FORUM-EVOLUTION.ru

Текущее время: 29 мар 2024 02:38

Часовой пояс: UTC + 3 часа




Начать новую тему Ответить на тему  [ Сообщений: 201 ]  На страницу Пред.  1 ... 7, 8, 9, 10, 11  След.
Автор Сообщение
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 19 фев 2020 06:12 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Марс за время существования пережил три столкновения с зародышами планет.

Марс за время существования пережил три столкновения с зародышами планет. К такому выводу пришли планетологи из Юго-западного исследовательского института (SwRI), которые занимаются изучением химического состава Красной планеты.

Согласно теории формирования планет, во время создания этих объектов из протопланетного газового диска происходит постоянное столкновение планет с небольшими небесными телами диаметром в несколько тысяч километров. Например, формирование Земли, вероятно, закончилось после столкновения с протопланетой размером с Марс — тогда на Земле сильно поменялся химический состав, а также это привело к появлению Луны.

Многие марсианские метеориты, которые в разное время падали на Землю, достаточно сильно отличались друг от друга по химическому составу. Ученые из SwRI пытались с помощью компьютерного моделирования воспроизвести состав этих метеоритов, которые двигались от недр новорожденного Марса. Подобный состав получилось смоделировать только при столкновении Марса как минимум с тремя крупными протопланетами на заре формирования Красной планеты, при этом объекты должны были состоять из первичной материи Солнечной системы.

"Если Марс сталкивался с крупными телами, у которых были ядро и мантия, то тогда его литосфера должна состоять из крайне неоднородной смеси этих материалов. По сравнению с теориями, которые подразумевали, что он бомбардировался небольшими и однородными по составу объектами, подобный сценарий ведет к радикально другим выводам о том, как и когда родился Марс".

Робин Кэнап, планетолог из SwRI.

Например, присутствие платины в некоторых марсианских метеоритах можно объяснить как раз только столкновением с другими космическими объектами, диаметр которых составлял минимум 1 тыс. кв. км.

Это исследование также позволяет опровергнуть теорию появления Марса, согласно которой Красная планета окончательно сформировалась в первые годы существования Солнечной системой. Моделирование показывает, что ее формирование длилось как минимум 15 млн лет.

Ученые отмечают, что доказать эту теорию можно только в будущем, когда роверам удастся взять на пробы марсианский грунт из тех участков, куда, вероятно, могли упасть протопланеты.

https://hightech.fm/2020/02/13/mars-protoplanet


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 19 фев 2020 10:45 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Зёрна звездной пыли в Мурчисонском метеорите оказались гораздо старше Солнечной системы.

Зерна звездной пыли, встречающиеся в составе метеоритов, — единственное доступное для прямого изучения материальное свидетельство раннего этапа развития нашей Галактики. Из такой пыли, заполнявшей межзвездную среду, около 4,6 млрд лет назад сформировалась Солнечная система. Результаты недавнего исследования зерен пыли, выделенных из Мурчисонского метеорита, упавшего в 1969 году в Австралии, показали, что возраст наиболее крупных из них составляет более 5 млрд лет. Это самый древний твердый материал, когда-либо попадавший в руки ученых. Образование же самой пыли происходило во время взрывов сверхновых и гибели крупных звезд, родившихся в период так называемого «звездного бэби-бума» — усиленного звездообразования, имевшего место около 7 млрд лет назад.

Материалом для хондритов — самого распространенного класса метеоритов — послужила пыль протопланетного облака, окружавшего Солнце на ранних стадиях формирования Солнечной системы. Учитывая, что возраст Солнца составляет примерно 4,6 миллиарда лет, а Земли — 4,5 миллиарда лет, возраст большинства хондритов как раз находится где-то в районе этих значений.

Некоторые хондриты, помимо протопланетной пыли, включают крошечные твердые частицы межзвездного вещества — звездной пыли, которая содержалась в межзвездном газе еще до образования газопылевого облака, из которого позже образовалось Солнце и все планеты Солнечной системы.

Считается, что звездная пыль формируется в оболочках красных гигантов — не слишком тяжелых звезд (с массами ~0,5–8 масс Солнца), находящихся на заключительных стадиях звездной эволюции. Когда в ядре такой звезды остаются только углерод и кислород, ее массы уже не хватает, чтобы «сжигать» эти элементы (см. Звездный нуклеосинтез), и термоядерные реакции происходят уже во внешних слоях. Всё это сопровождается пульсациями поверхности звезды и сильной потерей вещества за счет звездного ветра (из-за него такие звезды теряют 50–70% своей массы). Из-за этого «выдувания» вещества из красного гиганта вокруг него образуется околозвездная оболочка, температура в которой снижается по мере удаления от звезды. На внешней границе околозвездной оболочки тугоплавкие элементы (Fe, Si, Mg, С) конденсируются из газовой фазы, формируя те самые пылевые зерна.

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезды на этой стадии своей жизни помещены в асимптотическую ветвь гигантов, а саму стадию так и называют: стадия АВГ. После нее звезда окончательно сбрасывает свои внешние слои, которые вместе с околозвездной оболочкой становятся протопланетарной туманностью, постепенно превращаясь в планетарную туманность. А вместо гиганта остается его ядро — белый карлик, который еще долго будет остывать и медленно краснеть. Остывшие частички звездной пыли разлетаются по межзвездному пространству — небольшая часть такой пыли в свое время попала в район образования Солнечной системы.

Эти досолнечные зерна — единственные материальные свидетельства периода, предшествовавшего Солнечной системе, доступные для прямого анализа. Важно, что звездная пыль сохраняется в первичных (или, как их еще называют, примитивных) метеоритах практически в неизменном виде.

Досолнечные зерна обычно составляют не более 0,1% массы метеоритов. Они идентифицируются по аномальным изотопным значениям ряда элементов — неона, ксенона, гелия, кремния, углерода, азота, кальция, — не свойственным веществу Солнечной системы.

Зерна представлены наиболее тугоплавкими минералами — алмазом и карбидом кремния, в меньшей степени — графитом (в том числе графеном), карбидом титана, нитридом кремния, корундом, шпинелью и хибонитом. Это самые высокотемпературные минералы в составе метеоритов. Их кристаллическая структура формировалась в процессе термической конденсации медленно остывающего вещества в расширяющихся оболочках красных гигантов.

В лабораторных условиях компоненты звездной пыли выделяют из нерастворимого осадка, образующегося после растворения большей части минеральной массы метеорита в концентрированной кислоте.

Впервые достоверно обнаружить частицы звездной пыли в метеоритах удалось в 1987 году (R. S. Lewis et al., 1987. Interstellar diamonds in meteorites), после того, как был разработан аналитический метод масс-спектрометрии вторичных ионов (SIMS —Secondary-Ion Mass Spectrometry) — самый чувствительный метод анализа поверхностей, способный обнаружить присутствие элемента на уровне миллиардных долей. С помощью этого метода ученые получили возможность изучать химический состав и измерять содержания изотопов в досолнечных зернах микронного размера. Для изучения структуры зерен любого размера вполне подходит электронная микроскопия, а вот их достоверное датирование представляет проблему.

Первая попытка датировать звездную пыль из Мурчисонского метеорита по избытку изотопа 21Ne была предпринята в 1988 году (T. Ming, E. Anders, 1988. Interstellar silicon carbide: How much older than the solar system?). Тогда исследователи получили значения от 10 до 100 млн лет до образования Солнечной системы, и сами же в выводах написали о том, что это, скорее всего ошибка, и такой молодой пыль быть не может. Позже это объяснили тем, что анализировались агрегаты зерен, а не отдельные досолнечные зерна.

Первые успешные попытки определения возраста индивидуальных зерен карбида кремния из Мурчисонского метеорита были произведены в 2009 году двумя независимыми методами: по литию (было проанализировано 8 зерен) и по гелию/неону (22 зерна). Срок пребывания зерен в межзвездном пространстве по литию составил от 40 млн до 1 млрд лет (F. Gyngard et al., 2009. Interstellar exposure ages of large presolar SiC grains from the Murchison meteorite), а по гелию/неону — от 3 млн до 1,1 млрд лет (P. R. Heck et al., 2009. Interstellar residence times of presolar SiC dust grains from the Murchison carbonaceous meteorite). При этом авторы обоих исследований отмечали неоднозначность полученных значений возраста и сложность интерпретации такого их большого разброса.

В новой работе международная группа ученых из США, Швейцарии и Австралии под руководством Филиппа Хека (Philipp R. Heck), астрохимика из Чикагского университета, выполнила датирование 40 крупных досолнечных зерен карбида кремния, извлеченных из фрагментов Мурчисонского метеорита. По сравнению с предыдущими исследованиями, авторы внесли в алгоритм расчета возраста ряд дополнительных поправок. Результаты опубликованы недавно в журнале Proceedings of the National Academy of Sciences.

Для исследования авторы использовали зерна карбида кремния, так как размер досолнечных зерен алмазов составляет всего несколько нанометров и из-за этого их очень трудно анализировать. Большинство зерен карбида кремния имеют размер около одного микрона, но некоторые достигают 10 и более микрон. Такие зерна исследователи в шутку называют булыжниками. Самое крупное досолнечное зерно карбида кремния, обнаруженное в Мурчисонском метеорите, получило название Bonanza (англ. процветание, удача). Его размер составляет 30 микрон. Как минимум 12 из проанализированных зерен, по мнению авторов, ранее были частями более крупных агрегатов, образовавшихся в межзвездной среде (рис. 2).

Рис. 2. Изображения досолнечных зерен карбида кремния двух разных морфологических типов, полученные с помощью сканирующего электронного микроскопа. A — изоморфное (сохранившее структуру роста) зерно, избежавшее разрушения в межзвездной среде; B — оно же, запрессованное в золотую пластину для проведения SIMS-анализа; С — зерно обломочной формы, очевидно являвшееся когда-то частью более крупного агрегата; D — оно же, вдавленное в золото. Из сравнения фото В и D видно, что ненарушенные изоморфные зерна помимо формы отличаются от обломочных более высокой прочностью и отсутствием внутренней трещиноватости.

Изображение

Межзвёздная пыль важная составляющая нашей Галактики. Хотя по массе она составляет не более одного процента от всего вещества межзвездной среды, в ней сосредоточена большая часть элементов тяжелее гелия — тех, из которых формируются планеты и которые входят в состав живых организмов. Поэтому изучение механизмов образования космической пыли очень важно для понимания эволюции Вселенной в целом и нашей Галактики в частности.

Для определения возраста зерен звездной пыли, извлеченной из Мурчисонского метеорита, авторы решили использовать так называемый метод датирования по времени поверхностного воздействия (по возрасту экспозиции), выбрав в качестве таймеров (индикаторов времени воздействия) изотопы 3He и 21Ne.

Изотопные подписи 3He и 21Ne для АВГ-звезд хорошо известны (L. Nittler, F. Ciesla, 2016. Astrophysics with extraterrestrial materials). Их авторы и приняли за первичные. В период нахождения зерен пыли в межзвездном пространстве на них действовало космическое излучение, что отразилось в изотопных значениях. По разнице между первичными и нынешними значениями можно судить о времени, проведенном пылевыми зернами в космосе, а также о том, когда они образовались (добавив 4,5–4,6 млрд лет, которые они потом провели в теле метеорита).

С помощью масс-спектрометрического анализа (наноразмерной масс-спектрометрии вторичных ионов — NanoSIMS) авторы анализировали в зернах количество космогенных нуклидов гелия и неона, образующихся при реакциях распада под действием галактических космических лучей — протонов и альфа-частиц, движущихся с высокими энергиями в космическом пространстве. Изотопы He и Ne анализировались при помощи масс-спектрометрии благородных газов.

Для оценки скорости накопления космогенных нуклидов в досолнечных зернах ученые использовали модель из статьи R. Trappitsch, I. Leya, 2016. Production and recoil loss of cosmogenic nuclides in presolar grains, основанную на данных, собранных на границе гелиосферы космическим зондом «Вояджер-1». При этом они добавили в модельные данные поправку, учитывающую возможное воздействие на досолнечные зерна потока частиц от раннего активного Солнца.

Также ученые делали поправку на размер, учитывая, что многие зерна в период облучения находились в составе более крупных агрегатов, которые потом разрушились, поэтому не вся их поверхность была подвергнута максимальному облучению. Большинство современных теоретических моделей определяют время жизни межзвездных зерен до разрушения в диапазоне от 100 миллионов до 1 миллиарда лет, а размеры пыли, образующейся на АВГ-стадии звезд, — от долей микрона до одного миллиметра (O. C. Jones et al., 2015. The dustiest post-main sequence stars in the Magellanic Clouds).

Авторы определили возраст экспозиции 3He и 21Ne в 30 и 24 зернах соответственно, причем для 18 зерен были получены оба значения. Анализ результатов показал, что метод оценки времени пребывания зерен в межзвездном пространстве по 21Ne значительно достовернее и не требует введения дополнительных поправок (рис. 3).

Рис. 3. Возраст экспозиции досолнечных зерен по 3He и 21Ne, в миллионах лет. Серые кружочки — без учета поправок, красные — с учетом поправок.

Изображение

Полученный возраст зерен колеблется в широком диапазоне от 3,9 ± 1,6 млн лет до 3 ± 2 млрд лет до момента образования Солнечной системы, принятого за 4,6 млрд лет. При этом возраст экспозиции большинства досолнечных зерен составляет около 300 млн лет и лишь три особо крупных зерна дают возраст более 1 млрд лет (рис. 4).

Рис. 4. Гистограмма распределения досолнечных зерен по возрасту.

Изображение

Авторы предполагают, что источниками пыли были АВГ-звезды с начальной массой от 1,6 до 1,9 солнечных масс, образовавшиеся во время второго периода усиленного звездообразования, имевшего место 7 млрд лет назад (первый был 9 млрд лет назад, см. H.J. Rocha-Pinto et al., 1999. An intermittent star formation history in a «normal» disk galaxy: The Milky Way).

По мнению авторов, многочисленные более мелкие звезды имеют слишком длинный эволюционный цикл, чтобы достичь фазы АВГ до образования Солнечной системы, а более редкие массивные звезды вряд ли могли быть источником зерен карбида кремния, для роста которых нужно определенное время пребывания в околозвездном облаке, а давление массивных звезд не позволяет пылевым облакам долго оставаться около материнской звезды.

Полученные авторами данные хорошо согласуются с моделью, основанной на наблюдениях за химическим составом звезд в нашей галактике (M. Noguchi, 2018. The formation of solar-neighbourhood stars in two generations separated by 5 billion years). Она предполагает, что примерно 7 млрд лет назад имел место пик звездообразования, связанный с тем, что потоки холодной материи из гало накапливались в галактическом диске. В период между 4,9 и 4,6 млрд лет звезды, рожденные во время звездного «бэби-бума», достигли АВГ-фазы, когда начали активно продуцировать звездную пыль, небольшая часть из которой была захвачена телами, формирующимися в молодой Солнечной системе.

Недавно другая группа исследователей во главе с Ольгой Правдивцевой из Университета Вашингтона в Сент-Лиусе сообщила об обнаружении досолнечных зерен в метеорите Альенде (O. Pravdivtseva et al., 2020. Evidence of presolar SiC in the Allende Curious Marie calcium–aluminium-rich inclusion). Этот крупнейший найденный на Земле углистый метеорит весом около 5 тонн упал все в том же 1969 году в Мексике.

В нем есть многочисленные крупные тугоплавкие включения, богатые кальцием и алюминием (см. Ca–Al-rich inclusion), которые считаются одними из древнейших объектов, сформировавшихся в Солнечной системе. Они состоят из первых твердых частиц, сконденсировавшихся из остывающего протопланетного диска. В одном из таких включений, названном «Любопытная Мэри» (Curious Marie) в честь Марии Кюри, и были найдены досолнечные зерна. Проведя масс-спектрометрический анализ 20 граммов вещества из этого включения, авторы сначала выявили в нем изотопные аномалии благородных газов, характерные для досолнечных зерен, а потом и сами зерна, представленные карбидом кремния.

Источник: Philipp R. Heck, Jennika Greer, Levke Kööp, Reto Trappitsch, Frank Gyngard, Henner Busemann, Colin Maden, Janaína N. Ávila, Andrew M. Davis, Rainer Wieler. Lifetimes of interstellar dust from cosmic ray exposure ages of presolar silicon carbide // Proceedings of the National Academy of Sciences. 2020. DOI: 10.1073/pnas.1904573117.

https://elementy.ru/novosti_nauki/43360 ... oy_sistemy


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 19 фев 2020 11:01 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Черные дыры могут служить центрами гигантских планетных систем.

Профессор Эйитиро Кобуко из Национальной астрономической обсерватории Японии и его коллеги выдвинули гипотезу, что планетные системы способны возникать не только вокруг звезд, но и вокруг сверхмассивных черных дыр в активных ядрах галактик. Аналогом протопланетного диска в данном случае должны выступать газопылевые диски, окружающие черную дыру.

Сверхмассивными называют черные дыры, масса которых составляет миллионы или миллиарды масс Солнца. Они существуют во многих ядрах галактик, в том числе и в центре Млечного Пути. Вокруг черной дыры образуется диск из постепенно падающего на нее вещества (аккреционный диск). Общая теория относительности позволяет вычислить «последнюю устойчивую орбиту» — расстояние, на котором вещество диска способно относительно долго существовать, не падая за горизонт черной дыры.

