Стивен Хсу из орегонского Института теоретических наук предложил объяснение отсутствию белых дыр в наблюдаемой Вселенной. Статья ученого пока не принята к публикации в рецензируемый журнал, однако ее препринт доступен на сайте arXiv.org.
      Еще в 1976 году Стивен Хокинг исследовал концепцию белых дыр (регионов пространства, в которые ничего не может попасть, антиподов черных дыр) и пришел к выводу, что в условиях термодинамического равновесия этих объектов с окружающей материей они не отличимы от черных "собратьев". Хсу решил исследовать случай, когда дыра не окружена диском материи, а изолирована в пространстве.
     Как оказалось, в этом случае решения соответствующих уравнений, описывающих состояние белой дыры, оказываются неустойчивыми. В частности, из этого вытекает, что объект, описываемый данными уравнениями, спустя конечное время взрывается. Это заметно отличается, например, от поведения черных дыр: у уравнений этого объекта существуют решения, продолжающиеся по времени на бесконечность.
    Таким образом, белые дыры могли просто не дожить до нашего времени. Отметим, что в настоящее время не существует даже теоретических работ, которые хотя бы примерно указывали, где следует искать белые дыры (например, сверхмассивные черные дыры, как известно, "предпочитают" формироваться в центре крупных скоплений). Кроме этого некоторые теоретики предполагают, что условий для рождения белых дыр во Вселенной никогда не возникало в принципе.
    Белые дыры представляют собой регионы пространства, в которые ничего не может проникнуть. В этом смысле они являются антиподами черных дыр - регионов пространства, где гравитационное поле настолько сильно, что ничто не может их покинуть.

     Астрономы обнаружили, что полярные сияния на Сатурне пульсируют с частотой приблизительно одно "биение" за сатурнианский день. Работа ученых принята к публикации в журнал Geophysical Research Letters, а ее краткое описание приведено в пресс-релизе университета Лестера, сотрудники которого принимали участие в исследовании.
     В начале года были опубликованы снимки полярных сияний, сделанные телескопом "Хаббл". Их анализ, в частности, позволил установить, что сияния на южном и северном полюсах отличаются друг от друга - северное меньше по размеру, но при этом более интенсивное, чем южное. Такая асимметрия может объясняться неравномерностью магнитного поля газового гиганта. Астрономы анализировали данные наблюдений за Сатурном, собранные телескопом "Хаббл" с 2005 по 2009 годы. Ученые выяснили, что полярные сияния появляются на полюсах планеты с довольно четкой периодичностью. Новая информация позволяет связать появление полярных сияний с регулярным испусканием газовым гигантом радиоизлучения. Изначально предполагалось, что радиоизлучение появляется вследствие вращения Сатурна вокруг своей оси, однако позже от этой версии отказались, так как частота испускания радиоволн со временем изменялась, и маловероятно, чтобы за столь короткий срок могло бы замедлиться или ускориться вращение планеты.
      Некоторые астрономы предполагали, что радиоволны могут появляться в результате попадания в атмосферу Сатурна заряженных частиц, испускаемых Солнцем. Этот процесс также вызывает полярные сияния - когда заряженные частицы "стекают" вдоль линий магнитного поля, окружающего планету, они сталкиваются с молекулами атмосферных газов и заставляют их испускать излучение. Доказательством в пользу такой версии стало бы наблюдение периодичности в появлении полярных сияний - именно это удалось сделать авторам новой работы, пишет Lenta.ru.

      Федеральное космическое агентство, Фонд содействия сохранения озера Байкал (ФССОБ) совместно с Институтом Географии РАН 30 и 31 июля провели синхронный придонно-наземно-космический эксперимент по изучению выбросов газа метана со дна озера Байкал, передает "Интерфакс-Сибирь".
      Как сообщает пресс-служба ФССОБ, целью эксперимента являлось исследование выбросов газа метана со дна озера Байкал.
      По словам кандидата географических наук, главы попечительского совета ФССОБ М. Слипенчук, исследование, как технически, так и технологически беспрецедентно.

---

    Новая статья в журнале "Earth and Planetary Science Letters" излагает данные исследования, которое грозит наделать много шума в научном сообществе. Исследование посвящено изучению гидротермальных образований в глинисто-карбонатных породах в регионе "Русло Нила" (Nili Fossae) на Марсе. Полученные результаты могут указывать на существование живых организмов на Марсе около 4 млрд лет назад.
      В своей статье Адриан Браун (Adrian J. Brown) предполагает, что углеродсодержащая порода, найденная в "Русле Нила" на Марсе, появилась благодаря гидротермальному изменению ультрамафических пород.
      Адриан Браун объясняет: "Мы полагаем, что гидротермальная активность могла обеспечить достаточный уровень энергии для биологической жизни на древнем Марсе. "Русло Нила" очень похоже на район East Pilbara в Западной Австралии - это свидетельствует о том, что биомаркеры или доказательства наличия живых организмов на Марсе можно искать по тем же признакам, что и на Земле", пишет R&D.CNews.

