|
|
мая
13/05/2013
 Астрономы, работающие с данными космического телескопа «Хаббл», получили изображение кластера галактик Abell S1077, который благодаря своей значительной массе формирует гравитационную линзу. Изображение и его описание опубликовано на сайте телескопа.
На снимке «Хаббла» свет галактик, расположенных позади Abell S1077, искажается так, что они образуют светлые черточки, расположенные по периметру изображения.
Ранее эффект гравитационной линзы уже удавалось наблюдать на кластерах галактик. Их масса, вычисленная на основе степени искажения света, обычно превышает массу, вычисленную на основе суммы массы звезд в галактиках. Считается, что разница между значениями массы объясняется наличием в центре кластеров темной материи.
Феномен гравитационного линзирования был предсказан Альбертом Эйнштейном в его общей теории относительности. Согласно теории, масса оказывает влияние на направление распространения света, искажая пространство-время. Проходя мимо массивного объекта, свет отклоняется в сторону последнего. Если объект обладает значительной массой сосредоточенной в относительно компактном объеме, то с точки зрения наблюдателя он может вести себя как оптическая линза, искажая свет далеких звезд.
Эффект гравитационного линзирования интересен физикам не только как одно из подтверждений теории относительности, но и как способ рассмотреть свет очень далеких звезд, которые без природной космической линзы было бы невозможно увидеть. Так, недавно астрономы из обсерватории ALMA благодаря усилению света гравитационной линзой обнаружили следы воды в очень далеких галактиках. Другая группа исследователей предложила использовать эффект гравитационного линзирования для поиска экзопланет-«двойников» Земли.
12/05/2013
 11 мая после непродолжительной болезни скончалась Е.Б.КОСТЯКОВА - доктор физико-математических наук, бывший старший научный сотрудник отдела физики эмиссионных звезд и галактик ГАИШ.
Она работала в ГАИШ 60 лет - с ноября 1951 по октябрь 2011. Елена Борисовна КОСТЯКОВА - один из самых старших членов коллектива ГАИШ. В том, что ГАИШ из скромной университетской обсерватории превратился в самый авторитетный астрономический институт страны, есть и её немалая заслуга: на всех этапах его развития она со страстью отдавала свои силы и знания родному институту. Елена Борисовна стояла у истоков наблюдательной базы ГАИШ. Она была в числе основателей, создателей и первым активнейшим наблюдателем Крымской станции. Её пионерские работы по интегральной спектрофотометрии Млечного Пути, выполненные в разных полушариях Земли, первые и до сих пор уникальные спектрофотометрические исследования комет, первая попытка изучения спиральной структуры Галактики в окрестностях Солнца, общепризнанный цикл работ по абсолютной фотографической спектрофотометрии практически всех планетарных туманностей северного неба и по исследованию их центральных звезд широко известны и органически вошли в наследие современных и будущих исследователей. В последние годы она занималась изучением фотометрической и спектральной переменности 6 планетарных туманностей, у которых были обнаружены как долговременные, так и более быстрые изменения спектра и параметров туманности, связанные с нестационарностью ядра.
Елена Борисовна Костякова родилась 25 мая 1924 г. в Москве. В 1932-1941 гг. училась в школе № 110 Краснопресненского района г. Москвы (тогда - школа имени Ф. Нансена). В 1942 г. закончила с отличием школу № 1 в г. Барнауле. В 1943 г. поступила на мех.-мат. факультет МГУ, который окончила с отличием в 1948 г. На III-IV курсах получала стипендию им. Ньютона.
В 1948-1951 гг. прошла аспирантуру в ГАИШ у проф. В.Г.Фесенкова. Научную работу начала еще студенткой.
Во время Великой Отечественной войны неоднократно работала на трудфронте: в колхозах и совхозах, на лесозаготовках в Сибири и на Волге, на строительстве железной дороги в Кузбассе.
В 1952 г. защитила кандидатскую диссертацию на тему: "Исследование интегрального спектра ярких облаков Млечного Пути с помощью отечественных небулярных спектрографов", а в 1974 г. - докторскую на тему: "Абсолютная спектрофотометрия протяженных небесных объектов".
С 1951 года Е.Б.Костякова непрерывно работала в ГАИШ; с 1955 г. - в должности старшего научного сотрудника.
