Продолжительность ночи в декабре в северном полушарии Земли максимальна, а продолжительность дня – минимальна: в начале декабря она составляет 7 часов 28 минут, 22 декабря составляет 6 часов 59 минут, а к концу месяца день увеличится до 7 часов 05 минут. Приведенные выше данные по продолжительности дня справедливы для городов на широте Москвы, где полуденная высота Солнца почти весь месяц придерживается значения 10 градусов.

Урсиды. На самую длинную ночь года, с 22 на 23 декабря, приходится максимум действия метеорного потока Урсиды. Его можно наблюдать только в Северном полушарии, в течение всей ночи над северным горизонтом, так как радиант находится недалеко от Северного Полюса Мира, в созвездии Малая Медведица (Ursa Minor – лат.), по которой и назван поток. Для наблюдателей из Южного полушария Урсиды не видны.

Метеорный поток Урсиды действует ежегодно с 17 по 27 декабря и по скорости пролета метеоров очень схож с Геминидами, но по яркости и частоте его метеоры значительно слабее. Скорость метеоров Урсид около 32 км/с.

Периодическая комета 8P/Туттля (8P/Tuttle) является родоначальницей этого метеорного потока. Чтобы успешно наблюдать «падающие звезды» крайне желательны максимально безоблачное небо и отсутствие лунной подсветки.

26 декабря 2019 года произойдет кольцеобразное затмение Солнца. Это пятое и последнее затмение в 2019 году, который подарил нам: три затмения Солнца – 6 января (частное), 2 июля (полное!), 26 декабря (кольцеобразное) и два затмения Луны – 21 января (полное) и 17 июля (частное). Кроме полного затмения Солнца, все четыре затмения доступны для наблюдений с территории России.

Итак, 26 декабря произойдет кольцеобразное затмение Солнца. Его максимальная фаза 0,97 начнется в 8:17мск и продлится 3 минуты 40 секунд. Она будет видна в Малаккском проливе, отделяющем остров Суматра от Малазийского полуострова, чуть западнее Сингапура. Кольцеобразное затмение будет видно в Сингапуре, Саудовской Аравии, южной Индии и части Индонезии.

Частные фазы затмения, при условии ясной погоды будут видны на крайнем востоке Африки, в Азии (кроме севера), на северо-западе Австралии, в северной части Индийского океана. Небольшие частные фазы можно будет увидеть и в России, на крайнем юго-востоке Европейской части на восходе Солнца и юге Сибири, где в это время будет середина короткого зимнего дня. На Дальнем Востоке затмение произойдет уже на заходе Солнца.

Наибольшая фаза затмения, видимая на территории России, составит 0,41 и будет видна на восходе Солнца, на юге Дагестана.

Визуальные наблюдения Солнца в телескоп или другие оптические приборы нужно обязательно (!) проводить с применением солнечного фильтра.

Старт ракеты-носителя 8К72 с лунной станцией

Шестьдесят лет назад, отправив к естественному спутнику Земли первые космические экспедиции, Советский Союз открыл Лунную страницу космической эры. В стране, которая продолжала залечивать раны Великой Отечественной войны, в короткий срок была создана мощная индустрия, в которой стали реальностью самые смелые мечты многих поколений ученых всего мира.

Советские инженеры и конструкторы во главе с Сергеем Павловичем Королёвым разработали и построили первые космические ракеты-носители, способные выводить на орбиту искусственные спутники, а затем и доставлять к Луне автоматические межпланетные станции.

Первым в мире рукотворным объектом, который достиг второй космической скорости, преодолел притяжение Земли и стал искусственным спутником Солнца был аппарат «Луна-1», запущенный 2 января 1959 г. Стартовав 12 сентября 1959 г., «Луна-2» впервые в мире достигла соседнего небесного тела и доставила на его поверхность советский вымпел.

Благодарим руководство архивов Президента Российской Федерации, АО «ЦНИИмаш», ПАО «РКК «Энергия» им. С.П. Королева, Кабинет-Музея академика М.В. Келдыша за сотрудничество.

Смотреть все документы

Северный магнитный полюс Земли - это условная точка на поверхности нашей планеты, в которой силовые линии геомагнитного поля направлены под углом 90 градусов к ней. Его положение не совпадает с географическим северным полюсом - в частности, с начала XVII века он располагался на территории канадской Арктики. Ученые следят за положением магнитных полюсов Земли не только для целей фундаментальных исследований, но и потому, что по ним калибруются некоторые навигационные системы - в частности, GPS, также на них ориентируются навигационные системы Министерства обороны США и НАТО.

Со второй половины XX века северный магнитный полюс начал двигаться из прежнего местоположения, Канадской Арктики, в сторону Таймыра. В 2000 году его скорость составляла около 15 км в год, а к 2019 году она достигла 55 км в год. В сентябре нынешнего года северный магнитный полюс пересек нулевой меридиан, сейчас он находится в Северном Ледовитом океане.  Согласно новейшей модели магнитного поля Земли, опубликованной 10 декабря Национальным центром информации об окружающей среде и Британским геологическим обзором, это движение будет продолжаться, хотя, вероятно, его скорость снизится примерно до 40 километров в год.

Эта модель используется для калибровки систем GPS и других навигационных инструментов.

По состоянию на февраль 2019 г. северный магнитный полюс находился на 86,54 градуса северной широты, 170,88 градуса восточной долготы, в Северном Ледовитом океане, согласно Национальному центру информации об окружающей среде.

Ученые выпускают новую версию Карты магнитного поля Земли каждые пять лет, поэтому выпуск этого обновления за 2020 г. был вполне ожидаем. В феврале 2019 г., однако, ученые выпустили внеочередное обновление с опережением графика ввиду аномально быстрого движения северного магнитного полюса. Новейшая карта также демонстрирует, что северный магнитный полюс находится теперь к востоку от нулевого меридиана, проходящего через Гринвичскую королевскую обсерваторию, Великобритания.

Резец

Основными факторами, определяющими эффективность работы горно-добывающей техники, работающей в условиях сверхнагрузок, являются устойчивость буровых коронок и угольных резцов к износу и разрушению. Традиционные твёрдые сплавы, из которых делается инструмент, при работе в чрезвычайно жестких условиях при высоких ударных нагрузках быстро разрушаются и изнашиваются. При добыче полезных ископаемых в условиях Крайнего Севера и Арктики задача усложняется большими перепадами температур, при которых стандартные твердые сплавы и керамические материалы становятся хрупкими и разрушаются в зоне контакта с обрабатываемой породой. Сплав, из которого изготовлено такое оборудование, должен быть прочным и одновременно пластичным, чтобы при температурных колебаниях не появлялись трещины и сколы.

В рамках госпрограммы по развитию Арктики ученые НИТУ «МИСиС»  разработали принципиально новые крупнозернистые твердые сплавы, увеличившие прочность и износостойкость горного оборудования в 2 раза. Эти материалы обладают особой структурой с несколькими уровнями иерархии. Это означает, что материал содержит структурные составляющие с сильно различающимися размерами зерен – от 6-8 микрометров (мкм) до 10 нанометров.

«Разработка представляет собой технологию производства нового поколения крупнозернистых твердых сплавов, обладающих особо однородной структурой с округлыми зернами карбида вольфрама и наномодифицированной кобальтовой связкой. За счет введения в состав сплава функциональных легирующих добавок и оптимизации режимов изготовления, в пластичной кобальтовой связке выделяются упрочняющие наночастицы пластинчатой формы с характерным размером 4-5 нанометров. Это обеспечивает одновременный рост трещиностойкости, прочности и износостойкости материала», – рассказал руководитель проекта, доктор технических наук, профессор Евгений Левашов.