По словам профессора Кобуко, масса пыли в таком диске может составлять сотни тысяч масс Солнца, что намного больше массы обычных протопланетных дисков. «Пылевой диск вокруг черной дыры настолько плотен, что интенсивное излучение из центральной части блокируется и образуются низкотемпературные области. В таких областях протопланетного диска пылинки с ледяной оболочкой слипаются и превращаются в пушистые агрегаты», — говорит профессор Кобуко.

По мнению авторов исследования, в низкотемпературных областях, расположенных в нескольких световых годах от сверхмассивных черных дыр, в активных галактических ядрах ледяные частицы, постепенно слипаясь, могут превращаться в планеты размером с Землю или больше. «Наши расчеты показывают, что десятки тысяч планет с массой, в десять раз превышающей земную, могут образоваться в десяти световых годах от черной дыры, — говорит профессор Кобуко. — Вокруг черных дыр могут существовать планетные системы удивительного масштаба».

Исследование опубликовал Astrophysical Journal.

https://polit.ru/news/2019/11/26/ps_planets/


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 22 мар 2020 19:37 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Землеподобная планета TOI-700 d. Насколько она пригодна для жизни?

В 2018 году NASA отправило в космос телескоп Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), в русскоязычных СМИ его назвали просто “охотник за экзопланетами”. Орбитальная обсерватория ищет небольшие каменистые миры и газовые гиганты вокруг карликовых звезд, используя метод транзитной фотометрии. Приборы телескопа отслеживают небольшие изменения в блеске звезды, и на основе этих данных специалисты могут узнать, обращается ли вокруг светила планета.

Согласно сайту NASA, за два года работы на орбите TESS обнаружил 1765 кандидатов в экзопланеты, 42 из них было подтверждено. Самым любопытным миром, подтвержденным учеными, можно считать планету TOI-700 d, о которой 6 января 2020 года на 235-м заседании Американского астрономического общества (American Astronomical Society, AAS) в Гонолулу рассказали представители агентства.

Вот, что на пресс-конференции в январе 2020 года сообщила участник миссии TESS, аспирант Чикагского университета Эмили Гилберт: «Мы открыли три экзопланеты, которые вращаются вокруг красного карлика TOI-700. Все тела находятся в созвездии Золотой Рыбы на расстоянии 100 световых лет от Земли. Один из этих миров очень напоминает Землю и расположен в зоне обитаемости»

Описание самой планеты было представлено в препринте на сайте arXiv. После сообщений о TOI-700 d русскоязычные интернет-издания начали выпускать статьи с “громкими” заголовками: “…обнаружена “копия” Земли”, “…нашли пригодную для жизни планету” и т.д. Разберемся, насколько заголовки соответствуют реальности, действительно ли TOI-700 d похожа на Землю и пригодна ли она для жизни вообще? ЗВЕЗДА TOI-700 TOI-700 (также известна под обозначением 2MASS J06282325-6534456) — звезда, расположенная в созвездии Золотой Рыбы всего в 3° от южного полюса эклиптики, который находится в этом же созвездии. Видимая звездная величина (v) TOI-700 составляет 13.1, расстояние до Земли — 101,4 световых лет. TOI-700 несколько раз попадала в поле зрения телескопов. Первоначально астрономы ошибочно отнесли ее к солнцеподобным звездам, в одной из версий Каталога входных данных TESS ее пометили как TIC 150428135. Чуть позже наблюдения с помощью широкополосных фотометрических систем, используемых для измерения потока электромагнитного излучения астрономических тел, показали, что TOI-700 намного меньше звезды спектрального класса M2, то есть является красным карликом. Дальнейшие исследования спектра излучения TOI-700, которые проводилось спектрографом Goodman на 4,1-метровом Южном астрофизическом исследовательском телескопе (SOAR) в Чили, позволили уточнить спектральный класс TOI-700. Оказалось, что эта звезда типа M2V.

Эмили Гилберт вместе с другими астрономами изучила 2500 архивных фотометрических измерений, выполненных 20 роботизированными телескопами в рамках программы автоматического поиска сверхновых ASASSN (All-Sky Automated Survey for SuperNovae Ying), и обнаружила периодические колебания яркости TOI-700. Амплитуда этих колебаний составила 1,26 ± 0,07% от среднего значения, эти данные помогли астрономам вычислить период обращения звезды вокруг своей оси — 54,0 ± 0,8 суток (для сравнения, период обращения Солнца вокруг своей оси равен 25,34 суткам на его экваторе и почти 38 суткам вблизи полюсов).

Довольно длительный период вращения вокруг своей оси, отсутствие мощных вспышек ультрафиолетового излучения, низкая звездная активность — все это указывает на то, что TOI-700 не молодое светило. Астрономы считают, что возраст этого красного карлика не менее 1,5 миллиарда лет. Весь собранный материал о TOI-700 говорит о том, что эта звезда имеет массу и радиус около 40% от массы и радиуса Солнца, температуру чуть меньше 50% от солнечной. Ниже в таблице приведена дополнительная информация о красном карлике.

Изображение

ПОИСК ЭКЗОПЛАНЕТ.

В отличие от телескопа “Кеплер” (работал в космосе с 2009 по 2013 годы), обсерватория TESS наблюдает не за одним участком неба, а за разными областями космоса. Правда, астрономические объекты TESS изучает на куда меньшем расстоянии, чем “Кеплер”: на удалении всего 200 световых лет (“Кеплер” мог вести наблюдения на удалении до 3000 световых лет). После развертывания в космосе в 2018 году, обсерватория совершила маневр и перешла на рабочую орбиту с перигеем 108 тысяч км и апогеем 375 тысяч км. Космический аппарат вращается на орбите, которая никогда раньше не использовалась в подобных миссиях. Эллиптическая орбита обсерватории составляет ровно половину орбитального периода Луны. Это означает, что TESS делает полный оборот вокруг Земли каждые 13,7 дня.

Зона наблюдения телескопа поделена на 26 секторов размером 26×94°. Каждый сектор аппарат изучает как минимум 27 дней: из-за того, что некоторые сектора накладываются друг на друга, отдельные участки неба TESS исследует значительно дольше — до 351 дня для областей вокруг полюсов эклиптики. Забегая немного вперед, скажем, что наблюдения за звездой TOI-700 и ее тремя планетами, которые расположены в 3° от южного полюса эклиптики, телескоп вел с июля 2018 года по август 2019 года. Обсерватория исследует космос при помощи 4 камер с ПЗС-матрицами. Каждая такая камера имеет детектор с разрешением 16,8 мегапикселя и поле зрения 24×24°, аппаратура позволяет наблюдать за планетами, которые находятся близко к своим звездам.

Первую часть работы TESS завершит в июне 2020 года. Предполагается, что за два года наблюдений телескоп просканирует 85% площади неба. За это время космическая обсерватория изучит южную полусферу, а в июне приступит к обозрению северной. Еще до того как TESS был выведен на орбиту, команда ученых сообщила, что по всем расчетам телескоп должен будет открыть от 500 до 1000 земель и суперземель и около 20 суперземель в потенциально пригодной для жизни зоне. Как мы отметили выше, на март 2020 года обсерватория уже обнаружила 1765 кандидатов в экзопланеты, 42 из них были подтверждены.

Наибольший интерес вызывают три мира вокруг звезды TOI-700 — это планеты TOI-700 b, TOI-700 c и TOI-700 d с периодом обращения вокруг светила 9,98, 16,05 и 37,43 суток, соответственно. Все три планеты были открыты в 2019 году: TOI-700 b и TOI-700 c в ходе исследования пяти секторов, TOI-700 d после исследования восьми секторов. КАК ПОДТВЕРДИЛИ ЭКЗОПЛАНЕТЫ В 2019 году, когда стало известно, что вокруг TOI-700 могут вращаться экзопланеты, ученые провели дополнительный анализ звезды. Специалистам необходимо было убедиться, что блеск красного карлика не ложный, то есть его создают не соседние звезды, а именно планеты, проходящие по диску TOI-700. Новые изображения, полученные с использованием кассегреновского рефлектора 8,1 м Zorro телескопа Gemini South на Гавайях и спекл-камеры телескопа SOAR, показали, что вблизи TOI-700 на расстоянии чуть более 70 млн км (0,54 а.е) нет никаких признаков других светил, которые создавали бы ложный блеск. Наблюдения наземными аппаратами и фотометрические данные TESS подтвердили, что блеск TOI-700 меняется из-за небольших объектов, находящихся вблизи звезды.

Команда ученых во главе с Джозефом Родригесом из Центра астрофизики Гарвардского и Смитсоновского институтов обратилась к NASA с просьбой направить телескоп “Спитцер” в сторону красного карлика, чтобы подтвердить у светила наличие планеты в “зоне обитаемости” — TOI-700 d. “Зоной обитаемости” ученые называют расстояние от родительской звезды, на котором планета получает такое количество тепла, что вода на ее поверхности не превращается в лед, а существует в жидком состоянии. “Спитцер” начал 9-часовой сеанс наблюдения красного карлика TOI-700 в октябре 2019 года. Исследование велось инфракрасной камерой Infrared Array Camera (IRAC) на длине волны 4,5 мкм. “Спитцер” собрал данные, которые указывали на то, что TOI-700 d — это планета, а также окончательно опроверг то, что светимость звезды TOI-700 создают сторонние объекты. Все известные характеристики трех миров, вращающихся вокруг красного карлика TOI-700, приведены в таблице ниже.

Изображение

ПОТЕНЦИАЛЬНО ОБИТАЕМЫЙ МИР.

Итак, какова вероятность, что все три мира: TOI-700 b, TOI-700 c и TOI-700 d, могут быть пригодны для жизни? Любая оценка планеты земного типа требует наличия огромного количества данных о ней. Необходимо знать о свойствах этого тела, химическом составе атмосферы, вращении, эволюции ее летучих веществ. К сожалению, ученые такой “научной роскошью” не обладают. На ранних этапах наблюдений за экзопланетой им доступно куда меньше информации: период обращения планеты вокруг своей звезды, приблизительный размер и/или масса тела, некоторые важные свойства его светила. Ученые знают, как развивалась жизнь на Земле на протяжении миллиардов лет, как физика, биология и химия влияли на этот процесс. Специалисты используют эти знания, чтобы сравнивать экзопланеты с Землей и определять, являются ли эти миры “потенциально пригодными для людей”. Под “пригодными” ученые чаще всего понимают тела с такими условиями на поверхности, при которых может существовать жидкая вода — один из главных компонентов жизни, той жизни, которая нам известна. Здесь стоит оговориться. В космосе могут существовать планеты со средой очень отличной от земной, но способной поддерживать жизнь. Такие объекты будут не похожи на Землю.

Чтобы определить потенциальную обитаемость экзопланет, вращающихся вокруг TOI-700, необходимо понять, к какому типу миров они относятся. Каменистые ли это планеты, подобные Земле (их называют еще «суперземлями»), или мининептуны — нечто среднее между газовыми гигантами и землеподобными планетами, такие объекты богаты летучими веществами. Если знать радиус и массу экзопланеты, можно рассчитать ее среднюю плотность, что, в свою очередь, поможет узнать ее объемный состав. Хотя ученые и вычислили радиусы экзопланет, вращающихся вокруг TOI-700, высчитать их массы оказалось не так просто.

TOI-700 — сложная планетарная система. Все три экзопланеты здесь гравитационно взаимодействуют друг с другом, что постоянно изменяет время их транзита. Это особенно характерно для миров TOI-700 b и TOI-700 c, которые вращаются в резонансе 8:5 (восемь оборотов TOI-700 b вокруг звезды соответствуют по времени пяти оборотам TOI-700 c вокруг светила). Чтобы определить массу всех трех планет, Гилберт и ее команда использовали метод вариации времени транзитов (TTV). Этот метод позволяет измерить массу тел в системе из нескольких планет, наблюдая за изменениями их орбит под действием гравитации. Время прохождения каждой планеты перед родительским светилом изменяется, поскольку другие планеты либо “подталкивают” ее вперед, либо “тянут” назад. Если измерить последствия гравитационной силы, исходящей от планеты, можно вычислить и массу этого объекта. Из-за малого числа транзитов планет, которые TESS наблюдал в течение года, ученые смогли сделать лишь грубые расчеты масс этих миров: масса TOI-700 b — 0,42+2,5/-0,42 ME (где ME — масса Земли), TOI-700 c — 1,1+5,4/-1,1 ME, TOI-700 d — 1,0+4,1/-1,0 ME. На основании рассчитанных масс и радиусов ученые предполагают, что самая большая экзопланета — TOI-700 c, имеет плотность в 1,9 раза большую, чем у воды, что говорит о присутствии там летучих веществ. Астрономы заключили, что TOI-700 c — мининептун с водородно-гелиевой атмосферой. Чтобы узнать плотность меньших экзопланет TOI-700 b и TOI-700 d необходимо провести дополнительный анализ, по времени он может занять до года. Все данные, которыми сейчас располагают специалисты, указывают на то, что в системе TOI-700 больше нет планет крупнее TOI-700 c, гравитационно взаимодействующих с тремя известными мирами. Гилберт и ее команда использовали программу FORECASTER, чтобы получить более точный диапазон масс трех экзопланет. Вот какие результаты представила программа: 1,07+0,80/-0,43 ME для TOI-700 b, 7,48+5,89/-3,30 ME для TOI-700 c и 1,72+1,29/-0,63 ME для TOI-700 d. Компьютерное моделирование с использованием диапазонов этих масс показывает, что система TOI-700 остается стабильной в течение длительного периода времени, то есть размеры планет не меняются сотни миллионов лет. Расчеты программы FORECASTER также показывают, что TOI-700 b и TOI-700 d могут быть скалистыми мирами, очень похожими на Землю. Ученые предполагают, что из-за близости к светилу и сильного гравитационного воздействия все три планеты находятся в приливном захвате, то есть всегда повернуты к своей звезде одной стороной.

“ЗОНА ОБИТАЕМОСТИ”.

Еще один важный критерий, который можно использовать для определения того, является ли планета “потенциально пригодной для жизни” — количество энергии, получаемое от родительской звезды (Seff). В 2013 году астрофизик Рави Коппарапу опубликовал статью, в которой подробно рассказал о свойствах “зоны обитаемости”. По мнению исследователя, планета, расположенная ближе к светилу, чем внутренняя граница обитаемой зоны, будет сильно нагреваться его излучением. В результате вода с поверхности тела просто испарится. В 2017 году Коппарапу опубликовал еще одну научную работу. В статье он представил последние данные о том, как парниковые газы передают и поглощают инфракрасное излучение. В своем труде ученый предположил, что химические изменения в структуре атмосфер экзопланет размером с Землю, в результате которых вода испаряется, могут происходить при Seff равном около 1,34 (расстояние 0,21—0,24 а.е). “Когда планета теряет воду, карбонатно-силикатный цикл, который работает как термостат, разрушается, позволяя СО2 накапливаться в атмосфере. Это приводит к появлению “адской теплицы”, которую ученые наблюдают сегодня на Венере”, — утверждает в своей работе Коппарапу. Ученые считают, что TOI 700 b и TOI 700 c имеют значение Seff 5,0 и 2,7, соответственно, то есть эти планеты находятся за пределами внутренней границы “зоны обитаемости”. Астрономы говорят, что TOI-700 b, возможно, сохранила атмосферу, и, вероятно, будет представлять собой более крупную и горячую версию Венеры. Учитывая низкую плотность TOI 700 c, что исключает наличие там земного состава, эта планета, скорее всего, очень теплый мининептун с горячей и плотной атмосферой, в которой преобладают водород, гелий и экзотический лед, существующий только при высоких температурах и давлениях. Даже если у этого мира есть спутник размером с Землю, при таком раскладе он все равно не будет пригоден для жизни, скорее всего, он будет напоминать Венеру. Ситуация с TOI-700 d более радужная. Астрономы считают, что значение Seff для этой планеты может быть 0,86+0,15/-0,12. Космическое тело находится во внутренней границе “зоны обитаемости”. Астроном Габриэль Суисса из Центра космических полетов Годдарда NASA изучила 20 климатических моделей, чтобы вычислить приблизительную температуру на поверхности планеты и понять, могут ли условия на TOI-700 d быть пригодными для жизни.

