Origin

Origin

Алексей Кудря ##### **Новые данные о скоплении NGC 2506** Астрономам удалось уточнить фундаментальные параметры галактического рассеянного скопления NGC 2506 в созвездии Единорога, используя уникальные свойства двойных звездных систем. Результаты исследования, основанного на данных космических аппаратов Gaia и TESS, демонстрируют высокоточный метод, применимый для проверки моделей звездной эволюции и изучения истории Млечного Пути [1]. Рассеянные скопления, такие как NGC 2506, представляют собой группы звезд, образовавшихся из одного гигантского молекулярного облака. Их изучение имеет важное значение для понимания структуры и эволюции нашей галактики. NGC 2506, удаленное на тысячи световых лет, является метал-дефицитным скоплением промежуточного возраста. Однако в научной литературе существовали значительные расхождения в оценках его ключевых параметров: различные исследования указывали на возраст скопления от 1,5 до 3,4 млрд лет, оценки металличности и расстояния также варьировались. Распределение плотности собственных движений звезд в поле NGC 2506, основанное на данных Gaia DR3. arxiv.org/html/2510.06320v1 Для разрешения этих противоречий международная группа исследователей сосредоточила внимание на анализе двойных звездных систем внутри скопления. Двойные, и особенно затменные двойные системы, служат естественными астрофизическими лабораториями. Наблюдая за их орбитальным движением и изменениями блеска, можно с высокой точностью определить массы, радиусы и светимости звезд, что делает их идеальными инструментами для калибровки. В рамках этой работы были детально изучены пять двойных систем в скоплении NGC 2506, две из которых являются затменными двойными. Все целевые звезды имеют массы от 1 до 1,5 солнечной массы и высокую вероятность принадлежности к скоплению, подтвержденную данными астрометрии. Применение этого метода позволило получить уточненные значения параметров всего скопления. Согласно новым данным, возраст NGC 2506 составляет 1,94 млрд лет, а расстояние до него — примерно 3,18 ± 0,53 кпк. Металличность скопления была оценена на уровне –0,3, что подтверждает его статус объекта с пониженным содержанием тяжелых элементов. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для NGC 2506 построена с использованием фотометрии Gaia. arxiv.org/html/2510.06320v1 Полученные результаты делают NGC 2506 одним из наиболее точно охарактеризованных скоплений своего класса. Это позволяет использовать его в качестве надежного тестового полигона для проверки и уточнения современных моделей звездной эволюции, особенно для звезд с субсолнечной металличностью. Представленная методика является масштабируемой и открывает путь для проведения прецизионных исследований звездных популяций в других рассеянных скоплениях, для которых доступны данные о спектроскопических двойных системах. **1.****arxiv.org/abs/2510.06320** ##### Обнаружение фосфина в коричневых карликах Тройная звездная система Wolf 1130. Wolf 1130AB — субкарлик + белый карлик, а Wolf 1130C — коричневый карлик. Изображение: Д. Лэнг, 2014/unWISE Телескоп «Джеймс Уэбб» впервые зафиксировал фосфин в атмосфере субзвездного объекта за пределами Солнечной системы. Целью наблюдений стал коричневый карлик Wolf 1130C, входящий в тройную систему в созвездии Лебедя примерно в 54 световых годах от Земли. Это обнаружение не указывает на наличие жизни, но проливает свет на сложность интерпретации спектральных данных и ставит важные рамки для поиска биосигнатур на экзопланетах [2]. Коричневые карлики занимают промежуточное положение между массивными газовыми гигантами и звездами. Wolf 1130C с массой около 44 масс Юпитера недостаточно массивен для поддержания устойчивого термоядерного синтеза водорода, но в его недрах может происходить сгорание дейтерия. В таких условиях фосфин может стабильно существовать и производиться абиогенными химическими процессами, аналогично его наличию в атмосферах Юпитера и Сатурна. Долгое время фосфин не удавалось обнаружить в атмосферах коричневых карликов из-за фундаментальной спектроскопической проблемы. Его ключевая полоса поглощения находится на такой длине волны, что совпадает с одной из самых интенсивных линий поглощения углекислого газа. В горячих атмосферах коричневых карликов CO₂ доминирует и создает настолько мощный сигнал, что полностью маскирует более слабую линию фосфина. Уникальность Wolf 1130C заключается в его чрезвычайно низкой «металличности» — содержании элементов тяжелее гелия. Будучи старым объектом толстого галактического диска, он обладает дефицитом углерода. Это приводит к пониженной концентрации CO₂ в его атмосфере, что в свою очередь позволило спектральному сигналу фосфина быть различимым для инструментов «Джеймса Уэбба». Анализ подтвердил, что источником фосфина является сам коричневый карлик, а не его компаньоны — два красных карлика [3]. Данное открытие имеет прямое отношение к продолжающимся дебатам о возможном обнаружении фосфина в атмосфере Венеры. На каменистых планетах в отсутствие мощных внутренних источников тепла и конвективных процессов, характерных для газовых гигантов, устойчивое присутствие фосфина считается потенциальным индикатором биологической активности. Однако атмосфера Венеры на 96% состоит из углекислого газа. Случай с Wolf 1130C наглядно демонстрирует, насколько сложно может быть надежно идентифицировать фосфин в условиях сильного спектрального подавления со стороны CO₂, даже с использованием самых совершенных телескопов. Таким образом, обнаружение фосфина в атмосфере коричневого карлика подчеркивает необходимость тщательного учета химического и термического контекста при поиске потенциальных биосигнатур. То, что может быть интерпретировано как признак жизни, может оказаться следствием неучтенных абиогенных процессов. Одновременно с этим открытие указывает на возможность «скрытых» химических сигнатур в астрофизических объектах, которые остаются невидимыми из-за наложения более сильных спектральных линий. **2.****arxiv.org/abs/2510.03916** **3.****tcd.ie/news_events/top-stories/featured/astronomers-detect-explosive-toxic-gas-in-ancient-brown-dwarf/** ##### Программное решение для повышения четкости изображений «Джеймса Уэбба» В прошлом номере мы рассказывали, как группа специалистов в области прикладной математики и астрономии разработала вычислительный метод ImageMM, который позволит наземным телескопам достигать улучшенной четкости изображений [4]. Теперь совместная работа австралийских исследователей позволила устранить артефакты размытия в данных, получаемых одним из режимов наблюдения космического телескопа «Джеймс Уэбб». Разработанное программное решение восстанавливает расчетную разрешающую способность интерферометра с маскирующей апертурой (AMI) обеспечивающего высокое угловое разрешение при прямом наблюдении тусклых объектов вблизи ярких звезд, таких как экзопланеты и протопланетные диски. До и после повышения резкости изображения. Max Charles/University of Sydney После ввода телескопа в эксплуатацию выяснилось, что на качество изображений, получаемых с помощью AMI, влияют особенности работы детектора ближнего инфракрасного диапазона Near-Infrared Camera. Специфический эффект, известный как «эффект ярче-толще» (bright-fatter effect), приводит к частичному «перетеканию» электрического заряда между соседними пикселями матрицы. Это явление вносило искажения в данные, снижая контраст и разрешающую способность при восстановлении изображений. Для решения проблемы была создана программная система AMIGO (Aperture Masking Interferometry Generative Observations). Этот метод не требует модификации аппаратного обеспечения телескопа и реализуется полностью на этапе обработки данных. AMIGO использует комплексное численное моделирование, включающее физику работы детектора и оптической системы телескопа. Применение алгоритмов на основе нейронных сетей позволяет точно рассчитать вносимые искажения и скорректировать их, эффективно «де-размывая» финальные изображения [5]. Эффективность метода подтверждена результатами наблюдений. После применения AMIGO были получены четкие изображения ранее труднодостижимых целей. Среди них — прямое детектирование тусклого субзвездного компаньона в системе звезды HD 206893, расположенной на расстоянии около 133 световых лет от Земли. Дополнительные наблюдения продемонстрировали возможности обновленной методики для изучения струи релятивистских частиц, истекающей из окрестностей черной дыры, вулканической активности на спутнике Юпитера Ио и структуры пылевых оболочек вокруг массивных звезд [6]. **4.****www.trv-science.ru/2025/10/astronovosti-7-oct/** **5.****arxiv.org/abs/2510.09806** **6.****arxiv.org/abs/2510.10924** ##### Ветра Марса Скорость ветров в атмосфере Марса может достигать 160 км/ч, что существенно превышает предыдущие оценки. Это открытие было сделано международной группой исследователей на основе анализа десятков тысяч снимков, полученных с орбитальных аппаратов [7]. Основой для работы послужили изображения, полученные камерами CaSSIS (Color and Stereo Surface Imaging System) и HRSC (High Resolution Stereo Camera), установленными на орбитальных аппаратах Европейского космического агентства (ESA). Ученые применили методы глубокого обучения для автоматизированной идентификации песчаных вихрей — характерных пылевых образований в марсианской атмосфере. Алгоритмы обработали свыше 50 тыс. изображений, что позволило выделить несколько сотен наиболее четких и информативных вихрей для детального изучения [8]. Каталог пылевых вихрей CaSSIS и HRSC. science.org/doi/10.1126/sciadv.adw5170 Ключевым этапом исследования стало использование стереоснимков, сделанных с небольшим временным интервалом. Это дало возможность не только идентифицировать вихри, но и с высокой точностью измерить их скорость и направление движения путем анализа параллакса. Такой метод позволил получить трехмерную картину атмосферных процессов, в отличие от двумерных оценок, которые преобладали ранее. Ранее считалось, что средняя скорость марсианских ветров не превышает 50 км/ч. Новые измерения показали, что в отдельных случаях она достигает 44 м/c, или 160 км/ч. Такие мощные воздушные потоки способны поднимать в атмосферу значительно большее количество пыли, чем предполагали существующие климатические модели. Это оказывает прямое влияние на энергетический баланс планеты, процессы нагрева и охлаждения поверхности, а также на глобальное распределение пылевых частиц. Фото марсианского «пылевого дьявола» с орбитального аппарата NASA Mars Reconnaissance Orbiter. JPL/MSSS/NASA Уточнение параметров ветра имеет практическое значение для планирования будущих пилотируемых миссий на Марс. Сильные пылевые бури могут влиять на работу солнечных панелей, тепловой режим оборудования и систем жизнеобеспечения. Более точное прогнозирование погодных условий станет необходимым элементом обеспечения безопасности астронавтов и долгосрочного функционирования инфраструктуры на поверхности планеты. Данные о реальной скорости ветра также важны для инженерных расчетов при проектировании посадочных аппаратов и марсианских жилых модулей. **7.****eurekalert.org/news-releases/1101057** **8.****science.org/doi/10.1126/sciadv.adw5170** ##### Изображение номера — RS Кормы (RS Puppis) NASA, ESA и Hubble Heritage Team (STScI/AURA) RS Кормы — это переменная звезда-цефеида, находящаяся на расстоянии около 6500 световых лет от Земли. Среди переменных звезд цефеиды имеют сравнительно длинные периоды — например, яркость RS Кормы меняется почти в пять раз каждые сорок дней. RS Кормы необычна: эта переменная звезда окутана густыми, темными облаками пыли, что позволяет наблюдать с потрясающей четкостью явление, известное как световое эхо. _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Астроновости: «Евклид» запущен, судьба Ingenuity, марсианский пончик, портреты гигантов от «Уэбба» (11.07.2023) * Астроновости: WISE/NEOWISE завершает работу, лунное время, Марс под атакой, Кольцо с брильянтами и Пингвин с Яйцом от «Джеймса Уэбба» (16.07.2024) * Астроновости: случайная находка Curiosity, холодный суперюпитер от «Уэбба», вода от китайского лунного зонда… (30.07.2024) * Астроновости: рекорд на орбите, новые пульсары, Вселенная в объективах «Хаббла» и «Уэбба», а также астероид по имени Язев (13.02.2024) * Астроновости: объединенные снимки, теплый мир TOI-1859, до сверхновой SN2023ixf и др. (13.06.2023) * Астроновости: новое от «Джеймса Уэбба»; тусклые спутники; непохожая на Венеру TRAPPIST‑1с (27.06.2023) * Астроновости: мартовская комета, история воды на Земле, юбилей «Розетты» и субкоричневый карлик (12.03.2024) * Астроновости: глубокий обзор COSMOS-Web, вулкан на Марсе, Космическая Сова… (17.06.2025) * Астроновости: будущая сверхновая, действующий вулкан на Венере, конец света отменяется (21.03.2023)

Алексей Кудря ##### **Новые данные о скоплении NGC 2506** Астрономам удалось уточнить фундаментальные параметры галактического рассеянного скопления NGC 2506 в созвездии Единорога, используя уникальные свойства двойных звездных систем. Результаты исследования, основанного на данных космических аппаратов Gaia и TESS, демонстрируют высокоточный метод, применимый для проверки моделей звездной эволюции и изучения истории Млечного Пути [1]. Рассеянные скопления, такие как NGC 2506, представляют собой группы звезд, образовавшихся из одного гигантского молекулярного облака. Их изучение имеет важное значение для понимания структуры и эволюции нашей галактики. NGC 2506, удаленное на тысячи световых лет, является метал-дефицитным скоплением промежуточного возраста. Однако в научной литературе существовали значительные расхождения в оценках его ключевых параметров: различные исследования указывали на возраст скопления от 1,5 до 3,4 млрд лет, оценки металличности и расстояния также варьировались. Распределение плотности собственных движений звезд в поле NGC 2506, основанное на данных Gaia DR3. arxiv.org/html/2510.06320v1 Для разрешения этих противоречий международная группа исследователей сосредоточила внимание на анализе двойных звездных систем внутри скопления. Двойные, и особенно затменные двойные системы, служат естественными астрофизическими лабораториями. Наблюдая за их орбитальным движением и изменениями блеска, можно с высокой точностью определить массы, радиусы и светимости звезд, что делает их идеальными инструментами для калибровки. В рамках этой работы были детально изучены пять двойных систем в скоплении NGC 2506, две из которых являются затменными двойными. Все целевые звезды имеют массы от 1 до 1,5 солнечной массы и высокую вероятность принадлежности к скоплению, подтвержденную данными астрометрии. Применение этого метода позволило получить уточненные значения параметров всего скопления. Согласно новым данным, возраст NGC 2506 составляет 1,94 млрд лет, а расстояние до него — примерно 3,18 ± 0,53 кпк. Металличность скопления была оценена на уровне –0,3, что подтверждает его статус объекта с пониженным содержанием тяжелых элементов. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для NGC 2506 построена с использованием фотометрии Gaia. arxiv.org/html/2510.06320v1 Полученные результаты делают NGC 2506 одним из наиболее точно охарактеризованных скоплений своего класса. Это позволяет использовать его в качестве надежного тестового полигона для проверки и уточнения современных моделей звездной эволюции, особенно для звезд с субсолнечной металличностью. Представленная методика является масштабируемой и открывает путь для проведения прецизионных исследований звездных популяций в других рассеянных скоплениях, для которых доступны данные о спектроскопических двойных системах. **1.****arxiv.org/abs/2510.06320** ##### Обнаружение фосфина в коричневых карликах Тройная звездная система Wolf 1130. Wolf 1130AB — субкарлик + белый карлик, а Wolf 1130C — коричневый карлик. Изображение: Д. Лэнг, 2014/unWISE Телескоп «Джеймс Уэбб» впервые зафиксировал фосфин в атмосфере субзвездного объекта за пределами Солнечной системы. Целью наблюдений стал коричневый карлик Wolf 1130C, входящий в тройную систему в созвездии Лебедя примерно в 54 световых годах от Земли. Это обнаружение не указывает на наличие жизни, но проливает свет на сложность интерпретации спектральных данных и ставит важные рамки для поиска биосигнатур на экзопланетах [2]. Коричневые карлики занимают промежуточное положение между массивными газовыми гигантами и звездами. Wolf 1130C с массой около 44 масс Юпитера недостаточно массивен для поддержания устойчивого термоядерного синтеза водорода, но в его недрах может происходить сгорание дейтерия. В таких условиях фосфин может стабильно существовать и производиться абиогенными химическими процессами, аналогично его наличию в атмосферах Юпитера и Сатурна. Долгое время фосфин не удавалось обнаружить в атмосферах коричневых карликов из-за фундаментальной спектроскопической проблемы. Его ключевая полоса поглощения находится на такой длине волны, что совпадает с одной из самых интенсивных линий поглощения углекислого газа. В горячих атмосферах коричневых карликов CO₂ доминирует и создает настолько мощный сигнал, что полностью маскирует более слабую линию фосфина. Уникальность Wolf 1130C заключается в его чрезвычайно низкой «металличности» — содержании элементов тяжелее гелия. Будучи старым объектом толстого галактического диска, он обладает дефицитом углерода. Это приводит к пониженной концентрации CO₂ в его атмосфере, что в свою очередь позволило спектральному сигналу фосфина быть различимым для инструментов «Джеймса Уэбба». Анализ подтвердил, что источником фосфина является сам коричневый карлик, а не его компаньоны — два красных карлика [3]. Данное открытие имеет прямое отношение к продолжающимся дебатам о возможном обнаружении фосфина в атмосфере Венеры. На каменистых планетах в отсутствие мощных внутренних источников тепла и конвективных процессов, характерных для газовых гигантов, устойчивое присутствие фосфина считается потенциальным индикатором биологической активности. Однако атмосфера Венеры на 96% состоит из углекислого газа. Случай с Wolf 1130C наглядно демонстрирует, насколько сложно может быть надежно идентифицировать фосфин в условиях сильного спектрального подавления со стороны CO₂, даже с использованием самых совершенных телескопов. Таким образом, обнаружение фосфина в атмосфере коричневого карлика подчеркивает необходимость тщательного учета химического и термического контекста при поиске потенциальных биосигнатур. То, что может быть интерпретировано как признак жизни, может оказаться следствием неучтенных абиогенных процессов. Одновременно с этим открытие указывает на возможность «скрытых» химических сигнатур в астрофизических объектах, которые остаются невидимыми из-за наложения более сильных спектральных линий. **2.****arxiv.org/abs/2510.03916** **3.****tcd.ie/news_events/top-stories/featured/astronomers-detect-explosive-toxic-gas-in-ancient-brown-dwarf/** ##### Программное решение для повышения четкости изображений «Джеймса Уэбба» В прошлом номере мы рассказывали, как группа специалистов в области прикладной математики и астрономии разработала вычислительный метод ImageMM, который позволит наземным телескопам достигать улучшенной четкости изображений [4]. Теперь совместная работа австралийских исследователей позволила устранить артефакты размытия в данных, получаемых одним из режимов наблюдения космического телескопа «Джеймс Уэбб». Разработанное программное решение восстанавливает расчетную разрешающую способность интерферометра с маскирующей апертурой (AMI) обеспечивающего высокое угловое разрешение при прямом наблюдении тусклых объектов вблизи ярких звезд, таких как экзопланеты и протопланетные диски. До и после повышения резкости изображения. Max Charles/University of Sydney После ввода телескопа в эксплуатацию выяснилось, что на качество изображений, получаемых с помощью AMI, влияют особенности работы детектора ближнего инфракрасного диапазона Near-Infrared Camera. Специфический эффект, известный как «эффект ярче-толще» (bright-fatter effect), приводит к частичному «перетеканию» электрического заряда между соседними пикселями матрицы. Это явление вносило искажения в данные, снижая контраст и разрешающую способность при восстановлении изображений. Для решения проблемы была создана программная система AMIGO (Aperture Masking Interferometry Generative Observations). Этот метод не требует модификации аппаратного обеспечения телескопа и реализуется полностью на этапе обработки данных. AMIGO использует комплексное численное моделирование, включающее физику работы детектора и оптической системы телескопа. Применение алгоритмов на основе нейронных сетей позволяет точно рассчитать вносимые искажения и скорректировать их, эффективно «де-размывая» финальные изображения [5]. Эффективность метода подтверждена результатами наблюдений. После применения AMIGO были получены четкие изображения ранее труднодостижимых целей. Среди них — прямое детектирование тусклого субзвездного компаньона в системе звезды HD 206893, расположенной на расстоянии около 133 световых лет от Земли. Дополнительные наблюдения продемонстрировали возможности обновленной методики для изучения струи релятивистских частиц, истекающей из окрестностей черной дыры, вулканической активности на спутнике Юпитера Ио и структуры пылевых оболочек вокруг массивных звезд [6]. **4.****www.trv-science.ru/2025/10/astronovosti-7-oct/** **5.****arxiv.org/abs/2510.09806** **6.****arxiv.org/abs/2510.10924** ##### Ветра Марса Скорость ветров в атмосфере Марса может достигать 160 км/ч, что существенно превышает предыдущие оценки. Это открытие было сделано международной группой исследователей на основе анализа десятков тысяч снимков, полученных с орбитальных аппаратов [7]. Основой для работы послужили изображения, полученные камерами CaSSIS (Color and Stereo Surface Imaging System) и HRSC (High Resolution Stereo Camera), установленными на орбитальных аппаратах Европейского космического агентства (ESA). Ученые применили методы глубокого обучения для автоматизированной идентификации песчаных вихрей — характерных пылевых образований в марсианской атмосфере. Алгоритмы обработали свыше 50 тыс. изображений, что позволило выделить несколько сотен наиболее четких и информативных вихрей для детального изучения [8]. Каталог пылевых вихрей CaSSIS и HRSC. science.org/doi/10.1126/sciadv.adw5170 Ключевым этапом исследования стало использование стереоснимков, сделанных с небольшим временным интервалом. Это дало возможность не только идентифицировать вихри, но и с высокой точностью измерить их скорость и направление движения путем анализа параллакса. Такой метод позволил получить трехмерную картину атмосферных процессов, в отличие от двумерных оценок, которые преобладали ранее. Ранее считалось, что средняя скорость марсианских ветров не превышает 50 км/ч. Новые измерения показали, что в отдельных случаях она достигает 44 м/c, или 160 км/ч. Такие мощные воздушные потоки способны поднимать в атмосферу значительно большее количество пыли, чем предполагали существующие климатические модели. Это оказывает прямое влияние на энергетический баланс планеты, процессы нагрева и охлаждения поверхности, а также на глобальное распределение пылевых частиц. Фото марсианского «пылевого дьявола» с орбитального аппарата NASA Mars Reconnaissance Orbiter. JPL/MSSS/NASA Уточнение параметров ветра имеет практическое значение для планирования будущих пилотируемых миссий на Марс. Сильные пылевые бури могут влиять на работу солнечных панелей, тепловой режим оборудования и систем жизнеобеспечения. Более точное прогнозирование погодных условий станет необходимым элементом обеспечения безопасности астронавтов и долгосрочного функционирования инфраструктуры на поверхности планеты. Данные о реальной скорости ветра также важны для инженерных расчетов при проектировании посадочных аппаратов и марсианских жилых модулей. **7.****eurekalert.org/news-releases/1101057** **8.****science.org/doi/10.1126/sciadv.adw5170** ##### Изображение номера — RS Кормы (RS Puppis) NASA, ESA и Hubble Heritage Team (STScI/AURA) RS Кормы — это переменная звезда-цефеида, находящаяся на расстоянии около 6500 световых лет от Земли. Среди переменных звезд цефеиды имеют сравнительно длинные периоды — например, яркость RS Кормы меняется почти в пять раз каждые сорок дней. RS Кормы необычна: эта переменная звезда окутана густыми, темными облаками пыли, что позволяет наблюдать с потрясающей четкостью явление, известное как световое эхо. _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Астроновости: «Евклид» запущен, судьба Ingenuity, марсианский пончик, портреты гигантов от «Уэбба» (11.07.2023) * Астроновости: WISE/NEOWISE завершает работу, лунное время, Марс под атакой, Кольцо с брильянтами и Пингвин с Яйцом от «Джеймса Уэбба» (16.07.2024) * Астроновости: случайная находка Curiosity, холодный суперюпитер от «Уэбба», вода от китайского лунного зонда… (30.07.2024) * Астроновости: рекорд на орбите, новые пульсары, Вселенная в объективах «Хаббла» и «Уэбба», а также астероид по имени Язев (13.02.2024) * Астроновости: объединенные снимки, теплый мир TOI-1859, до сверхновой SN2023ixf и др. (13.06.2023) * Астроновости: новое от «Джеймса Уэбба»; тусклые спутники; непохожая на Венеру TRAPPIST‑1с (27.06.2023) * Астроновости: мартовская комета, история воды на Земле, юбилей «Розетты» и субкоричневый карлик (12.03.2024) * Астроновости: глубокий обзор COSMOS-Web, вулкан на Марсе, Космическая Сова… (17.06.2025) * Астроновости: будущая сверхновая, действующий вулкан на Венере, конец света отменяется (21.03.2023)