Елена Борисовна была специалистом в области физики звезд, туманностей, структуры Галактики, а также физики комет. Имела более 120 научных работ; в их числе монографии, каталоги, учебные пособия, а также ряд работ историко-астрономического и мемуарного характера. Ее уникальная работа по интегральной спектрофотометрии Млечного Пути, в том числе - проведенная в Южном полушарии на борту научно-исследовательского судна "Витязь", подтвердила вывод о различии звездного состава Галактики в различных направлениях. В области физики комет Е.Б. Костякова выполнила важные работы, дающие сведения о составе кометных ядер. Многолетние работы по изучению планетарных туманностей, выполненные Е.Б. Костяковой давно получили международное признание. С 1968 г. Е.Б. Костякова вела систематическое изучение фотометрической и спектральной переменности планетарных туманностей, что позволило выявить изменение блеска и спектра у ряда объектов и объяснить их природу. Участвуя в подготовке научных кадров, Е.Б. Костякова читала многолетний спецкурс "Диффузные и планетарные туманности" для студентов-астрономов МГУ, участвовала в чтении других курсов, прочла циклы лекций на других обсерваториях страны и за рубежом: в Грузии, Таджикистане, Эстонии, Венгрии, Чехословакии, Индии. Е.Б. Костякова была активным наблюдателем. Она являлась одним из непосредственных создателей Крымской наблюдательной станции ГАИШ.
12/05/2013
Старейшая станция наблюдения за содержанием в атмосфере парникового газа Мауна Лоа на Гавайях зафиксировала рекордно высокую концентрацию углекислого газа — 400 миллионных долей, то есть 400 миллилитров на кубометр воздуха, сообщило Национальное управление океанических и атмосферных исследований США (NOAA).
С начала наблюдений более полувека назад концентрация диоксида углерода непрерывно росла, увеличивалась и скорость ее роста. В конце 1950-х годов содержание газа ежегодно поднималось на 0,7 миллионных долей, в последнее десятилетие этот показатель составлял уже 2,1 миллионные доли.
"Этот рост не является неожиданностью для ученых. Есть убедительные свидетельства в пользу того, что резкий рост мировых выбросов двуокиси углерода за счет сжигания угля, нефти и природного газа приводит к ускорению (увеличения концентрации)", — отметил старший научный сотрудник NOAA Питер Танс.
До промышленной революции концентрация углекислого газа в атмосфере составляла 280 миллионных долей. Нынешние темпы роста в 100 раз превышают скорость увеличения концентрации после последнего по времени ледникового периода.
"Нельзя помешать углекислому газу достичь концентрации в 400 миллионных долей. Это уже свершившийся факт. Но то, что будет дальше, по-прежнему важно для климата, и в наших силах это контролировать. Это зависит от того, насколько мы будем полагаться в будущем на ископаемые источники энергии", — сказал исследователь-геохимик из Института океанографии Скриппса Ральф Килинг, чей отец Дэвид Килинг начал измерять уровень углекислого газа на Мауна Лоа в 1958 году. РИА Новости
11/05/2013
Примерно за 2 года до запуска космического телескопа им. Кеплера начал свою работу наземный транзитный обзор BOKS (Burrell Schmidt Optical Kepler Survey). Обзор был посвящен поиску транзитных планет на кусочке неба площадью всего 1.25 квадратных градусов, в центре которого расположено рассеянное звездное скопление NGC 6811. Таким образом, среди целей обзора оказалось 35 тысяч тусклых звезд от 14 до 20 видимой звездной величины. Поскольку площадка, наблюдаемая в рамках BOKS, находится на поле Кеплера, в первом же наблюдательном квартале были получены кривые блеска множества транзитных кандидатов, обнаруженных этим наземным обзором. 20 октября 2010 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная анализу кривой блеска трех транзитных кандидатов BOKS, исследованных Кеплером. Двое из этих кандидатов оказались маломассивными звездами, одна – транзитной экзопланетой размерного класса гигантов. В каталоге Кеплера эта система получила обозначение KOI-217. Авторы вышедшей статьи, не имея возможность измерить лучевые скорости звезды BOKS-1 (KOI-217) и, таким образом, определить ее массу, ограничились процедурой «валидации» – т.е. исключения всех астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал и привести к ложному открытию.
