Международная коллаборация астрономов из Китая, США, Европы и Мексики готовят масштабное исследование с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST). Их цель — подтвердить или опровергнуть существование экзотического спутника, вращающегося вокруг коричневого карлика HD 206893 B. Этот проект может коренным образом изменить наши представления о формировании планетных систем и классификации небесных тел.

Объектом исследования является сложная и богатая система в созвездии Козерога, удаленная от нас на 133,091 световых года. В ее центре находится звезда HD 206893 A — бело-желтый карлик спектрального класса F5V, чья масса и размеры примерно на 25% превышают солнечные. Система известна наличием массивных поясов обломков, похожих на пояс Койпера в нашей Солнечной системе, но значительно более плотных. На периферии системы, на расстоянии около 79 астрономических единиц (а.е.), находится кандидат в планеты-гиганты HD 206893 ABc массой примерно 1,4 массы Юпитера.

Главный интерес ученых сосредоточен на объекте HD 206893 B — коричневом карлике, вращающемся вокруг главной звезды на расстоянии 9,85 а.е. (что сравнимо с расстоянием от Солнца до Сатурна). Его масса, равная 21 массе Юпитера, помещает его в интересную «серую зону» между самыми массивными газовыми гигантами и самыми легкими звездами. Он слишком массивен, чтобы считаться планетой, но недостаточно массивен для запуска устойчивых термоядерных реакций синтеза гелия в ядре.

В ходе предыдущих наблюдений с помощью наземных телескопов и «Уэбба» астрономы под руководством Юнь Вана обнаружили интригующие намёки на наличие у этого коричневого карлика собственного массивного компаньона. Данные спектроскопии и астрометрии указывают на объект с расчетной массой около 0,8 массы Юпитера, вращающийся вокруг HD 206893 B на очень тесной орбите — всего 0,21–0,26 а.е. (примерно половина расстояния от Меркурия до Солнца). Предварительный анализ показывает, что его орбита может быть сильно наклоненной, возможно, близкой к полярной.

Это открытие порождает фундаментальный вопрос терминологии: можно ли такой объект называть «луной»? Традиционно лунами считаются спутники, обращающиеся вокруг планет. Коричневый карлик — это не планета, а неудавшаяся звезда. Поэтому многие астрономы предлагают более точный, хотя и более громоздкий термин — «спутник субзвездного объекта». Масса кандидата (≈0.8 M_J) также стирает грань между понятиями «спутник» и «компонент двойной системы». Для сравнения, самый массивный спутник в Солнечной системе, Ганимед, легче Юпитера в 12 000 раз.

Хотя текущие данные обнадеживают, команда Вана избегает громких заявлений об открытии. Сигнал слаб, и требуется его однозначное подтверждение и независимая верификация. Ключевой этап намечен на 2027 год. К тому времени орбитальное движение HD 206893 B и его возможного спутника значительно изменят их взаимное положение, что позволит «Уэббу» зафиксировать изменения в спектре и траектории и окончательно подтвердить или опровергнуть его существование.

Если гипотеза подтвердится, это будет первое в истории открытие спутника у коричневого карлика. Оно предоставит бесценные данные для проверки моделей формирования планет и звезд в двойных системах, особенно в таком редком и экстремальном массовом соотношении. Это откроет новую главу в астрономии, посвященную изучению лун в совершенно чуждых нам мирах.

Новое исследование, проведенное международной командой астрономов с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST), совершило прорыв в понимании атмосферной динамики коричневых карликов. Исследование, возглавляемое Шанхайским университетом Цзяо Тонг при участии профессора Станимира Мечева из Университета Западного Онтарио, кардинально меняет прежние представления о формировании гигантских пылевых бурь на этих загадочных объектах. Оказалось, что их природа фундаментально отличается от процессов, формирующих знаменитое Большое красное пятно Юпитера.

Коричневые карлики, часто называемые «неудавшимися звездами», занимают уникальную нишу в космосе. Их масса недостаточна для запуска термоядерного синтеза, но значительно превышает массу планет. Наиболее массивные из них, в 10 и более раз тяжелее Юпитера, получили прозвище «супер-Юпитеры». Именно их сходство с гигантскими экзопланетами и чрезвычайно активная атмосфера делают их идеальными лабораториями для изучения климата вне нашей Солнечной системы.

