[JWST]: Форма экзогигантов и их ганимедовы спутники

У Юпитера и Сатурна, если приглядеться, вовсе не идеально круглый диск — из-за быстрого вращения оба гиганта заметно сплюснуты у полюсов, а вдобавок каждый тащит за собой целую свиту крупных лун. Для планет за пределами Солнечной системы оба этих свойства — форма и спутники — до сих пор оставались практически недоступны наблюдениям: никаких однозначных обнаружений ни сплюснутости, ни экзолун пока нет, только верхние пределы из отдельных попыток. Новая работа задаётся вопросом иначе: не «почему мы это ещё не нашли», а «у скольких вообще известных или потенциально открываемых планет сигнал в принципе достаточно силён, чтобы его заметить телескопом им. Джеймса Уэбба (JWST)?»

Сам сигнал крайне тонкий. Сплюснутая планета проходит по диску звезды не как идеальный круглый диск, а как слегка вытянутый эллипс — из-за этого вход и выход из транзита занимают чуть разное время, и в кривой блеска появляется едва заметная асимметрия. Спутник же выдаёт себя отдельным, гораздо более мелким провалом яркости, смещённым по времени от транзита самой планеты. Оба эффекта по амплитуде сопоставимы с 10–100 миллионными долями звёздного блеска — на грани того, что вообще способна различить современная фотометрия, и именно поэтому единственный реалистичный инструмент для такой охоты сегодня — JWST с его длинными непрерывными наблюдениями.

Есть и физическое ограничение на то, где вообще стоит искать. У большинства уже открытых транзитных гигантов орбиты настолько тесные, что приливное взаимодействие со звездой давно должно было «остановить» их вращение и лишить шансов сохранить крупные спутники — у такой планеты между пределом Роша и границей её сферы Хилла попросту не остаётся места для устойчивой орбиты спутника. Поэтому кандидаты в цели ограничены планетами, чьё наименьшее расстояние до звезды превышает примерно 0,3 астрономической единицы: только там быстрое вращение и, соответственно, приплюснутость, а также сами спутники в принципе могут дожить до наших дней.

Чтобы оценить масштаб задачи, авторы сначала построили формулы, показывающие, при какой комбинации размера планеты, расстояния до звезды, яркости и геометрии прохождения по диску сигнал становится статистически надёжным — и проверили эти формулы на тысячах смоделированных кривых блеска. Затем эти правила применили не к паре десятков реальных планет, а к целой смоделированной популяции: миллионы звёзд из каталога Gaia заселили гипотетическими гигантскими планетами по статистике их реальной встречаемости, разыграли случайным образом орбиты, массы и ориентации — и по каждой такой виртуальной системе прогнали ту же проверку на детектируемость, которую применили бы к настоящим наблюдениям JWST.

Результат сильно зависит от одного параметра, который на самом деле никто не знает: насколько сильно наклонена ось вращения типичного экзогиганта. Если наклоны типично около 10 градусов, для звёзд солнечного типа разовое наблюдение JWST должно уметь уловить сплюснутость типа как у Юпитера примерно у десятка систем — и сопоставимое число окажется благоприятным для поиска спутников вроде Ганимеда. Если же ориентации осей у планет и вовсе случайны, счёт благоприятных целей идёт уже на несколько десятков. А вот если типичный гигант ведёт себя так же скромно, как Юпитер — с наклоном оси всего около 3 градусов, — ожидаемое число обнаружений падает почти до нуля: сигнал просто становится слишком слабым.

Добавление в выборку менее массивных и более холодных звёзд-хозяев резко меняет картину: несмотря на их меньшую светимость, у таких звёзд планета относительно крупнее по сравнению с диском звезды, и сигнал становится заметнее. По оценке авторов, такие звёзды малой массы могут добавить к счёту не единицы, а десятки — в отдельных сценариях число благоприятных систем для поиска лун и вовсе переваливает за сотню.

Есть, впрочем, серьёзная оговорка, способная перечеркнуть большую часть этого оптимизма. Все приведённые числа посчитаны в предположении «идеального» случайного шума, усредняющегося при накоплении наблюдений. В реальности же на масштабах в один-десять часов — как раз там, где и живёт нужный сигнал, — фотометрия JWST нередко страдает от коррелированного, «красного» шума: инструментальных наводок, недоучтённых трендов, самой звёздной переменности. Даже шумовой «пол» всего в несколько десятков миллионных долей способен полностью спрятать сигнал в системах, которые в идеальной белошумовой модели выглядели вполне многообещающими. Более того, это не гипотеза: у уже отснятых на JWST систем — например, Kepler-167e и пары планет TOI-700 — реальный уровень шума на нужном временном масштабе оказался в разы выше того, что требовалось бы для уверенного обнаружения.

