По мере того как продолжаются поиски планет размером с Землю, движущихся по орбите, находящейся в пределах определенной полосы расстояний от родительской звезды, в области, называемой обитаемой зоной, растет число планет, потенциально способных поддерживать на своих поверхностях условия, приемлемые для развития жизненных форм. Если двадцать лет назад человечество не знало ещё ни одной внесолнечной планеты, то в настоящее время число открытых планет, находящихся за пределами Солнечной системы, просто потрясает воображение. Применив новый подход, объединяющий методы астрономии и геофизики, исследователи из Университета штата Аризона (ASU), США, выяснили, что планеты нашего космического «соседа» — системы Тау Кита — малопригодны для жизни.

Система Тау Кита, популяризованная в ряде произведений научной фантастики, включая телесериал «Стар Трек», часто представлялась в них пригодной для жизни из-за сходства свойств её планет со свойствами Земли, а также из-за сходства между родительской звездой этой системы и нашим Солнцем. Начиная с декабря 2012 г. система Тау Кита стала ещё более привлекательным объектом для поисков внеземной жизни, так как на орбитах вокруг звезды этой системы было обнаружено и подтверждено существование пяти планет, при этом две из них — e и f Тау Кита — находятся в обитаемой зоне своей звезды.

В новом исследовании, анализируя химический состав звезды Тау Кита, исследовательская группа из ASU построила модель эволюции звезды и рассчитала её обитаемую зону. Хотя данные, полученные исследователями, в целом подтверждают, что две планеты (e и f) могут находиться в обитаемой зоне, однако это не означает, что на них обязательно должны присутствовать биологические жизненные формы.

Ученые выяснили, что планета e попадает в обитаемую зону лишь при введении ряда довольно спорных допущений. Планета f выглядит более многообещающей, однако модель эволюции звезды показала, что эта планета, скорее всего, оказалась в обитаемой зоне лишь около одного миллиарда лет назад. Этого времени недостаточно для эволюции биосферы планеты до того уровня, когда жизненные формы начинают выделять биохимические молекулы в количествах, достаточных, чтобы заметить их при наблюдениях с поверхности Земли. Кроме того, минералогический состав нижней мантии этой планеты указывает на то, что на планете происходит активная вулканическая деятельность, что также снижает шансы на обитаемость планеты, отмечают исследователи.

Работа была опубликована в журнале The Astrophysical Journal.

Регистрация «землетрясений» на Венере на первый взгляд представляется почти невыполнимой задачей. Посудите сами: на поверхности планеты развиваются высокие давления и поддерживаются высокие температуры — порядка 450 градусов Цельсия, что выше температуры плавления свинца. Такое сочетание условий способно разрушить любой из обычных инструментов, используемых для измерения сейсмической активности. Однако условия, которые поддерживаются в атмосфере Венеры, куда более благоприятные, и исследователи надеются развернуть сеть воздушных шаров или орбитальных спутников, которые смогут обнаружить сейсмическую активность на Венере, используя для этого звук.

Низкочастотные, или инфразвуковые волны на Земле генерируются разными источниками, в числе которых вулканы, землетрясения, бури в океане и падения метеоритов. В прошлом году команда экспертов, собравшаяся на конференции, проводимой в Институте космических исследований им. Кека, США, предложила использовать инфразвук для изучения геологической активности Венеры.

На высоте примерно 50-60 километров над поверхностью Венеры температура и давление примерно такие же, как и на Земле, при этом атмосфера здесь более плотная. Эта плотная атмосфера может трансформировать любые сейсмические волны в инфразвуковые волны, которые могут быть зарегистрированы при помощи инструментов, «плавающих» над поверхностью планеты, говорит Джим Каттс, исследователь из Лаборатории реактивного движения НАСА и участник упомянутой выше конференции. Инфразвуковые волны могут быть обнаружены или как флуктуации давления, или же по свечению неба, вызываемому этими волнами в верхних слоях атмосферы Венеры. Для регистрации инфразвука по первому из этих методов учеными предлагается запуск нескольких воздушных шаров в атмосферу Венеры, а по второму методу могут работать орбитальные космические аппараты, причем в дальнейшем планируется сравнить эффективность этих двух методов и остановить выбор на том из них, для которого отношение сигнал/шум будет выше.