Промышленные испытания нового твердого сплава были проведены в конце ноября 2019 года в Кузбассе на шахте «Полысаевская», разрабатываемой угледобывающей компанией СУЭК. В ходе испытаний проходческим комбайном КП-21 на глубине 250 метров было переработано более 700 куб. метров породы. Горные резцы из новых твердых сплавов продемонстрировали полное отсутствие сколов, при этом  их ресурс на 80-100% превзошел лучшие аналоги.

Конечными потребителями горно-добывающего инструмента из разработанных сплавов являются предприятия, специализирующиеся на шахтной/карьерной добыче горных пород различной прочности (каменный уголь, каменная соль, кимберлиты, апатиты и др.) в частности, АО «Сибирская угольная энергетическая компания», ПАО «Мечел», ПАО АК «АЛРОСА», АО «Апатит» и др. Внедрение разработки позволит значительно повысить эффективность добычи полезных ископаемых на месторождениях Арктического региона РФ.

Работа выполнена в рамках ФЦП «Исследования и разработки по приоритетным направлениям развития научно-технологического комплекса России на 2014-2020 годы».

За десять дней на строительную площадку транспортировано и установлено 9 уникальных емкостей объемом 250 м3, весом 92 т каждая и длиной 36 метров. Резервуары входят в состав системы заправки жидким кислородом и системы обеспечения азотом. Совместная работа специалистов ЦЭНКИ (входит в Госкорпорацию «Роскосмос»), подрядных организаций и строителей позволила приступить к монтажу емкостей со значительным опережением графика.

Наземно-технологическое оборудование для строительства стартового комплекса «Ангары» поступает в филиал ЦЭНКИ — Космический центр «Восточный» с сентября 2018 года. Ежедневно доставляется и выгружается от 2-х до 15-ти единиц техники. За год на космодром прибыло более ста единиц автомобильного транспорта и 37 железнодорожных вагонов — это почти 600 мест технологического оборудования. Уже сейчас на Восточном находятся составные части 17 систем, а в полном объёме поставлено пять.

Из крупногабаритных частей технологического оборудования филиал принял: 9 емкостей объемом 250 м3 и весом 92 т каждая, 4 емкости объемом 180 м3 и весом 24 т каждая, 30 составных частей кабель-заправочной башни весом от 6 т до 40 т.

Для хранения наземно-технологического оборудования силами филиала были подготовлены 5 мест хранения на территории Промышленной строительно-эксплуатационной базы площадью более 70 000 м2: это и открытые площадки для хранения крупногабаритного груза, и склады с соблюдением необходимого температурно-влажностного режима. Для выгрузки оборудования используется специальная техника Космического центра «Восточный».

Запись полной трансляции

Спустя 6 часов 37 минут после старта спутник успешно отделился от разгонного блока и занял место на геостационарной орбите, откуда в дальнейшем будет переведён в рабочую точку стояния 165,8° в.д. Специалисты главной оперативной группы управления приступили к этапу проведения лётных испытаний космического аппарата в условиях космического полёта.

Космический аппарат «Электро-Л» № 3 пополнил состав геостационарной гидрометеорологической космической системы «Электро». Первый аппарат этой серии был запущен в январе 2011 году, запуск второго состоялся в декабре 2015 года. Разработка и изготовление аппаратов «Электро-Л» ведутся в соответствии с Федеральной космической программой России. Они предназначены для обеспечения подразделений Федеральной службы России по гидрометеорологии и мониторингу окружающей среды, а также других ведомств оперативной гидрометеорологической информацией для:

— синоптического анализа и прогноза погоды в глобальном масштабе (характер и параметры облачных образований, фронтальные разделы, особенности циркуляции воздушных масс, стихийные гидрометеорологические явления);
— анализа и прогноза состояния акваторий морей и океанов (волнение, температура поверхности моря, сгонно-нагонные процессы у побережий);
анализа пространственно-временного изменения состояния снежного покрова, влаго-запасов с целью прогноза произрастания сельскохозяйственных культур;
— анализа и прогноза гелиогеофизической обстановки в околоземном космическом пространстве, состояния ионосферы и магнитного поля Земли;
мониторинга климата и глобальных изменений;
— обеспечения экологического контроля и охраны окружающей среды (экологический контроль в промышленных районах, выявление загрязнений снежного покрова) и контроля чрезвычайных ситуаций (наблюдение районов чрезвычайных ситуаций с целью оценки последствий стихийных бедствий, аварий, катастроф и планирования мероприятий по их ликвидации, контроль возникновения и последствий лесных пожаров).

Кроме того, аппараты серии «Электро» используются для сбора и ретрансляции информации с платформ сбора данных, выполнения телекоммуникационных функций по распространению, обмену гидрометеорологическими и гелиогеофизическими данными, а также ретрансляции сигналов от аварийных радиобуев системы КОСПАС-САРСАТ.

Аппараты построены по модульному принципу на базе унифицированной космической платформы «Навигатор», также разработанной в НПО Лавочкина (входит в состав Госкорпорации «Роскосмос»). Данная платформа имеет лётную квалификацию и предназначена для создания на её основе прецизионных космических аппаратов различного назначения.

Трио спутников наблюдения Земли, которые формируют государственную миссию RADARSAT Constellation, были запущены 12 июня на космическом корабле SpaceX Falcon 9. Менее чем через три недели было выпущено первое публичное изображение.

С тех пор главный подрядчик MDA вместе со своими субподрядчиками, включая Magellan Aerospace, работает с Канадским космическим агентством, чтобы вывести три космических аппарата в оперативный режим и протестировать все их системы. Космические аппараты также были выведены на свои рабочие орбиты.

Основным инструментом миссии RADARSAT Constellation является радар с искусственной апертурой. Спутники используются в гражданских и оборонных целях в том числе:

* Морской надзор (лед, поверхностный ветер, загрязнение нефтью и мониторинг судов);
* Управление стихийными бедствиями (смягчение последствий, предупреждение, реагирование и восстановление); и
* Мониторинг экосистем (сельское хозяйство, водно-болотные угодья, лесное хозяйство и мониторинг прибрежных изменений).

Срок эксплуатации трех спутников составляет семь лет, но есть надежда, что спутники продолжат свою миссию значительно позже официального срока годности, как это делают многие спутники. Правительство также рассматривает возможность добавления новых спутников в состав миссии "созвездие РАДАРСАТ".

Посадка состоялась по плану - в 07:58 по времени Восточного побережья США (15:58 мск). Она осуществлялась в штатном режиме при помощи трех парашютов. "Starliner коснулся поверхности в пустыне в Нью-Мексико", - указал ведущий трансляции на сайте NASA. Ранее он подчеркнул, что использованный в этом полете корабль планируется доставить в штат Флорида, где он пройдет подготовку для повторного использования.

В субботу глава американского космического ведомства Джим Брайденстайн подчеркнул, что несмотря на неудачную попытку стыковки корабля с Международной космической станцией (МКС), специалистам NASA и Boeing удалось за время нахождения корабля на орбите провести "множество запланированных испытаний". В свою очередь вице-президент Boeing Джим Чилтон подчеркнул, что все системы корабля работали в заданном режиме, включая системы управления кораблем и обеспечения жизнедеятельности экипажа. Чилтон отметил, что специалистам удалось наладить связь между кораблем и МКС, что было крайне важно для будущих полетов

Новый американский корабль Starliner, разработанный корпорацией Boeing, имеет массу 13 тонн, рассчитан на экипаж из семи астронавтов и способен в течение 60 часов осуществлять автономный полет. Он был впервые запущен в пятницу в беспилотном режиме к МКС с авиабазы на мысе Канаверал в штате Флорида с помощью ракеты-носителя Atlas V. Стыковка с МКС планировалась на 22 декабря, однако в полете произошла нештатная ситуация, вызванная сбоем в системе подсчета полетного времени, из-за чего стыковка с орбитальным комплексом была отменена. В итоге корабль было решено вернуть на Землю.

