В 2009 г., когда в системе Сатурна наступило равноденствие, и она была освещена лучами Солнца «с ребра», ученые миссии НАСА «Кассини» пристально следили за краткосрочными изменениями, происходящими в системе колец гигантской планеты.
   Изменения потока солнечного света, попадающего на поверхность колец Сатурна в течение 29-летнего сатурнианского года, вызывают сезонные колебания температуры колец, состоящих из триллионов ледяных частиц. Во время равноденствия поток солнечной энергии, поглощаемый кольцами Сатурна, минимален, и кольца начинают остывать.
   В новом исследовании, опубликованном учеными миссии «Кассини» под руководством Рюджи Моришима из Лаборатории реактивного движения НАСА, США, сообщается о том, что одно из колец Сатурна слегка «лихорадило» во время равноденствия. Эта более высокая, по сравнению с ожидаемой, температура позволила исследователям понять внутреннюю структуру частиц кольца, недоступную для исследований другими методами.
   Исследователи проанализировали данные по температурам остывающих колец, собранные Композитным инфракрасным спектрометром зонда «Кассини», и сравнили их с результатами расчетов температуры колец, проведенных с использованием компьютерных моделей, чтобы получить таким образом информацию о свойствах индивидуальных частиц, составляющих материал того или иного кольца. К своему удивлению, ученые обнаружили, что материал средней части кольца А Сатурна остывает намного медленнее материала остальных колец Сатурна. Согласно компьютерным моделям, это свидетельствует о том, что ледяные частицы материала этой части кольца А имеют средний диаметр не менее 1 метра.
   Для объяснения появления столь крупных кусков льда в средней части кольца А Сатурна ученые предложили две гипотезы. Согласно первой из них крупные частицы льда могут быть обломками ледяного спутника Сатурна, разрушенного в прошлом в результате мощного космического столкновения. По второму предположению небольшие «мунлеты» (мини-спутники) гигантской планеты могли переносить крупнокусковой материал от краев кольца А к его средней части.
   Исследование вышло в журнале Icarus.

 

   Астрономы из Кембриджского университета, США, разработали новый, высокоточный метод измерения расстояний между звездами, который может быть использован для определения размера галактики, играющего важную роль при исследованиях эволюции галактик.
   В настоящее время лучшим методом определения расстояния до звезд продолжает оставаться метод параллакса. Суть этого метода состоит в измерении углового расстояния между двумя видимыми положениями звезды, расстояние до которой требуется определить, на фоне другой звезды, расположенной на заведомо большем расстоянии от наблюдателя. Измеренный угол дает возможность при помощи простых тригонометрических соотношений определить расстояние до близлежащей звезды с высокой точностью. Однако применение этого метода ограничивается расстояниями не более 1600 световых лет от Солнечной системы.
   При определениях расстояний до звезд, лежащих за пределами сферы радиусом 1600 световых лет, астрономам приходится полагаться на модели, рассматривающие температуру, гравитацию на поверхности звезды и химический состав звезды, и использовать информацию, полученную при анализе результирующего спектра, совместно с данными, полученными при расчетах эволюционной модели звезды, чтобы выяснить исходную яркость звезды и определить расстояние до неё. Однако погрешность при таком методе расчета расстояния может доходить до 30 %.
   В опубликованной недавно работе астрономы во главе с доктором Паулой Жофре Пфейл из Кембриджского астрономического института предлагают новый метод определения расстояний до звезд, основанный на использовании свойств «звезд-близнецов», то есть звезд с одинаковыми спектрами. Используя набор из примерно 600 звезд, для которых доступны спектры высокого разрешения, исследователи обнаружили 175 пар «звезд-близнецов». В каждой паре звезд-близнецов было известно расстояние до одной из звезд пары, рассчитанное по методу параллакса. Исследователи обнаружили, что разница между расстояниями до звезд-близнецов напрямую связана с их видимой яркостью на небе, а следовательно, расстояние до звезд может быть определено напрямую, без использования допущений, присутствие которых неизбежно в любой модели.
   Исследование вышло в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

 