Origin

Origin

Алексей Кудря ##### **Новые алгоритмы астрономической визуализации** Одной из главных проблем наземной астрономии остается искажение света земной атмосферой. Даже при использовании телескопов крупнейших обсерваторий световые лучи, проходя через турбулентные слои воздуха, испытывают смещение и размытие, что делает изображения далеких галактик и звезд менее четкими. Классические методы обработки данных способны частично компенсировать эти эффекты, однако они часто жертвуют деталями или добавляют искусственные шумы. Группа специалистов в области прикладной математики и астрономии разработала вычислительный метод ImageMM, который позволяет наземным телескопам достигать четкости изображений, сопоставимой с космическими обсерваториями. Новизна алгоритма в том, что он позволяет учитывать вариации атмосферы как динамической системы и воссоздавать исходный сигнал с высокой степенью достоверности. По сути, алгоритм «учится» видеть сквозь атмосферную завесу, восстанавливая скрытую структуру объектов [1]. Сравнение изображения, полученного с помощью Hyper Suprime-Cam — сверхширокоугольной камеры, установленной на телескопе Subaru (сверху), — с изображением, полученным с помощью нового алгоритма ImageMM (снизу). Первое фото по качеству сопоставимо с изображениями, которые обычно используются на практике. Изображение: Johns Hopkins University Практическое тестирование метода проводилось на изображениях, полученных телескопом Subaru на Мауна-Кеа. Алгоритм смог обработать серию размытых и зашумленных снимков всего за несколько секунд, выявив на них тонкие детали, которые ранее терялись в шуме, например сложную структуру спиральных галактик. Алгоритм намеренно тестировался на данных, максимально приближенных к тем, которые будут получены на Обсерватории имени Веры Рубин, где будет важна высокая точность восстановления формы галактик и звездных скоплений. Особую важность подобные методы имеют для космологии. Точное определение форм галактик и изучение статистики их искажений лежит в основе исследований темной материи и темной энергии. Даже небольшое улучшение качества изображений существенно повышает точность таких измерений, особенно в проектах, рассчитанных на колоссальные объемы данных. Хотя космические телескопы обеспечивают более «чистые» наблюдения, их поле зрения ограничено. Так, за десятилетия работы телескопа «Хаббл» удалось охватить лишь малую долю неба. Напротив, наземные обсерватории могут регулярно картографировать всю небесную сферу, а внедрение новых алгоритмов делает эти данные сопоставимыми по качеству с космическими. **1.****iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/adfb72** ##### **Структура и эволюция NGC 2775** Галактика NGC 2775, расположенная на расстоянии 67 млн световых лет от нас в созвездии Рака, представляет интерес для астрономов благодаря своему необычному строению. Данные космического телескопа «Хаббл» [2] выявили особенности, затрудняющие ее однозначную классификацию. Центральная область NGC 2775 — гладкая и лишенная газа, что характерно для эллиптических галактик, а внешние области состоят из пылевого кольца с фрагментированными скоплениями звезд, как у спиральных галактик. Поэтому единого мнения относительно классификации NGC 2775 нет. Часть астрономов относит ее к спиральным галактикам, обращая внимание на внешнее «пушистое» кольцо из звезд и пыли. Другие склонны считать ее галактикой переходного типа — линзовидной, сочетающей черты как спиральных, так и эллиптических систем. Линзовидные галактики могут формироваться различными путями: в результате слияния спиральных галактик или вследствие исчерпания запасов газа, необходимого для формирования новых звезд и поддержания четкой спиральной структуры. Галактика NGC 2775 на снимке «Хаббла». ESA/Hubble & NASA, F. Belfiore, J. Lee и PHANGS-HST Team Одним из ключевых аргументов в пользу того, что NGC 2775 стала результатом слияния галактик, является наличие у нее протяженного хвоста из водорода. Этот хвост, который не виден на изображении «Хаббла», имеет длину почти 100 тыс. световых лет и как бы опоясывает галактику. Астрономы интерпретируют его как остаток карликовой галактики-спутника, которая была разорвана и поглощена NGC 2775 под действием приливных сил. Чаще всего NGC 2775 относят к подтипу флоккулентных, или «хлопьевидных» спиральных галактик. Для этого типа характерны плохо очерченные, прерывистые спиральные рукава. Вместо четких дуг они образуют набор отдельных «пуховых» фрагментов и звездных сгустков, которые в целом формируют подобие спиральной структуры. Представленное изображение, полученное «Хабблом», включает наблюдения в спектральном диапазоне Hα, в котором излучают облака водорода вокруг молодых массивных звезд. Это позволяет с высокой точностью идентифицировать области активного звездообразования, которые на снимке видны как яркие розоватые сгустки. Таким образом, NGC 2775 служит наглядным примером сложности и непрерывности процессов галактической эволюции. Ее изучение позволяет глубже понять механизмы трансформации галактик под влиянием как внутренних процессов, так и внешних взаимодействий. **2.****science.nasa.gov/missions/hubble/hubble-captures-puzzling-galaxy** ##### **Динамика спиралей в протопланетном диске** Астрономам впервые удалось зафиксировать динамическое движение спиральных структур в протопланетном диске — вращающемся диске из газа и пыли вокруг молодой звезды, который служит колыбелью для формирования планет. Семилетние наблюдения за звездой IM Lupi, проведенные с помощью Атакамской большой решетки миллиметрового диапазона (Atacama Large Millimeter Array, ALMA), показали характерное закручивание спиралей и позволили предположить, что в этой системе начинается период активного планетообразования [3]. Протопланетные диски — это сложные системы, в которых газовая динамика, турбулентность и самогравитация приводят со временем к формированию устойчивых структур. Спирали внутри таких дисков давно уже рассматривались как индикатор наличия массивных протопланет или гравитационной неустойчивости. Однако до сих пор астрономы изучали лишь отдельные снимки, а вот благодаря наблюдениям ALMA в 2017, 2019 и 2024 годах удалось проследить эволюцию спиральных рукавов, получив своего рода анимацию происходящих в них процессов. _Наблюдения ALMA за спиралями на диске вокруг молодой звезды IM Lupi. ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), T. Yoshida et al. _ ‌ Видно четкое динамическое закручивание спиралей со скоростью, соответствующей моделям, основанным на гравитационной неустойчивости диска. Динамика спиралей имеет фундаментальное значение для теории планетообразования. Волновые структуры перераспределяют угловой момент и плотность вещества, создавая условия для локальной концентрации пыли и последующего роста планетезималей. Наблюдения IM Lupi подтвердили, что спирали способны не только указывать на присутствие формирующихся протопланет, но и сами служат механизмом их зарождения, усиливая фрагментацию и аккрецию [4]. Это открытие стало реальным благодаря уникальным характеристикам обсерватории ALMA: высокой разрешающей способности, сравнимой с возможностью разглядеть теннисный мяч с расстояния 15 км, и стабильной работе на протяжении многих лет. Наблюдая Вселенную в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах, ALMA способна заглянуть в темные и холодные регионы космоса, такие как внутренние области протопланетных дисков, невидимые для оптических телескопов. Дальнейшие наблюдения за IM Lupi и другими подобными системами с помощью ALMA помогут составить более полную картину того, как из протопланетного диска рождаются планеты. **3.****alma-telescope.jp/en/news/press/vimage****-202509.html** **4.****nature.com/articles/s41550-025-02639-y** ##### Химия и условия образования спутников Пока ALMA наблюдала за спиралями в протопланетном диске, телескоп «Джеймс Уэбб» провел прямые измерения химических и физических свойств околопланетной среды, окружающей массивную экзопланету, находящуюся на финальном этапе формирования. Объектом исследования стала экзопланета CT Cha b, расположенная на расстоянии 625 световых лет от Земли [5]. CT Cha b обращается вокруг очень молодой звезды, возраст которой оценивается всего в 2 млн лет. Сама звезда всё еще активно аккрецирует вещество из своего протопланетного диска. Однако изученный «Джеймсом Уэббом» диск является независимым образованием, связанным с экзопланетой, а не со звездой, и находится на расстоянии около 495 а. е. (74 млрд км) от нее. Наблюдаемый спектр CT Cha b. Вверху слева: откалиброванные данные JWST/MIRI MRS системы CT Cha, демонстрирующие функцию рассеяния звездного света, доминирующую на изображении в диапазоне 13,3– 15,6 мкм. Внизу слева: карта спектральной кросс-корреляции той же области, на которой видна планета. Серой звездочкой отмечено местоположение родительской звезды. Справа в центре: спектр CT Cha b с вычитанием фона в сравнении с общей моделью (красная заштрихованная область), состоящий из излучения молекул C2H6, C2H2, 13CCH2, HCN, C6H6, CO2, C3H4 и C4H2. Их модели в разных цветах изображены ниже. На панелях сверху выделены области длин волн, содержащие важные спектральные признаки молекул Наблюдения проводились с помощью инструмента MIRI (Mid-Infrared Instrument), установленного на телескопе. Спектрограф среднего инфракрасного диапазона позволил выделить слабый сигнал планеты на фоне значительно более яркого излучения родительской звезды. В околопланетном диске было идентифицировано семь углеродосодержащих молекул, в том числе ацетилен и бензол. Данные показали разительный химический контраст между диском планеты и диском звезды. В то время как диск CT Cha b оказался богат углеродом, в диске центральной звезды углерода не обнаружили, зато там нашли воду. Такое различие указывает на возможность очень быстрой химической эволюции околопланетных дисков, которая произошла за короткий по астрономическим меркам промежуток времени — менее чем за 2 млн лет. Художественное изображение газопылевого диска, окружающего молодую экзопланету CT Cha b, расположенную в 625 световых годах от Земли. Спектроскопические данные свидетельствуют о том, что диск содержит соединения углерода. NASA, ESA, CSA, STScI, Gabriele Cugno (University of Zurich, NCCR PlanetS), Sierra Grant (Carnegie Institution for Science), Joseph Olmsted (STScI), Leah Hustak (STScI) Этот результат имеет фундаментальное значение для понимания формирования планетных систем. Считается, что крупные спутники планет-гигантов, такие как галилеевы луны Юпитера, образовались миллиарды лет назад из подобных околопланетных дисков. Наблюдения за CT Cha b предоставляют уникальную возможность непосредственно изучать процессы, сходные с теми, что происходили в ранней Солнечной системе. В ближайший год астрономы планируют использовать возможности «Джеймса Уэбба» для более масштабного исследования химических и физических свойств дисков у молодых планет, что позволит оценить разнообразие условий, в которых формируются спутники. **5.****iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ae0290** ##### **SDSS J0715-7334: самая химически чистая звезда** В иерархии космических объектов особое место занимают светила с низкой «металличностью» — т. е. с предельно низким содержанием элементов тяжелее гелия, которые в астрономии для упрощения называют металлами. Подобные звезды являются реликтами ранней Вселенной, прямыми потомками звезд _населения III_ — первого поколения звезд после Большого взрыва, которые, как считается, были такими массивными, что быстро эволюционировали и не дожили до наших дней. Открытие звезды SDSS J0715-7334, красного гиганта в гало Млечного Пути — важный шаг в поиске этих космологических артефактов. Астрономический анализ демонстрирует, что этот объект обладает самой низкой общей металличностью среди звезд, известных на текущий момент [6], в том числе предыдущего рекордсмена, звезды J1029+1729. Ключевой фактор — чрезвычайно низкое содержание не только железа, но и углерода. Содержание углерода и железа в звездах с ультранизкой «металличностью». J0715-7334 показана большой красной звездочкой (arxiv.org/html/2509.21643v1) Спектр J0715-7334 в сравнении с CD -38°245 (arxiv.org/html/2509.21643v1) Кинематический анализ орбиты SDSS J0715-7334 указывает на ее внегалактическое происхождение. Звезда является «иммигрантом», захваченным Млечным Путем из гало Большого Магелланова Облака. Это значит, что подобные объекты сто́ит искать и за пределами нашей галактики. Кроме того, наличие таких звезд в БМО накладывает ограничения на модели звездообразования в ранней Вселенной. Согласно текущим теориям, переход от массивных звезд населения III к современным маломассивным звездам требует, чтобы происходила фрагментация молекулярного облака вследствие его охлаждения. Это охлаждение может происходить за счет углерода и кислорода, но в таком случае требуется гораздо бо́льшая «металличность», чем у SDSS J0715-7334, а значит, при возникновении таких звезд, как эта, работает иной механизм — охлаждения пылью, что эффективно при низких «металличностях». Изучение химического состава SDSS J0715-7334 позволяет смоделировать свойства ее звезды-прародителя: это сверхновая с начальной массой около 30 М⊙ и высокой энергией взрыва — порядка 5 × 1051 эрг. Всё это контрастирует с более легким (10–20 M⊙) и менее энергичным прародителем звезды J1029+1729, что, возможно, указывает на то, что звезды населения III имели различные массы, зависящие от среды, в которой они формировались. Орбиты J0715-7334 и Большое Магелланово Облако в галактических координатах на небе, наложенные на распределение всех звезд, наблюдаемых Gaia (arxiv.org/html/2509.21643v1) Открытие SDSS J0715-7334 также задает новый ориентир для наблюдений за галактиками на телескопе «Джеймс Уэбб» (JWST). У ранних галактик, обнаруженных JWST, самая низкая «металличность» на порядок выше, чем у звезды SDSS J0715-7334. Можно ли считать, что в этих галактиках есть «безупречно чистые», состоящих только из водорода и гелия звезды населения III, а не звезды второго поколения, подобные SDSS J0715-7334? Для этого потребуются наблюдения с гораздо более высокой чувствительностью. **6.****arxiv.org/abs/2509.21643** ##### **Изображение номера — NGC 6334** Изображение туманности Кошачья Лапа (NGC 6334), полученное камерой ближнего инфракрасного диапазона «Джеймса Уэбба» Эту эмиссионную туманность также называют Кошачьей Лапой из-за внешнего вида. Только лапа эта — размером ~320 световых лет. Туманность находится в созвездии Скорпиона и удалена от нас на ~4370 световых лет. NGC 6334 представляет собой гигантское молекулярное облако, в котором наблюдаются различные стадии формирования массивных звезд. Открыта туманность была 7 июня 1837 года английским астрономом Джоном Гершелем, который наблюдал ее с мыса Доброй Надежды в Южной Африке. _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Обзор астрономических новостей: галактика LEDA 2046648, белый карлик LAWD37 и новые спутники Юпитера (07.02.2023) * Астроновости: сюрприз микроквазара SS433, подробности миссии Artemis 3, пик солнечной активности… (05.11.2024) * Астроновости: взаимоотношения звезд и черных дыр, необычные пульсары и новый взгляд на раннюю Вселенную (24.12.2024) * Астроновости: астероид угрожает Луне, первые снимки SPHEREx, загадка звездообразования в центре Млечного Пути… (08.04.2025) * Астроновости: cтранности Хирона, в ожидании кометы Галлея, слияния черных дыр и экстремальные протопланетные диски (12.12.2023) * Астроновости: 10 лет Rosetta, джеты сверхмассивных черных дыр, терраформирование Марса и карликовая галактика в Деве (13.08.2024) * Обзор новостей астрофизики: Песочные часы от «Уэбба», VLT стал лучше видеть, новая карта Вселенной, астрономы ищут себе подобных (06.12.2022) * Астроновости: что нашли на астероиде Бенну, «Уэбб» и NGC 346, рекорд солнечной бури, полмиллиона звезд от Gaia (17.10.2023) * Астроновости: холодная «баня» на границе звезд и планет, экстремальная экзопланета, звездный компаньон Бетельгейзе… (29.07.2025)

