Зефирная планета сбила астрономов с толку

Астрономы обнаружили самую «пышную» экзопланету размером с Юпитер вокруг красного карлика. Ее плотность составляет всего 0,27 г на см3 — вдвое меньше, чем у Сатурна, который в Солнечной системе является самым «разреженным» газовым гигантом. Никогда ранее вокруг красного карлика не попадалось таких ​​«пышных» газовых планет. Сегодняшние модели формирования планет с трудом объясняют, как она возникла.

Согласно современной теории, большие газовые планеты, такие как Юпитер и Сатурн, образуются, когда аккреционный диск звезды содержит достаточно материала. Обычно это характерно для более тяжелых звезд с массой не менее одной солнечной. Затем образуется массивное каменное ядро, которое связывает с собой много газа . Его высокая гравитациям ожет удерживать эту газовую оболочку после растворения первичного облака.

Однако газовые гиганты встречаются и у красных карликов с малой массой, хотя их аккреционные диски должны быть слишком легкими для такой большой планеты.

«Кроме того, аккреционный диск имеет более короткое время жизни в насыщенной УФ-излучением среде М-карликов».
Шабхам Канодиа из Университета штата Пенсильвания и его коллеги

Следовательно, у протопланеты на самом деле слишком мало времени, чтобы сформировать достаточно тяжелое ядро.

Команда Канодии обнаружила газовый гигант, необычный в нескольких отношениях. От нас экзопланету TOI-3757b отделяет приблизительно 580 световых лет. Она вращается вокруг более старого красного карлика, имеющего около 60 % массы и размера нашего Солнца. Наблюдения за транзитом со спутника НАСА TESS уже показали, что планета имеет диаметр около 150 000 км.

Это делает TOI-3757b редким для красного карлика газовым гигантом. Кроме того, у него еще и необычно тесная орбита. Астрономы определили, что для обращения вокруг родительской звезды экзопланете требуется всего 3,5 дня. TOI-3757b в десять раз ближе к своей центральной звезде, чем, например Меркурий.

«Предыдущие исследования обычно находили такие планеты-гиганты намного дальше от красных карликов».
Шабхам Канодиа

Однако еще более удивительной является плотность экзопланеты: с помощью наземных телескопов астрономы наблюдали крошечное колебание, вызванное гравитацией планеты на ее звезде, и смогли определить, что TOI-3757b имеет около земных 85 масс. Значит, этот газовый гигант имеет размеры Юпитера и только четверть его массы. Поэтому плотность экзопланеты составляет всего 0,27 г на см3.

«Таким образом, TOI-3757b имеет самую низкую плотность, когда-либо измеренную у планеты красного карлика»
Канодиа и его команда

Даже Сатурн, наименее плотная газовая планета в нашей Солнечной системе, в два раза плотнее этой экзопланеты. Плотность этого газового гиганта составляет всего четверть плотности воды, он пышный, как зефир, и может плавать даже в бассейне с водой.

Странно то, что когда газовые гиганты имеют исключительно низкую плотность, это обычно происходит из-за очень горячей раздутой газовой оболочки, когда планета получает много тепла от своей звезды — например горячего Юпитера.

«Но приток тепла к TOI-3757b не является аномально повышенным по сравнению с другими газовыми гигантами вокруг М-карликов. Поэтому мы считаем маловероятным, что раздутая природа TOI-3757b связана со звездным теплом».
Команда Канодиа

Большое количество внутреннего тепла также может раздувать планеты. Обычно это происходит, когда экзопланета очень молода и ее недра едва успели остыть. Однако в случае с TOI-3757b это тоже маловероятно, поскольку характеристики родительской звезды предполагают, что ей уже более семи миллиардов лет. Поэтому и ее планета вряд ли может быть моложе.

