Живая Вселенная

[JWST]: Когда звёзды рождались большими или как ранняя Вселенная могла обмануть наши модели

noreply@blogger.com (DrMichael) — Mon, 27 Jul 2026 07:56:16 +0000

Когда телескоп Джеймса Уэбба начал заглядывать во времена, отстоящие от нас на 13 с лишним миллиардов лет, он увидел то, чего никто не ожидал: галактики на z ≳ 10 (а некоторые кандидаты — вплоть до z ≈ 15) оказались куда ярче в ультрафиолете, чем предсказывали модели формирования структуры Вселенной. Часть таких находок впоследствии «сдулась» — оказалась более близкими и запылёнными объектами переднего плана, — но заметная доля выдержала проверку. Если считать звёздные массы этих галактик по стандартным правилам, картина плохо стыкуется даже со стандартной космологией ΛCDM: слишком много крупных, ярких скоплений звёзд успело собраться слишком рано. Свежая работа группы под руководством Анны Даррант (Ливерпульский университет Джона Мурса) проверяет одно из самых физически обоснованных объяснений этой нестыковки — и получает результат интереснее, чем простое «да, так и есть».

Кандидат на объяснение называется top-heavy IMF — начальная функция масс, смещённая в сторону массивных звёзд. Проще говоря: из одного и того же облака газа в такой Вселенной получается заметно больше по-настоящему тяжёлых светил, чем в привычной нам части космоса. А массивные звёзды — это именно то, что нужно, чтобы галактика светила ярче: они на порядки мощнее в ультрафиолете, чем их маломассивные соседки, пусть и живут недолго.

Проблема в том, что просто «добавить больше тяжёлых звёзд» в модель — это полдела и общее место, а не аккуратная физика. Тяжёлые звёзды не только светят — они ещё и взрываются: заканчивают жизнь как сверхновые коллапса ядра, впрыскивая в межзвёздную среду энергию, тяжёлые элементы и пыль. Если IMF становится «топ-хэви», меняется решительно всё: сколько энергии обратной связи получает окружающий газ, сколько металлов и сколько пыли туда попадает — а пыль, в свою очередь, поглощает как раз тот самый ультрафиолет, ради которого всё затевалось. Большинство прежних попыток учесть переменную IMF — обычно в упрощённых полуаналитических моделях — либо не подгоняли эти сопутствующие эффекты вовсе, либо делали это лишь частично. Полноценной космологической гидросимуляции с самосогласованной переменной IMF, из которой считалась бы вся статистика популяции галактик, до этой работы не было.

Именно это и сделала команда Даррант: взяла модель формирования галактик COLIBRE, прогнала в кубе со стороной 100 мегапарсек до z = 5 и заменила в ней единую IMF на переменную, зависящую от плотности того самого газа, из которого рождается конкретная звёздная популяция. Звёзды, родившиеся из газа плотностью «как у нас дома», получают обычную IMF (в духе Крупы); чем плотнее натальный газ — тем более «топ-хэви» становится IMF, вплоть до заметно смещённого в сторону тяжёлых звёзд предельного варианта. И, что важно, вместе с формой IMF в модели самосогласованно меняются и энергетика взрывов сверхновых, и то, сколько металлов и пыли эти взрывы производят — то есть авторы не «подкрутили» яркость напрямую, а честно смоделировали всю цепочку последствий.

Эффект получился ровно таким, каким его и рисовало объяснение на бумаге. При одинаковой звёздной массе галактики в новой симуляции светят в дальнем ультрафиолете до четырёх раз ярче, чем их аналоги в стандартной версии COLIBRE — и разница нарастает с возрастом Вселенной: чем раньше эпоха, тем больше звёзд рождается из плотного газа, тем сильнее типичная IMF смещена в сторону массивных светил. Благодаря этому в модели с переменной IMF на z = 15 появляются галактики с наблюдаемой светимостью вплоть до M_UV ≈ −20 — против максимум −18,5 в стандартной модели. Иными словами, самое яркое, что видел JWST на заре времён, вдруг перестаёт быть недостижимым для теории.

Но у этого эффекта есть своя цена, и она обнаруживается уже при первой проверке модели «на прочность»: раз топ-хэви IMF даёт вдвое больше сверхновых на единицу звёздной массы, эти сверхновые обогащают межзвёздную среду металлами и пылью гораздо щедрее. При z = 5 галактики в новой симуляции несут в себе примерно втрое больше пыли, чем такие же по массе галактики в стандартной модели, — а значит, и поглощение их же собственного ультрафиолета оказывается сильнее. К моменту z = 5 этот эффект почти полностью «съедает» изначальный выигрыш в яркости: наблюдаемая (то есть уже ослабленная пылью) светимость в двух моделях сходится, и распределение галактик по звёздным массам остаётся практически неизменным по сравнению со стандартной моделью. Это хорошая новость с точки зрения самосогласованности: изменение IMF не разваливает то, что модель и так неплохо описывала.

На более ранних эпохах, при z ≥ 7, модель с переменной IMF действительно попадает точно туда, куда целилась: она заметно точнее воспроизводит наблюдаемый JWST избыток самых ярких, самых редких галактик, тогда как стандартная COLIBRE их последовательно недооценивает. Это именно тот результат, ради которого механизм топ-хэви IMF и предлагался как объяснение с самого начала.

Однако при более внимательном взгляде — не на самые редкие, экстремально яркие галактики, а на более типичные, находящиеся у «колена» кривой светимости, — в диапазоне 7 ≲ z ≲ 10 модель заметно переигрывает: она предсказывает такие галактики примерно на одну звёздную величину ярче, чем показывают наблюдения. Стандартная модель, для сравнения, в этом же диапазоне яркости и красных смещений справляется хорошо. Получается, что решение одной нестыковки — недостатка ярчайших редких галактик — здесь же порождает новую, симметричную: избыток обычных, не самых ярких галактик там, где их раньше и не искали. Авторы отмечают, что часть этого напряжения может снять более аккуратный (не «мгновенный», а сглаженный) учёт истории звездообразования у самых молодых звёзд, но полностью проблема так и не исчезает.

Итоговый урок этой работы шире, чем судьба одной конкретной параметризации IMF. Да, топ-хэви начальная функция масс на заре космической истории — правдоподобный и физически осмысленный кандидат на объяснение избытка сверхъярких галактик JWST, и в этом смысле она подтверждает интуицию, которая уже звучала в других, более упрощённых моделях. Но эта же работа показывает: стоит честно и самосогласованно проследить все последствия изменённой IMF — не только рост яркости, но и рост числа сверхновых, металлов и пыли, — и простое решение одной головоломки тут же создаёт новую там, где раньше всё было в порядке. Будущим моделям формирования галактик, судя по всему, придётся балансировать на этой грани куда тоньше, чем казалось поначалу.

✊
-----

Домашнее чтение:
📖 - https://arxiv.org/pdf/2607.16404

Что такое IMF?:

🟧 Открыть в JupyterLab

Что такое IMF?

Что такое «начальная функция масс» и почему она бывает «топ-хэви». Когда из облака межзвёздного газа рождается новое поколение звёзд, получаются не одинаковые светила, а целый спектр масс — от тусклых красных карликов массой в десятые доли массы Солнца до редких голубых гигантов в десятки солнечных масс. Начальная функция масс (IMF) — это как раз рецепт, по которому распределяется эта смесь: сколько звёзд каждой массы рождается на каждую тысячу солнечных масс газа, ушедшего в звёзды. В окрестности Солнца, где эту функцию изучили лучше всего, рецепт устойчив: подавляющее большинство новорождённых звёзд — маломассивные, а по-настоящему тяжёлые светила рождаются на порядки реже.

«Топ-хэви» (от англ. top-heavy, буквально «утяжелённая сверху») IMF — это тот же рецепт, но со сдвигом пропорций: массивных звёзд в нём получается заметно больше, чем в привычном «домашнем» варианте, при том же количестве переработанного в звёзды газа. Считается, что именно так холодный, ещё бедный тяжёлыми элементами газ ранней Вселенной рождает звёзды  — он фрагментируется на более крупные сгустки, чем нынешние молекулярные облака, и из каждого такого сгустка чаще получается что-то массивное. А массивные звёзды непропорционально ярки в ультрафиолете и недолговечны — заканчивают жизнь как сверхновые, разом выбрасывая в окружающий газ энергию, тяжёлые элементы и пыль. Поэтому изменение одной этой «пропорции рецепта» тянет за собой цепочку последствий далеко за пределы одной лишь яркости галактики.

Проф. Маршан

RECONNECTING…

Работа Даррант и коллег — из тех редких случаев, когда честный расчёт оказывается интереснее, чем гипотеза, которую он проверяет. Идея «топ-хэви» IMF существовала и раньше, но, как справедливо отмечено в статье, почти всегда в упрощённом виде — добавили тяжёлых звёзд, получили больше ультрафиолета, и на этом остановились, не спросив себя: а что случится с обратной связью, с металлами, с пылью? Здесь же авторы провели полную самосогласованную цепочку расчётов — и получили именно то, чему я всегда учу своих младших коллег ожидать от природы: она не даёт решить ни одну головоломку бесплатно. Пыль, порождённая теми же массивными звёздами, почти полностью съедает выигрыш в яркости к расстояниям с зет равным пяти — это красиво именно потому, что не даёт простого ответа, который обычно так всем нужен.

А вот избыток «обычных» галактик при зет между семью и десятью — это, пожалуй, самая ценная часть статьи, и мне бы хотелось, чтобы наши читатели задержались на ней. Мы наблюдаем классический случай, когда решение одной аномалии рождает другую, симметричную, там, где прежде всё сходилось. Было бы преждевременно объявлять топ-хэви IMF ни подтверждённой, ни опровергнутой — честнее сказать: мы пока не знаем, верна ли эта параметризация, знаем лишь, что простая версия объяснения недостаточна. Именно так и должна выглядеть добросовестная наука на переднем крае — с признанием того, чего мы ещё не понимаем, а не с триумфальным заголовком.

[БАЗА 32]. ВЛОГ Командора Маркуса Келлана. Запись 003. Планета Тал Эррум #StellarAttractor #SciFi

noreply@blogger.com (DrMichael) — Fri, 24 Jul 2026 09:56:59 +0000

Youtube | Дзен | Вконтакте

На далёкой планете Тал-Эррум андроид Вега сталкивается с культом, который считает знание ошибкой, а память — отклонением. Его задача проста: добраться до древнего архива и получить данные. Но Адепты Пепельного Круга Обнуления уже решили, что прошлое должно быть уничтожено вместе со всеми, кто пытается его изучать.

То, что должно было стать обычной экспедицией, превращается в короткое и странное столкновение двух несовместимых миров: общества, отрицающего познание, и машины, ставшей воплощением самого стремления к нему.

Новая история из Вселенной «Звёздного Аттрактора».

[JWST]: атмосферы-то у экзопланет мы найдем... из чего они состоят - вот вопрос

noreply@blogger.com (DrMichael) — Mon, 20 Jul 2026 06:30:00 +0000

Поиск жизни за пределами Солнечной системы обычно сосредоточен на планетах земного типа с атмосферой, похожей на земную. Однако существует и другой класс потенциально интересных миров — планеты с плотной азотно-метановой атмосферой, напоминающей атмосферу Титана, крупнейшего спутника Сатурна. В новой работе исследователи попытались выяснить, насколько хорошо космический телескоп Джеймса Уэбба способен изучать такие экзопланеты.

В качестве эталона ученые использовали реальные данные миссии Cassini, наблюдавшей прохождение Титана на фоне Солнца, а затем смоделировали, как выглядела бы аналогичная планета у звезды TRAPPIST-1. Для анализа были применены два современных пакета восстановления параметров атмосферы — POSEIDON и rfast, а также независимая фотохимическая модель Atmos, позволившая проверить точность получаемых результатов.

Главный вывод оказался одновременно обнадеживающим и неожиданным. Даже при наблюдении десяти транзитов JWST уверенно обнаруживает присутствие метана и способен определить наличие плотной дымки (haze) в атмосфере, а также приблизительно оценить высоту ее расположения. Однако большинство остальных молекул — вода, углекислый газ, оксид углерода и более сложные углеводороды — остаются практически недоступными для надежного определения. Их спектральные особенности слишком слабы или перекрываются мощными полосами поглощения метана.

Не менее важной оказалась другая проблема. Атмосфера Титана почти полностью состоит из азота, но азот практически не имеет собственных спектральных линий в диапазоне длин волн, наблюдаемом JWST. В результате алгоритмы анализа иногда приходят к совершенно неверному выводу, что атмосфера почти целиком состоит из метана, просто потому, что именно его спектральные линии хорошо видны в наблюдениях. При этом реальные модели с азотной атмосферой тоже согласуются с данными, но оказываются менее предпочтительными для алгоритма восстановления.

