Прощание с «Кассини»
14 сентября космический аппарат «Кассини» направился вглубь атмосферы Сатруна и передавал оттуда собранные данные до тех пор, пока оставалось возможным. Затем он превратился в яркий метеор, сгоревший в облаках Сатурна.
Полет «Кассини» начался два десятилетия назад, 15 октября 1997 года аппарат, подготовленный совместно НАСА, Европейским космическим агентством и Итальянским космическим агентством был запущен с космодрома на мысе Канаверал. Целью его полета было изучение Сатурна и его спутников. Назван аппарат в честь Джованни Доменико Кассини (1625 – 1712) – астронома, целый ряд открытий которого был связан с Сатурном (доказательство вращения планеты, четыре спутника, щель в кольцах Сатурна). Вместе с «Кассини» в путь отправился автоматический спускаемый аппарат «Гюйгенс», который должен был совершить посадку на один из спутников – Титан.
Системы Сатурна «Кассини» и «Гюйгенс» достигли летом 2004 года, оказавшись на орбите Титана. Там «Гюйгенс» отделился и 14 января 2005 года успешно совершил посадку на поверхность этого спутника – первую в истории (и пока единственную) мягкую посадку во внешней области Солнечной системы. «Кассини» же продолжил полеты в окрестностях Сатурна, доставляя ученым все новые подробности о планете, ее кольцах и спутниках. Мы вспомним лишь некоторые из достижений «Кассини».
Любители астрономии привыкли к регулярным поступлениям новостей от «Кассини», а Титан, Энцелад, Япет, Пан, Янус, Эпиметей, Диона, Гиперион, Пандора и другие спутники благодаря ему превратились для нас из объектов, о которых были известны только параметры орбиты, альбедо и примерная масса, в хороших знакомых, каждый из которых обладает интересными особенностями. Более того, «Кассини» открыл новые спутники Сатурна. Они получили названия Метона, Паллена, Полидевк, Анфа, Эгеон и S/2009 S 1.
Последний спутник, хотя и не получил пока звучного названия, стал рекордным. Это самый маленький спутник планеты в Солнечной системе, если не учитывать так называемые минилуны (moonlets) – спутники, который столь малы, что не могут расчищать свою орбиту от материала планетарных колец. Более крупные спутники прокладывают себе “дорожку” внутри кольца. Размер минилун около сотни метров.
Минилуны как класс тоже были открыты «Кассини» в кольцах Сатурна. Он обнаружил двенадцать минилун: Эрхарт, Пост, Сикорский, Кертисс, Линдберг, Кингсфорд-Смит, Сантос-Дюмон, Рихтгофен, Хинклер, Блерио и S/2010 S 2.
«Кассини» помог астрономам разрешить загадку, с которой столкнулся три века назад Джованни Доменико Кассини. Итальянский астроном 25 октября 1671 года открыл спутник Сатурна, которому дал название Япет. В 1795 году он вновь наблюдал этот спутник и обнаружил, что тот стал на две звездных величины слабее. Джованни Кассини предположил, что у спутника одно полушарие значительно темнее другого (прямо-таки жаль, что название Янус получил не этот «двуликий» спутник). Причину двуликости Япета астрономы пытались объяснить долгие годы. «Кассини» смог подтвердить гипотезу, согласно которой, темная область поверхности Япета возникла из-за поступающей на спутник пыли, а источником ее служит другой спутник – Феба. Темная пыль увеличивает нагрев поверхности Япета, вызывая усиленное испарение льда. Конденсируется лед в противоположной области спутника, так возникает деление на темное и светлое полушария.
Но, оказав помощь в разрешении одной загадки Япета, «Кассини» тут же задал астрономам другую. На переданных им снимках обнаружилась уникальная особенность – спутник оказался опоясан горным хребтом почти точно по экватору. Из-за этого он внешне напоминает грецкий орех. Высота «Стены Япета» достигает 13 километров, ширина 20 километров, а длина составляет 1300 километров. Наличие этого хребта невозможно объяснить тектоническими процессами и вулканической активностью на Япете. Ученые предполагают, что причиной появления «Стены Япета» стало столкновение спутника с другим космическим телом. Возникшие в результате обломки стали вращаться вокруг Япета по экваториальной орбите, а затем были притянуты им и упали на поверхность. Исследователи проанализировали максимально подробные снимки рельефа и обнаружили, что в этой горной системе наиболее характерен треугольный рельеф с очень крутыми склонами, достигающими 40 градусов, что подтверждает их предположение о внешнем происхождении хребта.
