августа

22/08/2014
  Древняя звезда в гало, окружающем Млечный Путь, похоже, содержит следы вещества, которое высвободилось в результате смерти одной из первых звезд во Вселенной, масса которой, по всей вероятности, превосходила массу Солнца в 200 раз. Об этом говорят результаты нового исследования.
   Первые звезды во Вселенной, известные, как звезды III поколения, образовались из водорода и гелия, которые преобладали в молодой Вселенной. В результате ядерных реакций в их сердцевине образовывались другие элементы. В конце жизни сверхновые «выбрасывали» эти элементы в окружающее их пространство, где это вещество затем служилой основой для образования следующего поколения звезд.
   Продолжительность первых массивных звезд Вселенной была, по всей вероятности, невелика, поэтому, чтобы определить их состав, ученым приходится исследовать их потомство – звезды, которые образовались из вещества, выброшенного в пространство в результате взрыва. Многочисленные модели предполагали, что как минимум некоторые из первых звезд должны были достигать громадных размеров, ранее не удавалось получить доказательств, которые подтвердили бы их существование.
   Вако Аоки (Wako Aoki), ученый из Национальной Астрономической Обсерватории, в составе группы ученых использовал телескоп Субару на Гавайских островах для наблюдений за низко-массивными звездами с низким содержанием того, что астрономы называют «металлами», - то есть, элементами, отличными от водорода и гелия. Команде удалось идентифицировать SDS J0018-0939, - древнюю звезду на расстоянии всего 1000 лет от Земли. Низкое количество тяжелых элементов в составе звезды позволяет предположить, что возраст звезды – около 13 миллиардов лет. Исследовав ее химический состав, ученые пришли к выводу, что она могла образоваться из вещества, отброшенного одной-единственной массивной древней звездой, а не несколькими объектами меньшего размера.
 
22/08/2014
  Астрономы Лундского Университета в сотрудничестве с коллегами из Ирландии и США доказали, что фтор, который содержится в различных продуктах, в том числе в зубной пасте, возможно, образовался миллиарды лет назад в ныне мертвых звездах такого же типа, как наше Солнце, однако более массивных, в один из последних этапов их эволюции. Затем из вещества, которое оставили после себя эти звезды, образовалось Солнце и планеты Солнечной Системы.
   В процессе данного исследования ученые пользовались данными телескопа на Гавайский островах и нового прибора, способного видеть свет в среднем диапазоне инфракрасного спектра, - в той самой области, в которой и был обнаружен сигнал в данном случае.
   Различные химические элементы образуются внутри звезды в условиях высокого давления и температуры. Фтор формируется ближе к концу жизненного цикла звезды, тогда, когда она расширяется и становится так называемым красным гигантом. После этого звезда сбрасывает внешние слои, образуя планетарную туманность. Фтор, который она «выбрасывает» в процессе, смешивается с газом в межзвездной среде, из которой потом образуются новые звезды и планеты. Когда умирают эти новые звезды, межзвездное пространство вновь обогащается элементами.
   Теперь авторы исследования собираются заняться другими типами звезд. Они, в том числе, попытаются выяснить, мог ли фтор образоваться в молодой Вселенной, до того, как появились первые красные гиганты. Они используют этот же метод для исследования окружения звезд, которые отличаются от Солнца, - таких, которые расположены близко к черной дыре в центре Млечного Пути. Там цикл гибели старых и рождения новых звезд проходит значительно быстрее, чем неподалеку от Солнца.
 
