Космический телескоп «Джеймс Уэбб» совершил прорыв, обнаружив химические следы первых звёзд во Вселенной. Анализируя свет далёкой галактики GS 3073, астрономы увидели невероятный дисбаланс азота и кислорода. Такой «отпечаток пальца» могло оставить только первое поколение звезд-монстров массой в тысячи раз больше Солнца, чьё существование раньше было лишь теорией.
Изображение, показывающее, как развиваются сверхмассивные звезды.
Ключом к разгадке стал уникальный химический состав. В недрах этих исполинов шли особые реакции: углерод, соединяясь с водородом, в ходе CNO-цикла порождал огромное количество азота.
Мощные потоки внутри звезды разносили этот азот, а затем выбрасывали его в космос, обогащая газ молодой галактики. Так спустя миллиарды лет ученые смогли прочитать эту древнюю «летопись».
Открытие решает сразу две грандиозные загадки. Во-первых, оно объясняет, откуда взялись сверхмассивные черные дыры в ранней Вселенной — такие звезды не взрывались, а сразу коллапсировали в огромные черные дыры.
Во-вторых, это прямое доказательство, что «космические темные века» закончились вспышкой невероятно ярких и массивных светил. Ученые ждут от «Уэбба» новых находок, которые покажут, насколько распространенными были эти прародители современного космоса.
Изображение Вестерлунд 1 скопления, снятое камерой ближнего ИК диапазона телескопа Джеймса Уэбба (НАСА). В видимом свете скопление скрыто пылевыми облаками, но ИК свет проникает сквозь них.
Астрономы из Института ядерной физики Макса Планка и их коллеги обнаружили новый источник гамма-излучения в окрестностях звездного скопления Вестерлунд 1, проливая свет на механизмы ускорения космических лучей и образования гигантских "суперпузырей". С помощью данных с телескопов H.E.S.S. и Fermi, исследователи связали асимметричную структуру гамма-излучения с оттоком вещества из скопления, которое проталкивает частицы за пределы галактического диска. Это открытие подтверждает роль молодых массивных скоплений в транспорт космических лучей, влияя на понимание эволюции галактик.
Звездные скопления играют ключевую роль в жизни галактик, служа местом рождения новых звезд. Часто они содержат массивные звезды — с массой в десятки солнечных — чьи мощные stellarные ветры коллективно создают "суперпузыри": гигантские полости в межзвездной среде, очищенные от газа и пыли. Эти скопления также являются источниками высокоэнергетических частиц — космических лучей, — но изучать их напрямую сложно из-за отклонения заряженных частиц магнитными полями. Вместо этого астрономы фокусируются на гамма-излучении высокой энергии, которое космические лучи генерируют и которое распространяется по прямым линиям.
На снимке от радио-обсерватории, на которой показан новый источник гамма-излучения J1654–467 с энергией GeV, который, как полагают, возникает в результате выброса из звездного скопления Вестерлунд 1 (местоположение отмечено символом звезды).
В Млечном Пути выделяется скопление Вестерлунд 1: ближайшее и самое массивное из известных массивных скоплений, расположенное примерно в 13 000 световых годах от Земли. Оно ярко светится и активно рождает звезды, производя множество космических лучей. Ранние наблюдения с помощью системы телескопов H.E.S.S. подтвердили присутствие тераэлектронвольтного (ТэВ, 10¹² эВ) гамма-излучения вокруг Вестерлунд 1, проявляющегося как кольцеобразная структура. Это излучение связано с ускорением частиц на фронте ударной волны от коллективного ветра звезд. Однако кольцо было асимметричным: с "хвостом" в одном направлении, причины которого оставались загадкой.
Теперь международная команда астрономов во главе с профессором Марианной Лемуан-Гумар из университета Бордо и доктором Ларсом Мурманом из H.E.S.S. collaboration представила новое исследование, опубликованное в журнале Nature Communications. Используя данные космического гамма-телескопа Fermi, чувствительного к гигаэлектронвольтным (ГэВ, 10⁹ эВ) энергиям, ученые обнаружили дополнительный источник гамма-излучения на расстоянии около 320 световых лет от Вестерлунд 1 — именно в направлении хвоста ТэВ-структуры.