Сделанные «Кассини» фотоснимки позволили разглядеть детали облика и других спутников. Поверхность Гипериона оказался густо покрыт метеоритными кратерами диаметром от двух десяти километров. При этом измерение его плотности показало, что спутник подобен губке: не менее 40 % его объема составляют внутренние пустоты. На Пандоре «Кассини» тоже обнаружил следы метеоритных столкновений. Два самых крупных кратера на ее поверхности имеют диаметр до 30 километров (при этом размеры самой Пандоры 100 на 80 на 64 километра). На Рее и Дионе «Кассини» открыл длинные ледяные хребты и обрывы. Также на Рее и Дионе им была обнаружена крайне разреженная атмосфера из кислорода и углекислого газа, ее давление составляет лишь несколько триллионных долей земного атмосферного давления.
«Кассини» подтвердил и исследовал замеченный в 1980 году «Вояджером-1» эффект: в окрестностях Реи происходит торможение электронов, захваченных магнитосферой Сатурна. При этом измерения показали, что этот эффект усиливается трижды в трех зонах на расстоянии 1615, 1800 и 2020 километров от Реи. Одно из возможных объяснений этого состоит в наличии у Реи трех собственных колец, подобных кольцам Сатурна. Но пока подтвердить это не смог даже «Кассини».
Самые интересные открытия были сделаны на Титане и Энцеладе. Облетая Титан, «Кассини» создал подробную карту спутника и открыл на нем водоемы, точнее «углеводородоемы», поскольку в них находится не вода, а жидкие углеводороды: метан и этан. По поверхности Титана текут углеводородные реки, они впадают в озера и моря. Самое крупное из морей Титана – море Кракена – имеет площадь около 400 000 км², то есть больше, чем у Каспийского моря.
На Титане также были обнаружены возможные криовулканы, а сопоставление снимков, сделанных с разницей в два года, показало, что детали поверхности спутника сместились за это время примерно на 30 километров. Все это заставило предположить, что между слоем водяного льда и твердым ядром Титана есть жидкая прослойка – подледный океан. Подледный океан был открыт и на Энцеладе (подробнее см. ниже).
Не был забыт и сам Сатурн. «Кассини» рассмотрел в его атмосфере ряд крупных ураганов, диаметром до 10 тысяч километров. Им был подробно сфотографирован впервые замеченный «Вояджерами» шестиугольный вихрь в районе северного полюса планеты. Природа «Шестиугольника Сатурна» пока неясна, непонятно и то, почему он остается стабильным в течение десятилетий. Его диаметр достигает 25 тысяч километров, а вглубь атмосферы он продолжается не менее чем на 75 километров.
Миссия «Кассини» первоначально была рассчитана до 2008 года. Затем ее дважды продлевали: до 2010 и до 2017 года. Руководители миссии отказались от идеи направить аппарат на один из спутников Сатурна, в том числе и из-за хотя бы небольшой вероятности, что на них может быть жизнь.
Условия для жизни на Энцеладе
Изучив данные, добытые «Кассини» еще в 2015 году, ученые пришли к выводу, что в подледном океане спутника Сатурна Энцелада могут существовать микроорганизмы. «Мы не нашли микробов, – говорит ведущий автор исследования, планетолог из Юго-западного исследовательского института в Сан-Антонио Хантер Уайт, – но мы видели их пищу».
Средний радиус Энцелада составляет примерно 252 километров. Его орбита проходит по самой плотной части кольца Е – самого далекого кольца Сатурна. Весьма вероятно, что большая часть вещества в кольце E попала на него с поверхности Энцелада. Спутник находится на расстоянии в 237 378 км от Сатурна и 180 000 км от верхней границы его облаков, между орбитами Мимаса и Тефии. Период обращения Энцелада вокруг Сатурна составляет 32,9 часа.
Поверхность Энцелада покрыта льдом. Ученые давно заподозрили, что этот лед скрывает океан. Впервые такая гипотеза была высказана в 2005 году, когда зонд «Кассини» обнаружил близ южного полюса спутника особые формы рельефа из чередующихся борозд и кряжей, получившие название «тигровые полосы». Позднее каждая из таких полос получила собственное имя: Александрия, Багдад, Каир и Дамаск. Лед в них, по данным спектрального анализа, оказался более молодым и отличающимся по составу от льда на остальной поверхности Энцелада. Также «Кассини-Гюйгенс» отметил наличие на Энцеладе криовулканов – мощных гейзеров, бьющих из-подо льда. По данным масс-спектрометрии, более 90 % их составляла вода.