22/08/2014
  Ученые Университета Нового Гемпшира создали модель, которая предполагает, что за миллиарды лет периодические шторы солнечных энергетически заряженных частиц могли существенно изменить свойства почвы в самых холодных кратерах Луны благодаря процессу искрообразования. Это открытие может существенно повлиять на наши знания об эволюции поверхности планет Солнечной Системы.
   В исследовании, опубликованном недавно в Journal of Geophysical Research-Planets, высказывается предположение, что высоко-энергетические частицы от необычайно сильных солнечных бурь пронизывают замерзшие полярные регионы Луны, благодаря чему почва приобретает электрический заряд. В результате может произойти искрение почвы, и этот процесс, возможно, изменил саму суть почвы на полюсах Луны. Ученые предполагают, что регионы, которые постоянно находятся в тени, могут быть более активными, чем считалось ранее.
   Для составления модели ученые пользовались данными приборов CRaTER (Cosmic Ray Telescope for the Effects of Radiation), установленного на аппарате LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), и EPAM (Electron, Proton, and Alpha Monitor) на спутнике ACE (Advanced Composition Explorer). Оба эти прибора занимаются поиском высоко-энергетически заряженных частиц, в том числе солнечных энергетических частиц.
   По мнению ученых, в процессе искрения электроны, которые высвобождаются из частиц почвы под воздействием сильных электрических полей, проносятся сквозь вещество с такой скоростью, что в результате испарения могут создавать небольшие каналы. В результате повторного искрения после каждой сильной солнечной бури эти каналы могут вырасти до таких размеров, что смогут разделять частицы, таким образом, почва будет состоять из более мелких частиц определенных минералов.
    Источник   http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=6438
22/08/2014
  Транзитный метод поиска экзопланет, как и другие методы, имеет свои трудности и подводные камни. Транзитный сигнал (периодическое незначительное ослабление блеска звезды) может быть вызван не только планетой, проходящей по звездному диску, но и другими астрофизическими явлениями, к планетам никакого отношения не имеющими. Так, затменно-переменная двойная фона, находящаяся на малом угловом расстоянии от целевой звезды и загрязняющая ее фотометрию своим светом, может дать кривую блеска, не отличимую в белом свете от кривой блеска звезды с транзитной планетой. Также транзитный сигнал может имитироваться скользящими затмениями звезд (когда звезда, вращающаяся вокруг целевой звезды, затмевает ее только краешком). Поэтому все транзитные кандидаты проходят процедуру валидации (исключения других астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал), а в идеале – и прямого подтверждения планетной природы методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
   Интересный метод валидации был предложен для транзитных кандидатов размерного класса гигантов. Как известно, солнечный и звездные диски испытывают потемнение к краю, причем это потемнение гораздо заметнее в синих лучах, нежели в красных. Когда на звездный диск вступает транзитная планета, она закрывает собой красноватую часть звездного диска у его края, и общий цвет звезды слегка «голубеет». Потом транзитная планета движется по центральной части звездного диска, закрывая собой более горячие и яркие его части, и общий цвет звезды слегка «краснеет». При сходе планеты со звездного диска все повторяется в обратном порядке. Этот эффект наблюдается только в том случае, когда затмевающее тело по своим размерам гораздо меньше размеров звездного диска, т.е. является планетой, коричневым карликом или очень маломассивной звездой. Метод позволяет исключить в качестве источника ложных открытий затменно-переменные двойные фона и скользящие затмения двойных звезд.
   Именно этот метод (многоцветной фотометрии) был применен к транзитному кандидату KOI-1089.01. Кривая блеска звезды KOI-1089, получившей также название Kepler-418, демонстрировала четкий транзитный сигнал с периодом 86.7 земных суток, глубиной 0.81% и продолжительностью 10.2 часов, что соответствовало (в случае подтверждения планетной природы кандидата) планете размерного класса гигантов на достаточно широкой орбите. Однако тусклость родительской звезды (+14.98) затрудняла измерение ее лучевых скоростей с точностью, необходимой для измерения массы планеты RV-методом. Этого мало – как оказалось, на расстоянии 15 угловых секунд к западу от Kepler-418 расположена еще одна звезда спектрального класса K с видимой звездной величиной (в красных лучах) +14.3. Учет загрязнения фотометрии звезды Kepler-418 светом звезды-соседки привел к необходимости пересмотра параметров планетного кандидата.
 
