«Джеймс Уэбб» рассмотрел Крабовидную туманность

Космический телескоп НАСА "Джеймс Уэбб" наблюдал Крабовидную туманность. Это остаток сверхновой, расположенный на расстоянии 6500 световых лет от нас в созвездии Тельца. Используя приборы NIRCam и MIRI "Уэбба", команда под руководством Теа Темим из Принстонского университета ищет ответы на вопросы о происхождении Крабовидной туманности. На первый взгляд, общая форма остатка сверхновой похожа на изображение, опубликованное в 2005 году космическим телескопом НАСА "Хаббл": при инфракрасном наблюдении "Уэбба" четкая, похожая на клетку структура из пушистых газовых нитей показана красно-оранжевым цветом. Однако в центральных регионах "Уэбб" впервые нанес на карту выброс пылевых частиц. "Уэбб" также выделяет синхротронное излучение: излучение, производимое заряженными частицами, такими как электроны, движущимися вокруг силовых линий магнитного поля с релятивистскими скоростями. Излучение проявляется здесь в виде молочно-дымчатого вещества, распространяющегося по большей части внутренней части Крабовидной туманности. Эта особенность является результатом присутствия пульсара в туманности. Сильное магнитное поле пульсара разгоняет частицы до чрезвычайно высоких скоростей и заставляет их испускать излучение, когда они вращаются вокруг силовых линий магнитного поля.

Чтобы определить местонахождение пульсара Крабовидной туманности, проследите за струйками, образующими круговую рябь посередине, до яркой белой точки в центре. Удаляясь от ядра, следуйте за тонкими белыми лентами излучения. Извилистые пучки, тесно сгруппированные вместе, очерчивают структуру магнитного поля пульсара, которое формирует туманность.

В центре слева и справа белое вещество резко изгибается внутрь от краев нитевидного пылевого каркаса и направляется к расположению нейтронной звезды. Это резкое сужение может быть вызвано ограничением расширения ветра сверхновой поясом плотного газа.

Поиск ответов о прошлом Крабовидной туманности продолжается по мере того, как астрономы продолжают анализировать данные "Уэбба" и сверяются с предыдущими наблюдениями остатка, сделанными другими телескопами. Ученые получат новые данные "Хаббла" для изучения в течение следующего года. Это позволит астрономам более точно сравнить результаты "Уэбба" и "Хаббла".

JWST исследует спутник Юпитера Ганимед

Космический телескоп "Джеймс Уэбб" (JWST) рассмотрел луну Юпитера Ганимед, чтобы лучше изучить ее поверхность. Если бы Ганимед вращался вокруг Солнца, а не вокруг Юпитера, его было бы невозможно отличить от планеты. Он имеет дифференцированную внутреннюю структуру с расплавленной сердцевиной, которая создает магнитное поле. У него кремниевая мантия, очень похожая на земную, и сложная ледяная кора, под которой находится глубокий океан. Здесь есть атмосфера, хотя и разреженная. Он почти такой же большой, как Марс. По мнению авторов нового исследования, это архетип водного мира. Однако у ученых остаются некоторые вопросы относительно поверхности Ганимеда. Группа исследователей из США, Европы и Японии исследовала поверхность Ганимеда с помощью приборов NIRSpec и MIRI JWST. Их результаты представлены в статье под названием "Состав и тепловые свойства поверхности Ганимеда по данным наблюдений JWST NIRSpec и MIRI". Она будет опубликована в журнале Astronomy and Astrophysics. На поверхности Ганимеда преобладают два типа рельефа: светлые ледяные участки с бороздками и более темные области. Светлые области занимают около двух третей поверхности, а темные - остальную часть. Оба типа рельефа являются древними, но более темные области старше. Они также сильно изрыты кратерами. Эти два типа поверхности смешаны, причем более светлый рельеф прорезает полосы на темном рельефе.

