Молекулярное облако Эос: невидимый сосед Солнечной системы
В ходе анализа архивных данных ультрафиолетового спектрографа FIMS (Far-ultraviolet Imaging Spectrograph), установленного на корейском спутнике STSAT-1 (2003–2005 годы), обнаружена протяженная газовая структура в созвездии Северной Короны. Облако, названное Эос в честь греческой богини утренней зари, имеет диаметр около 100 световых лет и массу порядка 5 500 солнечных. Его ближний край расположен в 300 световых годах от Солнца, что делает Эос самым близким к Земле известным молекулярным облаком. Основной компонент облака — молекулярный водород (H2), который традиционно сложно детектировать из-за слабого излучения в радиодиапазоне. Отсутствие в составе значимых количеств монооксида углерода, обычно служащего маркером для таких объектов, объясняет, почему структура оставалась незамеченной десятилетиями. Статья с исследованием опубликована на сервере препринтов arxiv.org [1].
Ультрафиолетовое излучение облака возникает благодаря флуоресценции водорода: при возбуждении молекул космическими лучами или высокоэнергетическим излучением их электроны переходят на более высокие орбитали, а при возвращении в основное состояние испускают фотоны в дальнем УФ-диапазоне. Этот механизм был подтвержден при обработке данных FIMS, где Эос проявилась как серповидная структура, охватывающая область в 40 раз больше видимого диаметра Луны. Дополнительные измерения поглощения света фоновых звезд (метод экстинкции) позволили уточнить расстояние и массу объекта.
Морфология облака указывает на его взаимодействие с Северным Полярным Шпуром — гигантской структурой горячего газа (T ~ 106 K), простирающейся от плоскости Млечного Пути [2]. Динамическое моделирование показывает, что деформация Эос и ее нагрев до температур, препятствующих гравитационному коллапсу (~ 15–20 К), вызваны воздействием низкоэнергетического рентгеновского излучения, генерируемого ионизированной плазмой Шпура. Данные космического телескопа Gaia подтверждают отсутствие звездообразования в облаке за последние 10–20 млн лет. Прогнозируется, что через 6 млн лет это излучение полностью диссоциирует молекулы H₂, превратив Эос в атомарное газовое облако. Данный сценарий иллюстрирует ключевой механизм разрушения молекулярных облаков под воздействием внешних энергетических факторов — процесс, обратный звездообразованию.
Перспективы исследований включают разработку специализированной ультрафиолетовой миссии EOS для изучения аналогичных облаков. Их систематический поиск позволит уточнить вклад «скрытого» молекулярного газа в массу галактик и его реакцию на внешние воздействия — от сверхновых до крупномасштабных оттоков газа (звездные ветры, вспышки сверхновых, активность ядер галактик).
Близость облака к Солнцу предполагает, что подобные структуры могут быть распространены в галактических рукавах, но требуют специализированных методов детектирования. Их изучение необходимо для понимания эволюции молекулярного газа в условиях внешних возмущений.
2. nkj.ru/archive/articles/53023/
Новые горизонты лунной геологии: что открыли образцы с обратной стороны Луны
Китайская миссия «Чанъэ-6», доставившая образцы лунного грунта из бассейна Южный полюс — Эйткен, одного из древнейших и глубочайших ударных кратеров Луны, впервые обеспечила науке доступ к веществу с обратной стороны спутника. Эти базальтовые породы, сформировавшиеся около 2,8 млрд лет назад в результате вулканической активности, внешне напоминают образцы с видимой стороны, но их геохимия раскрывает принципиальные различия. Ключевое открытие: источники магмы на обратной стороне экстремально обеднены водой. Содержание летучих веществ в мантийном резервуаре составило лишь 1–1,5 мкг/г, что в десятки раз ниже значений для видимой стороны, где в аналогичных базальтах фиксируется до 200 мкг/г. Выявленная асимметрия указывает, что различия между полушариями простираются глубже поверхностных структур. Результаты опубликованы в журнале Nature [3].