Астрономы предполагают, что виновниками ее пышности могут быть два фактора: во-первых, звезда и планета имеют относительно низкую металличность — они содержат только треть тяжелых элементов по сравнению с другими красными карликами и их газовыми планетами. Таким образом, аккреционный диск этой системы мог содержать гораздо меньше материала для формирования планет. Кроме того, такие первичные облака растворяются быстрее, чем богатые металлом

Это означает, что твердое ядро ​​газового гиганта, вероятно, не могло расти достаточно быстро, чтобы достичь своего полного размера. В результате оно ​​осталось меньшим и менее массивным, чем у других газовых гигантов, а газовая аккреция тоже началась позже.

«TOI-3757b — это неудавшийся Юпитер».
Команда Канодиа

Второй фактор: TOI-3757b вращается вокруг своей звезды по немного эксцентричной орбите. В результате гравитационное воздействие звезды на ее планету меняется во время движения по орбите. Это создает растягивающие и сжимающие приливные силы, которые могут нагревать внутреннюю часть и газовую оболочку газового гиганта, вызывая инфляцию.

«Такой приливный эффект может быть причиной, по крайней мере, частичного вздутия TOI-3757b».
Канодиа и его коллеги

Дальнейшие исследования должны прояснить, как и почему эта необычная экзопланета стала таким пышным газовым гигантом.

Источник информации и фото: scinexx.de

Теперь и на космической корове есть пятна

Появление AT 2018cow по прозвищу «Корова» было довольно загадочным звездным взрывом. Новый пазл головоломки предоставили данные измерений из Индии.

Святая корова, что это было?! Примерно так многие астрофизики отреагировали на особое небесное событие 16 июня 2018 года. В галактике, свет от которой идет к нам 215 млн лет, мерцала голубая точка. Она набирала яркость намного быстрее, чем при обычных взрывах сверхновых.

Скорее всего, вспышка радиации получила каталожное название AT 2018cow случайно и теперь ей идеально подходит прозвище «Корова». Однако неясно, что вызвало космический взрыв: коллапс гигантской звезды в черную дыру, слияние двух белых карликов или нетипичное столкновение обычного солнца и нейтронной звезды.

Одно несомненно - это было очень редкое явление. За последние несколько лет лишь два других взрыва были похожими на этот.

Два индийских астронома из исследовательского центра NCRA сообщили в Astrophysical Journal Letters новую деталь: расширяющееся поле обломков от взрыва коровы, по-видимому, довольно пятнистое. Это следует из данных измерений, полученных с радиотелескопа Giant Metrewave.

По прошествии 257 дней облако обломков все еще двигалось со скоростью, равной 1/5 световой, и излучало большое количество низкочастотных радиоволн. Они исходят от заряженных частиц, которые вытесняются по спирали магнитными полями.

Непонятно, почему это синхротронное излучение сильнее выходит из некоторых частей облака. Одно можно сказать наверняка: два других известных взрыва даже отдаленно не были такими пятнистыми, как космическая корова.

Источник информации и фото: spektrum.de

Нейтрино открыли в Солнце второй путь синтеза

Наше солнце - это гигантская термоядерная печь. Огромное давление солнечной гравитации и высокая температура, превышающая 15 миллионов градусов, заставляют внутри него плавиться ядра водорода, приблизительно 600 млн т которого каждую секунду превращается в гелий.

На Солнце большинство этих термоядерных реакций происходит за счет прямого слияния протонов. Этот так называемый протон-протонный синтез составляет около 99 процентов солнечного синтеза. Но еще в 1938 году физиками Гансом Бете и Карлом Фридрихом фон Вейцекером было независимо друг от друга предсказано, что в звездах должен существовать второй путь синтеза, катализируемый более тяжелыми элементами: углеродом, кислородом, азотом - так называемый цикл CNO.

Продемонстрировать эти процессы внутри Солнца помогли нейтрино. Это практически безмассовые частицы, которые выделяются как побочный продукт реакций синтеза. Каждую секунду сотни миллиардов таких солнечных нейтрино незаметно проходят через тело каждого из нас, поскольку они практически не вступают во взаимодействие с другим веществом. Обнаружить эти частицы можно только в детекторах, содержащих огромное количество воды, льда или другого вещества.