Исследование было представлено вчера, 23 апреля, на ежегодном собрании Американского сейсмологического общества.

Долгое время стоящая перед учеными загадка, связанная с природой дисковых галактик, наконец-то была разрешена командой астрономов, возглавляемой Иваном Минчевым из Потсдамского астрофизического института, Германия, при помощи современных теоретических моделей. В этом новом исследовании показано, что группы звезд одного возраста всегда ярко вспыхивают в результате мощных столкновений между галактиками. Собранные воедино, эти ярко горящие области располагаются в космическом пространстве подобно лепесткам цветущей розы и составляют то, что астрономы называют «толстым» диском галактики.

«Мы впервые смогли показать, что толстые диски галактик состоят не только из старых звезд, но также включают молодые звезды, находящиеся на больших расстояниях от центра галактики, — объясняет Минчев. — Яркое свечение, наблюдаемое в группах звезд одного возраста, обусловлено в основном бомбардировками главной галактики небольшими галактиками-спутниками. Эти космологические «ДТП» постоянно происходят в молодом галактическом диске и заставляют его раздуваться и ярко светиться».

Для того чтобы прийти к полученным результатам команда Минчева произвела несколько сеансов численного моделирования на мощных суперкомпьютерах и изучила структуру смоделированных галактик. Ученые сгруппировали звезды по своего рода «возрастным группам», и проследили, как расположена в космическом пространстве каждая из выделенных групп звезд. Исследователи обнаружили, что звезды каждой из «возрастных групп» образуют собой диск с ярко горящими краями, напоминающий внешне раструб трубы. Яркое свечение краев такого диска неизбежно вызывается столкновениями главной галактики с меньшими по размерам галактиками-спутниками — неотъемлемой частью процесса формирования галактик, как считают ученые. Так как самые старые звезды формировались во внутренней области галактики, то для них эти вспышки наблюдаются ближе к центру, в то время как для более молодых звезд вспышки наблюдаются на периферии галактики. Взятые вместе вспышки от всех звезд галактики формируют толстый диск (ограничен на фото двумя прямыми белыми линиями).

«Наше новое понимание формирования тонкого и толстого галактических дисков, а также взаимодействия между ними, продвигает нас на один шаг ближе к разрешению одной из наиболее фундаментальных проблем астрофизики», — заключает Иван Минчев.

Исследование было опубликовано в журнале Astrophysical Journal Letters.

Необычная сверхновая в созвездии Ориона помогла ученым доказать, что часть гамма-вспышек действительно рождается благодаря сверхновым, и что они часто не порождают подобных всплесков из-за того, что выбрасываемая умирающей звездой материя «тормозится» какими-то процессами в ее окрестностях, говорится в статье, принятой к публикации в Astrophysical Journal.

Практически все сверхновые рождаются в результате гравитационного коллапса престарелых светил, исчерпавших запасы звездного «горючего» в виде водорода. Взрывы относительно небольших звезд — сверхновые типа II — сопровождаются относительно равномерным выбросом материи в окружающее пространство и формированием горячей туманности.

Более крупные светила заканчивают свою жизнь несколько иначе. Сила притяжения порождаемой ими черной дыры или нейтронной звезды настолько высока, что выбрасываемые клубы материи бывшей звезды объединяются в «бублик», который вращается вокруг центрального объекта. Часть этого диска поглощается черной дырой, а остатки разгоняются до околосветовых скоростей и выбрасываются во внешнее пространство в виде джетов, узких пучков материи.

Как объясняют авторы статьи, Игорь Митрофанов из Института космических исследований РАН и ряд российских и зарубежных астрономов, сверхновые и их джеты достаточно давно считаются источником загадочных GRB-вспышек — мощных всплесков в гамма-диапазоне, о природе которых ученые спорят уже почти 50 лет.

Проблема заключается в том, что далеко не все сверхновые типа Ic или Ib порождают такие вспышки — лишь небольшая доля из них сопровождается хорошо заметным всплеском в гамма-диапазоне. По этой причине ряд астрономов сомневается в том, что джеты таких сверхновых действительно порождают GRB-вспышки.