Происхождение аномалии связано с двумя факторами. Во-первых, это раннее истощение мантии обратной стороны. Данные свидетельствуют, что уже на начальных этапах лунной истории здесь произошла интенсивная экстракция первичного расплава, унесшего соединения и элементы (воду, калий, уран) в кору. Это объясняет, почему обратная сторона почти лишена «морей» — обширных базальтовых равнин, характерных для видимой стороны. Во-вторых, это гигантский удар, создавший бассейн Южный полюс — Эйткен ~4,3 млрд лет назад. Событие не только сформировало кратер глубиной 8 км, но и вызвало локальное плавление пород в пределах самого бассейна, что запустило вторичный вулканизм непосредственно в этом регионе. В образцах обнаружены минеральные ассоциации (например, высокобарические полиморфы оливина), свидетельствующие о воздействии давлений свыше 15 ГПа, — недвусмысленные следы импактного метаморфизма.
Методология анализа образцов включала изучение микроскопических включений расплава и минерала апатита, аккумулирующего воду. Геохимическое моделирование показало: даже при минимальном содержании воды в мантии обратной стороны (1–1,5 мкг/г) частичное плавление могло генерировать магму с более высокой концентрацией за счет эффекта концентрирования несовместимых элементов. Этот механизм универсален для планет земной группы, но на Луне он впервые выявлен в условиях крайнего дефицита летучих веществ.
Таким образом, анализ образцов «Чанъэ-6» выявил значимую асимметрию в эволюции недр спутника, позволяющую уточнить модели тепловой истории и эволюции Луны, механизмов сохранения летучих веществ и роли мегаимпактов. Технологическое достижение миссии — доставка грунта в условиях сложного рельефа южного полушария Луны (перепады высот до 16 км) с использованием спутника-ретранслятора «Цюэцяо-2» — открывает возможности для изучения регионов других тел Солнечной системы, таких как полярные шапки Меркурия. Перспективы исследований включают: анализ экзогенного льда в полярных кратерах Луны, минералогическое картирование бассейна Южный полюс — Эйткен для реконструкции ударных процессов и тестирование моделей планетной дифференциации на основе выявленной гетерогенности недр спутника. Результаты подтверждают важность сравнительного изучения разных регионов небесных тел для построения полной картины эволюции объектов Солнечной системы.
3. nature.com/articles/s41586-025-09131-7
Новый межзвездный гость: комета 3I/ATLAS в Солнечной системе
Обнаружение объектов межзвездного происхождения представляет фундаментальный интерес. Комета 3I/ATLAS, открытая 1 июля 2025 года в рамках обзора ATLAS (Asteroid-Terrestrial-Impact Last Alert System) в Чили, стала лишь третьим подтвержденным телом такого рода. Ее первоначальное обозначение C/2025 N1 (ATLAS) было изменено после расчета орбиты, однозначно указывающей на гиперболический характер движения (эксцентриситет 6,1) и скорость, на момент обнаружения составлявшую 58 км/с. Эти параметры исключают гравитационную связь объекта с Солнцем. Предыдущими межзвездными посетителями были 1I/Oumuamua (2017), интерпретированный как фрагмент азотного льда, и 2I/Borisov (2019) — классическая комета с аномально высоким содержанием CO. В отличие от них, 3I/ATLAS демонстрирует спектральные свойства, характерные для пылевой комы [6].
Комета была обнаружена на расстоянии 4,5 а. е. от Солнца (близ орбиты Юпитера) как объект 18-й звездной величины. Последующие наблюдения на крупных телескопах выявили кому пылевой природы и характерную каплевидную форму, обусловленную взаимодействием с солнечным ветром. Траектория 3I/ATLAS указывает на прибытие со стороны созвездия Стрельца и последующее удаление в направлении Близнецов. Апогелий движения лежит за пределами Солнечной системы. Ее орбитальные элементы — перигелий 1,4 а. е., наклонение и скорость — существенно отличаются от параметров как 1I/Oumuamua, так и 2I/Borisov [6, 7].
Спектроскопические наблюдения на Очень Большом Телескопе (VLT) с использованием инструмента MUSE, представленные в работе Opitom et al. (arXiv: 2507.05226), выявили ключевые особенности объекта. Спектр комы 3I/ATLAS значительно «краснее» (имеет больший наклон в красную область), чем у большинства комет Солнечной системы, и демонстрирует сходство со спектрами некоторых транснептуновых объектов и «кентавров». В отличие от 2I/Borisov, у которой наблюдалось аномально высокое содержание CO, в спектре 3I/ ATLAS при текущем уровне активности не обнаружено сильных эмиссионных линий летучих соединений (CN, C₂, C₃) в доступном диапазоне чувствительности, что указывает на доминирование пыли в ее коме [6].
