Астрономы Лундского Университета в сотрудничестве с коллегами из Ирландии и США доказали, что фтор, который содержится в различных продуктах, в том числе в зубной пасте, возможно, образовался миллиарды лет назад в ныне мертвых звездах такого же типа, как наше Солнце, однако более массивных, в один из последних этапов их эволюции. Затем из вещества, которое оставили после себя эти звезды, образовалось Солнце и планеты Солнечной Системы.
   В процессе данного исследования ученые пользовались данными телескопа на Гавайский островах и нового прибора, способного видеть свет в среднем диапазоне инфракрасного спектра, - в той самой области, в которой и был обнаружен сигнал в данном случае.
   Различные химические элементы образуются внутри звезды в условиях высокого давления и температуры. Фтор формируется ближе к концу жизненного цикла звезды, тогда, когда она расширяется и становится так называемым красным гигантом. После этого звезда сбрасывает внешние слои, образуя планетарную туманность. Фтор, который она «выбрасывает» в процессе, смешивается с газом в межзвездной среде, из которой потом образуются новые звезды и планеты. Когда умирают эти новые звезды, межзвездное пространство вновь обогащается элементами.
   Теперь авторы исследования собираются заняться другими типами звезд. Они, в том числе, попытаются выяснить, мог ли фтор образоваться в молодой Вселенной, до того, как появились первые красные гиганты. Они используют этот же метод для исследования окружения звезд, которые отличаются от Солнца, - таких, которые расположены близко к черной дыре в центре Млечного Пути. Там цикл гибели старых и рождения новых звезд проходит значительно быстрее, чем неподалеку от Солнца.

 

  Транзитный метод поиска экзопланет, как и другие методы, имеет свои трудности и подводные камни. Транзитный сигнал (периодическое незначительное ослабление блеска звезды) может быть вызван не только планетой, проходящей по звездному диску, но и другими астрофизическими явлениями, к планетам никакого отношения не имеющими. Так, затменно-переменная двойная фона, находящаяся на малом угловом расстоянии от целевой звезды и загрязняющая ее фотометрию своим светом, может дать кривую блеска, не отличимую в белом свете от кривой блеска звезды с транзитной планетой. Также транзитный сигнал может имитироваться скользящими затмениями звезд (когда звезда, вращающаяся вокруг целевой звезды, затмевает ее только краешком). Поэтому все транзитные кандидаты проходят процедуру валидации (исключения других астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал), а в идеале – и прямого подтверждения планетной природы методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
   Интересный метод валидации был предложен для транзитных кандидатов размерного класса гигантов. Как известно, солнечный и звездные диски испытывают потемнение к краю, причем это потемнение гораздо заметнее в синих лучах, нежели в красных. Когда на звездный диск вступает транзитная планета, она закрывает собой красноватую часть звездного диска у его края, и общий цвет звезды слегка «голубеет». Потом транзитная планета движется по центральной части звездного диска, закрывая собой более горячие и яркие его части, и общий цвет звезды слегка «краснеет». При сходе планеты со звездного диска все повторяется в обратном порядке. Этот эффект наблюдается только в том случае, когда затмевающее тело по своим размерам гораздо меньше размеров звездного диска, т.е. является планетой, коричневым карликом или очень маломассивной звездой. Метод позволяет исключить в качестве источника ложных открытий затменно-переменные двойные фона и скользящие затмения двойных звезд.
   Именно этот метод (многоцветной фотометрии) был применен к транзитному кандидату KOI-1089.01. Кривая блеска звезды KOI-1089, получившей также название Kepler-418, демонстрировала четкий транзитный сигнал с периодом 86.7 земных суток, глубиной 0.81% и продолжительностью 10.2 часов, что соответствовало (в случае подтверждения планетной природы кандидата) планете размерного класса гигантов на достаточно широкой орбите. Однако тусклость родительской звезды (+14.98) затрудняла измерение ее лучевых скоростей с точностью, необходимой для измерения массы планеты RV-методом. Этого мало – как оказалось, на расстоянии 15 угловых секунд к западу от Kepler-418 расположена еще одна звезда спектрального класса K с видимой звездной величиной (в красных лучах) +14.3. Учет загрязнения фотометрии звезды Kepler-418 светом звезды-соседки привел к необходимости пересмотра параметров планетного кандидата.

