Обзор астрономических статей, апрель 2015
Концепция обзоров снова претерпела небольшие изменения, теперь они публикуются на недавно открытом научно-популярном сайте N+1,там свои требования к оформлению, поэтому слова "лид" не должны вас пугать - это оттуда :)
Но теперь все обзоры будет вычитывать корректор, так что они должны стать более "читабельными". Ну и картинки постараюсь добавить, как время появится.
Полетели?
Selecting superluminous supernovae in faint galaxies from the first year of the Pan-STARRS1 Medium Deep Survey
Выборка сверхъярких сверхновых в тусклых галактиках по результатам первого года работы телескопа Pan-STARRS1
Лид:Международная группа астрофизиков, имеющая доступ к данным системы телескопов Pan-STARRS написала статью об обнаружении нескольких сверхновых интересного типа. Статья была принята к публикации в один из самых престижных астрономических журналов, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Для начала о том, что такое Pan-STARRS: это всё ещё строящаяся на Гавайях обсерватория. В конечном варианте она будет состоять из четырёх телескопов, которые должны следить за так называемыми транзиентами, то есть непериодическими переменными объектами, такими как вспышки сверхновых, гамма-всплески, метеориты, космический мусор, кометы. Кстати, именно в связи с кометой вы, скорее всего, впервые услышали аббревиатуру Pan-STARRS - это она обнаружила комету C/2011 L4, которую можно было наблюдать невооружённым глазом в марте 2013 года. Несмотря на небольшой по современным меркам размер главного зеркала - всего 1.8 метра - большой угол обзора и мощная ПЗС-матрица делают телескопы этой обсерватории одним из самых ожидаемых инструментом среди астрофизиков. Окончание работ несколько затянулось, из четырёх телескопов достроен только один, второй на подходе, а о завершении строительства вообще пока ничего не говорят. Но даже один телескоп способен выдавать данные, используемые в работах мирового уровня.
Вообще, в ближайшее время можно ожидать вал статей на основе данных Pan-STARRS - все изображения должны выложить в открытый доступ в течение месяца, так что прямо сейчас в набор спешно сдаются работы тех научных групп, что непосредственно имели наблюдательное время на телескопе, чтобы использовать свой приоритет доступа к данным. Ну а сразу после открытия доступа должна пойти вторая волна публикаций, где снимки Pan-STARRS будут использованы во всех областях современной астрофизики - уточнение орбит малых космических тел, слежение за переменными звёздами (в том числе в других галактиках) и дальше, в область космологии, с её проблемами расширения Вселенной, тёмной материи и уточнения космологических параметров.
Но вернёмся к статье - она написана по результатам обработки данных наблюдений всего 70 квадратных градусов (напомним, что полная площадь неба - 41253 квадратных градуса, а Pan-STARRS, работающий в полную силу, будет видеть две трети неба). Использование такого небольшого участка объяснимо понятным желанием “застолбить” тему (мы помним, что совсем скоро эти данные сможет скачать себе на компьютер любой школьник), и телескоп подтвердил свои ожидаемые высокие характеристики, обнаружив на этом небольшом участке несколько сотен сверхновых по результатам первого года наблюдений.
Исторически сверхновые, в зависимости от вида кривой блеска (то есть графика зависимости светимости от времени), делятся на два основных типа с различными вариациями: Type I и Type II. Такое разделение было предложено Вальтером Бааде и Фрицем Цвикке в 1930-х годах, хотя сейчас стало более-менее понятно, что оно не очень удачно - механизм образования сверхновых типа Ib, Ic (читается "один б" и "один це") практически идентичен сверхновым типа II, в отличие от сверхновых Ia, которые, образуются по совершенно особой схеме.
В статье представлены данные наблюдений редкого типа сверхновых - сверхъярких сверхновых (superluminous supernovae или SLSN), относящиеся к классу Ic. Чем больше сверхновых типа SLSN обнаруживалось, тем яснее становилось, что и они бывают разными - кривая блеска у ряда сверхновых спадает намного медленнее.
Причины такого разнообразия до конца не изучены. Собственно, споры идут и о механизме образования SLSN в целом: изначальная версия о том, что источники такого взрыва - это чрезвычайно массивные звезды, исчерпавшие запасы топлива для ядерных реакций в ядре, была поставлена под вопрос в 2013-м году, когда Козимо Инсерра предположил, что подобные сверхновые образуются в результате взрыва магнетара, на который падает вещество с менее массивной звезды-компаньона. Магнетар - это нейтронная звезда, которая вращается со частотой несколько оборотов в секунду и обладает одним из самых сильных магнитных полей среди известных тел во Вселенной.
Каким бы ни был механизм образования таких сверхновых (а есть ещё более экзотические версии, вроде радиоактивного распада изотопов никеля или воздействия ударной волны от взрыва обычной сверхновой на очень плотную межзвёздную среду), наблюдение за ними может привести к чрезвычайно полезным результатам. Вспомним, что Нобелевская премия по физике за 2011-й год была вручена за обнаружение ускоренного расширения Вселенной. Оно было обнаружено при сравнении кривых блеска сверхновых типа Ia. Сверхъяркие сверхновые (что видно уже из названия), наблюдаемы на ещё больших красных смещениях, а значит можно получить более точное представление об эволюции Вселенной.
С помощью метода Монте-Карло учёные получили оценку вероятности образования сверхновых типа SLSN-Ic. Оказалось, что такие события очень редки - одна подобная вспышка не меньше чем на десять тысяч обычных сверхновых. И только поистине гигантская энергия взрыва (1051 эрг, в то время как светимость всей нашей галактики в десять миллионов раз меньше) позволяет нам их наблюдать.
Последовательно удаляя известные типы сверхновых из полного списка, авторы статьи остановились на семи кандидатах в сверхъяркие сверхновые. Для этих семи объектов были получены спектры на телескопе Уильяма Гершеля (четырёхметровый телескоп на Канарских островах), обсерватории Джемини (два восьмиметровых телескопа, один в Чили, другой на Гавайях), телескопе Магеллана (Чили) и телескопе ММТ (Аризона, США). Спектральные данные позволили надёжно установить не только тип сверхновых, но и расстояние до них: самые далёкие имеют красное смещение z~1.4. Для сравнения, половине нынешнего возраста Вселенной соответствует красное смещение z=1. Что ещё заинтересовало учёных в этих сверхновых?