Авторы также показали, что свойства органической дымки определить значительно сложнее, чем ожидалось. Различные модели аэрозольных частиц дают практически одинаковые спектры в рабочем диапазоне JWST. Заметные различия появляются лишь на длинах волн короче 1 мкм, которые телескоп Джеймса Уэбба практически не наблюдает. Это означает, что для полноценного изучения подобных миров понадобятся будущие космические обсерватории, работающие в ближнем ультрафиолетовом и видимом диапазонах.

Работа имеет важное практическое значение. Она показывает, что даже самые совершенные методы анализа могут давать убедительные, но неверные ответы, если атмосфера содержит молекулы, плохо проявляющие себя в спектре. Поэтому авторы подчеркивают необходимость проверять алгоритмы на хорошо изученных объектах Солнечной системы, прежде чем применять их к экзопланетам, где истинный состав атмосферы заранее неизвестен.

Таким образом, исследование дает достаточно реалистичную оценку возможностей JWST. Телескоп действительно способен обнаружить экзопланету с атмосферой, похожей на атмосферу Титана, и подтвердить наличие в ней метана и фотохимической дымки. Однако детальное восстановление химического состава и физических свойств такой атмосферы, вероятно, останется задачей следующего поколения космических телескопов.

✊

-----

Домашнее чтение:

📖 - DOI 10.3847/1538-3881/ae7712

----

Кодируем дома:

POSEIDON — пакет для восстановления параметров атмосфер экзопланет.

🤖 - https://github.com/MartianColonist/POSEIDON

rfast — пакет для моделирования и анализа спектров экзопланет.

🤖 - https://arxiv.org/abs/2204.04231

Atmos — открытая фотохимическая модель атмосфер планет и экзопланет.

🤖 - https://github.com/VirtualPlanetaryLaboratory/atmos

Инфографика

Эта инфографика показывает, какие возможности и ограничения имеет космический телескоп James Webb при изучении экзопланет с атмосферой, напоминающей атмосферу Титана. В качестве модели использована гипотетическая планета у звезды TRAPPIST-1, обладающая плотной азотно метановой атмосферой и характерной органической дымкой. На схеме наглядно показано, какие компоненты атмосферы JWST способен обнаружить уверенно, а какие остаются практически недоступными для наблюдений.

Особое внимание уделено главной проблеме исследования. Хотя атмосфера Титана почти полностью состоит из азота, этот газ практически не имеет заметных спектральных линий в диапазоне длин волн, доступном JWST. В результате алгоритмы анализа могут ошибочно переоценить содержание метана и получить химический состав атмосферы, не соответствующий действительности. Инфографика также показывает, почему для полноценного изучения подобных миров потребуются космические телескопы нового поколения, способные вести наблюдения не только в инфракрасном, но и в видимом и ближнем ультрафиолетовом диапазонах.

Д-р Софи Уше

RECONNECTING…

Когда мы говорим о поиске жизни на экзопланетах, нас интересует не просто наличие атмосферы. Для астробиолога атмосфера — это своего рода архив, в котором записана история целого мира. Ее состав рассказывает о вулканической активности, химических реакциях, воздействии излучения звезды и, возможно, даже о биологических процессах. Именно поэтому так важно знать не только то, что мы видим, но и то, чего пока не видим. Если прибор уверенно обнаруживает метан, но не способен надежно определить содержание азота, воды или углекислого газа, мы рискуем построить совершенно неверную картину планеты. Можно ошибиться в оценке температуры, давления, химического равновесия и даже сделать ложные выводы о потенциальной обитаемости.

Мне особенно нравится вывод этой работы: современные телескопы уже позволяют сделать первый шаг — обнаружить атмосферу, похожую на атмосферу Титана. Но чтобы действительно понять, какой мир скрывается за этим спектром, нам потребуется увидеть всю химическую картину целиком.

В астробиологии каждый компонент атмосферы — это часть большого рассказа, и если отсутствует хотя бы одна важная глава, финал этой истории может оказаться совсем не таким, каким мы его себе представляем.

NGC 474 - оболочки, хвосты и сферы

noreply@blogger.com (DrMichael) — Fri, 17 Jul 2026 11:38:00 +0000

APOD, 12 июля 2026 года

Что происходит с галактикой NGC 474? Вокруг нее видна сложная система слабых светящихся оболочек, хотя на обычных изображениях галактика выглядит как вполне типичная эллиптическая.

Происхождение этих оболочек до сих пор остается предметом исследований. По одной из гипотез, они представляют собой приливные структуры, образовавшиеся из звездного вещества небольших галактик, которые NGC 474 поглотила за последний миллиард лет. Согласно другой версии, оболочки напоминают круги на поверхности воды: продолжающееся взаимодействие со спиральной галактикой, расположенной справа от NGC 474, возбуждает в гигантской эллиптической галактике волны плотности, распространяющиеся по ее звездному гало.

Какой бы механизм ни оказался правильным, это изображение наглядно показывает, что внешние области некоторых эллиптических галактик устроены гораздо сложнее, чем считалось еще недавно. Подобной неожиданно сложной структурой обладает и гало нашей собственной галактики — Млечного Пути.

Диаметр NGC 474 составляет около 250 тысяч световых лет, а расстояние до нее — примерно 100 миллионов световых лет. Галактика расположена в созвездии Рыб.

TARGET LOCK

NGC 474

QUERYING SIMBAD…

VIZIER CATALOG MODULE STANDBY

ADS PAPERS MODULE STANDBY

[GAIA]: Возможно, существует совсем другой механизм обмена веществом в двойных звездах!

noreply@blogger.com (DrMichael) — Wed, 15 Jul 2026 07:00:00 +0000

Открытие систем Gaia BH1 и Gaia BH2 стало одним из самых неожиданных результатов миссии Gaia. В обеих системах небольшая звезда обращается вокруг черной дыры массой около девяти солнечных, причем орбиты оказались удивительно широкими — от 186 до 1277 суток. Именно эти орбитальные периоды и стали серьезной проблемой для современной теории эволюции двойных звезд.

Согласно классическим моделям, предшественница черной дыры должна была сильно раздуться, заполнить свою полость Роша и начать передавать вещество соседней звезде. Но из-за огромной разницы масс такой перенос вещества должен был быстро стать неустойчивым. В результате система либо слилась бы в одну звезду, либо пережила бы фазу общей оболочки и превратилась в очень тесную двойную систему. Ни один из этих сценариев не соответствует тому, что увидела Gaia.

Авторы новой работы предложили иной механизм. Они предположили, что во время переноса вещества почти вся масса не падает на звезду-компаньона, а выбрасывается из системы непосредственно звездой-донором. Причем этот газ уносит сравнительно небольшой орбитальный момент импульса. В таком случае орбита практически не сжимается, а иногда даже слегка расширяется, позволяя системе сохранить большое расстояние между компонентами.

Для проверки этой идеи исследователи выполнили детальное моделирование с использованием кода MESA. Оказалось, что если около 95 % теряемого вещества покидает систему именно таким образом, то удается воспроизвести наблюдаемые параметры как Gaia BH1, так и Gaia BH2 в широком диапазоне начальных условий. Более того, при использовании традиционной модели переноса вещества такие системы вообще не образуются.

Авторы также попытались объяснить физическую природу такого необычного процесса. По их мнению, массивные звезды перед заполнением полости Роша могут иметь под поверхностью области с очень высокой непрозрачностью, где давление излучения локально превышает предел Эддингтона. Это способно вызвать мощные вспышки потери массы еще до начала классического переноса вещества. Дополнительную роль могут играть крайне неравные размеры полостей Роша, вращение звезды и эффект самоперехвата части выброшенного вещества.

Особенно интересно, что подобный механизм может объяснить не только происхождение двойных систем с черными дырами; авторы предполагают, что аналогичные процессы способны влиять на образование широких двойных систем с нейтронными звездами и белыми карликами, некоторых звезд Вольфа—Райе, а также даже будущих источников гравитационных волн. Если эта гипотеза подтвердится, астрофизикам, возможно, придется пересмотреть один из фундаментальных этапов эволюции двойных звезд.

Разумеется, пока это лишь теоретическая модель. Она не доказывает, что именно так эволюционировали Gaia BH1 и Gaia BH2. Однако работа предлагает физически правдоподобный сценарий, который впервые позволяет объяснить существование этих необычных систем без привлечения экзотических механизмов вроде взаимодействий в плотных звездных скоплениях или тройных звездных систем. Дальнейшие наблюдения Gaia и новые гидродинамические модели покажут, насколько эта идея соответствует реальности.

✊

----

Домашнее чтение:

📖 - DOI 10.3847/1538-4357/ae8097

Программируем дома:

🤖 - https://docs.mesastar.org/en/25.12.1/index.html

---

Люминара

«Мне особенно нравится эта работа тем, что она напоминает: в астрофизике далеко не все определяется законами Ньютона или общей теорией относительности. Иногда судьбу целой звездной системы решает, казалось бы, второстепенная деталь — каким именно образом звезда теряет свое вещество.

Долгое время считалось, что если массивная звезда начинает передавать массу гораздо более легкому компаньону, орбита неизбежно должна быстро сжиматься. Именно поэтому системы вроде Gaia BH1 и Gaia BH2 выглядели почти невозможными. Они словно говорили нам: “В ваших расчетах чего-то не хватает”.

Авторы статьи предлагают очень красивую идею. Возможно, большая часть вещества вообще не успевает попасть к соседней звезде, а покидает систему почти сразу, унося с собой сравнительно небольшой орбитальный момент импульса. Тогда орбита не разрушается, а сохраняет свои размеры. Это небольшое изменение в физике процесса полностью меняет финальный результат эволюции.

Конечно, это пока лишь гипотеза. Но именно так часто развивается наука. Природа показывает объект, который не вписывается в существующие модели. Теоретики предлагают новое объяснение. А затем начинается самое интересное — многолетняя проверка, новые наблюдения и новые расчеты. Возможно, через несколько лет именно такие работы заставят нас переписать одну из важнейших глав теории эволюции двойных звезд.»

GAIA ЧД-1 и ЧД-2

Инфографика сравнивает две уникальные двойные системы — Gaia BH1 и Gaia BH2, обнаруженные космической обсерваторией Gaia. Несмотря на то что обе содержат черные дыры звездной массы и обычные звезды-компаньоны, их главная особенность — необычно большие орбиты. Согласно классическим моделям эволюции двойных звезд, после обмена веществом такие системы должны были превратиться в тесные пары или вовсе слиться, однако наблюдения показали совершенно иную картину.

Во второй части инфографики показано, почему эти объекты стали серьезной проблемой для современной астрофизики и какое объяснение предлагают авторы новой работы. Согласно их модели, почти все вещество, теряемое массивной звездой, выбрасывается из системы, практически не отнимая у нее орбитальный момент импульса. Новый механизм потери вещества позволяет объяснить, почему некоторые двойные системы с черными дырами сохранили неожиданно большие размеры своих орбит, тогда как классическая теория предсказывает их сильное сжатие.

Goddard | Хаббл заметил гигантский вампирский сендвич?

noreply@blogger.com (DrMichael) — Tue, 14 Jul 2026 12:31:38 +0000

Youtube | ВКонтакте | Дзен

Космический телескоп NASA Hubble запечатлел самый крупный из когда-либо наблюдавшихся протопланетных дисков. Он расположен примерно в 1000 световых лет от Земли.

Этот протопланетный диск, получивший прозвище «Чивито Дракулы», простирается почти на 400 миллиардов миль — это в 40 раз больше диаметра Солнечной системы до внешней границы пояса Койпера, где находятся кометные тела.

Исходный ролик - https://www.youtube.com/watch?v=C3nrk-vA_YE

Сферы Дайсона вокруг белых и красных карликов могут оказаться гораздо заметнее, чем считалось

noreply@blogger.com (DrMichael) — Mon, 13 Jul 2026 06:13:11 +0000

Одним из самых известных признаков существования высокоразвитых внеземных цивилизаций считается сфера Дайсона — гипотетическая мегаструктура, полностью окружающая звезду и перехватывающая практически всю её энергию. В новой работе американский физик Амирнезам Амири решил посмотреть на эту идею с практической стороны: вокруг каких звёзд подобные сооружения было бы выгоднее строить и где их легче всего искать.

Основной вывод статьи довольно неожиданный. Если раньше в подобных рассуждениях чаще фигурировали звёзды солнечного типа, то автор показывает, что гораздо более привлекательными кандидатами могут быть белые карлики и красные карлики спектрального класса M. Обе категории обладают сравнительно небольшой светимостью, но при этом способны стабильно излучать энергию миллиарды, а красные карлики — даже триллионы лет. Это делает их весьма удобными источниками энергии для гипотетической цивилизации.