Чтобы разобраться во всем этом, ночью 14 августа 2011 года группа европейских астрономов под руководством Б.Тингли (B. Tingley) провела наблюдения транзита планеты Kepler-418 b на 10.4-метровом Большом Канарском телескопе (Gran Telescopio Canarias, GTC) одновременно в зеленых (с длиной волны 4815 ± 153A) и инфракрасных (с длиной волны 969.5 ± 261A) лучах. Вычтя одну кривую блеска из другой, Тингли с коллегами обнаружил характерный «горб», возникший при пересечении транзитной планетой красноватой и тусклой части звездного диска у самого его края. Таким образом, было показано, что транзитный кандидат KOI-1089.01 является небольшим объектом (планетой или коричневым карликом).    Кривая блеска звезды Kepler-418, полученная 14 августа 2011 года на телескопе GTC, в зеленых (вверху) и инфракрасных (внизу) лучах. Наблюдения велись 4.5 часов. Пунктирной вертикальной линией показан момент начала транзита, сплошной вертикальной линией - момент ожидаемой середины транзита (полная продолжительность транзита составляет 10.2 часов).     На самом нижнем рисунке показан результат вычитания кривой блеска в инфракрасных лучах из кривой блеска в зеленых лучах.    Теперь надо было оценить массу объекта. Наблюдения звезды Kepler-418 с помощью спектрографа FIES, установленного на Северном оптическом телескопе (NOT), показали отсутствие заметных колебаний лучевой скорости с амплитудой больше 40 м/сек. Это, в свою очередь, позволило получить верхний предел на массу планеты Kepler-418 b – 1.1 масс Юпитера – и исключить возможность того, что она является коричневым карликом или очень маломассивной звездой.

   Окончательно строение системы выглядит так.
   Родительская звезда Kepler-418 напоминает Солнце: ее масса оценивается в 0.98 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.09 ± 0.14 солнечных радиусов, температура фотосферы (5820 ± 100К) также близка к солнечному значению. Возраст системы составляет 7 ⁺³/_-4 млрд. лет.
   На расстоянии 22.9 ± 2.6 звездных радиусов от нее (~0.107 а.е.) находится планета, которая пока остается в статусе транзитного кандидата. Ее радиус составляет 0.625 ± 0.083 радиусов Юпитера, масса не превышает 0.64 масс Юпитера, орбитальный период равен 12.21826 ± 0.00001 земных суток. Эксцентриситет орбиты внутренней планеты не известен (получен только верхний предел, равный 0.5).
   Подтвержденная планета Kepler-418 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 84.4 ± 9.5 звездных радиусов (~0.393 а.е.) и имеет температурный режим Меркурия. Ее масса не превышает 1.1 масс Юпитера, радиус достигает 1.20 ± 0.16 радиусов Юпитера, эксцентриситет орбиты довольно умеренный – 0.20 ± 0.11.
   Тингли с коллегами подчеркивает, что загрязнение кривой блеска целевой звезды соседними звездами (т.е. звездами, находящимися на малом угловом расстоянии от целевой звезды и попадающими вместе с ней на один пиксель матрицы Кеплера) – довольно обычное явление среди транзитных кандидатов, однако при аккуратном анализе и учете это не мешает определению точных параметров транзитных планет.

  Сверхновые типа Ia считаются идеальным объектом для измерения расстояний во Вселенной, однако, результаты исследования сверхновой 2014J позволяют предположить, что это не совсем так.
   Сверхновые типа Ia считаются «стандартными свечами» благодаря тому, что их состав чрезвычайно однороден, и практически все они достигают одинаковой максимальной яркости. Однако, ученые до сих пор не знают точно, в каких звездных системах образуется этот тип сверхновых. Ранее считалось, что они являются результатом слияния белого карлика и нормальной звезды. Ученые создали новую модель, которая предполагает слияние двух белых карликов, и таким образом, бросает вызов существующей модели. Новый сценарий не предполагает существования максимального ограничения массы, и следовательно, не обязательно его результатом будут взрывы схожей яркости.
   Эти результаты были получены в результате исследования сверхновой 2014J, расположенной на расстоянии 11.4 миллионов световых лет от нашей планеты, с помощью сетей радиотелескопов EVN и eMERLIN.
   Радио-наблюдения дают возможность выяснить, какие звездные системы могли стать источником образования сверхновой типа Ia. Например, если взрыв стал результатом того, что белый карлик слился с двойной звездой, тогда в окружении должно присутствовать большое количество газа; после взрыва вещество, отброшенное сверхновой, будет сталкиваться с этим газом, - в результате возникнет интенсивная эмиссия рентген-лучей и радио-волн. И наоборот, слияние двух белых карликов не образует этой газовой оболочки, и, следовательно, в результате не будет эмиссии рентген-лучей и радио-волн.
   "Мы не обнаружили радио-излучения от SN 2014J, что позволяет нам склониться ко второму сценарию", - говорит один из участников исследования Перез Торрес (Pérez Torres).

    Источник   http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=6434

  Исследование NASA показывает, что в атмосфере Земли содержится неожиданно большое количество тетрахлорида углерода (CCl4) – компонента, который разрушает озоновый слой и способствует росту озоновой дыры над Антарктикой. Неизвестно, что является источником этого компонента, который в течение уже нескольких десятков лет (с 1987 года, когда был подписан Монреальский протокол) запрещен по всему миру. Страны-участники Монреальского протокола докладывают о нулевой эмиссии CCl4 с 2007 по 2012 год.
   Несмотря на это, новое исследование показало, что эмиссия CCl4 составляет в среднем 39 килотонн в год, - это приблизительно 30 процентов от максимальной эмиссии, которая была зафиксирована еще до вступления протокола в действие.
   В течение почти десяти лет ученые пытались определить, почему уровень содержания CCl4 в атмосфере снижается медленнее, чем ожидалось. Возможно, в процессе физического разрушения существуют какие-либо моменты, не просчитанные учеными, или же имеются до сих пор неидентифицированные источники эмиссии этого компонента.
   В исследовании были использованы данные трехмерной модели климата 3-D GEOS Chemistry Climate Model, а так же глобальных наземных сетей.