Оказалось, что подобные сверхновые чаще всего встречаются в старых и тусклых галактиках (для ряда сверхновых телескоп Pan-STARRS вообще не смог различить родительскую галактику). Но ведь это самые яркие сверхновые во Вселенной, почему они появляются в областях, изначально не очень богатых строительным элементов для звёзд? Странно, не правда ли? Возможно, это связано с металличностью (то есть количеством элементов тяжелее гелия) - большинство вспышек было обнаружено в галактиках, бедных тяжёлыми элементами. Учёные давно знают про влияние этих элементов на формирование звёзд - даже небольшого количества углерода, кислорода, кремния, железа и прочих продуктов синтеза гелия хватает для того, чтобы поменять популяцию звёзд в галактике (чем металличность выше, тем менее массивные звёзды образуются). Но как это влияет на вероятность появления сверхновых типа SLSN-Ic? Это ещё предстоит выяснить.
Материалы по теме: роль сверхновых в распространении химических элементов во Вселенной: http://galspace.spb.ru/index61-2.html
Simultaneous detection of water, methane and carbon monoxide in the atmosphere of exoplanet HR8799b.
Одновременное обнаружение воды, метана и монооксида углерода в атмосфере экзопланеты HR8799b.
Есть несколько критериев того, что научно-популярная тема становится “горячей”:: она должна быть сравнительно новой, чтобы один человек ещё мог вместить всю сумму знаний; она должна быть красивой, поначалу сбивающей с толку, но в то ж время достаточно простой для объяснения; и, наконец, у теоретических работ должен быть явный, понятный обывателю, практический “выхлоп” - фактически, он читает статью, чтобы понять, как его жизнь станет лучше от этого конкретного открытия.
Среди таких тем графен с понятной перспективой иметь новые сверхматериалы; органические полупроводники, гибкие компьютеры, экраны и мобильные телефоны; кубиты и - потенциально - домашний суперкомпьютер, 3D печать.
В астрофизике тоже есть одна область, которая начала развиваться всего около двадцати лет назад, приносит множество удивительных открытий и даже у очень экономного человека не вызывает вопроса “а зачем это всё нужно?”.
Потому что всем интересно узнать - что происходит на планетах, вращающихся вокруг других звёзд, и есть ли кому нам махать рукой в ночное небо?
Прежде всего, надо признать поразительная скорость развития этой области - первая экзопланета была открыта в 1991-м (есть разночтения по тому, что считать обнаружением, но обычно принимают этот год) и в течение десяти лет открытие каждой планеты было событием. А потом покатился ком - открывались целые системы экзопланет, массы и орбиты определялись со всё возрастающей точностью и стало возможным прикидывать примерный состав планет, появилась классификация: “горячий Юпитер”, “сверхземля” и так далее.
Огромная заслуга (2700 кандидатов в экзопланеты уже обнаружены и работа с данными продолжается!), конечно, принадлежит космическому телескопу “Кеплер”, однако он вышел из строя в середине 2013-го года и сейчас основные надежды, связаны с недавно запущенным в космос телескопом “Гайя”, которая использует новую технику непрерывного сканирования неба за счёт вращения вокруг своей оси.
Но сейчас просто обнаружение планет и определение их первичных параметров (масса, орбита, размер) - уже не передний край науки. Довольно буднично выходят работы о составе атмосфер экзопланет.
Немного патетичный призыв, но подумайте - мы сейчас будем говорить об облаках на планете в 127 световых годах от нас! И не просто облаках - в статье Трэвиса Бермана, принятой к публикации в Astrophysical Journal, применяются уже разработанные модели движения облаков и круговорота газа в атмосфере экзопланеты.
Данные спектрографа OSIRIS, установленного на телескопе Кека, Гавайи, однозначно указывают на то, что в атмосфере планеты HR8799b (второй по счёту из четырёх планет, открытых у звезды HR8799) присутствует вода, метан и монооксид углерода.
Надо сразу сказать, что это, конечно, не говорит о наличие жизни на этих планетах. Мало того, что HR8799b - это газовый шар в семь раз тяжелее Юпитера, так ещё и подобные молекулы - а также CO2, NH3 и N2 и других, иногда намного более сложных по составу - обнаружены на всех планетах-гигантах Солнечной системы. На Юпитере, Сатурне, Уране и Плутоне присутствуют пары этих молекул и достоверно известно, что они вполне себе образуются химическим путём без помощи каких-то живых организмов.
Но их обнаружение важно по другим причинам - сравнивая молярные доли воды, метана и монооксида углерода, учёные сделали попытку установить общее соотношение количества атомов углерода и кислорода (обозначается C/O). Это очень важный параметр, для понимания процессов формирования планетных систем. Соотношение С/О для звезды HR8799 установлено очень точно. Если для её экзопланет оно будет таким же, значит и звезда и все планеты сформировались в результате однородного симметрического гравитационного притяжение пыли и газа. Если же соотношение будет отличным от звёздного (а ещё лучше - немного разным для разных планет), значит вся система сформировалась в результате постепенной аккреции вещества из внешних областей в сторону центра. В этом случае более тяжёлые элементы скорее окажутся в центре аккреционного диска, в то время как лёгкие будут продолжать вращаться во внешнем диске.
Именно этот сценарий, похоже, имел место в системе HR8799 - уровень С/О (то есть отношение количества более лёгкого углерода к более тяжёлому кислороду) у планет оказалось чуть выше, чем у звезды. До сих пор такие подробности формирования были известны только для нашей Солнечной системы.
И пару слов о метане. Обнаружение его - большая удача. Метан не очень стабилен: в верхних слоях атмосферы его разрушает солнечная радиация, в нижних он довольно быстро окисляется. Если он обнаруживается (а пока мы видим только то, что находится в верхних слоях атмосферы экзопланет), значит, во-первых, на планете есть условия образования метана, а во-вторых, можно что-то узнать про динамику атмосферы - как перемешиваются ли различные слои, дать ограничения на скорость ветров, прикинуть толщину атмосферы.