В 2014 году группа ученых из США и Италии во главе с Лучано Иессом (Luciano Iess) из Римского университета Ла Сапиенца (Sapienza Università di Roma) проанализировала собранные аппаратом «Кассини» при пролетах мимо Энцелада в 2010 и 2012 годах данные о гравитационном поле спутника. Они обнаружили массивную отрицательную аномалию в южной полярной области. Ее размер позволяет исследователям утверждать, что под слоем льда толщиной 30–40 километров находится подледное море, глубиной до десяти километров.
В дальнейшем ученых больше всего заинтересовало, нет ли в подледном океане Энцелада источника тепла, который мог бы дать шанс на развитие там жизни. В 2015 году Сянь Вэньсю из Университета Колорадо в Боулдере и его коллеги из Японии, Германии и Венгрии проанализировали собранные «Кассини» данные о частицах космической пыли. Частицы были пойманы зондом в окрестностях Сатурна и проанализированы на борту при помощи аппарата Cosmic Dust Analyser. Исследователям удалось подтвердить, что эти частицы происходят из шлейфа, идущего к Энцеладу.
Выяснилось, что космические пылинки представляют собой наночастицы диоксида кремния. Сянь Вэньсю и его коллеги предположили, что такие частицы смогли сформироваться в ходе химических реакций при высокой температуре в водах Энцелада. Поэтому исследователи считают, что Энцелад содержит горячее ядро, которое разогревает глубокие слои воды не менее чем до 90°C. На Земле есть подобные гидротермальные источники на дне океанов, и они, возможно, сыграли роль в возникновении жизни миллиарды лет назад. Лабораторные эксперименты подтвердили возможность возникновения таких частиц из пород кремния под водой при высоких температуре и давлении. Выводам о гидротермальной активности на Энцеладе была посвящена публикация в журнале Nature.
Но и авторы статьи, и другие исследователи не исключают другой источник тепла в недрах Энцелада. Им может быть так называемый приливный разогрев. Сила притяжения Сатурна, вызывающая приливно-отливные явления на Энцеладе, может высвобождать из-за деформации большое количество энергии. Такое явление наблюдается на спутниках Юпитера, Сатурна и Нептуна, например, им объясняют вулканическую активность на Титане.
Тем временем, при следующих свиданиях с Энцеладом «Кассини» подробнее изучал состав этих бьющих из-подо льда струй при помощи прибора INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer). В октябре 2015 года аппарат прошел на расстоянии всего лишь в 48 километров от поверхности Энцелада. Благодаря добытым в этот момент данным, удалось установить, что помимо воды, метана и аммиака в криовулканах Энцелада содержится как минимум 1,4 % молекулярного водорода и до 0,8 % углекислого газа.
Авторы исследования полагают, что водород может свидетельствовать о гидротермальной активности в океане Энцелада. А она, в свою очередь, может дать основу сообществам живых организмов, подобных тем, что возникают вокруг «черных курильщиков» на дне земных океанов.
Увидели источник гравитационной волны
В августе 2017 года астрономам впервые удалось зарегистрировать гравитационные волны, порожденные слиянием двух нейтронных звезд. Ранее гравитационные волны отмечались физиками четырежды, но во всех случаях они были порождены слиянием двух черных дыр, а не нейтронных звезд. Более того, также впервые в истории событие, вызвавшее гравитационные волны, было отмечено не только гравитационными детекторами-интерферометрами, но и наблюдалось космическими и наземными телескопами в различных диапазонах (рентгеновском, ультрафиолетовом, видимом, инфракрасном и радиодиапазоне).
Гравитационные волны порождает любой объект, обладающий массой и движущийся с неравномерным ускорением, но достаточно сильные волны, которые можно обнаружить при помощи устройств, сделанных человеком, рождаются в ходе взаимодействия объектов очень большой массы: черных дыр, компонентов двойных звезд, нейтронных звезд. Нынешняя волна, получившая обозначение GW170817, была зарегистрирована обоими детекторами гравитационной обсерватории LIGO в США и детектором Virgo в Италии 17 августа этого года.