Работа основана на простом законе теплового равновесия. Если сфера Дайсона полностью поглощает излучение звезды, то вся эта энергия должна быть переизлучена в виде собственного теплового излучения. По мере увеличения радиуса сферы её температура уменьшается пропорционально квадратному корню из расстояния до звезды. При этом полная светимость остаётся неизменной — меняется лишь длина волны, на которой объект излучает наиболее интенсивно.

Равновесная температура сферы Дайсона

(цитируется по работе https://arxiv.org/pdf/2602.23270)

Автор вычислил температуры таких сфер для нескольких типичных белых и красных карликов. Для конструкций радиусом около одной астрономической единицы температура оказывается порядка 110 К для красного карлика и около 40–50 К для белого карлика. Такие объекты должны светиться преимущественно в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне. Именно там их и следует искать.

Интересно и то, как подобные мегаструктуры выглядели бы на диаграмме Герцшпрунга—Рассела. Вместо обычной звезды наблюдатель увидел бы холодный источник с той же полной светимостью, но значительно более низкой эффективной температурой. На диаграмме такие объекты оказываются в области, практически не занятой естественными звёздами, что потенциально делает их заметными кандидатами для поиска признаков технологически развитых цивилизаций.

Полный болометрический поток для сферы Дайсона

(цитируется по работе https://arxiv.org/pdf/2602.23270)

Автор также обсуждает возможные стратегии поиска. По его мнению, перспективными целями являются близкие белые и красные карлики из каталогов Gaia и TESS. Их предлагается обследовать с помощью инфракрасных обзоров WISE и последующих наблюдений космического телескопа Джеймса Уэбба. Искусственная сфера должна выглядеть как почти идеальный источник теплового излучения без характерных спектральных особенностей, свойственных пылевым дискам или другим естественным объектам.

При этом важно понимать, что сама статья не предлагает нового метода обнаружения сфер Дайсона и не сообщает о каких-либо найденных кандидатах. Фактически это теоретическая работа, которая объединяет хорошо известные модели сфер Дайсона с современными представлениями о белых и красных карликах и показывает, где именно подобные объекты могли бы располагаться на диаграмме Герцшпрунга—Рассела и в каком диапазоне длин волн их рациональнее искать.

С научной точки зрения новизна работы скорее методическая, чем концептуальная. Однако она представляет интерес как ещё один шаг к формированию конкретных критериев поиска техносигнатур в уже существующих и будущих инфракрасных обзорах неба.

Домашнее чтение:

📖 - https://arxiv.org/pdf/2602.23270

✊

-----

Красные карлики / Белые карлики

Реплика

Почему так?

На первый взгляд кажется, что сфера Дайсона вокруг белого карлика должна быть горячее. Всё-таки поверхность белого карлика раскалена сильнее, чем у красного карлика. Но здесь нас подводит интуиция.

Дело в том, что сферу нагревает не температура поверхности звезды, а количество энергии, которое звезда излучает в целом. А белый карлик, несмотря на свою высокую температуру, имеет размер, сравнимый с Землёй. Его площадь настолько мала, что суммарная светимость оказывается в десятки раз ниже, чем у обычного красного карлика.

Поэтому на одинаковом расстоянии сфера Дайсона вокруг белого карлика получает гораздо меньше энергии и нагревается всего до нескольких десятков кельвинов. Зато именно такие холодные объекты должны ярко светиться в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне, где их и предлагают искать авторы работы. Иногда самая горячая звезда оказывается вовсе не самым мощным источником энергии.

Красные карлики / Белые карлики

Диаграмма

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Ваш браузер не поддерживает HTML5 Video.

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела — один из важнейших инструментов современной астрофизики. По горизонтальной оси на ней откладывается температура поверхности звезды (или ее спектральный класс), а по вертикальной — светимость. Несмотря на кажущуюся простоту, эта диаграмма позволяет увидеть жизненный цикл звезд: большинство располагается на так называемой главной последовательности, где они проводят основную часть своей жизни, превращая водород в гелий. Выше находятся гиганты и сверхгиганты, а в левом нижнем углу — компактные и очень горячие белые карлики.

Именно поэтому диаграмма Герцшпрунга—Рассела так интересна для поиска признаков наличия технологически развитых цивилизаций. Если вокруг звезды существует полноценная сфера Дайсона, она почти полностью скрывает саму звезду, а наружу переизлучает энергию уже при значительно более низкой температуре. В результате объект «исчезает» со своего привычного места на диаграмме и перемещается в область холодных инфракрасных источников, где обычных звезд практически нет. Такая аномалия сама по себе не доказывает существование внеземной цивилизации, однако может стать веской причиной для более детальных наблюдений с помощью современных инфракрасных телескопов.

Chandra | Молодые звезды затухают в рентгеновском диапазоне неожиданно быстро

noreply@blogger.com (DrMichael) — Wed, 08 Jul 2026 07:31:19 +0000

Youtube | Дзен | ВКонтакте | Рутьюб

Учёные обнаружили, что молодые «родственники» нашего Солнца успокаиваются и уменьшают своё рентгеновское излучение быстрее, чем считалось ранее. Об этом говорится в новом исследовании с использованием рентгеновской обсерватории NASA Chandra X-ray Observatory.

В отличие от сюжета фильма Project Hail Mary, это «затихание» молодых звёзд является не угрозой, а преимуществом для возможности существования жизни на планетах, обращающихся вокруг них.

Исходный ролик - https://www.youtube.com/watch?v=MH64h8jjODk

Машинные конволюции бесщелевых спектров галактик

noreply@blogger.com (DrMichael) — Wed, 08 Jul 2026 05:35:00 +0000

Китайские товарищи представили весьма необычный подход к одной из классических задач наблюдательной космологии — определению красных смещений галактик. Вместо традиционного анализа уже извлечённых одномерных спектров они предложили вообще отказаться от стадии извлечения спектра как таковой и передавать нейросети сразу исходные двумерные изображения безщелевой спектроскопии. Работа ориентирована на будущий китайский космический телескоп CSST — крупный обзорный инструмент, который должен проводить масштабные спектроскопические обзоры галактик.

Проблема, которую пытаются решить авторы, довольно фундаментальна. В бесщелевой спектроскопии свет от галактики не проходит через узкую щель спектрографа, а просто размазывается по матрице. В результате спектр оказывается «смешан» с формой самой галактики. Если галактика асимметрична или имеет сложную структуру, это напрямую влияет на калибровку длины волны и ухудшает точность измерения красного смещения. Классические пайплайны пытаются сначала откалибровать изображение, затем извлечь одномерный спектр, а уже потом искать линии и вычислять красное смещение. Но каждый такой этап добавляет ошибки и теряет часть информации.

Авторы предложили пойти другим путём: вообще не извлекать 1D-спектр. Вместо этого нейросеть получает на вход полное двумерное спектральное изображение — фактически «фотографию» размазанного спектра галактики. Идея состоит в том, что конволюционная нейросеть сама научится одновременно распознавать:

форму галактики,
распределение света,
положение спектральных особенностей,
систематические смещения,
шумы и артефакты.

То есть сеть учится решать задачу end-to-end напрямую из сырых данных.

Для обучения была создана огромная синтетическая база данных — почти 690 тысяч искусственных двумерных спектров галактик. Морфология галактик бралась из реальных изображений обзора HSC Subaru, а спектральные энергетические распределения — из DESI DR1. Затем эти данные прогонялись через симулятор инструмента CSST, который генерировал реалистичные бесщелевые спектральные изображения в диапазонах GV и GI. Авторы даже проводили деконволюцию изображений методом Ричардсона–Люси, чтобы восстановить внутреннюю структуру галактик перед симуляцией.

Архитектура сети тоже заслуживает внимания. В основе используется ResNet-34 — достаточно мощная конволюционная архитектура компьютерного зрения. Но поверх неё исследователи построили байесовскую конволюционную нейросеть (Bayesian Convolutional Neural Network) с методом Монте-Карло (Monte Carlo Dropout). Это важно: сеть предсказывает не только само красное смещение, но и собственную уверенность в результате. Иными словами, модель одновременно оценивает:

значение красного смещения;
шумы самих данных;
неуверенность самой модели.

Особенно интересна реализация байесовской части. Во время inference dropout не отключается, как обычно, а остаётся активным. Поэтому каждое прохождение через сеть даёт немного другой результат. Авторы выполняют сотни таких проходов и получают распределение предсказаний вместо одного числа. Это позволяет оценивать статистически осмысленные ошибки измерений — крайне важная вещь для космологии высокой точности.

Формула 1. Неопределенность комбинированного отклонения

Дополнительно сеть специально обучали быть устойчивой к ошибкам калибровки длины волны. Для этого в тренировочный датасет искусственно добавляли случайные пространственные сдвиги спектров — фактически имитируя ошибки наведения и астрометрии. В результате модель научилась автоматически компенсировать подобные смещения без явной процедуры калибровки длины волны. Это одна из самых сильных сторон всей работы.

Результаты оказались весьма впечатляющими. Для объектов с умеренным отношением сигнал/шум (SNR) сеть достигла точности:

σNMAD ≈ 0.0104 при SNR ≥ 1;
σNMAD ≈ 0.0047 при SNR ≥ 3;
σNMAD ≈ 0.0037 при SNR ≥ 5;
σNMAD ≈ 0.0024 при SNR ≥ 10.

Эти значения уже удовлетворяют требованиям для задач вроде измерения барионных акустических осцилляций (BAO) — одного из главных инструментов современной прецизионной космологии. Особенно важно, что даже при искусственно внесённых ошибках калибровки деградация качества оказалась относительно небольшой.

Авторы также показали, что качество работы сильно зависит от типа галактик. Лучше всего сеть справляется с Bright Galaxy Sample — яркими близкими галактиками с хорошим SNR. Хуже всего — с Emission Line Galaxies на больших красных смещениях: их спектральные линии слишком узкие и сильно размазываются бесщелевой спектроскопией.

В разделе ограничений исследователи честно перечисляют слабые места подхода. Пока модель обучалась на упрощённых симуляциях:

морфология галактики считалась одинаковой на всех длинах волн;
не моделировались космические лучи;
не учитывались сложные фоновые градиенты;
PSF считалась относительно простой;
реальные дефекты детекторов пока отсутствуют.

Тем не менее сама идея выглядит крайне перспективной. По сути, авторы предлагают постепенный отказ от классического астрономического пайплайна «калибровка → извлечение спектра → анализ» в пользу прямого анализа сырых двумерных данных нейросетью. И если такой подход действительно заработает на реальных наблюдениях CSST, Euclid или Roman Telescope, это может серьёзно изменить методы обработки данных в спектроскопических обзорах следующего поколения.

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2605.16762

📖 - https://arxiv.org/abs/1901.02731

✊

-----

Галактики / Космология / Телескопы

СПРАВКА

CSST (Xuntian / 巡天)

Внешне этот телескоп напоминает смесь Хаббла, Roman Space Telescope и модуля китайской станции Tiangong.

Ключевая особенность — огромная обзорная камера:
- зеркало около 2 метров;
- поле зрения примерно в 300 раз больше, чем у Hubble;
- 2.5-гигапиксельная камера;
- работа в режиме широкого поля и бесщелевой спектроскопии.

Интересна и сама архитектура миссии: CSST не просто летает отдельно, а должен периодически стыковаться со станцией Tiangong для обслуживания и модернизации — почти как Хаббл, только без шаттлов.

CSST изначально проектируется под массовую бесщелевую спектроскопию и космологические обзоры:

* барионные акустические осцилляции,
* слабые гравилинзы,
* крупномасштабная структура Вселенной,
* темная материя,
* темная энергия,
* обзоры красных смещений.

[GAIA] Поиск теплых белых карликов в случайном лесу

noreply@blogger.com (DrMichael) — Mon, 06 Jul 2026 07:30:00 +0000

Астрономы продолжают разбираться с одной из самых странных областей диаграммы Gaia для белых карликов — так называемой Q-ветвью, где концентрируются необычные, часто массивные и магнитные объекты. Новая работа посвящена проверке того, насколько хорошо алгоритмы машинного обучения способны классифицировать такие звёзды по спектрам низкого разрешения Gaia, а также выяснению природы загадочной популяции объектов, которые ранее автоматически определялись как «массивные DB-белые карлики».

Для этого авторы провели крупную серию спектроскопических наблюдений на 10.4-метровом телескопе Gran Telescopio Canarias. Было исследовано 255 белых карликов в пределах 500 парсек, предварительно классифицированных по данным Gaia с помощью Random Forest алгоритмов. Спектры получали с разрешением порядка R≈1000 в диапазоне 3600–7800 Å, что уже позволяет уверенно различать линии водорода, гелия, углерода, металлов и признаки магнитного расщепления Зеемана.

