Астроновости: азиатские рентгеновские обсерватории, полярные сияния коричневого карлика W1935, разгадка потемнения RW Цефея и др.

Алексей Кудря
Алексей Кудря
Азиатские рентгеновские обсерватории начинают свою работу

Китай в сотрудничестве с ESA запустил «Зонд Эйнштейна» (Einstein Probe, 爱因斯坦探针) — рентгеновскую обсерваторию нового поколения для исследований в области астрофизики высоких энергий — прежде всего для наблюдений за такими космическими событиями, как столкновения нейтронных звезд, образования и слияния черных дыр и прочими примечательными событиями в «мягком» рентгеновском диапазоне электромагнитного спектра (с энергиями меньше 10 кэВ). Масса новой космической обсерватории — 1,45 тонны, ее орбита — 600 км. Полный обзор неба будет завершаться за каждые пять часов.

«Зонд Эйнштейна». China News Service
«Зонд Эйнштейна». China News Service

«Зонд Эйнштейна» — это даже не один, а два телескопа, работающих в связке. Прежде всего это широкоугольный телескоп WXT (Wide-field X-ray Telescope) Шанхайского института технической физики, использующий технологию Micro Pore Optics, имитирующую работу глаза омара. Он обладает широчайшим полем зрения в 3600 квадратных градусов. Второй, следящий телескоп Пекинского института физики высоких энергий — с более узким полем, но и с более высоким разрешением — FXT (Follow-up X-ray Telescope). Он составлен из двух идентичных блоков с зеркальными модулями, в каждом из которых 54 «раковин» — зеркал Вольтера с золотым покрытием, наподобие тех, что у германской eROSITA, установленной на российской обсерватории «Спектр-РГ». FXT работает в диапазоне энергий от 0,5 до 8,0 кэВ и будет более детально изучать то, что обнаружит WXT.

Проектом руководят китайские исследователи при участии ESA и Института внеземной физики Общества Макса Планка в Германии.

1. scmp.com/news/china/science/article/3247782/einstein-probe-china-launches-powerful-space-x-ray-observatory-understand-flashes-night-sky

А пока «Зонд Эйнштейна» только готовится выдать первые изображения, японское агентство JAXA и американское NASA уже демонстрируют первые данные космического рентгеновского телескопа XRISM, запущенного в сентябре 2023 года. XRISM (X線分光撮像衛星, X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission — миссия рентгеновской визуализации и спектроскопии) получил первые тестовые снимки одного из остатков сверхновой N132D и скопления галактик Abell 2319.

Остаток сверхновой N132D в центральной части Большого Магелланова Облака
Остаток сверхновой N132D в центральной части Большого Магелланова Облака
Данные спектрографии сверхновой N132D в Большом Магеллановом Облаке. В спектре отмечены пики, связанные с кремнием, серой, аргоном, кальцием и железом
Данные спектрографии сверхновой N132D в Большом Магеллановом Облаке. В спектре отмечены пики, связанные с кремнием, серой, аргоном, кальцием и железом
Изображение в рентгеновских лучах скопления галактик Abell 2319
Изображение в рентгеновских лучах скопления галактик Abell 2319

Полезная нагрузка XRISM также состоит из двух инструментов. Это микрокалориметрический спектрометр Resolve мягкого рентгеновского излучения, обеспечивающий энергетическое разрешение 5–7 эВ в полосе пропускания 0,3–12 кэВ с полем зрения около 3′, и камера Xtend, позволяющая получать изображения в «мягком» рентгеновском диапазоне с помощью ПЗС-матрицы с полем зрения 38′ в диапазоне энергий 0,4–13 кэВ.

На одном из тестовых снимков прибор XRISM Resolve нацелился на N132D — это один из самых ярких источников рентгеновского излучения в Большом Магеллановом Облаке, галактике-спутнике Млечного Пути, расположенной примерно в 160 тыс. световых лет от Земли. В спектре обнаружены кремний, сера, кальций, аргон и железо в остатках сверхновой.

На другом тестовом снимке камера XRISM Xtend получила рентгеновское изображение Abell 2319, пятого по яркости скопления галактик на небе, расположенного примерно в 770 млн световых лет от нас. Поперечник Abell 2319 оценивается в 3 млн световых лет, что позволяет продемонстрировать исключительно широкое поле зрения Xtend.

