Перед вами планетарная туманность NGC 2440, находящаяся в созвездии Корма на расстоянии около 4 000 световых лет от Земли.

Это не просто газопылевое облако в космосе, а то, что осталось от звезды, которая когда-то была похожа на Солнце: на исходе жизни она сбросила внешние слои, обнажив свое раскаленное ядро, которое начало "дожигать" окружающий материал своим мощным излучением.

Обнаженное ядро, расположенное в центре туманности, представляет собой белый карлик — самый горячий из известных с температурой поверхности около 200 000 градусов Цельсия. Для сравнения: температура поверхности Солнца около 5 500 градусов.

Этот раскаленный остаток, чья светимость в 1 100 раз превосходит солнечную, и делает туманность видимой: ультрафиолетовое излучение ионизирует выброшенный газ, из-за чего он начинает светиться.

Форма NGC 2440 не похожа на аккуратный "пузырь". Туманность сложная, асимметричная, местами словно "рваная", встречаются узлы и неравномерные струи. Связано это с тем, что звезда сбросила свои оболочки не за один заход: выбросы происходили импульсами и каждый раз в разных направлениях — поэтому туманность выглядит хаотично.

Исследование таких объектов имеет огромную ценность для прогнозирования будущего Солнечной системы. Дело в том, что мы не можем проследить эволюцию одной и той же звезды от ее рождения до гибели — жизненный цикл занимает миллиарды лет. Но солнцеподобные звезды во Вселенной представлены на разных этапах жизни: где-то они только начали "разгораться", где-то пребывают в стабильном состоянии, где-то уже раздуваются в красные гиганты, а где-то, как здесь, завершили свой эволюционный путь и оставили после себя планетарную туманность с белым карликом.

И вот, объединяя такие "кадры", полученные из разных уголков Млечного Пути, мы фактически воссоздаем хронологию событий и понимаем, какое будущее ждет наше Солнце. Пока оно находится на главной последовательности, каждый миллиард лет его светимость будет увеличиваться примерно на 10%. Уже при таком росте Земля со временем станет непригодной для жизни*, хотя простейшие организмы, скрывающиеся глубоко под поверхностью, будут продолжать существовать еще несколько миллиардов лет.

*Эволюция Солнца приведет к сильному повышению температуры на Земле, испарению всех водоемов, включая Мировой океан, и последующему росту температуры из-за усиления парникового эффекта. Земля станет подобием Венеры.

Затем, когда запасы водорода в светиле начнут заканчиваться, ядро сожмется и разогреется еще сильнее, а внешние слои звезды начнут раздуваться — Солнце перейдет в фазу красного гиганта примерно через 5–6 миллиардов лет. Это приведет к поглощению Меркурия и Венеры, хотя Земля в физическом плане может уцелеть. Затем Солнце сбросит оставшиеся оболочки, а излучение со стороны ядра ионизирует выброшенный газ, заставив его ярко светиться. Примерно через 10–50 тысяч лет окружающее облако газа станет слишком разреженным и перестанет быть видимым. И тогда на месте Солнца останется лишь медленно остывающий белый карлик.

Хотите больше науки в вашей жизни? Тогда приглашаю вас в мой Telegram-канал — здесь каждые четыре часа выходит новый материал: https://t.me/thespaceway

Международная команда под руководством Института космических наук Университета Барселоны (ICCUB) и Института космических исследований Каталонии (IEEC) представила REGALADE — первый всенебесный каталог, объединяющий почти 80 миллионов галактик с беспрецедентной точностью. Результат опубликован в Astronomy & Astrophysics и открывает новую эру в изучении космических событий.

Ведущий автор — Хьюго Транин — и его коллеги Надежда Благороднова, Марко Антонио Гомес Муньос и Максим Вавассер объединили данные из 14 крупнейших астрономических обзоров, включая наблюдения миссии Gaia, чтобы очистить каталог от звёзд, ошибочно принятых за галактики. В результате — чистый, целостный и точный ресурс с измерениями расстояний, размеров и звёздных масс для подавляющего большинства объектов.