Главный результат оказался весьма неожиданным. Почти вся загадочная популяция «массивных DB» оказалась вовсе не DB-белыми карликами. Из 112 объектов, считавшихся такими по автоматической классификации, настоящими DB оказались лишь 5 штук — около 4.5%. Большинство же объектов принадлежат к гораздо более редким и экзотическим типам: магнитным белым карликам, теплым или горячим DQ объектам с атмосферами с доминированием углерода. Авторы фактически показали, что алгоритмы машинного обучения в условиях низкого спектрального разрешения просто «сваливали» неизвестные редкие объекты в ближайший знакомый класс DB.

При этом сами алгоритмы в целом продемонстрировали очень высокую точность. Для обычных спектральных типов совпадение между автоматической и спектроскопической классификацией превысило 90%. Особенно хорошо система распознавала DA, DO, DQ и DZ белые карлики. Основные ошибки возникали именно на редких подтипах и сильно магнитных объектах, которых практически не было в обучающей выборке.

Отдельный интерес представляет популяция теплых и горячих DQ белых карликов. Авторы обнаружили 29 теплых DQ и 4 горячих DQ объекта. Эти звёзды расположены вдоль знаменитой Q-ветви и области кристаллизации углеродно-кислородных ядер белых карликов. Особенно важно, что их кинематика подтверждает гипотезу о происхождении через слияние белых карликов: почти 40% объектов имеют необычно высокие тангенциальные скорости — более 50 км/с. Для обычных белых карликов такая доля значительно ниже.

Интересно и распределение магнитных полей. Среди hot DQ объектов магнитными оказались вообще все обнаруженные представители выборки. Всего же в работе найдено 63 магнитных белых карлика, включая DAH, DZH и hot DQH объекты. Для части из них удалось оценить напряжённость магнитного поля: у DAH она обычно составляет порядка 10–20 мегагаусс, у DZH — 1–4 мегагаусс. Некоторые объекты, вероятно, обладают ещё более сильными полями, но их спектры оказались слишком сложными для надёжной интерпретации.

Авторы также обнаружили несколько исключительно редких спектральных подтипов: DBAZ, DZAB, DZBA, DQZA и другие. В некоторых случаях работа буквально удвоила или утроила число известных представителей определённого класса. Например, количество известных DZBA объектов увеличилось сразу на 200%.

В выводах авторы подчёркивают, что Q-ветвь Gaia, вероятно, населена гораздо более сложной и разнообразной популяцией белых карликов, чем считалось ранее. Особенно важной выглядит связь между массивностью, магнетизмом и merger-происхождением. В будущем команда планирует расширить спектроскопические наблюдения объектов Q-ветви без предварительной фильтрации по спектральному типу, а также подключить данные DESI, 4MOST и WEAVE. Кроме того, для десятков сильно магнитных объектов необходимы поляриметрические наблюдения — только они позволят точно определить структуру и силу их магнитных полей.

Фактически эта работа показывает, что Gaia вместе с современными ML-методами уже умеет эффективно «вылавливать» редчайшие типы белых карликов из миллионов объектов. Но окончательно понять природу этих звёзд по-прежнему невозможно без классической спектроскопии на больших телескопах.

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2605.16493

✊

-------

-----

Белые карлики / GAIA

РЕПЛИКА

ПРОФ.ЛЮМИНАРА

— О, магнитные белые карлики… Когда я был молодым аспирантом на Тиаре, сама идея подобных объектов считалась почти еретической.

Наши старшие коллеги утверждали, что столь сильное магнитное поле не может устойчиво существовать в вырожденной звезде. Они говорили: «Это артефакты спектров. Ошибки приборов. Плохая калибровка».

А потом появились спектры с расщеплёнными линиями. Сначала — единичные случаи. Затем десятки. Затем сотни. И выяснилось, что Вселенная, как обычно, совершенно не интересуется нашими теоретическими запретами.

Особенно забавно вспоминать, как некоторые академики пытались объяснить эффект Зеемана… турбулентностью атмосферы звезды. Турбулентностью! В объекте размером с планету и плотностью в тонны на кубический сантиметр.

Теперь же мы обсуждаем белые карлики с магнитными полями в миллионы гаусс так буднично, словно речь идёт о погоде за окном обсерватории. Наука вообще очень странная вещь. Сегодня тебя высмеивают за невозможные звёзды.

А завтра студенты уже рисуют их в учебниках.

🐙

Белые карлики / GAIA

СПРАВКА

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Иллюстративный график распределения целей исследований за несколько кампаний наблюдений, на основе которых была написана статья. Прогиб графика в центре немного не получился. Данные эмулировались при помощи ИИ.

Белые карлики / GAIA

СПРАВКА

Что такое Random Forest?

Random Forest («случайный лес») — это алгоритм машинного обучения, который принимает решение не по одному правилу, а сразу по множеству независимых «деревьев решений».

Каждое такое дерево анализирует объект по-своему — например, форму спектра, интенсивность линий или цвет звезды. Затем все деревья «голосуют», и алгоритм выбирает наиболее вероятный класс объекта.

В астрономии Random Forest часто используют для автоматической классификации миллионов объектов в больших обзорах неба — например, чтобы быстро отличать обычные белые карлики от редких магнитных или углеродных типов.

Белые карлики / GAIA

СПРАВКА

Что такое расщепление Зеемана?

LOADING DATA…

Расщепление Зеемана — это эффект, при котором сильное магнитное поле «раздвигает» одну спектральную линию на несколько отдельных компонентов.

В нормальных условиях атом излучает свет строго определённой длины волны — например, линию водорода Hα. Но если атом находится в мощном магнитном поле, энергетические уровни электронов немного смещаются. В результате вместо одной линии астрономы видят две, три или даже целый набор близко расположенных линий.

Именно так астрономы обнаруживают магнитные белые карлики: их магнитное поле буквально деформирует спектр звезды. Чем сильнее поле — тем больше расстояние между расщеплёнными компонентами.

На белых карликах эффект Зеемана может быть настолько сильным, что линии превращаются в широкие полосы, а иногда спектр становится почти неузнаваемым.

Белые карлики / GAIA

СПРАВКА

Магнитный карлик или магнетар?

Магнитный белый карлик и магнетар — это совершенно разные объекты.

Магнитный белый карлик:

* это белый карлик, то есть остаток звезды солнечного типа;
* масса обычно около 0.6–1.3 масс Солнца;
* размер примерно как у Земли;
* магнитное поле: от тысяч гаусс до сотен мегагаусс (10⁶–10⁹ G);
* источник давления — вырожденный электронный газ.

Магнетар:
* это разновидность нейтронной звезды;
* возникает после взрыва массивной звезды как сверхновой;
* масса около 1.4–2 масс Солнца;
* размер всего ~20 км;
* магнитное поле колоссальное: порядка 10¹⁴–10¹⁵ G;
* это самые магнитные объекты во Вселенной.

То есть магнетар сильнее магнитного белого карлика по полю примерно в миллион–миллиард раз.

На иллюстрации именно магнитный белый карлик, но художественно и слегка «магнетароподобно» — с ярко выраженными линиями магнитного поля и полярными выбросами, потому что так визуально эффектнее. В реальности магнитный белый карлик выглядел бы спокойнее:

* компактная бело-голубая звезда;
* иногда аккреционный поток;
* спектральные линии с расщеплением Зеемана;
* без экстремальных релятивистских джетов, характерных для магнетаров.

Кстати, в статье как раз фигурируют поля порядка:
* 1–4 мегагаусс для DZH;
* 10–20 мегагаусс для DAH;
* до десятков мегагаусс у некоторых hot DQH.

Для сравнения:
* типичный магнетар: ~10¹⁵ G;
* сильный магнитный белый карлик: ~10⁸ G.

Разница — примерно семь порядков.

Goddard | Суперкомпьютер следит за магнитным танго нейтронных звезд

noreply@blogger.com (DrMichael) — Thu, 02 Jul 2026 04:34:11 +0000

Youtube | Дзен | Рутьюб | ВКонтакте

Когда сверхплотные нейтронные звёзды сталкиваются, это событие ощущается по всей Вселенной.

Но астрономы хотели бы находить такие системы ещё до столкновения. И новые моделирования указывают путь.

Исходный ролик - https://www.youtube.com/watch?v=mt6vcy-hssA

eROSITA обнаружила сейфертовскую галактику с «меняющимся обликом»

noreply@blogger.com (DrMichael) — Wed, 01 Jul 2026 06:18:00 +0000

Многопанельный график, показывающий, как со временем изменялась яркость объекта J1240–2309 в различных диапазонах волн. Верхняя панель демонстрирует рентгеновскую яркость, измеренную тремя космическими телескопами — eROSITA, XMM-Newton и Swift. Вторая панель показывает яркость в ультрафиолетовом и оптическом диапазонах по данным XMM-Newton и Swift. Третья и четвёртая панели содержат наземную оптическую фотометрию, выполненную обсерваториями LCO+PROMPT и ATLAS соответственно. Пятая панель показывает инфракрасную яркость по данным спутника NEOWISE. На нижней панели отображено изменение интенсивности широких водородных линий излучения Hα и Hβ.

Credit: arXiv (2026). DOI: 10.48550/arxiv.2605.07965

Shreejaya Karantha, Phys.org

Астрономы проследили за драматическим поведением активного галактического ядра (AGN) с «меняющимся обликом», в котором центральная сверхмассивная чёрная дыра, по-видимому, сначала практически «выключилась», а затем быстро вновь активировалась. Галактика HE 1237−2252 за всего 18 месяцев ослабла в рентгеновском диапазоне в 17 раз, после чего снова начала восстанавливать яркость. Работа с анализом объекта была опубликована на сервере препринтов arXiv 8 мая.

Включение и выключение

Активные галактические ядра (AGN) питаются веществом, которое закручивается к сверхмассивной чёрной дыре через аккреционный диск. Такие чёрные дыры проходят через различные эпизоды аккреции, которые могут «включать» или «выключать» ядро, изменяя его светимость на временах порядка десятков тысяч лет. Однако в последние годы астрономы начали обнаруживать AGN, у которых крупные изменения аккреции происходят всего за месяцы или годы. Эти изменения приводят к переходу объекта между различными спектральными типами.

Все AGN делятся на два основных типа в зависимости от спектральных линий. Объекты типа 1 демонстрируют как широкие, так и узкие линии излучения, что указывает на наличие газа как вблизи чёрной дыры, так и далеко от неё. Галактики типа 2 показывают только узкие линии.

Между ними существуют промежуточные подтипы — 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9, различающиеся относительной интенсивностью широких линий. Например, объект типа 1.8 имеет хорошо заметную широкую линию Hα и слабую широкую линию Hβ; тип 1.9 показывает только широкую Hα; а тип 2 вообще лишён широких компонент. Когда галактика переходит между этими типами, астрономы называют её AGN с «меняющимся обликом» (changing-look AGN, CLAGN).

Причина таких изменений до конца не ясна. Возможные объяснения включают реальное падение темпа аккреции на чёрную дыру, локальные нестабильности в аккреционном диске или внешние возмущения. Кроме того, продолжаются споры о природе области широких линий: является ли она постоянным резервуаром газа или же представляет собой ветер, существующий только тогда, когда аккреция превышает определённый порог.

Поймано в процессе

Большинство AGN с «меняющимся обликом» были обнаружены благодаря повторной спектроскопии или широкоугольным фотометрическим обзорам; к настоящему моменту подтверждено уже более 150 таких объектов. В январе 2022 года астрономы под руководством Alex Markowitz, используя обзор eROSITA (Extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array), обнаружили сейфертовскую галактику — класс AGN с чрезвычайно яркими ядрами, расположенными в спиральных галактиках, структура которых всё ещё хорошо различима, в отличие от квазаров, — у которой поток мягкого рентгеновского излучения упал примерно в 17 раз всего за 18 месяцев.

Эта сейфертовская галактика, обозначенная как J1240–2309 или HE 1237–2252, находится примерно в 1,3 миллиарда световых лет от Земли. Изначально объект классифицировался как тип 1.0–1.2, однако во время наблюдений 2022 года уже соответствовал типу 1.8. Данные в различных диапазонах волн показали, что ослабление яркости затронуло не только рентгеновское излучение — инфракрасная яркость также уменьшилась. Последующая многодиапазонная кампания наблюдений с конца 2022 до начала 2025 года позволила проследить постепенное восстановление объекта. Рентгеновское излучение восстановилось всего за три месяца, тогда как оптический, ультрафиолетовый и инфракрасный диапазоны возвращались к прежнему уровню примерно три года.

К концу 2024 года галактика вновь вернулась к типу 1.0, а её спектральные линии полностью восстановились. По мере повторной активации чёрной дыры исследователи также обнаружили характерную двухпиковую структуру в водородных линиях излучения, что может указывать на кольцеобразную структуру газа возле диска, подсвеченную восстанавливающейся короной.