Origin

Origin

Алексей Кудря ##### **Новое открытие в околосолнечном пространстве** В начале сентября 2025 года астрономами была обнаружена новая комета, получившая сначала временное обозначение SWAN25B, а позже — регистрацию в MPC как C/2025 R2 (SWAN). Объект был идентифицирован с помощью инструмента SWAN (Solar Wind Anisotropies), установленного на борту космической обсерватории SOHO. Этот инструмент предназначен для изучения солнечного ветра, но периодически используется для обнаружения комет, появляющихся вблизи Солнца [1]. Снимок кометы SWAN25B в V-фильтре. Изображение получено с помощью Черенковского телескопа в Чили (Серро-Параналь) принадлежащего Институту физики Чешской академии наук. Фото Мартина Машека Комета характеризуется (на момент написания заметки) видимой звездной величиной около 6,9, что делает ее доступной для наблюдений с использованием биноклей или любительских телескопов. Однако ее видимость в настоящее время ограничена Южным полушарием из-за малого углового расстояния от Солнца (низкой элонгации). Наблюдатели в Северном полушарии смогут увидеть ее лишь в случае увеличения элонгации в последующие недели. Изображение новой кометы SWAN25B. Автор снимка пишет, что «визуальная оценка SWAN25B в бинокль 7,3. Видна низко в вечернем небе рядом с Марсом и Спикой. Длина хвоста — 2,5°». Изображение и обработка Майкла Маттиаццо Первые данные свидетельствуют о наличии у кометы комы — газопылевого облака вокруг ядра — и ионного хвоста протяженностью до 5°. Подобные характеристики указывают на возможную активизацию кометы после прохождения перигелия, что типично для объектов, впервые приближающихся к Солнцу. Однако точная орбита C/2025 R2 (SWAN) остается неопределенной из-за короткой дуги наблюдений (менее половины дня), тут требуются дополнительные астрометрические измерения. Наблюдения за кометой осложняются ее положением на небе: она появляется на западе сразу после захода Солнца на фоне созвездия Девы, низко над горизонтом в условиях ярких сумерек. Это затрудняет получение точных фотометрических и спектральных данных. Тем не менее комета представляет значительный интерес для исследования эволюции кометных ядер и их поведения вблизи Солнца. Дальнейшая судьба C/2025 R2 (SWAN) зависит от уточнения ее орбиты и физических характеристик. Если комета сохранит структурную целостность, ее яркость может увеличиться, сделав ее более доступной для наблюдений. В противном случае возможен распад ядра, аналогичный тому, что наблюдался у кометы C/2025 F2 SWAN в апреле 2025 года. Планируемые наблюдения с участием профессиональных обсерваторий и астрономов-любителей позволят прояснить природу этого объекта. **1.****watchers.news/2025/09/12/comet-swan25b-surprises-astronomers-after-perihelion-outburst/** ##### NGC 45 — галактика с низкой поверхностной яркостью Галактика NGC 45, расположенная в созвездии Кита на расстоянии приблизительно 22 млн световых лет от нас, представляет значительный интерес для современных астрономических исследований. Несмотря на внешнее сходство с обычными спиральными галактиками, ее свойства позволяют классифицировать ее как объект с низкой поверхностной яркостью (low surface brightness galaxy, LSB). Такие галактики отличаются крайне низкой светимостью, что делает их малозаметными на фоне космического пространства и затрудняет их обнаружение и изучение. На этом снимке, сделанном космическим телескопом «Хаббл», крупным планом показаны внешние рукава спиральной галактики NGC 45. Эти спиральные рукава заполнены крошечными синими точками — звездами — и светящимися розовыми облаками — областями звездообразования. Изображение: ESA/Hubble & NASA, D. Calzetti, R. Chandar; M. H. Özsaraç Особенность LSB-галактик (и NGC 45 здесь не исключение) в том, что они содержат относительно небольшое количество звезд по сравнению с общим объемом газа и темной материи. Это приводит к низкой светимости и наличию высокой массовой доли небарионной материи. Например, в NGC 45 отсутствует четко выраженная центральная перемычка и спиральные рукава, а ее структура характеризуется как слабо дифференцированная. Такие галактики часто находятся в изолированных регионах пространства, где минимизировано гравитационное взаимодействие с другими галактиками, что в свою очередь влияет на темпы звездообразования. Наблюдения за NGC 45 проводились с использованием космического телескопа «Хаббл» в рамках программ, нацеленных на изучение звездообразования в близлежащих галактиках. Данные получены в ультрафиолетовом, видимом и ближнем инфракрасном диапазонах, а также с использованием узкого фильтра H-alpha, который позволяет регистрировать излучение ионизированного водорода, исходящее из областей, где рождаются звезды. Это позволило идентифицировать области активного звездообразования в NGC 45, которые проявляются как компактные красноватые участки [2]. Исследования LSB-галактик, таких как NGC 45, важны для понимания эволюции этих структур. Согласно современным оценкам, от 30% до 60% всех галактик во Вселенной могут относиться к категории LSB. Их изучение позволяет также уточнить роль темной материи в формировании и динамике галактик и проверить модели эволюции, предсказываемые в рамках теории Lambda-CDM. Кроме того, отсутствие яркого и плотного ядра и в целом низкая плотность звездного населения делают LSB-галактики идеальными лабораториями для исследования свойств темной материи. Таким образом, NGC 45 служит важным объектом для изучения процессов звездообразования и эволюции галактик с низкой поверхностной яркостью. Дальнейшие наблюдения с использованием современных инструментов, таких как космический телескоп «Джеймс Уэбб», позволят расширить наши знания о этой интересной группе галактик. **2.****esahubble.org/images/potw2532a/** ##### Запуск к Проксиме Центавра откладывается В 2016 году Breakthrough Initiatives и Филип Любин (Philip Lubin) объявили о старте проекта B, цель которого — отправка к ближайшей звездной системе Альфа Центавра флота миниатюрных космических зондов [3]. Одним из инициаторов проекта выступил российский миллиардер Юрий Мильнер, начинание поддержал также знаменитый физик Стивен Хокинг. Суть идеи в том, чтобы за счет наземной лазерной установки разогнать аппараты массой порядка грамма до примерно 20% скорости света (0,2 _c_). Это позволило бы преодолеть расстояние около 4,37 светового года примерно за двадцать лет; при пролете к Проксима Центавра зонд должен был передать на Землю радиосигнал о своем прибытии. Основной упор делался не на получении детальных изображений с чужой планеты, а на само доказательство практической возможности такого межзвездного перелета. Проект был принят в целом положительно, но не избежал и серьезной критики, в частности, на страницах «Троицкого варианта» [4, 5]. Одной из его ключевых технологических основ стала работа физика Филипа Любина, предложившего использовать направленную энергию лазеров для разгона космических аппаратов [6]. В соответствии с его концепцией обычная ракета выводила на высокую околоземную орбиту «материнский» аппарат со штатным носителем и нанозондами. Затем происходило отделение нанозондов — каждый оснащался ультратонким световым парусом площадью в нескольких квадратных метров. На высоте около 37 000 м включался обширный массив лазеров общей мощностью порядка 100 ГВт, что сравнимо с работой десятков электростанций. За импульс порядка десяти минут такая система создавала перегрузку до примерно 40 000 g и разгоняла каждый зонд до ~0,2 _c._ Приблизительно на этой скорости зонд достигал бы Альфы Центавра за несколько десятилетий, после чего посылал бы на Землю короткий оптический импульс или радиосигнал. Главная техническая проблема — выдержать экстремальные ускорения и нагрев лазерного луча при минимальной массе; в рамках проекта рассматривались сверхлегкие материалы (например, нитрид кремния толщиной менее 100 нм) для изготовления парусов. Устройство Sprite — прототип «нанокорабля». Фото: Zachary Manchester, NASA on the Commons/Flickr. Коллаж: Jacob Dubé В ходе подготовки миссии ученые исследовали ключевые компоненты аппарата. Были проанализированы технологии приема слабого сигнала на большом удалении (необходимы гигантские телескопы и точное наведение) и предложены схемы использования Солнца в качестве «маяка» для наведения радиосигнала. Лидером по разработке парусов стала команда California Institute of Technology: они изготовили и испытали прототипы сверхтонких фотопарусов из нитрида кремния. Также проводились эксперименты с наноспутниками: в 2019 году группа разработчиков одновременно запустила на орбиту 105 миниатюрных спутников ChipSat, продемонстрировав их координацию и обмен данными в космосе. Эти тесты показали, что технологически можно создать очень малые «нанокорабли», хотя до реального межзвездного перелета им еще далеко. Например, создание светового паруса, способного выдержать интенсивное лазерное излучение, требует материалов с исключительными отражательными свойствами и минимальной массой. Исследования в области фотонных кристаллов показали, что наноструктурированные материалы, такие как кремниевая нитридная пленка с миллиардами наноотверстий, могут достигать отражательной способности до 99,99%, но их масштабирование до размеров в несколько метров остается сложной производственной задачей [6]. Проект Starshot сопровождался широкой оглаской и привлечением известных ученых. На презентациях и пресс-конференциях 2016–2017 годов участвовали Мильнер, Хокинг, а также другие специалисты мирового уровня. Однако за громкими анонсами скрывалось скромное финансирование: по имеющимся данным, к 2025 году на Starshot было потрачено лишь около 4,5 млн долл. (вместо обещанных 100 млн). Это существенно ограничило число проведенных опытов и разработок [7]. Со временем стало ясно, что первоначальный график нереализуем. Помимо финансирования возникали серьезные технологические трудности. Необходимость направить луч суммарной мощностью около 100 ГВт через атмосферу, через ее турбулентности, которые искажают световые лучи, снижая точность фокусировки на удаленных объектах, в частности, на крохотных парусах, затем получать от аппаратов радиосигналы с расстояний в несколько световых лет — это всё задачи колоссальной сложности. По некоторым оценкам, для завершения программы потребовались бы еще десятилетия исследований и затраты в миллиарды долларов. В результате проект формально «поставили на паузу», а фактически заморозили. Участникам стало понятно, что амбиции превысили текущие возможности: реальный запуск к Проксиме Центавра в обозримом будущем откладывается на неопределенный срок. Стивен Хокинг вместе с физиком-теоретиком Ави Лебом был одним из основателей проекта Breakthrough Starshot, а главным инвестором выступил российско-израильский миллиардер Юрий Мильнер. На снимке — участники проекта. breakthroughinitiatives.org Тем не менее ученые подчеркивают и положительные стороны Starshot. Проект придал дополнительный статус межзвездным полетам как серьезной научной задаче. Множество технических результатов — от разработки сверхлегких парусов до создания наноспутников — могут применяться и в других космических задачах. Главный итог — четкое понимание масштабов проблемы: хотя полеты к Проксиме Центавра пока остаются делом далекого будущего, проведенные исследования помогли очертить ключевые технические преграды и обозначить направления для их преодоления. **3.****arxiv.org/abs/1604.01356** **4.****www.trv-science.ru/2016/05/pod-zvezdnym-parusom-k-alpha-centauri/** **5.****www.trv-science.ru/2016/04/dvojka-po-fizike/** **6.****arxiv.org/abs/2407.07896** **7.****scientificamerican.com/article/the-quiet-demise-of-breakthrough-starshot-a-billionaires-interstellar/** ##### Атмосфера TRAPPIST-1e: что уже исключено, что еще остается Наблюдения при помощи космического телескопа «Джеймс Уэбб» позволили выставить новые ограничения на состав атмосферы TRAPPIST-1e — планеты земного типа в системе холодного красного карлика TRAPPIST-1, расположенного в 40 световых годах от Земли. Радиус TRAPPIST-1e составляет 0,92 земного, масса — 0,69 земной, а равновесная температура оценивается в примерно в 250 K. Планета получает около 60% от потока излучения, который Земля получает от Солнца, что помещает ее в область оптимистичной зоны обитаемости. Изучение спектров атмосферы планеты во время транзитов позволяет исследовать, какие газы там присутствуют, если атмосфера существует. К настоящему времени проанализированы четыре транзита, что дает пока еще не совсем полную картину [8]. Один из первых выводов: TRAPPIST-1e, скорее всего, уже лишен первичной (водородно-гелиевой) среды. Такой тип атмосферы слабо удерживается на планетах, обращающихся вокруг активных малых звезд, излучение которых способно ее сдуть. Этот результат устраняет модели, предполагающие плотную и легкую газовую оболочку. Также данные не поддерживают сценарии с атмосферой, доминирующей за счет углекислого газа в объемах, похожих на Венеру или Марс [9]. Тем не менее анализ допускает наличие «вторичной» атмосферы, сформированной за счет вулканической активности, испарения внутреннего вещества и других процессов после утраты первичной оболочки. Возможна атмосфера, богатая азотом, с незначительным содержанием следовых компонентов, таких как метан. Эта конфигурация не исключает возможность наличия поверхностной воды в жидкой форме при условии, что температура и давление удовлетворительны. На этой иллюстрации семь планет, вращающихся вокруг ультрахолодного красного карлика TRAPPIST-1, сравниваются с Землей в том же масштабе, но не в правильном взаимном расположении. Изображение ESO / M. Kornmesser Одним из ограничивающих факторов остается активность звезды: вспышки и изменение яркости в различных участках диска приводят к искажению спектров — так называемому звездному шуму. Он может маскировать слабые спектральные признаки атмосферы либо создавать ложные сигналы. Для борьбы с этим используется сравнение транзитов разных планет системы, а также наблюдения при повторных транзитах, чтобы различать постоянные признаки (возможно, атмосферу) и переменные (вероятно, эффект звезды). Следующий этап исследований предусматривает серию дополнительных транзитов — около пятнадцати — с усовершенствованной методикой калибровки звездной активности. Это позволит повысить точность и, возможно, подтвердить наличие или отсутствие атмосферы, а также более точно оценить состав, плотность и условия, которые могут поддерживать воду в жидком состоянии на поверхности. TRAPPIST-1 e остается одним из наиболее перспективных кандидатов среди «земных» экзопланет в зоне обитаемости. Обнаруженные ограничения уже исключают ряд сценариев, но многое еще зависит от дальнейших данных и улучшения методов спектроскопии в присутствии активных звезд. **8.****science.nasa.gov/missions/webb/nasa-webb-looks-at-earth-sized-habitable-zone-exoplanet-trappist-1-e/** **9.****iopscience.iop.org/article/10.3847/2041–8213/adf62e** ##### Изображение номера — кольцевая галактика AM 0644-741 NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI); Acknowledgment: J. Higdon (Cornell U.) and I. Jordan (STScI) Кольцевые галактики возникают в результате столкновений, при которых одна галактика врезается прямо в диск другой. На фото — галактика AM 0644-741, расположенная примерно в 300 млн световых лет от нас в южном созвездии Волосы Вероники. Ее заметное кольцо — результат столкновения с небесным соседом. Спиральная галактика, видимая слева от AM 0644-741, не является виновником, поскольку на самом деле это фоновая галактика, которая вообще не взаимодействует с кольцевой галактикой. Истинный виновник был обнаружен астрономами, но находится за пределами поля зрения этого снимка. Гравитационный удар, вызванный столкновением такого рода, резко меняет орбиты звезд и газа в диске «целевой» галактики, заставляя их устремляться наружу. По мере того, как кольцо расширяется, сталкиваясь с окружающим пространством, газовые облака сжимаются, что в итоге приводит к вспышке звездообразования. Активное звездообразование объясняет, почему кольцо здесь такое голубое: в нем постоянно формируются массивные, молодые, горячие звезды, которые имеют голубой цвет. С ними связаны розовые области, видимые вдоль кольца. Это разреженные облака светящегося газообразного водорода, флуоресцирующие из-за сильного ультрафиолетового излучения недавно сформировавшихся массивных звезд. **_Алексей Кудря_** #### См. также: * ТрВ продолжит тему зонда к Альфе Центавра (03.05.2016) * Под «звездным парусом» к Альфе Центавра (17.05.2016) * Двойка по физике Мильнеру с Хокингом (19.04.2016) * С открытием атмосферы у экзопланеты, похоже, поторопились (25.04.2017) * Опаляющий разум Генриха Альтова (20.09.2016) * Обзор новостей астрофизики: Песочные часы от «Уэбба», VLT стал лучше видеть, новая карта Вселенной, астрономы ищут себе подобных (06.12.2022) * Обзор астрономических новостей: галактика LEDA 2046648, белый карлик LAWD37 и новые спутники Юпитера (07.02.2023) * Есть ли жизнь у Проксимы Центавра? (06.09.2016) * Астроновости: что нашли на астероиде Бенну, «Уэбб» и NGC 346, рекорд солнечной бури, полмиллиона звезд от Gaia (17.10.2023)

Алексей Кудря ##### **Новое открытие в околосолнечном пространстве** В начале сентября 2025 года астрономами была обнаружена новая комета, получившая сначала временное обозначение SWAN25B, а позже — регистрацию в MPC как C/2025 R2 (SWAN). Объект был идентифицирован с помощью инструмента SWAN (Solar Wind Anisotropies), установленного на борту космической обсерватории SOHO. Этот инструмент предназначен для изучения солнечного ветра, но периодически используется для обнаружения комет, появляющихся вблизи Солнца [1]. Снимок кометы SWAN25B в V-фильтре. Изображение получено с помощью Черенковского телескопа в Чили (Серро-Параналь) принадлежащего Институту физики Чешской академии наук. Фото Мартина Машека Комета характеризуется (на момент написания заметки) видимой звездной величиной около 6,9, что делает ее доступной для наблюдений с использованием биноклей или любительских телескопов. Однако ее видимость в настоящее время ограничена Южным полушарием из-за малого углового расстояния от Солнца (низкой элонгации). Наблюдатели в Северном полушарии смогут увидеть ее лишь в случае увеличения элонгации в последующие недели. Изображение новой кометы SWAN25B. Автор снимка пишет, что «визуальная оценка SWAN25B в бинокль 7,3. Видна низко в вечернем небе рядом с Марсом и Спикой. Длина хвоста — 2,5°». Изображение и обработка Майкла Маттиаццо Первые данные свидетельствуют о наличии у кометы комы — газопылевого облака вокруг ядра — и ионного хвоста протяженностью до 5°. Подобные характеристики указывают на возможную активизацию кометы после прохождения перигелия, что типично для объектов, впервые приближающихся к Солнцу. Однако точная орбита C/2025 R2 (SWAN) остается неопределенной из-за короткой дуги наблюдений (менее половины дня), тут требуются дополнительные астрометрические измерения. Наблюдения за кометой осложняются ее положением на небе: она появляется на западе сразу после захода Солнца на фоне созвездия Девы, низко над горизонтом в условиях ярких сумерек. Это затрудняет получение точных фотометрических и спектральных данных. Тем не менее комета представляет значительный интерес для исследования эволюции кометных ядер и их поведения вблизи Солнца. Дальнейшая судьба C/2025 R2 (SWAN) зависит от уточнения ее орбиты и физических характеристик. Если комета сохранит структурную целостность, ее яркость может увеличиться, сделав ее более доступной для наблюдений. В противном случае возможен распад ядра, аналогичный тому, что наблюдался у кометы C/2025 F2 SWAN в апреле 2025 года. Планируемые наблюдения с участием профессиональных обсерваторий и астрономов-любителей позволят прояснить природу этого объекта. **1.****watchers.news/2025/09/12/comet-swan25b-surprises-astronomers-after-perihelion-outburst/** ##### NGC 45 — галактика с низкой поверхностной яркостью Галактика NGC 45, расположенная в созвездии Кита на расстоянии приблизительно 22 млн световых лет от нас, представляет значительный интерес для современных астрономических исследований. Несмотря на внешнее сходство с обычными спиральными галактиками, ее свойства позволяют классифицировать ее как объект с низкой поверхностной яркостью (low surface brightness galaxy, LSB). Такие галактики отличаются крайне низкой светимостью, что делает их малозаметными на фоне космического пространства и затрудняет их обнаружение и изучение. На этом снимке, сделанном космическим телескопом «Хаббл», крупным планом показаны внешние рукава спиральной галактики NGC 45. Эти спиральные рукава заполнены крошечными синими точками — звездами — и светящимися розовыми облаками — областями звездообразования. Изображение: ESA/Hubble & NASA, D. Calzetti, R. Chandar; M. H. Özsaraç Особенность LSB-галактик (и NGC 45 здесь не исключение) в том, что они содержат относительно небольшое количество звезд по сравнению с общим объемом газа и темной материи. Это приводит к низкой светимости и наличию высокой массовой доли небарионной материи. Например, в NGC 45 отсутствует четко выраженная центральная перемычка и спиральные рукава, а ее структура характеризуется как слабо дифференцированная. Такие галактики часто находятся в изолированных регионах пространства, где минимизировано гравитационное взаимодействие с другими галактиками, что в свою очередь влияет на темпы звездообразования. Наблюдения за NGC 45 проводились с использованием космического телескопа «Хаббл» в рамках программ, нацеленных на изучение звездообразования в близлежащих галактиках. Данные получены в ультрафиолетовом, видимом и ближнем инфракрасном диапазонах, а также с использованием узкого фильтра H-alpha, который позволяет регистрировать излучение ионизированного водорода, исходящее из областей, где рождаются звезды. Это позволило идентифицировать области активного звездообразования в NGC 45, которые проявляются как компактные красноватые участки [2]. Исследования LSB-галактик, таких как NGC 45, важны для понимания эволюции этих структур. Согласно современным оценкам, от 30% до 60% всех галактик во Вселенной могут относиться к категории LSB. Их изучение позволяет также уточнить роль темной материи в формировании и динамике галактик и проверить модели эволюции, предсказываемые в рамках теории Lambda-CDM. Кроме того, отсутствие яркого и плотного ядра и в целом низкая плотность звездного населения делают LSB-галактики идеальными лабораториями для исследования свойств темной материи. Таким образом, NGC 45 служит важным объектом для изучения процессов звездообразования и эволюции галактик с низкой поверхностной яркостью. Дальнейшие наблюдения с использованием современных инструментов, таких как космический телескоп «Джеймс Уэбб», позволят расширить наши знания о этой интересной группе галактик. **2.****esahubble.org/images/potw2532a/** ##### Запуск к Проксиме Центавра откладывается В 2016 году Breakthrough Initiatives и Филип Любин (Philip Lubin) объявили о старте проекта B, цель которого — отправка к ближайшей звездной системе Альфа Центавра флота миниатюрных космических зондов [3]. Одним из инициаторов проекта выступил российский миллиардер Юрий Мильнер, начинание поддержал также знаменитый физик Стивен Хокинг. Суть идеи в том, чтобы за счет наземной лазерной установки разогнать аппараты массой порядка грамма до примерно 20% скорости света (0,2 _c_). Это позволило бы преодолеть расстояние около 4,37 светового года примерно за двадцать лет; при пролете к Проксима Центавра зонд должен был передать на Землю радиосигнал о своем прибытии. Основной упор делался не на получении детальных изображений с чужой планеты, а на само доказательство практической возможности такого межзвездного перелета. Проект был принят в целом положительно, но не избежал и серьезной критики, в частности, на страницах «Троицкого варианта» [4, 5]. Одной из его ключевых технологических основ стала работа физика Филипа Любина, предложившего использовать направленную энергию лазеров для разгона космических аппаратов [6]. В соответствии с его концепцией обычная ракета выводила на высокую околоземную орбиту «материнский» аппарат со штатным носителем и нанозондами. Затем происходило отделение нанозондов — каждый оснащался ультратонким световым парусом площадью в нескольких квадратных метров. На высоте около 37 000 м включался обширный массив лазеров общей мощностью порядка 100 ГВт, что сравнимо с работой десятков электростанций. За импульс порядка десяти минут такая система создавала перегрузку до примерно 40 000 g и разгоняла каждый зонд до ~0,2 _c._ Приблизительно на этой скорости зонд достигал бы Альфы Центавра за несколько десятилетий, после чего посылал бы на Землю короткий оптический импульс или радиосигнал. Главная техническая проблема — выдержать экстремальные ускорения и нагрев лазерного луча при минимальной массе; в рамках проекта рассматривались сверхлегкие материалы (например, нитрид кремния толщиной менее 100 нм) для изготовления парусов. Устройство Sprite — прототип «нанокорабля». Фото: Zachary Manchester, NASA on the Commons/Flickr. Коллаж: Jacob Dubé В ходе подготовки миссии ученые исследовали ключевые компоненты аппарата. Были проанализированы технологии приема слабого сигнала на большом удалении (необходимы гигантские телескопы и точное наведение) и предложены схемы использования Солнца в качестве «маяка» для наведения радиосигнала. Лидером по разработке парусов стала команда California Institute of Technology: они изготовили и испытали прототипы сверхтонких фотопарусов из нитрида кремния. Также проводились эксперименты с наноспутниками: в 2019 году группа разработчиков одновременно запустила на орбиту 105 миниатюрных спутников ChipSat, продемонстрировав их координацию и обмен данными в космосе. Эти тесты показали, что технологически можно создать очень малые «нанокорабли», хотя до реального межзвездного перелета им еще далеко. Например, создание светового паруса, способного выдержать интенсивное лазерное излучение, требует материалов с исключительными отражательными свойствами и минимальной массой. Исследования в области фотонных кристаллов показали, что наноструктурированные материалы, такие как кремниевая нитридная пленка с миллиардами наноотверстий, могут достигать отражательной способности до 99,99%, но их масштабирование до размеров в несколько метров остается сложной производственной задачей [6]. Проект Starshot сопровождался широкой оглаской и привлечением известных ученых. На презентациях и пресс-конференциях 2016–2017 годов участвовали Мильнер, Хокинг, а также другие специалисты мирового уровня. Однако за громкими анонсами скрывалось скромное финансирование: по имеющимся данным, к 2025 году на Starshot было потрачено лишь около 4,5 млн долл. (вместо обещанных 100 млн). Это существенно ограничило число проведенных опытов и разработок [7]. Со временем стало ясно, что первоначальный график нереализуем. Помимо финансирования возникали серьезные технологические трудности. Необходимость направить луч суммарной мощностью около 100 ГВт через атмосферу, через ее турбулентности, которые искажают световые лучи, снижая точность фокусировки на удаленных объектах, в частности, на крохотных парусах, затем получать от аппаратов радиосигналы с расстояний в несколько световых лет — это всё задачи колоссальной сложности. По некоторым оценкам, для завершения программы потребовались бы еще десятилетия исследований и затраты в миллиарды долларов. В результате проект формально «поставили на паузу», а фактически заморозили. Участникам стало понятно, что амбиции превысили текущие возможности: реальный запуск к Проксиме Центавра в обозримом будущем откладывается на неопределенный срок. Стивен Хокинг вместе с физиком-теоретиком Ави Лебом был одним из основателей проекта Breakthrough Starshot, а главным инвестором выступил российско-израильский миллиардер Юрий Мильнер. На снимке — участники проекта. breakthroughinitiatives.org Тем не менее ученые подчеркивают и положительные стороны Starshot. Проект придал дополнительный статус межзвездным полетам как серьезной научной задаче. Множество технических результатов — от разработки сверхлегких парусов до создания наноспутников — могут применяться и в других космических задачах. Главный итог — четкое понимание масштабов проблемы: хотя полеты к Проксиме Центавра пока остаются делом далекого будущего, проведенные исследования помогли очертить ключевые технические преграды и обозначить направления для их преодоления. **3.****arxiv.org/abs/1604.01356** **4.****www.trv-science.ru/2016/05/pod-zvezdnym-parusom-k-alpha-centauri/** **5.****www.trv-science.ru/2016/04/dvojka-po-fizike/** **6.****arxiv.org/abs/2407.07896** **7.****scientificamerican.com/article/the-quiet-demise-of-breakthrough-starshot-a-billionaires-interstellar/** ##### Атмосфера TRAPPIST-1e: что уже исключено, что еще остается Наблюдения при помощи космического телескопа «Джеймс Уэбб» позволили выставить новые ограничения на состав атмосферы TRAPPIST-1e — планеты земного типа в системе холодного красного карлика TRAPPIST-1, расположенного в 40 световых годах от Земли. Радиус TRAPPIST-1e составляет 0,92 земного, масса — 0,69 земной, а равновесная температура оценивается в примерно в 250 K. Планета получает около 60% от потока излучения, который Земля получает от Солнца, что помещает ее в область оптимистичной зоны обитаемости. Изучение спектров атмосферы планеты во время транзитов позволяет исследовать, какие газы там присутствуют, если атмосфера существует. К настоящему времени проанализированы четыре транзита, что дает пока еще не совсем полную картину [8]. Один из первых выводов: TRAPPIST-1e, скорее всего, уже лишен первичной (водородно-гелиевой) среды. Такой тип атмосферы слабо удерживается на планетах, обращающихся вокруг активных малых звезд, излучение которых способно ее сдуть. Этот результат устраняет модели, предполагающие плотную и легкую газовую оболочку. Также данные не поддерживают сценарии с атмосферой, доминирующей за счет углекислого газа в объемах, похожих на Венеру или Марс [9]. Тем не менее анализ допускает наличие «вторичной» атмосферы, сформированной за счет вулканической активности, испарения внутреннего вещества и других процессов после утраты первичной оболочки. Возможна атмосфера, богатая азотом, с незначительным содержанием следовых компонентов, таких как метан. Эта конфигурация не исключает возможность наличия поверхностной воды в жидкой форме при условии, что температура и давление удовлетворительны. На этой иллюстрации семь планет, вращающихся вокруг ультрахолодного красного карлика TRAPPIST-1, сравниваются с Землей в том же масштабе, но не в правильном взаимном расположении. Изображение ESO / M. Kornmesser Одним из ограничивающих факторов остается активность звезды: вспышки и изменение яркости в различных участках диска приводят к искажению спектров — так называемому звездному шуму. Он может маскировать слабые спектральные признаки атмосферы либо создавать ложные сигналы. Для борьбы с этим используется сравнение транзитов разных планет системы, а также наблюдения при повторных транзитах, чтобы различать постоянные признаки (возможно, атмосферу) и переменные (вероятно, эффект звезды). Следующий этап исследований предусматривает серию дополнительных транзитов — около пятнадцати — с усовершенствованной методикой калибровки звездной активности. Это позволит повысить точность и, возможно, подтвердить наличие или отсутствие атмосферы, а также более точно оценить состав, плотность и условия, которые могут поддерживать воду в жидком состоянии на поверхности. TRAPPIST-1 e остается одним из наиболее перспективных кандидатов среди «земных» экзопланет в зоне обитаемости. Обнаруженные ограничения уже исключают ряд сценариев, но многое еще зависит от дальнейших данных и улучшения методов спектроскопии в присутствии активных звезд. **8.****science.nasa.gov/missions/webb/nasa-webb-looks-at-earth-sized-habitable-zone-exoplanet-trappist-1-e/** **9.****iopscience.iop.org/article/10.3847/2041–8213/adf62e** ##### Изображение номера — кольцевая галактика AM 0644-741 NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI); Acknowledgment: J. Higdon (Cornell U.) and I. Jordan (STScI) Кольцевые галактики возникают в результате столкновений, при которых одна галактика врезается прямо в диск другой. На фото — галактика AM 0644-741, расположенная примерно в 300 млн световых лет от нас в южном созвездии Волосы Вероники. Ее заметное кольцо — результат столкновения с небесным соседом. Спиральная галактика, видимая слева от AM 0644-741, не является виновником, поскольку на самом деле это фоновая галактика, которая вообще не взаимодействует с кольцевой галактикой. Истинный виновник был обнаружен астрономами, но находится за пределами поля зрения этого снимка. Гравитационный удар, вызванный столкновением такого рода, резко меняет орбиты звезд и газа в диске «целевой» галактики, заставляя их устремляться наружу. По мере того, как кольцо расширяется, сталкиваясь с окружающим пространством, газовые облака сжимаются, что в итоге приводит к вспышке звездообразования. Активное звездообразование объясняет, почему кольцо здесь такое голубое: в нем постоянно формируются массивные, молодые, горячие звезды, которые имеют голубой цвет. С ними связаны розовые области, видимые вдоль кольца. Это разреженные облака светящегося газообразного водорода, флуоресцирующие из-за сильного ультрафиолетового излучения недавно сформировавшихся массивных звезд. **_Алексей Кудря_** #### См. также: * ТрВ продолжит тему зонда к Альфе Центавра (03.05.2016) * Под «звездным парусом» к Альфе Центавра (17.05.2016) * Двойка по физике Мильнеру с Хокингом (19.04.2016) * С открытием атмосферы у экзопланеты, похоже, поторопились (25.04.2017) * Опаляющий разум Генриха Альтова (20.09.2016) * Обзор новостей астрофизики: Песочные часы от «Уэбба», VLT стал лучше видеть, новая карта Вселенной, астрономы ищут себе подобных (06.12.2022) * Обзор астрономических новостей: галактика LEDA 2046648, белый карлик LAWD37 и новые спутники Юпитера (07.02.2023) * Есть ли жизнь у Проксимы Центавра? (06.09.2016) * Астроновости: что нашли на астероиде Бенну, «Уэбб» и NGC 346, рекорд солнечной бури, полмиллиона звезд от Gaia (17.10.2023)