   Чтобы разобраться во всем этом, ночью 14 августа 2011 года группа европейских астрономов под руководством Б.Тингли (B. Tingley) провела наблюдения транзита планеты Kepler-418 b на 10.4-метровом Большом Канарском телескопе (Gran Telescopio Canarias, GTC) одновременно в зеленых (с длиной волны 4815 ± 153A) и инфракрасных (с длиной волны 969.5 ± 261A) лучах. Вычтя одну кривую блеска из другой, Тингли с коллегами обнаружил характерный «горб», возникший при пересечении транзитной планетой красноватой и тусклой части звездного диска у самого его края. Таким образом, было показано, что транзитный кандидат KOI-1089.01 является небольшим объектом (планетой или коричневым карликом).
   Кривая блеска звезды Kepler-418, полученная 14 августа 2011 года на телескопе GTC, в зеленых (вверху) и инфракрасных (внизу) лучах. Наблюдения велись 4.5 часов. Пунктирной вертикальной линией показан момент начала транзита, сплошной вертикальной линией - момент ожидаемой середины транзита (полная продолжительность транзита составляет 10.2 часов).
    На самом нижнем рисунке показан результат вычитания кривой блеска в инфракрасных лучах из кривой блеска в зеленых лучах.
   Теперь надо было оценить массу объекта. Наблюдения звезды Kepler-418 с помощью спектрографа FIES, установленного на Северном оптическом телескопе (NOT), показали отсутствие заметных колебаний лучевой скорости с амплитудой больше 40 м/сек. Это, в свою очередь, позволило получить верхний предел на массу планеты Kepler-418 b – 1.1 масс Юпитера – и исключить возможность того, что она является коричневым карликом или очень маломассивной звездой.

   Окончательно строение системы выглядит так.
   Родительская звезда Kepler-418 напоминает Солнце: ее масса оценивается в 0.98 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.09 ± 0.14 солнечных радиусов, температура фотосферы (5820 ± 100К) также близка к солнечному значению. Возраст системы составляет 7 +3/-4 млрд. лет.
   На расстоянии 22.9 ± 2.6 звездных радиусов от нее (~0.107 а.е.) находится планета, которая пока остается в статусе транзитного кандидата. Ее радиус составляет 0.625 ± 0.083 радиусов Юпитера, масса не превышает 0.64 масс Юпитера, орбитальный период равен 12.21826 ± 0.00001 земных суток. Эксцентриситет орбиты внутренней планеты не известен (получен только верхний предел, равный 0.5).
   Подтвержденная планета Kepler-418 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 84.4 ± 9.5 звездных радиусов (~0.393 а.е.) и имеет температурный режим Меркурия. Ее масса не превышает 1.1 масс Юпитера, радиус достигает 1.20 ± 0.16 радиусов Юпитера, эксцентриситет орбиты довольно умеренный – 0.20 ± 0.11.
   Тингли с коллегами подчеркивает, что загрязнение кривой блеска целевой звезды соседними звездами (т.е. звездами, находящимися на малом угловом расстоянии от целевой звезды и попадающими вместе с ней на один пиксель матрицы Кеплера) – довольно обычное явление среди транзитных кандидатов, однако при аккуратном анализе и учете это не мешает определению точных параметров транзитных планет.