Общая картина

Если бы между нами и чёрной дырой просто прошло облако пыли, временно ослабившее её видимый блеск, то не произошло бы двух вещей: рентгеновские данные показали бы характерные признаки поглощения, а инфракрасная яркость осталась бы практически неизменной. Поскольку обе величины заметно уменьшились, исследователи пришли к выводу, что сама чёрная дыра начала производить меньше энергии, а значит причина связана с внутренними изменениями в аккреционном диске.

Наиболее вероятное объяснение связано с распространением по диску «холодных» и «тёплых» фронтов: волна охлаждения временно подавляет излучение диска, после чего волна нагрева постепенно восстанавливает его активность.

Исследователи отмечают, что для полного понимания природы AGN с «меняющимся обликом» необходимо больше наблюдений и больше подобных объектов. «Если такие фронты действительно объясняют поведение других CLAGN, мы рекомендуем будущим программам мониторинга в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах использовать высокую частоту наблюдений для более строгой проверки и ограничения подобных моделей», — пишут авторы работы.

Это исследование предоставляет одну из самых наглядных картин того, как сверхмассивная чёрная дыра практически в реальном времени резко меняет темп аккреции и затем постепенно «возвращается к жизни».

Домашнее чтение:

📖 - https://arxiv.org/abs/2605.07965

✊

-----

Галактики / Квазары / Космология / eROSITA

РЕПЛИКА

Д-Р МАКС

а что это за eROSITA такая? Как-то я пропустил ввод в строй этого телескопа :/

eROSITA (extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array) — это космический рентгеновский телескоп, созданный Германией при участии России и запущенный в 2019 году на борту орбитальной обсерватории Spektr-RG. Его основная задача — составить самую подробную карту Вселенной в мягком рентгеновском диапазоне. Телескоп оснащён семью зеркальными модулями и способен обнаруживать миллионы активных галактических ядер, скоплений галактик, нейтронных звёзд и других высокоэнергетических объектов.

Одним из главных достижений eROSITA стало проведение полного обзора неба в рентгеновском диапазоне с чувствительностью, значительно превосходящей предыдущие миссии. Благодаря регулярному сканированию всего неба телескоп особенно хорошо подходит для поиска переменных и «вспыхивающих» объектов — например, AGN с «меняющимся обликом», приливных разрушений звёзд чёрными дырами и рентгеновских транзиентов.

By DLR German Aerospace Center - https://www.flickr.com/photos/dlr_de/48092069898/, CC BY 2.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=87145461

[JWST]: обнаружены коричневые карлики, маскировавшиеся под древнейшие галактики!

noreply@blogger.com (DrMichael) — Mon, 29 Jun 2026 05:38:00 +0000

Телескоп Уэбба несколько раз наблюдал скопление галактик Пуля в созвездии Киля за последние два года. Свет от галактик этого скопления шёл до Земли около 3,8 миллиарда лет. Среди этих галактик были обнаружены два более тусклых объекта, которые первоначально приняли за гораздо более далёкие галактики. Однако последующие наблюдения показали, что…

Deepa Jain, Sky & Telescope

Два объекта, которые ранее считались галактиками эпохи, когда возраст Вселенной составлял около 150 миллионов лет, на самом деле оказались коричневыми карликами внутри нашей собственной Галактики.

Когда астрономы обнаружили две предполагаемые ранние галактики, существовавшие менее чем через 150 миллионов лет после Большого взрыва, сразу возникло множество гипотез о том, как такие объекты могли сформироваться настолько быстро — гораздо быстрее, чем предсказывает теория. Однако новые данные показывают, что эти «галактики» могут быть вовсе не галактиками, а парой очень холодных коричневых карликов в Млечном Пути.

Измерение экстремальных расстояний

С тех пор как космический телескоп Джеймса Уэбба начал заглядывать в эпоху ранней Вселенной, одним из главных сюрпризов стало обнаружение необычно большого количества ярких галактик, существовавших уже тогда, когда возраст Вселенной составлял всего около полумиллиарда лет.

Астрономы определяют расстояние до таких галактик по их красному смещению — уменьшению энергии фотонов по мере их распространения в расширяющемся пространстве-времени. Наиболее точный способ измерения красного смещения — спектроскопия. Измеряя смещение спектральных линий излучения или поглощения в сторону больших длин волн, исследователи получают точную оценку красного смещения объекта, а значит — и расстояния до него.

Однако получение спектра требует времени, поэтому в крупных обзорах галактик часто сначала используют замену — так называемое фотометрическое красное смещение. Исследователи используют яркость объекта в различных фильтрах как приближённый аналог спектра. Более далёкие галактики «исчезают» в фильтрах короче определённой длины волны, поскольку водород поглощает всё излучение ниже этого диапазона. В зависимости от расстояния галактики исчезают в разных диапазонах: близкие — в ультрафиолетовом, а более далёкие, свет которых смещён в длинноволновую область, — уже в инфракрасном диапазоне.

Космический телескоп Джеймса Уэбба получил изображения первого кандидата в ранние галактики в ближнем инфракрасном диапазоне с использованием различных фильтров. Изображения расположены в порядке увеличения длины волны; справа показано составное RGB-изображение. Объект «исчезает» во всех изображениях, кроме двух, полученных на самых больших длинах волн, что указывает на его чрезвычайную удалённость — предположительно, мы видим его в эпоху, когда возраст Вселенной составлял менее 200 миллионов лет.

Брадач и соавт. / arXiv/2604.23668

Во втором случае, при аналогичной конфигурации наблюдений, объект исчезает во всех изображениях, кроме трёх, полученных на самых больших длинах волн телескопом Уэбба.

Брадач и соавт. / arXiv/2604.23668

Самые ранние галактики?

Самая ранняя галактика, подтверждённая спектроскопией на сегодняшний день, — MoM-z14. Мы видим её такой, какой она была всего через 280 миллионов лет после Большого взрыва. Но ранее в этом году другая группа исследователей обнаружила кандидата в ранние галактики под названием Capotauro. Его фотометрическое красное смещение указывает на то, что этот объект может быть на 200 миллионов лет старше MoM-z14. Для существования в столь раннюю эпоху такие галактики должны были формироваться с невероятной скоростью, поэтому открытие вызвало большой интерес.

И Capotauro оказался не единственным. В обзоре, выполненном телескопом Уэбба в области скопления Пуля в созвездии Киля, исследователи в прошлом году обнаружили ещё два объекта, которые также выглядели как чрезвычайно ранние галактики. Фотометрические оценки даже указывали, что один из них может быть старше самого Capotauro.

Однако определение расстояния только по фотометрии может быть неоднозначным, поскольку другие космические объекты способны имитировать далёкие галактики. Например, пыль в областях звездообразования может блокировать коротковолновое излучение, из-за чего объект тоже начинает «исчезать» в фильтрах — подобно ранним галактикам. Тем не менее ни Capotauro, ни два других объекта не проявлялись даже на сравнительно больших длинах волн, где свет обычно уже проходит сквозь пыль. Поэтому объекты типа Capotauro казались более вероятными кандидатами в древнейшие галактики.

Новые наблюдения выявили сверххолодные коричневые карлики

Тем не менее астрономы стремились получить спектры этих объектов. «Астрономы никогда не доверяют только изображениям», — говорит Maruša Bradač. Она возглавила исследование спектроскопии объектов в ближнем инфракрасном диапазоне, выполненное с помощью телескопа Уэбба и опубликованное на сервере препринтов arXiv. Брадач и её коллеги повторно изучили оба объекта, снова используя Уэбб как для получения изображений (в январе 2026 года), так и спектров (в марте 2025 года).

Новые изображения показали, что оба объекта движутся по небу, демонстрируя собственное движение. Ни одна далёкая галактика не будет заметно смещаться между последовательными снимками, поэтому это однозначно показало: объекты не принадлежат ранней Вселенной. Они находятся здесь, внутри нашей Галактики.

Проанализировав спектры, исследователи пришли к выводу, что предполагаемые галактики на самом деле являются коричневыми карликами — «несостоявшимися звёздами», более массивными, чем планеты, но недостаточно массивными для поддержания термоядерного синтеза, как у настоящих звёзд. Оба объекта расположены на расстоянии примерно от 1000 до 1300 световых лет от нас — то есть глубоко внутри Млечного Пути. Хотя расстояния у них схожи, различия в собственном движении и яркости показывают, что физически они между собой не связаны.

Эти коричневые карлики, получившие обозначения Bullet-BD1 и Bullet-BD2, смогли выдать себя за далёкие галактики именно благодаря своей необычности. Анализ спектров показал, что температура их поверхностей составляет примерно 350 и 410 кельвинов (около 77 и 137 °C) соответственно. Это делает их одними из самых холодных коричневых карликов, известных на сегодняшний день. Коричневые карлики не способны постоянно вырабатывать энергию посредством термоядерного синтеза, поэтому со временем постепенно остывают. Команда Брадач полагает, что оба объекта весьма древние.

Marco Castellano, не участвовавший в исследовании, считает результаты убедительными и отмечает, что они «подчёркивают важный источник загрязнения выборок при поиске самых ранних галактик: холодные карликовые звёзды могут имитировать цвета и яркость чрезвычайно далёких объектов гораздо чаще, чем предполагалось ранее».

Полученные результаты означают, что и другие галактики, идентифицированные исключительно фотометрическими методами — например, Capotauro, — также могут в итоге оказаться холодными коричневыми карликами. Однако Pablo Pérez-González, также не участвовавший в работе, отмечает, что Bullet-BD1 и Bullet-BD2 в десятки или даже сотни раз ярче многих других кандидатов в ранние галактики. Поэтому вопрос о правильности оценок расстояний до остальных подобных объектов пока остаётся открытым.

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2604.23668

✊

-----

Вот так новость / Коричневые карлики / JWST

РЕПЛИКА

Д-Р МАКС

ОПА. Все помним, как лет 15 назад приняли вращающийся разгонный блок Фрегат за далекий квазар, и даже вывели теорию самого мощного взрыва во Вселенной?

Тут похожий случай. Ребята, значит, хотели написать статью про далекие-далекие галактики, на грани достижимости в известной нашей Вселенной, и почти уже написали ее, как вдруг, видимо, то ли пришел кто-то со свежим взглядом плюс, согласно описанию, дополнительные проверки подоспели, и тогда пришлось написать статью про карликов, мешающих наблюдениям.

Ошибки случаются у всех. Но только у астрономов они могут приобретать действительно астрономический характер :)

И да, не следует пренебрегать способностью ученых признавать свои ошибки и делать все для их исправления во благо науки. Это только иные упертые прохожие (их мало, но бывают!) время от времени на каких-то видео на моем канале продолжают нести многократно разобранную и переваренную пургу космических масштабов и космической же глупости... Умный же человек внимательно слушает аргументацию и спорит по существу. Впрочем, проехали.

В дополнение не могу не отметить дурацкий сайт Sky&Telescope, погрязший в коммерции настолько, что дает 2-3 минуты на статью, а потом блокирует страницу, предлагая (а реально - заставляя!) оформить платную (!) подписку... Да кому вы нужны, пока A&A, Arxiv и другие журналы дают доступ бесплатно? Ибо никакие пейволлы не должны становиться между человеком и новыми знаниями!

Расплескалась синева сверхновых Ib и Ic

noreply@blogger.com (DrMichael) — Wed, 24 Jun 2026 06:04:00 +0000

БИДУМ!! Сверхновые типов Ib и Ic — это взрывы массивных звёзд, которые уже потеряли свои внешние водородные оболочки. Долгое время астрономы спорили о том, насколько сильно такие звёзды “раздеваются” перед смертью: сохраняется ли у них гелий, или же он почти полностью исчезает ещё до взрыва. Новая работа на основе данных обзора ZTF неожиданно показала, что ответ может скрываться в самом цвете сверхновой.

Авторы проанализировали более сотни сверхновых типов Ib и Ic и обнаружили устойчивое различие: сверхновые типа Ib в среднем выглядят заметно более синими, чем сверхновые типа Ic. Разница невелика — порядка нескольких десятых звёздной величины — но статистически она проявляется очень уверенно. Причём эффект сохраняется даже после учёта межзвёздного поглощения и пыли в галактиках.

На первый взгляд может показаться странным, что цвет вообще способен рассказать что-то о внутреннем устройстве погибающей звезды. Однако физика здесь довольно красива: гелий рекомбинирует при более высокой температуре, чем углерод и кислород. Если во взрыве сверхновой остаётся значительная гелиевая оболочка, вещество быстрее становится прозрачным, и мы раньше начинаем видеть более горячие внутренние области выброса. В результате вспышка выглядит более голубой.