Хотя мы и строим модели, часть из которых очень хорошо описывают имеющиеся данные, но существующие технологии не дают ясную картину происходящего на планете HR8799b. Даже запуск нового телескопа Джеймса Уэбба, на которое рассчитывает уже не первое поколение астрофизиков, вряд ли снимет все вопросы. Но всё равно она ещё долго будет оставаться в фокусе телескопов - ведь это всего лишь вторая солнечная система во Вселенной, открывающаяся перед нами во всей эволюционной красе.
Ссылки по теме: хорошая статья о значимости обнаружения метана Марсе и Титане: http://galspace.spb.ru/nature.file/18068.html
Investigating Halpha, UV and IR star-formation rate diagnostics for a large sample of z~2 galaxies
Исследование темпов звёздообразования по данным линии Halpha, УФ и ИК излучения для большой выборки галактик на z~2.
Новая статья в спонтанно образовавшейся мини-серии обзоров про звёздообразование. На этот раз статья, допущенная к публикации в Astrophysical Journal, рассматривает звёздообразование на в компактных областях внутри галактик, а в целом - для достаточно большой выборки далёких активных галактик (не путать с активными ядрами галактик!).
Напомним, что лишь 10% массы человека - это водород. Всё остальные элементы были синтезированы в недрах звёзд, большинство из которых давно исчезло. И для того, чтобы проследить распространение по Вселенной тяжёлый элементов (то есть не водорода и гелия) астрофизики пытаются понять эволюцию звёздного населения галактик в ранней Вселенной - как быстро облака водорода сжимались в протозвёзды, каковы были массы тех звёзд, как вспышки сверхновых разбрасывали продукты ядерного синтеза по галактикам, запуская новые цепочки звёздообразования и так далее.
Группа Ирен Шиваи исследовала 262 галактики на красных смещениях от z=2 до z=2.5 (соответствует возрасту Вселенной всего около 3 миллиардов лет). Выбор такого промежутка определяется двумя соображениями: во-первых, именно в тот период скорость звёздообразования во Вселенной была максимальна, а во-вторых, из-за эффекта Допплера очень яркая линия Бальмер-альфа, про которую мы рассказывали в прошлом обзоре, смещается в область больших длин волн и попадает в узкополосный фильтр телескопа Хаббла, так называемый “К-short”.
Имея данные Хаббла, а так же снимки Паломарской обсерватории (пятиметровый гигант, получающий снимки в ультрафиолетовом спектре с помощью камеры Palomar Large Format Camera) и спектры, снятые на телескопе Кека, Гавайи, учёные попытались установить темпы звёздообразования, используя известные на сегодняшний день критерии: испускание фотона в атоме водорода при переходе электрона со второго на первый энергетический уровень (известный как линия Бальмер-альфа), а также ультрафиолетовое излучение.
Линия Бальмер-альфа особенно сильна там, где рождаются массивные короткоживущие звёзды (более десяти солнечных масс), в то время как ультрафиолет прослеживается в областях со звёздами массой между 5 и 10 солнечными. Отследить ультрафиолет проще, чем одну спектральную линию, но с ним и неопределённость выше - менее массивные звёзды живут дольше, поэтому мы можем детектировать ультрафиолетовое излучение, даже спустя некоторое время после того, как рождение звёзд уже закончилось и к этому мы ещё вернёмся. К тому же УФ-излучение подвержено поглощению пылью.
Вообще, пыль - это отдельная головная боль всех астрофизиков. Она поглощает видимый свет и ультрафиолет и переизлучает его в инфракрасном спектре. Подсчитать влияние этого поглощения и переизлучения очень сложно, так как всё зависит от плотности, общей массы пыли, её химического состава и среднего размера и даже геометрии (есть известные астрофизические модели, предсказывающие существование гигантских облаков, заполненные пылью, по форме напоминающих иголки). Думаю, что по проблеме пыли надо будет сделать отдельный разбор, а пока просто поверьте, что когда группа обрабатывает изображения объектов (будь это галактики, скопления галактик или просто звёзды в нашем Млечном Пути), то обсуждения о поправках из-за влияния пыли обычно более ожесточённые, чем споры о том, чьё имя при публикации должно стоять первым. Чтобы скомпенсировать влияние пыли, в сегодняшней статье добавлены данные космического инфракрасного телескопа Спитцера - одного из четвёрки знаменитой серии Больших Обсерваторий и использована модель Калцетти - одна из самых популярных и прошедшей проверку временем.
Задачей группы Шиваи было сопоставить темпы звёздообразования, обнаруженные разными методиками. Если после всех коррекций и поправок (не подгонки!) темпы получались сопоставимыми - значит мы на правильном пути и примерно представляем, что творилось 10 миллиардов лет назад. Как это обычно и бывает, результаты, полученные в статье, сопоставимы с новыми вопросами, которое это исследование открыло.
Да, после дополнительных коррекций темпы звёздообразования для линии Бальмер-альфа и ультрафиолета примерно совпадают. Вот рисунок, суммирующий главные результаты:
Здесь по оси абсцисс отложен темп звёздоолбразования (в солнечных массах в год), определяемый по линии Бальмер-альфа, а по оси ординат - такой же темп, но обнаруженный по УФ излучению. Раз точки более-менее ложатся на прямую, значит есть прямая зависимость и введением простого коэффициента можно поставить в соотвествие эти две величины.
Обратите внимание на разброс данных от прямой, обозначающей точное соответствие. Во многих областях астрофизики, особенно внегалактической, такие отклонения - норма.
Главное, тут то, что до коррекции (маленькая врезка справа-снизу) всё смотрелось ещё хуже.
Неожиданностью же стало то, что когда стали искать какие-то общие свойства у галактик, которые хуже всего ложатся на кривую, оказалось, что всё они моложе 100 миллионов лет (то есть очень молодые галактики). Значит, принятые корректирующие коэффициенты не универсальны и есть какие-то значительные отличия у молодых галактик, о которых мы пока не имеем чёткого представления. Скорее всего это опять-таки связано с распределением пыли, её химическим составом и температурой, но это только предположение. А также хорошая мотивация для новых работ и публикаций.
