Этот новый снимок космического телескопа Hubble (Хаббл) – самое четкое на сегодняшний день изображение ядра спиральной галактики Messier 61. Он был сделан с помощью High Resolution Channel (Канала высокого разрешения) Улучшенной Камеры для Обзоров (Advanced Camera for Surveys) телескопа Hubble. На фото центральная часть галактики видна в мельчайших подробностях.
   Диаметр этой галактики, так же известной как NGC 4303, около 100 000 световых лет; они сравнима по размеру с нашей галактикой, - Млечный Путь. Как Messier 61, так и наша родная Галактика принадлежат к группе, известной под названием Местное Скопление Галактик или Скопление Девы (Virgo Supercluster) в созвездии Девы (Virgo), - группе галактических кластеров, в которой в общей сложности содержится почти 2 000 спиральных и эллиптических галактик.
   Messier 61 – это тип галактик, известных, как галактики со вспышкой звездообразования, - которые «переживают» необыкновенный подъем звездообразования, жадно поглощая, используя свои запасы газа за короткий (по астрономическим стандартам) период времени. Однако, не только это происходит в галактике; считается, что в глубине ее находится сверхмассивная черная дыра, которая выделяет огромное количество излучения.
    Несмотря на то, что Messier 61 включена в каталог Мессье (Messier Catalogue), на самом деле эта галактика , была открыта итальянским астрономом Барнабусом Ориани (Barnabus Oriani) в 1779 году. Шарль Мессье (Charles Messier) заметил эту галактику в тот же день, что и Ориани, однако, принял ее за пролетающую комету.
 

 

   Магнетары – это сверхплотные останки взрывов сверхновых, самые сильные магниты во Вселенной – в миллионы раз более мощные, чем самые сильные магниты на Земле. Группа астрономов, которая проводила исследование с помощью телескопа Very Large Telescope (VLT), считает, что смогла впервые обнаружить звезду-партнера магнетара. Это открытие может объяснять, как магнетары формируются и почему эта конкретная звезда не стала черной дырой.
   Когда массивная звезда сжимается под воздействием собственной гравитации во время взрыва сверхновой, в результате образуется либо нейтронная звезда, либо черная дыра. Магнетары – это необычная и очень редкая форма нейтронной звезды. Как и все подобные объекты, при крошечном размере они обладают чудовищной плотностью. В момент «звездотрясения» (внезапный разлом на коре нейтронной звезды, подобный землетрясению), поверхность магнетара излучает множество гамма-лучей.
   В звездном скоплении Westerlund 1 , расположенное на расстоянии 16 000 световых лет от нас в созвездии Жертвенник (Ara), имеется один из чуть более чем двух десятков магнетаров Млечного Пути, - CXOU J164710.2-455216. Этот объект по-настоящему озадачил астрономов: по из подсчетам, такой магнетар мог образоваться у результате взрыва звезды, масса которой была примерно в 40 раз больше массы Солнца. Однако, такие массивные звезды обычно, взрываясь, формируют черные дыры, а не нейтронные звезды.
   Чтобы решить эту загадку, астрономы предположили, что магнетар мог сформироваться в результате взаимодействия двух очень массивных звезд, которые вращаются по орбите друг друга в двойной системе, настолько компактной, что она могла бы уместиться в пределах орбиты Земли вокруг Солнца. Однако, до сих пор, рядом с этим магнетаром не было обнаружено звезды-компаньона, поэтому астрономы использовали телескоп VLT, чтобы поискать в других частях кластера. Они искали «сбежавшие звезды», - объекты, которые сбегают из кластера на высоких скоростях, - то есть, возможно, выброшенные с орбиты взрывом сверхновой, в результате которого и сформировался магнетар. И такая звезда нашлась: Westerlund 1-5.
   Это открытие позволило астрономам реконструировать звездную «биографию» и понять, как смог сформироваться магнетар, а не черная дыра. На первой стадии этого процесса более массивная звезда из пары начинает исчерпывать свой запас топлива, «передавая» свои внешние слои менее массивному компаньону, который «обречен» стать магнетаром – и заставляя его вращаться все быстрее и быстрее. Это быстрое вращение – важный момент в формировании ультра-сильного магнитного поля магнетара.
   На второй стадии, в результате передачи массы, сам компаньон становится настолько массивным, что, в свою очередь, сбрасывает большое количество недавно набранной массы. Большое количество этой массы теряется, однако, какое-то все же переходит обратно к первой звезде, - в нашем случае Westerlund 1-5.
   В этом процессе передачи вещества была создана уникальная химическая сигнатура Westerlund 1-5, а масса ее компаньона сжалась до достаточно низких уровней, чтобы сформировался магнетар, а не черная дыра. Произошел своеобразный звездный обмен, который имел последствия сразу для двух звезд!
   Следовательно, ученые заключают, что то, что звезда является компонентом двойной системы, может быть существенным компонентом в «рецепте приготовления» магнетара.

