|
|
августа
13/08/2013
 Астрономы описали вспышку сверхновой, которая произошла еще в 2005 году, но не была замечена из-за слишком большого расстояния. Ученые нашли сверхновую при изучении архивных снимков, полученных в рамках проекта Sloan Digital Sky Survey; подробности приведены в препринте статьи, принятой к публикации журналом The Astrophysical Journal.
Несмотря на то, что вспышка давно погасла и остатки взрыва в принципе невозможно рассмотреть в существующие телескопы, исследователи получили из архива достаточно много информации. Им удалось определить тип галактики, где произошел взрыв: это неправильная галактика, напоминающая Большое Магеланово облако. Ученые выяснили и то, как менялась яркость света на протяжении месяца, что, в свою очередь, позволило определить и тип вспышки.
По кривой затухания вспышка достаточно близка к вспышке SN2007bi (цифры в названии обозначают год фиксации). SN2007bi примечательна как повышенной яркостью, так и тем, что она возникла при коллапсе звезды с очень большой массой, вплоть до 200 солнечных. Новая вспышка, как считают исследователи, была связана не с коллапсом звезды, а со взрывом магнетара. На сегодня у астрономов не так много свидетельств экстремально ярких сверхновых, поэтому авторы новой работы рассчитывают уточнить свои представления о природе подобных вспышек по мере накопления данных.
Обзор неба, который позволил ученым получить информацию о сверхновой, носит название Слоановского цифрового небесного обзора, SDSS. В рамках этого проекта, первая фаза которого была запущена еще в 2000 году широкоугольный телескоп с диаметром зеркала 2,5 метра автоматически снимает ночное небо. Матрицы общим размером в 120 мегапикселей каждую ночь добавляют около 200 гигабайт данных, которые затем систематизируются и выкладываются в открытый доступ.
На основе этих снимков астрономы могут, например, проводить предварительное изучение объектов, которые затем будут исследоваться при помощи больших телескопов (как правило, с очень плотным графиком работы и высокой ценой наблюдений). Кроме того, SDSS применяется для статистических исследований, где важен как можно больший охват различных объектов. Для поиска и классификации галактик, попавших на изображения SDSS организован специальный любительский проект Galaxy Zoo, участники которого смогли обнаружить ранее неизвестный ученым тип галактик. В 2009 году телескоп обсерватории в Нью-Мексико, используемый для проекта SDSS, признали самым важным для науки телескопом года, пишет Лента.РУ.
13/08/2013
Зонд НАСА "Джуно" (Juno) пролетел половину своего пути к Юпитеру, на орбиту которого он должен выйти в 2016 году, говорится в сообщении американского космического агентства.
В понедельник, в 12.25 по Гринвичу (16.25 мск) одометр зонда зафиксировал, что "Джуно" пролетел с момента старта 9,46 астрономической единицы, или примерно 1,42 миллиарда километров. В этот момент аппарат находился в 55,46 миллиона километров от Земли, передает РИА Новости.
13/08/2013
; Наземный транзитный обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope = Тысячеградусный экстремально маленький телескоп) ищет внесолнечные планеты с сентября 2006 года. Он основан на наблюдениях с помощью маленького автоматического телескопа, который может находиться в широкоугольном или узкоугольном наблюдательном режимах. В широкоугольном режиме апертура линзы составляет всего 42 мм, в этом случае камера формирует изображение участка неба размером 26х26 градусов с разрешением 23 угловых секунды на пиксель. В узкоугольном режиме апертура линзы составляет 71 мм, наблюдается участок небесной сферы размером 10.8х10.8 градусов, а разрешение увеличивается до 9.5 угловых секунд на пиксель. Обзор рассчитан на поиск транзитов у сравнительно ярких звезд северного неба (8-10 видимой звездной величины со склонениями от +19 до +45 градусов). В рамках этого обзора уже был открыт транзитный коричневый карлик и два транзитных горячих юпитера KELT-2A b и KELT-3 b.
10 августа 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию новой транзитной экзопланеты KELT-6 b.
