меню содержание news199 news200 news201
Новые спутники Плутона возникли в результате космического столкновения
|
hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/09/image/c
Результаты наблюдений недавно открытых спутников Плутона с помощью усовершенст-
вованной обзорной камеры ACS ( Advanced Survey Camera ) телескопа Хаббла 15 февраля
2006 года неожиданно привели к ряду открытий, которые могут иметь далеко идущие
последствия.
Новые наблюдения подтвердили, что пояс Койпера представляет собой куда более слож-
ную и динамичную среду, чем считалось еще совсем недавно..
Два спутника Плутона, открытых в 2005 году, возникли одновременно с Хароном, самым крупным
спутником планеты, во время масштабного космического столкновения. Группа астрономов, заявив-
ших в ноябре об открытии, потратила полгода на проверку своих выводов и теперь опубликовала
свою работу с официальным подтверждением, а заодно и новую гипотезу о происхождении удален-
ных небесных тел.
Робин Канап (Robin Canup) из американского Юго-Западного исследовательского института ( South-
west Research Institute ) выполнил компьютерное моделирование рождения Харона - спутника Плутона.
Пара Плутон-Харон уникальна в нашей Солнечной системе, потому что диаметр Харона - это при-
мерно половина размера планеты, вокруг которой он движется, тогда как поперечники большинства
лун составляют только несколько процентов от размеров их планет.
Ранее астрономы успешно моделировали на компьютере, как столкновение молодой Земли и тела раз-
мером с Марс породило Луну ( что подтверждено точными рассчетами и анализом лунного грунта ).
В отношении системы Плутон-Харона была выдвинута аналогичная версия, исследователи считают,
что гравитация Плутона, возможно, захватила "беспризорный" объект из пояса Койпера.
модель столкновения R. Canup
Мистер Канап создал компьютерную модель, которая впервые продемонстрировала, что теория удар-
ного образования Харона - очень вероятна.
Результаты показывают, что удар объекта, имеющего размеры между 1,6 и 2 тысячами километров,
летящего на скорости приблизительно один километр в секунду мог породить луну Плутона - Харон.
Вероятно, удар создал диск из обломков вокруг Плутона, из которого Харон позже и "склеился".
Астрономы смогли вычислить, что плотность Харона составляет 1,71 от плотности воды, то есть он
представляет собой каменно-ледяное тело.
В пользу версии о катаклизме свидетельствуют согласованные траектории и близкая плотность спут-
ников. Известно, что все три тела обращаются в одной плоскости по круговым орбитам, причем, пока
Харон совершает один оборот, второй спутник успевает совершить в точности два, а третий - три.
Ученые не исключают, что в той же плоскости находится кольцо космического мусора - мелких об-
ломков, оставшихся после древнего катаклизма. Проверить это не представляется пока возможным
- с Земли или из околоземного пространства трудноразличимы даже сами Плутон и Харон, и тем бо-
лее - новые спутники, диаметр которых ( в зависимости от альбедо ) составляет не менее 46-61 кило-
метров и не более 137-167 км.
Спутники Плутона S/2005P1 и S/2005P2 обращаются на расстоянии 64700 км (+/- 850 км) и 49400 км
(+/- 600 км) от планеты соответственно. Период обращения Р1 составляет около 38 суток, Р2 - около
25 суток. Орбиты Р1 и Р2, вероятно, находятся в резонансе с орбитой Харона. Наблюдения показали,
что в пределах орбит трех уже открытых спутников других спутников, вплоть до яркости, в 40 раз
меньшей, чем у Р1 и Р2, нет. Это означает, во-первых, что система Плутона чрезвычайно компактна,
и, во-вторых, довольно "пуста" - других сколь-нибудь крупных спутников у Плутона нет.
