундный ролик, отображающий динамику газового диска вокруг гравитационного монстра и раскрывающий необнаруженные ранее структуры. Алгоритм обработки и выводы ученых описаны в журнале Nature Astronomy.
Эволюция газового диска вокруг сверхмассивной черной дыры галактики Messier 87 в течение одной недели. Credit: MPA
Существование черных дыр следует из Общей теории относительности Альберта Эйнштейна, считающейся сегодня стандартной теорией гравитации, неоднократно подтвержденной экспериментально. Они представляют собой области пространства-времени, гравитационное притяжение которых настолько велико, что покинуть их не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света – фотоны. Другими словами, все, что подойдет слишком близко к черной дыре будет затянуто за горизонт событий и уже не сможет вырваться обратно.
Однако это теория, и до 2019 года черные дыры, а точнее их тени, не наблюдались напрямую. Проблема в том, что, несмотря на огромные массы, эти объекты не столь велики в размере, чтобы современные телескопы в одиночку могли их рассмотреть с разрешением, позволяющим разделить аккреционный диск, окружающий черную дыру, и горизонт событий.
Чтобы обойти эти технические ограничения несколько лет назад был дан старт проекту «Event Horizon Telescope» – коллаборации из 7 телескопов, распределенных по Земному шару, – важным результатом которого стал снимок тени центральной черной дыры в галактике Messier 87. Всего за 2017 и 2018 года выполнено около 60 часов наблюдений и собрано в общей сложности примерно 10 петабайт данных.
Фотография сверхмассивной черной дыры в галактике Messier 87. Credit: Event Horizon Telescope
«Используя данные наблюдательной кампании нам удалось создать видео с изменениями в газовом диске и тени сверхмассивной черной дыры в галактике Messier 87. Учитывая, что для отдельных кадров в ролике данных меньше, чем для единого суммарного изображения, мы применили алгоритм, использующий теорию информационного поля. Он основан на теории вероятностей и на выходе дает не одно видео, а набор возможных. Различия в них показывают неопределенности, а их общее среднее значение – структуры, идентифицированные с высокой достоверностью», – пояснил Филипп Аррас, ведущий автор исследования из Института астрофизики им. Макса Планка (Германия).
Усредненное видео показывает, что распределение яркости газового диска вокруг сверхмассивной черной дыры в галактике Messier 87 немного меняется в течение недели. Ряд структур, которые видны на изображении коллаборации «Event Horizon Telescope», в нем не обнаружены и, вероятно, являются артефактами визуализации. Однако две светящиеся особенности кажутся надежными и, возможно, отображают истечения горячего газа из диска.
Художественное представление окружения сверхмассивной черной дыры в гигантской эллиптической галактике Messier 87. На изображении виден разогретый материал, окружающий гравитационного монстра, и выбрасываемый им джет. Credit: ESO/M. Kornmesser
Разработанный алгоритм предоставляет новый способ наблюдений за изменяющимися объектами во Вселенной. Особенно интересной целью является источник Стрелец A* – сверхмассивная черная дыра в центре Млечного Пути. Поскольку он значительно меньше монстра в Messier 87, то изменяется в течение нескольких минут, что делает невозможным использование обычных методов визуализации. https://in-space.ru/predstavleno-video- … essier-87/
Россия ввела в эксплуатацию новый телескоп для прогноза опасных космических сближений
Специалисты из Института прикладной математики (ИПМ) имени Келдыша РАН запустили на Алтае новый телескоп. Благодаря ему ученые смогут лучше прогнозировать опасные сближения в космосе.
О вводе в эксплуатацию нового телескопа сообщил ТАСС. Это высокоточное средство контроля за космическими объектами, в том числе действующими аппаратами. Благодаря телескопу исследователи смогут лучше контролировать опасные сближения.
ИПМ РАН создали для того, чтобы решать расчетные задачи, связанные с госпрограммами по атомной и термоядерной энергетике, а также для изучения космоса и ракетных систем. Осенью институт сообщил о создании единого классификатора опасных событий, происходящих на околоземных орбитах.
Напомним, в прошлом году Россия подписала соглашение о размещении в Африке станции, которая займется поиском космического мусора. Благодаря ей будут выявлять потенциально опасные объекты на низких, средних и высоких околоземных орбитах. Полученную информацию будут передавать в центр сбора и обработки данных.
