4-8 ноября в Научно-исследовательском центре Эймса, Moffett Field , Калифорния, проходит 2-я Научная конференция Кеплера, посвященная обсуждению последних результатов, полученных одноименным космическим телескопом.
   «Влияние результатов миссии «Кеплер» на экзопланетные исследования и звездную астрофизику хорошо иллюстрируется присутствием почти 400 ученых из 30 разных стран на Научной конференции Кеплера, – сказал Уильям Бораки, научный руководитель миссии Кеплер в Эймсе. – Мы собрались, чтобы отпраздновать и обсудить наш коллективный успех при открытии новой эры астрономии».
   За прошедшие дни уже прозвучало множество интереснейших докладов и презентаций. Часть результатов широко освещалась в СМИ. В ближайшие дни я буду подробно рассказывать об отдельных работах, а пока – несколько слайдов, иллюстрирующих громадную работу, проделанную как группой Кеплера, так и другими научными коллективами.
   Научному сообществу были представлены 833 новых транзитных кандидатов, десять из которых имеют радиусы меньше двух радиусов Земли и расположены в обитаемой зоне своих звезд. По сравнению с последним обновлением в январе этого года полное количество транзитных кандидатов увеличилось на 29% и достигло 3538, причем наибольший прирост количества кандидатов (+78%) был достигнут для планет класса «земель» (с радиусом меньше 1.25 радиусов Земли). Подробней на сайте Планетные системы.

 

   Астрономы пришли к выводу о том, что внутри шаровых звездных скоплений в нашей галактике действительно есть черные дыры. Ученые смогли подтвердить гипотезу сорокалетней давности при помощи радиоастрономических наблюдений и рентгеновских снимков, полученных при помощи орбитальной обсерватории. Подробности приводит сайт Техасского технологического университета со ссылкой на публикацию (препринт) исследователей в журнале The Astrophysical Journal.
   Ранее та же группа астрономов, включая Тома Маккароне обнаружила черную дыру в шаровом скоплении в галактике NGC4472 при помощи рентгеновского телескопа. Далее ученые смогли найти черную дыру уже в шаровом скоплении, принадлежащему Млечному Пути. Причем черная дыра существует не сама по себе, а в виде двойной системы со звездой, которая вращается вокруг общего центра масс.
   Открытие было сделано при помощи массива радиотелескопов Very Large Array в Нью-Мексико, рентгеновской обсерватории «Чандра» и для подтверждения своих выводов ученые воспользовались архивными снимками «Хаббла», на которые попал интересующий их объект. На сделанных в 2004 году снимках была видна входящая в пару звезда, поэтому исследователи смогли исключить ряд альтернативных объяснений тому сигналу, который был зафиксирован в радиодиапазоне и рентгеновском излучении. Астрономы не исключают возможности ошибки и признают, что объект может быть нейтронной звездой в паре с обычной, что он может быть остатками сверхновой, пульсаром или даже далекой галактикой, случайно оказавшейся в кадре: но все эти варианты либо противоречат части новых данных, либо являются чрезвычайно маловероятными.
   Черная дыра с массой около десяти масс Солнца внутри шарового скопления должна, как пишут ученые, влиять на движение соседних звезд. Учитывая то, что внутри скопления звезды расположены намного плотнее, чем в обычных условиях, это накладывает ряд дополнительных ограничений на эволюцию скопления в целом.
   Внутри шарового скопления на один кубический световой год приходится до нескольких десятков звезд. Если бы Земля находилась в таком скоплении, то в сфере радиусом от Солнца до Проксимы Центавра было бы до пяти тысяч звезд. По современным представлениям, планеты в такой системе вряд ли смогли сформироваться из-за гравитационного воздействия других звезд на протопланетный диск.

 

   5 ноября 2013 года в 09:08 UTC (13:08 мск) из Космического центра имени Сатиша Дхавана стартовыми расчетами Индийской организации космических исследований осуществлен пуск ракеты-носителя PSLV C-25, которая вывела на околоземную орбиту межпланетный зонд "Мангальян" [Mangalyaan, Mars Orbiter Mission]. В течение трех с половиной недель космический аппарат будет находится близ Земли, после чего возьмет курс на Марс. В сентябре 2014 года зонд должен выйти на эллиптическую орбиту вокруг Красной планеты.
    Главной целью запуска, как отмечает ISRO, является испытание технологий, необходимых для "проектирования, планирования, управления и осуществления межпланетных миссий". Организация называет миссию "технологической". Перед ней стоят и научные задачи — исследование поверхности Марса, его минералогии и атмосферы "с использованием отечественного оборудования".