The resolved star-formation relation in nearby active galactic nuclei
Детализированные законы звёздообразования в ближних активных ядрах галактик.
Недавно Образовач постил вот такую интересную картинку молодой галактики с недавней вспышкой звёздообразования. Сразу за этим случилась локальная вспышка комментов к посту, поэтому новый обзор подоспел как нельзя вовремя: группа итальянских астрофизиков под руководством Вивианы Казасолы как раз исследовала процессы звёздообразования в гигантских молекулярных облаках четырёх галактик. Статья принята к публикации в журнал Astronomy & Astrophysics.
Давайте разбираться, что вообще подразумевают учёные под звёздообразованием. Звезда образуется, когда облако холодного газа (преимущественно - водорода) под действием закона притяжения начинает собираться в центре масс этого облака, то есть самогравитирует. По мере увеличения плотности газа растёт и его температура. В какой-то момент оба параметра в центре облака достигают таких высоких значений, что начинается устойчивая термоядерная реакция, в результате которой образуются более тяжёлые элементы и высвобождается огромное количество энергии (вот прекрасная статья про физику звёзд и не только, а вот игра, упрощённо показывающая синтез элементов в ядрах самых массивных звёзд).
Тут важны два момента: во-первых, сам газ гравитирует очень медленно и, прежде чем начнётся ядерная реакция, может пройти миллион лет. А во-вторых, горение водорода, даже когда оно начинается в ядре, становится заметно тоже очень не скоро - даже в нашем родном Солнце фотон, образовавшийся в результате слияния ядер водорода летит на поверхность более 5000 лет (читаем в Википедии про Оптическую толщину). Так что наивно предполагать, что вот сидят астрономы по ночам и видят вспышки в далёкой-далёкой галактике и говорят друг другу “вот, ещё одна звезда образовалась, ставь галочку”.
На самом деле ученым приходится полагаться на косвенные методы исследования звездообразования, такие, например, как детектирование спектральной линии Бальмер-альфа. За сложным названием скрывается всего лишь испускание электроном фотона при переходе с третьего энергетического уровня в атоме водорода на второй. Особенно часто такие переходы происходят в водородном газе вокруг молодых гигантов (звёзды спектральных классов О и B). Живут такие звёзды всего несколько миллионов лет.Поэтому, если где-либо мы видим следы их деятельности, то они образовались относительно недавно, и, следовательно, рядом скорее всего продолжают формироваться и другие звёзды. И чем ярче будет Бальмер-альфа, тем выше темп рождения звёзд. Логика немного иезуитская на первый взгляд, но она работает! Именно поэтому та самая карликовая галактика на картинке Образовача “только что отстрелялась” со звёздообразованием: в ней так много ярких голубоватых, очень быстро сгорающих звёзд!
Теперь надо определить - а сколько водорода нам нужно, чтобы поддерживать определённый темп звёздообразования в течение продолжительного времени. Теоретически, если мы измерим начальное количество холодного водорода, то можно будет прикинуть КПД звёздообразования, а это уже вопросы космологического масштаба: зная, сколько звёзд в галактике, становится посильной задачей подсчитать изначальное количество газа в ранних галактиках, где только-только зажигаются первые звёзды. При этом следует учитывать, что далеко не весь водород из облака станет звездой. Более того - когда звезда зажигается, она нагревает окружающий водород и тем самым отталкивает его от себя. Солнечный ветер, и всё такое прочее, что в астрофизике называется “звёздной обратной связью”, приводит к тому, что по мере образования новых звезд холодного водорода становится все меньше, а горячий, с высокой кинетической энергией, для звездообразования не подходит, так как , не может собраться в достаточно плотный сгусток.
Первым правильно установить связь между количеством газа и темпом звёздообразования смог голландский астроном Маартен Шмидт в 1959-м году. Позже его работы развил Роберт Кенникатт и теперь соотношение Кенникатта-Шмидта для галактик преподаётся на начальных курсах всех астрономических факультетов. Преподаётся-то оно, конечно, правильно, но вот очень уж оно обобщённое “если мы измерим общее количество газа в какой-то галактике, то мы примерно узнаем, сколько новых звёзд в ней появляется каждый год”. Проблема в том, что звёзды рождаются не во всей галактике, а в особых ее областях - гигантских молекулярных облаках, названых так из-за повышенной концентрации молекулярного водорода H2. Многим астрономам давно хотелось проверить, работает ли это соотношение в применении не к галактике в целом, а для отдельных ее облаков.
Именно такую работу и провела Казасола с коллегами: были получены детальные изображения таких облаков для четырёх галактик с маломощными активными ядрами. Использовался для этого, 30-метровый интерферометр около Гренобля во Франции, который детектировал линии изотопа моноксида углерода (CO). Казалось бы CO здесь как бы вообще ни к селу ни к городу (ведь, как мы помним, нас интересует водород), но на самом делесвязь между объёмами 12CO и водорода в молекулярных облаках установлена давно и надёжно, так что тут всё логично и придраться не к чему.
Данные о размерах и плотности облаков Вивиан объединила со снимками телескопа Хаббла, сделанными через узкополосные фильтры, пропускающие как раз длину волны, соответствующую Бальмер-альфа излучению. Результаты получились удивительными - даже для таких малых объектов как облака, снятых с очень высоким разрешением (а 20 парсек на пиксель - это очень хороший показатель) соотношение Кенникатта-Шмидта продолжает выполняться. Оно продолжает работать, работать и работать, даже когда начальная плотность облаков возрастает в 10 раз по сравнению с обычной, даже когда на эти облака оказывает влияние звёздная обратная связь, магнитные поля от активного ядра и особенности кинематики центральной части. Немного меняются коэффициенты, но само соотношение незыблемо.
Таким образом, соотношение Кенниката-Шмидта, полученное полвека назад эмпирически, просто исходя из здравого смысла и некоторого количества данных , работает на масштабах от целых галактик до отдельных облаков (разница в несколько тысяч раз!). В астрофизике такое встречается не часто. Большее количество наблюдательных фактов, подтверждающих его (например, вот ещё одна статья, про звёздообразование в молодых сверхъярких инфракрасных галактиках, вышедшая почти одновременно с нашей) должно привести к появлению более полных моделей и более точной теории, описывающих это действительно впечатляющее действо - рождение из холодного разреженного газа новых звёзд.