Фокусом нового исследования стал объект VHS 1256b, коричневый карлик в созвездии Ворона, известный своей экстремальной изменчивостью блеска. Мощные спектрографы «Джеймса Уэбба» (NIRSpec и MIRI) предоставили прямые доказательства наличия и состава силикатной пыли в его атмосфере. Ранее доминировала гипотеза, что атмосферы таких объектов устроены по аналогии с Юпитером, имея устойчивые полосы и долгоживущие вихри. Однако моделирование и данные «Уэбба» показали, что для VHS 1256b это не так.

Был обнаружен принципиально иной механизм, ключом к которому являются крупномасштабные экваториальные волны. Облака силикатной пыли, сконцентрированные у экватора, активно поглощают внутреннее излучение, сильно нагреваясь. Этот локальный перегрев создает мощный температурный дисбаланс, для компенсации которого в атмосфере возникают масштабные волны. Эти волны инициируют гигантские, быстро движущиеся пылевые бури, которые постоянно меняют структуру облачного покрова. Предложенный механизм «обратной связи между излучением и облаками» создает самоподдерживающийся цикл активности: бури поднимают новую горячую пыль, которая усиливает нагрев и поддерживает волновой процесс.

Главная причина отличия от Юпитера — температура. Гораздо более горячая атмосфера VHS 1256b сильно чувствительна к излучению, что приводит к мощным конвективным процессам, которые генерируют волны и препятствуют формированию стабильных полос. В отличие от этого, более медленные процессы в холодной и плотной атмосфере Юпитера успевают организоваться в устойчивые структуры.

Это открытие suggests, что атмосферы многих горячих юпитеров могут циркулировать по сценарию, более близкому к VHS 1256b. Это заставляет пересмотреть существующие климатические модели для этих далеких миров. Дальнейшие наблюдения с помощью «Джеймса Уэбба» помогут определить, насколько распространен открытый волновой механизм, продолжая раскрывать сложное устройство атмосфер вне нашей Солнечной системы.

Уран — седьмая планета от Солнца, ледяной гигант, отличающийся от газовых гигантов вроде Юпитера и Сатурна преобладанием воды, аммиака и метана в сверхкритической "ледяной" форме. Атмосфера — слоистая структура облаков с минимальной температурой −224 °C, делая Уран самой холодной планетой, хотя верхние слои нагреваются до −197 °C. Уникальный наклон оси вращения 82,23° (почти параллельно орбите) и ретроградное вращение вызывают экстремальные сезоны: 42 года света на одном полюсе сменяются 42 годами темноты. Период вращения — 17 часов 14 минут, орбитальный — 84 года.

Уран третий по диаметру (немного больше Нептуна) и четвёртый по массе (14,5 массы Земли), с плотностью 1,27 г/см³, указывающей на ледяные компоненты. Внутреннее строение: атмосфера из водорода и гелия, ледяная мантия (вода, аммиак, метан) и каменистое ядро (0,55 массы Земли). В недрах возможны алмазные дожди или океаны жидкого углерода. "Поверхность" условна (1 бар), в атмосфере — углеводороды, CO и CO₂ от комет или фотохимии. Ветры до 900 км/ч, хаотичные облака, слабое внутреннее тепло — загадка.

Система из 13 тёмных колец (отражают 2% света, частицы от микрометров до метров), с ярким ε-кольцом; вероятно, из обломков спутников. Открыты в 1977 году, изучены "Вояджером-2" (1986) и "Хабблом" (добавил кольца и спутник Маб). Внешние кольца синие/красные.

Магнитосфера асимметрична: поле смещено, наклонено на 59°, в 50 раз сильнее земного, но слабее на южном полюсе. Включает радиационные пояса, ударную волну, хвост; в 2020 году обнаружен плазмоид. Яркие полярные сияния от солнечного ветра, но слабое влияние на термосферу.

У Урана 29 спутников, названных по Шекспиру и Поупу: 19 обычных (14 малых внутренних, крупные — Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания, Оберон из льда и камня, с кратерами; Ариэль — гладкий, возможно активный; Миранда — каньоны от приливов). 10 неправильных — захваченные.

