Китайский астрофизик открыл самую быстровращающуюся звезду Млечного Пути
Звезда LAMOST J040643.69+542347.8 находится во внешнем рукаве Млечного Пути на расстоянии около 30 тысяч световых лет от Солнца, причем ее верхние слои вращаются с рекордно большой скоростью — около 540 километров в секунду, что на 100 километров в секунду быстрее, чем у предыдущего рекордсмена HD 191423. О результатах спектроскопических наблюдений, которые позволили сделать это заключение, пишет астрофизик Гуан-Вей Ли (Guang-Wei Li) в препринте на arXiv.org.
Звезды вращаются вокруг своей оси с момента рождения — по мере коллапса облака газа в протозвезду момент импульса сохраняется, что приводит к быстрому вращению. Постепенно это вращение замедляется в результате взаимодействия магнитного поля звезды со звездным ветром, уносящим прочь массу. Например, точка на экваторе Солнца движется со скоростью чуть больше двух километров в секунду. Однако есть и звезды, которые вращаются экстремально быстро — самые быстрые известные к настоящему времени VFTS 285 и VFTS 102 в Большом Магеллановом облаке вращаются со скоростью около 610 километров в секунду. В нашей Галактике до последнего времени рекорд скорости вращения принадлежал HD 191423 — 435 километров в секунду. Реальная скорость вращения этих звезд может быть еще больше — ведь мы можем измерить только скорость в проекции на луч зрения.
Одиночную звезду заставить быстро вращаться непросто — обычно быстровращающиеся звезды находятся в двойных системах и обязаны высокой скоростью своим компаньонам, с которыми активно обмениваются веществом. Они могут быть источником такого интересного явления, как длинные гамма-всплески. Кроме того, быстрое вращение кардинально влияет на циркуляцию вещества внутри звезды. Оно перемешивается — водород переносится в ядро, а продукты углерод-азот-кислородного цикла — на поверхность, что увеличивает продолжительность жизни звезды и ее светимость.
Гуан-Вей Ли (Guang-Wei Li) называет открытие самой быстровращающейся звезды в Галактике счастливой случайностью — оно было сделано в процессе поиска при помощи спектроскопического телескопа LAMOST звезд класса О — это горячие голубые звезды — с эмиссионными линиями водорода. Спектральный класс LAMOST J040643.69+542347.8 был определен как О6.5. Необычно широкие линии в спектре указали на быстрое вращение звезды: дело в том, что от приближающегося к нам края звезды все линии спектра смещаются в голубую часть спектра, от удаляющегося — в красную, и в результате сложения спектральные линии становятся тем шире, чем быстрее вращается звезда. Для надежного измерения скорости вращения автор использовал линию поглощения ионизированного гелия He II λ4542 — она формируется глубоко внутри фотосферы и звездный ветер на нее уже не влияет. Оказалось, что скорость вращения верхних слоев звезды в проекции на луч зрения примерно равна 540 километрам в секунду, что на 100 километров в секунду быстрее, чем у обнаруженной в 2001 году HD 191423.
Некоторые спектральные линии одновременно демонстрировали излучение и поглощение: на фоне широкой эмиссионной линии наблюдался узкий провал поглощения. Это объясняется тем, что излучение и поглощение квантов света в окрестностях одной и той же линии относятся к разным частям звезды. Широкая линия излучения идет от экваториальной области с быстрым вращением, а узкая линия поглощения — от полярных областей, где гравитация из-за близости к центру сильнее, плотность выше, а вращение медленнее, чем на экваторе.
Также оказалось, что LAMOST J040643.69+542347.8 еще и аномально быстро движется относительно межзвездной среды. Такие звезды называют убегающими — и, кстати, предыдущий рекордсмен по скорости вращения HD 191423 тоже относится к этому типу. Более того, самые быстровращающиеся звезды, известные на сегодня — VFTS 285 и VFTS 102 в Большом Магеллановом облаке — также убегающие.
Звездная величина LAMOST J040643.69+542347.8 составляет 13,9. Это позволяет провести ее дальнейшие спектроскопические наблюдения в высоком разрешении — LAMOST, при всей его огромной фокальной плоскости, обладает низким спектральным разрешением. Особенно интересно, по мнению автора, было бы узнать состав поверхности звезды и сравнить его с HD 191423, где были зафиксированы перенасыщенность азотом и гелием и недостаток углерода и кислорода.
При помощи телескопа LAMOST уже была обнаружена гиперскоростная звезда. Кроме того, китайские ученые заявляли об открытии рекордно крупной черный дыры звездных масс, которое впоследствии было признано ошибочным.
Евгения Скареднева
Это заметил телескоп VLT
Астрономы при помощи телескопа VLT определили, что за отражательные свойства наблюдавшегося в 2018 году на Нептуне нового темного вихря и сопутствовавшего ему яркого пятна отвечали частицы дымки из одного и того же слоя аэрозолей. Это означает, что свойства антициклонов на планетах-гигантах сильно зависят от положения средней плоскости вихря в атмосфере планеты. Статья опубликована в журнале Nature Astronomy. Вихри планетарного масштаба представляют собой обычное явление в атмосферах планет-гигантов Солнечной системы. Самый известный пример — гигантский антициклон Большое Красное Пятно на Юпитере, которое наблюдается более трехсот лет. В 1989 году зонд «Вояджер-2» обнаружил на Нептуне еще один крупный ураган, которым стал антициклон Большое Темное Пятно, его размер около десяти тысяч километров. Однако этот вихрь наблюдался всего лишь около семи месяцев, в дальнейшем в атмосфере ледяного гиганта обнаруживались и другие недолговечные темные вихри, как в его северном, так и в южном полушарии. Группа астрономов во главе с Патриком Ирвином (Patrick Irwin) из Оксфордского университета опубликовала результаты анализа данных наблюдений в октябре-ноябре 2019 года, проведенных при помощи спектрографа MUSE, установленного на наземном комплексе телескопов VLT. Наблюдения за атмосферой Нептуна велись в оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне. Их целью был обнаруженный в 2018 году темный вихрь NDS-2018 в северном полушарии планеты. Пятно имело такой же размер, как и Большое Темное Пятно, и постепенно сместилось к экватору Нептуна, прежде чем, по-видимому, исчезло в конце 2022 года. Ученые определили, что темная окраска вихря вызвана хромофором, находящимся в слое аэрозолей при давлении более 5–7 бар, содержащим сероводород (H2S). Он, в свою очередь, может подвергаться фотолизу ультрафиолетовым излучением Солнца, поднимаясь, или же фотолиз сероводорода идет в ледяных оболочках частиц дымки, переносимых вниз из стратосферы. В результате частицы в слое становятся менее отражающими излучение с длинами волн короче 700 нанометров. Кроме того, исследователи обнаружили, недолговечное яркое пятно DBS-2019, располагавшееся на юго-западном краю вихря NDS-2018, которое связывается с тем же слоем аэрозолей при давлении в 5 бар. По мнению ученых, эта структура принципиально отличается от ранее наблюдавшихся ярких метановых облаков-спутников Большого Темного Пятна, которые располагались значительно выше в атмосфере Нептуна, при давлении 0,6–0,2 бар. Ранее мы рассказывали о том, как трехслойная модель дымки объяснила разницу в цвете Урана и Нептуна.