21/08/2014
  На этом снимке, полученном благодаря широкоугольной камере Wide Field Imager обсерватории Ла Силла (La Silla Observatory) в Чили, показаны два региона звездообразования в Млечном Пути. В первом, слева, доминирует звездное скопление NGC 3603, расположенное на расстоянии 20 000 световых лет от нас, в спиральном рукаве Стрельца-Киля. Второй представляет собой скопление светящихся облаков газа, известное как NGC 3576. Расстояние от него до Земли – около 9 000 световых лет.
   NGC 3603 – очень яркий звездный кластер, известный благодаря самой высокой концентрации массивных звезд в нашей галактике на данный момент. В центре его находится система из множества звезд Вольфа-Райе, известная как HD 97950. NGC 3603 представляет собой область чрезвычайно активного звездообразования. Регион HII, окружающий NGC 3603, на сегодняшний день считается самым массивным в нашей галактике.
   Скопление NGC 3576, которое мы видим на снимке справа, так же находится в спиральном рукаве Стрельца-Киля, однако расстояние от него до Земли – в два раза меньше, чем расстояние между NGC 3603 и нашей планетой. NGC 3576 примечательно двумя огромными объектами, с виду похожими на рога барана. Эти странные образования – результат деятельности звездных ветров от горячих молодых звезд, которые расположены в центральных областях туманности. Темные области, которые называют глобулами Бока, так же можно увидеть в этом обширном комплексе туманностей. Эти темные облака недалеко от верхней части туманности так же являются возможными местами будущего звездообразования.
    Источник   http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=6433
21/08/2014
  Сверхновые типа Ia считаются идеальным объектом для измерения расстояний во Вселенной, однако, результаты исследования сверхновой 2014J позволяют предположить, что это не совсем так.
   Сверхновые типа Ia считаются «стандартными свечами» благодаря тому, что их состав чрезвычайно однороден, и практически все они достигают одинаковой максимальной яркости. Однако, ученые до сих пор не знают точно, в каких звездных системах образуется этот тип сверхновых. Ранее считалось, что они являются результатом слияния белого карлика и нормальной звезды. Ученые создали новую модель, которая предполагает слияние двух белых карликов, и таким образом, бросает вызов существующей модели. Новый сценарий не предполагает существования максимального ограничения массы, и следовательно, не обязательно его результатом будут взрывы схожей яркости.
   Эти результаты были получены в результате исследования сверхновой 2014J, расположенной на расстоянии 11.4 миллионов световых лет от нашей планеты, с помощью сетей радиотелескопов EVN и eMERLIN.
   Радио-наблюдения дают возможность выяснить, какие звездные системы могли стать источником образования сверхновой типа Ia. Например, если взрыв стал результатом того, что белый карлик слился с двойной звездой, тогда в окружении должно присутствовать большое количество газа; после взрыва вещество, отброшенное сверхновой, будет сталкиваться с этим газом, - в результате возникнет интенсивная эмиссия рентген-лучей и радио-волн. И наоборот, слияние двух белых карликов не образует этой газовой оболочки, и, следовательно, в результате не будет эмиссии рентген-лучей и радио-волн.
   "Мы не обнаружили радио-излучения от SN 2014J, что позволяет нам склониться ко второму сценарию", - говорит один из участников исследования Перез Торрес (Pérez Torres).
    Источник   http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=6434
21/08/2014
  Два школьника из Далласа, которые участвуют в исследовательской программе a Southern Methodist University открыли пять звезд в результате анализа данных, полученных от мощного телескопа в пустыне Нью Мексико.
   Все пять звезд, открытых старшеклассниками Lake Highlands High School Домиником Фритцем (Dominik Fritz) и Джейсоном Бартоном (Jason Barton), представляют собой затмевающие двойные контактные звезды (пары звезд, орбиты которых настолько близки друг к другу, что их внешние слои атмосферы соприкасаются).
   Когда звезды затмевают друг друга, их свет становится более тусклым, а затем, когда одна звезда появляется из-за другой, его яркость вновь увеличивается. Эти звезды отнесли к категории переменных звезд, - звезд, яркость которых изменяется.
    Звезды, открытые школьниками, расположены в созвездиях Пегаса и Большой Медведицы, их нельзя увидеть невооруженным глазом.
   Звезды, открытые Домиником, получили, согласно международному протоколу, название ROTSE1 J115128.40+493130.5, ROTSE1 J120809.03+503321.7, и ROTSE1 J232109.31+170125.6. Джейсон Бартон стал первооткрывателем звезд ROTSE1 J223452.37+175210.5 и ROTSE1 J223707.20+212657.9.
 