Митрофанову и его коллегам удалось найти «потерянное звено» между сверхновыми и гамма-всплесками, наблюдая за крайне необычной вспышкой SN 2012ap в близкой к нам галактике NGC 1729 при помощи радиотелескопа VLA, ряда других наземных обсерваторий и целой флотилии из девяти космических телескопов и зондов.

Эта вспышка принадлежала к числу сверхновых типа Ic, однако она обладала рядом крайне необычных черт, которая одновременно объединяет ее с гамма-вспышками, и с «обычными» сверхновыми, которые не порождают их.

В частности, у SN 2012ap присутствовали джеты, однако эти пучки материи вели себя не так, как это себе представляли астрофизики. Как показали наблюдения, выбросы сверхновой достаточно быстро тормозились и рассеивались, замедляясь с 40% от скорости света до почти полного нуля за считанные мгновения по космическим меркам.

Это замедление, как предполагают сами астрофизики, объясняет то, почему данная сверхновая не породила даже слабой гамма-вспышки. С другой стороны, характер нарастания и угасания радиоизлучения SN 2012ap в целом соответствует тому, как ведут себя классические гамма-вспышки.

Все это говорит о том, как утверждают ученые, что SN 2012ap является своеобразным «потерянным звеном», которое объединяет обычные сверхновые с GRB-вспышками и одновременно объясняет то, почему сверхновые типа Ic или Ib не всегда рождают всплески в гамма-диапазоне, заключают авторы статьи.

Команда астрономов, используя наземные телескопы, расположенные на Гавайях, в американских штатах Калифорния и Аризона, а также мощности автоматизированной системы поиска внесолнечных планет, открыли планетную систему вокруг звезды, расположенной всего-навсего в 54 световых годах от Солнечной системы. Все три планеты этой системы обращаются вокруг своей звезды по более узкой орбите, чем орбита Меркурия вокруг Солнца, совершая полный оборот вокруг своего светила всего лишь за 5, 15 и 24 дня соответственно.

Команда американских астрономов обнаружила эти планеты, используя измерения, выполненные при помощи телескопа Automated Planet Finder (APF) Telescope, расположенного в Ликской обсерватории, Калифорния, обсерватории Кека, Гавайи, и телескопа Automatic Photometric Telescope (APT), обсерватория Fairborn, Аризона.

Исследовательская команда обнаружила эти новые планеты, изучая колебания звезды HD 7924, вызванные гравитационным воздействием на неё со стороны движущихся по орбитам планет. Телескоп APF и научные инструменты обсерватории Кека отслеживали орбиты этих планет в течение многих лет, используя технику Допплера, которая позволила успешно обнаружить несколько сотен преимущественно крупных планет, обращающихся вокруг близлежащих звезд. Телескоп APT помог ученым произвести важные измерения яркости звезды HD 7924, подтверждающие открытие этих планет.

Новый научный инструмент APF позволяет ускорить процесс поиска новых планет. Благодаря этому инструменту планеты теперь могут быть открыты, а их орбиты прослежены значительно быстрее, чем прежде, поскольку APF представляет собой комплекс оборудования специального назначения, который в автоматическом режиме производит поиск новых планет в каждую ясную ночь. Чтобы обучить компьютер производить поиск планет без присмотра со стороны человека, команде ученых из Калифорнийского университета потребовалось несколько лет.

Статья под названием "Three super-Earths orbiting HD 7924" была принята к публикации в журнале The Astrophysical Journal.

Автоматическая межпланетная станция NASA «Новые горизонты» передала на Землю ряд свежих снимков поверхности Плутона. На изображениях, полученных при помощью камеры LORRI (Long-Range Reconnaissance Imager) можно увидеть более темные и более яркие участки на поверхности карликовой планеты. Снимки и их описание приводятся в пресс-релизе NASA.

Самая светлая зона располагается на одном из полюсов. Ученые предполагают, что эта зона может быть полярной шапкой, хотя пока разрешения фотографий (5 микрорадиан) недостаточно для того, чтобы говорить об этом наверняка. В любом случае, уже сейчас ясно, что поверхность Плутона довольно неоднородна. Также были получены снимки спутника Плутона – Харона.