На Ганимеде есть водяной лед, но он кажется аморфным. JWST нанес на карту распределение и свойства льда. На Ганимеде также недавно обнаружена полоса поглощения с длиной волны 5,9 мкм, и JWST может помочь определить ее происхождение.

Температурный диапазон Ганимеда означает, что чистого CO2-льда на поверхности луны нет. Наблюдения JWST показывают, что некоторое количество CO2 задерживается в водяном льду, хотя и составляет всего около 1% по массе. Остальное содержится в различных минералах и солях.

JWST обнаружил, что водяного льда больше в полярных регионах. Именно в этих областях энергичные ионы Юпитера облучают поверхность Ганимеда.

Наблюдения показали, что полоса поглощения при 5,9 мкм широко распространена на Ганимеде, но с локальными вариациями. Исследователи допустили возможность того, что это происходит из-за нерастворимого органического материала, доставляемого углеродистыми хондритами или кометами, но в конечном счете исключили это объяснение. "Гидраты серной кислоты H2SO4 + H2O, по-видимому, являются хорошими кандидатами для объяснения полосы 5,9 мкм", - пишут авторы.

Ученые также обнаружили некоторые общие различия между полюсами Ганимеда и передним и задним краями. «Спектральные свойства полярных областей сильно различаются для передней и задней сторон», - пишут они. - «Причины этих различий еще предстоит изучить». Отчасти это объясняется мощным воздействием Юпитера на его спутники.

Отношения между Юпитером и Ганимедом в некотором роде подобны отношениям между Солнцем и Землей. Солнечный ветер воздействует на магнитосферу Земли таким же образом, как плазма Юпитера воздействует на Ганимед. Магнитное поле Ганимеда взаимодействует с магнитным полем Юпитера, помогая создавать полярные сияния на планете.

Ганимед и Юпитер находятся в сложных отношениях, и отчасти эти отношения распространяются на химический состав поверхности Ганимеда, где плазма Юпитера ударяется о полюса луны и облучает лед. Хотя это исследование продвинуло наше понимание этого и других аспектов, оно не дало тех однозначных ответов, которые искали ученые.

Кажется, решена ещё одна загадка о рождении звёзд: астрономы подтвердили, что дисковый ветер не даёт звезде «разлетаться в стороны»

Новые звезды начинают свое формирование, когда плотное облако космического газа сжимается под действием собственного гравитационного притяжения. Плотность увеличивается, температура растет, запускается термоядерная реакция, и звезда начинает светить. Проблема кроется во вращении. Облака космического газа не неподвижны, они вращаются. И когда газ сжимается, по закону сохранения момента импульса их вращение ускоряется. Чем сильнее вращение, тем больше центробежная сила: получается, газ должен вылетать из области еще до появления звезды. Это несоответствие называют «проблемой углового момента при формировании звезд». Ее решение нашли еще 1980-х годах. Молодым светилам «помогают» аккреционные диски. «Падающая» в звезду материя формирует вокруг объекта вращающийся диск. В этих экстремальных условиях часть газа в диске превращается в плазму. Вращаясь, она создает магнитное поле, которое, в свою очередь, влияет на потоки плазмы. В результате те порой «налетают» на молекулярный газ диска и уносят его с собой вовне. Эти потоки частиц и называют «дисковым ветром». Дисковый ветер способен значительно снизить угловой момент диска, замедлить его вращение и ослабить центробежные силы, что решает проблему углового момента. Вот только подтвердить эту гипотезу наблюдениями не удавалось — даже ближайшую молодую звезду очень сложно разглядеть в таких подробностях.

Примерно в 460 световых годах от Земли, в небольшом водородном облаке CB26, находится одна из ближайших зарождающихся звезд. В 2009 году Ральф Лонхарт (Ralf Launhardt) и его коллеги из Института астрономии Макса Планка (Германия) смогли увидеть у нее истечение газа. Но разрешения тех наблюдений не хватило на то, чтобы определить, насколько далеко от звезды простирается этот «дисковый ветер» — а значит, насколько сильно он влияет на вращение диска.