Суисса рассматривала лишь два типа моделей поверхности планет: с океаном глубиной 50 метров и пустынные, без воды. В анализ ученый включила и три вида атмосфер с разным давлением и химическим составом: — атмосферу современной Земли, где преобладает азот, а содержание углекислого газа и метана по объему составляет 400 и 1,7 миллионных долей; — «архейскую», где содержание углекислого газа и метана было выше, чем сейчас (что согревало нашу планету, когда Солнце было моложе и тусклее); — и «древнюю марсианскую», в которой доминировал, как считается, углекислый газ. Исследователи исключили из анализа кислород, поскольку, в отличие от парниковых газов, он очень слабо влияет на температуру на поверхности планеты. Давление на планетах варьировалось от 0,5 до 10 атмосфер. Специалист пришла к выводу, что средняя температура на TOI-700 d с водой на поверхности может варьироваться от -36,5°С до +91,1°С. При условии «парникового эффекта» средняя температура для всех «водных» миров составляет -13°С. В самом «холодном» случае, когда в атмосфере отсутствовал углекислый газ и доминировал азот, свободными ото льда оставались всего 24% поверхности планеты и только тогда, когда светило находилось в зените. При сходных условиях температуры планет-пустынь оказались примерно на 0,3-0,5°С ниже, чем для планет-океанов. Несмотря на то, что «сухие» миры технически не пригодны для существования жизни, ученые все равно включили их в анализ, так как они допускают существование полярных шапок или подповерхностных источников воды, которые могут создавать слабые гидрологические циклы. «Наше исследование показывает, что на TOI-700 d может поддерживаться умеренный климат, а атмосфера планеты может обладать разнообразным химическим составом, — заключает Суисса. — На наш взгляд, на этой планете, возможно, имеются все необходимые условия для жизни» Из всего вышесказанного можно сделать вывод, что называть TOI-700 d “копией Земли”, конечно не стоит, у ученых еще нет всех данных, которые позволили бы так считать. Лучше говорить об этом мире, как о “потенциально пригодном для жизни”, это больше соответствует действительности.

БУДУЩЕЕ.

Ученые и дальше продолжат наблюдать за системой TOI-700, что позволит уточнить размеры этих экзопланет, а также “понять” их орбиты. TOI-700 — одна из главных целей для будущих спектроскопических исследований, которые позволят изучить атмосферу и состав всех трех планет. Расчеты, проведенные учеными, и климатические модели показали, что “потенциально пригодный для жизни мир” TOI-700 d космический телескоп “Джеймса Уэбба”, к сожалению, изучить не сможет, потому что приборы обсерватории не просканируют атмосферу этой планеты. Хотя для изучения TOI-700 d потребуются новые, более чувствительные инструменты, которые появятся лишь со временем, объект TOI-700 d, наравне с планетами системы TRAPPIST-1, будет оставаться одним из лучших кандидатов на мир, пригодный для жизни.

https://severnymayak.ru/2020/03/15/zeml ... ya-zhizni/


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 28 мар 2020 00:44 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Лед на Меркурии назвали частично местным.

Астрономы предложили сценарий образования воды на Меркурии под действием солнечного ветра на местные минералы. Получающиеся молекулы будут частично оседать в находящихся в постоянной тени кратерах в полярных областях, создавая там запасы льда. Таким образом, за формирование таких залежей, существование которых следует из данных аппарата MESSENGER, могут отвечать и местные процессы, а не только падение комет, пишут авторы в The Astrophysical Journal Letters.

Меркурий — это ближайшая к Солнцу планета, из-за чего на его поверхности в дневное время температура превышает 400 градусов Цельсия. Также из-за такого положения планета испытывает сильное влияние потока частиц от светила — солнечного ветра. Это приводит к экстремально низкой плотности атмосферы, потому что газы покидают ее под давлением солнечной плазмы.

Наземные радарные сканирования Меркурия, а также данные нейтронного спектрометра и лазерного альтиметра на борту аппарата MESSENGER, выходившего на орбиту планеты, указывают на наличие залежей водяного льда в приполярных кратерах, постоянно находящихся в тени. Считается, что она попала вместе с астероидами и кометами, однако не исключено, что существуют местные механизмы синтеза воды под действием солнечного ветра — подобные варианты рассматривались уже для Луны и астероидов.

Американские ученые под руководством Томаса Орландо (Thomas Orlando) из Технологического института Джорджии предложили схему образования воды для Меркурия. Согласно данной схеме, на дневной стороне планеты под действием протонов солнечного ветра содержащиеся в реголите гидроксильные группы (OH-) могут отделяться и превращаться в воду. Эти молекулы может ждать разная судьба: фотодиссоциация под ярким излучением Солнца, улетучивание в космос или осаждение в приполярных регионах. Результаты проведенного в исследовании моделирования показывают, что до десяти процентов накопленного льда может быть связано с данных механизмом.

Ученым давно известно образование гидроксила при взаимодействии протонов с оксидами металлов. Считается, что именно этот процесс ответственен за появление линии поглощения на длине волны 2,8 микрон, наблюдаемой на поверхности Луны и некоторых астероидов, которые в значительной мере состоят из оксидов алюминия, кальция, железа и магния. С течением времени присоединенных гидроксильных групп будет становиться все больше, а появление новых замедлится, зато увеличится образование молекулярного водорода и воды. Баланс выхода этих веществ управляет температурой поверхности, концентрациями и связанными с соответствующими химическими реакциями энергиями активации.

Ключевыми условиями для эффективного образования воды, согласно новой работе, являются высокий поток протонов и высокие температуры. Так как магнитное поле Меркурия примерно в сто раз слабее земного, то его способность отклонять заряженные частицы намного ниже. В результате у планеты формируются интенсивные потоки заряженных частиц, проникающие в толщу грунта примерно на десять нанометров. Расчеты авторов показывают, что это приводит к формированию примерно 3 × 1030 молекул воды в день на всей дневной поверхности планеты.

Моделирование с учетом возможных путей миграции предсказывает накопление порядка 1013 килограмм воды в приполярных кратерах на протяжении трех миллионов лет. Это может составлять порядка десятой доли всей находящейся там воды. Таким образом, несмотря на главенствующую роль комет и астероидов в появлении воды на Меркурии, местный механизм синтеза также может оказаться существенным.

Ранее ученые увеличили в 100 раз оценку запасов воды в лунных кратерах, нашли на Юпитере водяное облако и впервые обнаружили у экзопланеты в обитаемой зоне водяной пар в атмосфере.

https://nplus1.ru/news/2020/03/17/mercury-ice


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 14 апр 2020 21:44 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Первый «внеземной» белок в метеорите.

В метеорите, упавшем на Землю 30 лет назад, впервые обнаружены белковые структуры предположительно внеземного происхождения. Аминокислотные полимеры в этом и других углеродистых метеоритах могли образоваться в протопланетном диске при образовании Солнечной системы или в межзвёздных молекулярных облаках.

Органические компоненты, необходимые для жизни — не редкость в метеоритах. Для их поисков лучше всего подходит класс каменных метеоритов с повышенным содержанием углерода — основного элемента органических соединений. На протяжении последних лет в научной периодике появлялись сообщения об открытии в метеоритах компонентов, существенных для развития жизни, в частности, цианидов (статья в Nature Communications от июня 2019 года; см. также заметку на нашем сайте). В ноябре 2019 года в нескольких метеоритах этого класса впервые обнаружены два типа сахаров и по их геохимическим особенностям установлено их внеземное происхождение. Также давно исследуются аминокислоты и аминокислотные полимеры «метеоритного» происхождения — составные части для формирования белков. С усовершенствованием инструментальной техники дело оставалось за идентификацией структур более высокого уровня организации — белков. Статья группы исследователей из Гарварда — первое исследование, в котором заявлено об обнаружении белковых структур и приведены доказательства их формирования вне Земли. Эта работа является продолжением цикла исследований органических компонентов в метеоритах этого класса. Однако сама статья ещё не опубликована и доступна в виде препринта на arXiv.org. Утверждать, что совершено открытие, таким образом, рано: для этого даже после официальной публикации результаты необходимо будет перепроверить, подтвердив выводы в независимом исследовании. Однако заявленный результат, если он подтвердится, обещает стать ощутимым шагом астробиологии, и новость уже обсуждается в исследовательских кругах и, соответственно, распространяется в лентах научно-популярных новостей.

Метеорит с обозначением Acfer 086 упал в 1990 году в Алжире, а более известный метеорит Альенде (Allende) — в 1969 году в Мексике. Оба относятся к классу углистых хондритов, точнее, к его подгруппе CV3. В этих двух метеоритах учёные раньше уже находили аминокислотные полимеры с молекулярным весом 4641 атомных единиц. Похожие цепочки находили также в некоторых других метеоритах этого класса. Новое исследование претендует на обнаружение белковой структуры массой 2320 атомных единиц только в одном из этих метеоритов, Acfer 086. Белок, для которого предложено название «гемолитин», состоит из цепочек аминокислотных нитей, содержащих аминокислоты глицин и гидроксиглицин. Для этого белка также характерны «окончания» с группами атомов, связывающими цепочки и содержащими железо, литий и кислород.

Основным методом исследования была высокоточная масс-спектрометрия MALDI (матрично-активированная лазерная десорбция и ионизация) — методика получения ионов крупных молекул облучением лазерными импульсами при специальных условиях, позволяющих не разрушить само исследуемое вещество. В частности, здесь материал помещается в «матрицу» — некоторый органический субстрат, защищающий его сложные молекулы от разрушения при облучении. Эта сравнительно новая технология, за которую её первооткрыватель японский инженер Коити Танака получил в 2002 году Нобелевскую премию, теперь широко используется для анализа белков и других высокомолекулярных соединений.

Для того, чтобы исследование претендовало на результат в области астробиологии, необходимо обосновать, что органические молекулы в метеоритах образовались за пределами Земли. Такие доказательства — важный этап работы, поскольку в условиях земной лаборатории нужно убедиться в том, что мы не «открыли» попавший внутрь образца метеорита земной белок, или что глициновые молекулы не начали полимеризоваться во время экспериментов. «Внеземное» происхождение органических структур доказывается прежде всего геохимическими методами — по соотношениям изотопов различных элементов, необычным для аналогичных «земных» соединений. Так, используются данные по изотопам углерода (13C/12C), кислорода (18O/16O), водорода (D/H), азота (15N/14N), реже — некоторых других элементов, для которых их «земные» соотношения известны уверенно. Также используется проверка на более высоком уровне — по соотношению «левых» и «правых» энантиомеров. В аминокислотах земного происхождения доминируют «левые» энантиомеры, или L-конфигурации. Есть несколько гипотез, объясняющих это явление, включая вариант с «занесением» когда-то жизни на Землю именно в такой конфигурации. Обнаружение в метеоритном образце другого соотношения энантиомеров — аргумент в пользу внеземного происхождения органики.

В этой работе неземное происхождение гипотетического «гемолитина» обосновывается прежде всего его аномальной обогащённостью тяжёлым изотопом водорода дейтерием, необычной для аминокислот на Земле. По мнению исследователей, это указывает на происхождение соединения или из протопланетного диска (ранние стадии формирования Солнечной системы), или из межзвёздного молекулярного облака. Такое аномально высокое содержание дейтерия ранее подтверждено в веществе молекулярных облаков. Согласно предыдущим оценкам авторов, в условиях «тёплых» плотных молекулярных облаков в межзвёздном пространстве возможна медленная полимеризация простых аминокислот в газовой фазе, не требующая твёрдых поверхностей для протекания реакции. Кроме того, избыточность в этом белке металлических элементов — лития и железа, по их мнению, нехарактерна для земных соединений этого класса, но может соотноситься с их образованием в первых звёздах, возникших около 13 миллиардов лет назад, тем самым не противореча возможности его образования в молекулярных облаках.

Происхождение гемолитина пока остаётся загадкой. С одной стороны, данные по изотопному обогащению могут указывать на его источник за пределами Солнечной системы или в области образования комет (расстояния до 30 астрономических единиц). В то же время считается, что родительское тело для углистых метеоритов класса CV3 предположительно находится в поясе астероидов на расстоянии 2,3—2,5 а.е. Новый белок (но до подтверждения в независимых исследованиях — гипотетический) также может играть функциональную роль в производстве химической энергии. Так, группы FeO3Fe на участках терминации его цепей уже изучались в другом контексте: они играют роль в фотокаталитическом распаде молекул воды. Однако соответствующих экспериментов по определению биологической роли этого белка пока нет. Поэтому для рассуждений о его связи с «внеземной жизнью» или участии в абиогенезе нужно дождаться более весомых результатов исследований.

https://22century.ru/chemistry-physics- ... n=ordinary


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 26 апр 2020 01:58 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Эксперименты показали, что у планет-океанов не может быть дна.

Воспроизведя в эксперименте огромное давление и температуру, существующие на дне далеких планет-океанов, ученые обнаружили, что у них может вообще не быть определенного дна.

Насколько известно, в нашей Галактике довольно распространены планеты-океаны, покрытые слоем воды толщиной в сотни и даже тысячи километров поверх твердой силикатной коры. Несмотря на сочетание знакомых нам веществ, геохимия этих миров должна быть совсем другой, чем у Земли. Так, у самого дна глобального океана давление настолько велико, что поведение и воды, и кремния при этих условиях пока не известно.

Поэтому недавно минералоги из Университета штата Аризона воссоздали такие условия в лаборатории, рассмотрев, что происходит с водой и кремнием при экстремальном давлении — до 24 ГПа (для сравнения, давление на глубине 100 километров составит около 1 ГПа). Статья профессора Сан-Хон Сима (Sang-Heon Shim) и его коллег опубликована в журнале PNAS.

Для создания нужного давления были поставлены эксперименты с алмазными наковальнями — парой сверхпрочных конических алмазов, которые передают сжатие на острия. Технология позволяет достигать колоссальных давлений вплоть до 1000 ГПа и получать, например, металлический водород — фазу, существующую в недрах гигантских планет. Однако на этот раз между остриями наковален ученые разместили крошечный образец, содержащий кремний и воду, сжимая его и заодно нагревая с помощью лазерных лучей до высоких температур — как на дне планеты-океана. Просвечивая образец пучком рентгеновских лучей, они следили за изменениями его микроструктуры.

Эксперименты показали, что в таких экстремальных условиях вещества переходят в довольно экзотическую фазу: силикат и вода «взаимно растворяются», образуя смесь, содержащую микс оксидов водорода и кремния. Судя по этим результатам, планеты-океаны могут вообще не иметь определенного твердого дна, и на их колоссальной глубине вода переходит в силикатную литосферу через такой полужидкий смешанный слой.

«Изначально считалось, что вода и твердые слои на водных планетах четко отделены друг от друга, — говорит один из авторов работы Кэрол Ниср (Carole Nisr). — Но наши эксперименты указали на прежде неизвестное взаимодействие воды и силиката с формированием промежуточной по составу стабильной фазы. Разделение между водой и камнем оказывается удивительно «размытым» при большом давлении и высокой температуре».

https://naked-science.ru/article/astron ... et-byt-dna


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 26 апр 2020 02:04 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Картографы создали самую полную карту геологии Луны.

Картографы объединили карты эпохи Аполлона и современные лунные наблюдения, чтобы сделать новое изображение, - пишет sciencenews.org.

Новая карта Луны - это первая комплексная геологическая карта поверхности Луны. Разные цвета на ней обозначают различные особенности поверхности, такие как лунные возвышенности (темные тона земли) и древние потоки лавы (красные и пурпурные).

Каждый оттенок идентифицирует отдельное образование породы или осадка, включая кратеры, бассейны и древние лавовые потоки. Например, «более темные оттенки, близкие к цвету земли - это ландшафты горного типа, а красные и пурпурные цвета – вулканические породы и лавовые потоки», - говорит геолог Джеймс Скиннер из Геологической службы США в Флагстаффе (штат Аризона), который помог сделать карту. Посмотреть карту более подробно можно здесь.

Единая геологическая карта Луны, как ее называют, объединяет информацию из шести региональных лунных карт, созданных в эпоху Аполлона, а также недавние наблюдения с космических кораблей. Современные данные включают в себя изображения северного и южного лунных полюсов, сделанные с помощью спутника НАСА Lunar Reconnaissance, и наблюдения вокруг экватора со спутника SELENE Японского агентства аэрокосмических исследований.

Этот картографический проект был сложнее, чем просто соединить карты эпохи Аполлона вместе, как кусочки головоломки, и использовать новые данные для изображения деталей - отчасти потому, что края региональных карт не совпадали. Многие поверхностные объекты, которые должны были быть видны по краям двух отдельных карт, были идентифицированы как различные типы объектов на каждой карте или объекты разных возрастов.

Эти несоответствия возникли из-за того, что карты эпохи Аполлона были созданы отдельными исследовательскими группами, и две разные группы, изучающие одни и те же части Луны, могли по-разному интерпретировать то, что они видели. Например, одна группа могла видеть что-то зазубренное на поверхности и называть это ошибкой, тогда как другая команда могла бы прочитать это как фрагмент, выброшенный во время образования кратера.

Скиннер и его коллеги примирили эти несоответствия, проанализировав информацию со всех шести региональных карт, а также новые наблюдения лунного орбитального аппарата, чтобы выяснить правильную идентификацию для различных поверхностных элементов. Это позволило команде составить комплексную геологическую карту всей Луны.

Подробные наблюдения с лунных орбитальных аппаратов были особенно полезны для прояснения неопределенности в отношении того, как разные кратеры перекрывались друг с другом, что позволило определить относительный возраст кратеров. Выработка временных шкал формирования кратеров дает представление об истории Луны.