Столкновение, которое испытал Плутон более 4 млрд. лет назад
По этой же причине Плутон и родственные ему тела известны сравнительно недавно - планета была
открыта в 1930-м, а ее главный спутник - в 1978 году. Помимо системы Плутона, астрономы за пос-
ледние десятилетия обнаружили семейство "транснептуновых" объектов, образующих вместе с ней
пояс Койпера. Авторы открытия предполагают, что там могут быть сосредоточены и другие "кратные"
системы астероидов (или планетоидов) - по крайней мере, у объекта 2003 EL61 уже обнаружена пара
спутников.
Согласно современным оценкам, как минимум, 20% объектов пояса Койпера имеют спутники. Вероят-
но, у многих из них таких спутников несколько. Число объектов пояса Койпера грубо оценивается сей-
час в 40 тыс., однако факт ударного происхождения спутников Плутона способен привести к сущест-
венному пересмотру частоты столкновений, а, следовательно, и количества небесных тел. С учетом
других странных особенностей объектов пояса Койпера следует ожидать появления самых неожидан-
ных гипотез..
Изучением пояса Койпера (и, в частности, Плутона) займется зонд New Horizons, стартовавший в янва-
ре этого года. Предполагается, что к Плутону он приблизится в 2015 году. До сих пор так далеко от
Земли были только аппараты Voyager и Pioneer, но тогда съемка транснептуновых тел не входила в
планы организаторов миссии.
Системы на периферии Солнечной системы должны быть достаточно компактны. Вероятно существо-
вание у объектов пояса Койпера колец наподобие колец Сатурна, состоящих из сильно фрагментиро-
ванных осколков выброшенного при ударе вещества. Такие кольца могут окружать и Плутон. В этом
случае их открытие может потребовать корректировки программы исследований зонда New Horizons
("Новые Горизонты"). Фактически, новые данные о спутниках Плутона являются залогом новых мас-
штабных открытий связанных с объектами из пояса Койпера.
2 марта 2006 года объектив телескопа Хаббла вновь будет наведен на загадочный Плутон. В ходе ново-
го этапа наблюдений планируется получить информацию о цветовых характеристиках новых спутни-
ков, а также уточнить их размер и форму.
ссылки:
rol.ru/news/misc/spacenews/06/02/28_001.htm
universetoday.com/am/publish/pluto_3_moons.html
abc.net.au/science/news/stories/s1576661.htm
solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Pluto
по теме:
У Плутона нашли сразу два новых спутника
Гало Туманности Андромеды вписывается в модель спиральных галактик
|
Галактика Туманность Андромеды открыла астрономам свою главную тайну, которая заставляла их
не раз перекраивать теорию эволюции галактик. Главный вопрос в том, почему галактика М31 похожа
на наш Млечный Путь во всем, кроме существования древнего звездного гало?
Туманность Андромеды, также называемая М31, во многом похожа на наш Млечный Путь. У них схо-
жие массы, размеры, химический состав, структура. Единственное существовавшее до сих пор принци-
пиальное различие - отсутствие у Туманности Андромеды так называемого гало.
Откуда у галактик гало
Согласно существующей теории образования структур Вселенной, теории "холодной" скрытой массы,
все относительно крупные галактики появились при слиянии и поглощении друг другом меньших
звездных систем. По современным представлениям, все началось около 13 млрд лет назад, примерно
через полмиллиарда лет после Большого взрыва. Именно тогда огромные скопления темной материи
- невидимого вещества, заполняющего собой всю Вселенную, накопили достаточное количество обыч-
ного газа, чтобы он начал превращаться в первые звезды.
Газ, химический состав которого был крайне однообразным – практически исключительно водород и
гелий, был разбросан по всему пространству с момента своего образования в первые минуты жизни
Вселенной и ничем не проявлял себя. Однако температура его при расширении пространства падала,
и он стал постепенно оседать к центрам больших скоплений темной материи.
Последняя практически не мешает обычному веществу двигаться сквозь себя, но обладает очень боль-
шой массой, притягивая все вокруг к единому центру. Когда в центрах таких скоплений накопилось
достаточно газа, из него стали формироваться первые звезды, возникали своего рода протогалактики.
