Галактики класса UCD представляют собой очень компактные галактики с крупными звездными популяциями, насчитывающими примерно по 100 миллионов звезд. Они демонстрируют массы, цвета и металличность, имеющие промежуточные значения между соответствующими величинами для шаровых скоплений звезд и карликовых галактик раннего типа. Эти сверхкомпактные звездные системы могут помочь получить ценную новую информацию о формировании и эволюции галактик во Вселенной.

Расположенное на расстоянии примерно в 65 миллионов световых лет от нас, скопление галактик Печь занимает вторую строчку в списке наиболее богатых галактиками скоплений местной Вселенной. Благодаря близости к Земле, оно является важным источником информации о скоплениях галактик в целом. Ранние наблюдения скопления галактик Печь выявили 61 галактику класса UCD в его составе.

В новой работе группа, возглавляемая Теймуром Сайфоллахи (Teymoor Saifollahi) из Гронингенского университета, сообщает о десятках новых объектов, которые могут являться карликовыми галактиками класса UCD и, вероятно, связаны со скоплением галактик Печь. Проанализировав данные, собранные при помощи обзоров неба Fornax Deep Survey (FDS), Vista Hemisphere Survey (VHS), и архивные базы данных телескопа Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA), исследователи идентифицировали 44 объекта, потенциально являющихся галактиками класса UCD, которые располагаются на периферии этого скопления галактик.

Команда изначально выбрала 220 объектов-кандидатов на роль галактик класса UCD, расположенных в направлении скопления галактик Печь, а потом из этого обширного набора были отобраны 44 объекта, которые с высокой вероятностью являются реальными галактиками класса UCD. Почти все эти вновь обнаруженные UCD-галактики расположены за пределами ядра скопления галактик Печь (на расстоянии свыше 1170 световых лет от центра скопления), сообщают авторы.

Исследование появилось на сервере предварительных научных публикаций arxiv.org.

Это кажущееся противоречие ставило ученых в тупик на протяжении десятилетий, особенно в связи с тем, что в то же самое время, когда по поверхности Марса текли реки, он получал менее одной третьей доли от количества солнечного света, получаемого Землей сегодня.

Однако в новом исследовании, проведенном группой под руководством Эдвина С. Кайта (Edwin S. Kite), планетолога из Чикагского университета, США, ассистент-профессора геофизических наук и эксперта по климату иных планет, при помощи компьютерной модели был проработан многообещающий сценарий, согласно которому Марс мог быть защищен от чрезмерного охлаждения тонким слоем ледяных, расположенных высоко в атмосфере облаков, наличие которых вызывало парниковый эффект.

Эта идея не нова и впервые была предложена в 2013 г., однако тогда она не получила должного развития, поскольку, как объяснил Кайт: «Тогда считалось, что облака могли эффективно защищать планету от охлаждения только в том случае, если обладали бы невозможными для них свойствами». Например, согласно моделям, вода должна была долго находиться в атмосфере – намного дольше, чем это обычно происходит в случае Земли – поэтому вся концепция целиком казалась планетологам маловероятной.

Используя 3D-модель атмосферы всей планеты, Кайт и его команда принялись за работу. Они выяснили, что недостающим фрагментом головоломки является лед на поверхности планеты. Если на планете в наличии большое количество льда, то в ее атмосфере формируются низколежащие облака, которые не могут защищать планету от чрезмерного охлаждения – скорее, напротив, они, отражая солнечный свет, приводят к дополнительному охлаждению.

Однако если лед имеется лишь на небольших участках поверхности, таких как полюса планеты и вершины гор, то воздух в атмосфере становится намного более сухим. Это способствует формированию слоя высотных облаков, которые защищают планету от чрезмерной потери тепла. Эти результаты расчеты модели позволили команде Кайта показать, что именно такие облака могли формироваться на Марсе много лет назад, став «щитом» планеты, позволившим ей сохранять на поверхности воду в жидком состоянии на протяжении продолжительного отрезка времени.