Поэтому ученые повторили наблюдения, уже с другой конфигурацией интерферометра Плато-де-Бюре (Франция), используя радиоантенны, расположенные на более дальнем расстоянии. Эти данные они подкрепили физико-химической моделью диска, которая позволила отделить влияние «ветра» от влияния самого диска. В результате исследователям удалось определить параметры конусообразного дискового ветра.

Вблизи диска диаметр конуса, образуемого ветром, составил от 20 до 45 астрономических единиц (расстояние от Солнца до Земли). Для сравнения: Нептун находится примерно на 30 астрономических единицах от нашей звезды. Причем ученые предполагают, что площадь «рождения» ветра может покрывать всю внутреннюю часть аккреционного диска — от 10 до 80 астрономических единиц, линии замерзания CO. Потоки ветра простираются на 600 астрономических единиц «вниз» и на 300 астрономических единиц «вверх» от аккреционного диска. Этого более чем достаточно для того, чтобы сильно замедлить вращение.

Свои расчеты авторы проверили на девяти моделях «дискового ветра» молодых звезд, построенных по косвенным данным в различных исследованиях, опубликованных за прошедшее десятилетие. Судя по всему, в течение первых десятков тысяч лет площадь «рождения» дискового ветера остается довольно небольшой, а потом вырастает в масштабе. Результаты работы ученые опубликовали в журнале Astronomy & Astrophysics.

Тем временем интерферометр Плато-де-Бюре получил апгрейд. В новой обсерватории Noema установлено 12 антенн вместо шести. Это самый мощный радиотелескоп в Северном полушарии. И авторы исследования CB26 уже планируют новые наблюдения за объектом.

Космический аппарат НАСА «Юнона» прислал новые снимки Ио

Космический аппарат НАСА "Юнона" сделал новые снимки спутника Юпитера во время сближения с ним. Ио - третий по величине спутник Юпитера и четвертый по величине спутник Солнечной системы. Он обладает самой высокой плотностью и самой сильной гравитацией из всех лун. Ио также содержит наименьшее количество воды из всех астрономических объектов Солнечной системы. Но что действительно привлекает к Ио так много внимания, так это его вулканическая активность. Это самое геологически активное тело в Солнечной системе, которое может похвастаться более чем 400 вулканами, а также широко распространенными потоками лавы. Прибор JunoCam "Юноны" сделал новые снимки Ио с расстояния менее 12 000 км во время сближения 15 октября. Это лучшие снимки Ио с тех пор, как миссия Galileo завершилась 20 лет назад. Вулканическая активность Ио сформировала и видоизменила его поверхность. Потоки лавы и вулканы словно напоминают о ранних днях Солнечной системы, когда Земля и, возможно, Луна и другие тела были океанами магмы. За прошедшие годы космические аппараты запечатлели несколько извержений Ио, и их масштабы поистине потрясающие. Некоторые из них достигают высоты 400 км.

"Юнона" продолжает изучать эту вулканическую луну. 3 декабря и 24 февраля космический аппарат совершит еще два близких пролета.

Пролет 24 февраля должен быть впечатляющим. "Юнона" будет находиться на расстоянии 1500 км от Ио, что даст нам самые подробные изображения на сегодняшний день. Хотя основной задачей "Юноны" является изучение Юпитера, такое сближение с Ио должно стать одним из самых ярких моментов миссии.