 

   Планетная система KOI-152 была обнаружена в 2010 году. Тогда в ней нашли 3 планетных кандидата с периодами 13.48, 27,4 и 51,94 земных суток, близких к орбитальному резонансу 1:2:4, подобному орбитальным резонансам галилеевых спутников Юпитера. В 2012 году планетная природа кандидатов в этой системе была подтверждена как статистическим методом, путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал, так и методом тайминга транзитов. Изучая вариации времени наступления транзитов, вызванные гравитационным влиянием планет друг на друга, группа китайских астрономов под руководством Су Ванга грубо оценила массы трех внутренних планет в 9-15, 9-19 и 20-24 земных масс.
   По мере накопления фотометрических данных и спектрометрического исследования родительской звезды облик системы KOI-152 заметно изменился. Была обнаружена четвертая, внешняя транзитная планета, масса и радиус родительской звезды несколько уменьшились. Анализ фотометрии Кеплера за 1282 суток и учет влияния четвертой планеты привел к пересмотру масс и радиусов внутренних планет.
   9 октября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья четырех американских астрономов, посвященная уточнению параметров системы KOI-152, также получившей имя Kepler-79.
    Итак, Kepler-79 – солнцеподобная звезда позднего F-класса. Ее масса оценивается в 1.165 ± 0.045 солнечных масс, радиус – в 1.30 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.2 раза превышает солнечную. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.9) его можно оценить в 980 пк.
   Кривая блеска звезды демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 13.4845 ± 0.0002, 27.4029 ± 0.0008, 52.090 ± 0.001 и 81.066 ± 0.001 земных суток и глубиной 675, 790, 2968 и 453 ppm , соответствующей планетам с радиусами 3.47 ± 0.07, 3.72 ± 0.08, 7.16 ± 0.16 и 3.49 ± 0.14 радиусов Земли.  По размерной классификации группы Кеплера три из них относятся к классу нептунов, а третья, самая крупная планета d – к классу планет-гигантов. Однако определение массы (а значит, и средней плотности) планет методом тайминга транзитов привело к неожиданным результатам.
   Самой массивной из четырех оказалась не третья, а самая внутренняя планета Kepler-79 b , вращающаяся вокруг своей звезды на расстоянии 0.117 ± 0.002 а.е. и делающая один оборот за 13.48 земных суток – ее масса оценивается в 10.9 ^+7.4/_-6.0 земных масс. Это приводит к средней плотности 1.43 ^+0.97/_-0.78 г/куб.см, в принципе, типичной для горячих нептунов. Масса второй планеты Kepler-79 c заметно меньше – 5.9 ^+1.9/_-2.3 земных масс, что дает среднюю плотность 0.62 ^+0.20/_-0.25 г/куб.см (маловато, но еще в пределах ожидаемого). Удивительно низкой оказалась масса «гиганта» Kepler-79 d – при радиусе ~7 радиусов Земли она имеет массу всего 6.0 ^+2.1/_-1.6 масс Земли! Это приводит к средней плотности 0.09 ± 0.02 г/куб.см – в 11 раз меньше плотности воды! «Воздушная» планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.287 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 52 земных суток. Наконец, четвертая планета Kepler-79 e очень похожа на вторую, только немного меньше и легче: ее масса – 4.1 ± 1.2 масс Земли, средняя плотность – 0.53 ± 0.15 г/куб.см, она удалена от своей звезды на 0.386 ± 0.005 а.е.
    Все четыре планеты этой системы горячее Меркурия.
    Чем же вызвана необычно низкая средняя плотность планеты Kepler-79 d? Ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо и в отсутствии внутренних источников тепла) оценивается авторами статьи в 634 ± 16К. Масса водородно-гелиевой оболочки может достигать 50% от массы всей планеты (но никак не меньше 10% независимо от состава ядра). Подробней на сайте Планетные системы.