KELT-6 удалена от нас на 222 ± 8 пк. Это слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса F8, чья масса оценивается в 1.09 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.58 +0.16/ -0.1 солнечных радиусов, а светимость примерно в 3.1 раза превышает солнечную. Возраст KELT-6 составляет 6.1 ± 0.2 млрд. лет. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Звезда KELT-6 (вместе с другими звездами наблюдательного поля 08) мониторилась с декабря 2006 года по июнь 2011-го, всего было получено 7359 фотометрических замеров. Обработка данных показала наличие транзитного сигнала с периодом 7.8457 земных суток и глубиной около 5 mmag (1 mmag = 1/1000 звездной величины). Проверка транзитного кандидата методом измерения лучевых скоростей родительской звезды показала колебания лучевой скорости KELT-6 с тем же периодом и амплитудой 42.8 ± 4.5 м/сек (кроме того, был обнаружен линейный дрейф лучевой скорости звезды, говорящий о наличии в этой системе третьего тела на широкой орбите).
Итак, KELT-6 b – транзитный горячий сатурн массой 0.43 ± 0.05 масс Юпитера и радиусом 1.19 +0.13/ -0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 0.31 ± 0.08 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.079 ± 0.001 а.е. (~10.8 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.22 +0.12/ -0.10. Эффективная температура KELT-6 b (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 1313 +59/ -38 К.
Степень нагрева и ускорение свободного падения на поверхности планеты KELT-6 b оказываются очень близкими к аналогичным параметрам хорошо изученного горячего юпитера HD 209458 b (Осириса), с той только разницей, что металличность звезды KELT-6 гораздо ниже металличности HD 209458. Сравнительное изучение обеих планет может дать важную информацию о влиянии содержания тяжелых элементов в родительских звездах на свойства их планет, пишет сайт Планетные системы.
11/08/2013
Поток газа, пролегающий между Магеллановыми облаками, галактиками-спутниками Млечного Пути, образовался большей частью из вещества Малого Магелланова облака два миллиарда лет назад, а затем дополнился газом Большого Магелланова облака, говорится в статье, опубликованной в Astrophysical Journal.
"Интересно, что все остальные галактики-спутники Млечного пути лишились своего газа. Магеллановы облака смогли его удержать и все еще способны порождать новые звезды, потому что у них больше массы, чем у других спутников. Но по мере приближения к Млечному пути, его гравитация влияет на них все сильнее, к тому же они начинают соприкасаться с его галактическим гало и испытывать давление горячего газа. Этот процесс, вместе с гравитационным "перетягиванием каната" между самими Магеллановыми облаками, и приводит к образованию потока. Мы видим вещество, вытягивающееся из Магеллановых облаков по мере их приближения к Млечному пути", — пояснил один из авторов исследования Эндрю Фокс (Andrew Fox) из Университета Джонcа Хопкинса в Балтиморе (США).
Астрономы под руководством Фокса при помощи снимков телескопа "Хаббл" измерили содержание тяжелых элементов в шести участках Магелланова потока. Для этого они использовали свет квазаров — очень ярких центральных областей галактик. Излучение от квазаров, проходящее через поток, позволило астрономам определить его состав по особенностям поглощения ультрафиолета молекулами газа.
В основной части потока ученые обнаружили большие объемы кислорода и серы, соответствующие их количествам в Малом Магеллановом облаке два миллиарда лет назад. Неожиданным для астрономов стало обнаружение еще большего количества серы в части потока, близкой к Большому Магелланову облаку. Астрономы предполагают, что этот участок образовался из вещества Большого Магелланова облака после основной части потока.
В конце концов, Магелланов поток вольется в галактический диск Млечного пути и станет "топливом" для рождения новых звезд, полагают ученые, передает РИА Новости.
10/08/2013
Группа китайских астрономов под руководством Яна Мина (Yang Ming) проанализировала кривые блеска всех транзитных кандидатов Кеплера в многопланетных системах, которые были выложены в открытый доступ, за первые 15 наблюдательных кварталов (т.е. за период до 1350 суток). Ученые искали вариации времени наступления транзитов, вызванные гравитационным влиянием планет друг на друга; этот метод называется таймингом транзитов. Взаимное гравитационное влияние планет оказывается наиболее заметным в случае, если они связаны орбитальными резонансами низкого порядка, например, 2:1 или 3:2. В этом случае отклонения времени наступления транзитов от среднего значения могут достигать десятков минут и даже часов.