С момента открытия в 1930 году, Плутон остается одной из самых загадочных тел Солнечной системы. Главный вопрос связан со структурой его  поверхности. Считается, что на Плутоне должно быть много метанового льда и льда из азота и моноокиси углерода. Могут существовать там и несколько разновидностей водяного льда. По разным оценкам, общая масса льда разных веществ достигает от 30 до 50 процентов массы этой карликовой планеты. Все это делает вполне вероятным существование на Плутоне полярной шапки.

Миссия «Новые горизонты» была запущена 19 января 2006 года. Межпланетная станция уже успела облететь Юпитер, а в середине июля этого года она максимально приблизится к Плутону – на расстояние не более 12,5 тысяч километров. В дальнейшем аппарат должен провести исследование объектов в поясе Койпера. На борту «Новых горизонтов» хранится капсула с прахом первооткрывателя Плутона – Клайда Томбо.

Международная группа астрофизиков во главе с Майком Хадсоном из Университета Ватерлоо, Канада, создали трехмерную карту Вселенной, которая охватывает зону диаметром примерно в два миллиарда световых лет. Эта карта стала наиболее подробным изображением нашей космической «округи» на сегодняшний день.

Эта сферическая карта сверхскоплений галактик призвана углубить наше понимание распределения материи по Вселенной, а также наше понимание темной материи — представляющей собой одну из величайших загадок современной физики.

«Распределение галактик неоднородно, и в нем не наблюдается бросающейся в глаза закономерности. На кривой распределения имеются максимумы и минимумы, её график напоминает собой горную цепь. Именно такое распределение мы ожидали бы увидеть, если крупномасштабная структура зарождалась в ранней Вселенной в результате квантовых флуктуаций», — сказал Хадсон.

Голубые и белые области на карте соответствуют более плотному расположению галактик. Красная область изображает крупнейшее в нашей космической «округе» сверхскопление галактик, называемое скоплением Шепли. Неисследованные зоны представлены в темно-синем цвете.

Знание о местоположении и движении материи Вселенной поможет астрофизикам предсказывать расширение Вселенной и идентифицировать области космического пространства, богатые темной материей.

Ученые давно наблюдают, что разные галактики движутся во Вселенной с разными скоростями из-за того, что расширение нашего мира неоднородно. Эти различия астрономы связывают с так называемыми «пекулярными» скоростями галактик. Наша галактика Млечный путь и её сосед галактика Андромеда движутся со скоростью порядка 2 миллионов километров в час.

Прежние модели неудовлетворительно объясняли наблюдаемые пекулярные скорости. Хадсона и его команду интересует, в первую очередь, выяснение того, какие структуры Вселенной отвечают за наличие у галактик пекулярных скоростей.

Своей следующей научной задачей команда видит составление более детальной карты пекулярных скоростей галактик, которое планируется произвести совместно с австралийскими исследователями.

Исследование было опубликовано в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Астрономы из Йельского университета и Калифорнийского университета в Санта-Крузе (штат Калифорния) обнаружили галактику, которая находится на расстоянии 13,1 миллиарда световых лет от Земли, являясь самой далекой из когда-либо обнаруженных учеными.

Как сообщает агентство Ассошиэйтед Пресс, ученые использовали сразу три телескопа для обнаружения данной голубой галактики и установления ее возраста. Обнаруженная галактика получила название EGS-zs8-1. Она сформировалась спустя 670 миллионов лет после Большого взрыва.

В новом исследовании ученые определили pH воды, извергающейся из гейзера на спутнике Сатурна Энцеладе. Эти находки являются важным шагом на пути к выяснению возможности существования в настоящее время или в прошлом биологических жизненных форм на Энцеладе.

Энцелад геологически активен и, предположительно, под его ледяной поверхностью находится океан из жидкой воды. Этот предполагаемый океан считается источником струй из ледяного пара и льда, которые КА Cassini наблюдал в южных приполярных областях шестого по величине спутника Сатурна. Существование жидкой воды на этом небесном теле Солнечной системы заставило ученых предполагать возможное существование на нем биологической жизни.