Наличие трех детекторов, расположенных в разных точках Земли, позволяет ученым приблизительно определить положение источника волн. Спустя две секунды после того, как гравитационные обсерватории зафиксировали волну GW170817, в том районе, где должен располагаться ее источник была отмечена гамма-вспышка. Это сделали космические гамма-телескопы Fermi и INTEGRAL. После этого многие наземные и космические обсерватории начали искать возможный источник этих событий. Площадь района поиска, определенная по данным гравитационных обсерватории и гамма-телескопов была довольно велика, составляя около 35 квадратных градусов, на таком участке неба уместилось бы несколько сотен полных лунных дисков, а число звезд, расположенных на нем, составляет несколько миллионов. Но найти источник гравитационной волны и гамма-всплеска все-таки удалось.
Первым это сделал через одиннадцать часов после гамма-всплеска телескоп-рефлектор Swope, работающий в обсерватории Лас-Кампанас в Чили. После этого сразу несколько крупных телескопов прервали утвержденные ранее программы своих наблюдений и переключились на наблюдение небольшой галактики NGC 4993 в созвездии Гидры, на расстоянии 40 парсек от Солнечной системы (около 130 миллионов световых лет). Источником волн и гамма-излучения стала звезда, расположенная рядом с галактикой NGC 4993. За этой звездой в течение нескольких недель следили около семидесяти обсерваторий со всего мира, а также космический телескоп Хаббла. «Редко случается, чтобы ученому выпадало быть свидетелем начала новой эры в науке, – приводит пресс-релиз ESO слова астронома Елена Пиан (Elena Pian) из Астрофизического института Италии INAF. – Это – один из таких случаев!». Времени у астрономов было немного, так как галактика NGC 4993 была доступна для наблюдений только в вечернее время в августе, в сентябре она оказалась на небе слишком близко к Солнцу и стала ненаблюдаемой.
Наблюдавшаяся звезда первоначально была очень яркой, но за первые пять дней наблюдений ее яркость снизилась в двадцать раз. Расположена эта звезда на том же расстоянии от нас, что и галактика NGC 4993 – 130 миллионов световых лет. Это означает, что гравитационная волна GW170817 возникла на рекордно близком к нам расстоянии. Расчеты показали, что источником гравитационной волны стало слияние объектов, массы которых равны от 1,1 до 1,6 масс Солнца, а значит, это не могли быть черные дыры. Так нейтронные звезды стали единственным возможным объяснением.
Составное изображение NGC 4993 и килоновой по данным многих инструментов ESO
Порождение гравитационных волн нейтронными звездами происходит по тому же сценарию, что и при слиянии черных дыр, только порождаемые нейтронными звездами волны слабее. Вращаясь вокруг общего центра тяжести в двойной системе, две нейтронные звезды теряют энергию, излучая гравитационные волны. Поэтому они постепенно сближаются, пока не сольются в одну нейтронную звезду (есть вероятность, что при слиянии может возникнуть и черная дыра). Слияние двух нейтронных звезд сопровождается вспышкой значительно большей яркости, чем обычная новая звезда. Астрономы предлагают для нее название «килоновая». Часть массы двух звезд при слиянии преобразуется в энергию гравитационных волн, которые и были в этот раз замечены земными учеными.
Хотя килоновые звезды были предсказаны более 30 лет назад, нынешний случай – первое обнаружение подобной звезды. Ее характеристики, определенные в результате наблюдений, хорошо соответствуют сделанным ранее предсказаниям. В результате слияния двух нейтронных звезд и взрыва килоновой происходит выброс радиоактивных тяжелых химических элементов, разлетающихся со скоростью в одну пятую скорости света. В течение нескольких дней – быстрее, чем при любом другом звездном взрыве – цвет килоновой меняется от ярко-голубого к красному. «Когда на наших мониторах появился спектр объекта, я понял, что это самое необычное транзиентное явление, которое я когда-либо видел, – говорит Стивен Смартт, выполнявший наблюдения на телескопе ESO NTT. – Я никогда не наблюдал ничего подобного. Наши данные, так же, как и данные других исследовательских групп, ясно показывают, что это была не сверхновая и не переменная звезда фона, а что-то совершенно необычное».
Спектры излучения звезды показывают присутствие цезия и теллура, выброшенных в пространство при слиянии нейтронных звезд. Это наблюдение подтвердила сформулированную ранее астрофизиками теорию r-нуклеосинтеза (r-процесс, быстрый процесс захвата нейтронов) в недрах сверхплотных звездных объектов. Химические элементы, образовавшиеся при слиянии нейтронных звезд, после взрыва килоновой рассеялись в космосе.