В результате своего исследования китайские астрономы подтвердили планетную природу 8 транзитных кандидатов в 4 многопланетных системах и получили верхние пределы на их массы. Некоторые из этих верхних пределов накладывают серьезные ограничения на состав изученных транзитных планет. Как и ожидалось, все 8 кандидатов связаны орбитальными резонансами низкого порядка. Все они имеют температурный режим Меркурия или еще горячее.
Система KOI-1236
KOI-1236 – звезда главной последовательности несколько ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.31 солнечных масс, радиус – в 1.27 солнечных радиусов, светимость примерно втрое превышает солнечную. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.66), его можно грубо оценить в 1000 пк.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 12.31, 35.744 и 54.4 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.6 ± 1.1, 4.3 ± 1.8 и 3.1 ± 1.3 радиусов Земли (т.е. попадающим в размерный класс «нептунов»). Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2, они влияют друг на друга достаточно заметно, чтобы можно было оценить их массы. Однако поскольку эксцентриситет их орбит неизвестен, были получены только верхние пределы, составляющие 62 и 49 земных масс. Скорее всего, массы обеих планет в несколько раз меньше. Влияние самой внутренней планеты на других членов системы обнаружить не удалось, так что она остается пока в статусе транзитного кандидата.
Система KOI-1563
KOI-1563 – звезда главной последовательности спектрального класса K. Ее масса составляет 0.89 солнечных масс, радиус – 0.87 солнечных радиусов. Видимая звездная величина этой звезды достигает +15.81, что соответствует удаленности ~875 пк.
Кривая блеска KOI-1563 демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 3.2, 5.487, 8.29 и 16.74 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 2.16 ± 0.77, 3.6 ± 1.3, 3.3 ± 1.1 и 3.7 ± 1.3 радиусов Земли. Две средние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы методом тайминга транзитов можно было бы оценить их массы. Однако тут возникает та же проблема, что и с системой KOI-1236: эксцентриситет орбит планет неизвестен, поэтому вместо точных масс получены только верхние пределы. Согласно расчетам авторов исследования, эти пределы равны 9.0 ± 5.4 земных масс для второй планеты и 7.7 ± 4.1 земных масс для третьей. С учетом радиусов это приводит к низкой средней плотности обеих планет (< 1 и <1.2 г/куб.см для второй и третьей планеты, соответственно), что говорит о значительной доле летучих элементов в их составе. Поскольку третья и четвертая планета близки к орбитальному резонансу 2:1, а заметного влияния четвертой планеты на третью обнаружено не было, авторы находят и верхний предел на массу четвертой (самой внешней) планеты – 7.57 масс Земли. По всей видимости, KOI-1563 представляет собой компактную систему из легких нептунов.
Система KOI-2038
KOI-2038 – солнцеподобная звезда с массой 0.95 и радиусом 0.84 солнечных масс и радиусов, соответственно, ее светимость составляет 2/3 солнечной. Судя по видимой звездной величине (+14.78), она удалена от нас примерно на 800 пк.
Кривая блеска KOI-2038 также демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 8.306, 12.512, 17.913 и 25.22 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 1.99 ± 0.86, 2.2 ± 0.95, 1.56 ± 0.68 и 1.6 ± 0.7 радиусов Земли. Две внутренние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2, удалось получить верхние пределы на их массы. Две внешние планеты пока остаются в статусе планетных кандидатов.
Итак, верхние пределы на массы первой и второй планет оказываются равными 14.8 ± 4.2 и 18.9 ± 5.2 земных масс. Скорее всего, истинные массы этих планет в несколько раз меньше (с учетом радиусов они приводят к неправдоподобно высокой средней плотности ~10 г/куб.см). Массы третьей и четвертой планет в этой системе должны быть меньше 42.5 и 8.6 масс Земли, иначе их гравитационное влияние на внутренние планеты уже было бы замечено.
