Сверхмассивная черная дыра Sagittarius A* в центре нашей галактики представляет собой пример довольной спокойной черной дыры. Несмотря на это, она вспыхивает время от времени, что может быть видно на изображениях, полученных с телескопа NuSTAR x-ray. Конечно, рентген-астрономия с достаточно высокой чувствительностью для наблюдения рентген-вспышек в галактических центрах является сравнительно новой технологией, поэтому было бы неплохо иметь данные наблюдений за десятилетия, а лучше века.
   Мы не можем повернуть время вспять, чтобы узнать о прошлом черных дыр, но мы можем наблюдать за их активностью в прошлом через отражения излучения от газа и пыли в центральной области галактики. Это аналогично тому эффекту, который бы наблюдался, если зажечь спичку в темной комнате: какая-то доля света направилась бы в направлении глаз наблюдателя, а какая-то в сторону стены, отражаясь от неё. При очень сильном замедлении можно было бы сначала увидеть свет от спички, а затем то, как освещаются стены. Тот же эффект наблюдается в космических масштабах. Когда сверхмассивная черная дыра вспыхивает, поток рентген-излучения устремляется по направлению от черной дыры. Какую-то долю излучения можно наблюдать напрямую, а какую-то лишь после многих лет путешествий, когда излучение достигнет облаков и пыли центральной области. Эти пыльные области и отражают свет, который мы наблюдаем в виде рентген-свечения спустя годы после первичной вспышки.
   Это именно то, что наблюдала группа ученых, о чем написано в статье, опубликованной в журнале Astronomy and Astrophysics. Ученые наблюдали 12 лет за рентген-излучением, приходящим из молекулярных облаков в центральной области галактики. Они обнаружили отчетливый поток рентген-излучения, который сначала достиг ближние области молекулярных облаков, а затем более отдаленные области.
   Это видно на изображении из статьи, на которой самое раннее рентген-излучение обозначено красным цветом, несколько более позднее зеленым, а самое позднее голубым. В некоторых областях круглой формы можно видеть отчетливую картину перехода от красного к синему по направлению справа налево. Другие области более разнообразны. Так как рентген-излучение обладает явным сдвигом по времени, это значит, что начальная вспышка произошла за короткий промежуток времени (несколько лет). Из оцененного расстояния до молекулярного облака от центральной черной дыры активный период сверхмассивной черной дыры должен был наблюдаться, приблизительно, несколько сотен лет назад.

 

  Эти четыре фрагмента, из которых сложено новое изображение кометы 67P/Чурюмова-Герасименко, были получены 26 сентября 2014 года с аппарата Розетта Европейского космического агентства. В тот момент Розетта находилась, примерно, на расстоянии 26 километров от центра кометы.
   В этом монтаже активную область с потоками можно увидеть в шее кометы. Эти потоки, исходящие из нескольких отдельных областей, являются результатом сублимации льда и наличия вырывающихся из ядра газов.
   Перекрытие и немного несовпадающие углы на изображениях, составляющих общую картину, являются результатом эффекта комбинирования изображений вращающегося объекта. Разница по времени между первым и последним кадром составила 20 минут, в результате чего комета повернулась на 10 градусов. Помимо перечисленного, оказало влияние движение самого космического корабля.
   Запущенный в марте 2004 года аппарат Розетта был «пробужден» в январе 2014 года после рекордных 957 дней в спящем режиме. Розетта представляет собой комбинацию орбитального аппарата и посадочного модуля. Сейчас Розетта подготавливается к спуску модуля на ядро кометы, который произойдет в ноябре, после чего задачей аппарата будет отслеживание изменений кометы в течение 2015 года, пока она проходит мимо Солнца.

 

 