 

   Группа корейских астрономов из обсерватории Похёнсан (Bohyunsan) уже более 10 лет мониторит лучевые скорости нескольких десятков ярких оранжевых и красных гигантов с помощью эшелле-спектрографа BOES. Периодически они объявляют об открытии очередной порции планет – как правило, массивных планет-гигантов на широких орбитах. Не стала исключением и их новая работа, посвященная обнаружению массивных планет у трех звезд, видимых невооруженным глазом: бета Рака, мю Льва и бета Малой Медведицы.
    Когда-то, будучи на главной последовательности, все эти звезды имели спектральный класс A или ранний F (такие звезды относят к звездам промежуточной массы – 1.3-3 солнечных масс). Замечу, что у звезд спектральных классов, более ранних, чем F5, поиск планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд сильно затруднен из-за быстрого вращения и отсутствия в спектре тонких линий. Однако после схода с главной последовательности и превращения звезды в оранжевый или красный гигант ее радиус увеличивается, температура фотосферы падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии, позволяющие измерять ее лучевую скорость с приемлемой точностью (5-10 м/сек).
Все три новые планеты укладываются в закономерность, подмеченную для планет у звезд промежуточной массы: они массивны и расположены на широких орбитах с небольшим эксцентриситетом.
    Итак, бета Рака (HD 69267, HIP 40526, HR 3249) – оранжевый гигант спектрального класса K4 III, прекрасно видный невооруженным глазом (его видимая звездная величина +3.52). Масса звезды оценивается в 1.7 ± 0.1 солнечных масс, радиус достигает 49.0 ± 4.2 солнечных радиусов, светимость в 785.7 раза превышает солнечную. Бета Рака отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их почти в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды составляет 1.85 ± 0.34 млрд. лет.
    На обсерватории Похёнсан было сделано 85 замеров лучевой скорости этого яркого оранжевого гиганта.
    Планета, обнаруженная корейскими учеными рядом с бета Рака, весьма массивна – ее минимальная масса (параметр m sin i) оценивается в 7.8 ± 0.8 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.7 ± 0.1 а.е. и делает один оборот за 605 ± 4 земных суток. Несмотря на широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды температурный режим бета Рака b соответствует горячим юпитерам. Если наклонение орбиты этого объекта к лучу зрения окажется меньше 37° (сейчас оно неизвестно), истинная масса бета Рака b превысит 13 масс Юпитера, и объект окажется не планетой, а коричневым карликом.
    Мю Льва (HD 85503, HIP 48455, HR 3905) – еще один оранжевый гигант спектрального класса K2 III. Его масса примерно в полтора раза превышает солнечную, радиус оценивается в 11.4 ± 0.2 солнечных, светимость – в 62.6 больше светимости нашей дневной звезды. В отличие от бедной тяжелыми элементами беты Рака, мю Льва, напротив, ими очень богата – их в 2.3 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды оценивается в 3.35 ± 0.7 млрд. лет.
    Корейскими астрономами было получено 103 замера лучевой скорости мю Льва.
    Минимальная масса планеты мю Льва b составляет 2.4 ± 0.4 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.1 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.06, и делает один оборот за 357.8 ± 1.2 земных суток. Эта планета также сильно нагрета звездным светом (хотя и не так сильно, как бета Рака b) – она попадает в диапазон очень теплых планет.
    Бета Малой Медведицы, или Кохаб (HD 131873, HIP 72607, HR 5563) является самой яркой звездой из представленного корейскими астрономами трио – ее видимая звездная величина достигает +2.08! Звезда отличается необычным химическим составом – в ее спектре присутствуют сильные линии однократно ионизированного бария, при этом общее содержание металлов в 1.8 раза ниже, чем в составе Солнца. Масса беты Малой Медведицы оценивается в 1.4 ± 0.2 солнечных масс, радиус – в 42 ± 1 солнечных радиусов, светимость в 537 раз превышает светимость Солнца. Возраст звезды достаточно неопределенно оценивается в 2.95 ± 1.03 млрд. лет.
    Всего было сделано 78 замеров лучевой скорости звезды бета Малой Медведицы.
    Планета бета Малой Медведицы b также оказалась весьма массивной – ее минимальная масса достигает 6.1 ± 1 масс Юпитера. Объект вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.4 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.19 ± 0.02 а.е., и делает один оборот за 522 ± 3 земных суток. Из-за заметного эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 1.13 а.е. в перицентре до 1.67 а.е. в апоцентре, т.е примерно в полтора раза. Температурный режим планеты также соответствует горячим юпитерам.
    Если наклонение орбиты беты Малой Медведицы b окажется меньше 28°, ее истинная масса превысит 13 масс Юпитера, и она окажется легким коричневым карликом, пишет сайт Планетные системы.