В программе:
- «Электро-Л» №3 на орбите.
- Пресс-конференция о результатах «Спектр-РГ».
- Общественный совет Роскосмоса в ГКНПЦ им. М.В. Хруничева.
- Тестовый полёт Starliner.
- Конкурс инженерных команд «Кванториада-2019».
- Одной строкой: Новости с Восточного, Система для поиска ракет-носителей, «Юйту-2» продолжает работу, Снимок года – чёрная дыра.
- Астрофотография года - 2019! 
- Знаете ли Вы: Новый год в космосе.

Присылайте ваши фотографии и вопросы о космосе
-

Карлики спектрального класса М являются наиболее распространенными звездами в нашей Галактике и превосходными научными целями для проведения кампаний по поиску экзопланет. Наблюдения этих звезд могут помочь обнаружить новые экзопланеты размером с Землю и больше Земли, используя методы измерения радиальных скоростей или фотометрии транзитов планет. Поэтому определение фундаментальных параметров карликов спектрального класса М, таких как радиус или масса, имеет для ученых большое значение.

Релиз данных DR1 оптического спектроскопического обзора неба LAMOST был опубликован в 2015 г. и содержит примерно 121 000 спектров карликов спектрального класса М. Однако большинство из этих объектов не были до настоящего времени охарактеризованы глубже определения спектрального подкласса, которое производилось по цветовой фотометрии.

Поэтому в новом исследовании группа астрономов во главе с Брианной Галгано (Brianna Galgano) из Университета Фиск в Нэшвилле, США, использовала созданный собственноручно метод обработки данных для определения физических параметров и химического состава звезд по их спектрам, который носит название "The Cannon". Этот метод позволил команде определить основные параметры для более чем 30 000 карликов спектрального класса М из релиза данных LAMOST DR1.

В целом исследователи смогли охарактеризовать эффективные температуры, радиусы, массы и светимости для 29 678 карликов спектрального класса М. Радиусы звезд лежат в интервале между 0,14 и 0,66 радиуса Солнца, а массы – в диапазоне от 0,1 до 0,71 массы нашего светила. Эффективные температуры карликов спектрального класса М составляли от 2901 до 4113 Кельвинов, а светимости - от 0,002 до 0,115 светимости Солнца.

В дальнейшем ученые планируют применить разработанную ими модель к новым релизам данных, которые будут опубликованы в рамках программы LAMOST.

———

Аннотация к статье:

М-карлики являются наиболее распространенным типом звезд в Галактике и из-за их небольшого размера являются излюбленными целями для поиска транзитных экзопланет размером с Землю. Текущие и предстоящие всесветные спектроскопические исследования, такие как Многообъектный волоконный спектроскопический телескоп (LAMOST) с большим пространством неба, дают возможность систематически определять физические свойства гораздо большего числа М-карликов, чем это было возможно ранее. Здесь мы представляем новые эффективные температуры, радиусы, массы и светимости для 29 678 М карликов со спектральными типами M0-M6 в первом выпуске данных (DR1) LAMOST. Мы получили эти параметры с помощью контролируемого кода машинной обработки, Cannon, настроенной с помощью 1388 м карликов из каталога холодных карликов Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), которые также присутствовали в данных LAMOST с высоким отношением сигнал / шум (>250). Наши проверки показывают, что выходной параметр неопределенности тесно связаны с отношение сигнал / шум LAMOST спектров, и мы достигаем характерной неопределенность 110 K в Teff (∼3%), 0.065 R⊙ (∼14%) в радиусе, 0.054 М⊙ (∼12%) в массе, и 0,012 L⊙ (∼20%) в светимости. Представленная здесь модель может быть быстро применена к будущим выпускам данных LAMOST, значительно расширяя выборку хорошо охарактеризованных М-карликов по всему небу с использованием новых и исключительно основанных на данных методов моделирования.

На пресс-конференции в Париже (Франция) были объявлены имена для 110 с лишним звезд и их экзопланет, получивших названия в ходе конкурса NameExoWorlds, организованного в честь 100-летия Международного астрономического союза (МАС). В рамках празднования юбилея Международного астрономического союза более 110 стран провели национальные кампании, в которых приняли участие сотни тысяч человек по всему миру, предлагавших и выбиравших имена для экзопланет и их родительских звезд.

Проект IAU100 NameExoWorlds привлек широкий и повсеместный интерес: люди по всему миру с энтузиазмом воспользовались захватывающей возможностью предложить глубокомысленные, затейливые и самобытные названия экзопланетным системам, выбранным для каждой страны-участницы. За всю историю астрономии это второй случай организованного выбора имен для звезд и экзопланет. Всего участниками конкурса было предложено 360 000 имен. Национальный комитет каждой страны составил короткий лист кандидатов, за которые проводилось открытое голосование. В общей сложности свои голоса кандидатам отдали 420 000 человек. Проект оставит после себя долговечный след, так как победившие в конкурсе имена станут использоваться наряду с уже существующими научными наименованиями, а авторство будет закреплено за предложившими их человеком, группой или организацией.

«За последние тридцать лет открыто более 4000 планет, вращающихся вокруг других звезд и получивших название экзопланет. Число находок продолжает удваиваться каждые два с половиной года, открывая нам удивительное собрание иных миров и ставя наши Землю и Солнце в общий ряд. C точки зрения статистики собственные планеты есть у большинства звезд, видимых на небе, — они есть повсюду, — сказал Эрик Мамаджек, сопредседатель организационного комитета IAU100 NameExoWorlds. — Пока одни астрономы заносят свои открытия в каталоги, используя обозначения, похожие на телефонные номера, среди их коллег и общественности нарастает интерес к присвоению собственных имен, как это делается с телами Солнечной системы».

Глобальный проект NameExoWorlds задумывался с целью повысить осознание нашего места во Вселенной и поразмышлять о том, как Земля будет воспринята цивилизацией с другой планеты. Поскольку именно МАС отвечает за присвоение официальных обозначений и имен небесным телам, празднование его столетнего юбилея в 2019 году стало особым поводом, чтобы предложить каждой стране возможность дать имена планетным системам, состоящим из родительской звезды и экзопланеты. Как сказал менеджер проекта IAU100 NameExoWorlds Эдуардо Монфардини Пентедо: «Инициатива IAU100 NameExoWorlds предоставила людям шанс принять участие в присвоении названий более 100 экзомирам и их звездам, а также помочь в создании продуманной основы для именования последующих открытий в этих системах».

Для каждого государства была выбрана звезда, видимая на его территории и достаточно яркая, чтобы ее можно было наблюдать в небольшой телескоп. Национальные комитеты стран-участниц, следуя методологии и указаниям, установленным организационным комитетом IAU100 NameExoWorlds, отвечали за создание условий для участия общественности, расширение географии проекта по всей стране и организацию голосования.

Экзопланеты, получившие новые названия, с большой вероятностью окажутся газовыми гигантами и были открыты с использованием одного из двух методов: транзитного метода, когда на фоне звезды наблюдается прохождение планеты, перекрывающей часть звездного света, или методом лучевых скоростей, когда тщательные измерения звездного спектра обнаруживают колебания звезды под действием гравитации планеты [1].