Эти звезды были очень массивными и жили совсем недолго, однако, взрываясь, стимулировали про-
цесс образования новых звезд.
Согласно подсчетам, примерно в это же время самые крупные из протогалактик начали сближаться и
постепенно сливаться друг с другом. Попутно к ним присоединялись и их меньшие братья, во многих
из которых уже успели родиться несколько поколений звезд. Самые массивные из звезд живут очень
недолго и давно уже взорвались, как сверхновые. Тем не менее астрономы полагают, что звезды мень-
шей массы из первых поколений по-прежнему должны встречаться в галактиках.
Такие звезды действительно обнаружены в нашей собственной Галактике – Млечном Пути.
По сравнению со звездами, образовавшимися позднее, таких долгожителей совсем немного. Однако
(по существующим представлениям) совсем отсутствовать в галактиках они просто не могут. Поэтому
отсутствие бедного металлами гало у М31 порождало сомнения в правильности даже самых общих
представлений о происхождении галактик.
Ведь нельзя было даже сослаться на возможную разницу в исходных условиях их происхождения: М31
и Млечный Путь не только близнецы, но и соседи, расстояние между ними составляет всего около
2,4 млн. световых лет – совсем близко по межгалактическим меркам.
В гало Туманности Андромеды обнаружены звезды различного возраста ( 6-13 млрд. лет).
В гало Млечного Пути преобладают старые звезды, имеющие возраст 11-13 млрд. лет.
hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2003/15/image/a
Чем гало отличается от остальных звезд галактики
По словам астрономов, звезды гало сильно выделяются по многим параметрам – в первую очередь, хи-
мическому составу и манере движения внутри звездной системы. Дело в том, что после первоначаль-
ного накопления массы крупнейшими галактиками, в ходе которого происходили грандиозные столк-
новения протогалактических систем, составлявший протогалактики газ довольно быстро пришел в
равновесие, распределившись тонким, быстро вращающимся "блином" вдоль одной плоскости. Так
возникли дисковые галактики. Образовавшиеся из этого газа звезды имеют примерно те же скорости
и вращаются в ту же сторону, что и породивший их газ.
Реликтовые звезды, наоборот, более или менее сохранили орбиты, по которым они двигались при
слиянии их родительской галактики с более крупным телом. Они не имеют тенденции крутиться в ту
же сторону, что и остальная чачть галактики или держаться вблизи ее плоскости.
Другое различие между двумя звездными населениями – впрочем, менее заметное – в химическом сос-
таве.
Хотя четкой взаимосвязи между возрастом и относительным обилием различных элементов нет, моло-
дые звезды в среднем содержат больше тяжелых атомов, чем старые. Напомним, что в исходном ве-
ществе Вселенной не было почти ничего, кроме водорода и гелия. Все остальное получалось при тер-
моядерном синтезе в недрах звезд более ранних поколений и рассеивалось при их гибели. Поэтому у
старых звезд, которые оказались лишены возможности воспользоваться плодами жизнедеятельности
нескольких поколений своих предшественников, содержание металлов гораздо ниже ( астрономы, не
слишком церемонясь, называют "металлами" все, кроме водорода и гелия ).
Такие бедные "металлами" звезды, обращающиеся вокруг центра галактики во всех возможных направ-
лениях, в Млечном Пути давно найдены, и соответствующую компоненту нашей Галактики называют
"гало". Однако попытки выделить схожую компоненту у нашего "брата-близнеца" – крупной спираль-
ной галактики в созвездии Андромеды, пока успеха не приносили.
Куда же пропало гало Туманности Андромеды
Наконец, группа астрономов под руководством Скотта Чапмэна из Калифорнийского технологическо-
го университета решила эту задачу. При этом ключевым для успеха исследования стало именно разли-
чие в кинематике, манере движения звезд.