"Это гамма-излучение сильно связано с наблюдаемым ТэВ-излучением по пространственным характеристикам и спектрам, что указывает на общее происхождение", — объясняет Лемуан-Гумар, первый автор работы. Дополнительные наблюдения на 21-сантиметровой линии водорода выявили дефицит плотности газа в области нового источника, совпадающий с положением гамма-излучения. Это позволило предположить, что мы наблюдаем отток вещества из скопления, проталкивающий частицы от плоскости галактики и формирующий полость.
Моделирование показывает, что оба типа гамма-излучения возникают от электронов космических лучей, ускоренных на фронте ударной волны вблизи Вестерлунд 1 через процесс обратного комптоновского рассеяния. Высокоэнергетичные электроны испускают ТэВ-излучение рядом со скоплением, теряя энергию быстро. Более низкоэнергетичные электроны перемещаются дальше по потоку, генерируя ГэВ-излучение на большом расстоянии. Однако эти электроны сопровождаются другими компонентами космических лучей — протонами и тяжелыми ядрами.
"Это открытие — первое наблюдательное подтверждение сценария, где суперпузырь вокруг массивного скопления асимметрично расширяется из-за градиента плотности среды, формируя зарождающийся отток", — добавляет Люсия Харер, докторантка в MPIK, разработавшая теоретическую модель.
Ученые предполагают, что такой поток через миллионы лет вырвется за пределы галактического диска, открыв канал для переноса космических лучей в галактическое гало. Этот процесс важен для эволюции галактик, но ранее не имел подтверждений. "Результаты подчеркивают, что потоки частиц могут быть распространены вокруг молодых массивных скоплений", — отмечает Мурман.
Будущие наблюдения с помощью Cherenkov Telescope Array и исследований других скоплений помогут определить, является ли открытие у Вестерлунд 1 уникальным или типичным. Это исследование не только уточняет механизмы звездных скоплений, но и расширяет наше видение космоса.
Международная коллаборация астрономов из Китая, США, Европы и Мексики готовят масштабное исследование с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST). Их цель — подтвердить или опровергнуть существование экзотического спутника, вращающегося вокруг коричневого карлика HD 206893 B. Этот проект может коренным образом изменить наши представления о формировании планетных систем и классификации небесных тел.
Объектом исследования является сложная и богатая система в созвездии Козерога, удаленная от нас на 133,091 световых года. В ее центре находится звезда HD 206893 A — бело-желтый карлик спектрального класса F5V, чья масса и размеры примерно на 25% превышают солнечные. Система известна наличием массивных поясов обломков, похожих на пояс Койпера в нашей Солнечной системе, но значительно более плотных. На периферии системы, на расстоянии около 79 астрономических единиц (а.е.), находится кандидат в планеты-гиганты HD 206893 ABc массой примерно 1,4 массы Юпитера.
Главный интерес ученых сосредоточен на объекте HD 206893 B — коричневом карлике, вращающемся вокруг главной звезды на расстоянии 9,85 а.е. (что сравнимо с расстоянием от Солнца до Сатурна). Его масса, равная 21 массе Юпитера, помещает его в интересную «серую зону» между самыми массивными газовыми гигантами и самыми легкими звездами. Он слишком массивен, чтобы считаться планетой, но недостаточно массивен для запуска устойчивых термоядерных реакций синтеза гелия в ядре.
В ходе предыдущих наблюдений с помощью наземных телескопов и «Уэбба» астрономы под руководством Юнь Вана обнаружили интригующие намёки на наличие у этого коричневого карлика собственного массивного компаньона. Данные спектроскопии и астрометрии указывают на объект с расчетной массой около 0,8 массы Юпитера, вращающийся вокруг HD 206893 B на очень тесной орбите — всего 0,21–0,26 а.е. (примерно половина расстояния от Меркурия до Солнца). Предварительный анализ показывает, что его орбита может быть сильно наклоненной, возможно, близкой к полярной.
Это открытие порождает фундаментальный вопрос терминологии: можно ли такой объект называть «луной»? Традиционно лунами считаются спутники, обращающиеся вокруг планет. Коричневый карлик — это не планета, а неудавшаяся звезда. Поэтому многие астрономы предлагают более точный, хотя и более громоздкий термин — «спутник субзвездного объекта». Масса кандидата (≈0.8 M_J) также стирает грань между понятиями «спутник» и «компонент двойной системы». Для сравнения, самый массивный спутник в Солнечной системе, Ганимед, легче Юпитера в 12 000 раз.