До REGALADE астрономы сталкивались с фрагментированными каталогами: каждый покрывал лишь часть неба или отсутствовал ключевыми параметрами. Теперь — единая платформа, охватывающая всё небо на расстояние до 6 млрд световых лет (почти 10% наблюдаемой Вселенной). Это позволяет идентифицировать галактики-хозяева для более 75% космических событий — от вспышек сверхновых до слияний чёрных дыр и нейтронных звёзд.

«Мы больше не ищем иголку в стоге сена — у нас есть полная карта стога», — говорит Транин.

Команда также запустила интерактивный sky viewer — инструмент, позволяющий любому пользователю исследовать миллионы галактик в реальном времени.

Особенно важен REGALADE для будущих обсерваторий, таких как Vera C. Rubin Observatory, которая будет регистрировать миллионы событий в ночь. «Без REGALADE мы не смогли бы быстро определить, где произошло событие», — подчёркивает соавтор Надежда Благороднова. «Это ключ к открытию новых типов транзиентов — например, красных новых звёзд, возникающих при слиянии звёзд».

REGALADE — не просто каталог. Это фундамент для новой астрономии, где время, точность и масштаб становятся единым инструментом открытия.

Международная группа астрономов под руководством Сяохана Чена из Китайской академии наук представила результаты наблюдений за сверхновой SN 2024abfl. Исследование, опубликованное 4 февраля на сервере препринтов arXiv, проливает свет на природу этого взрыва и характеристики звезды, которая его породила.

Сверхновая SN 2024abfl была обнаружена 15 ноября 2024 года в галактике NGC 2146. Она была классифицирована как сверхновая типа IIP с низкой светимостью. Этот подтип характеризуется длительным периодом ("плато"), в течение которого яркость почти не меняется после достижения максимума.

Ключевые выводы исследования:

• Продолжительное плато: Фаза плато длилась около 126,5 дней, что указывает на наличие у звезды-прародителя толстой водородной оболочки.

• Низкая светимость: Абсолютная звездная величина во время плато составила примерно -15, что значительно тусклее, чем у типичных сверхновых IIP.

• Характеристики прародителя: Анализ данных телескопа "Хаббл" и моделей показал, что взрыв произошел от красного сверхгиганта с начальной массой от 9 до 12 масс Солнца и огромным радиусом — около 1000 радиусов Солнца.

• Параметры взрыва: Расчеты определили массу выброшенного вещества в 8,3 солнечных масс, очень низкую массу радиоактивного никеля-56 (0,009 солнечных масс) и начальную кинетическую энергию взрыва.

Спектральная эволюция SN 2024abfl в целом похожа на другие сверхновые IIP, но с более низкими скоростями расширения выбросов. На поздних стадиях наблюдения также выявили признаки взаимодействия выбросов с окружающей звездной средой.

Исследование подтверждает, что SN 2024abfl является примером сверхновой IIP с низкой светимостью, возникшей от маломассивного красного сверхгиганта с массой менее 15 масс Солнца.

Представьте галактику, чей свет искривлён невидимым скоплением массой с карликовую галактику — внутри ни одной звезды, только тёмная материя. Такие искажения, называемые гравитационными линзами, станут ключевым инструментом космического телескопа Нэнси Грейс Роман, запуск которого запланирован на октябрь 2026 года. Телескоп позволит решить сразу две задачи: через изгибы линз он расшифрует распределение тёмной материи на субгалактических масштабах и одновременно измерит историю расширения Вселенной с точностью, которая либо подтвердит стандартную космологию, либо потребует её пересмотра.

Как гравитация становится линзой

Гравитационное линзирование возникает, когда массивный объект, будь то галактика или скопление, искривляет пространство-время на пути света от более далёкого источника. В отличие от оптической линзы, гравитационная не имеет фокуса: она создаёт множественные изображения, дуги или даже кольца Эйнштейна.

Ключевое преимущество этого явления для космологии — чувствительность к любой массе, включая тёмную. Если обычная материя светится, тёмная проявляет себя исключительно через гравитацию. Именно в мельчайших искажениях линзированных изображений скрываются следы субгалактических структур тёмной материи — так называемых субгало. Их массы простираются от 10⁶ до 10¹⁰ солнечных масс. Искать субгало по искажениям света — всё равно что обнаруживать подводные рифы по рисунку волн на поверхности океана.

