Переоткрытие кометы
23 апреля 2025 года сеть телескопов ИПМ им. М. В. Келдыша РАН (KIAM & ISON) переоткрыла комету 42P/Неуймина, потерянную астрономами почти десятилетие назад. Она была вновь обнаружена на метровом телескопе Симеизской обсерватории. Это событие не только восстанавливает связь с историей советской астрономии, но и дает ключи к пониманию эволюции короткопериодических комет [1].
Комета 42P/Неуймина — член семейства Юпитера с периодом обращения 10,7 лет — была открыта 2 августа 1929 года Григорием Неуйминым в Крыму. Уже тогда она удивила астрономов: при скромном размере ядра (2,2 км) комета демонстрировала аномальную активность, достигнув яркости 13-й звездной величины. Однако в последующие десятилетия ее блеск угас до 21-й величины, что сделало наблюдения почти невозможными.
Попытки переоткрыть комету в 1940, 1961 и 1983 годах проваливались. Лишь в 1972 году ее случайно обнаружили на архивных снимках, а в 1993-м зафиксировали как «тусклое пятно» 21,0m. [2]. Новые наблюдения 2025 года подтвердили: даже в 2 а. е. от Солнца (304 млн км) комета сохраняет активность, формируя диффузную кому — признак сублимации льдов.
42P/Неуймина — не единственная в своем роде. Согласно исследованиям, она и комета 53P/Ван Бисбрука — скорее всего фрагменты гигантского родительского тела, разрушенного при сближении с Солнцем в 1845 году. Если ядро 53P достигает 7 км, то 42P скромнее — согласно новым данным, ее диаметр оценивается менее, чем в 1,7 км, что ставит под вопрос предыдущие замеры (2,2 км) [3].
Этот «кометный дуэт» — редкий пример долгоживущих осколков. Большинство фрагментов, как правило, распадаются за несколько орбитальных циклов из-за гравитации Юпитера. Однако 42P избежала этой участи: ее орбита, хоть и контролируется Юпитером (эксцентриситет 0,584), остается стабильной благодаря высокому наклонению (3,98°).
Предстоящий перигелий 14 января 2026 года (q = 2,03 а. е.) станет для кометы лишь промежуточным этапом. В XXI веке ее ждет серия гравитационных «встреч»:
- 2036 год — сближение с астероидом Веста на 6 млн км (0,04 а. е.), что может вызвать выбросы пыли с поверхности обоих тел.
- 2060 и 2086 годы — взаимодействия с Юпитером сократят перигелий до 1,82 а. е. и период обращения до 9,76 лет, усиливая нагрев ядра.
- 2078 и 2098 годы — сближения с Землей до 0,87 а. е., что сделает комету доступной для любительских наблюдений.
Эти изменения отражают динамическую «жизнь» комет в гравитационном поле гигантов — процесс, ключевой для понимания миграции малых тел в Солнечной системе.
Почему же 42P, яркая в 1929 году, стала столь тусклой?
Гипотезы варьируются:
1) Истощение летучих веществ — поверхностные льды могли исчерпаться, оставив инертное ядро.
2) Образование изолирующей корки — при потере летучих компонентов ядро покрывается слоем тугоплавкой органики, блокирующей сублимацию.
3) Фрагментация — распад ядра на невидимые с Земли частицы, как это произошло с кометой 73P/Швассмана — Вахмана.
Новые наблюдения, проведенные астрономами, помогут определить состав комы и проверить эти сценарии.
Переоткрытие кометы на том же телескопе, где ее обнаружил Неуймин, — дань преемственности. Современные ПЗС-матрицы и алгоритмы анализа (например, LOWESS-фильтрация для подавления шума) позволили выявить объект 21,5m на 60-минутной экспозиции — недостижимый результат для фотопластинок 1929 года.
42P/Неуймина — не просто «космическая странница». Это живой архив, хранящий данные о ранней Солнечной системе, и полигон для проверки теорий кометной эволюции. Ее возвращение напоминает: даже в эпоху межпланетных зондов и космических орбитальных телескопов наземные обсерватории остаются ключевыми инструментами астрономии.