  Гигантские полярные облака цианистого водорода, размер которых исследователи оценивают, как 4 территории Великобритании, являются частью впечатляющего атмосферного разнообразия Титана, самой большой луны Сатурна.
   «Эти облака были впервые замечены на изображениях, полученных в 2012 году с камер Кассини. Все началось с небольших облаков, но вскоре они начали разрастаться, покрывая всю территорию южной полярной области. Это было очень неожиданно, что озадачило нас вопросом, из чего эти облака могут состоять. К сожалению, на тот момент, когда облака показались на изображениях, они находились очень высоко, на высоте, более чем 250 км над поверхностью, что не позволило определить их состав и причину появления», – пояснили исследователи.
   В течение следующих двух лет с помощью Кассини были собраны дополнительные данные, включая инфракрасные спектры области с облаками.
   На этих спектрах было два пика, соответствующих ледяным частицам очень токсичного цианистого водорода. Ученые не ожидали обнаружить подобное на большой высоте в атмосфере Титана.
   В рамках нового исследования они выяснили, что для южного полюса Титана характерны очень низкие температуры (около минус 150 градусов Цельсия), необходимые для наблюдения конденсации цианистого водорода, что гораздо холоднее (на 100 градусов Цельсия), чем это ожидалось на таких высотах по результатам предыдущих исследований. По результатам текущих наблюдений было определено, что температура верхних слоев атмосферы должна была снизиться на 50 градусов менее чем за год.
   Исследователи считают, что такое резкое понижение температуры может иметь место, когда полюс находится в тени, а верхняя атмосфера действует как очень эффективный излучатель тепла. «Там могут находиться газы, которые излучают большое количество энергии в инфракрасном диапазоне, охлаждая атмосферу», – пояснил один из исследователей.

Исследование опубликовано в журнале Nature.

  23 апреля спутник Swift агентства NASA зафиксировал самую мощную, горячую и длительную последовательность звездных вспышек, когда-либо наблюдаемых рядом с красным карликом. Первый взрыв из этой рекордной серии взрывов был в 10 000 раз мощнее самой мощной зафиксированной вспышки на Солнце.
   «Мы полагали, что такие вспышки на красных карликах длятся не более одного дня, но Swift зафиксировал, по крайней мере, семь мощных выбросов в течение двух недель», – прокомментировал астрофизик Стефен Дрэйк (Stephen Drake), представлявший работу.
   Пиковое значение температуры составило 200 миллионов градусов Цельсия, что в 12 раз горячее, чем в центре Солнца.
   Звезды производят такие вспышки по той же самой причине, что и звезды, подобные нашему Солнцу. Вокруг активных областей атмосферы солнца, магнитные поля становятся закрученными и искаженными, что позволяет полям накапливать энергию. В конце концов, процесс, который называется магнитным пересоединением дестабилизирует поля, что приводит к взрывному высвобождению запасенной энергии, которое мы видим, как вспышку. Выброс производит излучение от радиодиапазона до видимого, ультрафиолетового и рентген-диапазонов.
   На этом все не закончилось. Через три часа после первого взрыва последовал второй, почти той же интенсивности. Эти два взрыва могут быть примером связанных взрывов, которые часто наблюдаются на Солнце, когда взрыв в одной активной области запускает взрыв в другой. В течение следующих 11 дней Swift зафиксировал ряд более слабых вспышек, что напоминало каскад афтершоков, следующих за главным толчком при землетрясении. Звезде понадобилось 20 дней, чтобы вернуться на нормальный уровень рентген-излучения.

 

  Сильные ветра на поверхности Марса являются почти постоянным явлением, изменяя ландшафт и вызывая появление смещающихся дюн. О ветрах на Марсе, как о причине, влияющей на рельеф и климат Красной планеты, было известно давно. Они вызывают сильные пыльные бури, которые видимы астрономам на Земле.
   Группа ученых измеряла смещение ряби на песке при помощи большого числа изображений, полученных со спутников. Исследованию в течение одного марсианского года подверглась область площадью 40 квадратных километров.
   «Мы заметили, что марсианские песчаные дюны в настоящее время мигрируют, и скорость их миграции изменяется от сезона к сезону, что идет в разрез с общими представлениями о статичном марсианском ландшафте и редких сильных ветрах», – сообщил Франсуа Айуб (Francois Ayoub), соавтор исследования.
   «Из этих измерений мы оценили поток песка и его сезонную изменчивость, а затем сосчитали скорость и силу ветра, необходимую для перемещения песка. Ветра на Марсе могут быть сильными и достигать ураганных скоростей (более 120 км/ч). В изучаемой нами области сильные ветра, способные перемещать песок, случаются почти каждый день на протяжении всего года», – добавил Франсуа Айуб.
   Понимание характеристик марсианских ветров позволит ученым делать прогнозы о скорости эрозии ландшафта и марсианском климате, который в значительной степени подвержен влиянию пыли в атмосфере. Эти данные могут помочь в будущих миссиях марсоходов для избежания пагубного воздействия потоков песка.