Это хорошо согласуется с классической картиной: сверхновые Ib происходят от звёзд, которые ещё сохраняют часть гелия, а сверхновые Ic — от объектов, потерявших его почти полностью. И вот тут начинается настоящая проблема для теории. Современные модели эволюции массивных звёзд пока не очень хорошо объясняют, как природа вообще умудряется настолько эффективно избавляться от гелиевых оболочек. Получается, что процессы поздней потери массы в двойных системах могут быть гораздо более агрессивными, чем считалось ранее.

Особенно интересными оказались редкие сверхновые типов Ibn и Icn. Они демонстрируют экстремально синие цвета и, судя по всему, активно взаимодействуют с плотным веществом вокруг звезды. Более того, их цвета оказались удивительно близки к загадочным Fast Blue Optical Transients — быстрым голубым кратковременным явлениям неизвестной природы. Авторы осторожно предполагают, что между этими объектами может существовать физическая связь.

Главная ценность работы даже не в самой “синеве” сверхновых. Исследование показывает, что обычная фотометрия — то есть простое измерение яркости в разных фильтрах — начинает превращаться в полноценный инструмент диагностики предсмертной эволюции звёзд. А в эпоху LSST, когда астрономы будут открывать десятки тысяч сверхновых ежегодно, это становится особенно важным: спектры удастся получить далеко не для всех объектов, а вот цвет — практически для каждой вспышки.

Иногда Вселенная выдаёт свои самые важные секреты не через экзотические эффекты и сложные модели, а через едва заметный оттенок света далёкой умирающей звезды.

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2605.01200

✊

Барионные ультрадиффузные карликовые галактики

noreply@blogger.com (DrMichael) — Mon, 22 Jun 2026 06:17:00 +0000

Инфографика создана при помощи ИИ

Астрономы давно сталкиваются со странными карликовыми галактиками в скоплениях галактик. Некоторые из них почти не содержат тёмной материи. Другие выглядят как огромные размытые облака с очень слабым светом. Третьи вообще почти не видны — только холодный водород, обнаруживаемый в радиодиапазоне.

И вот теперь группа исследователей попыталась воспроизвести их происхождение в детальных гидродинамических симуляциях. Результат оказался неожиданно убедительным.

Авторы моделировали столкновения крупных галактик внутри скоплений — в среде, заполненной раскалённым межгалактическим газом. Когда две галактики проходят рядом и начинают рвать друг друга приливными силами, из их хвостов выбрасываются облака газа. Иногда эти облака коллапсируют и формируют так называемые приливные карликовые галактики — tidal dwarf galaxies (TDG).

Главная проблема всегда была в том, что такие объекты считались недолговечными. Предполагалось, что турбулентность, ударные волны и давление среды быстро их разрушат.

Но симуляции показывают другую картину. Если вязкость горячего газа в скоплении достаточно высока, турбулентность подавляется, а холодные облака могут выживать миллиарды лет.

Причём некоторые из них оказываются почти полностью барионными — то есть состоят из обычного вещества, практически без тёмной материи. Именно это и наблюдают у части ультрадиффузных галактик и «тёмных» HI-объектов.

Особенно интересно выглядит поведение газа. В «вязких» моделях хвосты вырванного газа тянутся через всё скопление как длинные голубые ленты и почти не распадаются. В менее вязких сценариях они быстро смешиваются с межгалактической средой и исчезают. Иллюстрации в статье выглядят почти как снимки медузообразных галактик, только в масштабе сотен тысяч световых лет.

Качественное сравнение газа, сорванного ударным давлением газа, в различных моделях субсеточной физики в проекции «сверху» и «с ребра» (верхняя и нижняя панели каждого квадранта соответственно). Буква в левом нижнем углу каждого квадранта обозначает соответствующую симуляцию . Красно-жёлтый фон показывает поверхностную плотность внутрикластерной среды (ICM), тогда как светло-голубым отображён газ, сорванный с взаимодействующих галактик. Две врезки в каждой симуляции показывают увеличенные фрагменты остатка слияния и пример карликовой галактики. Масштаб в левом верхнем углу каждого изображения остатка слияния соответствует 5 кпк.

Иллюстрация из статьи. Credit: Ivleva et al

Некоторые карликовые галактики в моделях вообще начинают жизнь как почти «тёмные» облака — огромные резервуары водорода с очень слабым звездообразованием. А спустя миллиард лет внезапно вспыхивают рождением звёзд.

Авторы отдельно сравнили результаты с наблюдаемыми «синими пузырями» в скоплении Девы — маленькими ярко-синими карликами с очень высокой скоростью формирования звезд. И оказалось, что параметры совпадают удивительно хорошо: массы газа, темпы рождения звёзд и даже их изолированность внутри скопления.

Фактически получается довольно красивая картина.

Баланс сил между гравитацией и силой гидродинамического сопротивления среды.

Credit: Ivleva et al

Галактическое столкновение не просто разрушает галактики. Оно может выбрасывать в скопление целые «зёрна» новых объектов — холодные облака газа, которые потом годами дрейфуют через раскалённую межгалактическую среду. Некоторые становятся тусклыми диффузными галактиками. Некоторые — почти невидимыми облаками ионизованного водорода. Некоторые — компактными карликами без тёмной материи.

И всё это — побочный эффект гигантских космических катастроф.

Особенно впечатляет масштаб. Эти облака размером в тысячи световых лет могут существовать внутри среды с температурой в десятки миллионов градусов. По сути — это холодные острова, медленно летящие сквозь плазменный океан скопления галактик.

И, пожалуй, самое любопытное здесь даже не то, что симуляции объяснили происхождение странных карликовых галактик.

А то, что они показывают: скопления галактик — это вовсе не «кладбища» галактик, как их иногда представляют. Это активная среда, где столкновения, давление раскалённого газа и гидродинамика буквально лепят новые структуры из обломков старых.

Где-то между гигантскими галактиками, в потоках горячей плазмы, миллионами лет могут лететь почти невидимые облака водорода. Некоторые так и останутся тёмными. Некоторые внезапно вспыхнут звёздами. А некоторые превратятся в странные призрачные галактики, которые астрономы потом будут десятилетиями пытаться объяснить.

И возможно, часть «галактик без тёмной материи» — это вовсе не загадка для космологии.

А просто очень старые шрамы древних галактических столкновений.

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2605.00984

✊

----

Галактики / Космология

РЕПЛИКА

ПРОФ.ЛЮМИНАРА

— Буль! Знаете, что меня особенно захватывает в этой работе? Не сами карликовые галактики. И даже не отсутствие тёмной материи.

А то, что скопление галактик внезапно начинает выглядеть… живым.

Раньше мы смотрели на эти гигантские структуры как на своего рода космические кладбища. Раскалённый газ. Гравитация. Медленное угасание галактик. Но здесь возникает совсем другая картина.

Две большие галактики сталкиваются. Их диски разрываются приливными силами. В межгалактическое пространство вылетают длинные хвосты холодного газа и звёзд. И вдруг оказывается, что эти выброшенные облака могут не просто выжить — они способны миллиарды лет дрейфовать сквозь раскалённую плазму скопления.

Буль!

Некоторые из них становятся призрачными ультрадиффузными галактиками. Некоторые — почти невидимыми облаками водорода. А некоторые внезапно вспыхивают рождением звёзд, словно угли, которые долго тлели в темноте.

Это очень красивая мысль.

Галактики после столкновения не просто умирают. Они оставляют после себя потомков. Странных. Размытых. Почти тёмных.

Но всё ещё живых.

Буль!

Орден Тёмных Карликов Андромеды

noreply@blogger.com (DrMichael) — Sun, 21 Jun 2026 10:21:32 +0000

Youtube | Дзен | ВКонтакте | Рутьюб

Похоже, Туманность Андромеды не просто окружена спутниками. Она окружена… карликами. Скрытными. Древними. Злобными!

С каждым новым открытием становится ясно: вокруг Андромеды формируется целое кольцо ультраслабых карликовых галактик, которых астрономы называют «ископаемыми» ранней Вселенной. Но если смотреть на это не как на сухую статистику, а как на картину целиком, возникает другое ощущение. Будто эти крошечные системы не просто вращаются вокруг галактики, а держат позицию.

Словно орден.

Словно сеть...

Goddard | Далеко и широко. Часть 4. Совместная работа

noreply@blogger.com (DrMichael) — Thu, 18 Jun 2026 13:20:52 +0000

Youtube | Дзен | ВКонтакте

Космические телескопы James Webb Space Telescope и Nancy Grace Roman Space Telescope — это две миссии с различными, но пересекающимися научными задачами.

Оба помогут нам понять историю Вселенной и узнать, какие ещё миры существуют в ней сейчас.

Исходный ролик - https://www.youtube.com/watch?v=vspSYLlijy4

[JWST]: Не вертите Нефертитей

noreply@blogger.com (DrMichael) — Wed, 17 Jun 2026 05:37:00 +0000

Credit: Philip Pikart

Хоть на Корфу, хоть на Крите

Не вертите Нефертитей

Когда мы смотрим на Млечный Путь, кажется, будто это единая древняя система, медленно вращающаяся вокруг своего центра уже миллиарды лет. Но современные модели всё чаще показывают совсем другую картину. Наша Галактика — не монолит. Это гигантская коллекция обломков. Архив космических катастроф. И, возможно, кладбище тысяч поглощённых карликовых галактик.

Новая работа проекта NEFERTITI пытается проследить историю Млечного Пути практически с самого начала Вселенной — от эпохи первых звёзд до наших дней. Причём речь идёт не просто о компьютерной симуляции «вообще галактики». Авторы моделируют рождение первых звёзд Population III, распространение тяжёлых элементов, взрывы сверхновых, реионизацию и постепенную сборку галактики через бесконечные слияния маленьких систем.

Самое интересное начинается там, где исследователи переходят к древнейшим звёздам нашей Галактики. Эти звёзды содержат крайне мало тяжёлых элементов — иногда в миллионы раз меньше, чем Солнце. И именно они могут быть прямыми потомками эпохи первых звёзд Вселенной. По сути, это космические ископаемые.

И тут выясняется неожиданная вещь. Большинство самых древних и бедных металлами звёзд Млечного Пути, вероятно, вообще не родились в нём. Они были принесены разрушенными карликовыми галактиками, которые когда-то вращались вокруг молодой Галактики, а затем были разорваны её гравитацией и растворились в звёздном гало.

Получается довольно мрачная картина. Ночное небо над нами частично состоит из останков миров, которых больше не существует. Когда-то это были отдельные мини-галактики со своей историей, своими вспышками сверхновых и собственными поколениями звёзд. Сегодня от них остались только размытые потоки звёзд и химические следы в спектрах древних объектов.

Особенно важную роль, как показывает модель, сыграли ультратусклые карликовые галактики. Настолько маленькие и слабые, что многие из них были почти полностью уничтожены ещё на ранних этапах формирования Млечного Пути. Но именно они, возможно, принесли значительную часть наиболее древних звёзд гало с экстремально низкой металличностью.

А где-то ещё дальше, за пределами локальной Вселенной, JWST, возможно, уже наблюдает нечто ещё более удивительное — настоящую галактику Населения III. Авторы статьи обсуждают объект Hebe, параметры которого хорошо совпадают с ожиданиями для «чистой» системы, состоящей практически только из первых звёзд. Если это подтвердится, человечество впервые увидит эпоху, когда Вселенная только начинала зажигать первые огни.

И вот тут возникает странное ощущение масштаба времени. Мы смотрим на старую звезду где-нибудь в гало Млечного Пути — а внутри неё могут храниться химические следы сверхновой, взорвавшейся более 13 миллиардов лет назад. Ещё до появления Солнца. До формирования Земли. Возможно — ещё до окончательной сборки самой нашей Галактики.

Иногда астрономия выглядит как наблюдение далёких объектов. Но иногда — как археология погибших миров. И чем глубже мы изучаем древнейшие звёзды Млечного Пути, тем сильнее становится ощущение, что наша Галактика построена из руин очень древней Вселенной.

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2605.00990

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2603.20362

✊

-----

Космология / Млечный Путь / JWST

РЕПЛИКА

ПРОФ. ЛЮМИНАРА

Реплика профессора Люминары:

— Буль! Знаете… иногда мне кажется, что звёзды третьего населения были не просто первыми звёздами. Они были первым светом, который вообще увидела Вселенная.

До них космос был тёмным. Почти безмолвным. Водород. Гелий. Холодные облака первичного газа. Ни планет. Ни пыли. Ни кислорода. Ни углерода. Ни жизни.

А потом появились они.

Чудовищно массивные. Ослепительно горячие. Голубые звёзды, жившие всего несколько миллионов лет. Они сгорали так быстро, словно сама Вселенная торопилась начать свою историю.

И ведь самое странное… внутри нас до сих пор есть частицы, рождённые в их недрах.

Железо в нашей крови. Кислород, которым мы дышим. Кальций в костях. Всё это когда-то было выброшено в космос взрывами первых сверхновых.

Иногда люди говорят: «Мы состоим из звёздной пыли».