Прародительницей метеорного потока эта-Аквариды (Майские Аквариды) является знаменитая комета Галлея, орбиту которой Земля пересекает дважды - в мае с ней связан метеорный поток эта-Аквариды, а в октябре — Ориониды, сообщил астроном. Имя потока происходит от латинского названия созвездия Водолей, где находится радиант потока (мнимая точка на небосводе, откуда вылетают метеоры).
"В 2021 году вычисления предсказывают максимум потока в ночь с 4 на 5 мая, но лучше наблюдать две ночи – с 4 на 5 и с 5 на 6. Радиант потока восходит над горизонтом, для широты Крыма в районе 2.30 мск. Для широты Москвы 5 мая восход радианта состоится еще раньше - в 2.15 ночи. Но наблюдениям в северных широтах помешают астрономические сумерки (для широты Москвы начинаются в 1.28 и длятся до 3.03, а также более ранний восход Солнца - в 4.39). В Крыму восход Солнца произойдет в 5.28 мск ", - сказал Якушечкин.
Тем не менее наблюдать поток можно уже с 2 часов ночи, так как есть шансы увидеть метеоры, вылетающие прямо из-за горизонта. Наблюдениям в этом году помешает убывающая Луна, которая восходит 5 мая в 3.20, будет находиться в Водолее и своим блеском затмит часть неярких метеоров, добавил Якушечкин.
Особенностью потока является огромная скорость метеоров, отметил астроном. Это обусловлено тем, что метеорные частицы потока движутся навстречу Земле, таким образом, взаимная скорость частиц метеорного потока и Земли в ее движении вокруг Солнца складываются. Скорость метеорных частиц потока относительно Земли составляет около 66 километров в секунду или более 237 тысяч километров в час.
Астроном посоветовал наблюдать Майские Аквариды, расположившись так, чтобы смотреть на восточную часть небосвода. Лучше всего уехать из города, чтобы не было засветки неба. Непременным условием для наблюдений является ясное и безоблачное небо, добавил он. Помимо наблюдения потока Акварид в эти ночи можно полюбоваться Сатурном, который находится в Козероге (восход над горизонтом для Крыма – 2.10) и Юпитером (находится в Водолее, восход в 2.45), добавил он.

Гигантский потенциал этих волн состоит в их способности переносить энергию и информацию на очень большие расстояния, что, в свою очередь, становится возможным, благодаря их полностью магнитной природе. Прямое обнаружение этих волн в солнечной фотосфере, нижнем слое солнечной атмосферы, является первым шагом на пути к использованию свойств таких магнитных волн.

Способность альвеновских волн переносить энергию также представляет интерес для физиков-солнечников и специалистов в области изучения плазмы, поскольку она может объяснить экстремальный «перегрев» солнечной короны – загадка, которая остается неразрешенной на протяжении более чем ста лет.

Альвеновские волны формируются, когда заряженные частицы (ионы)осциллируют в ответ на взаимодействия между магнитными полями и электрическими токами.

В пределах солнечной атмосферы могут формироваться «пучки» магнитных полей, известные как солнечные магнитные потоковые трубки. Предполагается, что альвеновские волны могут проявляться в солнечных магнитных потоковых трубках в одной из двух форм: либо как осесимметричные торсионные (скручивающие) возмущения (где симметрические осцилляции происходят вокруг оси потоковой трубки), либо как антисимметричные торсионные возмущения (где осцилляции наблюдаются как два завихрения, вращающиеся в потоковой трубке в противоположных направлениях).

Несмотря на сделанные ранее заявления, торсионные альвеновские волны никогда прежде напрямую не наблюдали в солнечной фотосфере, даже в их простейшей форме осесимметричных осцилляций магнитных потоковых трубок.

В данном исследовании ученые использовали наблюдения солнечной атмосферы в высоком разрешении, проведенные при помощи инструмента IBIS космической обсерватории INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory/INTEGRAL Европейского космического агентства, чтобы доказать существование антисимметричных торсионных волн, которые были предсказаны почти 50 лет назад.

Они также нашли, что эти волны могут извлекать большие количества энергии из солнечной фотосферы, что подтверждает потенциал данных волн для широкого спектра областей исследований и промышленных применений. Выполненное командой магнитогидродинамическое моделирование (см. видео) позволило раскрыть механизм возбуждения этих волн и показало высокое соответствие наблюдениям.

Исследование опубликовано в журнале Nature Astronomy; главный автор доктор Марко Стангалини (Marco Stangalini) из Итальянского космического агентства.

Эта нейтронная звезда является самым плотным небесным телом, которое могут наблюдать астрономы, и его масса составляет порядка 1,4 массы Солнца. Однако об этих удивительных объектах ученым до сих пор известно относительно немного. В новом исследовании физик из Университета штата Флорида, США, сообщает о результатах новых измерений толщины нейтронной «кожи» ядра атома свинца, удивительные следствия из которых приводят к пересмотру оценок размера нейтронных звезд в сторону увеличения до 42,5 процентов.

«Измерения толщины «кожи» из нейтронов для ядра атома свинца на самом деле оказывают большое влияние на радиус нейтронной звезды», - сказал Хорхе Пекаревич (Jorge Piekarewicz), профессор физики Университета штата Флорида.