Система KOI-2672
KOI-2672 – еще одна солнцеподобная звезда, которая оказывается несколько ярче (+11.9) и ближе (расстояние ~256 пк) остальных. Ее масса оценивается в 0.84 солнечных масс, радиус – в 1.04 солнечных радиусов. Ее кривая блеска демонстрирует только два транзитных сигнала с периодами 43 и 88.5 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.5 ± 1.4 и 5.3 ± 2.1 радиусов Земли. Планеты очень близки к орбитальному резонансу 2:1. Верхние пределы на их массы составляют 80 ± 3.5 и 17 ± 2 массы Земли, соответственно. Очевидно, истинная масса внутренней планеты много меньше своего верхнего предела – судя по размерам, обе они являются нептунами.
Обобщив результаты научных групп, пользующихся методом тайминга транзитов, Ян Мин с коллегами отметил, что среди пар планет, связанных орбитальными резонансами, 36% связаны резонансом 2:1 и 30% - резонансом 3:2 (остальные связаны резонансами более высоких порядков), пишет сайт Планетные системы.
08/08/2013
Американское аэрокосмическое агентство НАСА в четверг запустило первую русскоязычную страницу — русский раздел открылся на портале со снимками марсианской поверхности, сделанными камерой HiRISE на борту зонда MRO.
"Мы — единственная действующая миссия НАСА, которая располагает доступным для публики веб-ресурсом на русском языке. Это имеет большое значение, поскольку Россия является партнером США в работе на Международной космической станции", — сказал РИА Новости Израэль Эспиноза (Yisrael Espinoza), координатор проекта HiRISE по работе с медиа.
Камера HiRISE на борту зонда MRO (Mars Reconnaissance Orbiter), который работает на околомарсианской орбите с 2006 года, создана в университете Аризоны и может делать снимки с разрешением около 30 сантиметров на пиксель — это самые детальные снимки Марса, сделанные с орбиты.
Ученые, работающие с камерой, решили сделать сайт со снимками Марса доступным для людей, не знающих или плохо знающих английский язык, и создали волонтерский проект HiTranslate. Добровольцы-участники этого проекта переводят на другие языки подписи к фотографиям, пояснения и статьи на сайте. К настоящему моменту на портале HiRISE уже существуют девять языковых разделов — на французском, испанском, итальянском, португальском, нидерландском, исландском, греческом и арабском. Теперь запущен десятый — русский — раздел ( uahirise.org/ru/).
"Команда русских волонтеров самая большая из всех, в нее входит около 60 человек. Они участвуют не только в создании русского раздела, но и нашего аккаунта в сети Tumblr", — отмечает Эспиноза.
Помимо этого, благодаря участникам проекта HiTranslate у камеры HiRISE в начале июня появился русскоязычный аккаунт в Twitter. Пишут РИА Новости.
08/08/2013
 Астрономы из Технологического института в Нью-Джерси (США) опубликовали снимки поверхности Солнца, сделанные при помощи специального солнечного телескопа. Инструмент, установленный в обсерватории Биг-Беарс, имеет зеркало диаметром 1,6 метра и позволяет ученым получать изображения с ранее недоступным качеством. Подробности приводятся на сайте института.
Исследователи получили изображения солнечного пятна, которые по степени детализации превосходят все ранее сделанные снимки подобных объектов. Астрономы поясняют, что рост качества фотографий позволяет рассмотреть тонкие детали, важные для проверки ряда теорий о роли магнитных полей в жизни Солнца.
Видимые на изображении тонкие волокна (их толщина составляет несколько тысяч километров) образуются за счет движения плазмы вдоль силовых линий магнитного поля. Изучение узора, образуемого этими линиями, позволяет астрофизикам восстановить картину магнитного поля.