 

   Редкий тип солнечного затмения — гибридный, при котором характер затмения меняется с полного на кольцеобразный и обратно, — будет наблюдаться днем в воскресенье в Африке и в акватории Атлантического океана, свидетельствуют данные, опубликованные на сайте НАСА.
   Предстоящее затмение, которое начнется в 14.04 мск, станет последним в этом году затмением. Предыдущее солнечное затмение 10 мая было кольцеобразным и крайне неудобным для наблюдения: лунная тень прошла через Тихий океан, "дотронувшись" до суши только на западном берегу Австралии.
   Солнечные затмения происходят, когда Луна оказывается на одной линии с Солнцем и на земную поверхность падает лунная тень. Те, кто оказывается в этой тени, видит на небе черный диск Луны, окруженный сиянием солнечной короны. В некоторых случаях Луна из-за эллиптической формы ее орбиты оказывается несколько дальше от нашей планеты, и становится несколько меньше Солнца с точки зрения наблюдателя с Земли. Это кольцеобразное затмение, при котором Луна закрывает диск Солнца не полностью, а так, что по краям видна яркая солнечная "кайма", окружающая темный лунный диск.
   Гибридным (или кольцеобразно-полными) называют затмение, при котором вершина конуса лунной тени пересекает земную поверхность, и тип затмения меняется с полного на кольцеобразный или обратно. Как правило, они начинаются и заканчиваются как кольцеобразные, а в середине являются полными. Последний раз гибридное солнечное затмение на Земле происходило в апреле 2005 года, а следующее произойдет через 10 лет — в 2023 году.

   Затмение начнется в 14.04 мск, когда лунная полутень коснется земной поверхности в западном полушарии — в этот момент жители Карибских островов, Латинской Америки и восточного побережья США смогут увидеть, как темный диск Луны начинает надвигаться на Солнце, превращая его в серп. Тень Луны коснется Земли в 15.05 мск в акватории Атлантического океана, примерно в 1 тысяче километров от Флориды. Фаза кольцеобразного затмения продлится примерно 15 секунд, после чего оно перейдет в полную фазу и останется в ней до конца затмения.
   Лунная тень пройдет через океан и достигнет берега Африки в 17.51 мск, пересечет Габон, Конго, Демократическую республику Конго, Уганду, Кению и южную Эфиопию. В 18.27 мск закончится полная фаза затмения, а в 19.28 мск — полутеневая. Российские ученые из Иркутского госуниверситета отправились в Кению, чтобы провести наблюдения затмения и солнечной короны. К ним присоединился и сотрудник Новосибирского ДЮЦ "Планетарий" Илья Котовщиков.

  

   Группа американских астрономов нашла у галактик аналог древесных колец. Изучив разные участки галактических дисков, исследователи пришли к выводу о том, что новые звезды в галактиках зажигаются обычно неравномерно. Этот процесс начинается в центральных областях, а потом распространяется на периферию. Подробности со ссылкой на препринт статьи ученых, которая принята к публикации в Astronomical Journal приводит официальный сайт NASA.
   Исследователи из нескольких научных центров США выяснили, что разные области галактик различаются цветом. Причем речь идет о цвете в расширенном смысле слова: ученые получали снимки как при помощи инфракрасного телескопа WISE, так и при помощи ультрафиолетового инструмента GALEX. Чем больше в интересующем астрономе участке галактики было молодых и ярких звезд, тем больше этот участок светился в ультрафиолетовой части спектра. Там, где преобладали старые звезды, дошедшие до стадии красных гигантов, напротив, фиксировался избыток инфракрасного излучения.
   Ранее астрономы уже знали, что цвет галактик (даже в видимой части спектра) обусловлен преобладанием либо старых, либо молодых звезд. Однако предыдущие ультрафиолетовые наблюдения при этом указывали на то, что это правило может быть не совсем верным: часть явно старых (красных) галактик была слишком яркой в ультрафиолетовом диапазоне. Новые данные, как сообщает NASA, снимают это противоречие: более подробные снимки позволили определить то, что за это избыточное ультрафиолетовое излучение отвечают старые звезды, уже сбросившие большую часть своей оболочки.
   С поверхности Земли можно вести наблюдения только в видимом свете и небольшом фрагменте инфракрасного излучения. Появление технологий, позволяющих вынести телескопы за пределы атмосферы, открыло путь к ультрафиолетовой, рентгеновской, гамма- и дальней инфракрасной астрономии.