   Новый анализ снимков, сделанных космическим телескопом НАСА «Хаббл», на которых представлены 2753 молодых звездных скопления, богатых голубыми звездами, которые находятся в соседней с нами галактике Андромеды, или М31, позволил астрономам заключить, что наша галактика и галактика М31 имеют примерно одинаковые относительные количества «новорождённых» звезд.
   Устанавливая, какой процент звезд скопления имеет определенную массу, или рассчитывая Начальную массовую функцию (Initial Mass Function, IMF), ученые смогли более эффективно интерпретировать информацию, которую несет свет, идущий от далеких галактик, и лучше понять историю формирования звезд нашей Вселенной.
   Этот кропотливый анализ 414 мозаичных фотографий галактики М31, сделанных «Хабблом», стал ярким примером тесного сотрудничества между профессиональными астрономами и астрономами-любителями, которые вызвались добровольно помочь ученым в анализе собранных «Хабблом» научных данных.
   В этом новом исследовании, возглавляемом Даниэлем Вейцом из Вашингтонского университета в Сиэттле, США, астрономы смогли рассчитать функцию IMF – которая ранее была рассчитана лишь для скоплений звезд Млечного пути –для большого количества звездных скоплений галактики М31. Результаты расчетов показали, что эта функция примерно одинакова для большого числа скоплений галактики М31 самого различного типа. Кроме того, исследователи обнаружили, что число наиболее массивных звезд в таких звездных скоплениях примерно на 25% меньше, чем считалось ранее. Обнаружение этого факта может привести к существенному пересмотру количественных оценок процессов, протекающих в ранней Вселенной, считают авторы исследования.
   Работа вышла в журнале The Astrophysical Journal.

 

   Так называемая «плавающая ложка» на Марсе, попавшая в поле зрения аппарата Curiosity агентства НАСА, вызвала массу споров в Интернете. Однако в действительности, по словам представителей космического агентства, запечатленный объект является ничем иным, как скальным образованием, выточенным за долгое время марсианскими ветрами.
   Аппарат Curiosity заснял нетипичный камень в форме ложки в минувшее воскресенье (30 августа). Это был 1,089-ый день, который марсоход провел на поверхности Красной планеты. На снимке также видна тень все в той же форме ложки, отбрасываемая объектом на поверхность Марса.
   Но, увы, как заверили общественность представители НАСА, марсианская «ложка» является вовсе не предметом обихода, забытым на месте некогда разбитого лагеря. Как и другие «следы марсиан» обнаруженный объект является всего лишь странным по форме камнем.
   «Нет никакой ложки. Этот странный элемент рельефа является изваянием, созданным ветром», - говорится в описании к снимку представителей НАСА. Подобные таинственные объекты являются лишь оптической иллюзией, способной обмануть человеческий глаз и разум.
   Марсоход Curiosity агентства НАСА совершил посадку на Красной планете в августе 2012 года и в настоящее время проводит третий год, бороздя просторы Марса. В данный момент ровер изучает каменистое формирование Stimson, расположенное внутри огромного кратера Гейла.

 

   На снимке представлена туманность Гама 56 (Gum 56), освещенная горячими яркими молодыми звездами, родившимися в ней. На протяжении миллионов лет звезды создавались в этой туманности из газа, который вернулся в область звездообразования, когда стареющие звезды выбросили свой материал в пространство. Данное изображение было получено с помощью 2,2-метрового телескопа в Чили.
   В эту огромную область звездообразования погружены три скопления горячих молодых звезд, возраст которых составляет лишь несколько миллионов лет. Они ярко светятся в ультрафиолетовом свете. Именно свет, излучаемый этими звездами, и заставляет газовые облака туманности светиться. Излучение высвобождает электроны из атомов – этот процесс известен как ионизация – а когда они воссоединяются, то выпускают энергию в виде света. Каждый химический элемент испускает свет в характерных цветах. Большие облака водорода в туманности являются причиной ее ярко-красного свечения.
   Туманность Гама 56, также известная как IC 4628 или туманность Креветка (Prawn Nebula), была названа в честь австралийского астронома Колина Стэнли Гама, который в 1955 году опубликовал каталог областей H II. Области Н II, такие как туманность Гама 56, представляют собой огромные облака низкой плотности, содержащие большое количество ионизированного водорода.
   Большие доли ионизации в туманности Гама 56 пришлись на две звезды О-типа, являющиеся горячими голубо-белыми звездами, известными также как голубые гиганты из-за своего цвета. Звезды этого типа являются довольно редкими во Вселенной, поскольку большая масса голубых гигантов означает, что они не живут долго. После всего лишь примерно миллиона лет эти звезды заканчивают свою жизнь как сверхновые. Такая же участь уготовлена и многим другим массивным звездам в туманности.
   Помимо большого количества вновь рожденных звезд, расположенных в туманности, эта большая область по-прежнему содержит достаточное количество газа и пыли для образования еще более молодых поколений звезд. Области туманности, которые рождают новые звезды, представлены на снимке в виде плотных облаков. Материал, образующий эти новые звезды, включает в себя остатки самых массивных звезд старшего поколения, которые уже закончили свою жизнь и выбросили материал в результате взрыва сверхновых. Таким образом, круговорот звездной жизни и смерти продолжается.
   Учитывая наличие двух крайне необычных голубых гигантов в этой области, а также тот факт, что туманность отчетливо видна в диапазоне инфракрасных волн и радиоволн, пожалуй, удивительно, что данная область сравнительно мало изучена профессиональными астрономами. В диаметре туманность Гама 56 достигает примерно 250 световых лет, но, несмотря на ее огромные размеры, часто упускается из виду обозревателями. Это объясняется тем, что большую часть света она излучает на таких длинах волн, которые не видны человеческому глазу.
   Туманность находится на расстоянии около 6000 световых лет от Земли. В небе ее можно найти в созвездии Скорпиона.