Но теперь все обзоры будет вычитывать корректор, так что они должны стать более "читабельными". Ну и картинки постараюсь добавить, как время появится.
Полетели?
Selecting superluminous supernovae in faint galaxies from the first year of the Pan-STARRS1 Medium Deep Survey
Выборка сверхъярких сверхновых в тусклых галактиках по результатам первого года работы телескопа Pan-STARRS1
Лид:Международная группа астрофизиков, имеющая доступ к данным системы телескопов Pan-STARRS написала статью об обнаружении нескольких сверхновых интересного типа. Статья была принята к публикации в один из самых престижных астрономических журналов, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Для начала о том, что такое Pan-STARRS: это всё ещё строящаяся на Гавайях обсерватория. В конечном варианте она будет состоять из четырёх телескопов, которые должны следить за так называемыми транзиентами, то есть непериодическими переменными объектами, такими как вспышки сверхновых, гамма-всплески, метеориты, космический мусор, кометы. Кстати, именно в связи с кометой вы, скорее всего, впервые услышали аббревиатуру Pan-STARRS - это она обнаружила комету C/2011 L4, которую можно было наблюдать невооружённым глазом в марте 2013 года. Несмотря на небольшой по современным меркам размер главного зеркала - всего 1.8 метра - большой угол обзора и мощная ПЗС-матрица делают телескопы этой обсерватории одним из самых ожидаемых инструментом среди астрофизиков. Окончание работ несколько затянулось, из четырёх телескопов достроен только один, второй на подходе, а о завершении строительства вообще пока ничего не говорят. Но даже один телескоп способен выдавать данные, используемые в работах мирового уровня.
Вообще, в ближайшее время можно ожидать вал статей на основе данных Pan-STARRS - все изображения должны выложить в открытый доступ в течение месяца, так что прямо сейчас в набор спешно сдаются работы тех научных групп, что непосредственно имели наблюдательное время на телескопе, чтобы использовать свой приоритет доступа к данным. Ну а сразу после открытия доступа должна пойти вторая волна публикаций, где снимки Pan-STARRS будут использованы во всех областях современной астрофизики - уточнение орбит малых космических тел, слежение за переменными звёздами (в том числе в других галактиках) и дальше, в область космологии, с её проблемами расширения Вселенной, тёмной материи и уточнения космологических параметров.
Но вернёмся к статье - она написана по результатам обработки данных наблюдений всего 70 квадратных градусов (напомним, что полная площадь неба - 41253 квадратных градуса, а Pan-STARRS, работающий в полную силу, будет видеть две трети неба). Использование такого небольшого участка объяснимо понятным желанием “застолбить” тему (мы помним, что совсем скоро эти данные сможет скачать себе на компьютер любой школьник), и телескоп подтвердил свои ожидаемые высокие характеристики, обнаружив на этом небольшом участке несколько сотен сверхновых по результатам первого года наблюдений.
Исторически сверхновые, в зависимости от вида кривой блеска (то есть графика зависимости светимости от времени), делятся на два основных типа с различными вариациями: Type I и Type II. Такое разделение было предложено Вальтером Бааде и Фрицем Цвикке в 1930-х годах, хотя сейчас стало более-менее понятно, что оно не очень удачно - механизм образования сверхновых типа Ib, Ic (читается "один б" и "один це") практически идентичен сверхновым типа II, в отличие от сверхновых Ia, которые, образуются по совершенно особой схеме.
В статье представлены данные наблюдений редкого типа сверхновых - сверхъярких сверхновых (superluminous supernovae или SLSN), относящиеся к классу Ic. Чем больше сверхновых типа SLSN обнаруживалось, тем яснее становилось, что и они бывают разными - кривая блеска у ряда сверхновых спадает намного медленнее.
Причины такого разнообразия до конца не изучены. Собственно, споры идут и о механизме образования SLSN в целом: изначальная версия о том, что источники такого взрыва - это чрезвычайно массивные звезды, исчерпавшие запасы топлива для ядерных реакций в ядре, была поставлена под вопрос в 2013-м году, когда Козимо Инсерра предположил, что подобные сверхновые образуются в результате взрыва магнетара, на который падает вещество с менее массивной звезды-компаньона. Магнетар - это нейтронная звезда, которая вращается со частотой несколько оборотов в секунду и обладает одним из самых сильных магнитных полей среди известных тел во Вселенной.
Каким бы ни был механизм образования таких сверхновых (а есть ещё более экзотические версии, вроде радиоактивного распада изотопов никеля или воздействия ударной волны от взрыва обычной сверхновой на очень плотную межзвёздную среду), наблюдение за ними может привести к чрезвычайно полезным результатам. Вспомним, что Нобелевская премия по физике за 2011-й год была вручена за обнаружение ускоренного расширения Вселенной. Оно было обнаружено при сравнении кривых блеска сверхновых типа Ia. Сверхъяркие сверхновые (что видно уже из названия), наблюдаемы на ещё больших красных смещениях, а значит можно получить более точное представление об эволюции Вселенной.
С помощью метода Монте-Карло учёные получили оценку вероятности образования сверхновых типа SLSN-Ic. Оказалось, что такие события очень редки - одна подобная вспышка не меньше чем на десять тысяч обычных сверхновых. И только поистине гигантская энергия взрыва (1051 эрг, в то время как светимость всей нашей галактики в десять миллионов раз меньше) позволяет нам их наблюдать.
Последовательно удаляя известные типы сверхновых из полного списка, авторы статьи остановились на семи кандидатах в сверхъяркие сверхновые. Для этих семи объектов были получены спектры на телескопе Уильяма Гершеля (четырёхметровый телескоп на Канарских островах), обсерватории Джемини (два восьмиметровых телескопа, один в Чили, другой на Гавайях), телескопе Магеллана (Чили) и телескопе ММТ (Аризона, США). Спектральные данные позволили надёжно установить не только тип сверхновых, но и расстояние до них: самые далёкие имеют красное смещение z~1.4. Для сравнения, половине нынешнего возраста Вселенной соответствует красное смещение z=1. Что ещё заинтересовало учёных в этих сверхновых?