2. global.jaxa.jp/press/2024/01/20240105-1_e.html

Полярные сияния коричневого карлика W1935

Согласно современным представлениям, коричневые, или бурые карлики — это объекты небольшой звездной массы (0,013–0,08 М), в ядрах которых не могут длительно протекать самоподдерживающиеся термоядерные реакции «горения» обычного водорода из-за малой температуры (ввиду недостаточной массы объекта). Поверхностная температура варьирует в диапазоне от 300 до 3000 К. Их светимость — порядка 10–4–10–5 L, причем бо́льшая часть излучения приходится на инфракрасную часть спектра. Ядро состоит из водорода, гравитационное равновесие поддерживается вырожденным электронным газом, давление которого не позволяет такой «недозвезде» коллапсировать. Коричневые карлики излучают энергию за счет термоядерного горения дейтерия и медленного сжатия ядра.

Коричневый карлик W1935 [3], удаленный от нас на 47 световых лет, — именно такой объект.

Группа астрономов занималась изучением 12 коричневых карликов при помощи космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST). Ученые ожидали обнаружить в атмосфере следы метана, который очень часто встречается у коричневых карликов. На длинах волн менее 4 мкм молекула метана поглощает бо́льшую часть света, что является характерным признаком присутствия метана. Но в данных W1935 команда не увидела поглощения — они увидели эмиссию. Что-то заставляет метан светиться. И астрономы предположили, что наблюдают полярное сияние в атмосфере коричневого карлика.

Наблюдаемая эмиссия в излучении W1935 и его отличие от собрата по составу, яркости и температуре. NASA, ESA, CSA и Л. Хастак (STScI)
Наблюдаемая эмиссия в излучении W1935 и его отличие от собрата по составу, яркости и температуре. NASA, ESA, CSA и Л. Хастак (STScI)

По опыту наблюдений за планетами-гигантами нашей Солнечной системы известно, что полярные сияния на их полюсах возникают из-за взаимодействия мощных магнитных полей с солнечным ветром при участии выброса вещества некоторыми из их активных спутников: вулканическим Ио у Юпитера и гейзерами Энцелада у Сатурна. Однако W1935 — довольно тусклый и далекий объект, и геологически активного спутника обнаружить у него не удалось, как и присутствия звезды-компаньона. Альтернативная версия не менее интересна. Возможно, W1935 сталкивается с облаками плазмы в межзвездном пространстве, оставляемыми каким-то формирующимся объектом. В этом случае будущие наблюдения JWST могут показать, что полярные сияния на W1935 сходят на нет по мере рассеивания источника частиц. Версия с нагревом атмосферы собственным теплом коричневого карлика весьма сомнительна, поскольку он весьма «холоден» — около 470 К. Ранее обнаруженный коричневый карлик с признаками полярного сияния был намного горячее.

Команда, занимающаяся изучением W1935, намерена запросить время для дополнительных наблюдений на JWST за коричневым карликом. Возможно, будущие данные помогут выявить причину полярных сияний в атмосферах подобных «недозвезд».

3. webbtelescope.org/contents/news-releases/2024/news-2024-103

Объяснение фотометрического минимума RW Цефея

Получены подробные изображения удаленной от Земли на 16 тыс. световых лет массивной звезды RW Цефея. Наблюдения и исследования, проведенные группой ученых, позволяют предположить, что произошел гигантский выброс с ее поверхности и в результате образовалось газовое облако, блокирующее бо́льшую часть звездного света. Соответствующая статья опубликована в Astronomical Journal [4].

Кривая блеска в V-диапазоне (нижняя панель) и цветовой индекс V - Ic (верхняя панель) RW Cep за последние семь лет. На нижней панели показана кривая блеска в V-диапазоне из архива AAVSO
Кривая блеска в V-диапазоне (нижняя панель) и цветовой индекс V – Ic (верхняя панель) RW Cep за последние семь лет. На нижней панели показана кривая блеска в V-диапазоне из архива AAVSO

RW Цефея (RW Cephei) — одна из крупнейших звезд, красный гипергигант, расположена в созвездии Цефея и имеет звездную величину +6,25. В списке самых крупных звезд она занимает четвертое место — после NML Лебедя, UY Щита и Stephenson 2-18 (Стивенсон 2-18), ее радиус в 1535 раз превышает солнечный. Если поместить RW Цефея на место Солнца, то ее фотосфера окажется между орбитами Юпитера и Сатурна. Светимость звезды примерно в 625 тыс. раз больше солнечной, температура поверхности составляет 4000 К.

