Астрономы обнаружили астероид с шестью хвостами, подобными хвостам комет. По словам ученых, объект постоянно меняет свой облик. Астероид P/2013 P5 летом этого года выбросил несколько потоков пыли и газа и, возможно, скоро развалится на несколько частей. Наблюдения за ним ведутся при помощи космического телескопа «Хаббл». Подробности со ссылкой на статью в The Astrophysical Journal Letters приводит европейский сайт «Хаббла».
   Исследователи обнаружили астероид в августе при помощи расположенного на Гавайских островах телескопа Pan-STARRS 1. Уже тогда он привлек внимание своей необычной формой в виде расплывчатого пятна, поэтому 10 и 23 сентября были сделаны снимки при помощи космического телескопа «Хаббл». На первом снимке были видны хвосты выбрасываемой небесным телом пыли, на втором перед учеными предстала аналогичная картина, но расположение и структура хвостов значительно изменились.
   Сопоставление двух кадров друг с другом позволило сделать вывод о том, что астероид вращается вокруг своей оси и нестабилен. Гравитационных сил едва хватает на удержание отдельных частей в контакте друг с другом, а их сдвиг относительно друг друга приводит к потере части вещества. Исследователям удалось посчитать число выбросов газа и пыли, которые спровоцировали возникновение видимых хвостов, и даже определить примерные сроки их появления. Моделирование, выполненное специалистом Института исследования Солнечной системы общества Макса Планка Джессикой Агарвал и ее коллегами показало, что астероид выпускал струи пыли 15 апреля, 18 и 24 июля, 8 и 26 августа, а последний выброс случился 4 сентября.
   Выброшенная пыль составила малую часть от массы объекта. Под давлением солнечного света ее растянуло в длинный шлейф (такой же механизм появления кометных хвостов), а часть вещества затем осела на поверхности самого астероида.
   Если в сообщении на официальном сайте телескопа «Хаббл» используется термин «астероид», то уже в аннотации научной публикации P/2013 P5 называют «кометой», подчеркивая при этом отсутствие в ее составе типичного для комет льда. Исследования, проведенные несколькими группами астрономов за последние два десятка лет, позволяют сделать вывод об условности этого различия. Так называемые активные астероиды, внутри которых расположены карманы с газом под давлением, при прохождении мимо Солнца создают аналогичные кометным хвостам газопылевые шлейфы.

 

   Как образовались горячие юпитеры? Каким образом планеты, сформировавшиеся за снеговой линией (в области протопланетного диска, где температура падает настолько, что водяной пар конденсируется в ледяные пылинки), оказались совсем рядом со звездой? В данный момент существует две альтернативные теории, отвечающие на этот вопрос.
    По первой из них планеты-гиганты мигрируют к звезде за счет гравитационного взаимодействия с протопланетным диском. По второй сначала планеты оказываются на резко эксцентричных орбитах в результате планет-планетного рассеяния, а потом их орбиты скругляются приливными силами. Обе гипотезы предсказывают существенно разное время образования горячих юпитеров. По первой из них горячие юпитеры образуются очень быстро, в первые же 10 млн. лет, пока диск еще не рассеялся, и сразу оказываются на близких к круговым орбитах. По второй процесс образования этих планет проходит гораздо медленнее, в шкале характерного времени скругления орбит приливными силами, причем планеты, как правило, оказываются на орбитах, резко наклоненных к экватору звезды.
    Чтобы понять, какая из гипотез ближе к истине (а возможно, верны они обе), необходимо или искать горячие юпитеры у очень молодых звезд (что затрудняется активностью последних), или изучать распределение этих планет по эксцентриситетам в «динамически молодых» системах, чей возраст меньше характерного времени скругления орбит. Последней цели идеально удовлетворяет поиск горячих юпитеров в рассеянных звездных скоплениях, где возраст звезд примерно одинаков и хорошо известен.
   28 октября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная поиску горячих юпитеров в рассеянном скоплении Гиады методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Группа астрономов под руководством Сэмюэля Куинна (Samuel N. Quinn) изучила 27 звезд из этого скопления (были выбраны звезды FGK спектральных классов, не наблюдавшиеся ранее, сравнительно яркие (ярче 12 звездной величины) и медленно вращающиеся). Обзор был чувствителен к планетам с массой больше 0.5 масс Юпитера и периодам короче 10 земных суток. В результате авторы статьи обнаружили один горячий (точнее, очень теплый) юпитер у звезды HD 285507.
   HD 285507 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V. Его масса оценивается в 0.734 ± 0.034 солнечных масс, радиус – в 0.656 ± 0.054 солнечных радиусов, светимость близка к 12% светимости Солнца. Возраст звезды совпадает с возрастом скопления и составляет 625 ± 50 млн. лет.
    Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 285507 b оценивается в 0.917 ± 0.033 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по орбите с небольшим, но заметным эксцентриситетом (0.086 ± 0.019) и делает один оборот за 6.088 ± 0.002 земных суток. Величина большой полуоси орбиты в статье не сообщается, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.059 а.е.
Транзиты этой планеты искались, но обнаружены не были.
   Обобщив свои данные и данные, полученные другими научными группами, авторы статьи нашли, что у 160 исследованных звезд, входящих в состав рассеянных скоплений, было обнаружено 3 горячих (или очень теплых) юпитера. Это приводит к распространенности горячих юпитеров у звезд рассеянных скоплений 1.97 ^+1.92/_-1.07%. Учитывая, что все три планеты были обнаружены в скоплениях с металличностью ~0.15 (а распространенность планет-гигантов с ростом металличности быстро растет), исследователи пересчитали распространенность горячих юпитеров у звезд рассеянных скоплений с солнечной металличностью в 1.30 ^+1.27/_-0.71%, что находится в прекрасном согласии с оценками этой же величины у звезд поля (~1.2%).
   Вместе с тем для окончательного выбора между двумя гипотезами образования горячих юпитеров пока не хватает данных. Авторы статьи осторожно заявляют, что роль планет-планетного рассеяния в образовании горячих юпитеров явно велика, но при этом не исключают и альтернативный (через миграцию II типа) путь образования этих планет. Возможно, горячие юпитеры образуются и тем, и другим способом.