---

   28 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы об открытии двух двухпланетных систем у звезд умеренной массы 24 Секстанта и HD 200964, недавно сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красные гиганты. Обе планетные системы открыты методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Американцы начали наблюдения обеих звезд на Ликской обсерватории в 2004-2005 годах и продолжили их в 2007 году на обсерватории им. Кека. Точность измерения лучевой скорости звезд на Ликской обсерватории составила 4-5 м/сек, а на обсерватории им. Кека – 1.5-2 м/сек.
   Итак, звезда 24 Секстанта (HD 90043, HIP 50887) удалена от Солнца на 75 ± 5 пк. Ее спектральный класс G5, масса составляет 1.54 ± 0.08 солнечных масс, радиус превышает солнечный в 4.9 ± 0.08 раза, светимость оценивается в 14.6 ± 0.1 солнечных. Возраст звезды равен 2.7 ± 0.4 млрд. лет.
Около звезды 24 Секстанта обнаружены две планеты-гиганта. Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты 24 Sex b составляет 1.99 ± 0.38 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.333 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.14, и делает один оборот за 453 ± 4.5 земных суток. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия (a/Rэф ~ 0.34).
Внешняя планета 24 Sex c имеет минимальную массу 0.86 ± 0.35 масс Юпитера. Эксцентриситет ее орбиты значительно выше и достигает 0.29 ± 0.16. Ее большая полуось составляет 2.08 ± 0.05 а.е., орбитальный период равен 883 ± 32 земных суток. Судя по соизмеримости орбитальных периодов, обе планеты находятся в орбитальном резонансе 1:2. Если бы не этот резонанс (или, возможно, не разное наклонение планетных орбит), система была бы неустойчива – в перицентре (1.48 а.е.) внешняя планета подходит очень близко к орбите внутренней планеты. Температурный режим внешней планеты меняется от температурного режима Меркурия до температурного режима Венеры, попадая в область теплых планет.
    Звезда HD 200964 удалена от Солнца на 68.4 ± 5 пк. Ее спектральный класс K0, масса оценивается в 1.44 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 4.3 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость составляет 11.6 ± 0.4 светимостей Солнца. HD 200964 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их на 40% меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 3.0 ± 0.6 млрд. лет.
Около HD 200964 также обнаружено две планеты-гиганта. Минимальная масса внутренней планеты HD 200964 b составляет 1.85 ± 0.14 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по почти круговой орбите с большой полуосью 1.601 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.04 ± 0.04, и делает один оборот за 613.8 ± 1.4 земных суток. Минимальная масса внешней планеты HD 200964 c оценивается в 0.90 ± 0.12 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.95 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.02, и делает один оборот за 825 ± 5 земных суток. Тепловой режим обеих планет является промежуточным между тепловым режимом Меркурия и тепловым режимом Венеры.
В перицентре своей орбиты внешняя планета подходит к своей звезде ближе, чем внутренняя. Весьма вероятно, что стабильность системы обеспечивается орбитальным резонансом 4:3 и/или значительной разницей в наклонении их орбит, не позволяющей планетам слишком сильно сближаться.   http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1007/1007.4552v1.pdf

   Астрономы опубликовали фотографию необычной звезды Вольфа-Райе 22, находящейся в туманности Киля. Снимок в высоком разрешении и его описание можно найти на сайте Европейской южной обсерватории (ESO). Фотография была сделана при помощи 2,2-метрового телескопа в обсерватории ESO Ла-Силла в Чили. Итоговый снимок астрономы получили, совместив изображения, полученные с использованием красного, синего и зеленого фильтров. Звезда Вольфа-Райе 22, масса которой в 70 раз больше массы Солнца, находится в самом центре снимка. Она является одной из самых массивных звезд Вольфа-Райе, известных астрономам.
     Звезды Вольфа-Райе отличаются очень высокой температурой и светимостью - жемчужину туманности Киля можно разглядеть невооруженным глазом несмотря на то, что она удалена от Солнечной системы на пять тысяч световых лет. Звезды Вольфа-Райе выбрасывают в окружающее космическое пространство материю со скоростью, намного большей, чем это делает Солнце. Светила этого типа часто входят в состав двойных систем, и их "напарницей" может быть как другая звезда, так и черная дыра. Сами звезды Вольфа-Райе в конце своей жизни также могут превращаться в черные дыры.