Итак, звезда BOKS-1 (KOI-217, KIC 9595827) – солнцеподобная звезда спектрального класса G8 V, удаленная от нас примерно на 800 пк. Масса звезды оценивается в 0.95 ± 0.05 масс Солнца, радиус – в 0.86 ± 0.02 радиусов Солнца. Кривая блеска BOKS-1 содержит четкий транзитный сигнал с периодом 3.905 земных суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.11 радиусов Юпитера (впоследствии эта величина была уточнена до 1.04 радиусов Юпитера). Горячий гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.047 а.е., его эффективная температура оценивается командой Кеплера в 1028К. Остается только удивляться, что за прошедшие два с половиной года никто не попытался измерить массу планеты BOKS-1 b. Видимая звездная величина родительской звезды не так уж и велика – по данным Кеплера, она составляет +15.13. Близкий горячий гигант должен наводить на нее лучевую скорость порядка сотен метров в секунду. Для измерения такой скорости не нужна фантастическая точность HARPS`а или HIRES, достаточно инструмента с точностью ~20-50 м/сек.
Количество таких инструментов в мире исчисляется десятками. И, тем не менее, планете не повезло. Ей присвоили официальное имя Kepler-71 b, но так и не сподобились измерить ее массу и среднюю плотность.
10/05/2013
Специалисты НАСА выбрали для марсохода Curiosity новую точку для бурения и сбора образцов породы для дальнейшего исследования — она находится примерно в трех метрах от предыдущей "скважины", сообщает Лаборатория реактивного движения НАСА.
В начале февраля марсоход впервые опробовал свой буровой инструмент, способный просверлить каменную породу на глубину около 7 сантиметров. Тогда для бурения был выбран плоский камень, находящийся в небольшой впадине, которому было присвоено имя "Джон Кляйн" (John Klein) — в честь заместителя руководителя проекта Curiosity, скончавшегося в 2011 году. Изучение образцов "каменной пыли" позволило ученым впервые показать, что условия на древнем Марсе были благоприятны для существования микроорганизмов.
Новая точка для "буровых работ" расположена в 2,75 метра к западу от первой. Камень, получивший название "Камберленд", также плоский и имеет светлые прожилки, как и первый исследованный камень. Новая стадия бурения призвана проверить результаты, полученные при изучении "Кляйна". Кроме того, ученые смогут проверить, как изменяются геологические свойства от точки к точке.
Ровер отправится к "Камберленду" в ближайшие дни, передает РИА Новости.
10/05/2013
Российский геостационарный метеоспутник "Электро-Л" в ночь на пятницу заснял движение пятна лунной тени во время солнечного затмения — соответствующие снимки и видео опубликованы на сайте оператора спутника, НИЦ "Планета", передает РИА Новости.
Метеоспутник "Электро-Л" более двух лет работает на геостационарной орбите и снимает восточное полушарие Земли каждые 30 минут с детализацией до 1 километра на пиксель. Ранее в интернете было размещено обращение, авторы которого просили Роскосмос на время затмения уменьшить интервал съемки до 1 кадра в 15 минут, чтобы получить более детальную картину движения лунной тени по поверхности Земли.
"Запланирована учащенная тестовая съемка аппаратурой МСУ-ГС (камера спутника — многозональное сканирующее устройство), учащенная — это с интервалом 15 минут, регулярная съемка — это раз в 30 минут. Проведены тесты, еще дополнительные тесты запланированы на 8 и 9 мая. На период затмения — это в ночь с 9 на 10 мая, с 00.55 по 01.25 мск будут периоды учащенной съемки. Автору этого обращения в социальных сетях соответствующее официальное письмо было направлено", — сказал Успенский.
10 мая на Земле наблюдалось первое из двух солнечных затмений 2013 года - это так называемое кольцеобразное затмение, при котором Луна с точки зрения земного наблюдателя закрывает Солнце не полностью, а так, что по краям видна яркая солнечная "кайма", окружающая темный лунный диск. Лунная тень коснулся Земли в 01.25 мск на севере Австралии и двигалась через Тихий океан на восток. Затмение закончилось в 07.25 мск. "Электро-Л" смог заснять начало движения лунной тени.
09/05/2013
История открытия этой планеты весьма поучительна.
Все началось с того, что космический телескоп им. Кеплера, снимая фотометрию F-звезды +13.3 звездной величины KIC 4570949, обнаружил четкий транзитный сигнал с периодом 1.54 земных суток. Однако форма транзитной кривой была не плоской, а V-образной, что обычно свойственно затменно-переменным двойным звездам. Команда Кеплера сочла звезду KIC 4570949 затменно-переменной двойной и даже не стала присваивать ей номер в Каталоге интересных объектов (KOI).