Новая карта может быть полезной для информирования будущих миссий человека на Луну: показывать регионы, которые могут быть богаты полезными ресурсами, а также те районы, которые нуждаются в более детальном картографировании для безопасной посадки там космического корабля.

https://scientificrussia.ru/news/kartog ... logii-luny


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 06 май 2020 00:26 
Не в сети
Активный участник

Зарегистрирован: 28 май 2010 20:26
Сообщений: 2392
Обнаружены признаки существования иной Вселенной


Группа физиков, включая Роджера Пенроуза, нашла свидетельство в пользу конформной циклической космологии — теоретической модели, согласно которой отдаленное будущее одной Вселенной оказывается сингулярностью, с которой начинает свое расширение другая Вселенная. По мнению исследователей, флуктуации космического радиоволнового фона, называемые В-модами поляризации, являются следствием испарения черных дыр в предыдущей Вселенной. Препринт статьи опубликован в репозитории arXiv.org.

Конформная циклическая космология предложена Пенроузом в 2005 году, ученый пытался объяснить несоответствие между вторым законом термодинамики, согласно которому энтропия Вселенной должна увеличиваться со временем, и инфляционной моделью, которая подразумевает, что случайный выбор определенных космологических постоянных привел Вселенную к нынешнему ее состоянию (то есть Вселенная в момент рождения была более неупорядоченной). Пенроуз предположил, что кажущаяся неупорядоченность на самом деле принадлежала предыдущей Вселенной с максимальным уровнем энтропии, но лишь часть состояний (степеней свобод) перешла от нее через сингулярность Большого взрыва.

Иными словами, Пенроуз считал, что бесконечно расширяющаяся Вселенная, в которой вся материя превратится в электромагнитное излучение, математически неотличима от сингулярности, с которой начнет свое существование следующая Вселенная. Согласно физику, если эта гипотеза верна, то в космическом радиоволновом фоне должны существовать аномалии.

В своей новой работе ученый и его коллеги показали, что такими аномалиями могут быть реликтовые В-моды поляризации — так называют «завихрения» поляризации реликтового излучения, которые возникают из-за неоднородностей в среде из-за гравитационных волн. Исследователи показали, что двадцать В-мод, зарегистрированные детекторами эксперимента BICEP в 2014 году, являлись испаряющимися сверхмассивными черными дырами в предыдущей Вселенной. Временные линии этих дыр можно рассматривать как «точки Хокинга», оставляющие гравитационный след в новой Вселенной.

https://lenta.ru/news/2018/08/17/universe/


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 11 июн 2020 09:16 
Не в сети
Активный участник

Зарегистрирован: 28 май 2010 20:26
Сообщений: 2392
Черные дыры оказались трехмерными голограммами

Международная группа ученых пришла к выводу, что черные дыры могут быть похожи на голограммы, в которых вся информация, которую они содержат, может быть закодирована на двумерной поверхности. Эта модель согласуется с теорией относительности Эйнштейна, которая описывает черные дыры как трехмерные, сферические и гладкие объекты. Статья исследователей опубликована в журнале Physical Review X.

Известно, что черные дыры в рамках теории относительности Эйнштейна обладают термодинамической энтропией, которая, как было открыто Хокингом, пропорциональна площади горизонта событий. Иными словами, чем больше черная дыра, тем больше информации она в себе несет. Информация, в данном случае, это число квантовых микросостояний, как следует из квантовой механики. Однако оба описания черных дыр (квантовомеханическое и термодинамическое), как оказалось, конфликтуют между собой.
Материалы по теме
07:25 — 10 мая 2015
Что такое голографическая Вселенная?
Черные дыры, теория струн и дуальное описание природы

Чтобы доказать соответствие между двумя описаниями, специалисты применили 30-летнюю идею, называемую голографическим принципом Хоофта. Он заключается в том, что вся информация, содержащаяся в некоторой области трехмерного (или n-мерного) пространства, может быть закодирована на двумерной границе (или n-1-мерной), окружающей это пространство. Это помогает решить некоторые фундаментальные физические проблемы, например, описать поведение гравитации в регионе Вселенной в системе с меньшим числом измерений. При этом не возникает противоречий между квантовой механикой и теорией относительности Эйнштейна, с которыми физики обычно сталкиваются при изучении черных дыр.

Исследователи описали свойства черной дыры как двумерную систему, в которой гравитация не присутствует явно, а соответственно, нет и порождаемой ею противоречий. Для этого они применили особую разновидность голографического принципа, называемого AdS/CFT-соответствием. Оно заключается в том, что некое пятимерное пространство с отрицательной кривизной (антидеситтеровское пространство, AdS) эквивалентно миру-границе с четырьмя измерениями. Согласно теории струн, эта граница, называемая браной, содержит частицы в виде струн, и поведение этих частиц аналогично поведению частиц в AdS с гравитацией.

Ученые пришли к выводу, что энтропия вращающейся заряженной черной дыры в AdS действительно может быть выражена числом микросостояний в пространстве с меньшим числом измерений.

https://lenta.ru/news/2020/06/04/holohole/


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 16 июл 2020 13:32 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Океан на Плутоне мог существовать с рождения планеты.

Ряд исследований предполагает, что Плутон и другие крупные объекты пояса Койпера могли образоваться уже с «готовыми» океанами. Энергии при их формировании могло быть достаточно для плавления льда и превращения его в сверхглубокий океан под поверхностью. Этот океан просуществовал до наших дней, постепенно замерзая и вызывая видимые на снимках Плутона разломы.

Статья группы из Университета Калифорнии, Санта Круз, опубликованная в конце июня в Nature Geosciences, описывает такой «горячий сценарий» формирования карликовых планет. Моделирование показывает, что при аккреции космического материала во время образовании Плутона выделилось достаточно энергии для образования подповерхностного океана на ранних этапах формирования планеты.

Представленный сценарий «горячего старта» противоречит устоявшимся взглядам на происхождение Плутона и подобных карликовых планет в поясе Койпера путём аккреции льда и твёрдых пород и возможного их последующего разогрева за счёт распада радиоактивных элементов («механизм холодного старта»). Формирование космических тел размерами с Плутон по такому механизму должно было занять сотни миллионов лет. Эти тела могут содержать разные виды льда, включая водяной (N2, CO, CH4 и H2O), но существование на них жидкой фазы при «холодном» старте объяснить сложнее.

Жидкость в устойчивом состоянии есть на поверхности единственного, кроме Земли, тела Солнечной системы — Титана, спутника Сатурна. При температуре −180° C на Титане вместо воды в жидкой фазе находится метан CH4. В сочетании с атмосферой из азота он обеспечивает гидрологический цикл — метановые облака, водоёмы и дожди, — образуя формы рельефа, аналогичные земным (см. статью о геоморфологическом картировании Титана). На других телах Солнечной системы жидкости, и даже водяной лёд, на поверхности неустойчивы, но вода может сохраняться под поверхностью под защитой слоя реголита, как на Марсе или Луне. А на отдалённых телах Солнечной системы, за «снежной границей», говорят о возможности сохранения воды под защитным слоем льда.
Достаточно уверенно подтверждено существование подлёдных океанов на спутнике Юпитера Европе (об этом есть более подробная статья) и спутнике Сатурна Энцеладе. Энергию для их существования может давать приливное взаимодействие с планетами-гигантами — оно же приводит к активному вулканизму на этих спутниках.
О возможном существовании на Плутоне жидкого океана под толстым слоем льда говорили и раньше. Но Плутон находится слишком далеко от Солнца и не является ничьим спутником. Поэтому источниками энергии, из известных нам, могут быть или радиоактивный распад, или освобождение гравитационной энергии при аккреции (формирования космического тела путём «слипания» космических тел небольших размеров).

Эта гипотеза получила первые инструментальные подтверждения в 2015 году, благодаря результатам съёмок поверхности Плутона аппаратом NASA New Horizons, предназначенным для облёта и подробного фотографирования Плутона и его спутника Харона, а также для исследования других объектов пояса Койпера — области Солнечной системы за орбитой Нептуна, в которой находится множество астероидов и карликовых планет вроде Плутона и Седны.

Взрывной рост исследований Плутона начался с 2015—2016 годов, когда корабль «Новые Горизонты», запущенный в 2006 году, наконец долетел до него и передал на Землю массив данных спектроскопии и съёмки в различных длинах волн. Это неудивительно: достаточно сравнить комбинированный снимок «Хаббла» 2002—2003 года — самую подробную «карту» Плутона до 2015 года — и хотя бы обзорную панораму New Horizons. В статье 2016 года в Science опубликован первый подробный обзор геологии Плутона и Харона по свежим данным, полученным New Horizons.

Исследователей привлекла крупная низменность возле экватора, названная Sputnik Planum, или Sputnik Planitia («Спутник Планиция») размером около 1000 км, без ударных кратеров, а значит, с молодым рельефом, который скрыл древние следы импактных структур. Она покрыта сетью разломов и сложена свежим льдом с высокой отражающей способностью. На снимках она выглядит как большое светлое пятно. Вероятно, это крупный ударный кратер. Поверхность в низине быстро залечивается за счёт подтаивания льда и поступления снизу свежего материала — так же, как это происходит на Энцеладе (более подробно можно посмотреть соответствующий раздел в статье). Поэтому следы существования океана обычно ищут здесь или поблизости, в разломах окрестных «гор».

Например, в работе 2019 года сообщается об обнаружении аммиака NH3 в спектроскопических снимках Плутона, переданных New Horizons. Следы аммиака в водяном льде были обнаружены вблизи крупного разлома под названием Virgil Fossae, указывающего на тектоническую активность в этом районе. Поскольку аммиак легко разлагается под действием ультрафиолета и космических лучей даже на Плутоне, он должен был образоваться на поверхности недавно и — предположительно — в результате деятельности криовулканов, выбрасывающих насыщенную аммиаком воду из глубины планеты сквозь разломы. Кроме того, аммиак — естественный антифриз: он понижает температуру замерзания воды, и это расширяет диапазон существования жидкой фазы (о жидкой воде на поверхности планеты с температурой −230° C, конечно, речь не идёт).

Вода при замерзании расширяется, в отличие от большинства известных веществ. Это один из ключевых механизмов разрушения горных пород на Земле — морозное выветривание: вода в микротрещинах породы при сезонном замерзании и оттаивании расширяет трещины, в конечном итоге раскалывая камни. Если после формировании планеты под её поверхностью остаётся относительно тёплый океан, то при постепенном замерзании он будет приводить к разломам (трещинам отрыва) на поверхности за счёт увеличения объёма воды. Такие разломные структуры в изобилии наблюдаются на Плутоне и Хароне. Наоборот, если океан образуется впоследствии путём таяния льда, например, из-за радиоактивного тепла, то объём воды в океане под поверхностью должен уменьшаться — на поверхности должны образоваться соответствующие нарушения, отличные от трещин отрыва. Исследователи обратили внимание на то, что противоположных структур сжатия почти не наблюдается даже на самых древних участках поверхности планеты. Это не исключает, что такие структуры впоследствии были скрыты геологическим развитием, поэтому одного такого наблюдения ещё недостаточно для утверждения гипотезы «горячей» планеты.

Исследователи выполнили оценку баланса энергии при образовании Плутона. Если бы вся выделившаяся при аккреции гравитационная энергия осталась внутри планеты, этого тепла хватило бы для образования жидкого океана на самом раннем этапе. Однако значительная часть этой энергии должна была рассеяться в виде теплового излучения. Доля излучённой энергии зависит от времени, которое ушло на окончательное формирование планеты. Но для ответа на вопрос о времени, за которое сформировалась планета, недостаточно данных, поэтому можно только оценить потери энергии на излучение в разных сценариях (быстрое или медленное формирование).

В целом расчёты предлагают такую дилемму. Если Плутон сформировался быстро, за время меньше 30 тысяч лет, он мог образоваться по «горячему» сценарию. Если же аккреция продолжалась несколько десятков или сотен миллионов лет, как обычно предполагали, то разогретый материал вблизи поверхности успел бы остыть, и ни для какого океана тепла не хватило бы. В этом случае — «холодный старт». Здесь тоже возможен вариант с ранним формированием океана: для этого на планету должны были падать очень крупные метеориты, передавая значительную энергию сразу на большую глубину.

Исходя из этих результатов можно предположить, что и другие крупные тела пояса Койпера также могли сформироваться по «горячему» механизму и иметь свои понемногу остывающие океаны. В самых крупных из таких объектов океаны могли сохраниться и до сих пор. Такими кандидатами, например, выступают карликовые планеты пояса Койпера Эрис и Макемаке. Это позволяет астробиологам включить такие экзотические объекты в сферу поисков жизни за пределами Земли.

https://22century.ru/chemistry-physics- ... n=ordinary


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 16 июл 2020 13:35 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Условия на древнем Марсе могли быть благоприятными для подземных бактерий.

На Марсе могли сохраняться приемлемые условия для развития микробной жизни под поверхностью в первый период его геологической истории, протекавший 3—4 миллиарда лет назад (в нойскую эпоху). Энергии радиолиза могло быть достаточно для производства необходимого организмам-литотрофам количества водорода, а также для поддержания благоприятной температуры под марсианской криосферой.

Предполагается, что жизни на Марсе, как минимум в древние эпохи, мог способствовать радиолиз воды — её распад с выделением водорода H2 под действием излучения от радиоактивных элементов в горных породах, например, урана и тория. Кроме источника энергии для образования водорода, радиоактивный распад также мог способствовать дополнительному нагреву пород и поддержанию более благоприятной температуры (по сравнению с тем, какой она могла бы быть под влиянием одной только солнечной энергии). Исследование палеоусловий на Марсе показало, что концентрация водорода в марсианских породах из-за радиолиза была достаточной для поддержания жизни примитивных микроорганизмов и сопоставимой с аналогичными земными экосистемами.

Кроме воды как необходимого компонента для возникновения жизни, среда потенциального обитания должна содержать источники энергии для организмов. Энергия может выделяться в геохимических процессах с участием ряда химических соединений, которые микроорганизмы могут метаболизировать. Так, некоторые земные микробные сообщества, живущие на глубине, используют водород в качестве первичного донора электронов (то есть восстановителя). В подземных экосистемах водород вырабатывается абиологически путём радиолиза воды, а также в других геохимических процессах включая выветривание горных пород. Микробные сообщества, использующие такой источник энергии, называются хемолитотрофами как подкласс литотрофных организмов. Пока литотрофия обнаружена только у архей и бактерий. Некоторые из них могут выживать в условиях за пределами привычной зоны обитаемости, например, при температурах выше 110 °C или очень кислых средах (с pH<2). Поэтому астробиологи рассматривают такие хемолитотрофные сообщества как модель для поиска жизни вне Земли, в том числе, разумеется, на Марсе. А радиолиз рассматривается как возможный механизм выработки H2 на Европе, Энцеладе и на современном Марсе — то есть везде, где есть свидетельства существования воды (см. обзор мест, где пытаются искать жизнь в Солнечной системе).

Марс, вероятно, был более привлекательным, чем сегодня, местом в первый миллиард лет существования, или в период его геологической истории, называемый нойской эпохой. Тогда на его поверхности могла существовать жидкая вода. На это указывают и формы рельефа, в частности, русла и конусы выноса рек. Участки с отложениями этой эпохи на поверхности представляют особый интерес для поиска биосигнатур. В ближайшее время ожидается запуск космического корабля, который должен доставить марсоход Perseverance в одно из таких мест (более подробно об этом — по ссылке).

На Марсе выделяют три геологические эпохи — нойскую, гесперийскую и амазонийскую. Такое разделение сначала исходило из районирования его поверхности по плотности метеоритных кратеров: их больше всего на самых древних террейнах, названных нойскими, и меньше на молодых амазонийских. Более старые участки — это, как правило, возвышенности в южном марсианском полушарии, а молодые — низины в северном полушарии, которые легче заполняются новым материалом. Затем это разделение было скоррелировано с данными геологии и геохимии соответствующих пород. Современные геологические карты используют более подробную деталировку, но принцип сохраняется — так же, как и с археем, протерозоем и фанерозоем на Земле.

В качестве исходных данных используются результаты гамма-спектрометра на борту спутника NASA Mars Odyssey. Он позволяет определить концентрацию радиоактивных элементов тория и калия в марсианской коре. По этим данным можно затем сделать вывод о концентрации урана, которую Mars Odyssey напрямую не измеряет. Радиоактивное излучение от распада этих элементов является источником энергии для радиолитического разложения воды. Поскольку нас интересует нойская эпоха, современные значения концентраций радиоактивных элементов можно экстраполировать на 4 миллиарда лет назад и оценить мощность радиоактивного излучения в то время.

Следующий шаг — оценка количества воды на древнем Марсе, которая могла подвергнуться радиолизу. Геологические свидетельства указывают на то, что в пористых породах Марса могло содержаться значительное количество воды. Здесь экстраполяционные модели уже имеют значительно худшие основания, потому что о множестве необходимых параметров пород и климата в то время можно только догадываться. Так, исследователи использовали данные по плотности марсианских пород для оценки доступного для воды порового пространства, а также разработанные геотермальные и климатические модели для оценки глубины криосферы в нойскую эпоху. Из-за возрастающей неопределённости таких расчётов с увеличением сложности моделей и количества их параметров учёные рассматривают несколько основных сценариев моделирования, например, «холодный» и «тёплый» варианты климата для Марса, разный состав грунтовых вод и т. д.