2. Исторические наблюдения (Cometography)
3. Данные JPL Small-Body Database
Метановый цикл Титана: Новые данные о динамике атмосферы ледяного спутника
Последние наблюдения, проведенные с помощью спектрометров обсерватории Кека, расположенной на пике горы Мауна-Кеа, и инфракрасных инструментов космического телескопа «Джеймс Уэбб», впервые выявили конвективную активность теперь и в северных широтах Титана — регионе, где сосредоточены углеводородные моря площадью до 400 тыс. км². Ранее подобные процессы наблюдались в южном полушарии Титана. Эти данные не только подтверждают гипотезу о сезонной миграции метановых облаков, но и раскрывают механизмы, которые могут поддерживать баланс между испарением и осаждением углеводородов на протяжении геологических эпох. Исследование “The atmosphere of Titan in late northern summer from JWST and Keck observations” опубликовано в Nature Astronomy [4].
Атмосфера Титана, на 98% состоящая из азота, обладает тропосферой, простирающейся до 45 км — в три раза выше земной. Низкая гравитация (1,352 м/с²) и температура около 94 К (–179 °C) создают условия, при которых метан (CH₄) циркулирует между поверхностью и атмосферой, формируя облака через адиабатическое охлаждение поднимающихся воздушных масс. В ноябре 2022-го и июле 2023 года комбинация адаптивной оптики NIRC2 (Near-Infrared Camera, второе поколение) обсерватории Кека и спектроскопии среднего инфракрасного диапазона (MIRI) «Уэбба» позволила отследить вертикальную динамику облаков вблизи 56° северной широты. Анализ спектральных линий в полосах поглощения 1,6 мкм (H-диапазон) и 2,1 мкм (K-диапазон) показал, что высота облаков увеличилась с 10–15 км до 30–40 км за 72 часа, что соответствует скорости подъема ~0,3 м/с — в 5–10 раз медленнее, чем в земных грозовых ячейках.
Ключевым достижением стало обнаружение метильного радикала (CH₃) в стратосфере Титана с помощью спектрографа NIRSpec «Уэбба». Этот короткоживущий промежуточный продукт фотолиза CH₄ под действием УФ-излучения (длина волны <150 нм) подтверждает модели, предсказывающие каскадные реакции с образованием сложных углеводородов — этана (C₂H6), ацетилена (C₂H₂) и полициклических ароматических соединений. Интересно, что соотношение изотопов ¹²C/¹³C в обнаруженном CH₃ (91,1 ± 1,4) совпадает с аналогичным показателем в атмосферном метане, что исключает гипотезу о внешнем источнике CH₄ и указывает на эндогенное происхождение газа, возможно, через криовулканизм или выщелачивание из клатратов в ледяной коре.
Эти процессы имеют прямое отношение к долгосрочной эволюции атмосферы. Ежегодно Титан теряет ~7×1025 молекул CH₄ через фотодиссоциацию и утечку водорода в космос (по данным масс-спектрометрии зонда «Кассини»). Если текущие темпы потерь сохранятся, запасы метана иссякнут через 20–100 млн лет, превратив спутник в аналог Марса с разреженной атмосферой. Однако наблюдаемая конвекция в северном полушарии, совпадающая с летним солнцестоянием, свидетельствует о сезонной «подпитке» атмосферы за счет испарения полярных озер. Моделирование с использованием данных о ветровых режимах (скорость до 3 м/с у поверхности) показывает, что летний максимум инсоляции усиливает меридиональную циркуляцию, транспортирующую метан из высоких широт в экваториальные регионы, где он конденсируется в облака.
Программа приоритетных наблюдений «Сумеречная зона» сыграла критическую роль в сборе данных. Используя короткие экспозиции (30–60 сек) и коронографы для подавления рассеянного света, астрономы смогли преодолеть ограничения, связанные с яркостью дневного неба на Мауна-Кеа. Это позволило провести почти непрерывный мониторинг Титана в течение 14 часов, зафиксировав фазовый сдвиг в отражательной способности облаков, что интерпретируется как рост оптической толщины конвективных структур.
Перспективы исследований связаны с предстоящим равноденствием в мае 2025 года, когда солнечная инсоляция сместится в южное полушарие. Сравнение данных «Кассини» (наблюдавшего Титан в 2004–2017 годах) с новыми измерениями поможет проверить гипотезу о 15-летнем цикле метановых осадков, связанном с орбитальным движением Сатурна. Уже запланированы совместные сессии «Уэбба» и спектрополяриметра HIRES на телескопе ELT, которые позволят картографировать распределение C₂N₂ и HCN в мезосфере — маркеров стратосферных вихрей.