  Снимки кометы 67P/ Чурюмова-Герасименко, сделанные в период с 27 марта по 4 мая (за это время расстояние между космическим аппаратом и кометой сократилось с 5 миллионов километров до 2 миллионов километров), говорят о том, что пыльная «оболочка» кометы – кома – в последнее время увеличилась; сейчас ее диаметр составляет около 1300 километров. Для сравнения, диаметр ядра кометы – около 4 километров, его пока нельзя увидеть на снимках.
   Кома увеличивается в результате того, что комета постепенно приближается к Солнцу (ее орбитальный период составляет 6,5 лет). Несмотря на то, что расстояние между кометой и Солнцем на данный момент более 600 миллионов километров, ее поверхность уже начала нагреваться, благодаря чему уже началась сублимация льда и исход газа. Газ, выделяясь, несет с собой в пространство крохотные частицы пыли, благодаря чему создается кома.
   По мере приближения кометы к Солнцу она будет нагреваться еще сильнее, ее активность будет увеличиваться и давление солнечного ветра в конце концов приведет к тому, что комета сформирует длинный хвост.
   Розетта и комета R67P/ Чурюмова-Герасименко приблизятся к Солнцу на максимальное расстояние в августе 2015 года; в этот момент они будут между орбитами Земли и Марса.
   Отслеживая активность кометы на этих снимках, ученые могут изучать производство пыли и структуры внутри комы. Кроме того, отслеживая периодические изменения в яркости кометы, ученые смогли определить, что ядро делает полный оборот вокруг собственной оси за 12,4 часа, - это примерно на 20 минут меньше, чем считалось ранее.
   OSIRIS и навигационные камеры космического аппарата постоянно делают снимки, что помогает определить точную траекторию Розетты относительно кометы. С помощью этой информации космический аппарат уже совершил серию маневров, которые постепенно помогут ему стать на одну линию с кометой в процессе подготовки к «свиданию», которое состоится в самом начале августа. Так же столь подробные наблюдения помогут найти наилучшее положение на комете для высадки на ее поверхность посадочного модуля Филы (Philae), - это должно произойти в ноябре этого года.

 

   Первобытные потоки лава сформировали массивные каньоны и системы оврагов на Марсе. Воды на Красной Планете было просто-напросто слишком мало для того, чтобы она могла «вырезать» на Красной Планете эти гигантские долины. К такому заключение пришел после нескольких лет исследований геофизик Джованни Леоне (Giovanni Leone).
   Впервые они были описаны как «каналы» - сеть, подобная паутине, в экваториальной области Марса, известная под названием Noctis Labyrinthus. В свою очередь, система оврагов ведет в другой массивный каньон, - Valles Marineris,- длина которого 4000 километров, ширина – 200 километров, а глубина – 7 километров.
   Ученые ранее предполагали, что эти каньоны и овраги были созданы под воздействием потоков воды. Рассматривалась и другая возможность – тектоническая активность.
   Однако, по мнению Джованни Леоне (Giovanni Leone), ни одно из этих предположений не является верным. Лишь потоки лавы могли сделать это: только они обладали силой и массой, необходимыми для того, чтобы вырезать эти гигантские овраги на поверхности Марса. Результаты исследования были недавно опубликованы в издании Journal of Volcanology and Geothermal Research.
   Последние годы Леоне занимался изучением структуры этих каньонов и их ответвлений. Они исследовал тысячи снимков поверхности с высоким разрешением, сделанным многочисленными марсианскими зондами, в том числе и аппаратом Mars Reconnaissance Orbiter.
   Ученый пришел к выводу, что все эти структуры могли быть сформированы потоками лавы, однако, не исключил воздействия воды, как последней формирующей силы, отметив при этом, что, по всем признакам, воды было бы недостаточно для того, чтобы ее можно было считать полностью ответственной за формирование подобных каньонов и оврагов.