Пиекаревич и его коллеги рассчитали, что с учетом этих новых измерений толщины нейтронной «кожи» ядра атома свинца радиус средней нейтронной звезды будет составлять от 13,25 до 14,25 километра. Если исходить из ранних измерений нейтронной «кожи», размер «средней» нейтронной звезды составлял примерно от 10 до 12 километров.

Эта новая работа Пекаревича дополняет исследование, проведенное физиками эксперимента Lead Radius Experiment (PREX) Национальной ускорительной лаборатории Джефферсона, США. В этом исследовании команда эксперимента PREX смогла измерить толщину нейтронной «кожи», которая составила, согласно полученным данным, примерно 0,28 фемтометра, или 0,28*10^-15 метра.

Атомное ядро состоит из нейтронов и протонов. Если число нейтронов в составе ядра превышает число протонов, то «дополнительные» нейтроны формируют слой вокруг центра ядра. Такой слой «чистых» нейтронов физики называют «кожей».

Исследование опубликовано в журнале Physical Review Letters.

“Сначала мы никак не могли поверить, что атомарный никель может присутствовать в газопылевой оболочке кометы 2I/Borisov на таком большом расстоянии от Солнца (обычно подобные элементы встречаются только в атмосфере очень горячих небесных тел, – прим. ТАСС). Мы многократно тестировали и проверяли наши результаты, прежде, чем убедились в их надежности”, – отметил один из авторов работы, научный сотрудник Ягеллонского университета (Польша) Петр Гузик.

Первая межзвездная комета 2I/Borisov была открыта 30 августа 2019 года астрономом Геннадием Борисовым. По текущим оценкам, она обладает относительно заурядными размерами, обликом и скоростью движения. Диаметр ее ядра составляет около километра, а сама комета содержит в себе много пыли и органики.

В начале декабря 2019 года она сблизилась со светилом на минимальное расстояние – 305 млн км, а затем начала возвращаться в межзвездную среду. В отличие от первого подобного объекта, астероида Оумуамуа, комета Борисова была открыта астрономами еще до того, как она успела сблизиться с Землей и Солнцем. Это дало ученым время на подготовку к ее визиту и детальному изучению при помощи наземных и космических телескопов.

Гузик и его коллеги по университету провели подобные наблюдения в конце января прошлого года, уже после сближения кометы Борисова с Солнцем. В тот момент времени она находилась на расстоянии в 350 млн км от светила, в окрестностях орбиты Марса и главного пояса астероидов.

Ученых изначально интересовало, как первая встреча межзвездной кометы и Солнца повлияла на химический состав ее хвоста и то, какие частицы пыли содержатся внутри него. Оказалось, что газопылевая оболочка 2I/Borisov содержала в себе два крайне нетипичных для комет элемента – железо и никель.

Их источник пока остается неизвестным. Однако ученые предполагают, что атомы тяжелых металлов присутствовали в верхних слоях ядра кометы не в чистой форме, а в виде компонента каких-то нестабильных органических молекул, быстро распадающихся под действием света и тепла Солнца. В пользу этого, в частности, свидетельствует то, что следы никеля и железа отсутствуют в спектре ядра кометы, но присутствуют в спектре ее хвоста.

Открытие этих тяжелых металлов в газопылевой оболочке 2I/Borisov удивило ученых, поскольку ранее следы присутствия этих веществ астрономы находили только в атмосферах “горячих юпитеров” и других экзопланет, расположенных на очень близком расстоянии от светил. В отличие от недр и поверхности кометы Борисова, их атмосфера часто прогревается до температуры в 700-1000 кельвинов, чего хватает, чтобы испарить зерна пыли, содержащие в себе соединения никеля и железа.

Аналогичные следы никеля и железа были недавно найдены другой группой европейских астрономов в выбросах двух десятков других комет, которые возникли уже внутри Солнечной системы. Это говорит о том, что соединения никеля достаточно часто попадают в те запасы протопланетной материи, из которой формируются эти небесные тела. Механизм образования этих веществ и источники содержащегося в них никеля пока остаются загадкой для астрономов, подытожили Гузик и его коллеги.

Приливные хвосты представляют собой тонкие, вытянутые структуры, пространство которых населено звездами и наполнено газом межзвездного вещества. Они формируются в результате гравитационных взаимодействий между галактиками и скоплениями звезд. Наблюдения показывают, что некоторые взаимодействующие объекты демонстрируют два приливных хвоста, в то время как другие системы имеют лишь один приливный хвост.