Оказалось, что подобные сверхновые чаще всего встречаются в старых и тусклых галактиках (для ряда сверхновых телескоп Pan-STARRS вообще не смог различить родительскую галактику). Но ведь это самые яркие сверхновые во Вселенной, почему они появляются в областях, изначально не очень богатых строительным элементов для звёзд? Странно, не правда ли? Возможно, это связано с металличностью (то есть количеством элементов тяжелее гелия) - большинство вспышек было обнаружено в галактиках, бедных тяжёлыми элементами. Учёные давно знают про влияние этих элементов на формирование звёзд - даже небольшого количества углерода, кислорода, кремния, железа и прочих продуктов синтеза гелия хватает для того, чтобы поменять популяцию звёзд в галактике (чем металличность выше, тем менее массивные звёзды образуются). Но как это влияет на вероятность появления сверхновых типа SLSN-Ic? Это ещё предстоит выяснить.
Материалы по теме: роль сверхновых в распространении химических элементов во Вселенной: http://galspace.spb.ru/index61-2.html
Simultaneous detection of water, methane and carbon monoxide in the atmosphere of exoplanet HR8799b.
Одновременное обнаружение воды, метана и монооксида углерода в атмосфере экзопланеты HR8799b.
Есть несколько критериев того, что научно-популярная тема становится “горячей”:: она должна быть сравнительно новой, чтобы один человек ещё мог вместить всю сумму знаний; она должна быть красивой, поначалу сбивающей с толку, но в то ж время достаточно простой для объяснения; и, наконец, у теоретических работ должен быть явный, понятный обывателю, практический “выхлоп” - фактически, он читает статью, чтобы понять, как его жизнь станет лучше от этого конкретного открытия.
Среди таких тем графен с понятной перспективой иметь новые сверхматериалы; органические полупроводники, гибкие компьютеры, экраны и мобильные телефоны; кубиты и - потенциально - домашний суперкомпьютер, 3D печать.
В астрофизике тоже есть одна область, которая начала развиваться всего около двадцати лет назад, приносит множество удивительных открытий и даже у очень экономного человека не вызывает вопроса “а зачем это всё нужно?”.
Потому что всем интересно узнать - что происходит на планетах, вращающихся вокруг других звёзд, и есть ли кому нам махать рукой в ночное небо?
Прежде всего, надо признать поразительная скорость развития этой области - первая экзопланета была открыта в 1991-м (есть разночтения по тому, что считать обнаружением, но обычно принимают этот год) и в течение десяти лет открытие каждой планеты было событием. А потом покатился ком - открывались целые системы экзопланет, массы и орбиты определялись со всё возрастающей точностью и стало возможным прикидывать примерный состав планет, появилась классификация: “горячий Юпитер”, “сверхземля” и так далее.
Огромная заслуга (2700 кандидатов в экзопланеты уже обнаружены и работа с данными продолжается!), конечно, принадлежит космическому телескопу “Кеплер”, однако он вышел из строя в середине 2013-го года и сейчас основные надежды, связаны с недавно запущенным в космос телескопом “Гайя”, которая использует новую технику непрерывного сканирования неба за счёт вращения вокруг своей оси.
Но сейчас просто обнаружение планет и определение их первичных параметров (масса, орбита, размер) - уже не передний край науки. Довольно буднично выходят работы о составе атмосфер экзопланет.
Немного патетичный призыв, но подумайте - мы сейчас будем говорить об облаках на планете в 127 световых годах от нас! И не просто облаках - в статье Трэвиса Бермана, принятой к публикации в Astrophysical Journal, применяются уже разработанные модели движения облаков и круговорота газа в атмосфере экзопланеты.
Данные спектрографа OSIRIS, установленного на телескопе Кека, Гавайи, однозначно указывают на то, что в атмосфере планеты HR8799b (второй по счёту из четырёх планет, открытых у звезды HR8799) присутствует вода, метан и монооксид углерода.
Надо сразу сказать, что это, конечно, не говорит о наличие жизни на этих планетах. Мало того, что HR8799b - это газовый шар в семь раз тяжелее Юпитера, так ещё и подобные молекулы - а также CO2, NH3 и N2 и других, иногда намного более сложных по составу - обнаружены на всех планетах-гигантах Солнечной системы. На Юпитере, Сатурне, Уране и Плутоне присутствуют пары этих молекул и достоверно известно, что они вполне себе образуются химическим путём без помощи каких-то живых организмов.
Но их обнаружение важно по другим причинам - сравнивая молярные доли воды, метана и монооксида углерода, учёные сделали попытку установить общее соотношение количества атомов углерода и кислорода (обозначается C/O). Это очень важный параметр, для понимания процессов формирования планетных систем. Соотношение С/О для звезды HR8799 установлено очень точно. Если для её экзопланет оно будет таким же, значит и звезда и все планеты сформировались в результате однородного симметрического гравитационного притяжение пыли и газа. Если же соотношение будет отличным от звёздного (а ещё лучше - немного разным для разных планет), значит вся система сформировалась в результате постепенной аккреции вещества из внешних областей в сторону центра. В этом случае более тяжёлые элементы скорее окажутся в центре аккреционного диска, в то время как лёгкие будут продолжать вращаться во внешнем диске.
Именно этот сценарий, похоже, имел место в системе HR8799 - уровень С/О (то есть отношение количества более лёгкого углерода к более тяжёлому кислороду) у планет оказалось чуть выше, чем у звезды. До сих пор такие подробности формирования были известны только для нашей Солнечной системы.
И пару слов о метане. Обнаружение его - большая удача. Метан не очень стабилен: в верхних слоях атмосферы его разрушает солнечная радиация, в нижних он довольно быстро окисляется. Если он обнаруживается (а пока мы видим только то, что находится в верхних слоях атмосферы экзопланет), значит, во-первых, на планете есть условия образования метана, а во-вторых, можно что-то узнать про динамику атмосферы - как перемешиваются ли различные слои, дать ограничения на скорость ветров, прикинуть толщину атмосферы.