Текущая и прогнозируемая видимость кометы (по данным Центрального бюро астрономических телеграмм) следующая. В июле — августе 2025 года объект перемещается по созвездиям Стрельца, Змееносца и Скорпиона при яркости около 18m. К середине сентября, находясь в Весах, она достигнет примерно 14m, оставаясь доступной преимущественно наблюдателям Южного полушария. Прохождение перигелия на расстоянии 1,4 а. е. от Солнца состоится 29 октября 2025 года, когда комета достигнет прогнозируемого пика яркости около 11m, но наблюдения будут невозможны из-за ее близости к Солнцу. За несколько недель до этого, 3 октября 2025 года, комета сблизится с Марсом до 0,2 а. е. (30 млн км). Наилучшие условия для наблюдений в Северном полушарии наступят в ноябре — декабре 2025 года, когда 3I/ATLAS будет перемещаться по созвездию Девы низко в восточной части утреннего неба. Прогнозируемая яркость составит примерно 12,7–13,0m в конце ноября, 13,5m к середине декабря и 14,0m к концу декабря. 19 декабря 2025 года комета сблизится с Землей до 1,8 а. е. (270 млн км) [7].
Наблюдения 3I/ATLAS представляют значительный научный интерес. Изучение ее состава и эволюции активности вблизи Солнца позволит получить данные о физико-химических условиях в ее родной планетной системе. Особое внимание уделяется сравнению ее свойств с кометами Солнечной системы для понимания универсальности или уникальности механизмов кометообразования. Также важен анализ динамики выброса пыли под действием солнечного излучения, уточнение состава летучих компонентов при возможном усилении активности и интерпретация ее необычного «красного» спектра через отражательные свойства пыли.
По словам популяризатора наблюдательной астрономии, автора и ведущего YouTube-канала Astro Channel Александра Смирнова, если предполагать, что в ноябре–декабре 2025 года комета достигнет яркости 12–13m, то астрономы-любители смогут увидеть ее визуально в телескопы от 200 мм в условиях темного неба и сфотографировать, пользуясь любительским оборудованием. Профессиональные исследования продолжаются на крупных наземных и космических обсерваториях.
5. DOI: 10.3847/2041-8213/aa9b2f
6. nature.com/articles/s41550-020-1095-2
8. theskylive.com/c2025n1-info
Обсерватория имени Веры Рубин: что в центре 47 Тукана?
Шаровые скопления — гравитационно связанные системы из сотен тысяч звезд — представляют значительный интерес для понимания динамики звездных популяций и эволюции галактик. Скопление 47 Тукана (NGC 104), расположенное в 13 тыс. световых лет от Земли, относится к числу наиболее изученных, однако остается ряд нерешенных вопросов: точные границы скопления, распределение звезд на периферии, состав его звездного населения и природа гравитационного потенциала в его ядре. Плотность звезд в центральной области препятствует наблюдению отдельных объектов из-за эффектов проекционного наложения, а на периферии участников скопления сложно отличить от фоновых звезд Млечного Пути и Малого Магелланова Облака (NGC 292).
Одной из нерешенных проблем, касающихся природы центра 47 Тукана, является гипотеза о возможном наличии там черной дыры промежуточной массы (intermediate-mass black hole, IMBH). Это предположение возникло на основе исследований структурно схожих шаровых скоплений, таких как Омега Центавра (ω Cen) (NGC 5139) и М4 (NGC 6121). В этих объектах аномалии в движении звезд у ядра (высокие пекулярные скорости, необъяснимые видимой материей) интерпретировались как следствие присутствия компактного массивного объекта. Например, в ω Cen анализ собственных движений звезд с помощью телескопа «Хаббл» (HST) указал на концентрацию массы, эквивалентную ~8 200 солнечных масс, в пределах малого объема, что соответствует модели IMBH. В М4 обработка 12-летних данных космического телескопа «Хаббл» выявила гравитационное влияние компактного объекта массой ~800 солнечных масс в ядре. Альтернативные объяснения (скопление нейтронных звезд, белых карликов или черных дыр звездной массы) не смогли воспроизвести наблюдаемую компактность массы. Эти исследования сформировали теоретический контекст, в котором основными кандидатами на поиск IMBH стали массивные шаровые скопления, особенно те, что рассматриваются как остатки поглощенных карликовых галактик. Однако прямых доказательств существования IMBH в 47 Тукана до сих пор не получено — гипотеза основана на аналогиях и ожидаемой динамике подобных систем [9, 10].