Здесь возникает дилемма. Согласно модели ΛCDM, Вселенная должна быть усеяна такими субгало. Но альтернативные теории, такие как тёплая или самодействующая тёмная материя (SIDM), предсказывают их дефицит на малых масштабах. Чтобы различить эти сценарии, нужны изображения линз с угловым разрешением в десятки миллисекунд дуги и высоким отношением сигнал/шум. До сих пор таких данных практически не существовало.

Ограничения эпохи Хаббла

За три десятилетия Хаббл собрал несколько сотен качественных изображений сильных линз, но его инфракрасное поле зрения слишком узко для статистически значимой выборки — всего 4,5 квадратной угловой минуты. Чтобы покрыть площадь, необходимую для изучения тёмной материи, потребовались бы тысячелетия наблюдений. Даже Джеймс Уэбб, несмотря на превосходное разрешение, остаётся инструментом для глубоких, но локальных исследований отдельных систем.

Наземные телескопы вроде будущего телескопа Веры Рубин обещают обнаружить сотни тысяч линз, но их угловое разрешение ограничено атмосферной турбулентностью (~0,7 угл. сек). Для поиска субгало массой 10⁸ солнечных масс нужны измерения на уровне миллисекунд дуги — задача, доступная только космической оптике. Космический телескоп Евклид частично решает эту проблему, но его видимый канал имеет всего один широкий фильтр, что затрудняет разделение света линзирующей и линзируемой галактик.

Сила в площади обзора

Телескоп меняет правила игры не повышением разрешения — оно сравнимо с хаббловским — а расширением поля зрения. Широкоугольная камера телескопа оснащена 300-мегапиксельной матрицей и охватывает 0,281 квадратного градуса — чуть больше диска Луны на небе. Это в 200 раз шире поля зрения инфракрасной камеры Хаббла. За пять лет миссии он покроет до 5000 квадратных градусов четырьмя инфракрасными фильтрами, достигая глубины 26,7 звёздной величины — предела, при котором регистрируются объекты в сотни миллионов раз тусклее, чем видно невооружённым глазом, включая галактики с края наблюдаемой Вселенной.

В 2025 году группа Брайса Уэдига из Вашингтонского университета смоделировала работу телескопа. При однократной экспозиции 146 секунд телескоп обнаружит около 27 линз на одно поле. В масштабе всего обзора это примерно 160 000 галактических линз. Но ключевой параметр не количество, а качество. Из них около 500 систем будут обладать отношением сигнал/шум выше 200, что достаточно для детального анализа субструктур тёмной материи.

«Телескоп Роман не заменит Хаббл в глубоких наблюдениях отдельных объектов, но он даст статистику, которой не хватало десятилетиями. Для проверки моделей тёмной материи критична именно выборка», — отмечает Тансу Дайлан, соавтор исследования.

Кинематическое линзирование: ключ к тёмной энергии

Параллельно с поиском линз телескоп откроет новую главу в изучении тёмной энергии: метод кинематического линзирования. Идея проста: гравитация искривляет траектории фотонов, но не меняет их частоту. Измеряя поле скоростей диска галактики по эмиссионным линиям водорода Hα и кислорода [O III], можно восстановить истинную форму галактики до линзирования. Комбинируя это с фотометрическими данными и используя соотношение Талли-Фишера, исследователи из Аризонского университета показали: шум формы галактик падает почти на порядок, с традиционных 0,37 до 0,035. Неопределённость, которая раньше заглушала тонкие искажения от тёмной материи, теперь уступает место чёткому сигналу.

Такая точность выводит космологию на новый уровень. Как показывают расчёты Сюй Цзячуаня и коллег, кинематическое линзирование повышает точность измерения параметра тёмной энергии wₐ в 3,65 раза по сравнению с классическим подходом. При этом неопределённость красного смещения, калибровка сдвига и ориентация галактик перестают доминировать в общей погрешности. В сочетании с другими методами телескоп позволит определить свойства тёмной энергии в десять раз точнее современных наблюдений.

«Комбинация изображений телескопа с его спектроскопическим обзором даёт нам новую информацию об эволюции Вселенной — как она расширяется и как растут структуры со временем. Это поможет понять, что делают тёмная энергия и гравитация, с беспрецедентной точностью», — поясняет Риса Векслер, директор KIPAC при Стэнфордском университете и сопредседатель комитета по дизайну обзора.