В рассматриваемом исследовании команда ученых во главе с Кристофером Гленом из Университета Карнеги — Меллон разработала новую химическую модель, основанную на данных масс-спектрометрического анализа ледяных зерен и газов, входящих в состав материала струй, извергающихся с поверхности Энцелада, чтобы с помощью этой модели определить pH подповерхностного океана Энцелада.

Построенная командой модель, на которую данными наблюдений, проведенных при помощи КА Cassini,были наложены ограничения, показала, что в веществе струи – а следовательно, и в водах подповерхностного океана — присутствуют минеральные соли, а pH жидкости щелочной и составляет примерно 11-12 в количественном выражении. Основными минеральными солями, присутствующими в веществе струи, исследователи называют хлорид натрия NaCl и соду Na2CO3, отвечающую за наблюдаемую щелочность среды.

Источником обнаруженной соды исследователи считают геологический процесс, называемый серпентинизацией. Суть этого процесса состоит в том, что ультраосновные (бедные по кремнию и богатые по железу и магнию) породы мантии поднимаются к океаническому дну и взаимодействуют там с водой. В результате этого процесса ультраосновные породы превращаются в минерал серпентин, при этом выделяется молекулярный водород H2 и pH вод океана становится щелочным. Выделяющийся в ходе этого процесса водород мог стать источником химической энергии для реакций синтеза сложных органических соединений, включая аминокислоты, и дать начало жизни на Энцеладе, считают исследователи.

Исследование было опубликовано в журнале Geochimica et Cosmochimica Acta.

Легендарная звезда дельта Цефея, первая из известных нам светил-цефеид, которыми астрономы пользуются для измерения расстояний в космосе, оказалась не одна – у нее есть небольшой спутник, чье присутствие может осложнить калибровку этого космического "маяка", говорится в статье, опубликованной в Astrophysical Journal.

"Мы были шокированы – несмотря на все то внимание, которое дельта Цефея привлекала в предыдущие 260 лет, мы не видели ключевой элемент этого космического "маяка". И хотя наше открытие не меняет структуру космической "лестницы расстояний" в целом, оно поможет нам улучшить точность измерений для каждой ее ступени. И если ближайшая к нам цефеида таила такой секрет, кто знает, что скрывают от нас ее далекие кузины", — заявил Ричард Андерсон (Richard Anderson) из университета Женевы (Швейцария).

Андерсон и ряд других астрономов нашли своеобразную "пристройку" у старейшего из космических "маяков", наблюдая за дельтой Цефея при помощи телескопа Меркатора на Канарских островах.

Эта звезда, как и прочие представители названного в честь ее класса светил, интересны ученым тем, что их яркость постепенно и очень плавно растет и снижается в результате внутренних процессов в их недрах. Частота и сила этих пульсаций зависят от абсолютной яркости светила, что позволяет астрономам использовать их для измерения расстояний в космосе.

Наблюдая за этими спадами и подъемами яркости в свечении этой звезды, Андерсон и его коллеги заметили нечто необычное – дельта Цефея, судя по необычным сдвигам в ее спектре, "летит" по небосводу в сторону Солнца не по прямой линии, а совершая своеобразные петли и рывки.

Подобное парадоксальное движение светила возможно только в том случае, если оно движется по небосводу не в одиночестве, а в компании с одним или несколькими спутниками. Как показали дальнейшие наблюдения астрономов, дельта Цефея обладает небольшой звездой-компаньоном крайне низкой яркости, чья масса может или быть в пять раз меньше солнечной или быть примерно равной ей.

Дельта Цефея и ее спутник вращаются друг вокруг друга по очень сложной орбите, периодически сближаясь и удаляясь друг от друга. По расчетам исследователей, подобные сближения происходят раз в шесть лет, и во время таких "рандеву" звезды достаточно сильно деформируются под действием приливных сил.

Пока ученые не до конца уверены, как такие растягивания и постоянные встречи дельты Цефея и ее спутника могут влиять на характер пульсаций первого "космического маяка". По их словам, определенный ответ можно будет дать, когда за этой звездой начнет наблюдать недавно запущенный телескоп GAIA, чьей главной задачей является составление карты звезд Млечного Пути и вычисление расстояния до них.