 

    Некоторые первичные звезды, масса которых составляет 55 000 и 56 000 масс Солнца, могли заканчивать свое существование необычным образом. Такие объекты при смерти могли взрываться, как сверхновые, не оставляя после себя черную дыру.
   Астрофизики из Калифорнийского университета и университета Миннесоты пришли к такому выводу после выполнения ряда симуляций при использовании суперкомпьютеров. В своей работе они полагались на сжимаемый код CASTRO, предназначенный для применений в астрофизической области.
   Звезды первого поколения представляют особый интерес потому, что с их помощью образовались первые тяжелые элементы или химические элементы отличные от водорода и гелия. При смерти они посылали свои химические образования в космос, тем самым прокладывая путь для последующей генерации звезд, солнечных систем и галактик. С пониманием того, как исчезали первые звезды, ученые надеются лучше понять, как мы подошли к Вселенной, которую мы знаем сейчас.
   «Мы обнаружили, что существует узкое окно, в котором сверхмассивные сверхновые могут полностью взрываться, вместо того, чтобы превращаться в сверхмассивные черные дыры. До нас этот механизм никто не находил», – пояснил ведущий автор работы.
   В симуляции использовался одномерный код звездной эволюции KEPLER. В этом коде учитываются ключевые процессы, такие как ядерное горение и звездная конвекция, а также связанные с массивными звездами фотохимический распад элементов, генерация электрон-позитронных пар и специальные релятивистские эффекты. Также были включены общие релятивистские эффекты, потому что они важны для звезд с массой больше, чем 1 000 масс Солнца.

 

  Группа японских астрономов, ведущих поиск планет у проэволюционировавших звезд промежуточной массы на обсерватории Окаяма (OAO), объявили об открытии очередной новой планеты. Ею стал эксцентричный массивный гигант HD 14067 b.
    Поиск планет у 300 ярких звезд гигантов спектральных классов G и K ведется на обсерватории Окаяма с 2001 года. Замеры лучевой скорости звезд проводятся с помощью спектрографов HDS на телескопе Субару и спектрографа HIDES на 1.88-метровом телескопе OAO. С ноября 2012 года в наблюдениях также участвует спектрограф HRS, смонтированный на 2.16-метровом телескопе китайской обсерватории Синлун (Xinglong Observatory). На счету этой научной группы – уже более десятка планет.
    Итак, HD 14067 (HIP 10657, HR 665) – желтый гигант спектрального класса G9 III. Его масса оценивается в 2.4 ± 0.2 солнечных масс, радиус – в 12.4 ± 1.1 солнечных радиусов, светимость в 79 ± 12 раз превышает солнечную. Расстояние до звезды было измерено космической обсерваторией Hipparcos и составило 163.4 ± 12.3 пк. Возраст системы оценивается в 690 ± 200 млн. лет.
    Наблюдения HD 14067 начались в 2007 году. Всего было получено 52 замера лучевой скорости этой звезды (3 на Субару, 27 на обсерватории Окаяма и 22 на обсерватории Синлун).
    Лучевая скорость звезды HD 14067 демонстрирует явные колебания с периодом 1455 ± 13 земных суток и амплитудой около 92 м/сек, на которые накладывается линейный дрейф величиной -22.4 ± 2.2 м/сек в год. Если вычесть из данных этот дрейф, то параметры планеты будут такими: минимальная масса (параметр m sin i) 7.8 ± 0.7 масс Юпитера, большая полуось орбиты – 3.4 ± 0.1 а.е., эксцентриситет – 0.53 ± 0.05. В среднем тепловой режим гиганта соответствует тепловому режиму Меркурия, но из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 1.6 до 5.3 а.е., т.е. в 3.3 раза, а освещенность на поверхности планеты – в 11 раз.
   Если же величину линейного дрейфа не вычитать, а искать кеплеровское решение «в лоб», по значениям измеренной лучевой скорости, то параметры планеты будут несколько иными: минимальная масса окажется равной 9.0 ± 0.9 масс Юпитера, орбитальный период составит 2850 ⁺⁴³⁰/_-290 земных суток, большая полуось орбиты увеличится до 5.3 ^+0.6/_-0.4 а.е., а эксцентриситет орбиты – до 0.70 ± 0.05.
    Какое из решений ближе к истине, покажут дальнейшие наблюдения.