Систематика как вызов

Однако широкое поле зрения — это не только преимущество. Оно создаёт новую сложность: вариации функции рассеяния точки (PSF) по фокальной плоскости. В отличие от Хаббла с его компактным полем, 18 детекторов Романа образуют мозаику, где волновой фронт меняется на 5% от центра к краям. Моделирование показывает, что эти вариации на масштабе одиночного пикселя могут маскировать сигнал от субгало массой ниже 10⁸ солнечных масс.

«Это не фатальная проблема, а задача калибровки. Как только телескоп выйдет на орбиту, мы построим библиотеку эмпирических PSF по всему полю зрения. Ключевой момент — анализ каждой линзы должен учитывать её точное положение на фокальной плоскости», — поясняет Брайс Уэдиг.

Тщательная калибровка превратит эту систематику из помехи в рабочий инструмент.

Интересно, что для поиска одиночных субгало эта систематика менее критична: вариации порога обнаружения составляют всего 5%, тогда как неопределённости моделирования линз достигают десятков процентов. Здесь решающую роль сыграет дополнительный обзор — глубокая программа HLTDS (High-Latitude Time-Domain Survey) с экспозициями до 37 500 секунд.

Брайс Уэдиг отмечает: «Найти гравитационные линзы и суметь обнаружить в них сгустки тёмной материи — задача с малыми шансами. Но с телескопом Роман мы закинем широкую сеть и будем гораздо чаще рассчитывать на удачу».

Две загадки — один инструмент

Телескоп уникален тем, что берётся за обе главные загадки современной космологии единым подходом. Тёмная материя отвечает на вопрос где: её карта строится через детали сильного линзирования. Тёмная энергия отвечает на вопрос как быстро: её свойства раскрываются через темп роста структур и историю расширения, измеряемую кинематическим линзированием и сверхновыми типа Ia.

Недавние данные других обсерваторий намекают, что тёмная энергия может менять силу во времени, и телескоп Роман проверит, реальны ли эти отклонения от стандартной космологической модели.

«Космическое ускорение — одна из главных загадок космологии. Каким-то образом, когда мы выходим на масштабы миллиардов световых лет, гравитация начинает отталкивать, а не притягивать», — говорит Дэвид Вайнберг, профессор астрономии Университета штата Огайо.

Если субгало окажутся многочисленнее предсказаний тёплой тёмной материи, это усилит позиции классической холодной модели. Если же их дефицит проявится чётко, перед космологией встанет задача пересмотра физики частиц.

Карта невидимого по изгибам света

В октябре 2026 года телескоп отправится к точке Лагранжа L2, где начнёт пятилетнюю миссию. Из изгибов света 160 000 гравитационных линз наконец сложится первая детальная карта тёмной материи, а эволюция тёмной энергии обретёт точность, которой не хватало десятилетиями.

Перед вами грандиозное скопление галактик в созвездии Волосы Вероники (скопление Комы) — один из самых плотных и массивных галактических "мегаполисов" в ближайшей Вселенной. Практически каждый объект на изображении ниже — отдельная галактика.

Скопление Комы — это тысячи галактик, каждая из которых по размеру сопоставима с нашим Млечным Путем и содержит миллиарды звезд. Межгалактическое пространство заполнено разреженным горячим газом и невидимой массой (темной материей), которая удерживает элементы этой системы в едином гравитационном поле.

Насколько далеко и насколько велико

Скопление Комы находится на расстоянии около 320 миллионов световых лет от Земли. Его размеры настолько велики, что от одного края до другого — не "несколько галактик", а более 20 миллионов световых лет. Для сравнения: диаметр Млечного Пути "всего" около 100 000 световых лет. Скопление Комы — одно из крупнейших и массивнейших скоплений галактик в ближайшей Вселенной.

Важно понимать, что вы смотрите не на "россыпь галактик", а на огромную систему, где каждый объект постоянно испытывает влияние соседей.

Центральная эволюция

Большинство галактик внутри скопления — эллиптические и линзовидные, тогда как в его внешних областях чаще встречаются спиральные, как наш Млечный Путь. Это различие объясняется влиянием среды: частые гравитационные взаимодействия, столкновения и слияния, происходящие преимущественно во внутренних регионах, со временем меняют структуру галактик.