Джеймс Уэбб нашёл кристаллы кварца в облаках экзопланеты WASP-17b

Это первый случай, когда SiO₂ был обнаружен на экзопланете. WASP-17 b, объём которой более чем в 7 раз превышает объём Юпитера при вдвое меньшей массе, является одной из крупнейших и наименее плотных экзопланет. Её температура достигает 1500°C, а атмосферное давление составляет лишь одну тысячную от давления на поверхности Земли, что позволяет кристаллам твердого кварца образовываться непосредственно из газа. Это первая обнаруженная экзопланета, которая движется по ретроградной орбите, то есть обращается вокруг звезды в направлении противоположном вращению самой звезды. Диаметр планеты вдвое выше юпитерианского. Средняя плотность составляет 0,1 г/см³ (порядка 10 % плотности воды), что в 13 раз меньше плотности Юпитера и более чем в 6 раз меньше плотности Сатурна, наименее плотной планеты Солнечной системы. В 2013 году астрономам при помощи космического телескопа «Хаббл» удалось найти в атмосфере планеты признаки водяного пара.

Массивный белый карлик сбежал из звездного скопления Гиады

Астрономы изучают причины, почему в соседнем звездном скоплении Гиады так мало белых карликов. Недавно они обнаружили один из них, который «убежал» оттуда. Это очень большой для собственного класса объект. Его масса в 1,3 раза больше солнечной. Ученые во главе с Дэвидом Миллером из Университета Британской Колумбии опубликовали в The Astrophysical Journal исследование, посвященное чрезвычайно массивному белому карлику, выброшенному из Гиад. Гиады — это рассеянное звездное скопление, группа звезд, родившихся вместе из одного газопылевого облака и с тех пор путешествующих по Вселенной. Это один из ближайших к Земле подобных кластеров, поэтому он достаточно неплохо виден на небе. Они похожи на маленькую перевернутую букву V рядом с Альдебараном, и именно на них указывают звезды в Поясе Ориона. Благодаря такой близости Гиады являются наиболее изученным рассеянным скоплением. Однако у них остается немало загадок. Например, недавно ученые предположили, что внутри них может скрываться несколько черных дыр и они являются ближайшими к Земле подобными объектами. Но теперь речь идет о других экзотических телах — белых карликах. Эти объекты имеют диаметр, сопоставимый с Землей, но их масса составляет от половины до целой массы Солнца. Белые карлики — очень плотные звезды, внутри которых уже почти погасли термоядерные реакции, но они светят остаточным светом, очень медленно остывая.

Скопление Гиады. Источник: NASA, ESA, and STScI

Загадка белых карликов в Гиадах заключается в том, что их там очень мало как для такого большого и старого скопления. Всего восемь объектов было найдено за годы наблюдения. Однако новое исследование приоткрывает тайну того, куда они девались.

Белый карлик, что «убежал» из Гиад

Наиболее правдоподобной на сегодняшний день выглядит идея, что белые карлики покидают Гиады вследствие гравитационного взаимодействия с другими объектами. Понимать это как «бегство» или «изгнание» — вопрос нашего земного восприятия космических процессов.

Как бы там ни было, ученые нашли белый карлик, траектория которого доказывает, что он когда-то входил в состав Гиад, но оставил их. Точнее, специалисты нашли три подобных звезды, которые могли бы произойти оттуда, но анализ движения двух из них показал, что они не были членами этого звездного скопления. Однако их теорию это все равно доказывает.

Загадка рождения звезды

Однако звезда-изгнанница неожиданно подарила ученым сюрприз. Она принадлежит к сверхмассивным белым карликам. Объекты этого класса не могут быть тяжелее 1,44 массы Солнца, иначе они превратятся в нейтронные звезды. Однако большинство из них на самом деле значительно легче и имеют лишь 0,6 солнечной массы.

И только небольшая часть белых карликов имеет массу, сравнимую с нашим светилом, и именно их называют сверхмассивными. Звезда-изгнанница с массой в 1,317 солнечных относится именно к таковым. Это все еще достаточно далеко от границы Чандрасекара, но для того, чтобы такой объект образовался, необходимы особые условия.

Обычно сверхмассивные карлики образуются в тесных парах. Звездный материал с меньшей звезды перетекает на более тяжелую, и она постепенно становится все больше. Однако анализ возраста звезды-изгнанницы показывает, что предок у нее был только один.