Новые имена для пары звезда-экзопланета теперь включают:

Россия. Звезда и планета в системе HAT-P-3 получили имена Домбай и Теберда.
Ирландия. Для планеты HAT-P-36b (Bran), вращающейся вокруг звезды HAT-P-36 (Tuiren) в созвездии Гончих Псов, были выбраны имена мифологических собак Бран и Туирен из ирландской легенды о рождении Брана.
Иордания. Названия древнего города Петры и охраняемой территории Вади-Рам в южной Иордании присвоены экзопланете WASP-80b (Wadirum) и ее звезде WASP-80 (Petra) в созвездии Орла.
Малайзия. Наименования драгоценных камней на малайзийском языке достались планете HD 20868 b (Baiduri) и родительской звезде HD 20868 (Intan) в созвездии Печи.
Буркина-Фасо. Новые имена планеты HD 30856 b (Nakambé) и звезды HD 30856 (Mouhoun) отсылают к названиям значимых местных рек Накамбе и Мухун, что удачно соотносится с положением системы в «речном» созвездии Эридана (река в древнегреческой мифологии).

В знак признания Международного года языков коренных народов ООН в 2019 году носителям было предложено вносить варианты имен на этих языках, и несколько десятков победивших вариантов относятся к этимологии коренных народов. В Аргентине выигравшая пара названий была выдвинута учителем и главой общины народа мокови (Moqoit). Имена планеты HD 48265 b (Naqaya) и звезды HD 48265 (Nosaxa) на языке мокови означают «брат-семья-родственник» (в отношении всех людей как «братьев») и «весна» (буквально, начало года), соответственно.

“МАС с удовольствием наблюдает широкий общенациональный интерес, созданный нынешним продвижением проекта NameExoWorlds, — отметила избранный президент МАС Дебра Эльмегрин. — Отрадно, что так много людей по всему земному шару помогли подобрать имена для планетных систем, что имеет значение для их культуры и наследия. Это усилие помогает объединить всех нас в нашем исследовании Вселенной.»

Проект NameExoWorlds был организован в рамках 100-летия МАС в 2019 году. На более чем 5000 мероприятиях в 140 странах миллионы людей по всему миру вспоминают астрономические прорывы, сформировавшие науку, технологию и культуру на протяжении последнего столетия, в то же время подчеркивая важность астрономии как образовательного, развивающего и дипломатического ресурса. Больше информации на  сайте IAU100.

«В течение года мы общались с людьми на различных астрономических мероприятиях, посвященных юбилею МАС. Глобальный проект NameExoWorlds стал идеальным завершением года, полного инициатив по взаимодействию с обществом. Можно с уверенностью сказать, что импульс от этого взаимодействия будет ощущаться еще долгие годы», — подвела итог президент МАС Эвина ван Дисхук.

———

Примечания

[1] Второй метод обрел свою популярность после его использования Нобелевскими лауреатами по физике 2019 года «за открытие экзопланеты на орбите солнцеподобной звезды в 1995 году». Экзопланета, получившая обозначение 51 Peg b, была названа Димидием а рамках первой публичной кампании NameExoWorlds в 2015 году.

МАС — международная астрономическая организация, которая объединяет более 13 500 профессиональных астрономов из более чем 100 стран по всему миру. Ее задача — продвигать и оберегать астрономию во всех аспектах, включая исследования, взаимодействие, образование и развитие путем международного сотрудничества. МАС также является общепризнанным органом, присваивающим обозначения небесным телам и элементам их рельефа. Основанный в 1919 году, МАС остается крупнейшим объединением астрономов-профессионалов в мире.

Члены организационного комитета IAU100 NameExoWorlds:

Guillem Anglada-Escudé, Queen Mary University of London, Spain
Piero Benvenuti, Former IAU General Secretary, Italy
John Brown Paul Strachan, Queen Mary University of London, United Kingdom
Lina Canas, IAU OAO Coordinator, Portugal
Sze-leung Cheung, Former IAU OAO Coordinator, Hong Kong, China
Debra Elmegreen, IAU President-Elect, USA
Alain Lecavelier des Etangs, Institut d’Astrophysique de Paris, France (Co-chair)
Lars Lindberg Christensen, IAU Press Officer, Denmark
Eric Mamajek, Jet Propulsion Laboratory/California Institute of Technology, USA (Co-Chair)
Eduardo Penteado, IAU100 NameExoWorlds Project Manager, Brazil
Jorge Rivero González, IAU100 Coordinator, Spain
Gareth Williams, Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, USA
Hitoshi Yamaoka, IAU NOC Japan, Japan

Профессор университета Кэрол Хасвелл рассказывает нам об экзопланетах и о том, как они служат для понимания классификации планеты Земля относительно других планет. Это отрывок из ее вступительной лекции. Субтитры переводят неплохо.

Исследования, проведенные профессором Хасвелл, обнаружили, что экзопланеты - планеты вне солнечной системы - являются частью проекта Планета рассеянного вещества (Dispersed Matter Planet Project, DMPP).

Проект финансировался Советом по науке и технологиям Великобритании и включает международную команду исследователей. Команда проекта использовала Высокоточный радиальный поиск планет (HARPS), высокоточный спектрограф для обнаружения планет, на 3,6-метровом телескопе Европейской южной обсерватории в Ла-Силла, Чили, для обнаружения планетных систем. Этот спектрограф фильтрует свет от звезды, создавая подсказки, которые позволили команде выделить крошечное скопление звезд с этими необычными, очень горячими планетами. При дальнейшем изучении их химический состав можно будет измерить, выявив тип породы на поверхности горячей планеты.

(прим. Группа предложила новый маркер наличия у звезды планет на тесных орбитах – очень низкий уровень эмиссии в хромосферных линиях ионизированного кальция. Они предположили, что на самом деле излучение в линиях Ca II излучается, но поглощается в слое околозвездного газа, испущенного испаряющейся планетой. Из 3 тыс. сравнительно близких и ярких звезд главной последовательности они отобрали 40, где уровень излучения в центрах линий Ca II был аномально низким, и стали прицельно искать там планеты методом лучевых скоростей с помощью HARPS. В результате они обнаружили три планетные системы, которые обозначили как DMPP-1, DMPP-2 и DMPP-3.)

Область выбора цели проекта Планета рассеянного вещества

Эти новые планеты, в частности , DMPP-1d, DMPP-1e и DMPP-3AB, могут содержать ключ к разгадке геологии каменистых планет за пределами Солнечной системы.

Профессор Кэрол Хэсвелл, глава астрономии в открытом университете, сказала: «Эти новые открытия очень перспективны для дальнейших исследований. Они должны позволить нам измерить отношения между массой, размером и составом планет вне нашей солнечной системы».

«Теперь мы можем видеть, как строятся планеты в целом, и является ли наша собственная планета типичной. Например, мы пока не знаем, является ли совпадением то, что в Солнечной системе Земля и Венера являются самыми большими каменистыми объектами и железо составляет наибольшую долю их массы".

Художественное изображение DMPP-1.

DMPP-1 имеет три горячие суперземельные планеты с массами, в 3-10 раз превышающими массы Земли, каждая из которых вращается вокруг звезды каждые несколько дней. У DMPP-1 также есть теплая планета с массой, как у Нептуна, которая совершает круг вокруг звезды каждые 20 дней.

Доктор Даниэль Стааб, бывший доктор философии студент открытого университета сказал: «DMPP-1 содержит действительно важную планетную систему с тремя экзопланетами малой массы, состав которых мы можем измерить».

(прим. Это 4- (а может, 5-)планетная компактная система из суперземель и нептунов. Чистых RV-сигналов 4, после учета активности звезды их получается 5. За 760 дней наблюдений получено 148 замеров лучевой скорости, но похоже, для такой системы этого мало и надо наблюдать еще.)

Художественное изображение DMPP-2.

DMPP-2b - гигантская планета, масса которой почти вдвое меньше массы Юпитера на пятидневной орбите. Это было упущено в предыдущих исследованиях, потому что звезда пульсирует, что затемняет сигнатуру гравитационного притяжения орбитальной планеты.