 

   Группа исследователей, включающая ученых из университета Эхиме, Принстонского университета и Национальной астрономической обсерватории Японии, провела обширный поиск галактик, заслоненных от наблюдений пылью (Dust Obscured Galaxies, DOGs), используя научные данные, полученные в рамках Стратегической программы телескопа «Субару» при помощи камеры Hyper Suprime-Cam (HSC), установленной на нем. HSC представляет собой новую широкоугольную камеру, смонтированную в главном фокусе телескопа «Субару», которая является идеальным инструментом для поисков галактик этого редкого и очень важного типа.
   В своем новом исследовании авторы работы открыли 48 галактик типа DOG, а также оценили их распространенность во Вселенной. Так как галактики типа DOG, предположительно, имеют в центре стремительно растущую черную дыру, то эти результаты дают нам ключи к пониманию эволюции галактик и сверхмассивных черных дыр.
   Главный автор работы доктор Йошики Тоба сказал: «Ни на одном из крупных телескопов нет камеры с такой чувствительностью и таким полем обзора, как у камеры HSC, и потому эта камера является уникальным инструментом для поисков галактик типа DOG. Когда при помощи камеры HSC будет завершен обзор неба, он будет охватывать часть неба, в 100 раз большую, по сравнению с наблюдаемой в ходе этого исследования – что позволит обнаружить тысячи галактик класса DOG в ближайшем будущем».
   Исследование вышло в журнале Publications of the Astronomical Society of Japan.

 

   На этом новом снимке, сделанном при помощи камеры Advanced Camera for Surveys (ACS), установленной на борту космического телескопа «Хаббл», представлено шаровое скопление звезд NGC 1783. Оно является одним из крупнейших шаровых скоплений звезд Большого Магелланового Облака, галактики-спутника нашей собственной галактики Млечного пути, расположенной в созвездии Золотой Рыбы Южного полушария.
   Впервые наблюдаемое Джоном Гершелем в 1835 г., шаровое скопление NGC 1783 находится на расстоянии примерно 160000 световых лет от Земли и имеет массу, примерно в 170000 раз превышающую массу Солнца.
   Шаровые скопления звезд являются тесными группами звезд, удерживаемых вместе действием собственной гравитации, которые обращаются вокруг галактик, подобно их спутникам. На этом изображении хорошо видна симметричная форма шарового скопления NGC 1783 и концентрация звезд в центральной части – что типично для шаровых скоплений.
   Измеряя цвет и яркость отдельных звезд скопления, астрономы могут установить общий возраст скопления и историю формирования в нем звезд. Предполагается, что возраст скопления NGC 1783 составляет всего лишь 1,5 миллиарда лет – что совсем немного для шарового скопления, возраст которых обычно составляет несколько миллиардов лет. В течение этого времени в шаровом скоплении имели место два периода повышенной звездообразовательной активности, разделенные между собой промежутком в 50-100 миллионов лет.