Фотометрическая точность данных Кеплера так высока, что позволяет обнаруживать в кривых блеска затменно-переменных двойных звезд разные тонкие эффекты. Например, эффект эллипсоидальности, когда под действием силы притяжения своего компаньона, звезда слегка вытягивается вдоль оси, соединяющей их центры масс. В этом случае она поворачивается к земному наблюдателю то вытянутым, то круглым боком, что приводит к небольшой переменности ее блеска. Еще один эффект – доплеровское усиление яркости. Двигаясь по своей орбите вокруг своего компаньона (точнее, вокруг центра масс системы), звезда то приближается к нам, то удаляется. Когда звезда приближается, линии в ее спектре смещаются в фиолетовую сторону, а общая яркость звезды увеличивается на величину ~ 4 Vr /c , где Vr – лучевая скорость звезды, c – скорость света. При удалении линии в спектре смещаются в красную сторону, а общая яркость звезды уменьшается на ту же величину. Наконец, третьим эффектом является эффект отражения, когда яркость звездного полушария, обращенного к компаньону, из-за поглощения и переизлучения его света, немного увеличивается относительно яркости противоположного полушария.
Для анализа этих эффектов в кривых блеска затменно-переменных двойных (а также нетранзитных тесных двойных звезд) был разработан алгоритм BEER (BEaming, Ellipsoidal , Reflection). Этот алгоритм, примененный к фотометрическим данным, полученным космическими телескопами CoRoT и Kepler, с успехом позволил изучать слабые компаньоны в тесных двойных системах, чья масса (обычно в диапазоне 0.07-0.4 солнечных масс) независимо измерялась и методом измерения лучевых скоростей, что позволило убедиться в точности и надежности алгоритма.
25 апреля в Архиве электронных препринтов появилась статья группы израильских и датских ученых о применении алгоритма BEER к системе KIC 4570949. Кривая блеска этой звезды демонстрировала все три эффекта, что позволило достаточно точно оценить параметры системы. И оказалось, что компаньоном звезды KIC 4570949 является не другая звезда, а горячий гигант массой около 2 масс Юпитера! А необычная форма транзитной кривой была вызвана тем, что планета заходит на диск звезды только своим краем (т.е. что транзит является скользящим).
Для проверки этого неожиданного вывода авторы провели измерения лучевой скорости звезды KIC 4570949 с помощью спектрографов TRES и SOPHIE. Проверка полностью подтвердила планетную природу компаньона KIC 4570949 b. Оценки массы планеты, полученные методом лучевых скоростей, с высокой точностью совпали с оценками, полученными из анализа эффекта эллипсоидальности.
Итак, масса планеты KIC 4570949 b оказалась равной 2.0 ± 0.26 масс Юпитера, радиус – 1.25 ± 0.08 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.028 а.е. и делает один оборот за 1.54493 земных суток.
Интересно, что масса планеты, «в лоб» оцененная по эффекту доплеровского усиления яркости, оценивается в 7.1 ± 1.4 масс Юпитера. Авторы статьи объясняют это эффектом «сдувания» горячего пятна из подзвездной точки сильными экваториальными ветрами. Этот эффект был теоретически предсказан в 2002 году, а в 2007 и 2009 годах подтвержден во время инфракрасных наблюдений горячего гиганта HD 189733 b. Неучтенный фазовый сдвиг модуляции теплового излучения планеты завышает ее массу, а учтенный – позволяет оценить величину сдвига «горячего пятна» и скорость экваториальных ветров на планете. В случае KIC 4570949 b «горячее пятно» оказалось смещено по долготе относительно подзвездной точки на 10 ± 2°.
Также по величине вторичного минимума (когда планета проходит за звездой) было измерено геометрическое альбедо планеты. Оно оказалось довольно высоким для горячего юпитера – 0.23 ± 0.02.
После публикации статьи группа Кеплера присвоила планете KIC 4570949 b официальное название Kepler-76 b. Подробней на сайте Планетные системы.
09/05/2013
 Большой коллектив авторов, работающих с телескопом Ферми, выложил на сервере препринтов arXiv.org результаты поиска переменных в гамма-диапазоне объектов (то есть объектов, чье излучение в этом диапазоне периодически меняется во времени). На основе четырех лет наблюдений ученые обнаружили 215 переменных источников, довольно значительно меняющих свою яркость на временном масштабе порядка недели. Большинство из них астрофизики отождествили с уже известными объектами, а для остальных — указали их вероятную физическую природу. Из результатов можно выделить два. Во-первых, природа одного из объектов так и осталась неясна. Во-вторых, «переменности» не обнаружили у некоторых объектов, для которых она ожидалась — в частности, для центра Галактики и молодых нейтронных звезд.