(прим. У DMPP-2 (HD 11231) нашли горячий юпитер с минимальной массой 0.46 ± 0.04 масс Юпитера и орбитальным периодом 5.207 суток. Родительская звезда – переменная типа гаммы Золотой Рыбы спектрального класса F5 V, пульсации которой доставили авторам некоторые затруднения.)

Художественное изображение DMPP-3.

Комментируя наиболее интересные из этих новых открытий, доктор Джон Барнс, научный сотрудник открытого университета, сказал: «DMPP-3 был огромным сюрпризом, мы искали крошечный сигнал, указывающий на вращающуюся планету малой массы, но первое, что мы обнаружили, был огромный сигнал из-за звезды-компаньона, на которую мы не ожидали наткнуться".

Сопутствующая звезда, DMPP-3B, является достаточно массивной, чтобы выдержать синтез водорода, и входит в число звезд с самой низкой массой, приводимых в действие тем же механизмом, что и Солнце. Эти крошечные звезды очень тусклые и их трудно найти. После учета этой тусклой звезды, доктор Барнс и команда нашли планету, DMPP-3Ab, в два или три раза массивнее Земли, вращающуюся вокруг более яркой звезды каждые семь дней. Доктор Барнс сказал: «Трудно понять, как планета попала туда».

(прим. Система оказалась двойной – оранжевый карлик и ультрахолодный красный карлик вращаются вокруг общего центра масс по эксцентричной орбите с большой полуосью 1.22 а.е. и эксцентриситетом 0.6, и делают один оборот за 507 дней. Вокруг компонента А (оранжевого карлика) вращается суперземля с минимальной массой ~2.6 масс Земли и периодом 6.673 суток. Периодограмма показывает еще несколько пиков (5.85, 10.40, 14.95 суток), но их природа пока под вопросом.
Масса компонента B - всего 80 масс Юпитера, объект находится на границе между звездами и коричневыми карликами, но все-таки чуть выше предела Кумара.)

Бустер электронов и позитронов коллайдера ВЭПП-2000. Автор фото М. Кузина.

При низких энергиях основным механизмом рождения адронов в процессе электрон-позитронной аннигиляции (взаимном исчезновении с последующим рождением новых частиц) является переход через один виртуальный фотон.

«Это доминирующий механизм образования адронов. Адроны рождаются в векторном состоянии с квантовыми числами фотона. Однако возможна реакция, когда переход к кваркам происходит не через один виртуальный фотон, а через два. В этом случае может рождаться частица с другими квантовыми числами, например, псевдовекторная или тензорная. Наблюдаемый нами процесс прямого рождения псевдовекторной частицы f1(1285), как раз этот случай, – рассказывает заведующий лабораторией ИЯФ СО РАН, доктор физико-математических наук Владимир Дружинин. – Но эти реакции подавлены в 10 тысяч раз и наблюдать их очень непросто. До сих пор на встречных электрон-позитронных пучках наблюдалось прямое рождение только векторных частиц. Благодаря высокой светимости коллайдера ВЭПП-2000 в эксперименте с детектором СНД мы смогли выйти на уровень чувствительности достаточный, чтобы увидеть процесс рождения резонанса f1(1285)».

В результате эксперимента специалисты ИЯФ СО РАН зарегистрировали два события процесса электрон-позитронной аннигиляции в частицу f1(1285) с ее последующим распадом на эта-мезон и два нейтральных пи-мезона и далее на шесть гамма-квантов. Сечение рождения f1(1285) пропорционально вероятности обратного процесса, распада f1(1285) → e+e-. Обнаруженные события соответствуют вероятности этого распада на уровне 5×10-9. Мезон f1(1285) – это возбужденное состояние «атома», состоящего из легких (u или d) кварка и антикварка. Его свойства неплохо исследованы экспериментально. Основываясь на экспериментальных данных теоретики ИЯФ построили модель взаимодействия f1(1285)-мезона с фотонами и предсказали вероятность его распада на пару электрон-позитрон. Предсказание и измерение, выполненные в ИЯФ СО РАН, находятся в хорошем согласии.

Одним из направлений поиска физики за рамками Стандартной модели (Новой физики) является измерение аномального магнитного момента мюона и его сравнение с теоретическими расчетами. Величина этого параметра складывается из суммы электромагнитных, слабых и сильных взаимодействий. Вклад первых двух с высокой точностью рассчитывается теоретически, а большую часть вклада сильных можно узнать из экспериментальных данных по электрон-позитронной аннигиляции в адроны. Измерение сечения этого процесса – одна из основных задач, которые решают физики ИЯФ на коллайдере ВЭПП-2000.

«Существует еще один небольшой адронный вклад в аномальный магнитный момент мюона, связанный с процессом рассеяния света на свете. Этот вклад рассчитывается с помощью феноменологических моделей и имеет большую погрешность, которая с увеличением точности экспериментов может стать доминирующей. Для уточнения и проверки теоретических моделей нужны данные по двухфотонным процессам, в частности, по прямому рождению f1(1285)», – добавляет Владимир Дружинин.

ИЯФ СО РАН, расположенный в Новосибирске, один из ведущих мировых центров по ряду областей физики высоких энергий и ускорителей, физики плазмы и управляемого термоядерного синтеза. В Институте проводятся крупномасштабные эксперименты по физике элементарных частиц на электрон-позитронных коллайдерах и уникальном комплексе открытых плазменных ловушек, разрабатываются современные ускорители, интенсивные источники синхротронного излучения и лазеры на свободных электронах.

4 января – Starlink v1.0 (x60) flight 2 – Falcon 9-079 – Канаверал SLC-40 – 06:24
5 января (ПО) – Xingyun-2 01, Xingyun-2 02 - KZ-1A (Y6) – Цзюцюань
6 января – отстыковка и отделение Dragon (SpX-19) от надирного узла модуля Harmony манипулятором SSRMS
6 января – приводнение Dragon (SpX-19)
13 января – отстыковка и отделение Cygnus (NG-12) от надирного узла модуля Unity манипулятором SSRMS
15 января – Jilin-1 Kuanfu-01, Sophie (ÑuSat-7), Marie (ÑuSat-8 ) – CZ-2D – Тайюань LC16 – 05:53
15 января – GISAT-1 – GSLV-MkII (F10) – Шрихарикота 2
15 января – выход в открытый космос из модуля "Пирс" по российской  программе (ВКД-47) для ремонта системы терморегулирования российского  модуля "Заря" (Скрипочка, Скворцов)
17 января – Eutelsat Konnect (Eutelsat BB4A, African Broadband Satellite), GSAT-30 – Ariane 5 ECA (VA251) – Куру ELA-3 – 00:05
середина января – Starlink v1.0 (x60) flight 3 – Falcon 9-080 – Канаверал SLC-40
не ранее середины января – выход в открытый космос из модуля Quest по американской программе (EVA) для замены аккумуляторов (Морган, Меир) – 14:50-21:20
не ранее середины января – выход в открытый космос из модуля Quest по американской программе (EVA) для замены аккумуляторов (Меир, Пармитано) – 14:50-21:20
конец января – Starlink v1.0 (x60) flight 4 – Falcon 9-081 – Канаверал SLC-40
не ранее конца января – выход в открытый космос из модуля Quest по американской программе (EVA) для ремонта системы охлаждения спектрометра AMS-02 (Морган, Пармитано) – 14:50-21:20
не ранее конца января – 14Ф112 Меридиан-М №19Л – Союз-2-1А/Фрегат – Плесецк
27 января – IGS Optical-7 – H-2A 202 (F41) – Танегасима – 04:00-06:00
январь – два военных микроспутника – SSLV-D1 (mini-PSLV) – Шрихарикота
январь – Yinhe-1 – KZ-1A (Y9) – Цзюцюань
не ранее января – тестовый запуск (балласт/ГВМ, кубсаты) – LauncherOne – взлётная полоса 12/30 аэрокосмический порт в Мохаве, Boeing 747 "Cosmic Girl"
не ранее января – Swarm (х12) – Electron/Curie – п-ов Махья (Новая Зеландия)
не ранее января – Faraday-1 – Electron/Curie – п-ов Махья (Новая Зеландия)
не ранее января – CE-SAT 1 Mk.2 – Electron/Curie – п-ов Махья (Новая Зеландия)

Все предстартовые операции и старт ракеты-носителя прошли в штатном режиме. Космическая головная часть ракеты «Рокот» в составе разгонного блока «Бриз-КМ» и космических аппаратов в установленное время отделилась от второй ступени ракеты-носителя. Космические аппараты выведены на расчетную орбиту и переданы на управление.