Объединив эти данные и модели, можно заключить, что 3—4 миллиарда лет назад зона потенциальной обитаемости на древнем Марсе могла простираться под поверхностью на глубину до нескольких километров ниже слоя криосферы. В этой зоне производство водорода в химической реакции радиолиза могло быть достаточным для поддержания микробной жизни, насколько можно судить по аналогичным экосистемам на Земле. Согласно расчётам, такие зоны обитаемости на Марсе могли сохраняться на протяжении сотен миллионов лет.

https://22century.ru/chemistry-physics- ... n=ordinary


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 16 июл 2020 13:44 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Астрономы впервые увидели свет от столкновения двух черных дыр.

Астрономы впервые увидели всплеск света от столкновения двух черных дыр. Объекты встретились находясь на расстоянии 7,5 миллиардов световых лет от Земли. В момент их встречи в вихре горячей материи, вращающейся вокруг более крупной, сверхмассивной черной дыры, началось слияние. Этот водоворот называется аккреционным диском и вращается вокруг горизонта событий черной дыры – места в космосе, в котором сила гравитация настолько сильна, что даже фотоны света не могут ее покинуть. Вот почему ученые никогда не видели столкновения двух черных дыр. В отсутствие света идентифицировать такие слияния можно только обнаружив гравитационные волны – рябь в пространстве-времени, создаваемой столкновениями массивных объектов.

Впервые существование гравитационных волн предсказал Альберт Эйнштейн, но он не думал, что их когда-то удастся обнаружить. Они казались слишком слабыми, чтобы уловить их сигнал на Земле среди всего этого шума и вибрации. В течение 100 лет казалось, что Эйнштейн был прав. Но в 2015 году LIGO и VIRGO – детекторы гравитационных волн, расположенные в EGO (Европейская гравитационная обсерватория в Вашингтоне и Луизиане) впервые зафиксировали гравитационные волны: сигналы от слияния двух черных дыр на расстоянии около 1,3 миллиардов световых лет от Земли.

Открытие положило начало новой области астрономии и принесло Нобелевскую премию по физике исследователям, которые работали над проектом. На этот раз ученые сравнили столкновение сверхмассивных черных дыр, так как детектор LIGO впервые обнаружил всплеск света, что раньше казалось невозможным, поскольку черные дыры не излучают свет.

Исследователи полагают, что сила столкновения двух массивных объектов заставила вновь образовавшуюся черную дыру проскочить через газ аккреционного диска вокруг более крупной черной дыры. В пресс-релизе исследования, опубликованного в журнале Physical Review Letters говорится, что именно реакция газа на ускорение создает яркую вспышку, видимую в телескопы. Команда астрономов Калифорнийского технологического института ожидает увидеть еще один всплеск от той же черной дыры через несколько лет, когда она, согласно прогнозам, снова войдет в аккреционный диск сверхмассивной черной дыры.

Причина, по которой поиск таких всплесков важен, заключается в том, что они помогают в вопросах астрофизики и космологии. Если мы сможем снова обнаружить свет от слияния других черных дыр, то больше узнаем о происхождении этих таинственных объектов.

Соавтор исследования Манси Касливал, доцент астрономии Калифорнийского технологического института.

Оба детектора и LIGO и VIRGO зафиксировали возмущения в пространстве-времени в мае 2019 года. Всего через несколько дней телескопы Паломарской обсерватории недалеко от Сан-Диего заметили яркую вспышку света, исходящую из того же самого места в космосе. Позже исследователи просмотрели архивные изображения этой области неба и заметили всплеск. Вспышка медленно угасала на протяжении месяца. Временная шкала и местоположение совпадали с данными LIGO. В ходе работы команда пришла к выводу, что всплеск, вероятно, является результатом слияния двух черных дыр, однако полностью исключить другие варианты нельзя. Тем не менее, им удалось исключить вероятность того, что всплеск произошел в результате обыкновенных взрывов в аккреционном диске сверхмассивной черной дыры, так как до всплеска, на протяжении 15 лет, диск вел себя относительно спокойно.

В будущем исследователи ожидают больше подобных открытий. Все потому, что в ближайшие несколько лет должна начать работу новая гравитационно-волновая обсерватория – гравитационно-волновой детектор Камиоки (KAGRA). С помощью KAGRA, LIGO и VIRGO ученые рассчитывают сузить поиски местоположения массивных столкновений в три раза. Это также поможет улучшить оборудование телескопов для более точного обнаружения этих событий, вызывающих гравитационные волны и обнаружения испускаемого ими света. Как полагают авторы научной работы, новая глобальная сеть детекторов в конечном итоге может обнаруживать до 100 столкновений в год.

https://www.spacel.ru/%d0%b0%d1%81%d1%8 ... %82%d0%be/


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 16 июл 2020 14:03 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Первые звезды во Вселенной погасли уже через 500 млн лет после Большого взрыва.

Задача поиска следов самых первых звезд, которые зажглись во Вселенной, — одна из основных в современной астрофизике. Проблема в том, что эти звезды существовали очень небольшое время после Большого взрыва, а возможностей современных телескопов едва хватает, чтобы заглядывать в те далекие времена. Недавно появилась статья, авторы которой пишут о своем подходе к работе с данными обзора Hubble Frontier Fields, дополненными наблюдениями космического инфракрасного телескопа «Спитцер» и наземного Очень большого телескопа в Чили. Ученые использовали сложное моделирование и нетривиальные алгоритмы обработки снимков далеких галактик, свет от которых был усилен гравитационными линзами. И хотя следов первых звезд им найти не удалось, эта работа всё равно дала важные результаты. Во-первых, из нее следует, что всего через 500 млн лет после Большого взрыва самых первых звезд уже не осталось. Во-вторых, применение методов, описанных в этой работе, к данным телескопа им. Джеймса Уэбба, запуск которого намечен на будущий год, наверняка приведет астрономов к долгожданному обнаружению первых звезд.

Во Вселенной много загадок, но один из самых важных нерешенных вопросов относится к первым звездам: когда они сформировались и как сильно условия во Вселенной в то время отличалась от сегодняшних? По данным современной физической космологии, первые звёзды начали формироваться спустя несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва, когда Вселенная достаточно остыла для того, чтобы облака водорода смогли нарушить установившееся гидростатическое равновесие и начать сжиматься в протозвёзды. Сформировавшиеся таким образом звёзды стали первыми источниками света во Вселенной, приняли участие в процессе реионизации и обогатили космос первыми тяжелыми элементами. Но это всё в теории. Чтобы проверить эти предположения, первые звёзды необходимо обнаружить.

За последние сто лет астрономы пришли к выводу, что звёзды не образовались в какой-то один момент: и в каждой галактике, и во Вселенной в целом процесс образования звезд идет миллиарды лет, и, например, в Млечном Пути он еще не закончился. Естественно, из-за изменения химического состава Вселенной (которое в основном происходит благодаря нуклеосинтезу в недрах звезд и при вспышках сверхновых) вновь образованные звёзды отличаются от тех, что появились раньше. Для классификации звезд с точки зрения времени их образования используется понятие звездное население (или звездное поколение).

Как и многие термины в астрономии, поколения звезд называются (точнее, нумеруются) не в хронологическом (относительно возраста Вселенной) порядке, а в порядке, в котором их открывали ученые. Поэтому звёзды, которые образовались позже всего (например, наше Солнце), относят к населению I (см. Population I stars) — они сформировались из остатков более ранних звезд, и в их внешних слоях относительно много тяжелых элементов (то есть элементов тяжелее гелия, которые в астрономии принято называть металлами), которые сами там образоваться не могли. Так, например, на поверхности Солнца более 1% от массы составляют кислород, углерод и неон. Эти более ранние звёзды тоже образовались не только из водорода или гелия — хотя большая часть их прогорела и взорвалась, но самые холодные из них (а значит, маломассивные и потому способные существовать очень долго) были найдены в звездных скоплениях, разбросанных по нашей Галактике. Их называют звездами населения II (см. Population II stars). В них намного меньше элементов тяжелее гелия, но они всё же там есть. И только в исходных ингредиентах самых первых звезд — звезд населения III (см. Population III stars) — должны быть только водород и гелий, то есть элементы, которые были во Вселенной сразу после Большого взрыва. Звёзды населения III до сих пор не найдены.

Сразу нужно оговориться, что напрямую увидеть отдельные звёзды населения III мы, скорее всего, не сможем никогда. Разрешение лучших телескопов — существующих, проектируемых и даже еще только планируемых — позволит видеть отдельные звёзды разве что в самых близких галактиках (а, например, часть звезд нашего Млечного Пути скрыта от нас облаками газа и пыли, и мы их не увидим никогда). Поэтому астрономы пытаются найти галактики в молодой Вселенной, в которых есть хотя бы косвенные признаки наличия звёзд населения III.

Один из признаков — следы, оставленные взрывами сверхновых. Первые звёзды были крайне массивными и прожигали весь свой водород всего за несколько миллионов лет, взрываясь сверхновыми. Поэтому в галактиках молодой Вселенной должен быть сильный избыток рентгеновского излучения, возникающего в таких процессах. Поиски этих рентгеновских следов идут в галактиках на больших красных смещениях — то есть эти галактики очень далекие, и мы их видим в то время, когда Вселенная была молода. Недостаток этого метода в том, что он позволяет найти галактики, где звёзды населения III еще «недавно» были, но уже исчезли. Это означает, что можно только примерно предположить время их появления, а получить информацию об их массе, составе и распределении по объему родительской галактики, увы, не получится.

Обнаружить следы присутствия звезд населения III во время их жизни можно по особенностям излучения галактик в ультрафиолетовом диапазоне (о том, почему это так, рассказано ниже). Именно этот УФ-след и ищет группа астрономов во главе с исследователем из Европейского космического агентства Рачаной Бхатавдекар (Rachana Bhatawdekar). Первая статья группы, посвященная этой теме, вышла в прошлом году (R. Bhatawdekar et al., 2019. Evolution of the galaxy stellar mass functions and UV luminosity functions at z = 6−9 in the Hubble Frontier Fields). Сейчас к печати в журнале MNRAS готовится их вторая статья, доступная пока в виде препринта. О ней и пойдет речь дальше.

Все работы по первым звездам ведутся на пределе технических возможностей современных телескопов, и измерения проводятся, увы, с большими погрешностями. Поэтому важно иметь статистически большую выборку максимально далеких от нас галактик, в которых уже можно будет искать признаки (или следы) первых звезд. А далекие галактики, как ни странно, лучше всего искать там, где, на первый взгляд, ничего нет, — то есть нет близких и ярких объектов, которые бы засвечивали снимок, пока телескоп «всматривается» в космические дали. Одно из таких мест на небосводе называется Hubble Ultra Deep Field (см. картинку дня Hubble Legacy Field). Площадь этого казавшегося темным и ничем не примечательным участка неба в 160 раз меньше лунного диска. Но в 2003 году, после того как телескоп «Хаббл» пронаблюдал его в течение 11 суток, оказалось, что на нем находятся более 10 тысяч галактик, большинство из которых очень молодые — они находятся красных смещениях z = 6–9. То есть мы их видим в первый миллиард жизни Вселенной.

Долгие попытки использовать эти данные для поиска звезд населения III дали крайне противоречивые результаты. Некоторые научные группы заявляли о том, что наклон спектра в УФ-диапазоне указывает на присутствие первых звезд, но последующие наблюдения показали, что разброс величин слишком большой, а ошибки измерений не позволяют построить точный график (точнее, позволяют построить какой угодно график).

Но удача сопутствует храбрым. Оказалось, что есть еще более удачное поле для поиска первых звезд. Оно называется Hubble Frontier Fields (HFF) и состоит из шести небольших площадок (каждая размером около 1/1000 лунного диска), расположенных в направлении на гигантские скопления галактик, которые находятся от нас примерно в 4 миллиардах световых лет (примеры таких скоплений — Abell 370 в созвездии Кит и Abell 2744 в созвездии Скульптор). Скопления эти примечательны тем, что своей гравитацией они собирают свет от намного более далеких галактик и направляют его к нам, — то есть они являются гравитационными линзами (рис. 2) и позволяют нам при помощи телескопа «Хаббл» увидеть галактики такими, какими они были всего через 500 миллионов лет после Большого взрыва, когда возраст Вселенной составлял всего 3,6% от нынешнего.

Рис. 2. Принцип действия гравитационной линзы. Скопление галактик, расположенное между Землей и удаленной галактикой, собирает идущий от нее в разных направлениях свет в пучок, который попадает на зеркало телескопа. Масса скопления, искривляющая пространство и поэтому заставляющая свет менять направление, работает подобно собирающей линзе.

Изображение

Рис. 1. Скопление галактик Abell 370, сфотографированное телескопом «Хаббл». Эта область — одна из площадок, выбранных для исследования в рамках обзора Hubble Frontier Fields, проводившегося в 2013–2017 годах. Голубые дуги — наиболее явный результат гравитационного линзирования более далеких галактик этим скоплением.

Изображение

Еще важнее, что увидеть можно далекие галактики средних размеров — вплоть до тех, что в 1000 раз тусклее (то есть менее массивные), чем наш Млечный Путь. Такие тусклые галактики особенно подходят для поиска признаков звезд населения III: обычное звездообразование в них идет не так активно, а значит проще выловить искомый сигнал от первых звезд, ведь он не «размазывается» по многим сотням их новорожденных соседей.

Для наблюдения за этими площадками в 2013–2017 годах решением директора телескопа «Хаббл» из его личного резерва было выделено полторы тысячи часов. Потом данные «Хаббла» были дополнены наблюдениями космического телескопа «Спитцер» в инфракрасной (ИК) области. Сейчас HFF используется астрономами разных стран для изучения всех аспектов формирования и эволюции галактик в ранней Вселенной. В обсуждаемой работе изучалась одна из площадок HFF, она называется MACSJ0416.1-2403 и содержит около трех тысяч галактик.

Сразу скажем, что признаков первых звезд обнаружить не удалось. Отсутствие результата в научном исследовании — это тоже результат. Но значение этой работы еще и в том, как астрономы подошли к двум вечным проблемам, возникающим при работе с далекими галактиками, — учету засветки от линзирующего скопления и стыковке данных, полученных от принципиально разных телескопов. Давайте это обсудим.

Свет от скопления линзирующего галактик и свет, идущий от более далеких галактик, усиленный этим скоплением, ничем принципиально не отличаются друг от друга: на изображении, полученном телескопом, будут видны разбросанные по полю зрения галактики разных цветов, форм и размеров, но некоторые из них принадлежат линзирующему скоплению, а некоторые являются далекими фоновыми галактиками, в которых ищут первые звёзды. Световые профили галактик будут накладываться друг на друга, мешая определить их точные границы и полную светимость. В обсуждаемой работе предложен следующий выход из этой ситуации. Сначала по уже имеющимся данным телескопа «Хаббл» для каждой галактики было измерено красное смещение, которое позволило надежно установить, какие из них принадлежат более близкому скоплению, а какие находятся далеко за ним. Затем, используя закон распределения поверхностной яркости галактик, известный также как закон Серсика, ученые построили модельные профили всех массивных галактик линзирующего скопления и затем вычли их из изображений реальных галактик. Таким образом, на снимках остались только те галактики, которые не принадлежат линзирующему скоплению (рис. 3).

Рис. 3. Скопление галактик MACSJ0416. Слева — снимок телескопа «Хаббл» на длине волны 1,6 мкм. Светло-голубым выделены критические линии — области, где усиление света далеких галактик особенно сильно. Справа показан тот же участок, но без галактик линзирующего скопления, которые были убраны с помощью модельных профилей, построенных на основании закона Серсика.

Изображение

Следующим этапом поиска звезд населения III стало изучение УФ-излучения оставшихся на снимке источников (ультрафиолетовым оно является в системе отсчета далекой галактики — до нас оно доходит уже в оптическом диапазоне из-за красного смещения). Стандартный подход здесь — представить форму усредненного спектра в виде степенного закона f(λ)=λ(−β) (где λ — длина волны) и измерить коэффициент завала УФ-спектра β: в нормальных галактиках с продолжающимся звездообразованием коэффициент β обычно равен −2 (то есть чем дальше мы уходим в УФ-область, тем сильнее поток излучения), но у галактик со звездами населения III УФ-излучение еще сильнее, и β должна достигать −3 (рис. 4).

Рис. 4. Пример спектра молодой галактики с активным звездообразованием. Показаны дальний и ближний УФ-диапазоны (участки выделены синим и голубым), а также видимый свет (правая часть графика). Молодые звезды дают существенный вклад в коротковолновую часть спектра, который обрывается из-за недостатка чувствительности камеры на этих длинах волн. Серым цветом показана кривая наклона спектра с рассчитанным коэффициентом β.

Изображение

Физика здесь довольно простая: чем звезда массивнее, тем ярче она горит. Максимум излучения самых больших звезд классов O и B приходится на жесткий ультрафиолет и спадает по мере приближения к оптическому диапазону. Самые первые звёзды формировались в условиях практически неограниченных запасов водорода и скорее всего были еще массивнее (вероятно, они были самыми массивными звездами в истории), а значит, их УФ-излучение должно быть еще сильнее, а β — еще отрицательнее. И если таких звезд много, то в интегральном спектре галактики (напомним, что отдельные звёзды на таком расстоянии не видны) тоже будет избыток УФ-излучения, спадающий по мере увеличения длины волны. Таким образом, поиск первых звезд сводится к поиску галактик с максимально отрицательными значениями коэффициента β, что соответствует самому крутому наклону (или, как говорят, завалу) спектра.