Титан остается уникальным полигоном для изучения пребиотической химии: его атмосфера содержит все компоненты для синтеза аминокислот — от цианистого водорода (HCN) до цианоацетилена (HC₃N). Обнаружение бензола (C6H6) в 2023 году и акрилонитрила (C₂H₃CN) в озерах спутника Сатурна указывает на возможность формирования толинов — сложных органических полимеров, которые на ранней Земле могли участвовать в зарождении мембранных структур.
4. nature.com/articles/s41550-025-02537-3
Кристаллы льда в далеких мирах
На расстоянии 155 световых лет от Земли, в системе молодой солнцеподобной звезды HD 181327, космический телескоп «Джеймс Уэбб» обнаружил ключевой ингредиент для формирования планет — кристаллический водяной лед. Это открытие, подтвержденное спектральным анализом в ближнем инфракрасном диапазоне (1–5 мкм), завершило многолетние поиски: еще в 2008 году инфракрасная обсерватория «Спитцер» зафиксировала слабые сигнатуры H₂O в этой системе, но только чувствительность NIRSpec (спектрографа «Уэбба» с разрешением R~2700) позволила идентифицировать не просто лед, а его кристаллическую фазу с характерными полосами поглощения на 1,65 и 3,1 мкм. Препринт исследования опубликован на сервере препринтов arXiv.org и принят к публикации в Nature [5, 6].
Кристаллическая структура льда, в отличие от аморфной, формируется при температуре выше 120 К, что указывает на термальную историю диска. Частицы льда размером 10–100 мкм, смешанные с силикатной пылью, образуют агрегаты, напоминающие «грязные снежки» — аналоги тех, что наблюдаются в кольцах Сатурна и объектах пояса Койпера. Внешняя область диска HD 181327, где температура опускается до 50 К, содержит более 20% водяного льда по массе. В средней зоне (2–10 а. е. от звезды) его доля падает до 8%, а во внутренней (<2 а. е.) лед практически отсутствует. Такое распределение объясняется фотодесорбцией: ультрафиолетовое излучение звезды (в 1,3 раза интенсивнее солнечного) разрушает молекулы H₂O на расстояниях менее 2 а. е., тогда как за снеговой линией (3,5 а. е.) доминируют процессы конденсации.
HD 181327, возраст которой оценивается в 23 млн лет, представляет собой идеальную лабораторию для изучения эволюции планетных систем. Ее протопланетный диск, простирающийся до 120 а. е., разделен широким зазором (~20 а. е.), вероятно, очищенным формирующейся планетой-гигантом. Это напоминает ранний этап развития Солнечной системы, когда гравитация Юпитера «вымела» материал из внутреннего пояса астероидов. Внешний регион диска, богатый льдом, аналогичен поясу Койпера — скоплению комет и ледяных тел.
Обнаружение кристаллического льда в HD 181327 подтверждает гипотезу о том, что водяной лед играет двойную роль в планетогенезе:
1) Как «клей» для планетезималей. При столкновениях ледяные частицы демпфируют кинетическую энергию, способствуя слипанию пыли в более крупные тела.
2) Как резервуар летучих веществ. При миграции планет-гигантов ледяные планетезимали выбрасываются во внутренние области системы, обогащая каменистые протопланеты водой и органикой.
Дальнейшие исследования с использованием спектрополяриметрии (например, инструмент MIRI на «Уэбб») позволят картографировать трехмерное распределение льда и выявить динамику его перемещения под действием давления излучения. Уже запланированы наблюдения за двадцатью аналогичными системами, что поможет определить, является ли HD 181327 исключением или частью общей закономерности.
6. nature.com/articles/s41586-025-08920-4
Идеальная сфера остатка сверхновой
На фоне хаотичных структур, оставленных взрывами звезд, остаток сверхновой G305.4–2.2 выделяется почти безупречной круговой симметрией. Объект, названный Телеиосом (от греческого τελειος — совершенный), стал редким примером космического порядка: его оболочка диаметром от 45 до 156 световых лет (в зависимости от дистанции, которая в настоящий момент является предметом дискуссии, — 7 170 или 25 100 световых лет) демонстрирует отклонение от сферичности менее 2%. Это открытие, сделанное радиотелескопом ASKAP в рамках проекта EMU (Evolutionary Map of the Universe), бросает вызов представлениям о динамике взрывов сверхновых и их взаимодействии с межзвездной средой (ISM). Препринт исследования опубликован на сервере препринтов arXiv.org и принят к публикации в The Astrophysical Journal [7].