Жидкостная двухступенчатая ракета легкого класса «Рокот» спроектирована в ГКНПЦ имени Хруничева на базе межконтинентальной баллистической ракеты РС-18 и предназначена для выведения малых и средних космических аппаратов на солнечно-синхронные и околополярные орбиты.
Использование в составе РКН «Рокот» разгонного блока «Бриз-КМ» позволяет реализовывать различные схемы выведения полезной нагрузки, в том числе, групповое выведение космических аппаратов на одну или несколько орбит. За летную историю ракеты-носителя «Рокот», с 2000 года, был произведен 31 пуск в рамках федеральных и коммерческих программ.

В настоящее время в ГКНПЦ им. М.В. Хруничева (входит в Госкорпорацию «Роскосмос») разрабатывается техническая документация на модернизированную версию ракеты-носителя «Рокот» с заменой импортной элементной базы на российскую.

Новая станция с вдвое увеличенным сроком функционирования впервые оснащалась модернизированной системой жизнеобеспечения замкнутого цикла и более эффективными средствами энергоснабжения с тремя панелями солнечных батарей, способных к автономной ориентации на Солнце. Научная программа «Салют-4» включала астрофизические исследования с помощью комплекса рентгеновских и инфракрасных телескопов-спектрометров, фотометрический мониторинг атмосферы и поверхности Земли, а также серию медико-биологических и технологических экспериментов.

Благодаря уникальным на то время возможностям ДОС «Салют-4» за время своего существования приняла две пилотируемые экспедиции. Экипаж корабля «Союз-17» в составе Алексея Губарева и Георгия Гречко трудился на борту станции зимой 1974 года, а в мае 1975 года на ДОС прибыл «Союз-18» с Петром Климуком и Виталием Севастьяновым с двухмесячной миссией по изучению долгосрочного пребывания человека в условиях невесомости.

Передовые технические решения, впервые использованные на «Салют-4», открыли дорогу в космос следующим поколениям орбитальных станций и до сих пор находят применение в Российском сегменте Международной космической станции.

Радиоизображение Юпитера, захваченное ALMA.
Кредит: ALMA (ESO / NAOJ/NRAO), I. de Pater et al.; NRAO/AUI NSF, S. Dagnello

В то время как другие планеты нашей Солнечной системы излучают радиоволны, Юпитер, безусловно, является наиболее радиоярким. Когда заряженные частицы в космосе взаимодействуют с магнитным полем Юпитера, они испускают радиоволны через процесс, известный как синхротронное излучение. Первое радиовидение Юпитера было сделано Бернардом Берком и Кеннетом Франклином в 1955 году. Они не ожидали такого сигнала, поэтому сначала подумали, что это радиошум рабочего с фермы, возвращающегося домой. Но последующие наблюдения показали, что сигнал был юпитерианского происхождения.

Антенная решетка Берка и Франклина.
Фото: Вашингтонский институт Карнеги

Помимо синхротронных излучений, Юпитер также излучает в радиодиапазоне из-за тепловых излучений. Эти более слабые выбросы были впервые нанесены на карту Very Large Array (VLA). Антенны VLA могут работать совместно в широкой конфигурации для захвата слабых и высокоразрешающих радиоизображений.

Радиоизображение (вверху), полученное VLA Большого красного пятна Юпитера, сравнивается с изображением видимого света (внизу) с космического телескопа Хаббла.
Фото: de Pater, et al., NRAO/AUI/NSF; NASA

Когда VLA была модернизирована в 2011 году, она значительно увеличила свою чувствительность и возможности визуализации. В 2013 году вла собрала первые радиоизображения атмосферы Юпитера. Это позволило нам заглянуть в плотную атмосферу Юпитера. Наблюдения в видимом свете ограничены облачным слоем Юпитера. Но радиоволны проникают в эти облачные слои гораздо легче. VLA может видеть в 100 километрах ниже видимого облака. Он запечатлел детали большого красного пятна и то, как аммиак в облачном слое Юпитера поднимается и падает.

Изображение Юпитера 2003 года. Лепестки на каждой стороне планеты вызваны сильной магнитосферой Юпитера.
Фото: NRAO/AUI/NSF

Недавно большой миллиметровый/субмиллиметровый массив Atacama (ALMA) также захватил изображения тепловых излучений Юпитера с еще более высоким разрешением. ALMA работает на более коротких длинах волн, чем VLA. Поскольку более короткие длины волн легче поглощаются атмосферой Юпитера, наблюдения ALMA проникают только примерно на 50 километров ниже облачного слоя Юпитера. Но высокое разрешение ALMA позволило астрономам создать трехмерную карту аммиачного газа в атмосфере. Это помогает нам понять механизмы, которые управляют штормами на Юпитере.

Плоская карта Юпитера в радиоволнах с Альмой (вверху) и видимым светом с космическим телескопом Хаббла (внизу). Извержение вулкана в Южном экваториальном поясе видно на обоих снимках.
Фото: ALMA (ESO / NAOJ/NRAO), I. de Pater et al.; NRAO/AUI NSF, S. Dagnello; NASA/Hubble

По мере развития радиотехники радиоастрономия Юпитера стала гораздо более доступной. Имея лишь скромное радиооборудование, вы можете сами наблюдать радиосигнал Юпитера. Такие проекты, как Радио JOVE НАСА, поощряют студентов и ученых-любителей наблюдать радиоизлучение с Юпитера и других ярких источников радиоизлучения. Проект обучает студентов радиоастрономии и участвует в исследовательских проектах гражданской науки.

Юпитер уже давно вдохновляет человечество смотреть на звезды. От первого взгляда Галилея через его телескоп до радиопередатчиков VLA и ALMA, свет Юпитера на всех длинах волн может многое предложить.

Эта анимация иллюстрирует предварительную модель системы Thuban, которая теперь известна как двукратная система затмения благодаря данным  спутника наблюдения транзитных экзопланет НАСА (TESS). Звезды обращаются каждые 51,4 дня на среднем расстоянии, немного большем, чем расстояние Меркурия от Солнца. Мы видим систему примерно на три градуса выше орбитальной плоскости звезд, поэтому они подвергаются взаимным затмениям, но ни одна из них никогда полностью не закрывается своим партнером. Первичная звезда в 4,3 раза больше Солнца и имеет температуру поверхности около 17 500 градусов по Фаренгейту (9700 ° C), что делает ее на 70% горячее нашего Солнца. Его спутник, который в пять раз слабее, скорее всего, вдвое меньше первичного и на 40% горячее Солнца. Тубан, также называемый альфа Драконис, находится примерно в 270 световых годах от нас в северном созвездии Дракона.
Видео: Центр космических полетов имени Годдарда НАСА / Крис Смит (USRA)

«Первый вопрос, который приходит на ум - как мы пропустили это?», говорит Анджела Кочоска, которая представила результаты на 235-м заседании Американского астрономического общества в Гонолулу 6 января. «Затмения короткие, длятся всего 6 часов, поэтому наземные наблюдения могли легко их пропустить. А поскольку звезда очень яркая, она быстро насыщает детекторы обсерватории Кеплер, что также маскирует затмения».