Подтвердилась и еще одна теория астрономов, согласно которой короткие гамма-всплески возникают при слиянии нейтронных звезд. Эта мысль высказывалась давно, но только объединение данных от гравитационных обсерваторий LIGO и Virgo с наблюдениями астрономов позволило окончательно убедиться в ее правильности.
Астероид-гость ʻОумуамуа
Впервые в истории астрономы обнаружили астероид, пришедший в Солнечную систему из межзвездного пространства. Теперь он покидает окрестности Солнца и никогда не вернется, но ученые уверены, что такие объекты посещают нас нередко, просто раньше телескопы не могли их зафиксировать.
Он был обнаружен 19 октября 2017 года телескопом Pan-STARRS 1 на Гавайях. В этот момент астероид находился на расстоянии 0,2 астрономических единицы (30 тысяч километров) от Земли. Сначала его сочли обычным астероидом, но вычисленные параметры орбиты показали, что объект не образовался внутри Солнечной системы, а прилетел в нее извне. Его сочли кометой, поэтому дали условное обозначение C/2017 U1 (элемент C/ в нем указывает на кометную природу объекта). Но немного позже астрономы убедились, что он не проявляет никаких признаков кометной активности, хотя лишь 9 сентября миновал ближайшую к Солнцу точку своей орбиты. Вокруг него не возникала кома (оболочка из газа и пыли), у него не появился хвост, вытянутый в противоположную от Солнца сторону. Все говорило о том, что перед учеными не комета, а астероид.
В результате Международный астрономический союз утвердил новый тип объектов – межзвездные астероиды. И открытый 19 октября астероид стал первым среди них. Теперь его обозначают 1I/2017 U1. Также он получил официальное имя ʻОумуамуа. Это слово гавайского происхождения оно было выбрано сотрудниками Pan-STARRS. По мнению ученых, название отражает то, что астероид похож на разведчика или посланника из далекого прошлого. Слово ʻоу означает «протягивать руку за чем-либо, доставать, стремиться, достигать», слово муа переводится как «первый, раньше», оно повторено дважды для усиления значения. Знак в начале слова ʻОумуамуа называется по-гавайски ʻокина и обозначает гортанную смычку – особый звук гавайского языка.
Межзвездный астероид ʻОумуамуа наблюдали при помощи Очень Большого Телескопа Европейской Южной обсерватории, телескопов Каталинского небесного обзора (автоматические телескопы зафиксировали его даже раньше, чем гавайские астрономы, 14 и 17 октября, но обнаружено это было позднее), телескопа Уильяма Гершеля на Канарских островах. «Действовать пришлось быстро, – говорит член исследовательской группы Оливье Эйно (Olivier Hainaut) из ESO. – ʻОумуамуа уже прошел точку наибольшего сближения с Солнцем и направлялся обратно в межзвездное пространство». Астероид становился виден все слабее и слабее. Но астрономы смогли установить его значимые характеристики. Орбита обладает очень большим эксцентриситетом, равным 1,196 ± 0,001, такое значение не отмечалось никогда ни у одного объекта Солнечной системы. Эксцентриситет выражает сжатость орбиты. Если он равен нулю, то орбита небесного тела представляет собой окружность. Если он больше нуля, но меньше единицы – эллипс, причем, чем больше эксцентриситет, тем более вытянут эллипс. При эксцентриситете равном единице орбита представляет собой параболу, а если он превышает единицу – гиперболу. Таким образом, ʻОумуамуа движется по гиперболе, причем рекордно пологой. Относительно Солнца его скорость равна 26,5 километров в секунду. Ближе всего к Земле астероид был 14 октября, когда расстояние до него было в 60 раз больше, чем расстояние до Луны.
Астрономы установили, что ʻОумуамуа имеет очень вытянутую форму. Соотношение его длинной и короткой осей составляет как минимум 5,3 к 1, а возможно и значительно больше. Длина астероида составляет не менее 400 метров. Некоторые исследователи полагают, что может быть контактным двойным объектом, то есть состоять из двух основных масс, соединенных друг с другом. К подобным типам объектов относится, например, комета Чурюмова – Герасименко.
Его альбедо составляет около 0,1, что сравнимо с альбедо Марса и Меркурия. Однако, комбинируя изображения астероида, полученные на VLT с приемником FORS в четырех различных фильтрах, с изображениями, полученными на других крупных телескопах, группа астрономов под руководством Карен Мич (Karen Meech) из Института астрономии Гавайского университета обнаружила, что ʻОумуамуа меняет блеск в десять раз, вращаясь вокруг своей оси с периодом в 7,3 часа.