    Источник   http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=6430

  Астроном-любитель из Австралии Терри Лавджой (Terry Lovejoy) открыл пятую по счету комету - C/2014 Q2 (Lovejoy). Он обнаружил ее 17 августа с помощью телескопа Celestron C8, оснащенного CCD-камерой, когда наблюдал за звездами из своей обсерватории, оборудованной на крыше дома.
   Лавджой обычно делает по 3 снимка звездного поля, а затем использует специальную программу для поиска движущихся объектов. Любые изменения, зафиксированные программой, он затем проверяет вручную. Большая часть того, что он видит – это астероиды, известные кометы или «ложные тревоги».
   Однако, этот размытый объект, который слабо светился в области созвездия Кормы (яркость составляла +15), оказался неизвестной до сих пор кометой. Для того, чтобы более точно определить орбиту кометы, движущейся к перигелию, нужны дополнительные наблюдения. Однако, последние расчеты, сделанные Центром Малых Планет на основе 24 наблюдений, говорят о том, что перигелия можно ожидать 14 февраля 2015 года; в этот момент расстояние между кометой и поверхностью Солнца будет составлять 265 миллионов километров. А в январе комета приблизится к Земле на расстояние 150 миллионов километров.
   Это – уже пятая по счету комета, открытая Терри. Среди его прошлых открытий – комета Lovejoy (C/2011 W3), о существовании которой узнали в 2011 году и которая прошла на расстоянии всего 140 000 от поверхности Солнца. В ноябре прошлого года комета Lovejoy (C/2013 R1) поразила наблюдателей, став такой яркой, что ее можно было увидеть невооруженным глазом.

 

  Команда ученых под руководством Сары Баллард (Sarah Ballard) из Университета Вашингтона недавно смогла измерить диаметр «супер-Земли» с точностью до 238 километров (около 1 процента), - это замечательная точность, если учесть, что мы говорим об экзопланете, расположенной на расстоянии около 30 световых лет от Земли.
   Для того, чтобы узнать размер планеты Kepler 93 b, Валлард и ее команда воспользовались данным космических телескопов Кеплер (Kepler) и Спитцер (Spitzer). Планета была обнаружена с помощью телескопа Кеплер. Если смотреть с Земли, Kepler 93 b проходит прямо перед своей звездой, свет которой становится более тусклым во время этих транзитов.
   А затем Спитцер и Кеплер фиксировали множественные транзиты в видимом и инфракрасном диапазоне. Данные двух обсерваторий позволили подтвердить, что объект действительно является планетой. Затем, изучая световую кривую, Баллард поняла, что может высчитать размер планеты относительно звезды. Однако, на тот момент ученые не знали, каков диаметр самой звезды. Его удалось измерить благодаря технике, которая носит название астросейсмология. "
   Коллега Баллард, профессор Университета Бирмингема Билл Чаплин (Bill Chaplin) провел астросейсмологический анализ Kepler-93 b. Проанализировав сейсмические режимы звезды, он смог вычислить ее радиус и массу с точностью до одного процента.
   Новые измерения подтвердили, что Kepler-93 b является «супер-Землей», с диаметром, который приблизительно в полтора раза больше диаметра нашей планеты. Благодаря данным обсерватории Кека (Keck Observatory) на Гавайских островах, удалось установить, что масса Kepler-93 b в 3,8 раз больше массы Земли. Плотность этой экзопланеты, следовательно, позволяет предположить, что она, скорее всего, представляет собой скалистую планету с железным ядром.

 

  На новом снимке кометы 67P/Чурюмова-Герасименко можно увидеть разнообразие структур поверхности ядра кометы. Снимок был сделан узкоугольной камерой OSIRIS космического аппарата Розетта (Rosetta) 7 августа 2014 года, в тот момент, когда аппарат находился на расстоянии 104 километра от ядра, диаметр которого – около 4 километров.
   На снимке на «голове» кометы (в верхней части снимка) видны параллельные линейные структуры, похожие на скалы, а на «шее» можно разглядеть валуны с относительно гладкой поверхностью. Для сравнения, «тело» кометы (нижняя половина снимка), - это довольно разнообразный рельеф, с вершинами и долинами.
   Розетта, запуск которой состоялся в марте 2004 года, была реактивирована в январе 2014 года, после того, как провела 957 дней в состоянии «спячки». Целью миссии, которая состоит из орбитального зонда и посадочного модуля, является детальное исследование кометы 67P/Чурюмова-Герасименко, высадка зонда на ядро кометы (это должно произойти в январе) и наблюдение за тем, как будет изменяться комета по мере прохождения мимо Солнца.
   Ученые надеются, что эти наблюдения помогут им узнать больше о происхождении и эволюции Солнечной Системы и том, какова была роль комет в появлении на Земле воды.

    Источник   http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=6413