История: древние видели как звезду (Гиппарх); 1690 — Флемстид; 1781 — Гершель открыл как планету, удвоив Солнечную систему. Названа по богу Урану в 1848-м. Посетил только "Вояджер-2" (1986). Сейчас — телескопы; планы: миссия NASA (2023–2032) и китайский "Тяньвэнь-4".

Формирование по модели Ниццы: ледяные гиганты набрали меньше газа, мигрировали наружу. Орбита — 20 а.е., эксцентриситет 1,8 а.е. (как у Плутона), свет в 400 раз слабее земного. Лаплас рассчитал орбиту (1783), помог открыть Нептун (1846). Наклон — от столкновения с протопланетой 3–4 млрд лет назад.

Уран видим невооружённым глазом +5,68m, тусклый, медленный. В телескоп — голубой диск с кольцами (фиксируют с помощью ИК фильтров) и спутниками. Уран раскрывает тайны ледяных гигантов и планетных систем.

Исследователи применили инструмент MIRI, установленный на космическом телескопе Джеймса Уэбба (JWST), для выявления ультрафиолетового излучения вокруг пяти молодых звёзд в регионе Змееносца и оценки его вклада в процесс звездообразования. Выявление такого излучения вблизи протозвёзд и его заметного воздействия на окружающее вещество представляет серьёзную проблему для теоретических моделей, объясняющих формирование звёзд.

Работа опубликована в издании Astronomy & Astrophysics, а среди участников команды были Ясон Скретас, аспирант Института радиоастрономии Макса Планка (MPIfR), и доктор Агата Карска (Центр современных междисциплинарных технологий при Университете Николая Коперника в Торуне, Польша, и MPIfR в Бонне, Германия).

"Наша цель заключалась в более детальном изучении протозвёзд — тех звёзд, которые ещё находятся в стадии формирования внутри родительских молекулярных облаков. По мере роста массы протозвёзды они извергают часть материала наружу в форме потоков", — объясняет Скретас. Эти потоки, известные как оттоки, служат самым ярким индикатором звездообразования. Специалисты продемонстрировали, что для точного понимания химических и физических процессов в этих молекулярных оттоках от молодых звёзд необходимо учитывать присутствие ультрафиолетового излучения.

"Это первое неожиданное открытие. Молодые звёзды неспособны генерировать излучение; они не могут 'создавать' радиацию. Поэтому мы не ожидали этого. Тем не менее, мы доказали, что ультрафиолетовое излучение появляется рядом с протозвёздами. Откуда оно берётся, является ли источник внутренним или внешним? Мы решили разобраться", — дополняет Карска.

JWST направил свои инструменты на молодые звёзды в созвездии Змееносца, используя прибор среднего инфракрасного диапазона MIRI. Молекулярное облако Змееносца, удалённое от нас на 450 световых лет, включает несколько звёзд типа B, которые очень молоды, горячи и интенсивно излучают в ультрафиолетовом спектре. Для подробного анализа были выбраны пять объектов, находящихся на различных расстояниях от этих массивных звёзд.

MIRI даёт возможность наблюдать космические объекты в диапазоне длин волн от 2 до 28 микрометров, включая множество линий молекулярного водорода (H₂), которые недоступны для наземных наблюдений из-за атмосферы Земли. JWST незаменим для таких исследований, позволяя регистрировать эти линии даже от слабых источников с высоким разрешением.

Для астрономов H₂ — ключевая молекула в космосе. Во-первых, она наиболее распространена, поскольку её количество в среднем в 10 000 раз превышает содержание монооксида углерода — второй по численности молекулы во Вселенной.

При этом структура H₂ сильно осложняет её наблюдение в молекулярных облаках, так как температуры там слишком низки для возбуждения молекулы. Однако выбросы молодых звёзд генерируют ударные волны, которые сжимают и нагревают вещество, вызывая яркое свечение H₂. Поэтому сочетание JWST и MIRI идеально подходит для исследования потоков от протозвёзд.

Анализ данных JWST из Змееносца чётко подтверждает присутствие ультрафиолетового излучения возле протозвёзд и их оттоков, обусловленное воздействием этого излучения на молекулярный водород. Это поднимает вопрос: откуда оно исходит? Связан ли источник с процессами непосредственно у протозвёзды? Например, с толчками, возникающими при падении вещества на протозвезду (аккреционные толчки), или с толчками вдоль звёздной струи?