Телескоп Уильяма Гершеля смог записать спектр ʻОумуамуа. Астероид оказался темно-красным телом, не имеющим резко выраженных деталей на поверхности. На нем вряд ли могут присутствовать вода или лед. Подобный облик характерен для объектов пояса Койпера и астероидов спектрального класса D, которые, вероятно, тоже происходят из пояса Койпера.
Предполагается, что космический путешественник вылетел из одной из звездных систем звездной ассоциации в созвездиях Киля и Голубя (Carina-Columba association) около 45 миллионов лет назад. К нам он приблизился со стороны Веги. Около 1,3 миллиона лет назад он, возможно, миновал звезду TYC4742-1027-1 на расстоянии 0,16 парсека, но он не мог происходить из ее системы, так как его скорость слишком велика. Сто лет назад он находился на расстоянии 561 ± 0,6 астрономической единицы (84 млрд. км) от Солнца. Скорость его, как уже говорилось, составляла 26,5 километров в секунду. По мере приближения к Солнцу он ускорялся, пока не прошел через перигелий, где его скорость достигла максимума в 87,7 км/с. Затем она вновь стала падать. В момент обнаружения астероид летел со скоростью 48 км/с. В конце концов, его скорость вернуться к прежнему значению в 26,5 км/с. Теперь ʻОумуамуа покидает Солнечную систему, чтобы никогда сюда не вернуться. Он направляется в сторону созвездия Пегаса.
Астрономы полагают, что межзвездные астероиды примерно раз в год пролетают сквозь внутреннюю область Солнечной системы, но так как их блеск очень слаб, до сих пор увидеть их не удавалось. Только после того, как вступили в строй достаточно мощные широкоугольные обзорные телескопы, такие, как Pan-STARRS, такие объекты стали доступны для наблюдения. Так что, возможно, ʻОумуамуа станет не последним открытым межзвездным астероидом.
Кольца и спутники Марса
Новая модель эволюции Марса утверждает, что Марс ранее имел систему колец, подобно Сатурну. Затем кольца превратились в нынешние два спутника планеты. Но в будущем они снова разделятся на мелкие обломки, из которых образуются новые кольца. Более того, авторы работы предполагают, что подобные превращения колец в спутники Марса и обратно могли происходить уже несколько раз.
Дэвид Минтон и Эндрю Хессельброк из Университета Пердью в штате Индиана провели свое исследование при поддержке НАСА. Они разделяют гипотезу о том, что Северный Полярный бассейн на Марсе имеет ударное происхождение. Северный Полярный бассейн (Borealis basin) – крупнейшая низменность планеты. Она занимает примерно 40 % поверхности Марса, его длина 10,6 тысяч километров, а ширина 8,5 тысяч километров. Ученые полагают, что она образовалась 4,3 миллиарда лет назад от столкновения планеты с астероидом, который был размером больше Плутона. Впервые гипотезу об ударном происхождении Северного Полярного бассейна выдвинули еще в 2008 году.
Согласно расчетам Минтона и Хессельброка, после катастрофы, вызвавшей появление Северного Полярного бассейна, множество осколков достигли первой космической скорости и стали вращаться по орбитам вокруг Марса. Со временем они образовали систему колец вокруг планеты. Но при дальнейшем развитии, как следует из предложенной модели, материал колец консолидировался, пока не образовал спутники Марса. Такое предположение уже высказывалось астрономами, впервые гипотезу ударного происхождения Фобоса и Деймоса предложил Роберт Крэддок из Национального музея авиации и космонавтики Смитсоновского института в Вашингтоне на одной конференции в 1994 году. Но до сих пор не предложено бесспорных сценариев объединения множества обломков в компактные небесные тела.
Зато ученые уже довольно хорошо представляют себе дальнейшую судьбу Фобоса. Он держит рекорд среди всех спутников Солнечной системы по минимальному расстоянию до планеты, вокруг которой он обращается. Дистанция между ним и поверхностью Марса равна всего лишь около шести тысяч километров. Спутник продолжает приближаться к Марсу со скоростью 1,8 сантиметра в год.
Следовательно, Фобос находится в опасной близости от так называемого предела Роша– предсказанного еще в XIX веке французским астрономом Эдуаром Рошем расстояния, на котором приливные силы, вызываемые большой планетой, становятся равными силе гравитации спутника. Если спутник приближается к планете ближе этого предела, он разрушается приливными силами.