21/08/2014
  Исследование NASA показывает, что в атмосфере Земли содержится неожиданно большое количество тетрахлорида углерода (CCl4) – компонента, который разрушает озоновый слой и способствует росту озоновой дыры над Антарктикой. Неизвестно, что является источником этого компонента, который в течение уже нескольких десятков лет (с 1987 года, когда был подписан Монреальский протокол) запрещен по всему миру. Страны-участники Монреальского протокола докладывают о нулевой эмиссии CCl4 с 2007 по 2012 год.
   Несмотря на это, новое исследование показало, что эмиссия CCl4 составляет в среднем 39 килотонн в год, - это приблизительно 30 процентов от максимальной эмиссии, которая была зафиксирована еще до вступления протокола в действие.
   В течение почти десяти лет ученые пытались определить, почему уровень содержания CCl4 в атмосфере снижается медленнее, чем ожидалось. Возможно, в процессе физического разрушения существуют какие-либо моменты, не просчитанные учеными, или же имеются до сих пор неидентифицированные источники эмиссии этого компонента.
   В исследовании были использованы данные трехмерной модели климата 3-D GEOS Chemistry Climate Model, а так же глобальных наземных сетей.
    Источник   http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=6430
20/08/2014
  Изучение транзитных горячих юпитеров с орбитальными периодами больше 5 суток позволяет определить механизм, по которому горячие юпитеры образуются. По современным представлениям, планеты-гиганты формируются за снеговой линией, в той области протопланетного диска, где из-за падения температуры водяной пар конденсируется в ледяные пылинки, из-за чего плотность пыли скачком возрастает в несколько раз. В Солнечной системе снеговая линия расположена на расстоянии ~2.7 а.е. от Солнца. Однако наблюдения показывают, что часть планет-гигантов находится очень близко к своим звездам. Каким образом они там оказались?
Согласно одной из гипотез, планеты-гиганты мигрируют внутрь системы за счет гравитационного взаимодействия с протопланетным диском. Эта гипотеза предсказывает, что горячие юпитеры должны оказываться на круговых орбитах, мало наклоненных к экватору своей звезды.
Согласно другой гипотезе, планеты-гиганты в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездой-компаньоном по механизму Козаи сначала оказываются на высокоэксцентричных орбитах, а потом эти орбиты скругляются приливными силами. По этой второй гипотезе горячие юпитеры должны оказываться на резко наклоненных к экватору звезды орбитах с заметным эксцентриситетом.
Наблюдения транзитных горячих юпитеров свидетельствуют в пользу обеих гипотез: орбиты примерно 2/3 планет этого типа мало наклонены к звездному экватору, зато орбиты оставшейся трети наклонены очень сильно, вплоть до полярных и ретроградных орбит.
Дело осложняется тем, что орбиты короткопериодических планет (с периодами короче 3-4 земных суток) достаточно быстро скругляются приливными силами, замывая первоначальный эксцентриситет. Однако для планет с периодом длиннее ~5 суток «характерное время скругления» оказывается больше возраста изучаемых планет и даже Вселенной в целом. Именно поэтому изучение эксцентриситетов и наклонений орбит планет-гигантов с периодами больше 5 суток помогает понять происхождение горячих юпитеров.
7 августа 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов из обзора SuperWASP, посвященная открытию двух новых транзитных горячих юпитеров WASP-104 b и WASP-106 b. Орбитальный период первой из них, WASP-104 b, составляет всего 1.755 земных суток, так что ее круговая орбита никого не удивила. Однако орбитальный период второй планеты (WASP-106 b) оказался равным 9.29 земных суток, но и ее орбита оказалась чрезвычайно близкой к круговой. Если наклон плоскости орбиты WASP-106 b к звездному экватору тоже окажется мал, это будет веским свидетельством в пользу гипотезы об образовании этой планеты путем миграции в протопланетном диске.

 

Итак, WASP-104 удалена от нас на 143 ± 10 пк. Это солнцеподобная звезда спектрального класса G8 V, чья масса оценивается в 1.076 ± 0.049 солнечных масс, а радиус – в 0.963 ± 0.027 солнечных радиусов. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца.
Масса планеты WASP-104 b составляет 1.27 ± 0.05 масс Юпитера, радиус – 1.14 ± 0.04 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 1.15 ± 0.09 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0292 ± 0.0005 а.е. (~6.5 звездных радиусов), ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) оценивается в 1516 ± 39К.
Звезда WASP-106 оказывается несколько массивнее, ярче и горячее Солнца, ее спектральный класс F9. Масса звезды составляет 1.192 ± 0.054 солнечных масс, радиус – 1.393 +0.048/-0.028 солнечных радиусов. Система удалена от нас на 283 ± 21 пк.
Масса планеты WASP-106 b достигает 1.925 ± 0.076 масс Юпитера, радиус равен 1.085 +0.046/-0.028 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.00 +0.15/-0.21 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0917 ± 0.0014 а.е. (~14.2 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 1140 ± 29К.
Интересно, что обе планеты, несмотря на существенный нагрев со стороны близких звезд, оказываются не «раздутыми», их средняя плотность превышает плотность воды. Возможно, это говорит о значительной доле тяжелых элементов в их составе.
Источник    http://www.allplanets.ru/novosti.htm#570