Изучение магнитного поля в фотосфере Солнца необходимо для того, чтобы лучше понять механизм образования как солнечных пятен, так и коронарных выбросов. Эти исследования имеют в том числе и практическое значение, поскольку солнечные вспышки приводят к выбросу плазменных сгустков. Заряженные частицы, достигая Земли, возмущают магнитное поле планеты и провоцируют магнитные бури, способные повредить линиям электропередач и нарушить нормальную работу линий связи. Кроме того, поток протонов и ядер гелия со стороны крупной солнечной вспышки является по сути сфокусированным пучком ионизирующего излучения, а это несет прямую угрозу космонавтам, особенно во время выходов в открытый космос или при полетах за пределы магнитосферы Земли.
07/08/2013
Специалисты НАСА начали подготовку нового марсианского орбитального зонда Maven (Mars Atmosphere and Volatiles Evolution) к запуску, который намечен на ноябрь, сообщает РИА Новости со ссылкой на пресс-службу американского космического агентства.
Накануне аппарат был доставлен в космический центр НАСА имени Кеннеди, где находится комплекс подготовки к запуску. Специалисты центра проверили зонд и пришли к выводу, что он находится в хорошем состоянии и не пострадал при транспортировке. В предстоящие дни инженеры дособерут зонд, подсоединят элементы, снятые при перевозке. Затем начнется проверка аппарата — тестирование программного обеспечения, мехнизмов развертывания солнечных батарей и антенн.
Запуск аппарата может состояться в течение 20-дневного стартового окна, которое откроется 18 ноября.
Проект Maven, одобренный НАСА в октябре 2010 года, призван выяснить, как Марс потерял большую часть своей атмосферы. Ученым известно, что в прошлом у Марса была более плотная атмосфера, допускающая наличие на поверхности жидкой воды. Большая часть этой атмосферы была потеряна. Зонд Maven проведет точные измерения сегодняшней скорости потери атмосферы, что даст ученым возможность определить, какую роль эта потеря сыграла в изменении марсианского климата,
"Maven не будет искать жизнь. Но он поможет нам понять историю климата (Марса), то есть историю его пригодности для жизни", — сказал научный руководитель проекта Брюс Яковски (Bruce Jakosky), планетолог из университета Колорадо в Боулдере.
Maven может присоединиться к другим орбитальным зондам НАСА, уже изучающим Марс — Mars Odyssey, работающему с 2001 года, более новому Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), а также к европейскому Mars Express. Кроме того, в 2016 году в рамках совместного проекта НАСА и ЕКА планируется запуск аппарата Mars Trace Gas Mission (TGM), который также будет детально исследовать марсианскую атмосферу.
07/08/2013
 Ученым из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики с помощью анализа послесвечения гамма-всплеска удалось рассмотреть крайне удаленную раннюю галактику, которая недоступна для прямого наблюдения. Исследование опубликовано в журнале The Astrophysical Journal ( препринт), кратко о его результатах можно прочитать на сайте астрофизического центра.
Послесвечение гамма-всплеска вызывается быстрым разогреванием вещества, которое окружает взорвавшуюся сверхновую. Проходя через галактику, оно частично поглощается веществом, поэтому его спектральный анализ способен рассказать о химическом составе звездного скопления.
Гамма-всплеск GRB 130606A был зафиксирован специализированной орбитальной обсерваторией Swift шестого июня. Он длился всего четыре минуты (что довольно много для гамма-всплеска) и уже через несколько часов астрономам удалось организовать наблюдение за вызванным им послесвечением. Спектр послесвечения был получен с помощью телескопов MMT в Аризоне и «Джемини» на Гавайях.
Вызвавший всплеск взрыв сверхновой произошел 12,7 миллиардов лет назад. Галактики, которые в это время существовали во Вселенной, относятся к очень ранним (Большой взрыв датируется 13,7 миллиардами лет назад). По словам ученых, прямое наблюдение за звездами настолько удаленной галактики невозможно, поэтому взрыв сверхновой стал удачной возможностью определить состав ранней галактики. Так, ученым удалось установить, что по сравнению с Млечным путем она содержала примерно в десять раз меньше элементов тяжелее лития. Такие элементы не существовали до начала свечения первых звезд. Знание об их накоплении имеет важное значение для понимания процессов развития ранней Вселенной, пишет Лента.РУ.