Алексей Кудря ##### **Что скрывает ядро Красной планеты** Сравнение внутренних структур Земли и Марса показывает, что Красная планета, подобно Земле, состоит из коры, мантии и ядра. Анализ сейсмических данных посадочного аппарата NASA InSight [1] выявил, что ядро Марса состоит из твердого внутреннего ядра радиусом около 613 ± 67 км и жидкой металлической оболочки (внешнего ядра) радиусом примерно 1800 км. Статья об исследовании внутреннего строения нашего соседа была опубликована в журнале _Nature_ [2]. Художественное изображение внутренней структуры Марса. Самый верхний слой называется корой, под ним находится мантия, которая покоится на твердом внутреннем ядре. Изображение NASA/JPL-Caltech Для исследования структуры и построения модели ядра ученые проанализировали более 1 300 марсотрясений, зарегистрированных аппаратом InSight с 2018 по 2022 год, и отобрали 23 хоть и относительно слабых, но достаточно четких сигнала. В этих данных обнаружены особые сейсмические фазы: волны, прошедшие через центр Марса, и волны, отразившиеся от границы между твердым и жидким ядрами. Наблюдения позволили уточнить размеры внутреннего ядра Марса: его радиус составляет примерно 1/5 радиуса планеты — примерно как и у внутреннего ядра Земли. При пересечении границы внутреннего ядра скорость продольной волны по расчетам возрастает примерно на 30%, что указывает на резкие различия в плотности и составе слоев. Это говорит о том, что при кристаллизации железного ядра легкие элементы (кислород, сера, углерод и др.) могут оказаться сконцентрированы преимущественно во внутреннем ядре в твердой интерметаллической фазе. Такие предположения согласуются с существующими гипотезами о богатом содержании легких примесей в ядре Марса и важны для понимания тепловой и химической эволюции планеты. По своему строению Марс выглядит как пропорционально уменьшенная копия Земли с внутренним ядром, внешним ядром, мантией и корой. Аналогично выглядят и картины сейсмических фаз, проходящих через ядро Марса и отраженных от него. nature.com/articles/s41586-025-09361-9 Новые результаты дают дополнительную информацию для моделирования охлаждения Марса и изменения его магнитного поля. В настоящее время у Марса отсутствует глобальный магнитный динамо-эффект, и это, возможно, связано с особенностями формирования ядра. Точное знание размеров и состава внутреннего ядра поможет ученым понять, как работало «марсианское динамо» и почему оно прекратило работу. **1.****science.nasa.gov/mission/insight/science/** **2.****nature.com/articles/s41586-025-09361-9** ##### Звездообразование в галактике M96 через объектив «Хаббла» Космический телескоп «Хаббл» [3] предоставил новое инфракрасно-оптическое изображение галактики M96, расположенной на расстоянии около 35 млн световых лет от нас в созвездии Льва. Она отличается асимметричной структурой со смещенным относительно центра ядром и витиеватыми спиральными рукавами. Эти особенности, вероятнее всего, объясняются гравитационным взаимодействием с соседними галактиками, способствовавшим такому распределению газа и пыли с неравномерной плотностью, что вызвало истончение структуры на отдельных участках диска. Асимметричная спиральная галактика Мессье 96. Снимок телескопа «Хаббл». ESA/Hubble & NASA, F. Belfiore, D. Calzetti Данные наблюдений в инфракрасном и оптическом диапазонах, в том числе в линиях ионизированного водорода (Hα) и азота (N II), позволили выделить регионы интенсивного звездообразования. На снимке они имеют бледно-розовый цвет — это линии водорода, свидетельствующие о присутствии горячих молодых звезд, которые своим ультрафиолетовым излучением ионизируют окружающие газовые облака. В то же время красные линии азота помогают оценить характеристики межзвездного газа и скорость звездообразования. Совместный анализ этих линий позволяет выяснять, происходит ли в галактике массовое звездообразование или же ее активность связана с деятельностью галактического ядра. Особенно интересны яркие кольцеобразные структуры, выстроившиеся вдоль внешних спиральных ветвей. Они связаны с формированием звезд в открытых газопылевых оболочках: ветер от центральных молодых звезд выдувает оболочки и инициирует волны звездообразования на их границах. За счет фильтрации света пылью мы получаем представление о взаимодействии света, газа и пыли, а также о динамике формирования структуры галактического диска. Наблюдения M96 демонстрируют потенциал комбинированной оптической и инфракрасной визуализации галактической активности. Сопоставление данных наблюдений на нескольких длинах волн позволяет исследовать внутреннюю архитектуру галактик, разобраться в закономерностях звездообразования, роли пыли и того, как вновь образованные звезды воздействуют на окружающую среду. **3.****science.nasa.gov/missions/hubble/hubble-homes-in-on-galaxys-star-formation/** ##### Рентгеновский взгляд «Чандры» на остаток сверхновой Кассиопея A — один из наиболее изученных остатков сверхновой, образовавшейся при коллапсе массивной звезды более 300 лет назад. Новое исследование на основе данных космической рентгеновской обсерватории «Чандра» показало, что за несколько часов до взрыва внутренние слои звезды претерпели резкую перестройку. Результаты были опубликованы в журнале _The Astrophysical Journal._ Составное изображение Кассиопеи А. Цветом показано присутствие различных элементов в остатке сверхновой: красный — кремний, желтый — сера, зеленый — кальций, фиолетовый — железо. Голубым («прожилки» по краям) обозначены высокоэнергетические рентгеновские лучи, выявляющие взрывную волну от сверхновой. На увеличенном фрагменте обозначены области относительно высокой концентрации кремния (красные) и неона (синие). Изображение в рентгеновском диапазоне: NASA/CXC/Meiji Univ./T. Sato et al.; обработка: NASA/CXC/SAO/N. Wolk В массивных звездах во внутренних областях по мере старения образуются концентрические «луковичные» слои различных элементов. Внешние слои состоят в основном из водорода и гелия, за ними следуют кислород, неон, кремний и более тяжелые элементы, а в центре формируется железное ядро. Когда масса этого железного ядра становится больше ~1,4 массы Солнца, оно коллапсирует, инициируя взрыв сверхновой. Оказалось, что за несколько часов до взрыва Кассиопеи A часть кремниевого слоя прорвалась выше, в соседний неоновый. Найденные рядом с неоновыми областями участки с превышением концентрации кремния подтверждают перемешивание этих слоев. Новое открытие стало возможным благодаря многолетним рентгеновским наблюдениям «Чандры» и компьютерному моделированию финальных стадий эволюции звезды. Детальный анализ полученных спектров позволил составить карты распределения элементов в газовой оболочке, в частности, кремния и неона. Численные модели предсказывают формирование в последние часы жизни звезды больших масс плазмы, движущихся в противоположных направлениях, что хорошо согласуется с наблюдениями. Такая внутренняя турбулентность может объяснить и некоторые особенности формы остатка сверхновой. В частности, асимметричное движение вещества могло привести к соответствующей форме облака и сообщить образовавшейся после коллапса ядра нейтронной звезде дополнительный импульс, объясняющий ее высокую скорость. Сильные турбулентные течения, возникшие при «перемешивании» слоев, также могли усилить ударную волну и, возможно, способствовать началу взрыва сверхновой. Иными словами, внутризвездные процессы на финальном этапе могут вносить существенный вклад в ход событий. «Чандра» — рентгеновская орбитальная обсерватория NASA, запущенная в 1999 году. Кассиопея A была одной из первых целей «Чандры» после ее запуска, и за более чем четверть века наблюдений по ней накоплен огромный объем данных. Высокое угловое разрешение и способность различать энергию рентгеновских лучей позволяют строить детальные спектральные карты распределения элементов в остатке сверхновой. Многолетние наблюдения позволили накопить объем данных, необходимый для выявления тонких деталей структуры. Новое исследование на основе данных «Чандры» расширяет наше понимание того, как протекают последние этапы жизни массивных звезд и как образуются сверхновые. **4.****iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aded14** **5.****chandra.si.edu/press/25_releases/press_082825.html** ##### Землеподобные планеты у TOI-2322 На основе наблюдений космического телескопа TESS и последующих спектроскопических измерений выявлена система из двух транзитных экзопланет, обращающихся вокруг звезды TOI-2322 [6]. Первая планета, TOI-2322 b, по параметрам сравнима с Землей, хотя и обращается по орбите периодом около 11,3 суток, а ее масса, по оценкам, меньше двух земных масс [7]. Вторая, TOI-2322 c, обладает радиусом почти в 1,9 земного, но массой порядка 18 земных, что говорит о ее крайне высокой плотности (около 14,7 г/см³) и позволяет отнести к числу самых массивных «суперземель», чья предполагаемая внутренняя структура сходна с нашей планетой. Расположенная примерно в 0,13 а. е. от родительской звезды, она имеет орбитальный период 20,2 дня и равновесную температуру около 500 К (227 °C) [8]. Методология исследования включала комбинирование транзитных данных TESS с измерениями лучевых скоростей от ESPRESSO и HARPS. Файл целевых пикселей TESS для TOI‑2322. Целевая звезда обозначена № 1 и отмечена белым крестиком. Источники из каталога Gaia DR3, отличающиеся от нее не более чем на 9m, показаны красными кругами, пропорциональными яркости. Апертурная маска (область анализируемых данных) обозначена полупрозрачными красными квадратами. arXiv (2025). DOI: 10.48550/arxiv.2508.18094 TOI-2322 — звезда спектрального класса K4, расположенная на расстоянии около 195 световых лет от Земли. В период с 2018 по 2023 год звезда неоднократно наблюдалась с помощью телескопа TESS. В ходе этих сеансов были выявлены транзитные сигналы на кривой блеска звезды, что и указывало на наличие экзопланет. Звезда примерно на 30% меньше, чем Солнце, ее эффективная температура составляет 4 664 К, а возраст оценивается в 3,9 млрд лет [9]. Наличие двух скалистых планет с существенно разными массами и плотностями в пределах одной системы ставит новые задачи в исследовании формирования и эволюции землеподобных планет. TOI-2322 b напоминает по размерам Землю, но пребывает на слишком близкой орбите, чтобы быть пригодной для жизни. TOI-2322 же — «суперземля» с возможно землеподобной структурой, но с плотностью, которая не укладывается в известные сценарии формирования и геологического развития планет. Система TOI-2322 представляет собой хороший тест для моделей внутреннего строения и состава экзопланет. Сравнение с другими известными скалистыми экзопланетами, например в системах TRAPPIST-1 или GJ 486 b, подчеркивает уникальность TOI-2322. В планах ученых — дальнейшие наблюдения этих находок, детектирование их атмосфер, а также возможное обнаружение планет на большем удалении от центральной звезды. _Данные TESS с фазовым сдвигом (серые точки), сгруппированные данные TESS (синие точки) и медианные модели для кандидата TOI‑2322 b (слева) и кандидата TOI‑2322 c (справа). Снизу: отклонения от модели. arXiv (2025). DOI:10.48550/arxiv.2508.18094 _ ‌ Результаты этих исследований помогут уточнить теории формирования землеподобных миров, что говорит о важности комплексного подхода: сочетание транзитной фотометрии и спектроскопии высокого разрешения позволяет существенно продвинуться в оценке состава, структуры и эволюции экзопланет. **6.****arxiv.org/abs/2508.18094** **7.****exoplanet.eu/catalog/toi_2322_b-11205/** **8.****exoplanet.eu/catalog/toi_2322_c-11206/** **9.****simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html &Ident=TOI-2322** ##### Лунное затмение 7 сентября 2025 года В ночь с 7 на 8 сентября жители разных уголков планеты стали свидетелями зрелищного астрономического явления — полного лунного затмения. Особенностью этого затмения стало то, что Луна оказалась очень близко к центру тени Земли, что привело к более сильному затемнению северной части ее диска. В тени спутник нашей планеты пребывал 1 час 22 минуты, с 20:31 до 21:53 мск. Фото А. Кудря Лунные затмения происходят в моменты полнолуния, когда Луна входит в область тени, отбрасываемой Землей. Полное затмение случается, когда Луна полностью погружается в тень Земли. Если часть Луны остается освещенной, то говорят о частном затмении. Когда же Луна входит только в полутень Земли, это называют полутеневым затмением. Даже при полном затмении Луна не перестает быть видимой, а приобретает темно-красный оттенок. Хотя прямой солнечный свет и не доходит до ее поверхности, часть его достигает Луны, пройдя через земную атмосферу, которая действует как огромная линза и фильтр. Наблюдается оптическое явление, которое возникает при столкновении световых волн с частицами атмосферы, — рэлеевское рассеяние света. Фотоны с меньшей энергией, принадлежащие к красной части спектра, проходят напрямую, а более энергичные синие — рассеиваются. Поэтому Луна при полном затмении и выглядит красной. ##### Изображение номера: вращающийся пульсар в Крабовидной туманности Chandra (CXC), Hubble (STScI), Spitzer (JPL–Caltech), Robert A Nemiroff (MTU) и Jerry Bonnell (UMCP) В центре Крабовидной туманности находится нейтронная звезда PSR B0531+21, известная как Крабовидный миллисекундный пульсар. Это сколлапсировавшее ядро взорвавшейся массивной звезды размером с небольшой город; массой, превышающей солнечную; и плотностью, как в ядре атома. Новое составное изображение сочетает видимый свет от космического телескопа «Хаббл», данные по рентгеновскому излучению от обсерватории «Чандра» и инфракрасным лучам — от космического телескопа «Спитцер». Внешние части Крабовидной туманности — это расширяющиеся остатки газов, из которых состояла звезда. Взрыв сверхновой произошел в 1054 году. _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Астроновости: галька с Марса, две на одной, каменный рой, двуликий карлик (25.07.2023) * Астроновости: случайная находка Curiosity, холодный суперюпитер от «Уэбба», вода от китайского лунного зонда… (30.07.2024) * Астроновости: кровавая Луна, Сатурн и Нептун в противостоянии, пополнение каталога квазаров… (26.08.2025) * Из истории космонавтики: Луна, собаконавты и Венера (08.02.2022) * Астроновости: пропавшие экзолуны «Кеплера», астроёлочка от «Чандры», новогодний Юпитер, три пульсара FAST и Уран глазами «Уэбба» (26.12.2023) * Астроновости: объединенные снимки, теплый мир TOI-1859, до сверхновой SN2023ixf и др. (13.06.2023) * Астроновости: новый снимок сверхмассивной черной дыры и ее джета в М87, снимок Деймоса, астероид Фаэтон (02.05.2023) * Астроновости: металинзы, планеты внутри звезд и тепловое излучение от экзопланеты (04.04.2023) * Астроновости: межзвездный гость 3I/ATLAS, невидимый сосед Солнечной системы, образцы с обратной стороны Луны… (15.07.2025)