Началось все с того, что в 2005 году группа астрономов обнаружила: звездный диск М31 простирается
гораздо дальше, чем принято было считать. Как рассказал один из авторов того исследования профес-
сор Герэйнт Льюис из Сиднейского университета:
"То, что Андромеда окружена большой кучей звезд, простирающейся гораздо дальше традиционно при-
писываемого ей яркого диска, было известно давно. Однако нам удалось показать, что все они враща-
ются в точности так же, как и основной диск".
Чтобы установить это, ученым пришлось получить спектры около 3 тыс. звезд с помощью десятимет-
рового телескопа имени Кека на Гавайях. Спектры дают астрономам огромное количество информа-
ции. Например, измеряя смещение линий разных химических элементов по сравнению с лаборатор-
ными значениями, можно измерить скорость звезд ( эффект Доплера ).
Оказалось, и среднее содержание металлов в них не сильно отличается от того, что известно для диска
М31 (оно слегка ниже того, что наблюдается в окрестности Солнца). "Это крупная структура, вероятно
возникшая при поглощении Андромедой своих спутников, но это не древнее гало", - заключает Льюис.
Когда количество исследованных звезд приблизилось к десяти тысячам, астрономы решили, что они
наконец поняли строение исследуемой галактики. И могут утверждать, что все не вписывающиеся в ее
структуру звезды ей, скорее всего, не принадлежат. Как рассказал другой член группы, доктор Алан
Макконахи из канадского университета Виктории, для исследования выбирались одни из самых удоб-
ных звезд с так называемой последовательности красных гигантов. Астрономы настолько хорошо зна-
ют их физические характеристики, что любые неувязки в модели движения звезд и их химического
состава мгновенно себя обнаруживают.
Исследовав не укладывающиеся в рамки галактической модели звезды более детально, астрономы при-
шли к выводу, что они как раз и составляют искомое население гало.
Во-первых, их движение не просто было необычным, оно полностью соответствовало тому, что на-
блюдается в нашей Галактике: эти звезды не вращались все в одну сторону, а обладали довольно боль-
шими случайными скоростями.
Во-вторых ( и это стало наиболее неожиданным результатом ), содержание металлов в них оказалось
гораздо более низким, чем в среднем по М31 или даже по протяженной структуре, внутри которой
они обнаружены.
Как оказалось, причиной, по которой данные звезды не удавалось найти раньше, стало именно нали-
чие необычно протяженного и "толстого" диска.
На его фоне звезды гало просто терялись, в то время как в нашей Галактике на таких расстояниях от
центра они едва ли не начинают доминировать.
Качество полученных спектров позволило также определить распределение плотности и скоростей
звезд в гало Туманности Андромеды. Как оказалось, оно прекрасно описывается популярной теорией,
согласно которой звезды гало оторвались от внешних частей маленьких галактик, поглощаемых галак-
тикой более крупной. При этом центральные части меньших звездных систем в конечном итоге сли-
лись с центром М31, а звезды гало остались, по сути, на тех орбитах, на которые они попали в процес-
се поглощения.
Это дает возможность заново измерить массу Туманности Андромеды, которая оказалась не меньше
900 млрд солнечных масс.
По словам Скотта Чапмэна, полученные результаты - "большое облегчение для теоретиков", которые
никак не могли понять, как в результате двух непохожих процессов удалось получить две столь близ-
кие по свойствам звездные системы, как Млечный Путь и Туманность Андромеды. Оказалось, процес-
сы были вполне похожи. Их следы в нашей соседке и обнаружила группа Чапмэна.
Сфероид, представляющий собой одну из компьютерных реализаций звездного ореола
галактики М31. Изображение с сайта astro.caltech.edu/~schapman/m31haloinfo.html
ссылки:
gazeta.ru/2006/03/01/oa_190623.shtml
grani.ru/Society/Science/p.102757.html
по теме:
Галактический диск Туманности Андромеды - почти в 2 раза больше
Астрономы определили массу черной дыры в центре галактики M31
Телескоп Spitzer уточнил структуру галактики Туманность Андромеды