Споры идут лишь о сроках гибели Фобоса. Обычно ему отводили еще около 10 миллионов лет. Но, согласно расчетам, проделанным в 2015 году учеными Центра космических полетов Годдарда НАСА, Фобос приблизится к Марсу на роковое расстояние всего через 3 – 5 миллионов лет. Чуть позже в том же году в журнале Nature Geoscience появилась статья ученых из Калифорнийского университета в Беркли, которые предсказали новый срок, отодвинув гибель Фобос на срок от 20 до 40 миллионов лет. В их компьютерной модели учитывались не только гравитационные силы, но и данные о плотности спутника. Также авторы этой работы предсказали, что обломки Фобоса образуют на орбите вокруг Марса кольцо, которое просуществует еще до 100 миллионов лет.
Минтон и Хессельброк разделяют эти взгляды на судьбу Фобоса (правда, отводят ему еще целых 70 миллионов лет). Их расчеты показывают, что 80 % материала, образовавшегося при разрыве Фобоса, в конце концов осядет на поверхность Марса, а 20 % образует новое кольцо. Но самое необычное в предложенной учеными модели – это то, что, по их мнению, подобные превращения колец в спутники и спутников в кольца происходили в истории Марса уже несколько раз. За 4,3 миллиарда лет, начиная от столкновения, породившего Северный Полярный бассейн, такой цикл мог пройти от трех до семи раз.
Подобный сценарий предполагает осаждение значительного количества вещества на поверхность Марса в районе его экватора. Минтон и Хессельброк предполагают, что некоторые необычные осадочные породы, наблюдаемые на экваторе Марса, как раз образовались из вернувшихся к нему обломков. «На ранних этапах истории планеты на Марсе могли быть километры осадка материала спутника, и на Марсе есть загадочные осадочные отложения, происхождение которых неясно», – говорит Дэвид Минтон. Ученый призывает исследовать этот материал для проверки гипотезы.
Атмосфера у землеподобной экзопланеты
Астрономы обнаружили атмосферу у экзопланеты GJ 1132b (Gliese 1132 b), находящейся в созвездии Парусов. На данный момент это самая похожа на Землю экзопланета, для которой удалось подтвердить наличие атмосферы. Планета вращается вокруг красного карлика Gliese 1132 на расстоянии 39 световых лет от нас. Масса ее составляет 1,6 масс Земли, радиус – 1,2 радиуса Земли. Расстояние до звезды составляет около 225 миллиона километров (от Земли до Солнца 149 600 000), период обращения – 1,6 дня. Планета получает от своей звезды в 19 раз больше излучения, чем Земля от Солнца, поэтому температура на ней выше, чем на Венере, возможно у поверхности она превышает 500°C.
Наблюдения велись на протяжении девяти транзитов планеты GJ 1132b в семи различных диапазонах: двух в инфракрасной и семи в видимой частях спектра. Для каждого диапазона оценивался видимый в нем размер планеты. В результате исследователи обнаружили, что в одном из инфракрасных диапазонов ее диаметр заметно превышает данные по остальным диапазоном. Это позволяет заключить, что вокруг планеты находится газовая оболочка, непрозрачная для световых волн данной длины и прозрачная для все остальных. Дальнейшее моделирование, проведенное в Кембриджском университете и Институте астрономии Общества Макса Планка, показало, что подобные эффекты хорошо объясняются наличием в атмосфере водяных паров и метана.
Ранее считалось, что атмосферы у планет, вращающихся вокруг красных карликов, не могут существовать долго, так как эти звезды слишком активны и их вспышки неминуемо приведу к уничтожению этих атмосфер. Новые результаты вселяют некоторый оптимизм, так как атмосфера GJ 1132b существует, по-видимому, миллиарды лет. Так как красные карлики весьма распространены во Вселенной, наличие атмосфер у их звезд повышает шансы существования условий для внеземной жизни.
Взвесить одиночную звезду
Воспользовавшись предсказанным Альбертом Эйнштейном эффектом гравитационного линзирования, астрономы впервые в истории сумели определить массу одиночной звезды. Ранее такую задачу удавалось выполнить лишь для звездных систем, так как массы их компонентов определяют характеристики их орбит.