Алексей Кудря ##### **Что скрывает ядро Красной планеты** Сравнение внутренних структур Земли и Марса показывает, что Красная планета, подобно Земле, состоит из коры, мантии и ядра. Анализ сейсмических данных посадочного аппарата NASA InSight [1] выявил, что ядро Марса состоит из твердого внутреннего ядра радиусом около 613 ± 67 км и жидкой металлической оболочки (внешнего ядра) радиусом примерно 1800 км. Статья об исследовании внутреннего строения нашего соседа была опубликована в журнале _Nature_ [2]. Художественное изображение внутренней структуры Марса. Самый верхний слой называется корой, под ним находится мантия, которая покоится на твердом внутреннем ядре. Изображение NASA/JPL-Caltech Для исследования структуры и построения модели ядра ученые проанализировали более 1 300 марсотрясений, зарегистрированных аппаратом InSight с 2018 по 2022 год, и отобрали 23 хоть и относительно слабых, но достаточно четких сигнала. В этих данных обнаружены особые сейсмические фазы: волны, прошедшие через центр Марса, и волны, отразившиеся от границы между твердым и жидким ядрами. Наблюдения позволили уточнить размеры внутреннего ядра Марса: его радиус составляет примерно 1/5 радиуса планеты — примерно как и у внутреннего ядра Земли. При пересечении границы внутреннего ядра скорость продольной волны по расчетам возрастает примерно на 30%, что указывает на резкие различия в плотности и составе слоев. Это говорит о том, что при кристаллизации железного ядра легкие элементы (кислород, сера, углерод и др.) могут оказаться сконцентрированы преимущественно во внутреннем ядре в твердой интерметаллической фазе. Такие предположения согласуются с существующими гипотезами о богатом содержании легких примесей в ядре Марса и важны для понимания тепловой и химической эволюции планеты. По своему строению Марс выглядит как пропорционально уменьшенная копия Земли с внутренним ядром, внешним ядром, мантией и корой. Аналогично выглядят и картины сейсмических фаз, проходящих через ядро Марса и отраженных от него. nature.com/articles/s41586-025-09361-9 Новые результаты дают дополнительную информацию для моделирования охлаждения Марса и изменения его магнитного поля. В настоящее время у Марса отсутствует глобальный магнитный динамо-эффект, и это, возможно, связано с особенностями формирования ядра. Точное знание размеров и состава внутреннего ядра поможет ученым понять, как работало «марсианское динамо» и почему оно прекратило работу. **1.****science.nasa.gov/mission/insight/science/** **2.****nature.com/articles/s41586-025-09361-9** ##### Звездообразование в галактике M96 через объектив «Хаббла» Космический телескоп «Хаббл» [3] предоставил новое инфракрасно-оптическое изображение галактики M96, расположенной на расстоянии около 35 млн световых лет от нас в созвездии Льва. Она отличается асимметричной структурой со смещенным относительно центра ядром и витиеватыми спиральными рукавами. Эти особенности, вероятнее всего, объясняются гравитационным взаимодействием с соседними галактиками, способствовавшим такому распределению газа и пыли с неравномерной плотностью, что вызвало истончение структуры на отдельных участках диска. Асимметричная спиральная галактика Мессье 96. Снимок телескопа «Хаббл». ESA/Hubble & NASA, F. Belfiore, D. Calzetti Данные наблюдений в инфракрасном и оптическом диапазонах, в том числе в линиях ионизированного водорода (Hα) и азота (N II), позволили выделить регионы интенсивного звездообразования. На снимке они имеют бледно-розовый цвет — это линии водорода, свидетельствующие о присутствии горячих молодых звезд, которые своим ультрафиолетовым излучением ионизируют окружающие газовые облака. В то же время красные линии азота помогают оценить характеристики межзвездного газа и скорость звездообразования. Совместный анализ этих линий позволяет выяснять, происходит ли в галактике массовое звездообразование или же ее активность связана с деятельностью галактического ядра. Особенно интересны яркие кольцеобразные структуры, выстроившиеся вдоль внешних спиральных ветвей. Они связаны с формированием звезд в открытых газопылевых оболочках: ветер от центральных молодых звезд выдувает оболочки и инициирует волны звездообразования на их границах. За счет фильтрации света пылью мы получаем представление о взаимодействии света, газа и пыли, а также о динамике формирования структуры галактического диска. Наблюдения M96 демонстрируют потенциал комбинированной оптической и инфракрасной визуализации галактической активности. Сопоставление данных наблюдений на нескольких длинах волн позволяет исследовать внутреннюю архитектуру галактик, разобраться в закономерностях звездообразования, роли пыли и того, как вновь образованные звезды воздействуют на окружающую среду. **3.****science.nasa.gov/missions/hubble/hubble-homes-in-on-galaxys-star-formation/** ##### Рентгеновский взгляд «Чандры» на остаток сверхновой Кассиопея A — один из наиболее изученных остатков сверхновой, образовавшейся при коллапсе массивной звезды более 300 лет назад. Новое исследование на основе данных космической рентгеновской обсерватории «Чандра» показало, что за несколько часов до взрыва внутренние слои звезды претерпели резкую перестройку. Результаты были опубликованы в журнале _The Astrophysical Journal._ Составное изображение Кассиопеи А. Цветом показано присутствие различных элементов в остатке сверхновой: красный — кремний, желтый — сера, зеленый — кальций, фиолетовый — железо. Голубым («прожилки» по краям) обозначены высокоэнергетические рентгеновские лучи, выявляющие взрывную волну от сверхновой. На увеличенном фрагменте обозначены области относительно высокой концентрации кремния (красные) и неона (синие). Изображение в рентгеновском диапазоне: NASA/CXC/Meiji Univ./T. Sato et al.; обработка: NASA/CXC/SAO/N. Wolk В массивных звездах во внутренних областях по мере старения образуются концентрические «луковичные» слои различных элементов. Внешние слои состоят в основном из водорода и гелия, за ними следуют кислород, неон, кремний и более тяжелые элементы, а в центре формируется железное ядро. Когда масса этого железного ядра становится больше ~1,4 массы Солнца, оно коллапсирует, инициируя взрыв сверхновой. Оказалось, что за несколько часов до взрыва Кассиопеи A часть кремниевого слоя прорвалась выше, в соседний неоновый. Найденные рядом с неоновыми областями участки с превышением концентрации кремния подтверждают перемешивание этих слоев. Новое открытие стало возможным благодаря многолетним рентгеновским наблюдениям «Чандры» и компьютерному моделированию финальных стадий эволюции звезды. Детальный анализ полученных спектров позволил составить карты распределения элементов в газовой оболочке, в частности, кремния и неона. Численные модели предсказывают формирование в последние часы жизни звезды больших масс плазмы, движущихся в противоположных направлениях, что хорошо согласуется с наблюдениями. Такая внутренняя турбулентность может объяснить и некоторые особенности формы остатка сверхновой. В частности, асимметричное движение вещества могло привести к соответствующей форме облака и сообщить образовавшейся после коллапса ядра нейтронной звезде дополнительный импульс, объясняющий ее высокую скорость. Сильные турбулентные течения, возникшие при «перемешивании» слоев, также могли усилить ударную волну и, возможно, способствовать началу взрыва сверхновой. Иными словами, внутризвездные процессы на финальном этапе могут вносить существенный вклад в ход событий. «Чандра» — рентгеновская орбитальная обсерватория NASA, запущенная в 1999 году. Кассиопея A была одной из первых целей «Чандры» после ее запуска, и за более чем четверть века наблюдений по ней накоплен огромный объем данных. Высокое угловое разрешение и способность различать энергию рентгеновских лучей позволяют строить детальные спектральные карты распределения элементов в остатке сверхновой. Многолетние наблюдения позволили накопить объем данных, необходимый для выявления тонких деталей структуры. Новое исследование на основе данных «Чандры» расширяет наше понимание того, как протекают последние этапы жизни массивных звезд и как образуются сверхновые. **4.****iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aded14** **5.****chandra.si.edu/press/25_releases/press_082825.html** ##### Землеподобные планеты у TOI-2322 На основе наблюдений космического телескопа TESS и последующих спектроскопических измерений выявлена система из двух транзитных экзопланет, обращающихся вокруг звезды TOI-2322 [6]. Первая планета, TOI-2322 b, по параметрам сравнима с Землей, хотя и обращается по орбите периодом около 11,3 суток, а ее масса, по оценкам, меньше двух земных масс [7]. Вторая, TOI-2322 c, обладает радиусом почти в 1,9 земного, но массой порядка 18 земных, что говорит о ее крайне высокой плотности (около 14,7 г/см³) и позволяет отнести к числу самых массивных «суперземель», чья предполагаемая внутренняя структура сходна с нашей планетой. Расположенная примерно в 0,13 а. е. от родительской звезды, она имеет орбитальный период 20,2 дня и равновесную температуру около 500 К (227 °C) [8]. Методология исследования включала комбинирование транзитных данных TESS с измерениями лучевых скоростей от ESPRESSO и HARPS. Файл целевых пикселей TESS для TOI‑2322. Целевая звезда обозначена № 1 и отмечена белым крестиком. Источники из каталога Gaia DR3, отличающиеся от нее не более чем на 9m, показаны красными кругами, пропорциональными яркости. Апертурная маска (область анализируемых данных) обозначена полупрозрачными красными квадратами. arXiv (2025). DOI: 10.48550/arxiv.2508.18094 TOI-2322 — звезда спектрального класса K4, расположенная на расстоянии около 195 световых лет от Земли. В период с 2018 по 2023 год звезда неоднократно наблюдалась с помощью телескопа TESS. В ходе этих сеансов были выявлены транзитные сигналы на кривой блеска звезды, что и указывало на наличие экзопланет. Звезда примерно на 30% меньше, чем Солнце, ее эффективная температура составляет 4 664 К, а возраст оценивается в 3,9 млрд лет [9]. Наличие двух скалистых планет с существенно разными массами и плотностями в пределах одной системы ставит новые задачи в исследовании формирования и эволюции землеподобных планет. TOI-2322 b напоминает по размерам Землю, но пребывает на слишком близкой орбите, чтобы быть пригодной для жизни. TOI-2322 же — «суперземля» с возможно землеподобной структурой, но с плотностью, которая не укладывается в известные сценарии формирования и геологического развития планет. Система TOI-2322 представляет собой хороший тест для моделей внутреннего строения и состава экзопланет. Сравнение с другими известными скалистыми экзопланетами, например в системах TRAPPIST-1 или GJ 486 b, подчеркивает уникальность TOI-2322. В планах ученых — дальнейшие наблюдения этих находок, детектирование их атмосфер, а также возможное обнаружение планет на большем удалении от центральной звезды. _Данные TESS с фазовым сдвигом (серые точки), сгруппированные данные TESS (синие точки) и медианные модели для кандидата TOI‑2322 b (слева) и кандидата TOI‑2322 c (справа). Снизу: отклонения от модели. arXiv (2025). DOI:10.48550/arxiv.2508.18094 _ ‌ Результаты этих исследований помогут уточнить теории формирования землеподобных миров, что говорит о важности комплексного подхода: сочетание транзитной фотометрии и спектроскопии высокого разрешения позволяет существенно продвинуться в оценке состава, структуры и эволюции экзопланет. **6.****arxiv.org/abs/2508.18094** **7.****exoplanet.eu/catalog/toi_2322_b-11205/** **8.****exoplanet.eu/catalog/toi_2322_c-11206/** **9.****simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html &Ident=TOI-2322** ##### Лунное затмение 7 сентября 2025 года В ночь с 7 на 8 сентября жители разных уголков планеты стали свидетелями зрелищного астрономического явления — полного лунного затмения. Особенностью этого затмения стало то, что Луна оказалась очень близко к центру тени Земли, что привело к более сильному затемнению северной части ее диска. В тени спутник нашей планеты пребывал 1 час 22 минуты, с 20:31 до 21:53 мск. Фото А. Кудря Лунные затмения происходят в моменты полнолуния, когда Луна входит в область тени, отбрасываемой Землей. Полное затмение случается, когда Луна полностью погружается в тень Земли. Если часть Луны остается освещенной, то говорят о частном затмении. Когда же Луна входит только в полутень Земли, это называют полутеневым затмением. Даже при полном затмении Луна не перестает быть видимой, а приобретает темно-красный оттенок. Хотя прямой солнечный свет и не доходит до ее поверхности, часть его достигает Луны, пройдя через земную атмосферу, которая действует как огромная линза и фильтр. Наблюдается оптическое явление, которое возникает при столкновении световых волн с частицами атмосферы, — рэлеевское рассеяние света. Фотоны с меньшей энергией, принадлежащие к красной части спектра, проходят напрямую, а более энергичные синие — рассеиваются. Поэтому Луна при полном затмении и выглядит красной. ##### Изображение номера: вращающийся пульсар в Крабовидной туманности Chandra (CXC), Hubble (STScI), Spitzer (JPL–Caltech), Robert A Nemiroff (MTU) и Jerry Bonnell (UMCP) В центре Крабовидной туманности находится нейтронная звезда PSR B0531+21, известная как Крабовидный миллисекундный пульсар. Это сколлапсировавшее ядро взорвавшейся массивной звезды размером с небольшой город; массой, превышающей солнечную; и плотностью, как в ядре атома. Новое составное изображение сочетает видимый свет от космического телескопа «Хаббл», данные по рентгеновскому излучению от обсерватории «Чандра» и инфракрасным лучам — от космического телескопа «Спитцер». Внешние части Крабовидной туманности — это расширяющиеся остатки газов, из которых состояла звезда. Взрыв сверхновой произошел в 1054 году. _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Астроновости: галька с Марса, две на одной, каменный рой, двуликий карлик (25.07.2023) * Астроновости: случайная находка Curiosity, холодный суперюпитер от «Уэбба», вода от китайского лунного зонда… (30.07.2024) * Астроновости: кровавая Луна, Сатурн и Нептун в противостоянии, пополнение каталога квазаров… (26.08.2025) * Из истории космонавтики: Луна, собаконавты и Венера (08.02.2022) * Астроновости: пропавшие экзолуны «Кеплера», астроёлочка от «Чандры», новогодний Юпитер, три пульсара FAST и Уран глазами «Уэбба» (26.12.2023) * Астроновости: объединенные снимки, теплый мир TOI-1859, до сверхновой SN2023ixf и др. (13.06.2023) * Астроновости: новый снимок сверхмассивной черной дыры и ее джета в М87, снимок Деймоса, астероид Фаэтон (02.05.2023) * Астроновости: металинзы, планеты внутри звезд и тепловое излучение от экзопланеты (04.04.2023) * Астроновости: межзвездный гость 3I/ATLAS, невидимый сосед Солнечной системы, образцы с обратной стороны Луны… (15.07.2025)

Origin

Origin

Алексей Кудря ##### **Камера зонда Psyche прислала изображение Земли и Луны** Космический аппарат Psyche («Психея»), направляющийся к астероиду, «по странному стечению обстоятельств» имеющему то же имя, выполнил один из предварительных тестов, сняв Землю и Луну с расстояния около 290 млн км [1]. Снимки были получены в июле 2025 года в ходе штатной проверки систем аппарата — компонентов, которые будут использоваться для изучения состава поверхности астероида. Объекты наблюдения — Земля и Луна — были выбраны как источники отраженного света, спектры которых хорошо известны и сравнимы с иными космическими телами, что облегчает процесс калибровки. Снимки Земли и Луны с расстояния около 290 млн км, полученные аппаратом Psyche. NASA/JPL-Caltech/ASU Двумя идентичными камерами с фильтрами и телеобъективами были выполнены долгие экспозиции (до 10 с), в результате чего Земля и Луна выглядят как тусклые светящиеся точки на фоне звездного поля.Этот метод позволяет проверить чувствительность и фокусировку приборов в условиях, сходных с теми, которые возникнут при изучении астероида Психея. Раннее в ходе полета аппарат также фотографировал Юпитер и Марс — их более красноватые спектры служат контрастом по отношению к более голубому спектру Земли, что помогает оценить цветовую чувствительность системы. Научные приборы Psyche включают в себя магнитометры, гамма- и нейтронный спектрометры, а также мультиспектральный сканер (MI). Инструмент Multispectral Imager предназначен не только для получения изображений, но и для определения состава поверхности астероида на разных длинах волн. Сопоставление спектральных «штрихов» с ранее полученными с поверхностей Луны или Весты позволит интерпретировать данные при изучении астероида. Выбор тела для калибровки определяется возможностью получить спектр, похожий на спектр цели, хорошо изученной ранее на Земле [2]. Подобные калибровки важны для обеспечения точности научных измерений в ходе миссии. Psyche прибудет к астероиду в 2029 году, а затем в течение двух лет будет проводить картирование, разведку при помощи спектрометров, гравиметрических измерений и магнетометра. Схема передвижения космического аппарата Psyche по Солнечной системе. Прибытие к астероиду Психея ожидается в 2029 году. NASA/JPL-Caltech Полученные снимки Земли и Луны — начало длинного списка лабораторных проверок, калибровки инструментов для выполнения главной задачи миссии. Так, ранее NASA успешно испытало систему лазерной связи Deep Space Optical Communications, установленную на аппарате Psyche. **1.****nasa.gov/missions/psyche-mission/nasas-psyche-captures-images-of-earth-moon** **2.****jpl.nasa.gov/missions/psyche** ##### Звезда или звездный кластер? В 2022 году с помощью телескопа «Хаббл» была обнаружена самая удаленная на тот момент звезда, получившая условное наименование Эарендел (Earendel, «Утренняя звезда» на англосаксонском). Свет от нее с красным смещением около z ≈ 6,5 преодолел свыше 12,9 млрд световых лет, что позволило астрономам заглянуть в эпоху, когда Вселенная была моложе одного миллиарда лет. Первоначальные наблюдения, основанные на гравитационном линзировании массивным галактическим скоплением, показывали точечный источник, что, казалось, согласуется с моделью одиночной массивной звезды [3]. По данным NASA, на этом снимке, сделанном космическим телескопом «Джеймс Уэбб», запечатлено массивное скопление галактик WHL0137-08, а справа — галактика Sunrise Arc. В этой галактике находится самая далекая из когда-либо обнаруженных звезд, впервые открытая космическим телескопом «Хаббл». Изображение: NASA, ESA, CSA, D. Coe (AURA/STScI for ESA), Z. Levay Однако недавнее повторное изучение, проведенное с использованием телескопа «Джеймс Уэбб», позволяет пересмотреть прежние выводы. Более высокая чувствительность и широкий спектральный охват «Джеймса Уэбба» — прежде всего в инфракрасном диапазоне — демонстрируют более сложную структуру объекта. Вместо однородного источника света новые данные свидетельствуют о возможности того, что Эарендел может оказаться системой из нескольких звезд или компактной звездной ассоциацией, а не изолированной звездой. Инструменты NIRCam и MIRI предоставили спектры и изображение с достаточным разрешением, чтобы выявить тонкие вариации яркости и спектрального профиля, которые трудно объяснить моделью одиночной звезды. Статья об этом исследовании опубликована в _The Astrophysical Journal_[4]. Изображение галактики Sunrise в искусственных цветах, полученное с помощью камеры NIRCam «Джеймса Уэбба» F090W+F200W+F444W при z ≈ 5,93. Представленное изображение охватывает угловое расстояние ~16″. iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aded93/meta Изучение природы Эарендел может повлиять на модели формирования звезд в первые сотни миллионов лет после Большого взрыва. Если этот объект действительно является компактной группой молодых массивных звезд, то это подразумевает более высокую плотность и разнообразие процессов звездообразования на ранних стадиях эволюции галактик. Отдельного внимания в новой работе удостоены особенности гравитационного линзирования. Линза, создаваемая массивным скоплением галактик на линии зрения, значительно усилила яркость наблюдаемого объекта. Анализ распределения света и кривых яркости позволяет различить эффекты линзирования и внутреннюю структуру источника. Важным аспектом может стать также интерпретация спектров с учетом межгалактической среды и поглощения водородных линий, что критично для корректного моделирования красного смещения и возрастной оценки объекта. Сочетание высокоразрешающей инфракрасной камеры «Джеймса Уэбба» и возможностей гравитационного линзирования создает уникальную возможность изучать отдельные звезды или компактные скопления, существовавшие в первый миллиард лет существования Вселенной. Последующие наблюдения и спектроскопический анализ позволят уточнить массу, возраст и химический состав Эарендел и подобных объектов, что существенно дополнит модели эволюции ранних галактик и массивных звезд. **3.****science.nasa.gov/image-detail/earendel/** **4.****iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aded93/meta** ##### Необычная сверхновая Наблюдения недавно обнаруженной сверхновой SN 2021yfj предоставляют уникальную возможность изучить процессы, ведущие к концу жизни массивных звезд. Этот объект представляет собой редкий случай сверхновой, практически лишенной внешней оболочки из водорода и гелия, что позволяет исследовать непосредственно остатки ядра звезды перед взрывом. Подобные события известны как сверхновые типа Ib/c, однако данный экземпляр демонстрирует аномалии в спектральных линиях и скорости расширения, которые выходят за рамки существующих моделей. Результаты исследования опубликованы в журнале _Nature_ [5]. SN 2021yfj — сверхновая нового типа. Ее прародительница потеряла внешние оболочки задолго до взрыва и состояла лишь из ядра, включавшего в себя кислород и кремний, — в отличие от других известных звезд, находящихся на финальной стадии своей эволюции. Умирающая, «обнаженная до костей» звезда пережила экстремальные эпизоды потери массы, которые привели к выбросу вещества, богатого кремнием (серый цвет), серой (желтый) и аргоном (фиолетовый) Массивные звезды на поздних стадиях эволюции обычно теряют внешние слои за счет мощных звездных ветров или взаимодействий в двойных системах. Когда ядро достигает критической массы, происходит коллапс, ведущий к вспышке сверхновой. В классических моделях предсказывается определенный набор признаков и состава выброшенного материала. Наблюдаемая сверхновая показывает сниженное количество легких элементов и повышенную долю тяжелых ядер, что указывает на более эффективное удаление внешних слоев звезды до момента коллапса. Кроме того, необычная сверхновая демонстрирует оболочки с неоднородной плотностью, что предполагает нестандартные механизмы передачи энергии от ядра к внешним слоям. Одним из возможных объяснений может быть наличие внутренних ударных волн, которые проходят через остатки оболочки, создавая сложную структуру выброса. Такие процессы отражают иное распределение энергии и массы, чем то, что предсказывают традиционные модели коллапса ядра. Наблюдения проводились с использованием спектроскопических инструментов на больших наземных телескопах, которые позволили уточнить элементный состав и кинематику выброса. Сравнение с другими сверхновыми данного типа показывает, что подобные события встречаются крайне редко, что делает их ценным наблюдением для моделей эволюции массивных звезд. Кроме того, такие сверхновые предоставляют возможность изучать процессы синтеза тяжелых элементов, которые в конечном итоге обогащают межзвездную среду и участвуют в формировании новых поколений звезд и планет. Дальнейшие наблюдения за остатком этой сверхновой, включая получение рентгеновских и инфракрасных спектров, позволят уточнить механизмы потери массы и структуру ядра перед взрывом. Совместный анализ с результатами теоретических моделей поможет адаптировать существующие сценарии коллапса и переноса энергии, что имеет значение не только для понимания отдельных звезд, но и для космохимии и динамики ранней Вселенной в целом [6]. **5.****nature.com/articles/s41586-025-09375-3** **6.****popsci.com/science/violent-supernova-star-guts/** ##### Пополнение каталога квазаров AllBRICQS Проект AllBRICQS (All-sky Bright, Complete Quasar Survey) [7] завершил вторую фазу обзора ярких квазаров. В каталог добавлены 62 новых объекта в Северном полушарии, ранее не замеченных крупными оптическими обзорами [8]. Кандидаты отбирались с использованием перекрестного анализа данных WISE и Gaia DR3 — критерии включали оптическую яркость Bₚ ≤ 16,5 или Rₚ ≤ 16m, а также исключение объектов со значимым собственным движением, характерным для звезд. Верификация с помощью спектроскопии была проведена на телескопах в Южной Корее и Китае, что позволило уточнить красные смещения, спектральную классификацию и болометрические светимости. Изображения восемнадцати недавно открытых квазаров, которые находятся в зоне охвата SDSS, но не включены в каталог SDSS DR16Q. DOI: 10.48550/arxiv.2508.06028 Новые квазары охватывают диапазон красных смещений z ≈ 0,09–2,48, а их болометрическая светимость колеблется между 1044 и 1048 эрг/с. В выборке преобладают квазары с широкими эмиссионными линиями, но присутствуют также и более редкие типы, такие как FeLoBAL — квазары с широкой полосой поглощения в низкоионизированном железе. Среди них обнаружен самый яркий FeLoBAL в истории опубликованных наблюдений. Особенность методологии AllBRICQS заключается в эффективном поиске ярких, но до сих пор не зарегистрированных квазаров за счет интеграции инфракрасного астрометрического отбора и спектрометрии. Использование данных WISE и Gaia помогает отсеять большинство близких звезд, ошибочно попадающих в выборку, а спектроскопия — обеспечить точное определение характеристик и классификацию объектов. Это создает прочную основу для статистического анализа и построения моделей развития активных ядер галактик. Полученные данные имеют важное значение для широкого спектра исследований: они обогащают статистику светимости и масс сверхмассивных черных дыр, уточняют характеристики ярких квазаров, а также влияют на модели обратной связи в галактическом масштабе. Ранняя и поздняя активность черных дыр, а также механизмы взаимодействия с галактической средой становятся доступнее для анализа благодаря таким пополнениям выборки. Художественное представление квазара. Изображение NASA Собранная база включает спектральные данные, оценки красных смещений, фотометрические показатели и типологию объектов, что позволяет интегрировать ее в будущие наблюдательные кампании и теоретические модели. Обнаружение этих ярких квазаров заполнит нишу в ярком конце распределения и послужит ориентиром для последующих многодисциплинарных исследований активных ядер. **7.****arxiv.org/abs/2209.09342** **8.****arxiv.org/abs/2508.06028** ##### **Изображение номера — «Сахарная вата в Магеллановом Облаке»** ESA / Hubble & NASA, C. Murray Облака газа и пыли в Большом Магеллановом Облаке на снимках космического ветерана — «Хаббла» — напоминают сахарную вату. Такой вид они приобрели под взглядами камер этого космического телескопа — прежде всего широкоугольной камеры WFC3, которая использовалась для сбора основных данных для этого изображения. WFC3 оснащена различными фильтрами, каждый из которых пропускает только определенные длины волн, или цвета. Это изображение объединяет данные, полученные с помощью пяти различных фильтров, в том числе тех, что улавливают ультрафиолетовые и инфракрасные лучи, недоступные человеческому глазу. **_Алексей Кудря_** #### См. также: * Астроновости: первые снимки «Евклида», галактическое трио от «Хаббла», древнейший квазар, уникальный Динкинеш и алая ночь (14.11.2023) * Астроновости: объединенные снимки, теплый мир TOI-1859, до сверхновой SN2023ixf и др. (13.06.2023) * Астроновости: межзвездный гость 3I/ATLAS, невидимый сосед Солнечной системы, образцы с обратной стороны Луны… (15.07.2025) * Астроновости: галька с Марса, две на одной, каменный рой, двуликий карлик (25.07.2023) * Астроновости: «Евклид» прибыл, галактика в Рыбах, «Толстяк» над миром, пролетая над Ио (08.08.2023) * Из истории космонавтики: Луна, собаконавты и Венера (08.02.2022) * Десять лучших снимков Cassini-2013 (11.02.2014) * Астроновости: туманность Кольцо, прародитель магнетара, пятна Нептуна и комета сентября (05.09.2023) * Астроновости: рекорд на орбите, новые пульсары, Вселенная в объективах «Хаббла» и «Уэбба», а также астероид по имени Язев (13.02.2024)