Изучение приливных хвостов позволяет глубже понять приливные силы, действующие на скопление, а также внутреннюю динамику скопления. Такие исследования также могут содержать ценную информацию об эволюции скопления и проливают новый свет на характер распределения темной материи в пределах галактики. Однако до настоящего времени в нашей галактике Млечный путь было обнаружено лишь несколько скоплений звезд с наблюдаемыми приливными хвостами.

В новом исследовании команда индийских астрономов под руководством Сурадипа Бхаттачарии (Souradeep Bhattacharya) из Межуниверситетского центра астрономии и астрофизики, Индия, сообщает об обнаружении приливных хвостов в близлежащем рассеянном скоплении звезд NGC 752. Это скопление звезд имеет средний возраст (порядка 1,5 миллиарда лет) и расположено на расстоянии около 1470 световых лет в направлении созвездия Андромеда.

«Мы использовали надежный алгоритм определения принадлежности звезд к скоплению, носящий название ML-MOC, применив его к высокоточным астрометрическим и глубоким фотометрическим данным, собранным в опубликованном каталоге Gaia Early Data Release 3 в границах области радиусом 5 градусов вокруг центра рассеянного скопления NGC 752. Мы сообщаем об обнаружении приливных хвостов, простирающихся на расстояние порядка 35 парсеков в обе стороны от плотной центральной области скопления и следующих за скоплением при его орбитальном движении по Галактике».

Согласно исследованию, один из приливных хвостов галактики NGC 752 простирается примерно на 111 световых лет от центра скопления, в то время как другой приливный хвост составляет около 119 световых лет в длину. Исследователи рассчитали массовую функцию для скопления, что позволило оценить степень сегрегации массы, которая, как выяснилось, имеет довольно высокое значение. Согласно команде, скопление звезд NGC 752, представлявшее собой ранее молодое массивное скопление звезд (массой порядка 10 000 масс Солнца), теперь постепенно распадается, потеряв к настоящему времени от 95,2 до 98,5 процента исходной массы. Сейчас масса скопления составляет лишь примерно 297 масс Солнца, указывают авторы.

Исследование опубликовано на сервере научных препринтов arxiv.org.

Также, вспышка привела к росту уровня потока протонов высоких энергий, в результате чего на Земле сейчас действует малая радиационная буря S1. Протонное событие и радиационная буря на Земле регистрируются впервые в новом 25-м цикле солнечной активности, который начался в декабре 2019 года!

Радиационные бури могут вызывать нарушения и поломки в аппаратуре космических аппаратов, приводить к опасному облучению космонавтов и получению повышенной дозы радиации пассажирами и экипажами реактивных самолётов на высоких широтах.

В действительности, на форму этой галактики, носящей название NGC 2276, оказывает влияние соседняя галактика под названием NGC 2300, которая оттягивает диск, состоящий из голубых звезд, в правую сторону и искажает привычный вид галактики – вид «глазуньи из одного яйца».

Сближения галактик, приводящие к искажению их формы, отнюдь не редки во Вселенной, однако ввиду большого разнообразия форм и размеров галактик каждое такое сближение приводит к формированию неповторимой структуры.

Кроме того, на этом снимке новые, короткоживущие массивные звезды формируют яркий, голубой рукав вдоль верхнего левого края галактики NGC 2276. Они образуют линию интенсивного звездообразования. Этот фронт мог сформироваться в результате раннего столкновения с карликовой галактикой. Также данная структура может быть объяснена тем, что галактика NGC 2276 врезается в окружающий ее сверхгорячий газ межгалактического пространства скопления галактик. В результате этого происходит сжатие газа с образованием большого количества новых звезд – называемого вспышкой звездообразования.

Эта спиральная галактика лежит на расстоянии примерно в 120 миллионов световых лет от нас в северном созвездии Цефей.

Наблюдение этих подробностей стало возможным, благодаря использованию камеры Wide Field Camera 3 (WFC3) космического телескопа Hubble («Хаббл»), которая сделала снимки, объединенные впоследствии учеными в это комбинированное изображение.

Камера WFC3 представляет собой универсальный инструмент, поскольку она может проводить съемку в ультрафиолетовом, оптическом и инфракрасном диапазонах, что позволяет получить максимум информации о наблюдаемом объекте. Эта камера была установлена астронавтами на космический телескоп Hubble в 2009 г., в ходе миссии Servicing Mission 4 (SM4).

Миссия SM4 стала последней миссией по обслуживанию космического телескопа, выполненной при помощи космических шаттлов, и в ее задачи тогда входило обеспечить бесперебойную работу «Хаббла» на орбите на протяжении не менее чем 5 лет. Двенадцать лет спустя как «Хаббл», так и камера WFC3, продолжают сохранять работоспособность и собирать научные данные.