06/08/2013
Астрономы из США и Японии получили снимки самой маленькой планеты из числа тех, которые можно сфотографировать при помощи современных телескопов. На новом снимке видна GJ 504b, расположенная в 57 световых годах от Земли и имеющая массу в четыре массы Юпитера. Подробнее об открытии со ссылкой на препринт ученых рассказывается на официальном сайте NASA.
Планета относится к числу газовых гигантов. Она удалена от звезды на 43,5 астрономические единицы, то есть она в 43,5 раз дальше от светила, чем Земля от Солнца. Так как звезда GJ 504, известная также под названием 59 Девы, является желтой звездой спектрального класса G, то планета получает примерно столько же тепла, сколько получала бы в Солнечной системе на аналогичном расстоянии. Температура небесного тела, удаленного от звезды дальше, чем Нептун от Солнца, оценивается в -237 градусов Цельсия.
Исследователи подчеркивают, что расстояние до планеты оценивается приблизительно, так как плоскость ее орбиты может быть вовсе не перпендикулярна оси наблюдения. Большое удаление от звезды (как минимум в девять раз дальше Юпитера) не получается объяснить в рамках наиболее распространенных моделей формирования газовых гигантов. По этой причине снимки интересны не только как иллюстрация возможностей современной оптики, но и как свидетельство того, что газовые гиганты могут формироваться в необычных условиях.
Звезда 59 Девы относится к сравнительно молодым звездам, поэтому даже если в системе есть другие планеты с массой около массы Земли, говорить об их обитаемости явно преждевременно. Астрономы утверждают, что возраст звезды составляет всего лишь 160 миллионов лет, пишет Лента.РУ.
06/08/2013
 5 августа 2013 г. на 79-м году жизни скончалась Раиса Ивановна НОСКОВА - кандидат физико-математических наук, бывший научный сотрудник отдела физики эмиссионных звезд и галактик ГАИШ.
Раиса Ивановна Носкова родилась 14 декабря 1934 г. в Москве. В 1958 году закончила астрономическое отделение мехмата МГУ имени Ломоносова и распределилась в Радиоастрономическую обсерваторию в Пущино. В 1963 году пришла на работу в ГАИШ, в отдел Воронцова-Вельяминова, и прошла путь от старшего лаборанта до научного сотрудника отдела физики эмиссионных звезд и галактик. Раиса Ивановна была квалифицированным астрономом-наблюдателем, наблюдала на телескопах Крымской станции ГАИШ. Сначала ее научная работа была посвящена исследованию планетарных туманностей: с помощью собственноручно сделанного прибора она первой в нашей стране получила спектры планетарных туманностей в ближней инфракрасной области, 7000-11000 А. Эти результаты стали основой ее кандидатской диссертации, защищенной в 1978 году. Затем она занималась поверхностной фотометрией и спектральными исследованиями галактик, глубокими спектральными наблюдениями кинематики взаимодействующих галактик. Последняя версия каталога взаимодействующих галактик опубликована с ее соавторством. В дальнейшем много сил она посвятила фотометрическому UBV-мониторингу переменности звезд, родственных протопланетарным объектам, и желтым симбиотическим звездам. Ею опубликовано более 100 научных статей, пишет сайт Астронет.
05/08/2013
Изучение вариаций времени наступления транзитов, вызванных гравитационным взаимодействием планет в многопланетных системах (так называемый TTV-метод), дает возможность подтвердить планетную природу транзитных кандидатов, оценить массы планет и даже обнаружить дополнительные нетранзитные планеты. Достоинство этого метода в том, что он работает даже для достаточно тусклых звезд, на которых «пробуксовывает» метод измерения лучевых скоростей. Особенно чувствительным TTV-метод (он же метод тайминга) становится в случае планет, находящихся в орбитальных резонансах низкого порядка, например, 1:2 или 2:3. В этом случае амплитуда вариаций времени наступления транзитов может достигать десятков минут и даже часов.