Например, когда сливаются две спиральные галактики, то на выходе получается более массивная эллиптическая.

Горячий газ внутри скопления способен "выдувать" или "срывать" холодный газ из галактик, постепенно лишая их ключевого ресурса, необходимого для зарождения новых светил. Без тесного взаимодействия с соседями, часто приводящего к взаимным вспышкам звездообразования, такие галактики медленно "угасают".

В изоляции галактика может долго оставаться спиральной. Но в скоплении, несмотря на жесткие условия, ее эволюция идет быстрее, а значит, и шансы на "выживание" в океане мироздания становятся выше.

Интересно, что Млечный Путь — "угасающая" галактика, поскольку интенсивность звездообразования в ней постепенно снижается. Однако в далеком будущем возможное сближение с галактикой Андромеды может привести к "перезагрузке" — хотя само столкновение теперь не считается неизбежным.

Пояснение про "практически каждый объект"

Изображение скопления Комы было получено изнутри Млечного Пути, поэтому в кадр попали и звезды нашей Галактики, расположенные между Солнечной системой и наблюдаемым скоплением.

Карл Клиффорд Сейферт (Carl Keenan Seyfert, 1911–1960) — американский астроном, чьё открытие в 1943 году революционизировало представление о структуре и эволюции галактик. Его имя навсегда связано с типом галактик с активными ядрами — сейфертовскими галактиками, которые стали первым классом объектов, подтвердивших существование мощных физических процессов в центрах галактик, впоследствии объяснённых наличием сверхмассивных чёрных дыр.

Ранние годы и путь к астрономии.

Родившийся 12 января 1911 года в Нью-Йорке, Сейферт рос в семье фармацевта, и изначально планировал продолжить семейную традицию — поступив в Гарвардский университет в 1929 году, он намеревался стать фармацевтом, как его отец. Однако судьба повернула его путь иным образом: во время первого курса он случайно записался на лекции по астрономии профессора Бартоломео Бока — выдающегося исследователя межзвёздной среды и туманностей. Вдохновлённый ясностью изложения Бока и глубиной загадок Вселенной, Сейферт мгновенно изменил свою карьерную траекторию. Он перевёлся на специальность астрономия — и с этого момента его жизнь стала неразрывно связанной с небесами.

Образование и ранние исследования.

В 1933 году Сейферт окончил Гарвардский университет с отличием. Его научный интерес к структуре Млечного Пути и распределению звёзд привёл его в Гарвардскую обсерваторию, где под руководством легендарного астронома Гарлоу Шепли — одного из первооткрывателей масштабов Галактики — он начал систематическое изучение звёздных скоплений и межзвёздного поглощения. Шепли, известный своим открытием, что Солнце не находится в центре Галактики, стал для Сейферта не только наставником, но и вдохновителем мысли о том, что Вселенная гораздо сложнее, чем кажется на первый взгляд.

В 1936–1940 годах Сейферт работал в Обсерватории Мак-Доналд (Техас), где занимался спектроскопией звёзд и галактик. Здесь он приобрёл навыки работы с крупнейшими в то время телескопами, включая 82-дюймовый (2,1 м) рефлектор — один из самых мощных в мире. В 1940–1942 годах он перешёл в Обсерваторию Маунт-Вилсон (Калифорния), где имел доступ к 100-дюймовому телескопу Хаббла — тогдашнему гиганту астрономии. Именно здесь он начал анализировать спектры галактик, которые впоследствии привели к его главному открытию.

Открытие сейфертовских галактик (1943).

В 1943 году, опубликовав статью в Astrophysical Journal под названием “Nuclear Emission in Spiral Nebulae”, Сейферт описал шесть близких спиральных галактик, чьи ядра демонстрировали необычные спектральные характеристики:

• Широкие эмиссионные линии (особенно в водороде — Hα, Hβ), указывающие на движение газа со скоростями до 2000–4000 км/с;

• Высокая яркость ядра по сравнению с остальной частью галактики — иногда ядро светило ярче всех звёзд галактики вместе взятых;

• Отсутствие признаков звёздообразования в ядре — то есть излучение не было вызвано молодыми звёздами.