Подробней на Лента.РУ
08/05/2013
Космический телескоп им. Кеплера за годы своей работы обнаружил более 2700 транзитных кандидатов в планеты, но далеко не все из них действительно являются планетами. Ряд астрофизических явлений способны имитировать транзитные сигналы и приводить к ложным открытиям. По расчетам разных авторов, доля ложных открытий среди транзитных кандидатов Кеплера в размерном классе гигантов достигает 34.8 ± 6.5% или 29.3 ± 3.1%.
Поэтому критически важным является подтверждение планетной природы транзитных кандидатов методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. В частности, такие измерения проводятся с помощью спектрографа SOPHIE обсерватории Верхнего Прованса, а также спектрографа Северный HARPS на Национальном телескопе Галилео в Ла Пальма (Испания). Европейские ученые сконцентрировались на проверке транзитных кандидатов размерного класса гигантов у сравнительно ярких звезд (ярче +14.7 видимой звездной величины). В результате они подтвердили планетную природу транзитного кандидата KOI-889.01 и измерили его массу, а также существенно уточнили все параметры (включая параметры родительской звезды) уже известной системы KOI-200.
KOI-889 (KIC 757450) – сравнительно тусклая (видимая звездная величина +15.26) звезда главной последовательности спектрального класса G8 V. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.06 солнечных масс, радиус - 0.88 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость чуть выше половины солнечной светимости. Расстояние до системы составляет 1140 +250/ -160 пк.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 8.88492 земных суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.03 ± 0.06 радиусов Юпитера. Измерение лучевой скорости KOI-889 позволило измерить массу гиганта (9.9 ± 0.5 масс Юпитера), вычислить его среднюю плотность (11 ± 2 г/куб.см) и определить эксцентриситет орбиты, оказавшийся равным 0.57 ± 0.01! Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.034 ± 0.002 а.е. в перицентре до 0.126 ± 0.008 а.е. в апоцентре, т.е. в 3.7 раза, а эффективная температура планеты – от 680 до 1330К.
Горячий гигант KOI-200 b был представлен в прошлом году, но тогда его параметры (как и параметры всей системы) были определены с большими погрешностями. Так, после получения качественных спектров звезды KOI-200 ее спектральный класс изменился со среднего G до F8 V, масса звезды увеличилась до 1.40 +0.14/ -0.11 солнечных масс, радиус – до 1.51 ± 0.14 солнечных радиусов, а расстояние до системы увеличилось почти вдвое – до 1330 ± 170 пк. Как оказалось, звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Заявленные параметры планеты тоже изменились. Теперь ее масса оценивается в 0.68 ± 0.09 масс Юпитера (почти в полтора раза больше!), радиус – в 1.32 ± 0.14 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.37 ± 0.13 г/куб.см. Тем самым планета KOI-200 b стала ближайшим аналогом Осириса ( HD 209458 b), хорошо изученного транзитного горячего гиганта. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.084 ± 0.014 а.е. и эксцентриситетом 0.29 ± 0.06, и делает один оборот за 7.34072 земных суток.
На сайте миссии Кеплер эти системы получили также и официальные названия: KOI-200 теперь называется Kepler-74, а KOI-889 – Kepler-75, пишет сайт Планетные системы.
07/05/2013
 Российские ученые Александр Гуревич и Анатолий Карашин представили экспериментальные подтверждения неожиданного факта: в формировании грозовых разрядов принимают участие космические лучи, то есть заряженные частицы из космоса. Несмотря на то что электрическая природа молнии была установлена еще Бенджамином Франклином в XVIII веке, относительно процессов формирования самого электрического разряда в атмосфере остается множество загадок. Первым природу молний объяснил американский ученый, журналист и политический деятель Бенджамин Франклин в 1752 году. Во время грозы он запустил воздушного змея с прикрепленным к шнуру металлическим ключом и увидел, как от ключа разлетаются искры. Франклин заключил, что молния — это электрический разряд, возникающий между облаками и Землей, пишет Лента.РУ.