Загадка исчезнувшей массивной звезды

В 2009 году гигантская звезда, в 25 раз массивнее Солнца, исчезла. Она увеличилась в яркости до миллиона солнц, как будто была готова взорваться сверхновой. Но затем она скорее угасла, чем взорвалась. И когда астрономы попытались разглядеть звезду с помощью телескопа LBT, космического телескопа "Хаббл" и космического телескопа "Спитцер", они ничего не смогли увидеть. Звезда, известная как N6946-BH1, в настоящее время считается неудавшейся сверхновой. Астрономы полагают, что звезда коллапсировала, превратившись в черную дыру, а не вызвала вспышку сверхновой. Но это было предположение. Все, что мы знаем наверняка, это то, что на какое-то время она стала ярче, а затем стала слишком тусклой для наблюдения в наши телескопы. Но это изменилось благодаря космическому телескопу "Джеймс Уэбб" (JWST). В новом исследовании, опубликованном на сервере препринтов arXiv, анализируются данные, собранные инструментами NIRCam и MIRI JWST. Ученые обнаружили яркий инфракрасный источник, который, по-видимому, является остатком пылевой оболочки, окружающей положение первоначальной звезды. Это может быть материал, выброшенный из звезды, или инфракрасное свечение от вещества, попадающего в черную дыру, хотя это кажется менее вероятным. Удивительно, но команда также обнаружила не один остаточный объект, а три. Это делает менее вероятной неудачную модель сверхновой. Более ранние наблюдения N6946-BH1 представляли собой смесь этих трех источников, поскольку разрешение было недостаточно высоким, чтобы различить их. Таким образом, более вероятной моделью является то, что увеличение яркости в 2009 году было вызвано слиянием звезд. То, что казалось яркой массивной звездой, было звездной системой, которая становилась ярче по мере слияния двух звезд, а затем исчезала.

Хотя ученые склоняются к модели слияния, они не могут исключить неудачную модель сверхновой. И это усложняет наше понимание сверхновых и черных дыр звездной массы. Из слияний черных дыр, наблюдаемых LIGO и другими гравитационно-волновыми обсерваториями, мы знаем, что черные дыры звездной массы существуют и относительно распространены.

Таким образом, некоторые массивные звезды действительно становятся черными дырами. Но вспыхивают ли они сначала сверхновыми неизвестно. Обычные сверхновые могут обладать достаточной остаточной массой, чтобы превратиться в черную дыру, но трудно представить, как самые большие звездные черные дыры могли образоваться после сверхновых.

N6946-BH1 находится в галактике на расстоянии 22 миллионов световых лет, поэтому тот факт, что JWST может различать несколько источников, впечатляет. Это также дает астрономам надежду на то, что со временем подобные звезды будут наблюдаться. Имея больше данных, мы сможем отличить звездные слияния от настоящих неудавшихся сверхновых, что поможет нам понять последние стадии развития звезд по мере их превращения в черные дыры звездной массы.

Китайские астрономы заявляют, что их новый космический телескоп Xuntian превзойдёт «Хаббл» в астрономических исследованиях

Китай готовит крупный проект, который не только расширяет национальную астрономическую исследовательскую программу, но и увеличивает использование космической станции страны. Космический телескоп называется Xuntian, он же — Chinese Survey Space Telescope, или Chinese Space Station Telescope (CSST). Название «Сюньтян» можно буквально перевести как «изучение небосвода», «исследование небес». Запланированный к запуску в следующем году двухметровый космический телескоп CSST размером со школьный автобус будет находиться на одной орбите с китайской космической станцией «Тяньгун», где китайские космонавты смогут периодически проводить переоснащение самого телескопа. Предполагается, что его срок службы составит 10 лет, но время работы телескопа может быть продлено. «Сюньтян» разработан с амбицией превзойти космический телескоп «Хаббл». Лин Сициан, заместитель директора Китайского агентства по освоению космоса, заявил, что от телескопа ожидаются прорывы в космологии, исследовании тёмной материи и тёмной энергии в нашей и близких галактиках, процессов звездообразования и в изучении экзопланет. Это очень амбициозные задачи. Лин сказал, что камера телескопа с разрешением 2,5 миллиарда пикселей будет проводить съёмки высокого разрешения в глубину до 17 500 квадратных градусов. Разрешение будет примерно таким же, как у «Хаббла», однако его поле зрения более чем в 300 раз шире. Поле зрения телескопа — это область, которую телескоп может видеть одновременно.