Алексей Кудря ##### **Черная дыра промежуточной массы HLX-1 в галактике NGC 6099** Объект HLX-1 в галактике NGC 6099 стал важной вехой в изучении так называемых черных дыр промежуточной массы (IMBH) — гипотетического, но постепенно наполняющегося реальными кандидатами класса объектов с массами от сотен до десятков тысяч солнечных. HLX-1 находится на периферии эллиптической галактики примерно в 450 млн световых лет от Земли. Его рентгеновская активность была впервые зарегистрирована в 2009 году с пиком в 2012-м и постепенным затуханием до 2023 года. Характер свечения указывает на приливное разрушение звезды, полностью или частично поглощенной черной дырой. Рентгеновские и инфракрасные изображения NGC 6099 HLX-1. Рентгеновское изображение: NASA/CXC/Inst. of Astronomy, Y-C Chang; оптическое/ультрафиолетовое изображение: NASA/ESA/STScI/HST; обработка изображений: NASA/STScI/J. DePasquale Этот случай примечателен тем, что яркость HLX-1 и его поведение с течением времени соответствуют теоретическим ожиданиям от TDE (tidal disruption event) — события, при котором звезда, проходящая слишком близко от черной дыры, разрушается приливными силами. Спектр показывает температуру порядка 3 млн К, характерную для таких взаимодействий. Природа IMBH и механизмы их формирования до сих пор остаются предметом споров. Возможны два пути: либо рост путем аккреции газа и звездного вещества, либо слияние меньших черных дыр в плотных звездных скоплениях. HLX-1 рассматривается как один из лучших кандидатов в IMBH, находящихся вне ядер галактик. Наблюдения на телескопе «Чандра» позволили уточнить параметры аккреционного диска, а также массу объекта — предположительно около 20 тыс. солнечных. Вокруг HLX-1 обнаружено компактное звездное скопление, служащее резервуаром для питания [1, 2]. Иллюстрация процесса захвата и приливного гравитационного разрушения звезды черной дырой промежуточной массы HLX-1 (NASA, ESA, Ralf Crawford (STScI)) HLX-1 — пока один из немногих известных нам объектов, способных связать теоретические представления о «потайном» классе черных дыр с наблюдаемыми данными. Он может стать ключом к пониманию эволюции черных дыр и возможного происхождения сверхмассивных объектов в центрах галактик. **1.****chandra.harvard.edu/photo/2025/ngc6099/** **2.****arxiv.org/abs/1608.01924** ##### Необычная новая в Андромеде В галактике Андромеды (M31) есть рекуррентная (повторная) новая M31N 2017-01e. Она является второй по частоте повторения вспышек среди всех известных повторяющихся новых — с периодом повторения всего в 2,5 года она уступает лишь M31N 2008-12a, цикл которой соответствует одному году [3]. Уникальность M31N 2017-01e заключается в аномально низкой амплитуде вспышек (~3m против типичных — более 6) и чрезвычайно быстрой эволюции: время снижения яркости составляет около 5 дней. 4 августа 2025 года группа астрономов опубликовала статью на сервере препринтов arXiv.org об изучении этого интересного объекта [4]. Позиция новой совпадает с ярким голубым переменным источником, демонстрирующим фотометрическую модуляцию с периодом 14,3 суток. Мультиволновые наблюдения, включающие данные оптических телескопов и ультрафиолетовых инструментов AstroSat, показали, что этот объект обладает свойствами звезды B-типа с выраженной эмиссией Hα. Это указывает на наличие околозвездного диска, характерного для звезд типа Be. Традиционно рекуррентные новые интерпретируются как системы с белым карликом, аккрецирующим вещество от позднезвездного компаньона через переполнение полости Роша. Однако для M31N 2017-01e предложена принципиально иная модель: двойная система Be-звезда + белый карлик. В этой конфигурации белый карлик аккрецирует материал не непосредственно со звезды, а из ее аккреционного диска. Это объясняет ключевые аномалии: низкая амплитуда вспышек обусловлена непрерывной подпиткой диска, снижающей контраст между состоянием относительного покоя и вспышкой. Короткий период повторения связан с высокой скоростью аккреции из плотного диска. Данная модель имеет далеко идущие последствия для понимания эволюции двойных систем. Во-первых, она демонстрирует альтернативный путь достижения высокой частоты вспышек без повышенных требований к массе белого карлика (в классической модели необходимы белые карлики массой >1,3 _M_ ⊙). Во-вторых, всё это открывает новые каналы формирования повторных новых в системах со спектральными типами, которые ранее игнорировались в поисках. В-третьих, предполагает существование неизученной популяции «тихих» повторных новых, чьи вспышки могли оставаться незамеченными из-за малой амплитуды. Наблюдения за системой продолжаются. Ключевые задачи — это точные измерения массы белого карлика для проверки гипотезы о его стандартной, а не вырожденной массе; исследование динамики диска Be-звезды и его взаимодействия с белым карликом; поиск аналогов в Млечном Пути и других галактиках для оценки распространенности такого типа новых. Обнаружение M31N 2017-01e дает нам знать, что даже хорошо изученные астрофизические объекты могут преподносить сюрпризы, требующие пересмотра устоявшихся теорий. Изучение этого объекта открывает новое направление в исследованиях эволюции тесных двойных систем и механизмов аккреции в экзотических условиях. **3.****arxiv.org/abs/1611.01301** **4.arxiv.org/abs/2508.02227v1** ##### Оптический мост в Abell 3667: свидетельство слияния галактик Новые наблюдения скопления галактик Abell 3667 с помощью камеры DECam на телескопе имени Виктора Бланко позволили обнаружить слабую оптическую структуру — мост, протянувшийся на ~400 кпк между двумя центральными галактиками. Использование в рамках подготовительных данных для LSST повышает чувствительность до уровня поверхностной яркости μ ≳ 30m/кв. сек. дуги, и уже на этом этапе выявлены детали, ранее недоступные наблюдению. Этот мост снабдил ученых новыми сведениями о динамической истории слияния компонентов скопления и механизмах перераспределения звездного вещества. Abell 3667 находится более чем в 700 млн световых лет от нас [5]. Предварительный анализ данных в статье, опубликованной на сервере препринтов arXiv.org [6] и содержащей полные наблюдательные и фотометрические модели, подтверждает, что мост состоит из звезд и газа, выброшенных из ярчайших галактик в результате крупного слияния. Цвет и яркость моста согласуются с его происхождением от недавнего взаимодействия центральных галактик, а профили поверхностной яркости указывают на процессы постепенной абляции оторвавшегося вещества в процессе слияния в один массивный конгломерат. Abell 3667 — область скопления сливающихся галактик. Изображение — результат более чем 28 часов наблюдений с помощью 570-мегапиксельной камеры DECam. На коллаже показаны некоторые интересные особенности Abell 3667. CTIO/NOIRLab/NSF/AURA Выявленный мост пролегает между центральными галактиками и демонстрирует яркость μ ≳ 26m/кв. сек. дуги, что указывает на достаточно крупную долю обособленного звездного вещества, — таким образом он выступает маркером слияния с относительно коротким временным лагом относительно наблюдаемой фазы кластерной эволюции. Это согласуется с моделями формирования как следствия столкновений и приливного отрыва материала от галактик в динамически активных скоплениях. Применение техники глубокого суммирования многодневных съемок DECam обеспечивает контроль фоновых шумов и позволяет восстанавливать структурные детали на уровне низкой яркости, что важно для оценки фазового перехода между стадиями активного слияния и установившейся структурой межгалактической среды. Мост в Abell 3667 служит примером того, как данные с высочайшей детализацией могут расширить знания о ранних и средних этапах динамики скоплений даже до появления основного каталога LSST. Наблюдения позволят в дальнейшем провести спектральное разделение по популяциям. Возраст, металличность и кинематика звездного вещества в мосте помогут уточнить историю взаимодействия галактик. Эти детали важны для включения реальных данных в теоретические модели формирования, оценки времени и масштабов слияний, а также влияния на распределение массы и кинетику звезд в центральной части скопления. **5.****noirlab.edu/public/news/noirlab2524/** **6.****arxiv.org/abs/2505.23551v2** ##### Новые данные о NGC 6072 Новые наблюдения телескопа «Джеймс Уэбб» позволили заглянуть внутрь одной из самых сложных планетарных туманностей — NGC 6072 [7]. Этот объект, расположенный в созвездии Скорпиона на расстоянии около 3 500 световых лет от нас, представляет собой позднюю стадию эволюции звезды, теряющей внешние оболочки, и может служить моделью для понимания будущего нашей Солнечной системы. Ранее считалось, что планетарные туманности, образующиеся после сброса вещества с умирающих звезд солнечных масс, имеют более или менее симметричную форму. Однако NGC 6072 разрушает это представление. Благодаря инфракрасным камерам NIRCam и MIRI удалось выявить разнообразную и несимметричную структуру, включающую несколько потоков газа, выбрасываемых под разными углами, пылевой диск и систему концентрических колец. Это указывает на наличие как минимум двух звезд в центре туманности, одна из которых — стареющая звезда, уже потерявшая бо́льшую часть внешних слоев, а вторая — ее компаньон, воздействующий на газодинамику всей системы. Снимок планетарной туманности NGC 6072 в ближнем инфракрасном диапазоне (JWST NIRCam). Изображение: NASA, ESA, CSA, STScI В ближнем инфракрасном диапазоне виден горячий ионизованный газ в центральной области, тогда как инфракрасные данные в среднем диапазоне демонстрируют кольца и пылевые структуры, позволяющие изучать историю выбросов вещества. Возможно, компаньон, вращаясь по вытянутой орбите, создает кольцеобразные волны, формирующие спиральную структуру. Кроме того, в составе туманности обнаружены молекулы водорода и углеродные соединения (включая CO и CN), указывающие на среду, богатую углеродом, характерную для звезд на стадии асимптотической ветви гигантов (AGB). Снимок планетарной туманности NGC 6072 в среднем инфракрасном диапазоне (JWST MIRI). Изображение: NASA, ESA, CSA, STScI Интерес представляет и взаимодействие быстрых звездных ветров с более медленно расширяющимися оболочками. Это создает шоковые фронты и структуры, где плотные фрагменты вещества могут быть защищены от разрушения ультрафиолетовым излучением. NGC 6072 иллюстрирует, как процессы потери массы звездами в двойной системе могут приводить к сложной морфологии — не только в форме, но и в химическом составе. Для астрономов это не просто красивая картинка. Планетарные туманности такого типа играют важную роль в химическом обогащении межзвездной среды, поставляя тяжелые элементы, синтезированные в звездных недрах. Из этих же веществ впоследствии формируются новые поколения звезд и планет. Таким образом, наблюдение за туманностью NGC 6072 — это наблюдение за одним из звеньев большой цепи звездной эволюции. Данные «Джеймса Уэбба» позволяют по-новому взглянуть на поздние стадии жизни звезд, подтверждая, что их финальная эволюция может быть намного более сложной, чем ранее предполагалось. Такие данные уточняют модели формирования планетарных туманностей и дают возможность проследить, как звезды солнечного типа «встраиваются» в общий цикл вещества в Галактике. **7.****esawebb.org/news/weic2514** ##### Новые данные о возможной экзопланете у Альфы Центавра A Данные космического телескопа «Джеймс Уэбб» предоставили свидетельства возможного существования газового гиганта в ближайшей к Солнцу звездной системе — Альфе Центавра, расположенной в 4 световых годах от Земли. Система состоит из трех звезд: двойных солнцеподобных компонентов (Альфа Центавра A и B) и красного карлика Проксимы Центавра [8]. Ранее лишь у Проксимы были подтверждены три экзопланеты. Новый объект, предположительно обращающийся вокруг Альфы Центавра A, обнаружен с помощью инструмента MIRI (Mid-Infrared Instrument) в ходе кампании наблюдений в августе 2024 года. Его угловое расстояние от звезды соответствует 1–2 астрономическим единицам (а. е.), что близко к дистанции от Солнца до Земли или Марса [9]. Новые данные о возможной экзопланете у Альфы Центавра A Потенциальное обнаружение стало возможным благодаря коронографической маске MIRI, блокирующей свет звезды. Кандидат был зафиксирован как источник в 10 тыс. раз тусклее Альфы Центавра A в среднем инфракрасном диапазоне. Однако последующие наблюдения в феврале и апреле 2025 года не выявили объект, и для дальнейших исследований понадобилось сложное моделирование. Анализ данных 2024 года, архивных измерений Очень Большого Телескопа (VLT) за 2019 год и орбитальной динамики показал: планета движется по вытянутой эллиптической орбите с периодом обращения около трех лет. В половине смоделированных траекторий в 2025 году она оказывалась слишком близко к звезде, что объясняет отсутствие ее наблюдений в этот период. На серии снимков — потенциальное обнаружение экзопланеты на орбите Альфы Центавра A (S1). NASA, ESA, CSA, STScI, A. Sanghi (Caltech), C. Beichman (JPL), D. Mawet (Caltech), J. DePasquale (STScI) Расчетные параметры объекта указывают на газовый гигант массой порядка Сатурна. Температура его атмосферы оценивается в диапазоне 173–223 K (от –100 до –50 °C), что исключает возможность жизни земного типа. Орбитальная стабильность в двойной системе Альфа Центавра A/B — ключевой научный вопрос. Гравитационное влияние компаньона (минимальное расстояние между звездами ~11 а. е.) могло бы разрушить планетные орбиты, но симуляции подтверждают устойчивость конфигурации на масштабе миллиардов лет [11]. Значимость результата определяется его уникальностью и научным потенциалом [12]. Прежде всего, возможно, обнаружен ближайший газовый гигант, обращающийся вокруг звезды солнечного типа (спектральный класс G2V). Попытка его детектирования стала реальной благодаря технологическому прорыву: прямое изображение планеты на угловом расстоянии 0,1–0,2″ — это на данный момент максимальное достижение в экзопланетных исследованиях. Такой результат обеспечили разработанные для «Джеймса Уэбба» специальные методики для наблюдения небесных тел вблизи ярких звезд. Планета может стать ключевым объектом для будущих миссий, включая космический телескоп «Нэнси Грэйс Роман» (запуск в 2026–2027 годах), который сможет провести спектроскопию атмосферы в видимом свете. Чтобы подтвердить существование планеты, потребуются дополнительные наблюдения с помощью «Джеймса Уэбба» и наземных обсерваторий. Особый интерес представляет поиск спутников или колец, возможных у газового гиганта. Альфа Центавра A также остается главной мишенью для проектов по прямому детектированию землеподобных планет в обитаемой зоне, таких как Habitable Worlds Observatory [10]. **8.****esawebb.org/media/archives/releases/sciencepapers/weic2515/weic2515b.pdf** **9.****esawebb.org/media/archives/releases/sciencepapers/weic2515/weic2515a.pdf** **10.****esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Webb/Webb_finds_new_hints_for_planet_around_closest_solar_twin** **11.arxiv.org/abs/2406.19177v1** **12.****nature.com/articles/s41467-021-21176-6** ##### Изображение номера — 3I/ATLAS в объективе телескопа «Хаббл» NASA, ESA, David Jewitt (UCLA); обработка изображения: Joseph DePasquale (STScI) Снимок межзвездной кометы 3I/ATLAS «Хаббл» сделал 21 июля 2025 года, когда комета находилась на расстоянии 447 млн км от Земли. Это самое четкое ее изображение на настоящий момент. Фото показывает, что комета имеет каплевидный кокон из пыли, отходящий от ее твердого ледяного ядра. По оценкам на момент наблюдения, размер ядра составляет от 320 м до 5,6 км. К моменту выхода номера комета будет находиться на расстоянии около 400 млн км от Земли, а максимальное сближение произойдет 19 декабря и составит около 1,8 а. е. (270 млн км). _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Обзор новостей астрофизики: Песочные часы от «Уэбба», VLT стал лучше видеть, новая карта Вселенной, астрономы ищут себе подобных (06.12.2022) * Обзор астрономических новостей: галактика LEDA 2046648, белый карлик LAWD37 и новые спутники Юпитера (07.02.2023) * Астроновости: что нашли на астероиде Бенну, «Уэбб» и NGC 346, рекорд солнечной бури, полмиллиона звезд от Gaia (17.10.2023) * Астроновости: холодная «баня» на границе звезд и планет, экстремальная экзопланета, звездный компаньон Бетельгейзе… (29.07.2025) * Астроновости: туманность Кольцо, прародитель магнетара, пятна Нептуна и комета сентября (05.09.2023) * Астроновости: сюрприз микроквазара SS433, подробности миссии Artemis 3, пик солнечной активности… (05.11.2024) * Астроновости: солнечные циклы и сверхновые (07.03.2023) * Астроновости: случайная находка Curiosity, холодный суперюпитер от «Уэбба», вода от китайского лунного зонда… (30.07.2024) * Астроновости: Скоростная звезда, ремонт «Вояджера» на удаленке, сверхновые в ранней Вселенной и параллельные диски и джеты от молодых звезд (18.06.2024)