Система входит в число наиболее ярких затменно-двойных, где две звезды широко разделены или отделены и взаимодействуют только гравитационно. Такие системы важны, потому что астрономы могут измерять массы и размеры обеих звезд с большой точностью.

Альфа Дракона, также известная как Тубан, находится на расстоянии около 270 световых лет в северном созвездии Дракона. Несмотря на обозначение «альфа», она сияет как четвертая по яркости звезда Дракона. Слава Тубана проистекает из его исторической роли, которую он сыграл около 4700 лет назад, когда в Египте строились самые ранние пирамиды.

В то время она выглядела как Полярная звезда, ближайшая к северному полюсу оси вращения Земли, точка, вокруг которой вращаются все другие звезды. Сегодня эту роль играет Полярная, более яркая звезда в созвездии Малой Медведицы. Изменение произошло из-за того, что ось вращения Земли совершает циклическое колебание в 26000 лет, называемое прецессией, которое медленно изменяет положение неба на полюсе вращения.

TESS контролирует большие секторы неба в течение 27 дней. Этот длительный взгляд позволяет спутнику отслеживать изменения яркости звезд. Пока новейший охотник за планетами НАСА в основном ищет затмения, вызванные пересечением планет и их звезд, данные TESS используются для изучения многих других явлений.

В отчете за 2004 год указывалось, что Тубан демонстрировал небольшие изменения яркости, которые циклически повторялись в течение часа, что предполагает возможность пульсации самой яркой звезды системы.

Чтобы проверить это, Тимоти Беддинг, Дэниел Хей и Саймон Мерфи из Университета Сиднея, Австралия, и Орхусского университета, Дания, обратились к измерениям TESS. В октябре они опубликовали статью, в которой описывалось обнаружение затмений обеими звездами и исключалось существование пульсаций в течение периодов менее 8 часов.

«Я сотрудничала с Дэниелом, чтобы смоделировать затмения и понять, как собрать больше данных, чтобы лучше ограничить нашу модель», объяснила Кочоска. «Мы оба использовали разные подходы к моделированию системы, и надеемся, что наши усилия приведут к ее полной характеристике».

Как известно из более ранних исследований, звезды вращаются каждые 51,4 дня на среднем расстоянии около 38 миллионов миль (61 миллион километров), что немного больше расстояния Меркурия от Солнца. Текущая предварительная модель показывает, что мы видим систему примерно на три градуса выше орбитальной плоскости звезд, то есть ни одна звезда не полностью покрывает другую во время затмений. Первичная звезда в 4,3 раза больше Солнца и имеет температуру поверхности около 17 500 градусов по Фаренгейту (9700 С), что делает ее на 70 процентов более горячей, чем Солнце. Её спутник, который в 5 раз слабее, в 2 раза меньше первичного и на 40 % горячее Солнца.

Кочоска планирует последующие наземные наблюдения и предвидит дополнительные затмения в будущих секторах TESS.

«Обнаружение затмений в известной, яркой, исторически важной звезде показывает, как TESS влияет на астрономическое сообщество», - сказал Пади Бойд, ученый проекта TESS в Центре космических полетов имени Годдарда. «В этом случае высокоточные непрерывные данные TESS могут использоваться, чтобы помочь ограничить фундаментальные звездные параметры на уровне, которого мы никогда прежде не достигали».

Вода на современном Марсе сосредоточена, в основном, в его полярных шапках. Если распределить её по всей поверхности планеты, то глубина водного слоя составит не более 30 м, и это менее 10 процентов того количества воды, которое, как считается, было раньше, во времена «теплого и влажного» раннего Марса.

Воды в атмосфере планеты ещё меньше: если осадить её, то толщина слоя составит всего 10 микрон (один микрон — миллионная доля метра, 10-6 м). Но именно через атмосферу Марс постоянно «теряет» воду: молекулы воды распадаются на атомарные кислород и водород, которые поднимаются до достаточно больших высот и уже оттуда улетают в межпланетное пространство.

Схематичное представление «убегания» воды из атмосферы Марса. Солнечные лучи нагревают полярные шапки, молекулы воды испаряются в атмосферу. Ветер переносит их в более высокие и холодные слои атмосферы. Здесь они могут конденсироваться в облака («холодные ловушки») и остаться в атмосфере планеты. Но образование облаков на Марсе часто подавлено, так что атмосфера оказывается перенасыщена водяным паром, который может подниматься ещё выше и распадаться на атомы водорода и кислорода под действием солнечного ультрафиолета. Изображение ESA

Эта общая картина, однако, до сих пор не разработана в деталях. Один из нерешённых вопросов состоит в том, насколько быстро молекула воды может пройти весь путь: от попадания в атмосферу до превращения в водород и ухода из атмосферы. Это во многом зависит от того, как высоко могут подниматься молекулы воды. Соответственно, исключительно важными становятся наблюдения за водяным паром, его концентрацией и распределением по высоте.

Анна Фёдорова, заведующая лабораторией отдела физики планет ИКИ РАН и первый автор статьи, опубликованной в Science 9 января 2020 г., и её коллеги из ИКИ и научных организаций Европы и Австралии исследовали этот вопрос с помощью данных спектрометрического комплекса АЦС на марсианском аппарате Trace Gas Orbiter (TGO) проекта «ЭкзоМарс».

АЦС успешно работает на орбите у Марса с весны 2018 года. В его состав входят три инфракрасных спектрометра, чувствительных к малым составляющим марсианской атмосферы. С апреля 2018 по март 2019 (это примерно половина марсианского года) АЦС провёл порядка 1700 тысяч наблюдений в так называемом «режиме солнечных затмений». В этом режиме спектрометры комплекса АЦС смотрят на Солнце через атмосферу Марса, и регистрируют не просто наличие тех или иных химических соединений, но ещё и их концентрацию в зависимости от высоты. Таким образом были получены данные о концентрации молекул воды, а также о температуре и давлении атмосферы и количестве пыли в ней.

«Необходимо понять, каким образом воды может попадать в верхние слои атмосферы, — говорит Анна Фёдорова. — Один из важных механизмов, блокирующий воду в нижней атмосфере, как и на Земле, — облака. Они появляются, когда парциальное давление водяного пара (это давление, которое имел бы пар, если бы заполнял весь объём, занятый смесью газов) превышает некоторое пороговое значение. Этот порог насыщения зависит от температуры. Облака, по идее, играют роль «холодной ловушки» для молекул воды, так как не дают им подниматься выше. Но если комбинация температуры и давления таковы, что порог насыщения повышается, то часть водяных молекул может избежать этой «ловушки». При этом очень важно, насколько много пыли в атмосфере, так как её частицы служат ядрами конденсации при формировании облаков».

За время наблюдений Марс проходил перигелий орбиты, то есть находился около её ближайшей к Солнцу точки. В это время в его южном полушарии лето сменило весну и произошли две пылевые бури, в том числе одна глобальная, накрывшая всю планету.

По данным АЦС, в это время в обоих полушариях коэффициент перемешивания водяного пара (water vapor mixing ratio или VMR), который измеряется в количестве частиц на миллион, оказался достаточно высоким. Более влажным всё-таки оказалось южное полушарие: показатель VMR превысил 50 частиц на миллион на высотах от 50 до 100 км, тогда как в северном полушарии он, скорее, уменьшался со временем.