Хотя текущие данные обнадеживают, команда Вана избегает громких заявлений об открытии. Сигнал слаб, и требуется его однозначное подтверждение и независимая верификация. Ключевой этап намечен на 2027 год. К тому времени орбитальное движение HD 206893 B и его возможного спутника значительно изменят их взаимное положение, что позволит «Уэббу» зафиксировать изменения в спектре и траектории и окончательно подтвердить или опровергнуть его существование.
Если гипотеза подтвердится, это будет первое в истории открытие спутника у коричневого карлика. Оно предоставит бесценные данные для проверки моделей формирования планет и звезд в двойных системах, особенно в таком редком и экстремальном массовом соотношении. Это откроет новую главу в астрономии, посвященную изучению лун в совершенно чуждых нам мирах.
Художественное изображение коричневого карлика с полосами, как у Юпитера, и устойчивыми штормами. Справа — модель циркуляции атмосферы супер-Юпитера VHS 1256B.
Новое исследование, проведенное международной командой астрономов с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST), совершило прорыв в понимании атмосферной динамики коричневых карликов. Исследование, возглавляемое Шанхайским университетом Цзяо Тонг при участии профессора Станимира Мечева из Университета Западного Онтарио, кардинально меняет прежние представления о формировании гигантских пылевых бурь на этих загадочных объектах. Оказалось, что их природа фундаментально отличается от процессов, формирующих знаменитое Большое красное пятно Юпитера.
Коричневые карлики, часто называемые «неудавшимися звездами», занимают уникальную нишу в космосе. Их масса недостаточна для запуска термоядерного синтеза, но значительно превышает массу планет. Наиболее массивные из них, в 10 и более раз тяжелее Юпитера, получили прозвище «супер-Юпитеры». Именно их сходство с гигантскими экзопланетами и чрезвычайно активная атмосфера делают их идеальными лабораториями для изучения климата вне нашей Солнечной системы.
Фокусом нового исследования стал объект VHS 1256b, коричневый карлик в созвездии Ворона, известный своей экстремальной изменчивостью блеска. Мощные спектрографы «Джеймса Уэбба» (NIRSpec и MIRI) предоставили прямые доказательства наличия и состава силикатной пыли в его атмосфере. Ранее доминировала гипотеза, что атмосферы таких объектов устроены по аналогии с Юпитером, имея устойчивые полосы и долгоживущие вихри. Однако моделирование и данные «Уэбба» показали, что для VHS 1256b это не так.
Болометрические карты тепловых потоков, их временная эволюция вблизи экватора и результирующая долгосрочная эволюция кривой блеска на основе GCM.
Был обнаружен принципиально иной механизм, ключом к которому являются крупномасштабные экваториальные волны. Облака силикатной пыли, сконцентрированные у экватора, активно поглощают внутреннее излучение, сильно нагреваясь. Этот локальный перегрев создает мощный температурный дисбаланс, для компенсации которого в атмосфере возникают масштабные волны. Эти волны инициируют гигантские, быстро движущиеся пылевые бури, которые постоянно меняют структуру облачного покрова. Предложенный механизм «обратной связи между излучением и облаками» создает самоподдерживающийся цикл активности: бури поднимают новую горячую пыль, которая усиливает нагрев и поддерживает волновой процесс.
Главная причина отличия от Юпитера — температура. Гораздо более горячая атмосфера VHS 1256b сильно чувствительна к излучению, что приводит к мощным конвективным процессам, которые генерируют волны и препятствуют формированию стабильных полос. В отличие от этого, более медленные процессы в холодной и плотной атмосфере Юпитера успевают организоваться в устойчивые структуры.
Это открытие suggests, что атмосферы многих горячих юпитеров могут циркулировать по сценарию, более близкому к VHS 1256b. Это заставляет пересмотреть существующие климатические модели для этих далеких миров. Дальнейшие наблюдения с помощью «Джеймса Уэбба» помогут определить, насколько распространен открытый волновой механизм, продолжая раскрывать сложное устройство атмосфер вне нашей Солнечной системы.
Уран — седьмая планета от Солнца, ледяной гигант, отличающийся от газовых гигантов вроде Юпитера и Сатурна преобладанием воды, аммиака и метана в сверхкритической "ледяной" форме. Атмосфера — слоистая структура облаков с минимальной температурой −224 °C, делая Уран самой холодной планетой, хотя верхние слои нагреваются до −197 °C. Уникальный наклон оси вращения 82,23° (почти параллельно орбите) и ретроградное вращение вызывают экстремальные сезоны: 42 года света на одном полюсе сменяются 42 годами темноты. Период вращения — 17 часов 14 минут, орбитальный — 84 года.