Сам процесс поиска — это тоже сложная задача. Когда в 1994 году знаменитый астроном Даниэла Кальцетти (Daniela Calzetti; кстати, в мае этого года ее выбрали в Национальную академию наук США за большой вклад в изучение молодой Вселенной) впервые предложила изучать свойства галактик путем измерения завала спектра, этот метод предполагалось использовать для учета количества пыли в галактиках (D. Calzetti et al., 1994. Dust Extinction of the Stellar Continua in Starburst Galaxies: The Ultraviolet and Optical Extinction Law). Суть в том, что методом наименьших квадратов можно посчитать наклон графика потока в зависимости от длины волны в пределах от 125 до 260 нм. Сравнивая получившийся наклон с наклоном ближних и хорошо изученных галактик вроде Млечного Пути или Магеллановых облаков, можно оценить количество пыли в различных галактиках. Со временем астрономы поняли, что на форму завала спектра помимо количества пыли внутри галактики также влияет металличность ее звезд (чем меньше в водородной звезде примесей тяжелых элементов, тем она голубее) и общее количество молодых массивных звезд. Логично, что в ранней Вселенной, где мало элементов тяжелее водорода и гелия, и металличность звезд, и влияние пыли будут минимальными (и потому практически не увеличат значение β), а вот яркие и горячие звёзды населения III, наоборот, будут делать наклон спектра более крутым.

Проблема, однако, в том, что спектр и 25 лет назад, и сейчас можно получать только для ярких галактик: будучи разложен призмой, поток излучения должен быть всё еще достаточно сильным, чтобы его зафиксировала матрица приемника. А что делать, когда галактики сами еле видны даже в мощнейшие телескопы? Стандартным приемом является упрощение метода: галактика снимается в двух УФ-фильтрах, которые дают две точки на границах УФ-диапазона. Через эти точки, как мы знаем еще со времен Евклида, можно провести только одну прямую, которая и даст наклон. Не нужно объяснять, сколько ошибок может вкрасться в величину наклона, измеренную таким образом...

Новаторский подход авторов обсуждаемой статьи заключается именно в способе измерения параметра β. Раз нельзя напрямую получить спектр этих далеких галактик, решили они, его надо смоделировать, используя все имеющиеся данные от разных телескопов, а также существующие модели развития и эволюции галактик.

И снова немного физики. Разные процессы в галактиках проявляются в виде характерных особенностей на разных участках спектра. Как мы уже знаем, текущее звездообразование наиболее ярко проявляется в УФ-диапазоне. Уже сформировавшиеся звёзды главной последовательности ярче всего светят в оптическом диапазоне. Тусклые звёзды, пыль и газ хорошо видны в ИК-диапазоне. Чтобы построить модельный спектр галактики (то есть узнать относительное количество звезд всех масс, количество газа, пыли и других источников излучения, найти их эталонные спектры и сложить их вместе, получив интегральный спектр галактики), надо постараться учесть все эти детали, не забывая, что на красном смещении z = 9 длина всех участков спектра увеличилась ровно в 10 раз, и теперь даже верхняя граница УФ-диапазона будет нам видна на длине волны 1,25 мкм, а это уже ИК.

Как уже говорилось, телескопы «Хаббл» и «Спитцер» получили глубокие изображения скопления MACSJ0416. Проблема в том, что они работают в несмежных участках спектра: камеры «Хаббла» снимают в диапазоне 0,4–1,6 мкм, в то время как самый коротковолновый фильтр «Спитцера» принимает свет на длине волны 3,6 мкм. Чтобы построить более точное распределение энергии по длине волны, было бы неплохо получить хотя бы одну точку в незакрытой области электромагнитного диапазона между зонами чувствительности обоих телескопов. Для этого были использованы данные камеры HAWK-I, установленной на Очень большом телескопе в Чили, — с ее помощью были получен снимок в фильтре K, а это ближний участок ИК-диапазона.

Важным (и самым трудоемким) этапом научной работы было сопоставление снимков, полученных разными телескопами. Дело в том, что качество изображения, угловое разрешение и чувствительность матриц настолько разнятся, что порой совершенно непонятно, где на ИК-снимках находится маленькая галактика, отчетливо видная на снимках «Хаббла»: ее может быть вообще не видно, или она могла слиться с изображением близкой соседки, а то и нескольких галактик разом. Чем-то это похоже на задачу из детективных фильмов, когда из нескольких размытых пикселей на старой камере слежения нужно получить не только номер автомобиля преступника, но и отпечатки грязи на заднем бампере. Эта же проблема обыграна в одном из эпизодов мультсериала «Футурама».

Оказывается, в астрономии подобные детективные трюки возможны. Прием называется Template Fitting, что можно перевести как «поиск эталонных изображений». Его суть в том, что изображение галактики в более качественном телескопе (в нашем случае это «Хаббл») используется для создания модели изображения этой же галактики в телескопе с менее качественным изображением (VLT и «Спитцер»). Для этого используется математическая операция свертки, которую можно представить как перемножение интегралов, описывающих распределение потока по площади (рис. 6). Получившееся эталонное изображение масштабируется и центрируется, чтобы оно совпало с настоящей галактикой на снимке. Как только это произошло, то поток излучения этой эталонной галактики заносится в каталог. Получается, что из низкокачественного изображения ИК-телескопа удалось вытащить гораздо больше информации, чем там изначально было, — как и в фантастическом примере с восстановлением мельчайших деталей автомобильного номера из нескольких пикселей. Этот относительно новый, очень времязатратный и требующий больших вычислительных ресурсов метод позволяет получать точную фотометрию галактик в самых трудных участках электромагнитного спектра — ИК и субмиллиметровом. Благодаря применению этого приема обсуждаемая статья даже без финальных выводов о поиске первых звезд заслуживает высокой оценки — в ней опубликованы самые точные на сегодняшний день характеристики наиболее удаленных и тусклых галактик, наблюдаемых на площадках HFF.

В итоге, получив для каждой галактики точные и выверенные данные в десяти различных фильтрах в диапазоне от 0,4 до 4,5 мкм, ученые приступили к последнему этапу работы — моделированию спектра каждой галактики из тех, что расположены в поле HFF на красном смещении z = 6–9 (то есть мы их видим такими, какими они были спустя 500–900 миллионов лет после Большого взрыва). В этом моделировании перебираются различные варианты возраста звезд, их металличности, концентрации, а также функции масс и количества пыли в галактике и строится модельный спектр, который сравнивается с десятью значениями потока излучения, измеренного телескопами. Спектр, который подошел точнее всего, позволяет не только определить точное значение коэффициента β, но и узнать физические характеристики галактики — ее массу, темп звездообразования, звездное население и так далее. Этот метод не лишен недостатков. Например, используемые модели строятся на основе нашего понимания эволюции звезд и галактик, а значит, если первые звёзды имеют необычные спектральные характеристики, они останутся необнаруженными или, наоборот, исказят выводы. Однако этот метод на сегодня является самым надежным, если есть возможность использовать достаточное количество изображений, полученных в разных фильтрах.

По итогам измерений ученые пришли к выводу, что результаты предыдущих работ, указывавшие на обнаружение галактик, где β доходила до −3,0, скорее всего не соответствуют действительности — даже в этих уникальных молодых маломассивных галактиках УФ-спектр спадает не быстрее, чем с β=−2,63. А это значит, что следов первых звезд обнаружить не удалось. Из этого следует, что они появились — и скорее всего успели закончить свой жизненный цикл — быстрее, чем за 500 миллионов лет после Большого взрыва. Прежде чем перейти к стандартному окончанию подобных новостей и выразить надежду на скорейший запуск телескопа им. Джеймса Уэбба, нужно добавить, что отрицательный результат поиска звезд населения III — это не единственный результат обсуждаемой статьи.

Например, зная характеристики галактик по построенным модельным спектрам, астрономы установили зависимость скорости звездообразования от массы галактики. Эта зависимость называется «основной последовательностью» и в ближней Вселенной имеет линейный характер: чем массивнее галактика с активным звездообразованием, тем больше звезд она формирует каждый год (см. The SFR main sequence and starburst galaxies и статью P. Popesso et al., 2018. The main sequence of star-forming galaxies — I. The local relation and its bending). Универсальность этой последовательности на больших красных смещениях неоднократно ставилась под сомнение, но всегда не хватало данных для галактик малой и средней массы. Обсуждаемая статья ставит достаточно жесткие ограничения: спустя 500 миллионов лет после Большого взрыва галактики из широкого диапазона масс хорошо ложатся на основную последовательность, а значит, для их изучения оправданно применять модели, откалиброванные по хорошо изученным ближним галактикам.

В завершение — пара слов про телескоп им. Джеймса Уэбба. Несмотря на очередной перенос запуска, это по-прежнему самый ожидаемый телескоп в научном сообществе. Размеров его зеркала с лихвой хватит, чтобы разложить свет от фоновых галактик скопления MACSJ0416 (и многих других, еще не открытых) в спектр и по характеристикам этого спектра наконец обнаружить признаки самых первых звезд — неуловимых светил населения III. Осталось лишь дождаться запуска и надеяться, что он пройдет успешно.

Рис. 5. Расположение фильтров телескопа «Хаббл» и двух каналов телескопа «Спитцер» на шкале длин ЭМ-волн. Большой разрыв между областями чувствительности этих телескопов останется не заполнен до запуска космического телескопа им. Джеймса Уэбба, который запланирован на 2021 год. Частично это можно компенсировать длительными наблюдениями на наземных телескопах с помощью фильтра K, середина зоны пропускания которого приходится на длину волны 2,2 мкм.

Изображение

Рис. 6. Анимация операции свертки, производимой над двумя простыми функциями, обозначенными красным и синим. Черная линия, получаемая, когда графики функций накладываются друг на друга, и является результатом этой операции. Математически нет никакой разницы между этой анимацией и тем, как операция свертки изображений, полученных «Хабблом» и «Спитцером», позволяет получить точные размеры и яркость галактик в ИК-диапазоне. Кроме того, что на это требуется уйма времени и вычислительных ресурсов.

Изображение

Рис. 7. Сравнение средних значений наклона спектра β, полученных в обсуждаемой статье (оранжевые точки), с данными предыдущих исследований. Обращают на себя внимание намного меньшие погрешности в новых данных, а также то, что они просчитаны для самые далеких на сегодняшний день красных смещений — вплоть до z = 9. Несмотря на тенденцию к уменьшению значения β с возрастанием красного смещения, до сих пор нет данных о галактиках со значениями β∼−3,0, что указывало бы на первые звезды.

Изображение

Рис. 8. По данным, полученным за последние 15 лет, известно, что масса дисковых и карликовых галактик (то есть количество звезд в них) прямо пропорциональна темпу звездообразования (количеству появляющихся каждый год новых звезд). Эта зависимость называется «основной последовательностью» и хорошо выполняется на разных этапах жизни Вселенной

Изображение

https://elementy.ru/novosti_nauki/43367 ... ogo_vzryva


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 21 июл 2020 13:40 
Не в сети
Активный участник

Зарегистрирован: 28 май 2010 20:26
Сообщений: 2392
Астрофизики создали самую большую трехмерную карту Вселенной

Она еще раз подтвердила кризис в космологии.

ЬЮ-ЙОРК, 21 июля. /ТАСС/. Астрофизики из международного проекта eBOSS опубликовали самую большую и подробную на сегодня трехмерную карту Вселенной. По словам ученых, их работа закрыла пробел в неизвестной истории Вселенной длиной в 11 млрд лет. Об этом пишет пресс-служба проекта SDSS, частью которого является eBOSS.
Новость
В космосе сфотографировали «убегающую» галактику

«Мы достаточно хорошо знаем и древнюю, и недавнюю историю расширения Вселенной, но в середине был пробел в 11 мрлд лет. В течение пяти последних лет мы заполняли этот пробел. [Мы уверены, что] полученная информация станет основой для наиболее значимых открытий в космологии за последнее десятилетие», — прокомментировал глава eBOSS, космолог из Университета Юты Кайл Доусон.

eBOSS — это часть международного проекта SDSS, в ходе которого астрофизики анализируют снимки и спектры квазаров и галактик, которые делает оптический телескоп обсерватории Апачи-Пойнт (Нью-Мексико, США).

Трехмерая карта, которую астрофизики создавали последние годы, показывает уточненную структуру Вселенной: в частности, на нее нанесены нити «космической паутины» и пустоты (войды) между ними на момент, когда с возникновения Вселенной прошло около 380 млн лет.

Благодаря этой карте ученые могут выделять закономерности в том, как галактики распределялись по Вселенной по мере ее расширения. Кроме того, с помощью этих данных астрофизики уточняют значение постоянной Хаббла — параметра, который определяет скорость этого расширения.

Эти данные еще раз подтвердили кризис в космологии. Он обозначился примерно три года назад, когда почти одновременно были опубликованы данные по скорости расширения Вселенной, полученные в ходе наблюдений за микроволновым «эхом» Большого взрыва с помощью телескопа Planck и за переменными звездами-цефеидами в Млечном Пути и вспышками сверхновых в соседних галактиках, которые вела обсерватория «Хаббл». Эти значения разошлись на 9%.

Данные ученых из eBOSS подтвердили эти расхождения. По словам астронома из Оксфордского университета Евы-Марии Мюллер, «только с такими картами, как наша, вы можете с уверенностью сказать, что в измерениях постоянной Хаббла есть несоответствия. Она показывает это более четко, чем когда-либо прежде».

phpBB [media]


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 23 июн 2022 12:13 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Моря на видимой стороне Луны могли образоваться от падения астероида на ее обратную сторону.

Рис. 1. Видимая и обратная стороны Луны. Большое темное пятно в нижней части правого снимка — ударный бассейн Южный полюс — Эйткен.

Изображение

С того момента, как автоматическая станция «Луна-3» облетела вокруг Луны и передала на Землю снимки ее обратной стороны, ученых мучает загадка распределения лунных морей. Оказалось, что почти все они сконцентрированы на участке видимой стороны спутника нашей планеты. При этом с противоположной стороны от этого участка находится крупнейший кратер на Луне, бассейн Южный полюс — Эйткен. Гипотезы о связи этих двух структур высказывались давно, но построить стройную теорию, которая бы объясняла их происхождение и взаимосвязь, а также хорошо согласовалась с постоянно поступающими новыми данными о строении недр Луны и свойствах слагающих ее пород, долгое время не удавалось. Американские ученые построили модель формирования бассейна Южный полюс — Эйткен, в которой были учтены различные параметры магматического океана, еще не успевшего полностью застыть на момент падения породившего бассейн астероида. Результаты моделирования позволили авторам предложить сценарий, в котором дополнительный нагрев от импакта привел к перераспределению магмы в подповерхностном магматическом океане таким образом, что большая ее часть «перетекла» в ближнее к Земле полушарие. Заодно это позволило магме дольше просуществовать в жидком виде и излиться на поверхность через сотни миллионов лет, сформировав обширные базальтовые равнины, которые мы называем лунными морями.

Лунная дихотомия.

До начала эпохи космических перелетов обратная сторона Луны была загадкой. Периоды обращения Луны вокруг Земли и ее вращения вокруг собственной оси совпадают, поэтому Луна всегда обращена к Земле одной стороной — той самой, которую мы видим на ночном небе. Правда, благодаря либрации мы можем видеть чуть больше половины лунной поверхности. Дело в том, что орбита Луны вокруг Земли немного вытянута, поэтому расстояние между этими телами меняется слегка неравномерно. Вращение Луны вокруг своей оси гораздо более однородно. Из-за этого с Земли кажется, что Луна поворачивается к нам то одним боком, то другим. Но либрация позволяет увидеть только девять «дополнительных» процентов лунной поверхности (то есть суммарно с Земли обозревается 59% Луны), причем под очень малым углом: горные цепи, иногда показывающиеся из-за края лунного диска, так и остаются лишь «трейлером» полной картины (рис. 2).

Рис. 2. Либрации Луны при наблюдении с Земли. В максимальной «фазе» либрации из-за лимба выглядывают моря Гумбольдта, Смита, Краевое и Южное.

Изображение

В далеком 1959 году советские исследователи запустили зонд «Луна-3», благодаря которому земляне наконец увидели изображение всей обратной стороны Луны (см. картинку дня Первый снимок обратной стороны Луны). На ней были всё те же кратеры и горы, но одна особенность оказалась удивительной: на обратной стороне практически нет лунных морей. Доля этих темных, сложенных застывшим вулканическим базальтом равнин составляет на ней всего 1%, в то время как на видимой стороне они покрывают 31% площади.

Асимметрия небесных тел — не самое редкое явление в Солнечной системе. На Марсе северное полушарие сложено равнинами, а южное покрыто кратерами и высокогорьями; на спутнике Сатурна Япете одно полушарие черное, а другое — белое, и его видимая яркость меняется так сильно, что это заметил еще Джованни Кассини в XVII веке. Как и во многих других случаях, от обнаружения явления до его объяснения прошло много времени. Дальнейшие исследования показали, что асимметрия лунных полушарий не ограничивается только видимыми отличиями. Лунная кора на видимой стороне тоньше, чем на обратной, отличается также и ее химический состав.