РИА Новости http://ria.ru/science/20150512/10639892 … z3ZulJNwWJ

Ци Сян Цзоу (Qi-Xiang Zou) из Нанкинского университета и Синь Хэ Мэн (Xin-He Meng) из Государственной лаборатории теоретической физики (обе – в КНР) предложили новое объяснение тому, как некоторым белым карликам удается преодолеть теоретический предел массы и стать аномальными сверхновыми типа Ia. С препринтом соответствующей работы можно ознакомиться в архиве Корнелльского университета.

Сверхновые типа Ia, образующиеся из белых карликов, которые достигли предельной для массы, играют важнейшую роль в астрономии. Поскольку их масса в теории всегда одинакова (она называется пределом Чандрасекара и составляет 1,44 массы Солнца), то видимая светимость таких звезд должна зависеть только от расстояния, а значит их можно использовать как стандартные свечи для измерения этого расстояния. Именно с помощью сверхновых типа Ia, например, было обнаружено ускоренное расширение Вселенной.

Однако в первом десятилетии XXI века стало выясняться, что ряд таких «стандартных свечей астрономии», расстояние до которых можно проверить другими методами, слишком ярки, чтобы их взрыв можно было приписать белому карлику, только что превысившему массу в 1,44 солнечных. Было обнаружено несколько кандидатов на превышение, среди них SN 2003fg, SN 2006gz, SN 2009dc и SN 2007if. Для SN 2007if, например, масса перед взрывом достигла 2,4 ± 0,2 солнечных масс, то есть почти в два раза больше предела Чандрасекара.

В 2012-2013 годах Упасана Дас (Upasana Das) и Банибрата Мукхопадхьяй (Banibrata Mukhopadhyay) из Индийского научного института в Бангалоре выдвинули гипотезу, согласно которой ультрасильные магнитные поля могут изменить уравнение состояния белого карлика таким образом, что он не сможет схлопнуться вплоть до массы в 2,58 раза больше солнечной. А это почти вдвое выше предела Чандрасекара и соответствует наблюдениям SN 2007if.

Дело в том, что если на свободные электроны (а электроны в веществе белого карлика является вырожденным электронным газом) воздействует достаточно сильное магнитном поле, то их динамика описывается не вторым законом Ньютона, а более сложным уравнением Шредингера. Общее решение, описывающее те энергетические уровни, которые могут занимать электроны в магнитном поле еще в 1930 году дал советский физик Ландау.

Однако группа Даса не стала применять к уравнению состоянию белого карлика оригинальные уровни Ландау, так как это сделало бы данное уравнение слишком сложным. Поэтому индийцы учли в уравнении состояния только один из уровней Ландау, для одной фиксированной силы магнитного поля, условно соответствующей центру белого карлика. В конечном счете другие исследовательские группы сочли расчеты Даса и Мукхопадхьяя слишком упрощенными, чтобы считать их верным решением проблемы аномально ярких сверхновых типа Ia.

В отличии от них, авторы новой работы Цзоу и Мэн задались вопросом: как будут меняться динамика вещества белого карлика в магнитных полях разной силы, ведь по мере удаления от центра белого карлика магнитное поле будет резко ослабевать, что не может не сказаться на поведении его вещества. Вводить все уровни Ландау в уравнение состояния китайцы, как и их индийские коллеги, не стали, так как тогда его решение требовало бы точных знаний того же радиуса белого карлика и его магнитного поля, что на данном этапе развития наблюдательной астрономии практически недостижимо. Тем не менее, они ввели их частично и предложили упрощенный вариант уравнения, позволяющий с достаточной степенью надежности установить, что происходит с динамикой вырожденного электронного газа по мере удаления от центра белого карлика.

Результаты оказались несколько неожиданными: вопреки ранним представлениям, белые карлики с ультрасильным магнитным полем имеют сложнопеременную плотность. Ранее считалась, что их плотность, как и у обычной звезды, может лишь постепенно убывать от центра к периферии. По расчетам авторов новой статьи получается, что в центре, где магнитное поле максимально, плотность белого карлика весьма велика. Однако затем она сначала резко падает, потом начинает снова нарастать и на определенном этапе существенно превышает плотность центра карлика. А у самой коры звезды опять начинает резко падать. Такое необычное распределение плотности не характерно ни для одного другого известного на сегодняшний день космического объекта.