Уран третий по диаметру (немного больше Нептуна) и четвёртый по массе (14,5 массы Земли), с плотностью 1,27 г/см³, указывающей на ледяные компоненты. Внутреннее строение: атмосфера из водорода и гелия, ледяная мантия (вода, аммиак, метан) и каменистое ядро (0,55 массы Земли). В недрах возможны алмазные дожди или океаны жидкого углерода. "Поверхность" условна (1 бар), в атмосфере — углеводороды, CO и CO₂ от комет или фотохимии. Ветры до 900 км/ч, хаотичные облака, слабое внутреннее тепло — загадка.
Кольца Урана, глазами Вояджера-2.
Система из 13 тёмных колец (отражают 2% света, частицы от микрометров до метров), с ярким ε-кольцом; вероятно, из обломков спутников. Открыты в 1977 году, изучены "Вояджером-2" (1986) и "Хабблом" (добавил кольца и спутник Маб). Внешние кольца синие/красные.
Уран и его Кольца, глазами Джеймса Уэбба.
Магнитосфера асимметрична: поле смещено, наклонено на 59°, в 50 раз сильнее земного, но слабее на южном полюсе. Включает радиационные пояса, ударную волну, хвост; в 2020 году обнаружен плазмоид. Яркие полярные сияния от солнечного ветра, но слабое влияние на термосферу.
Крупнейшие луны Урана, так же на иллюстрации есть самая далекая луна от Урана (26 миллионов км)!
У Урана 29 спутников, названных по Шекспиру и Поупу: 19 обычных (14 малых внутренних, крупные — Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания, Оберон из льда и камня, с кратерами; Ариэль — гладкий, возможно активный; Миранда — каньоны от приливов). 10 неправильных — захваченные.
История: древние видели как звезду (Гиппарх); 1690 — Флемстид; 1781 — Гершель открыл как планету, удвоив Солнечную систему. Названа по богу Урану в 1848-м. Посетил только "Вояджер-2" (1986). Сейчас — телескопы; планы: миссия NASA (2023–2032) и китайский "Тяньвэнь-4".
Формирование по модели Ниццы: ледяные гиганты набрали меньше газа, мигрировали наружу. Орбита — 20 а.е., эксцентриситет 1,8 а.е. (как у Плутона), свет в 400 раз слабее земного. Лаплас рассчитал орбиту (1783), помог открыть Нептун (1846). Наклон — от столкновения с протопланетой 3–4 млрд лет назад.
Расположение Урана на небо. Stellarium
Уран видим невооружённым глазом +5,68m, тусклый, медленный. В телескоп — голубой диск с кольцами (фиксируют с помощью ИК фильтров) и спутниками. Уран раскрывает тайны ледяных гигантов и планетных систем.
Исследователи применили инструмент MIRI, установленный на космическом телескопе Джеймса Уэбба (JWST), для выявления ультрафиолетового излучения вокруг пяти молодых звёзд в регионе Змееносца и оценки его вклада в процесс звездообразования. Выявление такого излучения вблизи протозвёзд и его заметного воздействия на окружающее вещество представляет серьёзную проблему для теоретических моделей, объясняющих формирование звёзд.
Работа опубликована в издании Astronomy & Astrophysics, а среди участников команды были Ясон Скретас, аспирант Института радиоастрономии Макса Планка (MPIfR), и доктор Агата Карска (Центр современных междисциплинарных технологий при Университете Николая Коперника в Торуне, Польша, и MPIfR в Бонне, Германия).
"Наша цель заключалась в более детальном изучении протозвёзд — тех звёзд, которые ещё находятся в стадии формирования внутри родительских молекулярных облаков. По мере роста массы протозвёзды они извергают часть материала наружу в форме потоков", — объясняет Скретас. Эти потоки, известные как оттоки, служат самым ярким индикатором звездообразования. Специалисты продемонстрировали, что для точного понимания химических и физических процессов в этих молекулярных оттоках от молодых звёзд необходимо учитывать присутствие ультрафиолетового излучения.