 

   Американские астрономы обнаружили, что кора Луны в обращенном к Земле полушарии толще, чем на обратной стороне. При этом слагающие ее породы не монолитны, а пористы. Эти выводы основаны на результате анализа данных со спутников гравитационной разведки GRAIL в сочетании с информацией, полученной ранее спутником LRO и в рамках программы «Аполлон». Подробности со ссылкой на статью в журнале Science приводит официальный сайт NASA, а также Nature News.
   Группа исследователей из 12 научных центров в США и Франции представила результаты анализа данных, собранных двумя спутниками-близнецами GRAIL. Эти аппараты в начале 2012 года вышли на орбиту вокруг Луны и затем провели измерение гравитационного поля нашего естественного спутника. Данные гравитационной разведки позволили ученым определить распределение масс внутри небесного тела и, в частности, измерить толщину лунной коры. Тогда исследователи выяснили, что кора Луны заметно тоньше, чем считалось ранее и вдобавок ее толщина коррелирует с рельефом поверхности. Под ударными кратерами на обратной стороне Луны кора тоньше всего, а под горными массивами, напротив, толще.
   В новом исследовании эти факты получают свое объяснение. Планетологи не только определили толщину коры, но и оценили ее плотность в разных местах. Совместив данные GRAIL с результатами предыдущей орбитальной автоматической станции LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter, составил самую точную карту Луны) и с данными сейсмологических наблюдений при помощи оставленных астронавтами приборов, ученые построили трехмерную модель коры спутника.
   Ключевой особенностью новой модели является не только высокая степень детализации, но и меньшая плотность коры по сравнению с предыдущими оценками. Ученые пришли к выводу о том, что плотность коры в среднем должна быть либо 3220, либо 3150 килограмм на метр кубический: эти два числа соответствуют двум разным предположениям о толщине коры в месте посадки «Аполлона-12» и «Аполлона-14» (либо 34, либо 38 километров). Наиболее тонкие участки в ударных кратерах могут быть покрыты корой толщиной всего в один километр: по мнению исследователей, в момент столкновения с астероидом кора была в этих местах пробита насквозь. А высокая пористость коры, в которой, по расчетам, может быть до 12 процентов пустот, обусловлена растрескиванием при ударах.
   Отдельное исследование, проведенное тем же коллективом, показало также то, что видимая сторона Луны могла быть изначально менее прочной и удар равной силы оставлял на ней кратеры большего размера. Эта особенность обусловлена тем, что видимая сторона имела более высокую температуру мантии и, как следствие, мантия и кора были мягче, чем на обратной стороне. Повышенная температура, в свою очередь объясняется неравномерным распределением радиоактивных изотопов, распад которых разогревает как Луну, так и Землю. Причина такой асимметрии неясна, но у ученых есть ряд предположений, проверка которых требует дополнительных исследований.
Изучение строения Луны важно не только в контексте возможного освоения спутника, но и в контексте геофизических исследований в целом. Понимание того, как менялась Луна, может помочь геологам лучше понять и строение нашей планеты. Луна и Земля, по одной из теорий (поставленной под сомнение, но не опровергнутой) имеют общее происхождение: разделение Земли и Луны произошло после катастрофического столкновения растущей Земли с Тейей, гипотетическим небесным телом, пишет Лента.РУ.