Эти галактики внешне выглядели как обычные спиральные — например, как Млечный Путь — но их ядра светились с энергией, сопоставимой с полной светимостью всей нашей Галактики. Это было невероятно: в центре обычной галактики, где должно быть тихо и спокойно, происходили мощнейшие энергетические процессы.

Сейферт первым понял: в центрах этих галактик действует нечто, не поддающееся объяснению стандартными астрофизическими моделями. Он не смог тогда дать окончательный механизм, но точно определил класс объектов, которые позже стали ключом к пониманию активных галактических ядер.

Научное наследие: от сейфертовских галактик к квазарам и чёрным дырам.

Сейфертовские галактики (Seyfert galaxies) оказались ближайшими родственниками квазаров — экстремально ярких объектов, открытых в 1960-х годах. Разница лишь в расстоянии: квазары находятся на космологических расстояниях (миллиарды световых лет), а сейфертовские — в пределах нескольких сотен миллионов световых лет. Это делает их идеальными «лабораториями»: мы можем изучать не только ядро, но и всю галактику вокруг — её структуру, звёзды, пыль, магнитные поля.

Современная астрофизика объясняет активность ядер сейфертовских галактик аккрецией вещества на сверхмассивную чёрную дыру (СМЧД) массой от 10⁶ до 10⁸ солнечных масс. Газ, падающий на чёрную дыру, нагревается до миллионов градусов, образуя аккреционный диск, из которого выбрасываются мощные релятивистские струи и излучается огромное количество энергии — от радио до рентгеновского диапазонов. Широкие эмиссионные линии, описанные Сейфертом, возникают в области узкой эмиссионной зоны (NLR — Narrow Line Region) и широкой эмиссионной зоне (BLR — Broad Line Region), где газ движется с релятивистскими скоростями под действием гравитации чёрной дыры.

Сейферт был первым, кто понял: в центрах галактик могут существовать не просто скопления звёзд, а экзотические физические машины, способные высвобождать энергию, превосходящую всю светимость звёздного диска. Это открытие стало фундаментом для теории активных галактических ядер (AGN — Active Galactic Nuclei), которая сегодня является одной из ключевых в космологии.

Aкадемическая карьера и научное влияние.

С 1942 по 1946 год Сейферт преподавал в Технологическом институте Кейза (ныне Кейс Вестерн Резерв) и одновременно работал в Обсерватории Уорнер и Суэйзи. В 1946 году он перешёл в Университет Вандербильта (Нашвилл, Теннесси), где стал профессором астрономии. В 1953 году он возглавил Обсерваторию имени Артура Дж. Дайера — и превратил её в один из ведущих центров спектроскопических исследований в США.

Сейферт был не только выдающимся исследователем, но и талантливым преподавателем и организатором. Он активно сотрудничал с европейскими астрономами, в 1946 году был избран членом Лондонского королевского астрономического общества — редкая честь для американского учёного того времени.

Трагическая гибель и вечное наследие.

13 июня 1960 года, в возрасте всего 49 лет, Карл Сейферт погиб в автомобильной катастрофе в Нашвилле. Его смерть стала огромной утратой для астрономии — он находился на пике научной активности, и его идеи только начинали получать признание.

В его честь назван кратер Сейферт на обратной стороне Луны — символ вечного присутствия его имени в космосе. Кроме того, его имя увековечено в термине «сейфертовская галактика», который входит в каждый учебник астрофизики и используется в тысячах научных статей.

Карл Сейферт был не просто наблюдателем — он был интерпретатором тишины Вселенной. Пока другие видели в спиральных галактиках лишь красивые, но спокойные структуры, он заметил, что в их центрах бушует невидимая буря. Он не знал, что это — чёрные дыры, но он знал: это не звёзды. И это знание открыло дверь в эпоху астрофизики чёрных дыр, активных ядер, квазаров и галактической эволюции.

Сегодня, когда мы с помощью телескопа Хаббл и Джеймса Уэбба наблюдаем галактики, в которых чёрные дыры поглощают звёзды и выбрасывают струи, простирающиеся на миллионы световых лет — мы вспоминаем о том, как один астроном, увлечённый лекцией Бока, в 1943 году впервые записал странные спектральные линии, которые изменили наше понимание Вселенной.