Кроме этого, в южном полушарии наблюдались периодические повышения концентрации водяного пара до высоты 100 км, а в северном полушарии это произошло только во время глобальной пылевой бури. Не обнаружилось и корреляции с локальным повышением температуры. Таким образом, транспорт водяного пара, видимо, связан с более крупномасштабным механизмом атмосферной циркуляции, который затрагивает сразу все полушарие.

Но важнейшим результатом работы стали наблюдения за водяным паром в состоянии перенасыщения.

Термин «перенасыщенное состояние» означает, что количество водяного пара, которое находится в определенном объеме атмосферных газов, больше значения, максимального для данной температуры. Ранее предполагалось, что в атмосфере Марса в случае перенасыщения «лишняя» вода мгновенно кристаллизуется. Как следствие, выше некоторой высоты должно происходить резкое падение парциального давления водяного пара в марсианской атмосферы (или, проще, содержание водяного пара должно резко падать).

В 2011 г. исследователи из лаборатории LATMOS (Франция) и ИКИ РАН, в число которых входила Анна Фёдорова и ее соавторы, используя данные аппарата «Марс-Экспресс», показали, что водяной пар может существовать в состоянии перенасыщения на высотах около 30 км летом в северном полушарии (период прохождения Марсом афелия) в узком диапазоне широт. Теперь АЦС обнаружил значительные области перенасыщения летом в южном полушарии.

По новым данным, водяной пар в перенасыщенном состоянии существует в обоих полушариях на высотах от 5 до 30 км, при этом корреляции с наличием или отсутствием облаков не наблюдалось.

В южном полушарии, в частности, наблюдался некоторый «слой», содержащий водяной пар в перенасыщенном состоянии, на высотах от 15 до 40 км. Во время региональной пылевой бури эта особенность исчезла, но после неё восстановилась и снова постепенно исчезла ко времени весеннего равноденствия.

Ещё выше, от 70 до 80 км, «перенасыщенный» водяным паром слой атмосферы существовал, по-видимому, все время, в том числе при наличии облаков. Это обстоятельство косвенно подтверждает наличие некоторого эффективного механизма, который переносит воду в верхние слои атмосферы. На высоте 50–60 км также время от времени наблюдались перенасыщенные водяным паром «участки» атмосферы и, как и на более низких высотах, одновременно с облаками.

Результаты исследования содержания водяного пара в атмосфере Марса с помощью спектрометрического комплекса АЦС. Слева: северное полушарие, справа: южное полушарие. Цветом показаны значения различных параметров в зависимости от высоты (по вертикали) и меридиана (по горизонтали). А: карта наблюдений в режиме солнечных затмений, красным показаны наблюдения во время восхода Солнца(утра), синим — захода Солнца (вечера). B: температура атмосферы. C: коэффициент перемешивания водяного пара. D: насыщение водяного пара (синим цвет соответствует областям, где водяной пар находится в ненасыщенном состоянии). E: водяной пар (синий цвет) и пыль (коричневый цвет) в атмосфере Марса (коэффициенты экстинкции). Изображение из статьи Anna A. Fedorova et al. DOI: 10.1126/science.aay9522

О чём говорят эти результаты?

Видимо, на перенос водяного пара в атмосфере, кроме наличия или отсутствия пыли, которая способствует конденсации облаков, а также нагревает атмосферу, влияют и другие обстоятельства. Во время прохождения Марсом перигелия в южном полушарии планеты водяной пар постоянно наблюдался на достаточно больших высотах.

Кроме этого, водяной пар находится в состоянии перенасыщения в довольно больших объёмах марсианской атмосферы и достаточно спокойно «проходит» через облачный слой, а значит, достигает тех высот, откуда ему проще уйти из атмосферы в межпланетное пространство.

«Мы наблюдаем водяной пар в состоянии перенасыщения вместе с наличием частиц льда в атмосфере, и значит, процесс конденсации не «собирает» весь лишний водяной пар в облака — говорит Анна Фёдорова. — Возможно, здесь играют роль резкое уменьшение температуры и/или высокая скорость переноса воды в атмосфере, так что облака просто не успевают сконденсироваться».

Ещё один вывод статьи заключается в том, что сезонные изменения во время прохождения перигелия могут иметь большее значение, чем предполагалось ранее. В это время именно в южном полушарии начинается более интенсивный подъём воздушных масс, а вместе с ними и водяного пара. Возможно, на геологических масштабах времени именно этот механизм определяет темпы, которыми Марс теряет воду.

***

Проект «ЭкзоМарс» — совместный проект Роскосмоса и Европейского космического агентства.

Проект реализуется в два этапа. Первая миссия с запуском в 2016 году включает два космических аппарата: орбитальный Trace Gas Orbiter (TGO) для наблюдений атмосферы и поверхности планеты и посадочный модуль «Скиапарелли» (Schiaparelli) для отработки технологий посадки.

Научные задачи аппарата TGO — регистрация малых составляющих марсианской атмосферы, в том числе метана, картирование распространенности воды в верхнем слое грунты с высоким пространственным разрешением порядка десятков км, стереосъёмка поверхности. На аппарате установлены два прибора, созданные в России: спектрометрический комплекс АЦС (ACS — Atmospheric Chemistry Suit, Комплекс для изучения химии атмосферы) и нейтронный телескоп высокого разрешения ФРЕНД (FREND, Fine-Resolution Epithermal Neutron Detector). Также Россия предоставляет для запуска ракету-носитель «Протон» с разгонным блоком «Бриз-М».

Второй этап проекта (запуск 2020 г.) предусматривает доставку на поверхность Марса российской посадочной платформы с европейским автоматическим марсоходом на борту. Россия также предоставляет для запуска ракету-носитель «Протон-М» с разгонным блоком «Бриз-М».

В рамках обоих этапов в России создаётся объединенный с ЕКА наземный научный комплекс проекта «ЭкзоМарс» для приёма, архивирования и обработки научной информации.

«Все привыкли, что современные девайсы работают на электронах, но последнее достижение наноэлектроники — манипулирование на уровне фотонов и экситонов, то есть электронов, связанных с дыркой. На их основе можно делать наноразмерные оптоэлектронные приборы, датчики, компьютеры. Эти структуры способны переносить фотоны, а с их помощью — информацию. В отличие от электронов, фотоны не выделяют тепло, а значит, мы сможем уменьшать размеры устройств без риска их перегрева», — рассказывает соавтор работы, главный научный сотрудник Института вычислительной математики и математической геофизики СО РАН доктор физико-математических наук Карл Карлович Сабельфельд.

Математики в сотрудничестве с физиками исследовали поведение экситонов в современном полупроводниковом материале — нитриде галлия. Ученых интересовало взаимодействие электронов с таким дефектом в нанокристаллической решетке, как дислокация.

«Десятилетиями существовало представление, что дислокация словно съедает экситоны, когда они подходят к ней. Но в экспериментах было много противоречий. Мы обнаружили, что в наноразмерном полупроводнике вокруг дислокации создаются электрические поля, достаточные для того, чтобы взаимодействовать с экситонами, и построили модель для описания этих взаимодействий», — говорит Карл Сабельфельд.

Ученым удалось описать взаимодействие экситонов с дислокацией в электрическом поле, вычислить их подвижность, время их жизни, а также подтвердить полученные данные в эксперименте. Оказалось, что общепринятый ранее метод исследования был основан на неверном физическом представлении.

Технологии с использованием свойств экситонов применяют, в частности, для разработки нового поколения мобильной связи 5G. По словам Карла Сабельфельда, ИВМиМГ СО РАН сотрудничает в этом направлении с Институтом физики полупроводников им. А. В. Ржанова СО РАН.

Работа проводилась в сотрудничестве с учеными из Института твердотельной электроники им. П. Друде в Берлине. Исследование поддержано грантом РНФ 19-11-00019.