20/08/2014
  Астроном-любитель из Австралии Терри Лавджой (Terry Lovejoy) открыл пятую по счету комету - C/2014 Q2 (Lovejoy). Он обнаружил ее 17 августа с помощью телескопа Celestron C8, оснащенного CCD-камерой, когда наблюдал за звездами из своей обсерватории, оборудованной на крыше дома.
   Лавджой обычно делает по 3 снимка звездного поля, а затем использует специальную программу для поиска движущихся объектов. Любые изменения, зафиксированные программой, он затем проверяет вручную. Большая часть того, что он видит – это астероиды, известные кометы или «ложные тревоги».
   Однако, этот размытый объект, который слабо светился в области созвездия Кормы (яркость составляла +15), оказался неизвестной до сих пор кометой. Для того, чтобы более точно определить орбиту кометы, движущейся к перигелию, нужны дополнительные наблюдения. Однако, последние расчеты, сделанные Центром Малых Планет на основе 24 наблюдений, говорят о том, что перигелия можно ожидать 14 февраля 2015 года; в этот момент расстояние между кометой и поверхностью Солнца будет составлять 265 миллионов километров. А в январе комета приблизится к Земле на расстояние 150 миллионов километров.
   Это – уже пятая по счету комета, открытая Терри. Среди его прошлых открытий – комета Lovejoy (C/2011 W3), о существовании которой узнали в 2011 году и которая прошла на расстоянии всего 140 000 от поверхности Солнца. В ноябре прошлого года комета Lovejoy (C/2013 R1) поразила наблюдателей, став такой яркой, что ее можно было увидеть невооруженным глазом.
 
20/08/2014
  Выпускницей Университета Аризоны Натали Хинкель (Natalie Hinkel) разработан самый большой каталог звездных составов. Hypatia Catalog, по словам его автора, очень важен для понимания свойств звезд, того, как они образуются и возможной их связи с планетами, вращающимися по орбитам. Автор отмечает, что в процессе работы она выяснила, что составы близлежащих звезд не настолько похожи, как считалось ранее.
   Цифровой каталог представляет собой компиляцию спектроскопических данных из 84 литературных источников для 50 элементов 3 058 звезд, которые находятся на расстоянии до 500 световых лет от Солнца. В нем перечислены составы звезд, похожих на Солнце, то есть звезд F-, G- или K-типа (само Солнце является звездой G-типа), находящихся относительно близко от Солнца.
   Натали надеется, что ее каталог можно будет использовать для того, чтобы больше узнать о том, как развивались звезды местной группы. Кроме того, с его помощью ученые смогут понять, существует ли связь между присутствием экзопланеты (газовой или скалистой) в составе звезды и количеством элементов в ее составе. Так же можно будет отследить зависимость скорости вращения звезды (быстрой или медленной) и ее химического состава.
 
20/08/2014
  Команда ученых под руководством Сары Баллард (Sarah Ballard) из Университета Вашингтона недавно смогла измерить диаметр «супер-Земли» с точностью до 238 километров (около 1 процента), - это замечательная точность, если учесть, что мы говорим об экзопланете, расположенной на расстоянии около 30 световых лет от Земли.
   Для того, чтобы узнать размер планеты Kepler 93 b, Валлард и ее команда воспользовались данным космических телескопов Кеплер (Kepler) и Спитцер (Spitzer). Планета была обнаружена с помощью телескопа Кеплер. Если смотреть с Земли, Kepler 93 b проходит прямо перед своей звездой, свет которой становится более тусклым во время этих транзитов.
   А затем Спитцер и Кеплер фиксировали множественные транзиты в видимом и инфракрасном диапазоне. Данные двух обсерваторий позволили подтвердить, что объект действительно является планетой. Затем, изучая световую кривую, Баллард поняла, что может высчитать размер планеты относительно звезды. Однако, на тот момент ученые не знали, каков диаметр самой звезды. Его удалось измерить благодаря технике, которая носит название астросейсмология. "
   Коллега Баллард, профессор Университета Бирмингема Билл Чаплин (Bill Chaplin) провел астросейсмологический анализ Kepler-93 b. Проанализировав сейсмические режимы звезды, он смог вычислить ее радиус и массу с точностью до одного процента.
   Новые измерения подтвердили, что Kepler-93 b является «супер-Землей», с диаметром, который приблизительно в полтора раза больше диаметра нашей планеты. Благодаря данным обсерватории Кека (Keck Observatory) на Гавайских островах, удалось установить, что масса Kepler-93 b в 3,8 раз больше массы Земли. Плотность этой экзопланеты, следовательно, позволяет предположить, что она, скорее всего, представляет собой скалистую планету с железным ядром.
 