Алексей Кудря ##### **Черная дыра промежуточной массы HLX-1 в галактике NGC 6099** Объект HLX-1 в галактике NGC 6099 стал важной вехой в изучении так называемых черных дыр промежуточной массы (IMBH) — гипотетического, но постепенно наполняющегося реальными кандидатами класса объектов с массами от сотен до десятков тысяч солнечных. HLX-1 находится на периферии эллиптической галактики примерно в 450 млн световых лет от Земли. Его рентгеновская активность была впервые зарегистрирована в 2009 году с пиком в 2012-м и постепенным затуханием до 2023 года. Характер свечения указывает на приливное разрушение звезды, полностью или частично поглощенной черной дырой. Рентгеновские и инфракрасные изображения NGC 6099 HLX-1. Рентгеновское изображение: NASA/CXC/Inst. of Astronomy, Y-C Chang; оптическое/ультрафиолетовое изображение: NASA/ESA/STScI/HST; обработка изображений: NASA/STScI/J. DePasquale Этот случай примечателен тем, что яркость HLX-1 и его поведение с течением времени соответствуют теоретическим ожиданиям от TDE (tidal disruption event) — события, при котором звезда, проходящая слишком близко от черной дыры, разрушается приливными силами. Спектр показывает температуру порядка 3 млн К, характерную для таких взаимодействий. Природа IMBH и механизмы их формирования до сих пор остаются предметом споров. Возможны два пути: либо рост путем аккреции газа и звездного вещества, либо слияние меньших черных дыр в плотных звездных скоплениях. HLX-1 рассматривается как один из лучших кандидатов в IMBH, находящихся вне ядер галактик. Наблюдения на телескопе «Чандра» позволили уточнить параметры аккреционного диска, а также массу объекта — предположительно около 20 тыс. солнечных. Вокруг HLX-1 обнаружено компактное звездное скопление, служащее резервуаром для питания [1, 2]. Иллюстрация процесса захвата и приливного гравитационного разрушения звезды черной дырой промежуточной массы HLX-1 (NASA, ESA, Ralf Crawford (STScI)) HLX-1 — пока один из немногих известных нам объектов, способных связать теоретические представления о «потайном» классе черных дыр с наблюдаемыми данными. Он может стать ключом к пониманию эволюции черных дыр и возможного происхождения сверхмассивных объектов в центрах галактик. **1.****chandra.harvard.edu/photo/2025/ngc6099/** **2.****arxiv.org/abs/1608.01924** ##### Необычная новая в Андромеде В галактике Андромеды (M31) есть рекуррентная (повторная) новая M31N 2017-01e. Она является второй по частоте повторения вспышек среди всех известных повторяющихся новых — с периодом повторения всего в 2,5 года она уступает лишь M31N 2008-12a, цикл которой соответствует одному году [3]. Уникальность M31N 2017-01e заключается в аномально низкой амплитуде вспышек (~3m против типичных — более 6) и чрезвычайно быстрой эволюции: время снижения яркости составляет около 5 дней. 4 августа 2025 года группа астрономов опубликовала статью на сервере препринтов arXiv.org об изучении этого интересного объекта [4]. Позиция новой совпадает с ярким голубым переменным источником, демонстрирующим фотометрическую модуляцию с периодом 14,3 суток. Мультиволновые наблюдения, включающие данные оптических телескопов и ультрафиолетовых инструментов AstroSat, показали, что этот объект обладает свойствами звезды B-типа с выраженной эмиссией Hα. Это указывает на наличие околозвездного диска, характерного для звезд типа Be. Традиционно рекуррентные новые интерпретируются как системы с белым карликом, аккрецирующим вещество от позднезвездного компаньона через переполнение полости Роша. Однако для M31N 2017-01e предложена принципиально иная модель: двойная система Be-звезда + белый карлик. В этой конфигурации белый карлик аккрецирует материал не непосредственно со звезды, а из ее аккреционного диска. Это объясняет ключевые аномалии: низкая амплитуда вспышек обусловлена непрерывной подпиткой диска, снижающей контраст между состоянием относительного покоя и вспышкой. Короткий период повторения связан с высокой скоростью аккреции из плотного диска. Данная модель имеет далеко идущие последствия для понимания эволюции двойных систем. Во-первых, она демонстрирует альтернативный путь достижения высокой частоты вспышек без повышенных требований к массе белого карлика (в классической модели необходимы белые карлики массой >1,3 _M_ ⊙). Во-вторых, всё это открывает новые каналы формирования повторных новых в системах со спектральными типами, которые ранее игнорировались в поисках. В-третьих, предполагает существование неизученной популяции «тихих» повторных новых, чьи вспышки могли оставаться незамеченными из-за малой амплитуды. Наблюдения за системой продолжаются. Ключевые задачи — это точные измерения массы белого карлика для проверки гипотезы о его стандартной, а не вырожденной массе; исследование динамики диска Be-звезды и его взаимодействия с белым карликом; поиск аналогов в Млечном Пути и других галактиках для оценки распространенности такого типа новых. Обнаружение M31N 2017-01e дает нам знать, что даже хорошо изученные астрофизические объекты могут преподносить сюрпризы, требующие пересмотра устоявшихся теорий. Изучение этого объекта открывает новое направление в исследованиях эволюции тесных двойных систем и механизмов аккреции в экзотических условиях. **3.****arxiv.org/abs/1611.01301** **4.arxiv.org/abs/2508.02227v1** ##### Оптический мост в Abell 3667: свидетельство слияния галактик Новые наблюдения скопления галактик Abell 3667 с помощью камеры DECam на телескопе имени Виктора Бланко позволили обнаружить слабую оптическую структуру — мост, протянувшийся на ~400 кпк между двумя центральными галактиками. Использование в рамках подготовительных данных для LSST повышает чувствительность до уровня поверхностной яркости μ ≳ 30m/кв. сек. дуги, и уже на этом этапе выявлены детали, ранее недоступные наблюдению. Этот мост снабдил ученых новыми сведениями о динамической истории слияния компонентов скопления и механизмах перераспределения звездного вещества. Abell 3667 находится более чем в 700 млн световых лет от нас [5]. Предварительный анализ данных в статье, опубликованной на сервере препринтов arXiv.org [6] и содержащей полные наблюдательные и фотометрические модели, подтверждает, что мост состоит из звезд и газа, выброшенных из ярчайших галактик в результате крупного слияния. Цвет и яркость моста согласуются с его происхождением от недавнего взаимодействия центральных галактик, а профили поверхностной яркости указывают на процессы постепенной абляции оторвавшегося вещества в процессе слияния в один массивный конгломерат. Abell 3667 — область скопления сливающихся галактик. Изображение — результат более чем 28 часов наблюдений с помощью 570-мегапиксельной камеры DECam. На коллаже показаны некоторые интересные особенности Abell 3667. CTIO/NOIRLab/NSF/AURA Выявленный мост пролегает между центральными галактиками и демонстрирует яркость μ ≳ 26m/кв. сек. дуги, что указывает на достаточно крупную долю обособленного звездного вещества, — таким образом он выступает маркером слияния с относительно коротким временным лагом относительно наблюдаемой фазы кластерной эволюции. Это согласуется с моделями формирования как следствия столкновений и приливного отрыва материала от галактик в динамически активных скоплениях. Применение техники глубокого суммирования многодневных съемок DECam обеспечивает контроль фоновых шумов и позволяет восстанавливать структурные детали на уровне низкой яркости, что важно для оценки фазового перехода между стадиями активного слияния и установившейся структурой межгалактической среды. Мост в Abell 3667 служит примером того, как данные с высочайшей детализацией могут расширить знания о ранних и средних этапах динамики скоплений даже до появления основного каталога LSST. Наблюдения позволят в дальнейшем провести спектральное разделение по популяциям. Возраст, металличность и кинематика звездного вещества в мосте помогут уточнить историю взаимодействия галактик. Эти детали важны для включения реальных данных в теоретические модели формирования, оценки времени и масштабов слияний, а также влияния на распределение массы и кинетику звезд в центральной части скопления. **5.****noirlab.edu/public/news/noirlab2524/** **6.****arxiv.org/abs/2505.23551v2** ##### Новые данные о NGC 6072 Новые наблюдения телескопа «Джеймс Уэбб» позволили заглянуть внутрь одной из самых сложных планетарных туманностей — NGC 6072 [7]. Этот объект, расположенный в созвездии Скорпиона на расстоянии около 3 500 световых лет от нас, представляет собой позднюю стадию эволюции звезды, теряющей внешние оболочки, и может служить моделью для понимания будущего нашей Солнечной системы. Ранее считалось, что планетарные туманности, образующиеся после сброса вещества с умирающих звезд солнечных масс, имеют более или менее симметричную форму. Однако NGC 6072 разрушает это представление. Благодаря инфракрасным камерам NIRCam и MIRI удалось выявить разнообразную и несимметричную структуру, включающую несколько потоков газа, выбрасываемых под разными углами, пылевой диск и систему концентрических колец. Это указывает на наличие как минимум двух звезд в центре туманности, одна из которых — стареющая звезда, уже потерявшая бо́льшую часть внешних слоев, а вторая — ее компаньон, воздействующий на газодинамику всей системы. Снимок планетарной туманности NGC 6072 в ближнем инфракрасном диапазоне (JWST NIRCam). Изображение: NASA, ESA, CSA, STScI В ближнем инфракрасном диапазоне виден горячий ионизованный газ в центральной области, тогда как инфракрасные данные в среднем диапазоне демонстрируют кольца и пылевые структуры, позволяющие изучать историю выбросов вещества. Возможно, компаньон, вращаясь по вытянутой орбите, создает кольцеобразные волны, формирующие спиральную структуру. Кроме того, в составе туманности обнаружены молекулы водорода и углеродные соединения (включая CO и CN), указывающие на среду, богатую углеродом, характерную для звезд на стадии асимптотической ветви гигантов (AGB). Снимок планетарной туманности NGC 6072 в среднем инфракрасном диапазоне (JWST MIRI). Изображение: NASA, ESA, CSA, STScI Интерес представляет и взаимодействие быстрых звездных ветров с более медленно расширяющимися оболочками. Это создает шоковые фронты и структуры, где плотные фрагменты вещества могут быть защищены от разрушения ультрафиолетовым излучением. NGC 6072 иллюстрирует, как процессы потери массы звездами в двойной системе могут приводить к сложной морфологии — не только в форме, но и в химическом составе. Для астрономов это не просто красивая картинка. Планетарные туманности такого типа играют важную роль в химическом обогащении межзвездной среды, поставляя тяжелые элементы, синтезированные в звездных недрах. Из этих же веществ впоследствии формируются новые поколения звезд и планет. Таким образом, наблюдение за туманностью NGC 6072 — это наблюдение за одним из звеньев большой цепи звездной эволюции. Данные «Джеймса Уэбба» позволяют по-новому взглянуть на поздние стадии жизни звезд, подтверждая, что их финальная эволюция может быть намного более сложной, чем ранее предполагалось. Такие данные уточняют модели формирования планетарных туманностей и дают возможность проследить, как звезды солнечного типа «встраиваются» в общий цикл вещества в Галактике. **7.****esawebb.org/news/weic2514** ##### Новые данные о возможной экзопланете у Альфы Центавра A Данные космического телескопа «Джеймс Уэбб» предоставили свидетельства возможного существования газового гиганта в ближайшей к Солнцу звездной системе — Альфе Центавра, расположенной в 4 световых годах от Земли. Система состоит из трех звезд: двойных солнцеподобных компонентов (Альфа Центавра A и B) и красного карлика Проксимы Центавра [8]. Ранее лишь у Проксимы были подтверждены три экзопланеты. Новый объект, предположительно обращающийся вокруг Альфы Центавра A, обнаружен с помощью инструмента MIRI (Mid-Infrared Instrument) в ходе кампании наблюдений в августе 2024 года. Его угловое расстояние от звезды соответствует 1–2 астрономическим единицам (а. е.), что близко к дистанции от Солнца до Земли или Марса [9]. Новые данные о возможной экзопланете у Альфы Центавра A Потенциальное обнаружение стало возможным благодаря коронографической маске MIRI, блокирующей свет звезды. Кандидат был зафиксирован как источник в 10 тыс. раз тусклее Альфы Центавра A в среднем инфракрасном диапазоне. Однако последующие наблюдения в феврале и апреле 2025 года не выявили объект, и для дальнейших исследований понадобилось сложное моделирование. Анализ данных 2024 года, архивных измерений Очень Большого Телескопа (VLT) за 2019 год и орбитальной динамики показал: планета движется по вытянутой эллиптической орбите с периодом обращения около трех лет. В половине смоделированных траекторий в 2025 году она оказывалась слишком близко к звезде, что объясняет отсутствие ее наблюдений в этот период. На серии снимков — потенциальное обнаружение экзопланеты на орбите Альфы Центавра A (S1). NASA, ESA, CSA, STScI, A. Sanghi (Caltech), C. Beichman (JPL), D. Mawet (Caltech), J. DePasquale (STScI) Расчетные параметры объекта указывают на газовый гигант массой порядка Сатурна. Температура его атмосферы оценивается в диапазоне 173–223 K (от –100 до –50 °C), что исключает возможность жизни земного типа. Орбитальная стабильность в двойной системе Альфа Центавра A/B — ключевой научный вопрос. Гравитационное влияние компаньона (минимальное расстояние между звездами ~11 а. е.) могло бы разрушить планетные орбиты, но симуляции подтверждают устойчивость конфигурации на масштабе миллиардов лет [11]. Значимость результата определяется его уникальностью и научным потенциалом [12]. Прежде всего, возможно, обнаружен ближайший газовый гигант, обращающийся вокруг звезды солнечного типа (спектральный класс G2V). Попытка его детектирования стала реальной благодаря технологическому прорыву: прямое изображение планеты на угловом расстоянии 0,1–0,2″ — это на данный момент максимальное достижение в экзопланетных исследованиях. Такой результат обеспечили разработанные для «Джеймса Уэбба» специальные методики для наблюдения небесных тел вблизи ярких звезд. Планета может стать ключевым объектом для будущих миссий, включая космический телескоп «Нэнси Грэйс Роман» (запуск в 2026–2027 годах), который сможет провести спектроскопию атмосферы в видимом свете. Чтобы подтвердить существование планеты, потребуются дополнительные наблюдения с помощью «Джеймса Уэбба» и наземных обсерваторий. Особый интерес представляет поиск спутников или колец, возможных у газового гиганта. Альфа Центавра A также остается главной мишенью для проектов по прямому детектированию землеподобных планет в обитаемой зоне, таких как Habitable Worlds Observatory [10]. **8.****esawebb.org/media/archives/releases/sciencepapers/weic2515/weic2515b.pdf** **9.****esawebb.org/media/archives/releases/sciencepapers/weic2515/weic2515a.pdf** **10.****esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Webb/Webb_finds_new_hints_for_planet_around_closest_solar_twin** **11.arxiv.org/abs/2406.19177v1** **12.****nature.com/articles/s41467-021-21176-6** ##### Изображение номера — 3I/ATLAS в объективе телескопа «Хаббл» NASA, ESA, David Jewitt (UCLA); обработка изображения: Joseph DePasquale (STScI) Снимок межзвездной кометы 3I/ATLAS «Хаббл» сделал 21 июля 2025 года, когда комета находилась на расстоянии 447 млн км от Земли. Это самое четкое ее изображение на настоящий момент. Фото показывает, что комета имеет каплевидный кокон из пыли, отходящий от ее твердого ледяного ядра. По оценкам на момент наблюдения, размер ядра составляет от 320 м до 5,6 км. К моменту выхода номера комета будет находиться на расстоянии около 400 млн км от Земли, а максимальное сближение произойдет 19 декабря и составит около 1,8 а. е. (270 млн км). _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Обзор новостей астрофизики: Песочные часы от «Уэбба», VLT стал лучше видеть, новая карта Вселенной, астрономы ищут себе подобных (06.12.2022) * Обзор астрономических новостей: галактика LEDA 2046648, белый карлик LAWD37 и новые спутники Юпитера (07.02.2023) * Астроновости: что нашли на астероиде Бенну, «Уэбб» и NGC 346, рекорд солнечной бури, полмиллиона звезд от Gaia (17.10.2023) * Астроновости: холодная «баня» на границе звезд и планет, экстремальная экзопланета, звездный компаньон Бетельгейзе… (29.07.2025) * Астроновости: туманность Кольцо, прародитель магнетара, пятна Нептуна и комета сентября (05.09.2023) * Астроновости: сюрприз микроквазара SS433, подробности миссии Artemis 3, пик солнечной активности… (05.11.2024) * Астроновости: солнечные циклы и сверхновые (07.03.2023) * Астроновости: случайная находка Curiosity, холодный суперюпитер от «Уэбба», вода от китайского лунного зонда… (30.07.2024) * Астроновости: Скоростная звезда, ремонт «Вояджера» на удаленке, сверхновые в ранней Вселенной и параллельные диски и джеты от молодых звезд (18.06.2024)