Внутри Солнца водород превращается в гелий несколькими способами Фото: SOHO / NASA & ESA

Если нейтрино сталкивается с атомом, это вызывает крошечную вспышку света, которая улавливается фотосенсорами. Затем по энергии и спектру этих световых сигналов ученые могут сделать выводы о свойствах нейтрино и их происхождении. Однако обнаружить солнечные нейтрино особенно сложно, потому что из-за низкой энергии их можно легко перепутать с нейтрино, высвобождающимися во время реакций радиоактивного распада.

Одной из систем, с помощью которых можно зафиксировать солнечные нейтрино, является подземный детектор Borexino в лаборатории Гран-Сассо. Ее ученым удалось в последние годы зарегистрировать их в протон-протонных столкновениях. Однако, чтобы обнаружить гораздо более редкие нейтрино из цикла CNO, пришлось разработать дополнительные этапы очистки и статистические методы фильтрации.

Теперь исследователям впервые удалось напрямую продемонстрировать второй цикл солнечного термоядерного синтеза. С помощью детектора нейтрино под итальянскими Альпами они обнаружили частицы, которые выделяются как побочный продукт цикла CNO. Это важный прорыв в исследованиях Солнца и астрофизике.

«Коллаборация Borexino показала результаты, которые представляют собой веху в физике нейтрино. Это грандиозное достижение приближает нас к полному пониманию нашего Солнца и образования массивных звезд».
Физик Габриэль Ореби Ганн, Калифорнийский университет, Беркли

Источник: wissenschaft.de

Как формируются диски вокруг юных протозвезд

Основные этапы формирования звезд и планет хорошо известны:

1. Плотное межзвездное облако разрушается под действием собственной гравитации.
2. Благодаря сохранению момента импульса образуются центральное ядро и протозвездный диск.
3. Примерно через 100 000 лет звезда становится достаточно плотной, чтобы зажечь в своем центре ядерный синтез и начать сиять, а в диске образовались планеты.

Но не все было ясно в деталях этого процесса, например, какова роль момента импульса в формировании диска или как околозвездный диск собирает большую часть своей массы?

Международная группа ученых под руководством Института внеземной физики им. Макса Планка обнаружила три самых молодых протозвездных источника в молекулярном облаке Персея. Эти источники расположены близко к краю плоскости неба, что позволяет изучать распределение скоростей плотного облака.

В молекулярном облаке Персея находится много молодых областей звездообразования Фото: Адам Блок и Сид Лич, Маунт-Леммон обсерватория

«Это первый случай, когда мы смогли проанализировать кинематику газа вокруг трех околозвездных дисков на ранних стадиях их формирования», - утверждает Хайме Пинеда, который руководил исследованием в MPE. Все системы соответствуют одной модели, что дало нам первое подтверждение того, что плотные облака вращаются не так, как твердое тело».
Хайме Пинеда (Jaime Pineda), руководитель исследования

Вращение твердого тела является простейшией гипотезой, описывающей газ в плотном облаке с фиксированной угловой скоростью при любом заданном радиусе. Модель, наилучшим образом описывающая все три системы, находится между теми, которые соответствуют вращению твердого тела и чистой турбулентности.

Кроме того, при сравнении этих наблюдений с предыдущими численными моделями становится ясно, что магнитные поля оказывать влияние на формировании этих дисков:

«Если включается магнитное поле, то обеспечивается не слишком быстрый коллапс и наблюдается совпадающее с ним вращение газа. Наши последние наблюдения дают нам верхний предел размеров дисков, которые полностью соответствуют предыдущим исследованиям».
Хайме Пинеда

В частности, удельный угловой момент падающего материала напрямую связан с возможным максимальным кеплеровским радиусом протозвездного диска. Предполагая, что звездная масса составляет около 5% массы нашего Солнца, ученые оценивают, что верхний предел кеплеровского диска составляет около 60 астрономических единиц или примерно в два раза больше нашей планетарной системы, что соответствует предыдущим оценкам. Поэтому большие диски (более 80 а. е.) не могут сформироваться в начале жизни звезды и стать причиной формирования планет.