"Это первое неожиданное открытие. Молодые звёзды неспособны генерировать излучение; они не могут 'создавать' радиацию. Поэтому мы не ожидали этого. Тем не менее, мы доказали, что ультрафиолетовое излучение появляется рядом с протозвёздами. Откуда оно берётся, является ли источник внутренним или внешним? Мы решили разобраться", — дополняет Карска.
JWST направил свои инструменты на молодые звёзды в созвездии Змееносца, используя прибор среднего инфракрасного диапазона MIRI. Молекулярное облако Змееносца, удалённое от нас на 450 световых лет, включает несколько звёзд типа B, которые очень молоды, горячи и интенсивно излучают в ультрафиолетовом спектре. Для подробного анализа были выбраны пять объектов, находящихся на различных расстояниях от этих массивных звёзд.
MIRI даёт возможность наблюдать космические объекты в диапазоне длин волн от 2 до 28 микрометров, включая множество линий молекулярного водорода (H₂), которые недоступны для наземных наблюдений из-за атмосферы Земли. JWST незаменим для таких исследований, позволяя регистрировать эти линии даже от слабых источников с высоким разрешением.
Для астрономов H₂ — ключевая молекула в космосе. Во-первых, она наиболее распространена, поскольку её количество в среднем в 10 000 раз превышает содержание монооксида углерода — второй по численности молекулы во Вселенной.
При этом структура H₂ сильно осложняет её наблюдение в молекулярных облаках, так как температуры там слишком низки для возбуждения молекулы. Однако выбросы молодых звёзд генерируют ударные волны, которые сжимают и нагревают вещество, вызывая яркое свечение H₂. Поэтому сочетание JWST и MIRI идеально подходит для исследования потоков от протозвёзд.
Анализ данных JWST из Змееносца чётко подтверждает присутствие ультрафиолетового излучения возле протозвёзд и их оттоков, обусловленное воздействием этого излучения на молекулярный водород. Это поднимает вопрос: откуда оно исходит? Связан ли источник с процессами непосредственно у протозвёзды? Например, с толчками, возникающими при падении вещества на протозвезду (аккреционные толчки), или с толчками вдоль звёздной струи?
"Одним из возможных объяснений было то, что ультрафиолетовое излучение приходит от соседних массивных звёзд, освещающих места рождения следующего поколения звёзд, поэтому мы начали с проверки этой идеи", — говорит Фридрих Выровски, также из MPIfR. Учёные использовали два подхода для оценки внешнего ультрафиолетового излучения. Первый опирался на характеристики окружающих звёзд и их удалённость от наблюдаемых источников. Второй основывался на свойствах пыли, способной поглощать ультрафиолет.
"С помощью этих методов мы установили, что ультрафиолетовое излучение с точки зрения внешних факторов сильно варьируется для наших протозвёзд, и потому мы должны были бы замечать различия в молекулярном свечении. Но этого не произошло", — добавляет Скретас.
"Таким образом, мы были вынуждены отвергнуть версию о внешнем источнике. Однако с уверенностью можно утверждать, что ультрафиолетовое излучение присутствует возле протозвёзды, поскольку оно явно влияет на наблюдаемые молекулярные линии. Значит, его происхождение должно быть внутренним", — заключает Карска.
Результаты работы подчёркивают необходимость интеграции механизмов генерации ультрафиолетового излучения в модели звездообразования. Дальнейший анализ данных JWST сосредоточится не только на газе, но и на составе пыли и льдов, предлагая дополнительные способы определения источника ультрафиолетового излучения вокруг протозвёзд.
Расширение числа наблюдаемых объектов, включая измерения на всех масштабах выбросов, станет ключевым этапом для установления более жёстких ограничений на зоны производства ультрафиолетового излучения.
Космический телескоп «Джеймс Уэбб» совершил очередное открытие, обнаружив в ранней Вселенной сверхмассивную черную дыру.
Этот объект, расположенный в галактике CANUCS-LRD-z8.6, существовал всего через 570 миллионов лет после Большого взрыва и уже обладал массой в 100 миллионов солнц. Его активный рост и несоответствие размерам галактики бросили вызов современным моделям космической эволюции.
Это открытие пока еще не объясняет загадку «маленьких красных точек», но предоставляет критически важную подсказку. Обнаружив, что по крайней мере одна из таких «точек» скрывает в центре невероятно массивную черную дыру, астрономы получают прямое доказательство одной из основных гипотез.