Визуализацию хода затмения для вашей местности можно увидеть с помощью ресурса «Time&Date» (нужно кликнуть левой кнопкой мыши на карту) → тут. Условия видимости затмения для нескольких крупных городов:

✅ Москва — фаза 0.27, процент покрытия солнечного диска 15.7%, максимум в 14:26 (высота Солнца 51.4°);
✅ Санкт-Петербург — фаза 0.37, процент покрытия солнечного диска 25.5%, максимум в 14:12 (высота Солнца 51.4°);
✅ Мурманск — фаза 0.58, процент покрытия солнечного диска 47.8%, максимум в 14:11 (высота Солнца 42.9°);
✅ Казань — фаза 0.29, процент покрытия солнечного диска 17.9%, максимум в 14:43 (высота Солнца 44.1°);
✅ Нижний Новгород — фаза 0.29, процент покрытия солнечного диска 17.8%, максимум в 14:35 (высота Солнца 47.2°);
✅ Екатеринбург — фаза 0.36, процент покрытия солнечного диска 24.5%, максимум в 16:53 (высота Солнца 36.4°);
✅ Воронеж — фаза 0.16, процент покрытия солнечного диска 7.5%, максимум в 14:32 (высота Солнца 52.6°);
✅ Новосибирск — фаза 0.46, процент покрытия солнечного диска 34%, максимум в 19:07 (высота Солнца 22.1°);
✅ Иркутск — фаза 0.56, процент покрытия солнечного диска 45.2%, максимум в 20:09 (высота Солнца 9°);
✅ Якутск — фаза 0.84, процент покрытия солнечного диска 77.4%, максимум в 20:45 (высота Солнца 5.8°);
✅ Среднеколымск — фаза 0.96, процент покрытия солнечного диска 88.3%, максимум в 22:27 (высота Солнца 4.6°);
✅ Киев — фаза 0.12, процент покрытия солнечного диска 5.1%, максимум в 14:15 (высота Солнца 59.2°);
✅ Минск — фаза 0.22, процент покрытия солнечного диска 12%, максимум в 14:08 (высота Солнца 57.8°);
✅ Нур-Султан — фаза 0.30, процент покрытия солнечного диска 18.8%, максимум в 18:10 (высота Солнца 28°);

При наблюдении Солнца используйте только специальные апертурные фильтры (дискеты, компакт-диски, сварочные маски, засвеченные фотопленки и закопченные стекла не подойдут). Проводить визуальные наблюдения Солнца без фильтров во время частных фаз и наибольшей фазы кольцеобразного затмения можно только тогда, когда оно находится очень низко над горизонтом!

На протяжении последних лет у научного сообщества выработалась общая точка зрения, согласно которой в центре галактики Млечный путь расположен массивный объект, представляющий собой сверхмассивную черную дыру (СМЧД) – он получил название Стрелец А*. Его присутствие никогда не было подтверждено напрямую, однако на него указывало поведение окружающих небесных тел. В этом новом исследовании астрономы показывают, что такое же поведение этих тел могло быть обусловлено массивным объектом другого рода.

Еще в 2014 г. астрофизики столкнулись с проблемой объяснения поведения газа в окрестностях объекта Стрелец А*. Одно газовое облако под названием G2 подошло достаточно близко к объекту Стрелец А*, чтобы, согласно расчетам, быть разорванным и втянутым внутрь черной дыры. Однако в действительности облако продолжило движение абсолютно невредимым.

В этой новой работе исследователи предположили, что облако G2 смогло беспрепятственно приблизиться к объекту Стрелец А* потому, что этот объект на самом деле представляет собой не черную дыру, а сгусток темной материи. Чтобы прийти к такому выводу, исследователи создали модель Млечного пути, в которой объект Стрелец А* был замещен массивным сгустком темной материи, а затем произвели расчет модели. В результате моделирования было обнаружено, что все характеристики Галактики остаются неизменными при такой замене – так, характеристики движения звезд S-типа, расположенных в окрестностях объекта Стрелец А*, а также кривые вращения звезд внешнего гало Галактики не претерпели изменений. Исследователи пошли еще дальше, предположив, что такой сгусток темной материи может состоять из «даркино» (darkino), частиц, принадлежащих к той же группе, что и фермионы. Если эти частицы собираются в сгусток, показало моделирование, то они будут иметь характеристики, близкие к характеристикам черной дыры, пишут авторы.

Исследование опубликовано в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters; главный автор Е.А. Бесерра-Вергара (E.A. Becerra-Vergara).