Своеобразным рекордсменом по величине вариаций времени наступления транзитов является система KOI-142. Она включает в себя одну транзитную планету размером чуть больше Нептуна (радиус 4.23 +0.3/ -0.4 радиусов Земли) у солнцеподобной звезды KIC 5446285. Средний орбитальный период этой планеты составляет 10.9542 земных суток, однако время наступления отдельных транзитных событий может отклоняться от среднего значения на 10 часов!
15 апреля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы китайских астрономов, проанализировавших вариации времени наступления транзитов кандидата KOI-142.01 и пришедших к выводу, что эти вариации вызваны гравитационным влиянием не транзитной планеты-гиганта массой 0.68 ± 0.03 масс Юпитера, находящейся с планетой KOI-142.01 в орбитальном резонансе 2:1 и имеющей орбитальный период 22.3383 ± 0.0036 земных суток. Строго говоря, резонанс двух планет не строгий, отношение их орбитальных периодов составляет величину 2.03-2.04. Это приводит к регулярному сдвигу точки максимального сближения обеих планет, которая делает один оборот вокруг звезды за ~630 земных суток. С этим же периодом меняется и амплитуда вариаций времени наступления транзитов внутренней планеты.
Как показывают расчеты, наклонение орбиты внешней планеты KOI-142 c на 3.7 +2.7/ -2.1° отклоняется от 90°, так рицельное расстояние оказывается всегда больше единицы, и она никогда не проходит по диску своей звезды. Более того, прецессия плоскости орбиты внутренней планеты KOI-142 b приводит к тому, что ее наклонение также будет уменьшаться, и через ~10 лет она также перестанет быть транзитной!
Авторы статьи предлагают проверить свои выводы методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Внешняя планета KOI-142 c должна наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой ~48 м/сек, что легко может быть измерено такими инструментами, как HIRES или Северный HARPS. Верхний предел на массу внутренней планеты KOI-142 b, оцененный методом тайминга, составляет 17.6 масс Земли, что соответствует амплитуде лучевой скорости звезды ~5 м/сек (что также вполне измеряемо).
По своему температурному режиму обе планеты оказываются горячее Меркурия (отношение a/ Rэф составляет 0.11 и 0.18 для внутренней и внешней планет, соответственно). Система удалена от нас на 385 ± 20 пк, пишет сайт Планетные системы.
02/08/2013
Астрономы получили новые аргументы в пользу теории подледного океана на спутнике Сатурна Энцеладе. Ученые проанализировали снимки, сделанные аппаратом «Кассини». Это позволило выявить зависимость ледяных гейзеров от положения Энцелада относительно Сатурна и обнаруженная зависимость совпадает с той, которая предсказана моделью с океаном внутри спутника. Подробности приводит официальный сайт NASA, на котором также говорится то, что результаты исследования на этой неделе будут опубликованы журналом Nature.
Ученые проанализировали множество снимков, которые были сделаны при помощи автоматического зонда Кассини с 2005 года по настоящее время. На изображениях Энцелада кроме самого небесного тела были видны также выбрасываемые ледяными гейзерами облака из кристаллов льда и замороженных газов, причем размер этих облаков был непостоянен. Сопоставление фотографий, полученных в разное время, показал зависимость активности гейзеров от положения спутника Сатурна в пространстве.
Астрономы выяснили, что когда Энцелад находится ближе всего к планете, гейзеры наименее активны. По словам Мэтта Хедмана, ведущего автора исследования, гейзеры «ведут себя подобно садовому разбрызгивателю с регулируемой насадкой. Когда Энцелад ближе к Сатурну, кран почти закрыт, а когда он дальше всего — открыт полностью». Струи гейзеров вырываются через расщелины, хорошо видимые на поверхности небесного тела, а гравитационное воздействие планеты заставляет эти щели практически перекрываться.
Задачу астрономов облегчила высокая яркость облаков. Они хорошо отражали солнечный свет и за счет этого были видны даже на тех снимках, где весь Энцелад занимал всего несколько десятков пикселей. Вкупе с предыдущими открытиями зависимость активности гейзеров от положения Энцелада дает серьезные основания считать, что внутри спутника есть подледный океан. Ранее ученые называли аргументом в пользу этой модели то, что выброшенная из Энцелада вода не пресная, а соленая (а это указывает на растворение горных пород, то есть на достигающий скального ядра водоем). Кроме того, поверхность спутника Сатурна оказалась слишком гладкой и это, по мнению геологов, говорило о ее постоянном обновлении за счет образования нового льда из жидкой воды.