В дальнейшем астрономы будут вести наблюдение за такими системами на разных этапах их развития и в разных средах, чтобы проверить, влияют ли они на конкретный профиль углового момента. Эти результаты могут затем включаться в численные модели или сравниваться с ними, чтобы лучше понять коэволюцию плотного ядра, образующего звезду, и планет, образующих околозвездный диск.

Источник: phys.org

Где скрывается железо от взрывов сверхновых?

Раньше астрофизики считали, что мелкие зерна железа образуются в облаках от взрывов сверхновых. Новые расчеты предполагают, что это неверно. Поэтому возникает вопрос, где прячется железо, образовавшееся при взрывах сверхновых.

Если поблизости от нас происходят мощные взрывы сверхновых с выделением большого количества железа, то при спектроскопии облака взрыва там его оказывается меньше, чем ожидалось. До настоящего времени считалось, что после охлаждения облака взрыва железо выпадает мелкими частицами и спектрально не определяется.

Эксперимент в условиях микрогравитации

Японская группа исследователелей, возглавляемая Юки Кимурой (Yuki Kimura) из Университета Хоккайдо в Саппоро, занялась решением этого вопроса с помощью экспериментов в условиях микрогравитации. Астрономы пришли к выводу: крайне маловероятно, что в облаках от взрывов сверхновых образуются зерна чистого железа.

Остаток сверхновой RCW 103 содержит медленный пульсар
Фото: © NASA/CXC/Университет Амстердама/N.Rea и др.

Предыдущие модели конденсации металлического железа из газовой фазы предполагали: если атомы железа соприкасаются в газовом облаке, то они практически навсегда прилипают друг к другу.

Ракета японского космического агентства JAXA

Этому противоречат результаты, которые получили исследователи с помощью эксперимента на борту ракеты высотного зондирования японского космического агентства JAXA. По их данным, это происходит только при каждом сто тысячном столкновении, поэтому образование более крупных соединений атомов железа в газовых облаках маловероятно.

Японская высотная зондирующая ракета типа S-520
Фото: © Yuki Kimura / JAXA

Однако известно, что при взрывах сверхновых типа Ia должно высвобождаться особенно большое количество железа. Такие сверхновые возникают в тесных двойных системах, где превратившаяся в белый карлик звезда вытягивает из своего компаньона все больше материи, пока наконец критическая масса не превысит солнечную приблизительно на 1,4. Тогда накачавшийся веществом соседа белый карлик не сможет больше выдерживать давление и температурные условия. В нем резко начинаются ядерные реакции синтеза, вся звезда взрывается, полностью превращаясь в излучение и горячий газ с высоким содержанием железа. Но где оно прячется?

Исследователи, возглавляемые Кимурой, полагают, что железо оседает на уже существующие пылинки из силикатов и углерода и таким путем исчезает из газовой фазы. Дальнейшие эксперименты должны прояснить, как ведет себя это железо в газовой фазе остатков сверхновых и какие из этого вытекают последствия для образования будущих звезд и планет.

Источник: spektrum.de

Новая теория происхождения Луны

Израильские ученые представляют новую теорию о происхождении нашей Луны. Исходя из нее, наша нынешняя Луна должна быть не первой, а скорее последней из целого ряда более мелких лун, когда-то окружавших Землю. Из них и возникла путем столкновений сегодняшняя Луна.

Как сообщают профессор Ралука Руфо (Raluca Rufo) из Института Вейцмана, профессор Хагай Перец (Hagai Perets) из Техниона и Одед Ахаронсо (Oded Aharonso) в "Nature Geoscience", их теория противоречит предыдущей доктрине, согласно которой нынешняя Луна является результатом мощного столкновения с молодой Землей одного объекта (Тейя) размером приблизительно с Марс.