Астрономы Вольфганг Фольманн и Костантино Сигизмонди объявили в 2022 году, что RW Цефея резко потускнела по сравнению с предыдущими годами. К декабрю 2022 года RW Цефея утратила примерно до трети своей нормальной яркости. Ученые вознамерились выяснить, что стало причиной столь сильного затемнения.

Ближний инфракрасный спектр RW Cep, полученный во время события затемнения (от APO; показан черным цветом), сравнивается с архивным спектром, связанным с нормальной яркостью (из спектральной библиотеки IRTF; показан темно- серым)
Ближний инфракрасный спектр RW Cep, полученный во время события затемнения (от APO; показан черным цветом), сравнивается с архивным спектром, связанным с нормальной яркостью (из спектральной библиотеки IRTF; показан темно- серым)

Несмотря на свои огромные размеры, RW Цефея находится так далеко от нас, что и в телескопе выглядит как точечный объект. Чтобы разрешить поверхность звезды, потребовались возможности массива телескопов CHARA.

CHARA — это установка из шести телескопов обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии. Телескопы расположены по всей вершине горы, чтобы работать вместе как один огромный телескоп и разглядывать мелкие детали на очень крошечных небесных объектах.

Полученные результаты удивили исследователей. Прежде всего формой поверхности звезды — вместо ожидаемой окружности наблюдателям предстал диск крайне неровной формы.

Однако для получения изображения с полной детализацией потребовались специализированные компьютерные программы, созданные доцентом астрономии Университета штата Джорджия Фабьеном Бароном.

Внешний вид звезды значительно менялся за десятимесячный период наблюдений, который совпал с переходом от ее самого тусклого состояния к медленному восстановлению прежней яркости.

Последняя часть головоломки была получена в результате дополнительных наблюдений RW Цефея, которые были выполнены аспиранткой Университета штата Джорджия Кэтрин Шепард в обсерватории Апачи-Пойнт в Нью-Мексико. Шепард использовала специальную камеру для мониторинга света от звезды. Полученные данные показали, что затухание выглядело заметно драматичнее в видимом свете по сравнению с инфракрасным. Это явный признак того, что звездный свет был скрыт пылевыми облаками, закрывавшими нам обзор.

Наблюдения показывают, что RW Цефея пережила мощное извержение, в результате которого образовалось огромное облако газа. Когда облако удалялось, оно охладилось и образовало скопления пылевых частиц, которые блокировали бо́льшую часть звездного света. Теперь, когда облако рассеивается, мы снова начинаем видеть звезду и ее неспокойное окружение.

4. iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ace59d/meta

Изображения RW Cep в H-диапазонах (вверху слева) и K-диапазонах (вверху справа), сделанные с использованием алгоритма SQUEEZE. Цветовая шкала справа показывает соответствие между удельной интенсивностью широкополосного излучения (нормированной до самого яркого пикселя) и цветом изображения. На нижних панелях показаны соответствующие изображения, реконструированные по той же выборке (u, v) модельного изображения звезды с затемненным лимбом
Изображения RW Cep в H-диапазонах (вверху слева) и K-диапазонах (вверху справа), сделанные с использованием алгоритма SQUEEZE. Цветовая шкала справа показывает соответствие между удельной интенсивностью широкополосного излучения (нормированной до самого яркого пикселя) и цветом изображения. На нижних панелях показаны соответствующие изображения, реконструированные по той же выборке (u, v) модельного изображения звезды с затемненным лимбом
Наблюдения за образованием компактного объекта в NGC 157

Когда существование массивных звезд подходит к концу, они коллапсируют под действием собственной гравитации так быстро, что происходит мощный взрыв, выглядящий как сверхновая. После взрыва от звезды остается сверхплотное ядро, или компактный остаток. В зависимости от того, насколько массивна звезда, компактным остатком будет либо нейтронная звезда, либо черная дыра.