Другими спутниками планет-гигантов, внутри которых может быть жидкая вода, астрономы считают Европу (Юпитер) и Титан (Сатурн), пишет Лента.РУ.
02/08/2013
Телескоп "Кеплер" обнаружил необычную экзопланету Kepler-63b, чья орбита оказалась наклонена почти на 90 градусов по отношению к экватору звезды, что подтверждает возможность существования планет с полярной орбитой, говорится в статье, принятой к публикации в Astrophysical Journal.
Считается, что орбиты большинства планет не могут сильно отклоняться от плоскости экватора светила, так как это приводит к их дестабилизации и разрушению. Это подтверждается наблюдениями "Кеплера" и других телескопов. Тем не менее, теория предсказывает, что могут существовать и планеты с полярной орбитой, совпадающей с осью вращения звезды.
Дэвид Лэтам из Гарвард-Смитсоновского астрофизического центра (США) и его коллеги выяснили, что это действительно так, обнаружив такую планету в созвездии Лебедя, на расстоянии в 600 световых лет от Земли. Она вращается вокруг небольшой звезды, чья масса и температура почти не отличаются от солнечных.
Лэтам и его коллеги воспользовались одной из особенностей в жизни звезд, которые обычно мешают обнаружению планет — пятнами на их поверхности. Как правило, их появление затрудняет поиски экзопланет, так как они снижают яркость светила примерно так же, как и проходящие по его диску планеты. Однако эти же помехи позволяют определить направление вращения звезды и ее скорость.
Проанализировав колебания в яркости звезды Kepler-63, ученые обнаружили рядом с ней необычную планету-"мини-нептун". По словам планетологов, массу данной планеты вычислить невозможно из-за активности звезды, однако она может превышать земную в 45-120 раз. Ее главной особенностью была необычная круглая орбита, "вставшая" на дыбы по отношению к экватору звезды.
По словам астрономов, существование этой звездной системы можно объяснить ее относительной молодостью — возраст звезды не превышает 400 миллионов лет. Вполне возможно, что в последующие эпохи Kepler-63b сменит свою орбиту на более "плоскую" под действием приливных сил светила, заключают авторы статьи, пишет РИА Новости.
01/08/2013
Астрономы, занимающиеся поиском экзопланет, обычно стараются не включать в свои обзоры молодые активные звезды. Это не удивительно – активность звезды создает большие трудности в обнаружении планет. В случае поиска планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд быстрая скорость вращения молодых звезд, множество пятен, вспышки и пр. «замывают» влияние планеты на лучевую скорость звезды, внося в данные дополнительный акустический шум. В случае транзитного метода звездные пятна также искажают (часто весьма сильно) привычную форму транзитной кривой блеска, затрудняя анализ данных.
Хорошим примером такой «сложной» звезды является Kepler-63 (KOI-63, KIC 11554435). Это молодая (ее возраст оценивается в 210 ± 45 млн. лет) активная звезда так и не позволила ученым измерить массу своей транзитной планеты. Зато астрономы смогли оределить угол наклона оси ее вращения и убедиться, что планета вращается вокруг звезды по полярной орбите!
Kepler-63 очень похожа на молодое Солнце. Ее масса оценивается в 0.984 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.90 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно на 30% меньше светимости Солнца. Она попала в список интересных объектов Кеплера (KOI) еще в первые месяцы работы миссии, демонстрируя четкий транзитный сигнал с периодом 9.43415 земных суток. Однако подтверждение планетной природы кандидата затянулось на 4 года. Глубина транзита оказалась переменной, также кривые блеска многих транзитных событий несли явные признаки пересечения транзитной планетой пятен на поверхности звезды. Измерить с приемлемой точностью лучевую скорость Kepler-63 так и не удалось, на массу планеты был получен только верхний предел, пишет сайт Планетные системы.
|
|
|