Но почти никто не задумывается, насколько древняя эта пыль.

Буль!

Возможно, некоторые атомы внутри нас появились ещё тогда, когда Млечного Пути вообще не существовало. Когда не было Солнца. Не было Земли. Даже спиральных галактик вокруг было совсем немного.

И мне от этого немного не по себе.

Потому что получается… Вселенная помнит всё.

Буль!

[JWST]: Как умирают протопланетные диски

noreply@blogger.com (DrMichael) — Mon, 15 Jun 2026 09:16:00 +0000

Протопланетный диск — не просто красивая пыльная тарелка вокруг молодой звезды, а настоящая строительная площадка будущей планетной системы! Именно здесь формируются планетезимали, растут, мигрируют, сталкиваются зародыши планет и накапливают свои атмосферы будущие юпитеры.

Поэтому главный вопрос звучит просто: а сколько вообще времени у планет есть на своё строительство?

Новая работа по данным Космического Телескопа им. Джеймса Уэбба - Disk Infrared Spectroscopic Chemistry Survey - показывает, что один из главных ответов может быть связан с молекулярными ветрами. Авторы исследовали 34 протопланетных диска и искали протяжённое излучение молекулярного водорода H₂ в чисто вращательных инфракрасных линиях. И оказалось, что такие структуры вовсе не редкость.

У 16 объектов обнаружены явные признаки дисковых ветров!

Это не узкие быстрые джеты, которые бьют из окрестностей молодой звезды. Здесь речь идёт о другом явлении: медленных, широкоугольных потоках газа, поднимающихся с поверхности диска. У наклонённых систем они выглядят как моно- или биполярные конусы. У дисков, видимых нам "в анфас" — как кольца или пузырьки. То есть геометрия меняется с углом обзора, но физическая картина остаётся той же: диск буквально «дышит» молекулярным газом.

Главный результат впечатляет: скорость этих H₂-ветров составляет всего около 4 км/с. Это очень медленно по сравнению с протозвёздными выбросами и джетами. Зато такие скорости позволяют молекулярному водороду сохраняться, а не разрушаться в ударных фронтах или жёстком излучении. Получается не взрыв, не катастрофа, а медленное испарение строительного материала планетной системы.

По температуре газ тоже оказывается особенным. Анализ вращательных диаграмм даёт медианную температуру около 624 K и суммарное число молекул газа между нами и источником (астрономы еще называют эту метрику колонковой плотностью*) порядка 1018.6 см⁻². Этот тёплый молекулярный газ - не холодный фон молекулярного облака и не раскалённый ударный фронт протозвёздного джета. Именно для такого компонента Уэбб теперь может строить карты распределения напрямую.

Ещё один важный параметр — геометрия. Для десяти дисков авторы смоделировали форму ветра и получили медианный полуугол раскрытия около 45°. Это очень широкие потоки. Они куда шире классических коллимированных джетов и больше похожи на веерообразное истечение с поверхности диска. В некоторых случаях видна только синяя, ближняя сторона ветра: дальняя сторона, вероятно, закрыта самим диском.

Самая сильная часть статьи — оценка потери массы. Авторы получают медианную скорость потери массы около 10⁻⁹ масс Солнца в год. Если такие молекулярные ветры действительно являются главным механизмом рассеивания дисков, то типичный диск массой 2–3 массы Юпитера может исчезнуть за 2–3 миллиона лет. А это как раз соответствует наблюдаемым временам жизни протопланетных дисков.

CI Tau - одна протопланетная система из десятков рассмотренных в статье.

Credit: Mayank Narang et al

Интересно, что скорость потери массы ветром плохо коррелирует с текущей скоростью аккреции вещества на звезду. Это важная деталь. Аккреция измеряется почти «здесь и сейчас», по горячим линиям и избытку ультрафиолетового излучения звезды. А H₂-ветер — это усреднённая история на масштабах сотен лет. Поэтому ветер может быть более спокойным хранилищем того, как диск терял массу в недавнем прошлом.

Физическая природа этих ветров пока не закрыта окончательно. Авторы склоняются к тому, что наблюдаемые свойства хорошо согласуются с магнитогидродинамическими ветрами: магнитные поля вытаскивают угловой момент из диска и помогают газу уходить наружу. Но фотоиспарение тоже нельзя полностью исключить: современные модели показывают, что тёплый H₂ может выживать и при ветрах, создаваемых этим физическим явлением. Главная проблема на текущий момент — теория ещё не догнала качество наблюдений телескопа Джеймса Уэбба!

Отдельно авторы сравнивают эти потоки с протозвёздными потоками. Разница принципиальная: протозвёздные выбросы быстрее, плотнее, часто имеют горячий компонент и более концентрированную биполярную структуру. А протопланетные ветры — медленные, широкие, менее плотные и в основном тёплые молекулярные. Это уже не бурная юность звезды, а более поздний этап — когда система решает, сколько газа останется для планет.

Главный вывод простой и сильный: тёплый протяжённый H₂ — это надёжный след молекулярных дисковых ветров. Уэбб показал, что такие ветры довольно обычны и могут играть ключевую роль в рассеивании протопланетных дисков. А значит, судьба будущих планетных систем определяется не только тем, как быстро вещество собирается в планеты, но и тем, как медленно сам диск выдыхает его в космос.

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2605.07016

✊

----

Экзопланеты / JWST

РЕПЛИКА

ПРОФ. МАРШАН

Знаете, меня всегда забавляло, насколько романтично люди представляют рождение планет. Все эти красивые картинки: сияющий диск, спирали пыли, юные миры, возникающие вокруг молодой звезды… Очень поэтично. Но реальность, как обычно, куда менее сентиментальна.

Эта работа JWST показывает не процесс рождения, а процесс утраты. Диск не просто формирует планеты — он одновременно медленно умирает. И, возможно, именно это определяет судьбу всей системы.

Самое важное здесь — даже не сами ветры. Мы подозревали их существование давно. Важнее другое: впервые появляется статистика. Не единичный экзотический объект. Не edge-on красавец для пресс-релиза. А десятки обычных протопланетных дисков. И оказывается, что молекулярные ветры — повсюду.

Причём это не яростные потоки вещества от ранней протозвёздной стадии. Не джеты, пробивающие облако со скоростью десятки километров в секунду. Нет. Эти ветры удивительно… спокойны. Несколько километров в секунду. Тёплый молекулярный водород. Широкий угол раскрытия. Диск словно медленно испаряется.

Это очень важный момент.

Если газ уходит слишком быстро — гигантские планеты не успевают набрать атмосферу. Если слишком медленно — система остаётся нестабильной слишком долго. И вот теперь мы впервые начинаем видеть механизм, который, возможно, задаёт этот таймер.

Меня особенно заинтересовало отсутствие сильной корреляции между скоростью аккреции и скоростью потери массы в ветре. Это может означать, что внутренние области диска и внешние молекулярные ветры живут в разных временных режимах. Или даже управляются разной физикой.

Очень похоже на то, что мы действительно наблюдаем магнитогидродинамические ветра MHD— магнитные поля, вытягивающие угловой момент из диска и позволяющие веществу уходить наружу. Хотя я бы не спешил хоронить фотоиспарение. Теоретики в последние годы неприятно удивили нас тем, насколько живучим может быть H₂ даже в потоках фотоиспарения.

Но вот что действительно интересно.

Эти ветры невероятно широкие. Почти 45 градусов. Это уже не узкий луч. Это нечто, охватывающее значительную часть диска. Представьте себе молодую планетную систему, которая не взрывается, не разрушается катастрофой, а буквально выдыхает своё вещество в межзвёздное пространство.

Красиво, не правда ли?

И немного тревожно.

Потому что, возможно, именно так когда-то исчезли тысячи несостоявшихся миров.

ФОТО ДНЯ. NGC 2170 - Туманность Ангел

noreply@blogger.com (DrMichael) — Fri, 12 Jun 2026 10:47:00 +0000

Image Credit & Copyright: Jason Marriott

APOD 19 мая 2026 года

Это картина или фотография? В этой небесной абстракции, словно написанной космической кистью, чуть выше центра изображения сияет пылевая туманность NGC 2170, также известная как Туманность Ангел. Отражая свет близлежащих горячих звёзд, NGC 2170 соседствует с другими голубоватыми отражательными туманностями, красной областью эмиссионной туманности, множеством тёмных поглощающих облаков и фоном из разноцветных звёзд.

Подобно обычным предметам быта, которые художники-абстракционисты нередко выбирают в качестве своих сюжетов, облака газа и пыли, а также горячие звёзды, показанные здесь, тоже являются вполне типичными объектами для подобных областей — гигантских молекулярных облаков звездообразования в созвездии Единорога (Monoceros).

Гигантское молекулярное облако Mon R2 находится по космическим меркам совсем рядом — расстояние до него оценивается всего примерно в 2400 световых лет. На таком расстоянии это небесное «полотно» простирается более чем на 60 световых лет.

TARGET LOCK

NGC 2170

QUERYING SIMBAD…

VIZIER CATALOG MODULE STANDBY

ADS PAPERS MODULE STANDBY

Chandra | Молодое солнце надувает пузыри

noreply@blogger.com (DrMichael) — Thu, 11 Jun 2026 11:54:10 +0000

Youtube | Дзен | ВКонтакте | Рутьюб

Впервые астрономы наблюдали пузырь вокруг звезды, которая по размеру и массе похожа на наше Солнце, но значительно моложе. Это открытие, сделанное с помощью рентгеновской обсерватории NASAChandra X-ray Observatory, помогает астрономам понять, что могло происходить с нашим Солнцем миллиарды лет назад.

Исходный ролик - https://www.youtube.com/watch?v=7KkefCwukjw

[JWST]: Атмосферы коричневых карликов и retrieval модель

noreply@blogger.com (DrMichael) — Wed, 10 Jun 2026 13:19:00 +0000

Коричневый карлик. Художественная иллюстрация.

Новая работа с данными JWST получилась очень любопытной. На этот раз астрономы занялись не экзопланетами и не протопланетными дисками, а самыми холодными коричневыми карликами — объектами на границе между звёздами и планетами. Исследование охватывает 22 поздних T- и Y-карлика в радиусе 20 парсек от Солнца.

Главное достижение работы — впервые удалось получить непрерывные спектры этих объектов сразу в диапазоне примерно от 0.95 до 12 микрон с помощью JWST NIRSpec и MIRI. Раньше спектры таких объектов наблюдали либо только в ближнем ИК-диапазоне, либо отдельными кусками. Теперь же учёные фактически увидели почти всю тепловую «подпись» атмосферы целиком.

Речь идёт об объектах с температурами примерно от 350 до 1100 K — то есть многие из них холоднее раскалённой духовки и ближе по температуре к гигантским планетам, чем к обычным звёздам. Именно поэтому их атмосферы особенно интересны: в них активно работают молекулярная химия, конденсация веществ и вертикальное перемешивание газа.

Авторы провели так называемый atmospheric retrieval — не просто подгонку готовых моделей, а статистическое восстановление структуры атмосферы напрямую из спектра. Из данных извлекались температуры на разных высотах, содержание молекул и даже физические параметры объектов. В спектрах уверенно обнаружены H₂O, CH₄, CO, CO₂, NH₃, H₂S, а также натрий, калий и, возможно, фосфин PH₃.

Особенно интересен именно фосфин. На Земле это крайне редкий и нестабильный газ, а в атмосферах холодных гигантов он обычно связан с мощным вертикальным перемешиванием. Авторы нашли признаки PH₃ примерно у половины объектов, что может означать активную неравновесную химию: вещество поднимается из горячих глубин быстрее, чем успевает разрушиться.

Массы объектов оказались в диапазоне примерно от 6 до 77 масс Юпитера, а возрасты — от нескольких сотен миллионов до примерно 10 миллиардов лет. То есть выборка включает как относительно молодые, так и очень старые коричневые карлики.

Один из самых важных результатов — расхождение между «retrieval»-моделями и классическими forward-моделями атмосфер. Температурные профили систематически отличаются. Авторы подозревают, что проблема связана с химией конденсации: обычные модели предполагают выпадение силикатов и щелочных металлов в осадки, тогда как retrieval позволяет атмосфере свободнее подстраиваться под наблюдения.

Фактически это означает, что атмосферы холодных коричневых карликов могут быть устроены сложнее, чем считалось. Простые модели химического равновесия уже начинают «ломаться» на данных JWST. Особенно в мире Y-карликов — самых холодных свободно летающих в пространстве объектов, известных сегодня.

И, пожалуй, самое интересное здесь даже не сами коричневые карлики. Эти объекты становятся естественными лабораториями для изучения атмосфер экзопланет-гигантов. По сути, JWST сейчас учится «читать» химический состав и климат планет других звёзд, которые слишком тусклы для прямого исследования. И каждый такой спектр — это маленький шаг к будущему анализу атмосфер настоящих планет земного типа.