Теперь ясно, что аномальная яркость этих объектов может быть связана с чудовищной аккрецией вещества на подобные черные дыры, а не только со всплеском звездообразования.
Далее ученые сосредоточатся на поиске аналогичных черных дыр в других «маленьких красных точках». Дальнейшие наблюдения с «Уэббом» и радиотелескопом ALMA покажут, является ли CANUCS-LRD-z8-6 уникальным случаем или это стандартный механизм роста галактик в юной Вселенной, который нам только предстоит понять.
Исследователи представили каталог из 292 скрытых звездных скоплений в ближайших галактиках, обнаруженных благодаря данным космических телескопов JWST и HST.
В ходе исследования молодые, пыльные звездные скопления, идентифицированные в спиральных рукавах, перемычках и кольцах галактик, были обнаружены с помощью изображений F335M, а границы полей зрения для Halpha визуализации обозначены пунктирными линиями, что позволяет оценить распределение этих объектов во внутригалактическом пространстве.
В статье представлен каталог глубоко заложенных звездных скоплений, идентифицированных по эмиссии полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) и высоким значениям поглощения, с использованием методов машинного обучения.
Поиск молодых звёздных скоплений в ближайших галактиках затруднён из-за сильного поглощения света межзвёздной пылью. В работе «PAH Marks the Spot: Digging for Buried Clusters in Nearby Star-forming Galaxies» представлен анализ многоволновых данных, полученных с помощью телескопов Hubble и James Webb, для выявления скрытых скоплений в 11 галактиках, активно формирующих звёзды. Авторы идентифицировали 292 кандидата в молодые звёздные скопления, используя эмиссию полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) как индикатор запылённости, и оценили их возраст, массу и степень поглощения света. Смогут ли усовершенствованные алгоритмы машинного обучения автоматизировать поиск подобных скрытых объектов и расширить наше понимание процессов звездообразования во Вселенной?
Заглянуть сквозь звездную пыль: рождение светил в облаках газа
Понимание процессов формирования звезд внутри плотных молекулярных облаков имеет фундаментальное значение для изучения эволюции галактик, однако эта область Вселенной сильно затемнена пылью и газом. Традиционные методы наблюдения сталкиваются с трудностями при проникновении сквозь эту завесу, что ограничивает возможности детального изучения молодых, встраивающихся в облака звездных скоплений. Эти скопления, являющиеся колыбелями новых звезд, критически важны для определения начальной функции масс и реконструкции общей истории звездообразования в галактиках, поскольку именно в них формируются звезды различных размеров и светимостей, определяющие дальнейшую эволюцию галактических систем. Изучение этих областей позволяет лучше понять, как формируются галактики и как распределяется звездное население во Вселенной.
Количество обнаруженных кандидатов в скопления, формирующиеся в галактиках, положительно коррелирует с интенсивностью звездообразования (SFR) и удельной скоростью звездообразования (sSFR), что подтверждается линейной зависимостью, представленной на графиках (±1σ).
Проект PHANGS предоставил беспрецедентный набор данных, охватывающий 75 ближайших галактик, объединяя оптические и ближние инфракрасные изображения, полученные с помощью космических телескопов Hubble и JWST NIRCam. Это сочетание позволяет астрономам картировать процессы звездообразования по всей площади галактических дисков, выявляя регионы интенсивной активности, скрытые от наблюдения в оптическом диапазоне. Комбинируя эти данные с измерениями эмиссионной линии Paα, исследователи способны прослеживать звездообразование даже в наиболее сильно запыленных областях галактик, открывая новые детали о механизмах формирования звезд во Вселенной.
Основываясь на данных Leroy et al. (2021) и Kennicutt et al. (2008), была построена линейная зависимость [Nii]/Hα от log10(M∗), которая применена для определения [Nii]/Hα для 11 галактик, исследованных в данной работе.
Автоматический поиск звездных скоплений с помощью машинного обучения
Для автоматизированного выявления и классификации молодых звездных скоплений, скрытых в больших астрономических данных, применяются сверточные нейронные сети, такие как VGG19-bn и ResNet18. Эти сети обучаются на смоделированных изображениях встраивающихся скоплений, что позволяет им эффективно распознавать характерные признаки активно формирующихся звезд. Применение этих нейронных сетей к данным проекта PHANGS позволило идентифицировать в общей сложности 292 встраивающихся звездных скопления в 11 галактиках, обеспечивая последовательный и эффективный подход к изучению процессов звездообразования.