Первые данные Обсерватории имени Веры Рубин (VRO), полученные тестовой камерой ComCam, уже продемонстрировали ее возможности для решения ключевых задач по 47 Тукана. Анализ данных 2025 года на основе наблюдений позволил составить каталог из 3 576 вероятных членов скопления. Для этого была применена комбинированная методика: фильтрация по изохронам (соответствие светимости и цвета звезд заданному возрасту и «металличности»), учет собственных движений звезд (данные Gaia) и многополосная цветовая фильтрация для отделения фоновых объектов. Несмотря на ограниченное число экспозиций, удалось также обнаружить переменные звезды — три RR Лиры и две затменные двойные системы, что подтверждает чувствительность VRO к изменчивости в переполненных полях [11].
Десятилетний обзор LSST (Legacy Survey of Space and Time) предоставит данные, необходимые для проверки гипотезы о IMBH в 47 Тукана и других скоплениях. Многократные измерения положений звезд в рамках LSST позволят с высокой точностью отследить их ускорения в гравитационном поле ядра. Некруговые или аномально быстрые орбиты центральных звезд станут индикатором скрытой массы. Если IMBH отсутствует, данные LSST могут указать на альтернативные объяснения, например концентрацию черных дыр звездной массы в ядре — как в скоплении NGC 6397, где «Хаббл» и Gaia обнаружили «рой» черных дыр общей массой ~1 000 солнц, объясняющий динамику центра. Точная карта распределения массы в 47 Тукана также позволит проверить гипотезы о природе темной материи.
Текущие данные VRO подтверждают, что даже в условиях высокой звездной плотности обсерватория способна проводить детальный фотометрический и астрометрический анализ. Последующие наблюдения с основной камерой LSST и улучшение алгоритмов обработки (например, для деконволюции изображений) обеспечат необходимую точность для построения детальных диаграмм «цвет — величина» для реконструкции истории звездообразования, измерения параллаксов и собственных движений звезд, а также проверки сценариев формирования скоплений и их связи с темной материей галактического гало. Гипотеза о IMBH в 47 Тукане остается предметом активных исследований, и вклад VRO в ее подтверждение или опровержение, возможно, будет решающим.
9. www.trv-science.ru/chernaya-dyra-promezhutochnoj-massy/
10. aanda.org/articles/aa/full_html/2021/02/aa39650-20/aa39650-20.html
12. iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab042c
Изображение номера: асимметричная галактика Arp 184
На снимке космического телескопа «Хаббл» запечатлена спиральная галактика Arp 184 (NGC 1961), расположенная в созвездии Жирафа на расстоянии 190 млн световых лет от Земли. Галактика выделяется выраженной асимметрией: один широкий спиральный рукав, насыщенный звездами, доминирует в структуре, создавая эффект протяженности в сторону наблюдателя, тогда как противоположная сторона содержит лишь фрагментарные скопления газа и светил. Arp 184 включена в Атлас пекулярных галактик — каталог из 338 объектов с аномальными морфологиями, не соответствующими классическим эллиптическим или спиральным типам. Подобные искажения часто возникают из-за гравитационных взаимодействий с другими галактиками или вследствие приливных событий.
Изображение получено в рамках программы Snapshot, использующей кратковременные интервалы между основными наблюдениями «Хаббла». Arp 184 стала целью одного из трех проектов из-за ее морфологических особенностей. Научная значимость Arp 184 связана с изучением механизмов галактической эволюции. Асимметричная структура может указывать на прошлые или текущие взаимодействия, влияющие на распределение газа и темпы звездообразования. Кроме того, высокая частота сверхновых позволяет анализировать их роль в обогащении галактики тяжелыми элементами и изменении динамики газовых облаков. Снимок демонстрирует возможности «Хаббла» в документировании сложных процессов даже при ограниченном времени наблюдений.
Алексей Кудря
Загрузка...