"Одним из возможных объяснений было то, что ультрафиолетовое излучение приходит от соседних массивных звёзд, освещающих места рождения следующего поколения звёзд, поэтому мы начали с проверки этой идеи", — говорит Фридрих Выровски, также из MPIfR. Учёные использовали два подхода для оценки внешнего ультрафиолетового излучения. Первый опирался на характеристики окружающих звёзд и их удалённость от наблюдаемых источников. Второй основывался на свойствах пыли, способной поглощать ультрафиолет.

"С помощью этих методов мы установили, что ультрафиолетовое излучение с точки зрения внешних факторов сильно варьируется для наших протозвёзд, и потому мы должны были бы замечать различия в молекулярном свечении. Но этого не произошло", — добавляет Скретас.

"Таким образом, мы были вынуждены отвергнуть версию о внешнем источнике. Однако с уверенностью можно утверждать, что ультрафиолетовое излучение присутствует возле протозвёзды, поскольку оно явно влияет на наблюдаемые молекулярные линии. Значит, его происхождение должно быть внутренним", — заключает Карска.

Результаты работы подчёркивают необходимость интеграции механизмов генерации ультрафиолетового излучения в модели звездообразования. Дальнейший анализ данных JWST сосредоточится не только на газе, но и на составе пыли и льдов, предлагая дополнительные способы определения источника ультрафиолетового излучения вокруг протозвёзд.

Расширение числа наблюдаемых объектов, включая измерения на всех масштабах выбросов, станет ключевым этапом для установления более жёстких ограничений на зоны производства ультрафиолетового излучения.

Результаты анализа изображений, полученных при помощи NIRCam, подтверждают наличие разрыва в диске и позволяют оценить параметры потенциальных планетных систем.

Несмотря на значительный прогресс в изучении околозвездных дисков, детали их структуры и динамики часто остаются неясными. В данной работе, 'JWST/NIRCam observations of HD~929245 debris disk: An asymmetric disk with a gap', представлены первые наблюдения диска HD 92945, полученные с помощью JWST/NIRCam, выявившие выраженную асимметрию и наличие разрыва. Полученные данные подтверждают существование неустойчивостей в диске, вероятно вызванных гравитационным воздействием одного или нескольких планетных компаньонов. Каким образом взаимодействие между планетами и диском формирует наблюдаемые особенности и какие ограничения на массу и орбиты планет могут быть получены из этих наблюдений?

Пылевой Диск с Секретами: HD 92945

Звезда HD 92945, карлик типа K0V, окружена пылевым диском, демонстрирующим необычные характеристики, ставящие под сомнение существующие модели формирования планет. Наблюдения выявили значительную асимметрию и разрыв в диске, указывающие на наличие невидимых спутников или динамические взаимодействия.

Разрыв имеет ширину 27 астрономических единиц и относительную глубину 0.79. Данные свидетельствуют, что данная структура не может быть объяснена гравитационным воздействием одной планеты, что требует рассмотрения более сложных сценариев. Анализ четырнадцати свободных параметров, полученных в ходе MCMC-симуляции изображений диска в фильтре F200W, показал, что маскировка яркой области вблизи малой оси влияет на результаты моделирования. Подобные системы, словно нерешенные уравнения, напоминают о пределах нашего познания.

Взгляд в Глубины: JWST и Продвинутая Визуализация

Космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST), оснащенный ближней инфракрасной камерой (NIRCam), обеспечил беспрецедентную чувствительность для разрешения пылевого диска и поиска слабых спутников. Высокая разрешающая способность NIRCam позволила получить детальные изображения диска, что является ключевым для обнаружения потенциальных экзопланет.

Критически важным стало применение методов вычитания функции рассеяния (PSF Subtraction) с использованием мод Кархунена — Лёва (KL). Этот подход эффективно изолирует слабые сигналы от яркой звезды-хозяина, повышая вероятность обнаружения тусклых объектов. Для оптимизации процесса был использован конвейер SpaceKLIP, обеспечивающий получение высококонтрастных изображений.