Что же вызвало отличия видимой стороны Луны от невидимой? Изначально ученые предполагали, что крупные астероиды, падавшие на Луну в период поздней тяжелой бомбардировки, пробивали ее кору, и образовывавшиеся бассейны заполнялись лавой. Однако от этой версии пришлось отказаться. Оказалось, что самый крупный ударный бассейн Луны, бассейн Южный полюс — Эйткен, расположен на ее обратной стороне и не является лунным морем. Его диаметр по внешним кольцевым валам составляет около 2200 км (две трети лунного!), а глубина, если считать по разнице между дном и высокогорьями на краях бассейна — 14 км. В бассейне расположена самая глубокая точка лунной поверхности, но на его дне присутствуют лишь небольшие локальные участки изверженных базальтов (рис. 1).

Пролить свет на асимметрию распределения лунных морей помогло изучение лунного вулканизма, самым масштабным проявлением которого они и являются. История лунного вулканизма оказалась непростой; чтобы подчеркнуть ее особенности, расскажем сначала о вулканизме малых и больших скалистых тел Солнечной системы и о том, отчего он появляется.

Вулканизм скалистых тел Солнечной системы.

Планеты, их спутники и астероиды образуются из газопылевого диска, который окружает протозвезду в момент ее формирования. Поначалу пылинки летают «в открытом космосе», но постепенно они, сталкиваясь, слипаются друг с другом и из них образуются все более и более крупные тела. По мере роста этих тел их ядра становятся изолированными от окружающей среды и приобретают способность сохранять тепло. Его источники не заставляют себя ждать: сначала нагрев происходит за счет распада радиоактивных изотопов, которые попадают в протопланетные диски после вспышек сверхновых, а затем — и за счет энергии аккреции. Когда размер тел достигает тысяч километров, падающие на них объекты начинают достаточно сильно разгоняться их притяжением, чтобы плавиться от энергии столкновения с поверхностью, — это тоже вносит вклад в нагрев тел на ранних стадиях формирования звездной системы. Наконец, если недра тела расплавились, то в них начинается гравитационная дифференциация (расслоение на металлическое ядро и силикатную оболочку), которая тоже высвобождает гравитационную энергию и преобразует ее в тепло.

Чем больше небесное тело, тем больше тепла выделяется при его образовании и тем дольше оно хранит тепло. Энергия аккреции «действует» разово — это запас, который «выдается» телу при его образовании и далее практически не пополняется; значительная часть ее сразу уходит в космос, поскольку выделяется на поверхности тела или вблизи от нее. Энергия дифференциации скалистых планет, как правило, тоже выделяется параллельно с аккрецией или вскоре после нее. Она составляет величину порядка нескольких процентов (или меньше) от энергии аккреции (например, для Земли — около 10%), но выделяется в недрах, из-за чего «действует» гораздо дольше. Более подробно о аккреционной и «дифференциационной» энергии небесных тел можно почитать здесь (отмечу, что в настоящее время общепринята теория о быстрой дифференциации недр при образовании Земли). Предположительно, отложенная дифференциация и связанные с ней эффекты могут иметь место на некоторых суперземлях — скалистых планетах, размером значительно превосходящих Землю.

Энергия радиоактивного распада выделяется непрерывно, хотя его мощность и ослабевает со временем из-за исчезновения короткоживущих изотопов, «вброшенных» в протопланетную туманность вспышками близких сверхновых. Например, сейчас основной вклад в радиогенный разогрев скалистых тел Солнечной системы вносят изотопы урана-238 и тория-232 (периоды полураспада 4,5 и 14 млрд лет, соответственно). На ранних этапах ее существования в этом участвовали и короткоживущие изотопы — уран-235 (T1/2 = 0,7 млрд лет), калий-40 (T1/2 = 1,25 млрд лет), железо-60 (T1/2 = 2,6 млн лет) и алюминий-26 (T1/2 = 0,71 млн лет). Последний следует выделить особняком — за счет очень короткого периода полураспада он скорее относится к источникам тепла «на старте». Благодаря интенсивному тепловыделению и большой исходной распространенности он внес главный вклад в «подогрев» малых тел, и мог плавить даже некоторые астероиды диаметром несколько десятков километров (N. Moskovitz, E. Gaidos, 2011. Differentiation of planetesimals and the thermal consequences of melt migration). Более крупные планетоиды от такого тепловыделения, достигавшего нескольких мегаджоулей на килограмм, могли бы и «вскипеть», но, когда они образовывались из более мелких тел, радиоактивного алюминия уже и след простыл.

Таким образом, многие средние и почти все крупные скалистые тела в момент своего формирования обладают сильно разогретыми и частично расплавленными недрами. Расплав легче твердой горной породы того же состава, он выдавливается архимедовой силой к поверхности и образует магматический океан, который начинает остывать с ослаблением мощности аккреции и исчезновением короткоживущих изотопов. При застывании магмы происходит ее химическая дифференциация. Сначала в ней кристаллизуются наиболее устойчивые и тугоплавкие породы, такие как оливин и пироксен. Они обладают большей плотностью и поэтому оседают на дно магматического океана. Расплав, тем временем, обогащается элементами и соединениями, не склонными входить в состав этих минералов. По мере изменения состава магматического расплава начинают кристаллизоваться другие, более легкие породы, которые всплывают к поверхности и образуют первичную кору небесного тела. С формированием коры основным способом переноса внутреннего тепла на поверхность становится вулканизм.

После кристаллизации первичного магматического океана наступает период затухающего и эпизодического вулканизма. В основном он «подпитывается» вязкопластичной конвекцией в недрах небесного тела. Этот процесс аналогичен конвекции в жидкости, но происходит в «размягченном» твердом теле вблизи его точки плавления, а его характерный временной масштаб измеряется миллионами лет. На планетах, превосходящих размером Луну, вязкопластичная конвекция является важным механизмом поддержания вулканизма: она способна переносить большой поток тепла (по сравнению с теплопроводностью), и «помогает» небесному телу от этого тепла избавиться.

Температура плавления вещества возрастает с давлением, поэтому при подъеме к поверхности породы могут испытывать декомпрессионное плавление. Образующийся вторичный расплав просачивается наверх за счет меньшей плотности и скапливается в магматических очагах. Оказавшись среди более холодных пород литосферы, магма застывает, претерпевая дифференциацию, а образующиеся при этом легкие фракции расплава и выделяющиеся газы могут прорываться на поверхность, вызывая извержения вулканов. Постепенно недра остывают, конвекция замедляется и интенсивность вулканизма ослабевает.

После прекращения движения потоков вещества в недрах небесного тела на нем наступает «мертвый» период геологической истории, в течение которого поверхность изменяется только из-за метеоритных и астероидных ударов (а также эрозии, если тело обладает атмосферой).

Среди источников энергии, способных «оживить» планетные недра, основным является приливный разогрев — выделение энергии при периодических деформациях небесного тела, вызванных гравитацией других небесных тел и неравномерностью орбитального движения. Чем массивнее тело, с которым происходит приливное взаимодействие, чем ближе к нему разогреваемое тело, короче орбитальный период и выше эксцентриситет орбиты — тем сильнее разогрев. В Солнечной системе этот эффект ярче всего проявляется на спутниках планет. Главным примером здесь является Ио, спутник Юпитера. Диаметр его орбиты сравним с лунным, но центральное тело (Юпитер) массивнее Земли в 318 раз, а орбитальный период Ио короче лунного в 15 раз. Поэтому поток тепла из недр Ио определяется почти исключительно приливным разогревом и достигает 2 Вт/м2 (в 30 раз больше земного), а ее поверхность сплошь усеяна вулканами и потоками лавы. На остальных скалистых телах приливный разогрев незначителен, хотя полностью отсутствует он только тогда, когда два тела во взаимном приливном захвате обращаются друг вокруг друга по идеальным круговым орбитам.

Классическим примером истории вулканизма на скалистых небесных телах является вулканизм на Марсе. На этой планете никогда не действовали приливные силы (от Солнца она слишком далеко, крупных спутников не имеет), и вся ее геологическая активность вызвана энергией аккреции и распадом радиоактивных элементов. Вулканы извергались на Марсе на протяжении всего Нойского периода (~4,1–3,7 млрд лет назад), что запечатлелось в многочисленных сильно разрушенных вулканических постройках южного полушария, и последовавшего за ним Гесперийского периода, к концу которого завершилось образование колоссальных вулканических провинций Фарсида и Элизий. Приблизительно 3 миллиарда лет назад вулканизм на Марсе стал стихать. Правда, некоторые участки Фарсиды и горы Олимп образовались позже, 1–2 миллиарда лет назад. Сейчас на Марсе — конец второго периода вулканической истории. Кое-какая активность еще, по-видимому, сохраняется: в провинции Фарсида и бороздах Цербера (Cerberus Fossae) извержения еще происходят раз в несколько миллионов лет. Вероятно, подпитка идет от остывающих мантийных плюмов. Но в остальном Марс уже можно счесть остывшей планетой.

Малые и средние планетоиды проходят все эти этапы гораздо быстрее. Например, астероид Веста в поперечнике имеет всего около пятисот километров, но благодаря все тому же алюминию-26 и быстроте своего появления на свет она успела обзавестись расплавленными недрами. Заметный вулканизм на Весте проявлялся в первые несколько миллионов лет ее истории (F. Jourdan et al., 2020. Timing of the magmatic activity and upper crustal cooling of differentiated asteroid 4 Vesta). Причем он был довольно масштабным: на Земле находили метеориты, являющиеся фрагментами Весты, и состоящие из магматических пород (см. Посланники с астероида Веста). Минералогические следы древнего вулканизма на Весте нашел и космический аппарат Dawn, исследовавший ее c орбиты.

На Марсе, диаметр которого составляет 6780 км, вулканизм стал существенно стихать в возрасте 1,5 миллиарда лет, а на Весте, которая примерно в 13 раз меньше (ее диаметр равен 525 км), — в возрасте около 10 миллионов лет. При большом желании здесь можно углядеть квадратичную зависимость «критического возраста» от диаметра. Сложно сказать, имеет ли она место на самом деле: время остывания тела за счет теплопроводности, при прочих равных, линейно возрастает с его размером, но в эпоху вулканизма основной теплоперенос происходит за счет вязкопластичной конвекции и других явлений, которые явно «живут» по другим законам. Тем не менее, если для грубой оценки предположить, что квадратичная зависимость времени остывания от размера все же есть, то получим, что на Луне (диаметр которой равен 3438 км) аналогичный момент радикального ослабления вулканизма должен был настать спустя 400 млн лет после ее образования

Вулканизм на Луне: ожидания и реальность.

Согласно наиболее убедительной из имеющихся гипотез формирования нашего спутника, он образовался на 30–50 миллионов лет позже планет и других малых тел Солнечной системы в ходе столкновения прото-Земли и Тейи, гипотетического планетоида размером чуть поменьше Марса.

Рис. 3. Эволюция магматического океана на Луне: дифференциация (выделение металла в ядро), образование оливин-пироксеновой мантии, анортозитовой коры, застывание остатков расплава.

Изображение

Короткоживущих изотопов Луне не досталось, зато тепло от своего формирования она сохранила полностью. Основная масса обломков, выброшенных в околоземное пространство после столкновения с Тейей, образовала Луну спустя год после катаклизма, а тепло аккреции добавилось к жару от самого столкновения. Сразу после образования Луна обладала магматическим океаном глубиной много сотен километров (см. На поверхности Луны обнаружен материал ее мантии, «Элементы», 13.06.2019). Океан застыл за несколько десятков миллионов лет, сформировав сначала мантию из оливина и пироксена, а затем мощную кору из анортозита, толщина которой и свидетельствует о том, насколько глубок был сам океан.

О первоначальной истории вулканизма на Луне известно не так уж много. Анортозитовые высокогорья — самые старые участки лунной поверхности возрастом до 4,2 миллиардов лет — сплошь покрыты кратерами, а следов вулканизма на них мало. Самые старые кратеры в основном разрушались за счет перекрытия новыми кратерами и выброшенным из них материалом, а не за счет эндогенных процессов. Древнейшие лунные породы, относящиеся к тому же периоду, тоже не несут в себе признаков повсеместного вулканизма. Но все эти свидетельства позволяют определить верхнюю границу вулканической активности Луны в донектарский период: когда Луне было всего 300–400 миллионов лет, она уже была не более, чем умеренной (кстати, эта оценка хорошо согласуется с полученной выше грубой прикидкой). А еще через полмиллиарда лет она должна была бы полностью исчезнуть.

Селенохронологическая шкала
Период (эпоха) Возраст Что происходило
Донектарский период ~4,5–3,9 млрд лет назад
Нектарский период и раннеимбрийская эпоха ~3,92–3,8 млрд лет назад формируются многие ударные бассейны видимой и обратной сторон Луны
Имбрийский период (позднеимбрийская эпоха) ~3,8–3,2 млрд лет назад формируется большинство лунных морей
Эратосфенский период ~3,2–1,1 млрд лет назад формируются некоторые участки лунных морей, выбросы из ударных кратеров этого периода не выделяются на фоне окружающей поверхности
Коперниковский период ~1,1 млрд лет назад — настоящее время выбросы из кратеров («лучи») светлее окружающей поверхности — они не успели потемнеть под действием солнечной радиации; вулканизм почти полностью отсутствует

Тем не менее, приблизительно одновременно с гигантскими извержениями на Марсе лунный вулканизм испытал второе рождение.

В период поздней тяжелой бомбардировки (4,1–3,8 млрд лет назад, то есть возраст Луны составлял 400–700 млн лет) на Луне образовалось множество ударных бассейнов, самые крупные из которых имеют диаметр от нескольких сотен до двух тысяч километров. Вскоре после их появления начались масштабные излияния базальтовой лавы, которые затопили почти все бассейны видимой стороны Луны, а также обширные низины на северо-востоке видимой стороны Луны, не привязанные к ударным структурам — эти территории стали Океаном Бурь, самым большим лунным морем. Наиболее мощные излияния происходили 3,9–3,1 млрд лет назад, и на пике интенсивность вулканизма была столь высокой, что, по некоторым оценкам, Луна могла обладать атмосферой из вулканических газов (D. H. Needham, D. A. Kring, 2017. Lunar volcanism produced a transient atmosphere around the ancient Moon). В тот же период формировались и «континентальных» лунных вулканических систем — холмов, извилистых лавовых русел и даже кальдер (B. L. Jolliff et al., 2011. Non-mare silicic volcanism on the lunar farside at Compton–Belkovich).

Что же вызвало столь масштабные извержения в то время, когда Луна уже должна была успокоиться? Как уже отмечалось, приливные силы на Луне незначительны и явно не могут быть ответственными за вулканическую активность. Раньше, правда, Луна располагалась ближе к Земле, даже с учетом этого приливного разогрева не хватало на то, чтобы кардинально изменить картину.

Основная причина кроется все в том же лунном магматическом океане и в дифференциации расплава при его кристаллизации. Дело в том, что не все элементы одинаково легко входят в горные породы. В частности, калий (K), редкоземельные элементы (REE, Rare earth elements) и фосфор (P) склонны оставаться в расплаве «до последнего», концентрируясь в нем на стадиях кристаллизации и оливина, и анортозита. Благодаря этому на последних стадиях затвердевания магматического океана в нем кристаллизовались породы с повышенным содержанием этих элементов. Их так и называют — KREEP-породы. Помимо калия, который в первый миллиард лет существования Солнечной системы содержал заметную долю радиоактивного изотопа 40К, в них концентрируется также и торий, и поэтому KREEP-породы являются одним из самых мощных источников радиогенного тепла. К тому же они, кристаллизуясь в «бутерброде» из анортозитовой коры и оливиновой мантии, залегают на небольшой глубине.

Если лунный магматический океан был глубоким, то и KREEP-пород из него должно было образоваться много. Это бы объяснило поздний разогрев лунной литосферы, который оказался достаточным для масштабных базальтовых извержений. Но из этого объяснения, однако, следует, что лунные моря должны быть распределены относительно равномерно по лунной поверхности. Поскольку глубокий магматический океан был глобальным (есть считать, что он глубокий, то иначе быть не может), слой KREEP-пород должен тоже быть глобальным, и вызывать равномерный разогрев на границе лунной коры и мантии. И тут самое время вспомнить то, с чего мы начинали: на обратной стороне морей почти нет.

Возможные объяснения.

Поначалу исследователи объясняли эту асимметрию различиями в толщине лунной литосферы. На обратной стороне она намного мощнее, поэтому при однородном тепловыделении магматическому расплаву там было бы сложнее пробить себе дорогу наружу. Однако на обратной стороне Луны, благодаря астероиду, который «выкопал» бассейн Южный Полюс — Эйткен, находятся и самые тонкие участки лунной литосферы. И морей в них нет. Другие крупные импактные детали рельефа обратной стороны тоже опровергают предположение о том, там толстая кора. В частности, кратер Лоренц сравним размером с Морем Влажности, однако в первом базальтов нет, а во втором их слой достигает трех километров в толщину. Самый красивый ударный бассейн Луны — Море Восточное — сравнимо с Морем Дождей, но базальт залил только его центральную часть и небольшие участки вокруг нее, оставляя великолепные кольцевые валы открытыми. Из этих примеров следует, что интенсивность разогрева нижних слоев лунной литосферы была неоднородной. А это требует дополнительного объяснения.