 

   4-8 ноября в Научно-исследовательском центре Эймса, Moffett Field , Калифорния, проходит 2-я Научная конференция Кеплера, посвященная обсуждению последних результатов, полученных одноименным космическим телескопом.
   «Влияние результатов миссии «Кеплер» на экзопланетные исследования и звездную астрофизику хорошо иллюстрируется присутствием почти 400 ученых из 30 разных стран на Научной конференции Кеплера, – сказал Уильям Бораки, научный руководитель миссии Кеплер в Эймсе. – Мы собрались, чтобы отпраздновать и обсудить наш коллективный успех при открытии новой эры астрономии».
   За прошедшие дни уже прозвучало множество интереснейших докладов и презентаций. Часть результатов широко освещалась в СМИ. В ближайшие дни я буду подробно рассказывать об отдельных работах, а пока – несколько слайдов, иллюстрирующих громадную работу, проделанную как группой Кеплера, так и другими научными коллективами.
   Научному сообществу были представлены 833 новых транзитных кандидатов, десять из которых имеют радиусы меньше двух радиусов Земли и расположены в обитаемой зоне своих звезд. По сравнению с последним обновлением в январе этого года полное количество транзитных кандидатов увеличилось на 29% и достигло 3538, причем наибольший прирост количества кандидатов (+78%) был достигнут для планет класса «земель» (с радиусом меньше 1.25 радиусов Земли). Подробней на сайте Планетные системы.

 

   Астрономы пришли к выводу о том, что внутри шаровых звездных скоплений в нашей галактике действительно есть черные дыры. Ученые смогли подтвердить гипотезу сорокалетней давности при помощи радиоастрономических наблюдений и рентгеновских снимков, полученных при помощи орбитальной обсерватории. Подробности приводит сайт Техасского технологического университета со ссылкой на публикацию (препринт) исследователей в журнале The Astrophysical Journal.
   Ранее та же группа астрономов, включая Тома Маккароне обнаружила черную дыру в шаровом скоплении в галактике NGC4472 при помощи рентгеновского телескопа. Далее ученые смогли найти черную дыру уже в шаровом скоплении, принадлежащему Млечному Пути. Причем черная дыра существует не сама по себе, а в виде двойной системы со звездой, которая вращается вокруг общего центра масс.
   Открытие было сделано при помощи массива радиотелескопов Very Large Array в Нью-Мексико, рентгеновской обсерватории «Чандра» и для подтверждения своих выводов ученые воспользовались архивными снимками «Хаббла», на которые попал интересующий их объект. На сделанных в 2004 году снимках была видна входящая в пару звезда, поэтому исследователи смогли исключить ряд альтернативных объяснений тому сигналу, который был зафиксирован в радиодиапазоне и рентгеновском излучении. Астрономы не исключают возможности ошибки и признают, что объект может быть нейтронной звездой в паре с обычной, что он может быть остатками сверхновой, пульсаром или даже далекой галактикой, случайно оказавшейся в кадре: но все эти варианты либо противоречат части новых данных, либо являются чрезвычайно маловероятными.
   Черная дыра с массой около десяти масс Солнца внутри шарового скопления должна, как пишут ученые, влиять на движение соседних звезд. Учитывая то, что внутри скопления звезды расположены намного плотнее, чем в обычных условиях, это накладывает ряд дополнительных ограничений на эволюцию скопления в целом.
   Внутри шарового скопления на один кубический световой год приходится до нескольких десятков звезд. Если бы Земля находилась в таком скоплении, то в сфере радиусом от Солнца до Проксимы Центавра было бы до пяти тысяч звезд. По современным представлениям, планеты в такой системе вряд ли смогли сформироваться из-за гравитационного воздействия других звезд на протопланетный диск.

 

   5 ноября 2013 года в 09:08 UTC (13:08 мск) из Космического центра имени Сатиша Дхавана стартовыми расчетами Индийской организации космических исследований осуществлен пуск ракеты-носителя PSLV C-25, которая вывела на околоземную орбиту межпланетный зонд "Мангальян" [Mangalyaan, Mars Orbiter Mission]. В течение трех с половиной недель космический аппарат будет находится близ Земли, после чего возьмет курс на Марс. В сентябре 2014 года зонд должен выйти на эллиптическую орбиту вокруг Красной планеты.
    Главной целью запуска, как отмечает ISRO, является испытание технологий, необходимых для "проектирования, планирования, управления и осуществления межпланетных миссий". Организация называет миссию "технологической". Перед ней стоят и научные задачи — исследование поверхности Марса, его минералогии и атмосферы "с использованием отечественного оборудования".