20/08/2014
  В результате нового исследования, проведенного учеными Лундского Университета, ученым впервые удалось реконструировать солнечную активность во время последнего ледникового периода. Результаты показали, что климат на региональном уровне зависит от Солнца; с их помощью у ученых будет больше возможностей прогнозировать климатические условия в определенных областях.
   Ученые изучили активность Солнца в последний Ледниковый Период, который произошел 20 000 – 10 000 лет назад, проанализировав элементы в ледяном покрове Гренландии и пещерных формированиях Китая.
   Новое исследование показало, что изменения активности Солнца влияют на климат, независимо от того, являются ли климатические условия экстремальными, как во время Ледникового Периода, или же такими, как сегодня.
   Влияние Солнца на климат в настоящее время является очень актуальной проблемой, особенно в связи с глобальным потеплением, темпы которого за последние 15 лет ниже, чем ожидалось. Все еще остается много вопросов о том, как именно Солнце влияет на климат, однако результаты исследования позволяют предположить, что прямая солнечная энергия не является самым важным фактором, она скорее косвенно влияет на атмосферную циркуляцию.
   "Результатом снижения солнечной активности могут стать более холодные зимы в Северной Европе, потому что ультрафиолетовое излучение Солнца влияет на атмосферную циркуляцию. Интересно, что в результате тех же самых процессов зимы в Гренландии могут стать более теплыми, с большим количеством снегопадов и бурь. Так же исследование показывает, что различные солнечные процессы необходимо включать в климатические модели для того, чтобы более точно прогнозировать будущие изменения климата на глобальном и региональном уровне", - заявляет один из соавторов исследования, доктор Реймунд Мушелер (Raimund Muscheler).
 
17/08/2014
  На новом снимке кометы 67P/Чурюмова-Герасименко можно увидеть разнообразие структур поверхности ядра кометы. Снимок был сделан узкоугольной камерой OSIRIS космического аппарата Розетта (Rosetta) 7 августа 2014 года, в тот момент, когда аппарат находился на расстоянии 104 километра от ядра, диаметр которого – около 4 километров.
   На снимке на «голове» кометы (в верхней части снимка) видны параллельные линейные структуры, похожие на скалы, а на «шее» можно разглядеть валуны с относительно гладкой поверхностью. Для сравнения, «тело» кометы (нижняя половина снимка), - это довольно разнообразный рельеф, с вершинами и долинами.
   Розетта, запуск которой состоялся в марте 2004 года, была реактивирована в январе 2014 года, после того, как провела 957 дней в состоянии «спячки». Целью миссии, которая состоит из орбитального зонда и посадочного модуля, является детальное исследование кометы 67P/Чурюмова-Герасименко, высадка зонда на ядро кометы (это должно произойти в январе) и наблюдение за тем, как будет изменяться комета по мере прохождения мимо Солнца.
   Ученые надеются, что эти наблюдения помогут им узнать больше о происхождении и эволюции Солнечной Системы и том, какова была роль комет в появлении на Земле воды.
    Источник   http://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=6413
17/08/2014
  Метеорит, который упал на крышу дома в Новато, штат Калифорния, 17 октября 2012 года, был тщательно исследован учеными, которые, наконец, опубликовали свои открытия в августовском издании журнала Meteoritics and Planetary Science.
   Ученые определили, что метеорит, который они датировали периодом, когда произошло столкновение, в результате которого образовалась Луна, скорее всего, стал таким черным в результате массивных ударов, случившихся 4,472 миллиарда лет назад, примерно через 64-126 миллионов лет после формирования Солнечной Системы. Они предполагают, что столкновение, в результате которого образовалась Луна, могло «разослать» осколки по всей Солнечной Системе, и один из этих осколков мог столкнуться с объектом-прародителем метеорита Новато.
   Так же они выяснили, когда именно массивный объект, фрагментом которого является метеорит Новато, раскололся на части, - около 470 миллионов лет назад. В результате образовался пояс астероидов между Марсом и Юпитером, откуда приходят на Землю метеориты, подобные Новато, - обыкновенные хондриты L6.
   После того, как метеорное тело Novato было выброшено из астероидного пояса, оно периодически туда возвращалось. Ученые в центре Эймса измерили термолюминесценцию метеорита, и определили, что Новато, возможно, перенес еще одно столкновение менее 100 000 лет назад: они с уверенностью утверждают, что он подвергался нагреву, однако причина нагрева до конца не ясна.
   Ученые выяснили, что в момент, когда метеорное тело столкнулось наконец с атмосферой Земли, его диаметр был около 35 сантиметров, а вес – около 80 килограммов.
   Интересно, что все эти столкновения не разрушили полностью органические вещества в составе метеорита.