05/05/2013
Начиная с декабря 2011 года, когда команда Кеплера представила первый мини-нептун в обитаемой зоне ( Kepler-22 b), планет с радиусом порядка радиуса Земли, а также планет с земным (или близким к земному) температурным режимом с каждым днем становится известно все больше и больше. Среди первых можно назвать землеразмерные планеты Kepler-20 e и Kepler-20 f, все три планеты системы Kepler-42, Kepler-68 c – впрочем, все слишком горячие, чтобы быть обитаемыми. Среди вторых – две суперземли в системе Kepler-62, обе попадающие в обитаемую зону своей звезды, и суперземля Kepler-69 b, лишь немного не дотягивающая до этой зоны. Не за горами день, когда американские астрономы представят первые землеразмерные планеты в обитаемой зоне, первые аналоги Земли.
Многие транзитные кандидаты небольшого размера, попадающие в обитаемую зону своих звезд (список из 11 кандидатов можно посмотреть, например, здесь (табл. 2)), вращаются вокруг звезд холоднее 4100К (т.е. вокруг поздних оранжевых, а также красных карликов). Тому есть несколько причин:
– у небольшой красной звезды глубина транзита оказывается больше, чем для той же самой планеты, но вращающейся вокруг солнцеподобной звезды,
– системы красных карликов более компактны, а значит, Кеплер может отследить больше транзитов за период наблюдений,
– из-за невысокой светимости звезды ее обитаемая зона расположена ближе, чем у солнцеподобной звезды (а значит, геометрическая вероятность транзита выше), и т.п.
Проблема состоит в том, что физические параметры звезд с температурами фотосферы около 4 тыс.К плохо определяются из их спектров. Ошибки в определении их массы и радиуса могут достигать десятков процентов, а это автоматически отражается на точности определения параметров планет.
24 апреля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Дэвида Шарбонно с коллегами о подтверждении планетной природы транзитного кандидата KOI-1361.01, получившего также название Kepler-61 b. Его родительская звезда – поздний оранжевый карлик спектрального класса K7 V, температура фотосферы которого как раз близка к 4 тыс.К. В каталоге Кеплера параметры этой звезды были определены так: спектральный класс M0 V, масса равна 0.53 солнечных масс, радиус - 0.51 солнечных радиусов. Чтобы точнее определить параметры звезды, авторы статьи сравнили ее спектральные свойства с четырьмя близкими к Солнцу (и оттого хорошо изученными) звездами примерно такого же спектрального класса: GJ 380, GJ 338 A , GJ 338 B и GJ 820 B. В результате они получили другие, более надежные оценки параметров звезды Kepler-61. Так, по данным Шарбонно и его коллег, ее масса составляет 0.635 ± 0.037 солнечных масс, радиус – 0.62 +0.02/ -0.05 солнечных радиусов, период вращения вокруг своей оси – 36 земных суток.
Кривая блеска звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал глубиной около 1090 ppm и периодом 59.8776 ± 0.0002 земных суток, соответствующий планете радиусом 2.15 ± 0.13 радиусов Земли. Эффективная температура планеты оценивается авторами в 273 ± 13К (в предположении альбедо, равного 0.3). Температурный режим Kepler-61 b является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры; однако с учетом плотной протяженной атмосферы, почти наверняка создающей сильный парниковый эффект, эта планета все-таки не может считаться потенциально обитаемой.
К сожалению, тусклость звезды Kepler-61 (ее видимая звездная величина +15) не позволяет измерить массу планеты Kepler-61 b методом измерения лучевых скоростей. Из-за отсутствия в этой системе других транзитных планет метод тайминга транзитов здесь тоже не работает. Поэтому авторы статьи ограничились тем, что провели тщательный анализ физических явлений, способных имитировать транзитный сигнал, и убедились в их отсутствии. По их оценкам, вероятность того, что Kepler-61 b является ложным открытием, составляет 1:31500, пишет сайт Планетные системы.
04/05/2013
Еще 10 лет назад было замечено, что планетные системы звезд промежуточной массы (1.5-5 солнечных масс) отличаются от планетных систем солнцеподбных звезд. Как правило, их планеты массивны и вращаются вокруг своих звезд по широким орбитам с небольшим эксцентриситетом. Планеты с величиной большой полуоси орбиты, меньшей 0.78 а.е., у подобных звезд почти не встречаются.
Для объяснения этого факта было выдвинуто несколько гипотез. Согласно одной из них, короткое время диффузии углового момента в протопланетных дисках F и A-звезд препятствует образованию планет ближе 0.5-0.6 а.е. Согласно другой, планеты на тесных орбитах поглощаются своей звездой на стадии ее превращения в красный гигант. (Обнаружение планет у звезд промежуточной массы на стадии главной последовательности практически невозможно из-за отсутствия в их спектрах узких линий поглощения, что не позволяет измерять лучевые скорости таких звезд с требуемой точностью; планеты у них ищутся уже после схода с главной последовательности и превращения в оранжевые и красные гиганты).