Origin

Origin

Алексей Кудря ##### **Прямое наблюдение формирования в спиральных структурах протопланетных дисков** Процессы формирования планет внутри газопылевых дисков у молодых звезд остаются одной из ключевых тем современной астрофизики. Недавно с помощью инструмента ERIS на Очень Большом Телескопе (VLT) Европейской южной обсерватории получены данные, прямо указывающие на присутствие формирующейся планеты в спиральной структуре протопланетного диска HD 135344 B, расположенного в 440 световых годах от Земли в созвездии Волка. На снимках заметен компактный яркий объект у основания одного из спиральных рукавов — именно в той области, где теория предсказывала наличие массивного тела, способного искажать газ и пыль в диске. Предполагаемая масса протопланеты составляет около двух масс Юпитера, а расстояние до звезды сопоставимо с орбитой Нептуна. Сигнал собственного излучения объекта, встроенного в плотные слои диска, подтверждает, что это не просто скопление вещества, а действительно зарождающееся планетное тело. Диск и планета-кандидат вокруг звезды HD 135344 B, снятые с помощью телескопа ERIS. ESO / F. Maio et al. Возможный компаньон на диске звезды V960 Mon. Найденный здесь новый кандидат может быть как планетой, так и коричневым карликом — объектом крупнее планеты, который не набрал достаточно массы, чтобы светиться как звезда. ESO/A. Dasgupta/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Weber et al. Ранее спиральные узоры в этом диске фиксировали инструменты SPHERE и ALMA, однако прямых признаков планеты не обнаруживали. ERIS же позволил изолировать излучение протопланеты, что значительно повышает уверенность в ее существовании и связывает морфологию диска с конкретным объектом. Параллельно проводились наблюдения системы V960 Mon в созвездии Единорога, где в условиях гравитационной неустойчивости диска формируются крупные скопления вещества. Здесь в ярком и обширном участке спирального рукава также найден компактный яркий источник, который может оказаться как формирующейся планетой, так и коричневым карликом — объектом, не набравшим достаточной массы для старта термоядерных реакций. Подтверждение формирования объекта через гравитационную неустойчивость станет важным дополнением к классической модели аккреции и поможет объяснить быстрый рост массивных тел на больших расстояниях от звезды. Непосредственные детекции протопланет внутри дисковых спиралей открывают новые возможности для тестирования и уточнения численных моделей формирования планетных систем. **1.****doi.org/10.1051/0004-6361/202554472** **2.****iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ade996** ##### Вероятное прямое обнаружение звездного компаньона Бетельгейзе Процессы эволюции массивных звезд, в частности, красных сверхгигантов, остаются одной из приоритетных задач современной астрофизики. Бетельгейзе представляет собой полуправильную переменную звезду (тип SRc) с радиусом ~700 радиусов Солнца. Ее фотометрическая переменность характеризуется основным периодом около 400 дней и дополнительным циклом порядка 2100 дней. Анализ «Великого потемнения» в 2019–2020 годах показал, что падение светимости обусловлено образованием и распространением значительного пылевого облака вблизи фотосферы, а не приближением к стадии взрыва сверхновой. Архивные данные, включающие как визуальные наблюдения, так и рентгеновские снимки, не позволяли обнаружить убедительных признаков компаньона, способного обуславливать долгопериодическую переменность [3]. Новые исследования и применение спекл-интерферометра с короткими экспозициями на инструменте ‘Alopeke, установленном на восьмиметровом телескопе Gemini North в рамках программы NN-EXPLORE, позволили выявить оптически слабый объект на расстоянии около четырех астрономических единиц от фотосферы Бетельгейзе. Яркость компаньона оказывается примерно на шесть звездных величин ниже, чем у основной компоненты. Результаты исследований опубликованы на сервере препринтов arXiv.org, сайте обсерватории и в _The Astrophysical Journal Letters_ [4, 5, 6]. Спектральный анализ указывает на принадлежность обнаруженного объекта к классам A, B или F звезд Главной последовательности с оценочной массой около 1,5 солнечной. Положение компаньона внутри расширенной внешней оболочки Бетельгейзе свидетельствует о тесном гравитационном и динамическом взаимодействии между компонентами системы. Наблюдаемое разделение и контрастность соответствуют возможным параметрам орбиты, что позволяет формализовать модель эволюции данной пары. Изображение Бетельгейзе с длиной волны 466 нм. Цветовая шкала произвольная, изображение было использовано для определения астрометрического положения спутника относительно Бетельгейзе. Расстояние между ними составляет 52 миллисекунды дуги, а позиционный угол — 115°. Стрелка указывает на спутник. iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adeaaf Изображения, полученные в ходе наблюдений 17 февраля 2020 года на длине волны 562 нм (слева) и в ходе наблюдений 9 декабря 2024 года на длине волны 466 нм (справа). Справа возможное прямое изображение спутника Бетельгейзе на снимке 2024 года (стрелка), которого нет на снимках 2020 года. iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adeaaf Запланированные серии наблюдений, включая период максимального углового разделения в ноябре 2027 года, направлены на уточнение орбитальных элементов и оценки влияния компаньона на морфологию и переменную светимость сверхгиганта. Сопоставление полученных данных с численными моделями динамики систем высокой массы позволит более точно определить временны́е и физические характеристики поздних этапов эволюции красных сверхгигантов. **3.****researchgate.net/publication/234188873_On_a_Possible_Close_Companion_to_aOri** **4.****arxiv.org/abs/2507.15749** **5.****noirlab.edu/public/news/noirlab2523/** **6.****iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adeaaf** ##### Экстремальная экзопланета с ультракоротким периодом Международная команда астрономов проанализировала данные, полученные с помощью космического телескопа TESS, и выявила новую каменистую экзопланету, обращающуюся вокруг близкой звезды. Объект, получивший обозначение TOI-2431 b, имеет радиус около 1,53 радиуса Земли и массу примерно 6,2 массы Земли, что соответствует средней плотности порядка 9,4 г/см3. Орбитальный период составляет всего 5,4 часа, что позволяет отнести TOI-2431 b к числу экзопланет с наименьшим известным периодом обращения вокруг звезды. Обнаружить TOI-2431 b удалось благодаря комбинации нескольких методов: регистрации транзитов на кривой блеска (TESS), уточнению массы и орбитальных параметров посредством высокоточной спектроскопии радиальных скоростей и подтверждению отсутствия ложных сигналов при помощи интерферометрического метода. Родительская звезда относится к спектральному классу K7V и находится на расстоянии примерно 117 световых лет от нас в созвездии Кита. TOI-2431 b в представлении художника Планета обращается по почти круговой орбите на расстоянии около 0,0063 астрономических единиц от своей звезды. Такое расположение создает условия для значительного приливного деформирования экзопланеты. Расчетная температура поверхности TOI-2431 b приближается к 2000 K, что указывает на расплавленное состояние коры. Время, за которое орбита планеты сократится до разрушительного предела приливным воздействием, оценивается в ~31 млн лет, что является самым коротким среди известных экстремальных короткопериодных планет. Этот факт делает систему TOI-2431 интересной для изучения динамической эволюции подобных объектов и проверки моделей приливной диссипации в звездных системах. Яркость родительской звезды делает ее доступной для фазовых спектроскопических наблюдений с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб». Такие наблюдения могут дать информацию о распределении температуры на поверхности планеты и, возможно, о составе расплавленного материала. Фиксация фазовых кривых позволит оценить наличие остаточной атмосферы и уточнить геофизические параметры небесного тела. Результаты расширят наши представления о предельных характеристиках каменистых экзопланет и их эволюции под влиянием сильных гравитационных и термических воздействий. TOI-2431 b представляет собой естественную лабораторию для изучения процессов расплавления поверхности, приливного нагрева и орбитального уплотнения в условиях экстремального сближения с родительской звездой. **7.****arxiv.org/abs/2507.08464** ##### Холодная «баня» на границе звезд и планет Процессы формирования и эволюции субзвездных объектов, массы которых находятся на границе между гигантскими экзопланетами и полноценными звездами, представляют собой важное направление современных исследований. Особую интересную подгруппу составляют Y-карлики — коричневые карлики с эффективной температурой ниже 500 K, которые считаются самыми холодными и слабосветящимися из известных субзвездных объектов. Среди них WISE 1738 выделяется близостью к нам (около 23,9 светового года) и эффективной температурой порядка 402 K (≈129 °C). Ранее оценки его массы и радиуса значительно колебались: предлагались значения от примерно 5 до 59 масс Юпитера и от долей до 1,2 радиуса Юпитера. Для устранения этих расхождений была проведена комбинированная кампания спектроскопических наблюдений в диапазоне 5–18 мкм инструментом MIRI космического телескопа «Джеймс Уэбб» и в диапазоне 0,98–2,2 мкм с помощью HST/WFC3 и Gemini/GNIRS. Обработка данных методом Neural Posterior Estimation и применение модели petitRADTRANS позволила получить согласованные оценки физических параметров WISE 1738. Результаты анализа показывают, что радиус объекта составляет приблизительно 1,14 RJup, масса — около 13 MJup, возраст — 1–4 млрд лет, а период вращения — около шести часов. Болометрическая светимость карлика L⊙ ≈ –6,52. Атмосферный состав включает воду (H₂O), метан (CH₄), аммиак (NH₃), угарный газ (CO) и углекислый газ (CO₂). Признаки химии вне равновесия, обусловленные вертикальным перемешиванием, проявляются в избытке CO и CO₂ по сравнению с равновесными моделями. Соотношение C/O оценивается в ≈1,35, а показатель металлическости [M/H] — в ≈+0,34. WISE 1738 в представление художника. NASA/JPL-Caltech Дополнительный интерес представляет облачная структура: моделируется формирование облаков из Na₂S и KCl, что может приводить к фотометрической вариабельности порядка нескольких процентов с периодом, совпадающим с вращением карлика. Мониторинг этих колебаний важен для понимания динамики атмосферы при низких температурах. Простая аналогия: в традиционной финской сауне температура воздуха обычно держится в диапазоне 75–105 °C, а при экстремальных режимах для любителей «погорячее» она может доходить до 110–120 °C. Таким образом, «поверхностная» температура WISE 1738 (~129 °C) близка к пределам человеческой термальной выносливости в сауне. Разумеется, отсутствие твердой поверхности, а также высокие давление и гравитация делают посещение подобной «сауны» невозможным, тем не менее эта аналогия наглядно иллюстрирует, насколько «приемлемыми» бывают условия на самых ультрахолодных коричневых карликах. В дальнейшем запланированы новые сеансы наблюдений на «Уэббе» и фотометрия для уточнения процессов кислородного секвестра, динамики облаков Na₂S/KCl. Эти данные помогут улучшить модели теплопереноса и химического обогащения субзвездных атмосфер и установить связи между Y-карликами и массивными экзопланетами. **8.****arxiv.org/abs/2507.12264** ##### Изображение номера: Детализированный снимок ближайшей к Земле звезды Солнце (h-alfa) 23.07.2025 Se Heliostar 76 Asi 678 мм. Фото Мачека Тукаша Яркий, хорошо детализированный объект на снимке является звездой типа G2 V и считается желтым карликом. Обозначение «G2» означает, что он принадлежит ко второй категории желтых звезд класса G с температурой поверхности около 5800 K. Буква «V» указывает на статус звезды Главной последовательности. Радиус объекта составляет около 695 700 км. На долю этого светила приходится 99,86% общей массы всей Солнечной системы. Однако в масштабах Вселенной оно считается звездой средних размеров. Некоторые звезды могут быть в десять раз меньше, чем эта звезда, в то время как видимые размеры других могут быть значительно больше (как и их масса). Возраст этой звезды оценивается примерно в 4,6 млрд лет, в настоящее время она находится в середине своего жизненного цикла. Солнце принадлежит к поколению звезд, известному как Население I, — это молодые, богатые металлами звезды, обычно встречающиеся в спиральных рукавах галактики Млечный Путь. _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Надежда… на экзопланетную жизнь (28.02.2017) * Астроновости: объединенные снимки, теплый мир TOI-1859, до сверхновой SN2023ixf и др. (13.06.2023) * Под «звездным парусом» к Альфе Центавра (17.05.2016) * Обзор новостей астрофизики: Песочные часы от «Уэбба», VLT стал лучше видеть, новая карта Вселенной, астрономы ищут себе подобных (06.12.2022) * Лёд, СО2 и время — 2 (11.02.2020) * Ближайшие пригодные для жизни экзопланеты: где они, как их можно наблюдать и как их достичь (28.06.2016) * Астроновости: туманность Кольцо, прародитель магнетара, пятна Нептуна и комета сентября (05.09.2023) * Астроновости: пропавшие экзолуны «Кеплера», астроёлочка от «Чандры», новогодний Юпитер, три пульсара FAST и Уран глазами «Уэбба» (26.12.2023) * Астроновости: килоновая GRB 2303070A, портрет Бетельгейзе, уточнение возраста Луны и ее недавнее затмение (31.10.2023)

Алексей Кудря ##### **Прямое наблюдение формирования в спиральных структурах протопланетных дисков** Процессы формирования планет внутри газопылевых дисков у молодых звезд остаются одной из ключевых тем современной астрофизики. Недавно с помощью инструмента ERIS на Очень Большом Телескопе (VLT) Европейской южной обсерватории получены данные, прямо указывающие на присутствие формирующейся планеты в спиральной структуре протопланетного диска HD 135344 B, расположенного в 440 световых годах от Земли в созвездии Волка. На снимках заметен компактный яркий объект у основания одного из спиральных рукавов — именно в той области, где теория предсказывала наличие массивного тела, способного искажать газ и пыль в диске. Предполагаемая масса протопланеты составляет около двух масс Юпитера, а расстояние до звезды сопоставимо с орбитой Нептуна. Сигнал собственного излучения объекта, встроенного в плотные слои диска, подтверждает, что это не просто скопление вещества, а действительно зарождающееся планетное тело. Диск и планета-кандидат вокруг звезды HD 135344 B, снятые с помощью телескопа ERIS. ESO / F. Maio et al. Возможный компаньон на диске звезды V960 Mon. Найденный здесь новый кандидат может быть как планетой, так и коричневым карликом — объектом крупнее планеты, который не набрал достаточно массы, чтобы светиться как звезда. ESO/A. Dasgupta/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Weber et al. Ранее спиральные узоры в этом диске фиксировали инструменты SPHERE и ALMA, однако прямых признаков планеты не обнаруживали. ERIS же позволил изолировать излучение протопланеты, что значительно повышает уверенность в ее существовании и связывает морфологию диска с конкретным объектом. Параллельно проводились наблюдения системы V960 Mon в созвездии Единорога, где в условиях гравитационной неустойчивости диска формируются крупные скопления вещества. Здесь в ярком и обширном участке спирального рукава также найден компактный яркий источник, который может оказаться как формирующейся планетой, так и коричневым карликом — объектом, не набравшим достаточной массы для старта термоядерных реакций. Подтверждение формирования объекта через гравитационную неустойчивость станет важным дополнением к классической модели аккреции и поможет объяснить быстрый рост массивных тел на больших расстояниях от звезды. Непосредственные детекции протопланет внутри дисковых спиралей открывают новые возможности для тестирования и уточнения численных моделей формирования планетных систем. **1.****doi.org/10.1051/0004-6361/202554472** **2.****iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ade996** ##### Вероятное прямое обнаружение звездного компаньона Бетельгейзе Процессы эволюции массивных звезд, в частности, красных сверхгигантов, остаются одной из приоритетных задач современной астрофизики. Бетельгейзе представляет собой полуправильную переменную звезду (тип SRc) с радиусом ~700 радиусов Солнца. Ее фотометрическая переменность характеризуется основным периодом около 400 дней и дополнительным циклом порядка 2100 дней. Анализ «Великого потемнения» в 2019–2020 годах показал, что падение светимости обусловлено образованием и распространением значительного пылевого облака вблизи фотосферы, а не приближением к стадии взрыва сверхновой. Архивные данные, включающие как визуальные наблюдения, так и рентгеновские снимки, не позволяли обнаружить убедительных признаков компаньона, способного обуславливать долгопериодическую переменность [3]. Новые исследования и применение спекл-интерферометра с короткими экспозициями на инструменте ‘Alopeke, установленном на восьмиметровом телескопе Gemini North в рамках программы NN-EXPLORE, позволили выявить оптически слабый объект на расстоянии около четырех астрономических единиц от фотосферы Бетельгейзе. Яркость компаньона оказывается примерно на шесть звездных величин ниже, чем у основной компоненты. Результаты исследований опубликованы на сервере препринтов arXiv.org, сайте обсерватории и в _The Astrophysical Journal Letters_ [4, 5, 6]. Спектральный анализ указывает на принадлежность обнаруженного объекта к классам A, B или F звезд Главной последовательности с оценочной массой около 1,5 солнечной. Положение компаньона внутри расширенной внешней оболочки Бетельгейзе свидетельствует о тесном гравитационном и динамическом взаимодействии между компонентами системы. Наблюдаемое разделение и контрастность соответствуют возможным параметрам орбиты, что позволяет формализовать модель эволюции данной пары. Изображение Бетельгейзе с длиной волны 466 нм. Цветовая шкала произвольная, изображение было использовано для определения астрометрического положения спутника относительно Бетельгейзе. Расстояние между ними составляет 52 миллисекунды дуги, а позиционный угол — 115°. Стрелка указывает на спутник. iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adeaaf Изображения, полученные в ходе наблюдений 17 февраля 2020 года на длине волны 562 нм (слева) и в ходе наблюдений 9 декабря 2024 года на длине волны 466 нм (справа). Справа возможное прямое изображение спутника Бетельгейзе на снимке 2024 года (стрелка), которого нет на снимках 2020 года. iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adeaaf Запланированные серии наблюдений, включая период максимального углового разделения в ноябре 2027 года, направлены на уточнение орбитальных элементов и оценки влияния компаньона на морфологию и переменную светимость сверхгиганта. Сопоставление полученных данных с численными моделями динамики систем высокой массы позволит более точно определить временны́е и физические характеристики поздних этапов эволюции красных сверхгигантов. **3.****researchgate.net/publication/234188873_On_a_Possible_Close_Companion_to_aOri** **4.****arxiv.org/abs/2507.15749** **5.****noirlab.edu/public/news/noirlab2523/** **6.****iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adeaaf** ##### Экстремальная экзопланета с ультракоротким периодом Международная команда астрономов проанализировала данные, полученные с помощью космического телескопа TESS, и выявила новую каменистую экзопланету, обращающуюся вокруг близкой звезды. Объект, получивший обозначение TOI-2431 b, имеет радиус около 1,53 радиуса Земли и массу примерно 6,2 массы Земли, что соответствует средней плотности порядка 9,4 г/см3. Орбитальный период составляет всего 5,4 часа, что позволяет отнести TOI-2431 b к числу экзопланет с наименьшим известным периодом обращения вокруг звезды. Обнаружить TOI-2431 b удалось благодаря комбинации нескольких методов: регистрации транзитов на кривой блеска (TESS), уточнению массы и орбитальных параметров посредством высокоточной спектроскопии радиальных скоростей и подтверждению отсутствия ложных сигналов при помощи интерферометрического метода. Родительская звезда относится к спектральному классу K7V и находится на расстоянии примерно 117 световых лет от нас в созвездии Кита. TOI-2431 b в представлении художника Планета обращается по почти круговой орбите на расстоянии около 0,0063 астрономических единиц от своей звезды. Такое расположение создает условия для значительного приливного деформирования экзопланеты. Расчетная температура поверхности TOI-2431 b приближается к 2000 K, что указывает на расплавленное состояние коры. Время, за которое орбита планеты сократится до разрушительного предела приливным воздействием, оценивается в ~31 млн лет, что является самым коротким среди известных экстремальных короткопериодных планет. Этот факт делает систему TOI-2431 интересной для изучения динамической эволюции подобных объектов и проверки моделей приливной диссипации в звездных системах. Яркость родительской звезды делает ее доступной для фазовых спектроскопических наблюдений с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб». Такие наблюдения могут дать информацию о распределении температуры на поверхности планеты и, возможно, о составе расплавленного материала. Фиксация фазовых кривых позволит оценить наличие остаточной атмосферы и уточнить геофизические параметры небесного тела. Результаты расширят наши представления о предельных характеристиках каменистых экзопланет и их эволюции под влиянием сильных гравитационных и термических воздействий. TOI-2431 b представляет собой естественную лабораторию для изучения процессов расплавления поверхности, приливного нагрева и орбитального уплотнения в условиях экстремального сближения с родительской звездой. **7.****arxiv.org/abs/2507.08464** ##### Холодная «баня» на границе звезд и планет Процессы формирования и эволюции субзвездных объектов, массы которых находятся на границе между гигантскими экзопланетами и полноценными звездами, представляют собой важное направление современных исследований. Особую интересную подгруппу составляют Y-карлики — коричневые карлики с эффективной температурой ниже 500 K, которые считаются самыми холодными и слабосветящимися из известных субзвездных объектов. Среди них WISE 1738 выделяется близостью к нам (около 23,9 светового года) и эффективной температурой порядка 402 K (≈129 °C). Ранее оценки его массы и радиуса значительно колебались: предлагались значения от примерно 5 до 59 масс Юпитера и от долей до 1,2 радиуса Юпитера. Для устранения этих расхождений была проведена комбинированная кампания спектроскопических наблюдений в диапазоне 5–18 мкм инструментом MIRI космического телескопа «Джеймс Уэбб» и в диапазоне 0,98–2,2 мкм с помощью HST/WFC3 и Gemini/GNIRS. Обработка данных методом Neural Posterior Estimation и применение модели petitRADTRANS позволила получить согласованные оценки физических параметров WISE 1738. Результаты анализа показывают, что радиус объекта составляет приблизительно 1,14 RJup, масса — около 13 MJup, возраст — 1–4 млрд лет, а период вращения — около шести часов. Болометрическая светимость карлика L⊙ ≈ –6,52. Атмосферный состав включает воду (H₂O), метан (CH₄), аммиак (NH₃), угарный газ (CO) и углекислый газ (CO₂). Признаки химии вне равновесия, обусловленные вертикальным перемешиванием, проявляются в избытке CO и CO₂ по сравнению с равновесными моделями. Соотношение C/O оценивается в ≈1,35, а показатель металлическости [M/H] — в ≈+0,34. WISE 1738 в представление художника. NASA/JPL-Caltech Дополнительный интерес представляет облачная структура: моделируется формирование облаков из Na₂S и KCl, что может приводить к фотометрической вариабельности порядка нескольких процентов с периодом, совпадающим с вращением карлика. Мониторинг этих колебаний важен для понимания динамики атмосферы при низких температурах. Простая аналогия: в традиционной финской сауне температура воздуха обычно держится в диапазоне 75–105 °C, а при экстремальных режимах для любителей «погорячее» она может доходить до 110–120 °C. Таким образом, «поверхностная» температура WISE 1738 (~129 °C) близка к пределам человеческой термальной выносливости в сауне. Разумеется, отсутствие твердой поверхности, а также высокие давление и гравитация делают посещение подобной «сауны» невозможным, тем не менее эта аналогия наглядно иллюстрирует, насколько «приемлемыми» бывают условия на самых ультрахолодных коричневых карликах. В дальнейшем запланированы новые сеансы наблюдений на «Уэббе» и фотометрия для уточнения процессов кислородного секвестра, динамики облаков Na₂S/KCl. Эти данные помогут улучшить модели теплопереноса и химического обогащения субзвездных атмосфер и установить связи между Y-карликами и массивными экзопланетами. **8.****arxiv.org/abs/2507.12264** ##### Изображение номера: Детализированный снимок ближайшей к Земле звезды Солнце (h-alfa) 23.07.2025 Se Heliostar 76 Asi 678 мм. Фото Мачека Тукаша Яркий, хорошо детализированный объект на снимке является звездой типа G2 V и считается желтым карликом. Обозначение «G2» означает, что он принадлежит ко второй категории желтых звезд класса G с температурой поверхности около 5800 K. Буква «V» указывает на статус звезды Главной последовательности. Радиус объекта составляет около 695 700 км. На долю этого светила приходится 99,86% общей массы всей Солнечной системы. Однако в масштабах Вселенной оно считается звездой средних размеров. Некоторые звезды могут быть в десять раз меньше, чем эта звезда, в то время как видимые размеры других могут быть значительно больше (как и их масса). Возраст этой звезды оценивается примерно в 4,6 млрд лет, в настоящее время она находится в середине своего жизненного цикла. Солнце принадлежит к поколению звезд, известному как Население I, — это молодые, богатые металлами звезды, обычно встречающиеся в спиральных рукавах галактики Млечный Путь. _**Алексей Кудря**_ #### См. также: * Надежда… на экзопланетную жизнь (28.02.2017) * Астроновости: объединенные снимки, теплый мир TOI-1859, до сверхновой SN2023ixf и др. (13.06.2023) * Под «звездным парусом» к Альфе Центавра (17.05.2016) * Обзор новостей астрофизики: Песочные часы от «Уэбба», VLT стал лучше видеть, новая карта Вселенной, астрономы ищут себе подобных (06.12.2022) * Лёд, СО2 и время — 2 (11.02.2020) * Ближайшие пригодные для жизни экзопланеты: где они, как их можно наблюдать и как их достичь (28.06.2016) * Астроновости: туманность Кольцо, прародитель магнетара, пятна Нептуна и комета сентября (05.09.2023) * Астроновости: пропавшие экзолуны «Кеплера», астроёлочка от «Чандры», новогодний Юпитер, три пульсара FAST и Уран глазами «Уэбба» (26.12.2023) * Астроновости: килоновая GRB 2303070A, портрет Бетельгейзе, уточнение возраста Луны и ее недавнее затмение (31.10.2023)