Анализ эквивалентных ширин линии Paα показал, что большинство кандидатов во встраиваемые скопления имеют возраст менее 6 миллионов лет, причем значительная часть - менее 5 миллионов лет, что указывает на то, что первые сверхновые, вероятно, еще не успели рассеять родительское облако газа и пыли.
Измерение характеристик скоплений и звездного звездообразования
Сочетание идентификации скоплений с помощью сверточных нейронных сетей (CNN) с моделированием спектральных энергетических распределений (SED) посредством CIGALE позволяет оценить звездные массы и возраста, количественно выраженные через отношение массы к светимости. Измерения эмиссии полициклических ароматических углеводородов (PAH) на длине волны 3.3 μ m в сочетании с оценкой временной шкалы рассеяния материала, дают представление о содержании пыли и эффективности звездообразования в этих скоплениях. Идентифицированные скопления характеризуются массой в диапазоне от 12 M☉ до 9.89 × 10³ M☉ и возрастом от 2.7 до 6.9 миллионов лет, определенным на основе датировки по эквивалентной ширине линии Paα. Полученная оценка временной шкалы снижения эмиссии PAH, равная 5 миллионам лет, согласуется с теоретическими моделями и наблюдательными данными, касающимися формирования скоплений, что указывает на быстрое рассеяние исходного материала.
Соотношение потоков 3.3μм/3.0μм для кандидатов во встраиваемые скопления в нашей выборке (голубые кружки) демонстрирует корреляцию с возрастом звездного населения, согласующуюся с данными оптических скоплений класса 1+2 из Maschmann et al. (2024) (оранжевые ромбы), и соответствует эмпирической зависимости Whitmore et al. (2025) с учетом покраснения A\_V=6.
Исследование молодых звёздных скоплений в ближайших галактиках, представленное в данной работе, напоминает попытку рассмотреть невидимое. Авторы используют данные JWST и HST, фокусируясь на полициклических ароматических углеводородах (ПАУ) как индикаторах скрытых скоплений, заслоненных пылью. Этот подход, направленный на выявление объектов, погребенных в облаках газа и пыли, требует не только технологического мастерства, но и философского принятия неизбежной неполноты знания. Как метко заметил Григорий Перельман: «Математика - это искусство видеть невидимое». Подобно тому, как математик стремится к абстрактной истине, астрономы ищут скрытые звёздные колыбели, осознавая, что каждая итерация моделирования и анализа лишь приближает к пониманию сложной реальности, но никогда не раскроет ее полностью. Использование машинного обучения в данном контексте - это еще одна попытка автоматизировать процесс обнаружения, но даже самые совершенные алгоритмы ограничены данными и предположениями.
Что дальше?
Представленный каталог из почти трёхсот кандидатов в молодые звёздные скопления, выловленных из глубин пылевых облаков ближайших галактик, - лишь вершина айсберга. Кажется, что чем глубже мы заглядываем сквозь пелену поглощения, тем больше обнаруживаем скрытых звёздных городов. Однако, автоматизация поиска, основанная на машинном обучении, неизбежно сталкивается с проблемой "ложных срабатываний". Каждый найденный кандидат требует тщательной проверки - и здесь кроется опасность увязнуть в деталях, потеряв из виду общую картину формирования звёзд.
Более того, интерпретация PAH-излучения как индикатора молодых скоплений - это, по сути, предположение, которое хорошо работает, пока не встретит исключение. Возможно, мы видим лишь проекцию на холст наших ожиданий, а истинная природа этих объектов окажется куда сложнее. Каждая обнаруженная структура - это, одновременно, и шаг вперёд, и напоминание о границах нашего знания.
В конечном итоге, исследование звёздных скоплений, погребённых под слоями пыли, - это упражнение в смирении. Чёрная дыра - это не просто объект, это зеркало нашей гордости и заблуждений. Любая теория хороша, пока свет не покинет её пределы. Поиск этих скрытых звёздных городов, несомненно, продолжится, но стоит помнить: идеальные учителя - это те, кто показывают пределы знания.
![Основываясь на данных Leroy et al. (2021) и Kennicutt et al. (2008), была построена линейная зависимость [Nii]/Hα от log10(M∗), которая применена для определения [Nii]/Hα для 11 галактик, исследованных в данной работе.](https://cs20.pikabu.ru/s/2025/11/19/16/cgskwgv5.jpg)