26 апреля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы польских астрономов, ведущих поиск внесолнечных планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд на 9.2-метровом телескопе им. Хобби-Эберли в рамках обзора PTRS (Penn State - Toruń Planet Search), об открытии двух планет-гигантов у К-гигантов HIP 78407 и HD 233604. Одна из этих звезд – красный гигант промежуточной массы, у другой масса близка к солнечной.
Итак, звезда HIP 78407 удалена от нас на 585 +2046/ -256 пк (параллакс звезды, измеренный спутником Гиппаркос, составляет всего 1.71 ± 1.33 миллисекунд, отсюда такая низкая точность определения расстояния). Это гигант спектрального класса K0, его масса оценивается в 1.1 ± 0.2 солнечных масс, радиус – в 14.7 ± 2.8 солнечных радиусов. HIP 78407 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды оценивается в 7.1 ± 4.2 млрд. лет.
В период с 23 марта 2005 года по 10 сентября 2011 года было сделано 38 замеров лучевой скорости HIP 78407.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HIP 78407 b составляет 1.1 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.54 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ± 0.1, и делает один оборот за 137.5 земных суток. Из-за высокой светимости звезды ее температурный режим соответствует температурному режиму горячих юпитеров.
Расстояние до звезды HD 233604 вообще не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+10.4) его можно грубо оценить в 590 пк. Ее спектральный класс K5, масса оценивается в 1.5 ± 0.3 солнечных масс, радиус – в 10.9 ± 0.6 солнечных радиусов. В отличии от HIP 78407, HD 233604 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.3 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды составляет 2.4 ± 1.8 млрд. лет.
С 11 января 2004 года по 14 февраля 2012 года было сделано 33 замера лучевой скорости этой звезды.
Минимальная масса планеты HD 233604 b составляет 6.6 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.747 а.е. и делает один оборот за 192 земных суток. По своему температурному режиму она также является горячим юпитером.
Разница между обеими планетами укладывается в уже подмеченную закономерность для планет у звезд промежуточной массы - HD 233604 b более массивна, эксцентриситет ее орбиты мал, величина большой полуоси лишь немного меньше «порога» в 0.78 а.е.
Интересно, что в спектре звезды HD 233604 обнаружены довольно сильные линии лития. Литий сгорает в звездах еще на стадии протозвезды, так что наличие в атмосфере HD 233604 лития может свидетельствовать о недавнем поглощении ею одной из своих планет-гигантов, пишет сайт Планетные системы.
04/05/2013
Специалисты НАСА получили подтверждение, что марсоход Opportunity ("Оппортьюнити") выполнил серию посланных ранее с Земли команд, говорится в сообщении на сайте НАСА.
В конце апреля Opportunity, десятый год работающий на поверхности Марса, во время перерыва в связи с Землей перезагрузился и вошел в "спящий" режим. Инженеры тогда рассчитывали вернуть аппарат в рабочее состояние в ближайшее время.
"Opportunity больше не находится в спящем режиме и продолжает нормальную работу", — говорится в сообщении, передает РИА Новости.
03/05/2013
Группа европейских астрономов, среди которых есть и наш бывший соотечественник – сотрудник Главной астрофизической обсерватории Национальной академии наук Украины Олег Иванюк – обнаружила необычную планетную систему. Два легких нептуна, вращающиеся вокруг солнцеподобной звезды HD 41248, оказались связаны очень редким орбитальным резонансом 7:5.
Орбитальные резонансы различных порядков – весьма распространенное явление в системах из нескольких тел, связанных взаимным притяжением. В Солнечной системе планеты-гиганты Юпитер и Сатурн близки к резонансу 5:2, Нептун и Плутон связывает резонанс 3:2, а три галилеева спутника Ио, Европу и Ганимед объединяет резонанс 4:2:1. Орбитальные резонансы возникают, когда периоды обращения различных небесных тел (планет, спутников, астероидов и т.п.) относятся друг к другу как небольшие целые числа – так, за то время, которое Ганимед тратит на один оборот вокруг Юпитера, Европа совершает два оборота, а Ио – четыре. Орбитальные резонансы приводят к тому, что взаимное расположение резонансных тел регулярно повторяется, причем это может как стабилизировать систему, так и, наоборот, сделать ее неустойчивой и в дальнейшем привести к распаду.