В интервью прошлого года Ли Ран, проектный учёный систем обработки научных данных CSST, использовал аналогию со съёмкой стада овец, чтобы объяснить возможности CSST: «Хаббл может увидеть одну овцу, а CSST видит тысячи, и все с одинаковым разрешением».

Запуск «Сюньтян» на земную орбиту ожидается в 2024 году при помощи ракеты Long March 5B.

Зао Цзяньпин, главный конструктор космической программы Китая, подчеркнул важность Xuntian, назвав его "самым важным научным проектом с момента запуска космической станции страны". Телескоп также является самым передовым в мире по способности создавать изображения в ультрафиолетовом спектре.

Тем не менее, некоторые исследователи выразили сомнения относительно возможностей Xuntian. Том Браун, астроном и руководитель миссии Hubble, заявил, что общественности мало известно о конкретных возможностях телескопа Xuntian, что делает сложным судить о его потенциале.

Несмотря на внушительные планы и амбиции, многие вопросы остаются открытыми, и мировое научное сообщество с интересом следит за развитием этого проекта.

«Хаббл» увидел расширение остатка сверхновой

Хотя обреченная звезда взорвалась около 20 000 лет назад, ее остатки продолжают мчаться в космосе с головокружительной скоростью — и космический телескоп НАСА "Хаббл" заснял это действие. Туманность Петля Лебедя, имеет форму пузыря диаметром около 120 световых лет. Расстояние до его центра составляет примерно 2600 световых лет. Астрономы использовали телескоп "Хаббл", чтобы увеличить очень маленький фрагмент переднего края этого расширяющегося пузыря сверхновой, где взрывная волна от сверхновой врезается в окружающий материал в космосе. Снимки "Хаббла", сделанные с 2001 по 2020 год, ясно демонстрируют, как ударный фронт остатка расширялся с течением времени. Ученые использовали четкие изображения для определения его скорости. Астрономы обнаружили, что за последние 20 лет он нисколько не замедлился и несется в межзвездное пространство со скоростью более 800 километров в час. Хотя это кажется невероятно быстрым, на самом деле это слишком медленно для скорости ударной волны сверхновой. Исследователи смогли собрать "фильм" из снимков "Хаббла", чтобы крупным планом увидеть, как разорванная в клочья звезда врезается в межзвездное пространство. При очень близком рассмотрении участка светящихся водородных нитей длиной почти в два световых года видно, что сбоку они выглядят как сморщенный лист. "Вы видите рябь на листе, который виден сбоку, поэтому он выглядит как скрученные ленты света", - сказал Уильям Блэр из Университета Джона Хопкинса, Балтимор, штат Мэриленд. - "Эти колебания возникают, когда ударная волна сталкивается с более или менее плотным материалом в межзвездной среде".

Блэр объяснил, что ударная волна движется наружу от места взрыва, а затем начинает сталкиваться с межзвездной средой, разреженными областями газа и пыли в межзвездном пространстве. Это переходная фаза расширения пузыря сверхновой, когда невидимый нейтральный водород нагревается при прохождении ударной волны.

Затем газ начинает светиться, поскольку электроны возбуждаются до более высоких энергетических состояний и испускают фотоны, когда каскадом возвращаются в низкоэнергетические состояния. Далее за фронтом ударной волны ионизированные атомы кислорода начинают охлаждаться, испуская характерное свечение, показанное синим цветом.