Карты вероятности обнаружения в фильтрах F444W и F200W демонстрируют, что контуры, соответствующие 90, 50 и 10 процентам вероятности, определяют области, где наличие диска наиболее вероятно, при этом границы и разрывы в диске, а также параметры, исключенные архивными наблюдениями SPHERE и данными Gaia RUWE, накладывают ограничения на возможные положения планет.

Моделирование Диска: От Данных к Динамическим Ограничениям

Для детального моделирования структуры диска использовался программный комплекс Winnie, способный к прямому моделированию наблюдаемых данных и интеграции ограничений из других наблюдений. В рамках Winnie были реализованы методы Монте-Карло Маркова (MCMC) для исследования пространства параметров и уточнения характеристик диска.

Для создания комплексной модели пылевого диска были интегрированы дополнительные наблюдения, полученные на миллиметровых длинах волн с помощью ALMA, и архивные данные HST. Комбинированный подход позволил подтвердить асимметрию диска и точно охарактеризовать морфологию разрыва.

Поиск Скрытого: Пределы Обнаружения и Будущие Перспективы

Анализ данных высококонтрастной визуализации позволил исследователям установить строгие верхние пределы на присутствие планет внутри пылевого диска HD 92945. Несмотря на отсутствие прямых обнаружений, данные обеспечили ценные ограничения на динамическую архитектуру системы и намекнули на возможность скрытого компаньона, ответственного за наблюдаемые особенности диска.

Наблюдаемая аномалия собственного движения HD 92945 требует дальнейшего изучения, поскольку может указывать на наличие невидимого массивного компаньона. Данные наблюдения исключают наличие планет, подобных Юпитеру, за пределами 20-40 астрономических единиц и устанавливают верхние пределы на массы планет до ~0.7 MJup на расстоянии 25 AU.

Сравнение данных F444W, модели и остатков диска HD 92945, полученных с использованием одинаковых морфологических параметров, принятых для диска при длине волны 2 мкм, и единственного опорного объекта HD 92921, а также с использованием библиотеки PSF, позволяет оценить влияние выбора опорного объекта на качество моделирования.

Каждая попытка разгадать тайны этой системы лишь подчеркивает бездонную глубину незнания, напоминая о том, что мы видим лишь отражение в зеркале, а истина остается недоступной.

Наблюдения за обломком диска вокруг HD 929245, выполненные с помощью JWST/NIRCam, демонстрируют асимметричную структуру и наличие разрыва. Это заставляет задуматься о хрупкости наших представлений о формировании планетных систем. Как говорил Лев Давидович Ландау: «Всё, что мы называем законом, может раствориться в горизонте событий». Подобно тому, как горизонт событий скрывает информацию, разрыв в диске указывает на процессы, которые пока остаются за пределами нашего понимания. Обнаружение этой асимметрии, возможно, указывает на присутствие одного или нескольких планет, гравитационное влияние которых формирует наблюдаемую картину, но даже это объяснение может быть лишь временным приближением к истине.

Что Дальше?

Наблюдения диска обломков HD 92945, полученные с помощью JWST/NIRCam, демонстрируют асимметрию и наличие разрыва – признаки, которые, как представляется, требуют присутствия планет. Однако, утверждение о конкретных планетарных конфигурациях остается спекулятивным. Любое упрощение модели взаимодействия планеты и диска требует строгой математической формализации, чтобы избежать самообмана, вызванного неполнотой данных. Чёрная дыра, в данном случае – горизонт событий, за которым скрываются истинные причины наблюдаемой структуры.

Будущие исследования должны сосредоточиться на повышении точности астрометрических измерений и моделировании динамики частиц в диске. Необходимо учитывать не только гравитационное воздействие, но и другие факторы, такие как электромагнитные силы и эффекты, связанные с межзвездной средой. Излучение Хокинга, метафорически говоря, указывает на глубокую связь между термодинамикой и гравитацией – связь, которую необходимо учитывать при интерпретации данных.

Попытки обнаружить планеты непосредственно, а не только по их влиянию на диск, останутся ключевой задачей. И всё же, необходимо помнить: каждая новая теория, каждая новая модель – лишь приближение к истине, ограниченное нашим текущим уровнем понимания.

Оригинал статьи: avetisyanfamily.com/asimmetrichnyj-disk-hd-92945-pervye-snimki-ot-dzhejmsa-uebba

Связаться с автором: linkedin.com/in/avetisyan