Притяжение массивного тела, как показал Эйнштейн, на близком расстоянии искривляет направление электромагнитного излучения, подобно тому, как оптическая линза искривляет лучи света. Поэтому, если свет от далекого астрономического объекта по пути к Земле проходит рядом с другим объектом, он отклоняется от прямой линии. Этот эффект невелик, но его можно измерить.
Известны так называемые «кольца Эйнштейна», когда более близкая галактика действует как гравитационная линза, искривляя лучи света, исходящие от более далекой галактики находящейся прямо за ней. Так что далекая галактика остается видимой и выглядит как гигантское кольцо, окружающее близкую галактику. Внутри нашей галактики происходит гравитационное микролинзирование, когда при прохождении одной звезды перед другой астрономы наблюдают кратковременное усиление ее яркости. Этим уже неоднократно пользовались для обнаружения экзопланет, но использовать такое явление для определения массы звезды смогли впервые.
Астрономы из США, Великобритании и Канады использовали космический телескоп Хаббла, чтобы увидеть, как в марте 2014 года белый карлик Stein 2051 B прошел на фоне более далекой звезды. По искривлению ее света под действием гравитации Stein 2051 B они вычислили, что его масса составляет 0,675 массы Солнца.
Регул светит поляризованным светом
Спустя почти полвека после появления научной гипотезы, астрономы подтвердили, что быстро вращающиеся звезды излучают поляризованный свет. Поляризация была обнаружена у Регула, крупной звезды в созвездии Льва, которая находится на расстоянии примерно 79 световых лет от Солнца.
Модель линейной поляризации по диску горячей звезды была построена еще в сороковые годы независимо советским астрофизиком Виктором Соболевым и Субраманьяном Чандрасекаром из США. Согласно полученным ими результатам, максимальная степень поляризации (примерно 12 %) должна наблюдаться на краю диска звезды. В 1968 году астрономы Дж. Патрик Харрингтон (J. Patrick Harrington) и Джордж Коллинз (George W. Collins II) на основе этих данных предсказали, что поляризованный свет будет характерен для быстро вращающихся звезд. Но обнаружить это в ходе астрономических наблюдений долгое время не удавалось.
Теперь астроном из Университета Нового Южного Уэльса Даниэль Коттон и его коллеги смогли зафиксировать поляризацию излучения у Регула. Эта звезда, масса которой равна 3,5 массам Солнца, отличается очень быстрым вращением. Скорость вращения составляет 320 км / сек, а полный оборот вокруг своей оси Регул делает за 15,9 часа. По данным Коттона, если бы угловая скорость вращения Регула была всего на 3,5 % больше, гравитация не смогла бы удержать звездное вещество, и звезда бы распалась.
Для обнаружения поляризации в излучении Регула Коттон и его коллеги из Австралии, Великобритании и США использовали Высокоточный Поляриметрический Инструмент (High Precision Polarimetric Instrument, HIPPI) – поляриметр высокой чувствительности, установленный на телескопе в обсерватории Сайдинг-Спрингс в Австралии. Данные о поляризации света вместе с применением компьютерного моделирования позволили им уточнить частоту вращения Регула.
Самая компактная двойная сверхмассивная черная дыра
Двойная сверхмассивная черная дыра в центре спиральной галактики NGC 7674 в созвездии Пегаса, что на расстоянии около 400 миллионов световых лет от Земли, вероятно, окажется самой компактной из известных ученым сверхмассивных черных дыр.
По словам профессора Дэвида Мерритта (David Merritt) из Рочестерского технологического института, расстояние между двумя черными дырами в системе составляет менее одного светового года. Мэрритт подчеркнул, что это минимальное расстояние между компонентами двойной черной дыры, которое удавалось когда-либо обнаружить посредством прямой визуализации. Объединенная масса двух черных дыр примерно в 40 миллионов раз превышает массу Солнца, а орбитальный период двоичной системы составляет около 100 000 лет.
Исследовать эту черную дыру ученые смогли при помощи радиоинтеферометрии со сверхдлинной базой (very long baseline interferometry, VLBI). В таком случае радиотелескопы, находящиеся на разных континентах Земли, работают согласованно, образуя единый исследовательский прибор – радиоинтерферометр. В результате астрономы добиваются углового разрешения, примерно в 10 миллионов раз превышающего угловое разрешение человеческого глаза. Сведя воедино и обработав полученные от радиотелескопов данные, астрономы пришли к выводу, что в центре NGC 7674 присутствуют два компактных источника радиоизлучения, характерного для черных дыр, которые аккрецируют газ.