Большинство остатков сверхновых (ОСС) напоминают рваные пузыри или клочковатые волокна — результат асимметричных взрывов и столкновения ударных волн с неоднородной ISM. Лишь несколько объектов, таких как SNR J0624–6948 в Большом Магеллановом Облаке, демонстрируют близкую к сферической морфологию. Однако Телеиос превосходит их по геометрической чистоте. Радиокарта на частоте 943,5 МГц (ширина полосы 288 МГц) показала, что его оболочка имеет резко очерченные границы с перепадом яркости, что характерно для молодых ОСС. При этом спектральный индекс α = –0,6 ± 0,03 указывает на нетепловое синхротронное излучение, типичное для релятивистских электронов, ускоренных в ударных фронтах.
Астрономы рассматривают два основных сценария происхождения Телеиоса. Первый предполагает термоядерный взрыв белого карлика в двойной системе (тип Ia), произошедший в разреженной среде ниже галактической плоскости. Такой взрыв мог создать симметричную ударную волну, особенно если предшественник находился в изолированном регионе с однородной ISM. Второй сценарий — коллапс массивной звезды (тип II/Ib/c) — требует аномально равномерного распределения межзвездного газа, что маловероятно в районе G305.4–2.2, где данные Hα-излучения (656 нм) выявили турбулентные филаменты. Ключевым аргументом в пользу типа Ia остается отсутствие пульсара или звездного кластера в центре, но низкая поверхностная яркость осложняет поиск рентгеновского излучения от ударного нагрева.
В юго-восточной части оболочки радиокарты ASKAP выявили протяженные структуры с α ≈ –0,3 — признак теплового тормозного излучения. Это говорит о том, что ударная волна Телеиоса сталкивается с плотными облаками нейтрального водорода (H I), порождая зоны турбулентного смешивания. Любопытно, что оптические данные Hα показывают слабое свечение на длине волны 656 нм, соответствующее рекомбинации водорода при температуре ~104 К. Такие особенности типичны для ОСС, взаимодействующих с молекулярными облаками, но в случае Телеиоса они локализованы лишь в отдельных секторах, что не нарушает общей симметрии.
Определение возраста Телеиоса остается сложной задачей. Если он расположен в 7 170 световых годах, его возраст оценивается в ~10 000 лет, а скорость расширения — 500–1000 км/с. Для дистанции 25 100 световых лет эти параметры увеличиваются до ~35 000 лет и 300–600 км/с. Разрешение неопределенности требует измерения собственного движения оболочки методами интерферометрии со сверхдлинной базой (VLBI). Авторы исследования настаивают на многочастотных наблюдениях: рентгеновские данные («Чандра», XRISM) помогут найти горячую плазму (T > 106 K) и тяжелые элементы, инфракрасные инструменты (JWST) — выявить пыль, сформированную в ходе взрыва, а оптические спектры с высоким разрешением — проанализировать кинематику выбросов.
Будущие исследования покажут, является ли эта совершенная сфера исключением или частью нераспознанной ранее популяции ОСС, чья морфология отражает идеальные условия для взрыва в галактических пустошах.
Изображение номера — галактика NGC 1706
Галактики могут казаться одинокими, парящими в бескрайней чернильной тьме малонаселенного космоса, но внешность бывает обманчива. Объект на этом фото — NGC 1706 — является хорошим тому примером. Это спиральная галактика, расположенная примерно в 230 млн световых лет от нас, в созвездии Золотой Рыбы (Doradus).
NGC 1706 входит в группу галактик ESO 85-38, которая включает в себя около пулусотни других галактик, связанных гравитацией и, следовательно, находящихся относительно близко друг к другу. Примерно половина известных нам галактик во Вселенной входит в какие-либо группы, что делает подобные ассоциации невероятно распространенными космическими структурами.
Алексей Кудря
Выражаем благодарность Дмитрию Вибе и Леониду Еленину
за помощь и ценные замечания
Загрузка...