В науке уже накоплена масса фактов, демонстрирующих реалистичность подобных сценариев окончания жизни массивных звезд — астрономы видят остатки вспышек сверхновых и наблюдают нейтронные звезды в них, как, например, в известной Крабовидной туманности (пульсар PSR B0531+21). Но они никогда раньше не видели, чтобы этот процесс происходил в реальном времени, а это значит, что прямых доказательств того, что сверхновая оставляет после себя компактный остаток, не было.

Случай представился исследователям в мае 2022 года, когда южноафриканский астроном-любитель Берто Монард обнаружил сверхновую SN 2022jli в спиральном рукаве соседней галактики NGC 157 [5], расположенной в 75 млн световых лет от нас. Две группы астрономов с помощью Очень Большого Телескопа Европейской южной обсерватории (VLT) и Телескопа Новой Технологии ESO (NTT) смогли наблюдать последствия взрыва сверхновой в соседней галактике, обнаружив свидетельства существования компактного объекта, который она оставила после себя.

Сверхновая SN 2022jli в галактике NGC 157 на снимке Симоне Больцони, полученном при помощи обсерватории Берк-Гаффни (Галифакс, Канада)
Сверхновая SN 2022jli в галактике NGC 157 на снимке Симоне Больцони, полученном при помощи обсерватории Берк-Гаффни (Галифакс, Канада)

После взрыва яркость большинства сверхновых со временем просто угасает; астрономы видят плавное, постепенное снижение «кривой блеска» взрыва. Но поведение SN 2022jli очень своеобразно: по мере того, как общая яркость уменьшается, это происходит не так плавно, а колеблется вверх-вниз каждые 12,4 суток. «В данных SN 2022jli мы видим повторяющуюся последовательность прояснений и затуханий», — говорит Томас Мур, который руководил исследованием сверхновой, обнародованном в конце прошлого года в Astrophysical Journal. «Это первый случай, когда на кривой блеска сверхновой были обнаружены повторяющиеся периодические колебания на протяжении многих циклов», — отметил Мур в своей статье [6].

Кривые блеска SN 2022jli, скорректированные с учетом затухания, включая фотометрические ошибки. Черные линии внизу графика указывают на спектроскопические наблюдения
Кривые блеска SN 2022jli, скорректированные с учетом затухания, включая фотометрические ошибки. Черные линии внизу графика указывают на спектроскопические наблюдения

Обе команды считают, что в системе SN 2022jli подобное событие можно объяснить существованием пары звезд [7]. На самом деле нет ничего необычного в том, что массивные звезды находятся на орбите со звездой-компаньоном в так называемой двойной системе, и звезда, вызвавшая событие SN 2022jli, не была исключением. Что примечательно в этой системе, так это то, что звезда-компаньон, по-видимому, пережила гибель своего партнера, а два объекта (компактный остаток и компаньон), вероятно, продолжали вращаться друг вокруг друга.

Сопоставляя все эти улики, обе группы исследователей согласились с тем, что при взаимодействии с веществом, выброшенным во время взрыва сверхновой, богатая водородом атмосфера звезды-компаньона стала более плотной, чем обычно. Затем компактный объект, оставшийся после взрыва, захватил газообразный водород из атмосферы звезды-компаньона, образовав вокруг себя аккреционный диск. И именно аккреция высвободила так много энергии, которая и была зафиксирована как регулярные изменения яркости при наблюдениях.

Подобный аккреционный диск может существовать только вокруг нейтронной звезды или, возможно, черной дыры, вытягивающей вещество из плотной атмосферы звезды-компаньона. Значит, образование и присутствие компактного объекта подтверждено, и будущим исследователям остается лишь прояснить его природу, а также эволюцию этой двойной системы в целом.

5. arxiv.org/abs/2310.07784

6. iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/acfc25

7. nature.com/articles/s41586-023-06787-x

Алексей Кудря

См. также:

Подписаться
Уведомление о
guest

1 Комментарий
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Ричард
Ричард
1 месяц назад

Метан в атмосферах коричневых карликов – это интересно!
Но к новостям от JWST я бы добавил ещё:
https://arxiv.org/abs/2311.15121
https://arxiv.org/abs/2401.03224

Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (3 оценок, среднее: 3,00 из 5)
Загрузка...