Домашнее чтение:

📖 - DOI 10.3847/1538-4357/ae5bb7

✊

-----

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ / JWST

СПРАВКА

КЛАССИФИКАЦИЯ

Иллюстративная инфографика ЖВ о классификации коричневых карликов

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ / JWST

ВОПРОС

ВНИМАНИЕ: ВОПРОС!

Чем отличаются retrieval и forward модели звездных атмосфер?

Разница — в направлении задачи.

Forward-модель отвечает на вопрос: “Если атмосфера устроена вот так — какой спектр мы увидим?”

Retrieval-модель отвечает наоборот: “Мы видим такой спектр — какая атмосфера могла его породить?”

Это две противоположные постановки одной и той же физики.

Приборы JWST дают спектры высокого разрешения и хорошего качества, поэтому направление Retrieval-моделей сейчас развивается ударными темпами, и статья выше - как раз проявление этого тренда.

-----

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ / JWST

РЕПЛИКА

КОМАНДОР КЕЛЛАН

Где-то на внешней границе системы Тау Крессиды мы едва не врезались в объект, который не должен был существовать.

Во всяком случае — не так.

Ни отражённого света. Ни диска аккреции. Ни нормального гравитационного линзирования, характерного для компактных объектов большой массы. Просто пустота. Абсолютно чёрная область на фоне звёздного поля. Даже наши обзорные камеры сначала решили, что это дефект матрицы.

Первым неладное заметил Орфей. Он обратил внимание на слабое возмущение траекторий пылевых частиц впереди по курсу. Будто пространство там имело лишнюю массу.

Мы перевели сенсоры в дальний инфракрасный диапазон.

И тогда оно появилось.

Тусклая сфера. Почти невидимая. Температура — едва несколько сотен кельвинов. Старый Y0+ карлик. Масса — порядка пятнадцати Юпитеров. Объект размером почти с планету, но обладающий собственной гравитацией маленькой неудавшейся звезды.

Страшнее всего было осознать другое: в видимом диапазоне мы бы не заметили его вообще.

Черный. Полностью черный.

Не потому, что поглощает свет, как черная дыра. А потому, что почти перестал его излучать.

Старая звезда, остывшая до температуры раскалённой печи.

По космическим меркам мы едва разминулись с ним “впритирку” — меньше двух астрономических единиц! Если бы наш курс отличался на несколько угловых секунд, «Звездный Кочевник» вошёл бы в его гравитационный колодец прежде, чем мы поняли бы, что вообще рядом что-то есть.

После этого случая я стал иначе смотреть на тьму между звёздами.

Да Галактика полным-полна такими объектами!

Холодными. Невидимыми. Медленно плывущими во мраке вселенского холода...

ОФИУХИЙ 163131 - протопланетный диск и гамбургер!

noreply@blogger.com (DrMichael) — Tue, 09 Jun 2026 09:05:57 +0000

Youtube | Дзен | ВКонтакте | Рутьюб

Где-то в созвездии Змееносца, на расстоянии около 480 световых лет от нас, находится странный объект — протопланетный диск Oph 163131. С виду — просто светящаяся полоса, повернутая к нам почти строго «с ребра». Гамбургер! Но если присмотреться, это не просто диск. Это сцена. Процесс.

И, возможно, начало чего-то куда более тревожного...

[JWST]: "Внутренняя миграция" планетного диссидента TOI-1130 b

noreply@blogger.com (DrMichael) — Mon, 08 Jun 2026 06:08:00 +0000

TOI-1130 b — это одна из самых необычных мини-нептуновых экзопланет, которыми когда-либо занимался Космический телескоп Джеймса Уэбба. С радиусом около 3.7 радиуса Земли, массой почти 20 масс Земли и температуру около 825 K, она находится в крайне редкой системе: рядом с ней обращается горячий юпитер TOI-1130 c, причём обе планеты находятся в орбитальном резонансе 2:1.

Главный результат работы — атмосфера TOI-1130 b оказалась не лёгкой водородно-гелиевой, как у типичных газовых гигантов, а значительно более «тяжёлой» и богатой летучими веществами. JWST обнаружил в спектре планеты водяной пар, углекислый газ и диоксид серы, а также возможные следы метана. Вода обнаружена очень уверенно — на уровне 7.5σ.

Исследователи оценили среднюю молекулярную массу атмосферы примерно в 5.5 а.е.м. — это существенно выше, чем у обычной H/He-атмосферы. Такой состав указывает, что атмосфера содержит большое количество тяжёлых летучих соединений, прежде всего воды. Авторы интерпретируют это как признак того, что планета сформировалась далеко от своей звезды — за «линией льда», где водяной лёд стабилен и доступен для аккреции. Позже система мигрировала внутрь.

Особенно важен здесь внешний горячий юпитер. Согласно модели авторов, он играл роль своеобразного «булыжного фильтра» — блокировал поток богатого льдом материала во внутреннюю часть системы. Поэтому, если бы TOI-1130 b формировалась близко к звезде, объяснить её богатую летучими веществами атмосферу было бы крайне трудно.

Иллюстративная ИИ-спектроскопия TOI-1130b на основе результатов статьи

Планета также расположена на границе так называемого“обрыва радиусов” — области, где число планет крупнее ~3 радиусов Земли резко уменьшается.. Обычно считается, что близкие к звезде мини-нептуны постепенно теряют атмосферу из-за испарения. Но TOI-1130 b, похоже, избежала этого сценария: наблюдения не обнаружили заметного истечения атмосферы по линии гелия 1.083 мкм.

Авторы предполагают, что высокая молекулярная масса атмосферы сама по себе защищает планету от интенсивной потери газа. Это может объяснять, почему TOI-1130 b сохранила большой радиус, несмотря на близость к звезде.

Работа важна ещё и тем, что ставит под сомнение идею об одном происхождении мини-нептунов. Похоже, существует как минимум два сценария:

«газовые карлики», формирующиеся близко к звезде и постепенно теряющие атмосферу;
богатые летучими веществами планеты, мигрировавшие из холодных внешних областей системы.

Кроме того, TOI-1130 b стала одной из немногих мини-нептуновых планет, где обнаружен SO₂. Это особенно интересно, потому что образование SO₂ тесно связано с фотохимией и высокой металличностью атмосферы.

Домашнее чтение:

📖 - DOI 10.3847/2041-8213/ae5f8b

✊

-----

JWST / ЭКЗОПЛАНЕТЫ

МОДЕЛЬ

TOI-1130

Что за система TOI-1130?

Система TOI-1130 очень компактна.

Планета TOI-1130 b обращается вокруг звезды за 4.07 суток, а TOI-1130 c — за 8.35 суток. Они находятся почти в идеальном орбитальном резонансе 2:1.

Если перевести это в реальные расстояния:

TOI-1130 b: примерно 0.046 а.е.
TOI-1130 c: примерно 0.074 а.е.

Для сравнения:

Меркурий находится на расстоянии 0.39 а.е. от Солнца.
То есть обе планеты этой системы расположены почти в 5–8 раз ближе к своей звезде, чем Меркурий к Солнцу.

Иначе говоря, вся система TOI-1130 b/c спокойно поместилась бы глубоко внутри орбиты Меркурия.

При этом:

внутренняя планета — тёплый мини-нептун;
внешняя — полноценный горячий юпитер массой около массы Сатурна/Юпитера (~336 масс Земли).

Именно эта архитектура особенно интересна: обычно горячие юпитеры «разрушают» внутренние компактные системы при миграции. Здесь же внутренняя планета не только выжила, но ещё и сохранила богатую летучими веществами атмосферу.

JWST / ЭКЗОПЛАНЕТЫ

РЕПЛИКА

Д-Р МАКС

О, это очень любопытная система.

Перед нами, по сути, планета-диссидент. Планета-мигрант.

TOI-1130 b явно не формировалась там, где мы видим её сегодня. Слишком много тяжёлых элементов. Слишком богатая химия. Вода, углекислый газ, диоксид серы… Всё это плохо согласуется со сценарием спокойной жизни на тесной орбите рядом со звездой.

Похоже, когда-то эта планета родилась далеко от своего солнца — в холодных внешних областях системы, за линией льда, где вода и другие летучие вещества могли существовать в виде льдов и активно встраиваться в растущую планету.

А затем началась миграция.

Она двинулась внутрь системы — ближе к звезде, к высоким температурам, к области, где подобные богатые летучими веществами атмосферы обычно уже не встречаются.

И что особенно интересно — рядом с ней находится горячий юпитер, словно гигантский гравитационный пастух, который перекрыл поток вещества из внешней системы. Это означает, что внутренняя область системы должна была быть относительно бедной тяжёлыми элементами.

Но TOI-1130 b словно принесла своё прошлое с собой.

Она сохранила химическую память о месте своего рождения.

И, возможно, именно такие объекты начинают показывать нам, что мини-нептуны — это не единая семья планет с одинаковой историей. Некоторые из них могли родиться далеко за снеговой линией и затем мигрировать внутрь, сохранив атмосферу, насыщенную водой и тяжёлыми молекулами.

То есть перед нами — не просто очередной мини-нептун.

А, возможно, свидетельство того, что планетные системы куда более хаотичны и подвижны, чем мы ещё недавно предполагали.

Goddard | Далеко и широко. Часть 3. Экзопланеты

noreply@blogger.com (DrMichael) — Sun, 07 Jun 2026 06:41:28 +0000

Youtube | Дзен | ВКонтакте

Те же возможности, которые делают космические телескопы James Webb Space Telescope и Nancy Grace Roman Space Telescope такими мощными инструментами для изучения ранней Вселенной, помогут им и в другой ключевой задаче: поиске и исследовании экзопланет — миров за пределами нашей Солнечной системы.

Способность Roman с высокой точностью обозревать огромные области неба даёт ему уникальные возможности для поиска новых экзопланет.

Исходный ролик - https://www.youtube.com/watch?v=NK9jkM9WeSg

Живая Вселенная

[JWST]: Когда звёзды рождались большими или как ранняя Вселенная могла обмануть наши модели

Что такое IMF?

Проф. Маршан

[БАЗА 32]. ВЛОГ Командора Маркуса Келлана. Запись 003. Планета Тал Эррум #StellarAttractor #SciFi

[JWST]: атмосферы-то у экзопланет мы найдем... из чего они состоят - вот вопрос

Инфографика

Д-р Софи Уше

NGC 474 - оболочки, хвосты и сферы

NGC 474

[GAIA]: Возможно, существует совсем другой механизм обмена веществом в двойных звездах!

Люминара

GAIA ЧД-1 и ЧД-2

Goddard | Хаббл заметил гигантский вампирский сендвич?

Сферы Дайсона вокруг белых и красных карликов могут оказаться гораздо заметнее, чем считалось

Почему так?

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Chandra | Молодые звезды затухают в рентгеновском диапазоне неожиданно быстро

Машинные конволюции бесщелевых спектров галактик

CSST (Xuntian / 巡天)

[GAIA] Поиск теплых белых карликов в случайном лесу

ПРОФ.ЛЮМИНАРА

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Что такое Random Forest?

Что такое расщепление Зеемана?

Магнитный карлик или магнетар?

Goddard | Суперкомпьютер следит за магнитным танго нейтронных звезд

eROSITA обнаружила сейфертовскую галактику с «меняющимся обликом»

Включение и выключение

Поймано в процессе

Общая картина

Д-Р МАКС

[JWST]: обнаружены коричневые карлики, маскировавшиеся под древнейшие галактики!

Измерение экстремальных расстояний

Самые ранние галактики?

Новые наблюдения выявили сверххолодные коричневые карлики

Д-Р МАКС

Расплескалась синева сверхновых Ib и Ic

ТИПЫ IB И IC

Барионные ультрадиффузные карликовые галактики

ПРОФ.ЛЮМИНАРА

Орден Тёмных Карликов Андромеды

Goddard | Далеко и широко. Часть 4. Совместная работа

[JWST]: Не вертите Нефертитей

III ПОКОЛЕНИЕ

ПРОФ. ЛЮМИНАРА

[JWST]: Как умирают протопланетные диски

ПРОФ. МАРШАН

ФОТО ДНЯ. NGC 2170 - Туманность Ангел

NGC 2170

Chandra | Молодое солнце надувает пузыри

[JWST]: Атмосферы коричневых карликов и retrieval модель

КЛАССИФИКАЦИЯ

ВНИМАНИЕ: ВОПРОС!

КОМАНДОР КЕЛЛАН

ОФИУХИЙ 163131 - протопланетный диск и гамбургер!

[JWST]: "Внутренняя миграция" планетного диссидента TOI-1130 b

TOI-1130

TOI-1130

TOI-1130

Д-Р МАКС

Goddard | Далеко и широко. Часть 3. Экзопланеты