"Наша модель, наоборот, свидетельствует о том, что Земля когда-то имела много лун, появившихся при разных столкновениях с протоземлей. Возможно, такие маленькие спутники позже были выброшены с орбиты Земли, сталкивались с Землей либо друг с другом, постепенно образовывая все большие луны».
Хагай Перец

Луна - спутник Земли Фото: Sebastian Voltmer, astrophoto.de

Для проверки условий описанного происхождения таких мини-лун, ученые создали 800 моделей столкновений с Землей.

Полученный при этом результат согласуется с текущим научным пониманием происхождения Земли, которая на последних стадиях роста пережила многочисленные удары и столкновения с другими телами. Каждый из этих ударов присоединял свою или другую часть материала к протоземле, пока она не достигла своего нынешнего размера.

Фото: Руфо и др. / Nature Geoscience

Иллюстрации показывают, как тело (размером от Луны до Марса) ударяет по молодой протоземле (a) и оставляет вокруг нее диск из пыли и мусора (b). Приливными силами этот диск, сформированный из малые лун, выталкивается наружу (с). Прежде чем столкнуться, эти спутники достигают дальних орбит (d) и игра начинается снова (e, f), пока не остается только наша нынешняя Луна.

По мнению исследователей, именно тогда приливные силы, которые постепенно привели к тому, что мини-луны все больше отходили от Земли (как наша нынешняя Луна ежегодно удаляется на один сантиметр от Земли). Тогда из-за гравитационных взаимодействий повторялись столкновения малых спутников разного размера, которые затем также изменили свои орбиты.

Так что легко себе представить, что благодаря этому процессу возникли более мелкие луны, орбиты которых, в свою очередь, скрещивались и приводили к их столкновениям, постепенно формировавшим все более увеличивающееся тело - Луну, которую мы теперь видим в нашем небе, пишут в заключение авторы.

Источник: nature.com

Рост и падение пылевой оболочки V339 Дельфина

Команда астрономов, возглавляемая Анерином Эвансом (Aneurin Evans), Кильский университет, Великобритания, наблюдала за классической новой звездой V339 Дельфина (кратко: V339 Del) и заметила некоторые специфические изменения в ее пылевой оболочке. Результаты наблюдений представлены в статье, вышедшей 19.12.2016 на сайте arxiv.org.

Открытая в августе 2013 года, V339 Дельфина - яркая новая звезда, получившая название по имени своего созвездия - Дельфин.

Это первая Нова, при наблюдениях за которой было получено прямое доказательство поступления лития в межзвездную среду из астрономического объекта. Интересно, что последующие наблюдения за V339 Дельфина показали, что через месяц после ее открытия в этой новой звезде началось образование пыли.

Чтобы лучше понять процесс образования пыли в V339 Дельфина, Эванс и его коллеги проанализировали наборы данных, предоставленных рядом обсерваторий и телескопов. Собранные в течение двух лет наблюдений, они позволили исследователям выделить очевидный рост и снижение массы и радиуса пылинок вокруг этого звездного остатка.

ИК-спектры V339 Del получены IRTF Фото. Эванс и др.

Группа отметила, что быстрое образование пыли происходит примерно на 34-й день наблюдений, а после этого начинает преобладать ее инфракрасное излучение. Они также обнаружили, что эта графитовая пыль имела на тот момент температуру конденсации +1480 К.

Согласно этому документу, образовавшаяся пылевая оболочка имела массу около пяти миллиардных массы Солнца, а зерна выросли до размера нескольких микрометров. Далее размер и масса зерен быстро увеличивались, а температура снизлась примерно до 1000 К, достигнув максимума приблизительно через 100 дней после извержения, и, наконец, после этого пика резко упала.

Исследователи искали наиболее правдоподобное объяснение для наблюдаемого роста и падения пылевой оболочки V339 Дельфина. По их мнению, это изменение, скорее всего, вызвано зарядкой пылинок рентгеновским излучением.

Авторы статьи исключают также возможность разрушения пылинок из-за испарения графитовых зерен, так как температура для этого была слишком низкой.

Источник: arxiv.org