Хотя мы и строим модели, часть из которых очень хорошо описывают имеющиеся данные, но существующие технологии не дают ясную картину происходящего на планете HR8799b. Даже запуск нового телескопа Джеймса Уэбба, на которое рассчитывает уже не первое поколение астрофизиков, вряд ли снимет все вопросы. Но всё равно она ещё долго будет оставаться в фокусе телескопов - ведь это всего лишь вторая солнечная система во Вселенной, открывающаяся перед нами во всей эволюционной красе.
Ссылки по теме: хорошая статья о значимости обнаружения метана Марсе и Титане: http://galspace.spb.ru/nature.file/18068.html
Investigating Halpha, UV and IR star-formation rate diagnostics for a large sample of z~2 galaxies
Исследование темпов звёздообразования по данным линии Halpha, УФ и ИК излучения для большой выборки галактик на z~2.
Новая статья в спонтанно образовавшейся мини-серии обзоров про звёздообразование. На этот раз статья, допущенная к публикации в Astrophysical Journal, рассматривает звёздообразование на в компактных областях внутри галактик, а в целом - для достаточно большой выборки далёких активных галактик (не путать с активными ядрами галактик!).
Напомним, что лишь 10% массы человека - это водород. Всё остальные элементы были синтезированы в недрах звёзд, большинство из которых давно исчезло. И для того, чтобы проследить распространение по Вселенной тяжёлый элементов (то есть не водорода и гелия) астрофизики пытаются понять эволюцию звёздного населения галактик в ранней Вселенной - как быстро облака водорода сжимались в протозвёзды, каковы были массы тех звёзд, как вспышки сверхновых разбрасывали продукты ядерного синтеза по галактикам, запуская новые цепочки звёздообразования и так далее.
Группа Ирен Шиваи исследовала 262 галактики на красных смещениях от z=2 до z=2.5 (соответствует возрасту Вселенной всего около 3 миллиардов лет). Выбор такого промежутка определяется двумя соображениями: во-первых, именно в тот период скорость звёздообразования во Вселенной была максимальна, а во-вторых, из-за эффекта Допплера очень яркая линия Бальмер-альфа, про которую мы рассказывали в прошлом обзоре, смещается в область больших длин волн и попадает в узкополосный фильтр телескопа Хаббла, так называемый “К-short”.
Имея данные Хаббла, а так же снимки Паломарской обсерватории (пятиметровый гигант, получающий снимки в ультрафиолетовом спектре с помощью камеры Palomar Large Format Camera) и спектры, снятые на телескопе Кека, Гавайи, учёные попытались установить темпы звёздообразования, используя известные на сегодняшний день критерии: испускание фотона в атоме водорода при переходе электрона со второго на первый энергетический уровень (известный как линия Бальмер-альфа), а также ультрафиолетовое излучение.
Линия Бальмер-альфа особенно сильна там, где рождаются массивные короткоживущие звёзды (более десяти солнечных масс), в то время как ультрафиолет прослеживается в областях со звёздами массой между 5 и 10 солнечными. Отследить ультрафиолет проще, чем одну спектральную линию, но с ним и неопределённость выше - менее массивные звёзды живут дольше, поэтому мы можем детектировать ультрафиолетовое излучение, даже спустя некоторое время после того, как рождение звёзд уже закончилось и к этому мы ещё вернёмся. К тому же УФ-излучение подвержено поглощению пылью.
Вообще, пыль - это отдельная головная боль всех астрофизиков. Она поглощает видимый свет и ультрафиолет и переизлучает его в инфракрасном спектре. Подсчитать влияние этого поглощения и переизлучения очень сложно, так как всё зависит от плотности, общей массы пыли, её химического состава и среднего размера и даже геометрии (есть известные астрофизические модели, предсказывающие существование гигантских облаков, заполненные пылью, по форме напоминающих иголки). Думаю, что по проблеме пыли надо будет сделать отдельный разбор, а пока просто поверьте, что когда группа обрабатывает изображения объектов (будь это галактики, скопления галактик или просто звёзды в нашем Млечном Пути), то обсуждения о поправках из-за влияния пыли обычно более ожесточённые, чем споры о том, чьё имя при публикации должно стоять первым. Чтобы скомпенсировать влияние пыли, в сегодняшней статье добавлены данные космического инфракрасного телескопа Спитцера - одного из четвёрки знаменитой серии Больших Обсерваторий и использована модель Калцетти - одна из самых популярных и прошедшей проверку временем.
Задачей группы Шиваи было сопоставить темпы звёздообразования, обнаруженные разными методиками. Если после всех коррекций и поправок (не подгонки!) темпы получались сопоставимыми - значит мы на правильном пути и примерно представляем, что творилось 10 миллиардов лет назад. Как это обычно и бывает, результаты, полученные в статье, сопоставимы с новыми вопросами, которое это исследование открыло.
Да, после дополнительных коррекций темпы звёздообразования для линии Бальмер-альфа и ультрафиолета примерно совпадают. Вот рисунок, суммирующий главные результаты:
Здесь по оси абсцисс отложен темп звёздоолбразования (в солнечных массах в год), определяемый по линии Бальмер-альфа, а по оси ординат - такой же темп, но обнаруженный по УФ излучению. Раз точки более-менее ложатся на прямую, значит есть прямая зависимость и введением простого коэффициента можно поставить в соотвествие эти две величины.
Обратите внимание на разброс данных от прямой, обозначающей точное соответствие. Во многих областях астрофизики, особенно внегалактической, такие отклонения - норма.
Главное, тут то, что до коррекции (маленькая врезка справа-снизу) всё смотрелось ещё хуже.
Неожиданностью же стало то, что когда стали искать какие-то общие свойства у галактик, которые хуже всего ложатся на кривую, оказалось, что всё они моложе 100 миллионов лет (то есть очень молодые галактики). Значит, принятые корректирующие коэффициенты не универсальны и есть какие-то значительные отличия у молодых галактик, о которых мы пока не имеем чёткого представления. Скорее всего это опять-таки связано с распределением пыли, её химическим составом и температурой, но это только предположение. А также хорошая мотивация для новых работ и публикаций.
The resolved star-formation relation in nearby active galactic nuclei
Детализированные законы звёздообразования в ближних активных ядрах галактик.