   Источник http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=5899

   Команда астрономов под руководством Айвена Рамиреза (Ivan Ramirez) из Университета Техаса в Остине нашла первого «близнеца» Солнца – звезду, которая практически наверняка была образована из того же облака газа и пыли, что и наша звезда. Статья, посвященная этому открытию, будет опубликована в издании Astrophysical Journal от 1 июня.
   Родственник Солнца, открытый учеными, получил название HD 162826. Это звезда, на 15 процентов более массивная, чем Солнце, и расположенная на расстоянии 11 световых лет от нас в созвездии Геркулеса. Сейчас ее нельзя увидеть невооруженным глазом, однако в бинокли даже небольшой мощности ее можно разглядеть; она находится недалеко от яркой звезды Vega.
   Ученые поняли, что, по всей вероятности, HD 162826 является родственником нашего Солнца, исследовав группу из 30 потенциальных кандидатов на это «звание». При исследовании каждой звезды использовалась спектроскопия высокого разрешения, для того, чтобы получить четкое представление о химическом составе каждой конкретной звезды.
   Кроме химического анализа, команда так же пользовалась информацией об орбитах звезд – об их пути вокруг центра галактики Млечный Путь. В результате, количество кандидатов сузилось до одного: HD 162826.
   Неизвестно, имеются ли в системе этой звезды планеты, на которых есть жизнь. По счастливому совпадению, изучением этой звезды в течение уже 15 лет занимается Команда Поиска Планет Обсерватории МакДональда. В результате наблюдений и расчетов ученые исключили возможность того, что на близком расстоянии от звезды могут вращаться массивные планеты (так называемые горячие Юпитеры),при этом исследования не исключают возможности присутствия небольших, похожих на Землю планет на орбите HD 162826.

   Источник http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=5888

   29 марта 2014 года на Солнце произошла вспышка Х-класса. Эта вспышка вошла в историю; ее свидетелями стали четыре различных космических аппарата NASA и одна наземная обсерватория.
   Впервые астрономам удалось получить одновременно свидетельства события такого масштаба от столь большого количества телескопов. Ученые надеются, что эти сведения помогут им лучше понять, что служит катализатором таких сильных взрывов на Солнце. Возможно, когда-нибудь мы даже сможем прогнозировать их вероятность и предупреждать о возможном влиянии на работу радио-сетей и линий электропередач.
   Вот телескопы, которым удалось зафиксировать эту вспышку: американские аппараты IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph); SDO (Solar Dynamics Observatory), RHESSI (Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager); японский спутник Hinode; и телескоп Dunn Solar Telescope Национальной Солнечной Обсерватории, который находится на Пике Сакраменто в Нью Мексико.
   Дополнительные данные были получены от многочисленных космических аппаратов, которые в момент вспышки были повернуты в сторону Солнца. Solar Terrestrial Relations Observatory и Solar and Heliospheric Observatory наблюдали за большим облаком солнечного вещества, которое вырвалось с поверхности в результате вспышки – так называемым выбросом коронарной массы. Спутник GOES наблюдал за рентген-излучением вспышки, а другие космические аппараты исследовали ее воздействие, когда она устремлялась к Земле.
   Эта вспышка была первым событием Х-класса, за которым наблюдали телескопы проекта IRIS, отправившегося в космос в июне 2013 года для того, чтобы исследовать в приближении хромосферу Солнца и переходный регион, через которые должны проходить вся энергия и жар вспышки по мере ее формирования.
   Скоординированные наблюдения очень важны в понимании таких выбросов на Солнце и того, как они влияют на космическую погоду в околоземном пространстве. Приборы обсерваторий работают таким образом, что каждый из них показывает отдельный аспект вспышки на разной высоте от поверхности Солнца и при разных температурах. Вместе эти обсерватории помогают ученым «нарисовать» трехмерную картину того, что происходит во время любого подобного события на Солнце.
   В этом случае, скоординировать работу космических обсерваторий помог телескоп Dunn Solar Telescope. Специалисты этой обсерватории работали в сотрудничестве с учеными, которые занимаются проектами Hinode и IRIS.
   Теперь ученые работают над тем, чтобы воссоздать максимально подробную картину того, как начинается вспышка и как она достигает пика.

    Источник http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=5884