Частично объяснение буквально лежит на поверхности: когда ученые построили карту распределения тория (являющегося маркером KREEP-пород), они обнаружили, что на участке, занятом лунными морями, повышена концентрация этого элемента (рис. 4, см. D. J. Lawrence et al., 1998. Global Elemental Maps of the Moon: The Lunar Prospector Gamma-Ray Spectrometer). Этот участок назвали KREEP-провинцией. Ученые сразу же предположили, что он отражает асимметрию распределения KREEP-пород под поверхностью Луны, а моря образовались там, где этих пород было достаточно, чтобы «растопить» второй этап лунного вулканизма. Но осталось еще объяснить, каким образом возникла эта асимметрия.

Рис. 4. Распределение тория по лунной поверхности. Карта построена по данным гамма-спектрометра аппарата Lunar Prospector. Цветовая шкала в частях на миллион

Изображение

Ученые из Университета Брауна под руководством Александра Эванса (Alexander J. Evans) обратили внимание, что KREEP-провинция находится в антиподальной точке от бассейна Южный полюс — Эйткен. Попытки связать расположение этих двух структур друг с другом проводились и раньше. Например, высказывалось предположение, что ударные волны от столкновения, сходясь в антиподальной точке со всех сторон, могли вызвать там особенно сильное сотрясение, которое фрагментировало лунную кору и облегчило выход расплавов на поверхность. Но это не объясняет практически полное отсутствие вулканических базальтов в самом бассейне, где литосфера была разрушена больше всего (недавно китайский луноход Чанъэ-4 напрямую отыскал там породы, выброшенные ударом из лунной мантии, C. Li et al., 2019. Chang’E-4 initial spectroscopic identification of lunar far-side mantle-derived materials). Более того, в нем тоже наблюдается повышенная концентрация тория, хотя и не такая выраженная, как в KREEP-провинции.

Ученые предположили, что удар, помимо образования самого бассейна, вызвал разогрев лунной мантии за счет ударной компрессии. Поскольку в ту эпоху мантия еще была близка к точке плавления, разогрев значительно уменьшил ее вязкость и вызвал глобальный сдвиг режима мантийной конвекции на Луне. Чтобы выяснить детали этих событий, они создали три компьютерные модели с различными исходными данными (состоянием лунной мантии на момент образования бассейна Южный полюс — Эйткен и мощностью астероидного удара) и отследили их эволюцию в течение 600 миллионов лет. Модели подробно учитывали строение лунных недр: в них была включена лунная мантия, слой KREEP-пород с добавкой ильменита, и холодная анортозитовая литосфера. Статья с описанием результатов моделирования вышла недавно в журнале Science Advances.

Использование нескольких моделей связано с неопределенностью исходных параметров. Во-первых, возраст бассейна Южный полюс — Эйткен известен с недостаточной точностью. Он точно старше всех бассейнов видимой стороны Луны (3,8–4 млрд лет) и приблизительно датируется возрастом 4,2–4,3 млрд лет. Может показаться, что погрешность пять процентов — это немного, но в пересчете на возраст Луны она существенна: бассейн мог сформироваться в любой момент в интервале 200–300 млн лет с момента образования нашего спутника, а в начале этого периода недра Луны были значительно горячее, чем в конце. Во-вторых, недостаточно точно известен и размер ударника: бассейн размером 2000×2500 км мог сформироваться как при падении сравнительно небольшого астероида под прямым углом, так и при касательном ударе тела гораздо большего размера.

Рис. 5. Моделирование сдвигов конвекции в лунной мантии после формирования бассейна Южный полюс — Эйткен (он находится сверху на схемах). Показаны три возможных сценария развития событий. Каждый сценарий проиллюстрирован двумя столбцами: в левом показано распределение KREEP-пород (сиреневый слой), в правом — температура в кельвинах (в соответствии с цветовой шкалой). A — стратифицированная мантия с возрастанием температуры от поверхности к ядру (соответствует более позднему удару), B и C — термически однородная мантия (более ранний удар). Сценарий 2B отличается от сценария B более мощным ударом. Первые две строки — состояние непосредственно до и после удара, третья и четвертая — спустя 300 и 600 миллионов лет после него. Пунктирный круг — глубина 500 км, соответствующая максимальной глубине происхождения образцов обогащенных титаном изверженных пород, вынесенных на поверхность и найдена лунными миссиями. Самый правый столбец — схема развития мантийной конвекции.

Изображение

Во всех моделях удар привел к образованию мощного восходящего потока в мантии под бассейном. Нагретые породы поднимались, увлекая за собой окружающие участки мантии, достигли «потолка» литосферы и растеклись в стороны, захватывая за собой расположенные у ее границы KREEP-породы. В сценарии удара по стратифицированной мантии разогрев не смог вовлечь всю мантию в конвекцию (рис. 5, слева). Растекание пород в основном ограничилось полусферой вокруг бассейна и оказало незначительное влияние на распределение KREEP-пород. В остальных приведенных в публикации сценариях конвекция была намного интенсивнее. В них конвективный поток «растолкал» KREEP-породы от точки удара и собрал их вокруг ее антипода. В сценарии, в котором был рассмотрен наиболее массивный удар по термально-однородной мантии, они даже пошли «на второй круг»: нисходящий антиподальный поток увлекал породы за собой, и в конечном итоге значительная их часть оказалась собрана вблизи лунного ядра.

Дополнительные соображения и учет наблюдательных данных позволяет исключить первый сценарий: измеренное гамма-спектрометром с орбиты распределение KREEP-пород указывает на резкую границу между KREEP-провинцией и остальной поверхностью Луны. На видимой стороне они оказались вынесенными на поверхность астероидным ударом, который образовал Море Дождей и, возможно, другими крупными столкновениями. Вне обогащенной территории удары достаточной силы тоже имели место, однако в их выбросах KREEP-пород не обнаруживается — значит, в моменты соответствующих ударов их там уже не было. KREEP-породы есть в самом бассейне Южный полюс — Эйткен, но там их наличие ничему не противоречит: во время исходного удара слой KREEP-пород еще был глобальным, поскольку с образования бассейна все и началось.

Выбор между вторым и третьим сценарием может показаться более сложным, поскольку главные отличия затрагивают лунные недра. Но признаки присутствия KREEP-пород в глубине Луны были найдены. Сейсмические данные свидетельствуют о наличии богатого расплавом низковязкого слоя, окружающего лунное ядро. Его параметры соответствуют погрузившимся KREEP-породам, обогащенным ильменитом и частично перемешавшимся с окружающими породами. Кроме того, среди лунного грунта, доставленного на Землю, оказались образцы, захватившие в свой состав включения KREEP-пород при кристаллизации на глубине около 500 км, что гораздо больше исходной глубины их залегания. Все это соответствует третьему сценарию, в котором конвекция, собрав KREEP-породы в KREEP-провинции, не остановилась и увлекла их часть в глубокие слои лунной мантии.

Таким образом, обсуждаемая работа не только подтверждает связь лунного бассейна Южный полюс — Эйткен с асимметрией распределения лунных морей, но и уточняет происхождение самого бассейна. Вероятно, астероид летел по более пологой траектории и был крупнее, чем предполагалось ранее, а сам бассейн образовался ближе к ранней границе приведенного интервала (то есть ~4,3 млрд лет назад).

Послесловие.

Предполагаемое время завершения лунного вулканизма довольно хорошо соотносится с периодом полураспада калия-40. Он составляет 1,25 млрд лет, а излияния базальта в основном завершились 3,2 млрд лет назад — когда Луне было 1,3 млрд лет. Тем не менее, некоторые участки Океана Бурь (самого центра KREEP-провинции) были заполнены лавой намного позже, 1–2 млрд лет назад. От радиоактивного калия к тому времени осталась одна четверть, и на главную роль среди элементов, генерирующих внутреннее тепло, стал выходить торий. Тепло аккреции к этому времени тоже должно было исчерпаться (даже у вчетверо большей Земли оно сейчас составляет половину от общего потока тепла, а вторую половину обеспечивает радиогенное тепло). И тем не менее, сейсмические данные утверждают, что лунные недра еще далеки от полного остывания. В нижних слоях лунной мантии присутствует расплав, а верхние 90 км ядра вовсе находятся в жидком состоянии.

Вероятно, тут все-таки сказывает небольшой вклад, который вносят приливные силы в разогрев лунных недр. Лунное ядро имеет в диаметре всего 700 км (20% диаметра Луны), при остывании оно должно застыть быстро. Вероятность, что сейчас оно кристаллизовалось лишь частично, а не является полностью расплавленным или полностью застывшим, сама по себе довольно мала. Приливной разогрев эффективен, если он вызывает вязкопластичную деформацию, а особенно хорошо он работает на границах разнородных слоев (комбинацией подобных механизмов объясняют активность спутника Сатурна Энцелада, см. G. Choblet et al., 2017. Powering prolonged hydrothermal activity inside Enceladus). В тонком слое расплава, зажатом между твердыми слоями, приливный разогрев может усиливаться и концентрироваться, что может создавать обратную связь и поддерживать этот слой именно в таком состоянии. Кроме того, аналогично калию и торию, в железном расплаве концентрируются сера, углерод и другие легкие элементы, которые понижают температуру его плавления. Современное состояние лунных недр вполне может быть стационарным или близким к нему, когда отток тепла через поверхность компенсируется радиоактивным распадом и саморегулирующимися приливными силами. Означает ли это, что геологическая активность Луны еще не прекратилась?

Рис. 6. Слева: участок лунной поверхности неподалеку от кратера Созиген, заполненный «мореподобным» базальтом — пример недавнего лунного вулканизма. Подсчет перекрывающих кратеров дает возраст 18,1 млн лет. Справа: участки недавнего базальтового вулканизма, большинство из которых находится в пределах KREEP-провинции.

Изображение

Оказывается, вполне означает. При тщательном анализе снимков аппарата Lunar Reconnaisance Orbiter были обнаружены участки базальтовых лав, которые выглядят гораздо моложе даже самых свежих лавовых полей Океана Бурь (S. E. Braden et al., 2014. Evidence for basaltic volcanism on the Moon within the past 100 million years). Подсчет мелких кратеров, которые на этих образованиях почти отсутствуют, дает возраст, не превосходящий десятков миллионов лет. Ученые постарались найти альтернативные объяснения отсутствию ударных кратеров. Например, если изверженная порода является высокопористым материалом, то мелкие метеориты будут тормозиться только в ее глубине, не оставляя обычных следов. Такая порода могла бы возникнуть из вязкой и насыщенной газами магмы, которая после застывания превратилась в некое подобие монтажной пены. Но даже на Земле подобные лавы образуют лавовые купола с низкой пористостью или фрагментируются при вспенивании на куски, образуя пемзу. На Луне с ее низкой гравитацией лавовые купола должны быть еще выше земных, но форма застывших потоков предполагает, что они не были вязкими, а значит, не могли удержать вулканические газы в своем составе. К тому же участки молодых базальтов находятся в пределах все той же KREEP-провинции или рядом с ее границами. Вероятнее всего, кратерной датировке можно верить, и наш спутник еще порадует нас вулканическими извержениями: в геологическом масштабе десятки миллионов лет — это «сейчас».

https://elementy.ru/novosti_nauki/43397 ... yu_storonu


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 22 июл 2022 12:54 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Есть ли жизнь на Венере? Казалось бы, странный вопрос. Горячая, плотная атмосфера с безумным давлением... Но оказалось, нам есть что поискать:
Спикер: Владимир Сурдин – к.ф.-м.н., доцент физического ф-та МГУ. Автор 100 научных работ и нескольких книг. Лауреат премии «Просветитель».

phpBB [media]


https://vk.com/id18738202?w=wall-110924669_455775


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 07 авг 2022 22:44 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Есть ли жизнь на Марсе, нет л жизни на Марсе, — это хороший, правильный вопрос. Поиск ответа на который ведётся давно. И не только на Марсе, но и на Земле. Последнее, кстати, значительно удобнее, хотя… тоже непросто.

Главная сложность поиска жизни на Марсе заключается в том, что живут там — если живут, — не спруты на треножниках, не гигантские пауки, а бактерии. И примерно столько, сколько их могло быть на Земле архейского эона. Обнаружить их пробе исключительно сложно даже в лабораторных условиях, загрузить же необходимую аппаратуру на марсоход — нереально.

...Но, кстати, о поисках марсианской жизни на Земле. Мысль не так уж странна, если найти где-то условия аналогичные марсианским. И такое место на нашей планете есть — холодный источник Лост Хаммер в Канаде. «Холодный», ибо извергающий воду с температурой -5 градусов. Ну как «воду»? Лишённую кислорода жидкость с солёностью 24%. Что в сумме соответствует ожидаемым условиям подлёдных водоёмов Марса. Во всяком случае, ещё хуже там быть точно не может.

Поиск жизни в пробах воды, взятых из источника, вёлся давно. И долго не давал внятных результатов, лишь в последнее время начав приносить плоды. Слишком холодолюбивые обитатели Лост Хаммер неизбежно погибали при взятии пробы воды, однако же из раствора удалось выделить ДНК 110 видов микроорганизмов, образующих сообщество — местную экстремальную экосистему.

https://vk.com/id18738202?w=wall18738202_13647%2Fall


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 28 окт 2022 15:55 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Ученые открыли новый класс экзопланет.

Красные карлики наиболее распространенный тип звезд, составляющий более 70% звездного населения Вселенной. Эти звезды маленькие и холодные, обычно примерно в одну пятую от массы Солнца и в 50 раз тусклее.
В 2020 году астрономы, обнаружившие Gliese 887, самый яркий красный карлик на нашем небе на видимых длинах волн света, он может содержать планету в пределах своей обитаемой зоны, где температура поверхности подходит для существования воды в жидком виде.
Однако, являются ли миры, вращающиеся вокруг красных карликов, потенциально обитаемыми, остается неясным, отчасти из-за отсутствия понимания у исследователей состава этих миров. Предыдущие исследования показали, что небольшие экзопланеты — те, диаметр которых менее чем в четыре раза превышает диаметр Земли, — вращающиеся вокруг солнцеподобных звезд, как правило, либо скалистые, либо газообразные, обладающие либо тонкой, либо плотной атмосферой из водорода и гелия.
В новом исследовании астрофизики стремились изучить состав экзопланет вокруг красных карликов. Они сосредоточились на небольших мирах, обнаруженных вокруг более близких — и, следовательно, более ярких и удобных для осмотра — красных карликов, наблюдаемых спутником Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS).
Изучив 34 экзопланеты, о которых у них были точные данные о диаметре и массе, астрономы оценили плотность и их вероятный состав. В дополнении к 21 каменистой планете и 7 газовым планетам, они обнаружили 6 экзопланет нового типа, которые состоят примерно на половину из камня и на половину из воды, либо в жидкой, либо в ледяной форме.
Маленькие скалистые планеты имеют плотность, "почти идентичную Земной", - сказал соавтор исследования Энрик Палле, астрофизик из Института астрофизики Канарских островов. "Это означает, что их состав должен быть очень, очень похож".
Напротив, водные планеты, вероятно, возникли из ледяного материала и родились далеко от своих звезд, за "линией льда", где температура поверхности замерзает. Позже они мигрировали ближе к тому месту, где их обнаружили астрономы.
Газовые планеты также богаты водой и, возможно, образовались аналогично водянистым планетам. Однако они, вероятно, изначально обладали большей массой и поэтому могли собрать вокруг себя водородную и гелиевую атмосферу, прежде чем отправиться внутрь.По словам исследователей, хотя скалистые планеты относительно бедны водой, а водянистые планеты богаты ею, это может не означать, что первые засушливы, а вторые покрыты океанами.

https://vk.com/id18738202?w=wall-157501416_9783


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
 Заголовок сообщения: Re: КОСМОС
СообщениеДобавлено: 13 ноя 2022 21:08 
Не в сети
Активный участник
Аватара пользователя

Зарегистрирован: 28 май 2010 17:00
Сообщений: 3479
Beликoлeпный удapный кpaтep нa Mapce в Mepидиaни Плaнум. Eгo oбщий диaмeтp cocтaвляeт 1,5 килoмeтpa.

Изображение

https://vk.com/id18738202?w=wall18738202_14330%2Fall


Вернуться к началу
 Профиль Отправить личное сообщение  
 
Показать сообщения за:  Поле сортировки  
Начать новую тему Ответить на тему  [ Сообщений: 201 ]  На страницу Пред.  1 ... 7, 8, 9, 10, 11  След.

Часовой пояс: UTC + 3 часа



Кто сейчас на конференции

Сейчас этот форум просматривают: нет зарегистрированных пользователей и гости: 1


Вы не можете начинать темы
Вы не можете отвечать на сообщения
Вы не можете редактировать свои сообщения
Вы не можете удалять свои сообщения
Вы не можете добавлять вложения

Найти:
Перейти:  
cron
Powered by phpBB © 2000, 2002, 2005, 2007 phpBB Group
Вы можете создать форум бесплатно PHPBB3 на Getbb.Ru, Также возможно сделать готовый форум PHPBB2 на Mybb2.ru
Русская поддержка phpBB
Copyright © Aiwan. Kolobok smiles