Недавно Образовач постил вот такую интересную картинку молодой галактики с недавней вспышкой звёздообразования. Сразу за этим случилась локальная вспышка комментов к посту, поэтому новый обзор подоспел как нельзя вовремя: группа итальянских астрофизиков под руководством Вивианы Казасолы как раз исследовала процессы звёздообразования в гигантских молекулярных облаках четырёх галактик. Статья принята к публикации в журнал Astronomy & Astrophysics.
Давайте разбираться, что вообще подразумевают учёные под звёздообразованием. Звезда образуется, когда облако холодного газа (преимущественно - водорода) под действием закона притяжения начинает собираться в центре масс этого облака, то есть самогравитирует. По мере увеличения плотности газа растёт и его температура. В какой-то момент оба параметра в центре облака достигают таких высоких значений, что начинается устойчивая термоядерная реакция, в результате которой образуются более тяжёлые элементы и высвобождается огромное количество энергии (вот прекрасная статья про физику звёзд и не только, а вот игра, упрощённо показывающая синтез элементов в ядрах самых массивных звёзд).
Тут важны два момента: во-первых, сам газ гравитирует очень медленно и, прежде чем начнётся ядерная реакция, может пройти миллион лет. А во-вторых, горение водорода, даже когда оно начинается в ядре, становится заметно тоже очень не скоро - даже в нашем родном Солнце фотон, образовавшийся в результате слияния ядер водорода летит на поверхность более 5000 лет (читаем в Википедии про Оптическую толщину). Так что наивно предполагать, что вот сидят астрономы по ночам и видят вспышки в далёкой-далёкой галактике и говорят друг другу “вот, ещё одна звезда образовалась, ставь галочку”.
На самом деле ученым приходится полагаться на косвенные методы исследования звездообразования, такие, например, как детектирование спектральной линии Бальмер-альфа. За сложным названием скрывается всего лишь испускание электроном фотона при переходе с третьего энергетического уровня в атоме водорода на второй. Особенно часто такие переходы происходят в водородном газе вокруг молодых гигантов (звёзды спектральных классов О и B). Живут такие звёзды всего несколько миллионов лет.Поэтому, если где-либо мы видим следы их деятельности, то они образовались относительно недавно, и, следовательно, рядом скорее всего продолжают формироваться и другие звёзды. И чем ярче будет Бальмер-альфа, тем выше темп рождения звёзд. Логика немного иезуитская на первый взгляд, но она работает! Именно поэтому та самая карликовая галактика на картинке Образовача “только что отстрелялась” со звёздообразованием: в ней так много ярких голубоватых, очень быстро сгорающих звёзд!
Теперь надо определить - а сколько водорода нам нужно, чтобы поддерживать определённый темп звёздообразования в течение продолжительного времени. Теоретически, если мы измерим начальное количество холодного водорода, то можно будет прикинуть КПД звёздообразования, а это уже вопросы космологического масштаба: зная, сколько звёзд в галактике, становится посильной задачей подсчитать изначальное количество газа в ранних галактиках, где только-только зажигаются первые звёзды. При этом следует учитывать, что далеко не весь водород из облака станет звездой. Более того - когда звезда зажигается, она нагревает окружающий водород и тем самым отталкивает его от себя. Солнечный ветер, и всё такое прочее, что в астрофизике называется “звёздной обратной связью”, приводит к тому, что по мере образования новых звезд холодного водорода становится все меньше, а горячий, с высокой кинетической энергией, для звездообразования не подходит, так как , не может собраться в достаточно плотный сгусток.
Первым правильно установить связь между количеством газа и темпом звёздообразования смог голландский астроном Маартен Шмидт в 1959-м году. Позже его работы развил Роберт Кенникатт и теперь соотношение Кенникатта-Шмидта для галактик преподаётся на начальных курсах всех астрономических факультетов. Преподаётся-то оно, конечно, правильно, но вот очень уж оно обобщённое “если мы измерим общее количество газа в какой-то галактике, то мы примерно узнаем, сколько новых звёзд в ней появляется каждый год”. Проблема в том, что звёзды рождаются не во всей галактике, а в особых ее областях - гигантских молекулярных облаках, названых так из-за повышенной концентрации молекулярного водорода H2. Многим астрономам давно хотелось проверить, работает ли это соотношение в применении не к галактике в целом, а для отдельных ее облаков.
Именно такую работу и провела Казасола с коллегами: были получены детальные изображения таких облаков для четырёх галактик с маломощными активными ядрами. Использовался для этого, 30-метровый интерферометр около Гренобля во Франции, который детектировал линии изотопа моноксида углерода (CO). Казалось бы CO здесь как бы вообще ни к селу ни к городу (ведь, как мы помним, нас интересует водород), но на самом делесвязь между объёмами 12CO и водорода в молекулярных облаках установлена давно и надёжно, так что тут всё логично и придраться не к чему.
Данные о размерах и плотности облаков Вивиан объединила со снимками телескопа Хаббла, сделанными через узкополосные фильтры, пропускающие как раз длину волны, соответствующую Бальмер-альфа излучению. Результаты получились удивительными - даже для таких малых объектов как облака, снятых с очень высоким разрешением (а 20 парсек на пиксель - это очень хороший показатель) соотношение Кенникатта-Шмидта продолжает выполняться. Оно продолжает работать, работать и работать, даже когда начальная плотность облаков возрастает в 10 раз по сравнению с обычной, даже когда на эти облака оказывает влияние звёздная обратная связь, магнитные поля от активного ядра и особенности кинематики центральной части. Немного меняются коэффициенты, но само соотношение незыблемо.
Таким образом, соотношение Кенниката-Шмидта, полученное полвека назад эмпирически, просто исходя из здравого смысла и некоторого количества данных , работает на масштабах от целых галактик до отдельных облаков (разница в несколько тысяч раз!). В астрофизике такое встречается не часто. Большее количество наблюдательных фактов, подтверждающих его (например, вот ещё одна статья, про звёздообразование в молодых сверхъярких инфракрасных галактиках, вышедшая почти одновременно с нашей) должно привести к появлению более полных моделей и более точной теории, описывающих это действительно впечатляющее действо - рождение из холодного разреженного газа новых звёзд.