Среди внесолнечных планетных систем резонансные конфигурации также встречаются довольно часто. Например, две планеты-гиганта в системе HD 60532 связаны друг с другом орбитальным резонансом 3:1, а два нептуна в системе Kepler-29 – необычным резонансом 9:7. Уникальный пример орбитального резонанса высокого порядка 7:5 был обнаружен в системе HD 41248.
HD 41248 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 52.4 ± 2 пк. Ее масса оценивается в 0.92 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.78 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость близка к 0.68 солнечных. HD 41248 отличается очень низким (для звезды диска Галактики) содержанием тяжелых элементов – их в 2.7 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды не превышает 5 млрд. лет (скорее всего – около 2 млрд.).
Мониторинг звезды HD 41248 проводился на 3.6-метровом телескопе Южно-европейской обсерватории с помощью высокоточного спектрографа HARPS в течение 7.5 лет, всего было сделано 62 замера лучевой скорости. Очень низкая хромосферная активность звезды позволила измерять ее лучевые скорости с точностью немногим лучше 1 м/сек. Обработав полученные ряды наблюдений, европейские астрономы обнаружили две планеты с минимальными массами ( параметром m sin i) 12.3 (точнее, от 6.9 до 16.5) и 8.6 (точнее, от 3.6 до 15.1) масс Земли, вращающиеся вокруг своей звезды с периодами 18.36 и 25.65 земных суток. Амплитуда лучевой скорости, наводимой планетами на свою звезду, составила всего ~2.9 и ~1.8 м/сек, что говорит о близости обеих планет к порогу обнаружения даже одним из лучших в мире современных спектрографов.
Авторы открытия называют обе планеты суперземлями, но, скорее всего, они являются легкими нептунами (хотя, конечно, огромные погрешности в определении массы оставляют некоторый шанс и для суперземель). По температурному режиму HD 41248 b и HD 41248 c попадают в область очень теплых планет (a/R эф ~ 0.17 и ~ 0.21, соответственно).
Также европейские астрономы исследовали динамическую устойчивость системы и нашли, что резонанс 7:5 и выравнивание линии апсид обеих планет делает ее устойчивой. Однако планетная система HD 41248 гораздо ближе к хаотическому поведению, чем, скажем, система из Солнца, Юпитера и Сатурна, что делает ее изучение особенно интересным, пишет сайт Планетные системы.
02/05/2013
 Сотрудник Государственного минералогического музея имени Вернадского РАН Андрей Злобин заявил об обнаружении трех предположительных фрагментов тунгусского метеорита. Препринт статьи с описанием найденных камней ученый выложил в архив Корнельского университета, кратко ее содержание пересказывает блог издания Technology Review.
Поиски фрагментов метеорита Злобин начал с так называемой Сусловской воронки, над которой, как считают многие специалисты, произошел взрыв Тунгусского болида. После проведения безрезультатных раскопок в 10 различных точках воронки, ученый решил продолжить поиски на берегах реки Хушмы. Здесь, по предположению Злобина, могли длительное время собираться материалы небесного тела.
На берегу Хушмы Злобину удалось обнаружить три камня, которые, по его словам, с высокой вероятностью являются фрагментами метеорита. В качестве аргумента в пользу внеземного происхождения камней ученый приводит характерные вмятины на их поверхности, напоминающие метеоритные регмаглипты, образующиеся при движении тел с большой скоростью в атмосфере.
По словам Злобина, образцы были найдены в ходе экспедиции, предпринятой им еще в 1988 году, однако с тех пор не подвергались анализу. Причины такой задержки исследования ученый в препринте не поясняет. Кроме того, Злобин не провел химического и кристаллографического анализа найденных камней, а препринт его статьи не прошел стандартную процедуру научного рецензирования.
На основе опроса очевидцев известно, что взрыв в районе реки Подкаменной Тунгуски произошел 30 июня 1908 года в 7:14 по местному времени. Взрывной волной был повален лес на площади около 2000 квадратных километров, однако кратера обнаружено не было (недавно об обнаружении предполагаемого кратера сообщали итальянские ученые). В район предполагаемого падения несколько раз отправляли экспедиции, самую известную из которых возглавлял Леонид Кулик. Достоверных фрагментов взорвавшегося в районе Тунгуски небесного тела до сих пор обнаружить не удавалось. По наиболее распространенной среди ученых версии, взрыв был вызван вхождением в атмосферу ледовой кометы, большая часть материала которой испарилась.
|
|
|