Чем ниже плотность вещества белого карлика, тем менее оно склонно коллапсировать под действием гравитации. Поэтому, заключают Цзоу и Мэн, наличие двух вышеуказанных областей пониженной плотности между центром и корой в ультрасильных магнитных полях означает, что карлик может достичь масс существенно больших, чем те, которые теоретически позволяет предел Чандрасекара.

Авторы отмечают, что в рамках имеющихся наблюдательных данных теоретическая природа магнитного поля силой до квинтиллиона гаусс  у отдельных белых карликов не вполне ясна. Такое значение в триллион раз больше лучших лабораторных достижений и выше, чем у любых других известных объектов Вселенной. Однако авторы предложили практический способ проверки наличия такого поля в ходе взрыва сверхновой. Поскольку магнитное поле обычно порождает дипольный момент, их теория может быть проверена на системах, остающихся после взрыва сверхновой Ia, где вместе с нейтронной звездой (которой стал белый карлик) существуют и остатки его звезды-компаньона. Сверяя результаты наблюдений двух этих объектов с теоретически предсказанным влиянием дипольного момента, астрономы смогут проверить гипотезу Цзоу и Мэна.

Ранее уже предлагалось несколько теорий, пытающихся объяснить факт превышения некоторыми белыми карликами предела Чандрасекара. Однако все они при проверке оказывались упрощенно описывающими ситуацию и не были приняты научным сообществом. Нынешняя гипотеза китайских ученых описывает наиболее сложную картину устройства белых карликов из когда-либо предложенных, равно как и наиболее сложный вид его уравнения состояния. Если она будет косвенно подтверждена астрономическими наблюдениями, современные взгляды на строение этих объектов могут быть пересмотрены.

Одна из практически детективных тайн Вселенной, кажется, разгадана. Исследователям из Кембриджского университета и Королевской обсерватории в Эдинбурге (Великобритания) удалось установить, отчего умирают галактики. Новое исследование показало, что они «задыхаются» — постепенно приходят к упадку, когда остаются без сырья для производства новых звезд. Результаты исследования опубликованы в журнале Nature.

Во Вселенной имеется два типа галактик: «живые» — которые рождают новые звездные системы, и «мертвые», в которых подобных процессов уже не происходит. Галактики «живые», наподобие нашего Млечного Пути, богаты холодным газом, в основном — водородом, который является строительным материалом для новых звезд, в то время как в «мертвых» галактиках его содержание значительно ниже. Но оставалось неизвестным, что именно приводит к гибели галактик. Ученые исследовали химический состав различных объектов и пришли к выводу, что содержание металлов в «мертвых» галактиках дает ключ к определению причин их смерти.

Астрономы работали с двумя основными гипотезами, объясняющими это явление: либо холодный газ, необходимый для появления новых звезд, «высасывается» из галактик внутренними или внешними силами, или поставка этого газа каким-то образом прекращается, что постепенно «душит» галактику. Для того чтобы разобраться в этом команда исследователей проанализировала содержание металлов в более чем 26 тыс. галактик среднего размера, находящихся недалеко от нас.

По словам профессора Йинджи Пенга (Yingjie Peng), металлы являются надежными показателями звездообразования: чем активнее в галактике протекает этот процесс, тем выше будет уровень содержания в ней металлов. Анализируя уровень металлов в той или иной «мертвой» галактике, ученые, таким образом, могут теперь определить, отчего она умерла. Если это случилось по причине утечки из нее холодного газа, то содержание металлов должно быть таким же, как и перед ее смертью, так как формирование звезд в этом случае резко прекращается. В случае же смерти от «удушения», то содержание металлов в галактике какое-то время продолжает расти, а формирование новых звезд может продолжаться, пока имеются запасы холодного газа.

Используя эту теорию, ученые смогли определить причину смерти для большинства галактик среднего размера. Исследователи обнаружили, что для заданной звездной массы уровень металличности в «мертвых» галактиках значительно выше, чем в «живых» галактиках такой же массы. Таким образом, гипотеза внезапной утечки газов не подтвердилась. Это первое убедительное доказательство того, что галактики погибают от постепенного «удушения». Теперь ученым осталось выяснить, кто является «убийцей».