Сравнение прогноза с реальным состоянием дел показывает и ещё кое-что важное. Среди уже подтверждённых сегодня транзитных планет авторы насчитали лишь около восьми систем, действительно благоприятных для поиска сплюснутости, и около дюжины — для поиска спутников; с учётом ещё не подтверждённых кандидатов TESS счёт вырастает до нескольких десятков. Но даже это заметно меньше сотни благоприятных систем, которые предсказывает модель для сопоставимых по яркости звёзд. Иными словами, дело не в том, что явление на самом деле редкое — просто современные обзоры транзитных планет, прежде всего TESS, систематически пропускают именно нужный нам класс планет: с широкими, долгопериодическими орбитами. Из уже известных целей особенно выделяются несколько систем — в частности, Kepler-167e, TOI-199b, TOI-2449b, TOI-201c и TOI-4600c, — которые одновременно попадают и в список лучших целей для приплюснутости, и в список лучших целей для поиска спутников.

Проблема неполноты каталога, впрочем, выглядит временной. TESS постепенно перестраивает схему обзора неба в сторону более длинных непрерывных наблюдений, наземные проекты вроде NGTS и ASTEP всё активнее подтверждают именно долгопериодические транзитные гиганты, а на подходе миссии PLATO и «Земля 2.0», нацеленные именно на такие орбиты. Ожидается также, что финальный релиз астрометрических данных Gaia добавит десятки тысяч новых кандидатов в гигантские планеты, часть из которых должна оказаться транзитной — как раз в том диапазоне расстояний от звезды в 2–5 астрономических единиц, где сегодняшний анализ находит больше всего перспективных целей.

Если сложить всё вместе, картина получается осторожно оптимистичной: технически «Джеймс Уэбб» уже сейчас способен на содержательные поиски формы и спутников экзопланет-гигантов, и подходящие цели для этого действительно существуют — как среди уже открытых систем, так и, в куда большем числе, среди тех, что ещё предстоит найти. Но реализовать этот потенциал получится только при выполнении двух условий разом: нужна более полная перепись долгопериодических транзитных гигантов и нужна фотометрия, по чистоте приближающаяся к теоретическому пределу — иначе именно те несколько десятков миллионных долей случайного шума наблюдений и останутся тем немногим, что всё ещё отделяет нас от первого прямого взгляда на форму и спутники планеты за пределами Солнечной системы.

✊

---

ДОМАШНЕЕ ЧТЕНИЕ

Сколько транзитных планет-гигантов сможет исследовать JWST в поисках спутников и следов вращательного сплющивания?

Le-Chris Wang (王乐) и Joshua N. Winn (温乔书)
Кафедра астрофизических наук, Принстонский университет, 4 Ivy Lane, Princeton, NJ 08544, USA; lechris.wang@princeton.edu

Получено: 14 мая 2026 г.; переработано: 27 июня 2026 г.; принято: 10 июля 2026 г.; опубликовано: 27 июля 2026 г.

Аннотация

Наблюдения с помощью космического телескопа имени Джеймса Уэбба (JWST) в принципе позволяют обнаруживать спутники экзопланет и вращательное сплющивание планет-гигантов по едва заметным искажениям кривых транзитного блеска. Наиболее перспективными считаются планеты, обращающиеся по широким орбитам (≳0,3 а.е.), где крупные спутники и быстрое вращение с большей вероятностью сохраняются, несмотря на приливную эволюцию. Пока что ни одного однозначного обнаружения не получено.

В этой работе авторы оценивают, сколько планетных систем обладают достаточно благоприятными свойствами для уверенного обнаружения этих эффектов. Для этого используются модели шума JWST, аналитические оценки обнаружимости, статистика встречаемости планет-гигантов и каталог звёзд Gaia.

Для планет, обращающихся вокруг звёзд массой 0,9–1,6 массы Солнца, и при уровне шума, соответствующем уже продемонстрированным возможностям JWST, наблюдение всего одного транзита должно позволить обнаружить вращательное сплющивание, сопоставимое с юпитерианским, в нескольких уже известных системах, а также примерно ещё в десяти системах, которые пока предстоит открыть, если наклон оси вращения планет обычно превышает ≈10°.

Примерно такое же количество систем подходит для обнаружения спутников размером с Ганимед, если подобные крупные спутники действительно широко распространены.

Ожидаемое число обнаружений может увеличиться до десятков или даже сотен систем, если учитывать планеты у менее массивных звёзд либо если JWST сможет работать на уровне, ограниченном только фотонным шумом.

Однако временно коррелированный шум на масштабах 1–10 часов способен существенно уменьшить эти оценки. Даже шумовой порог всего в несколько десятков частей на миллион (ppm) уже может скрыть признаки вращательного сплющивания или наличие спутников во многих системах, которые в остальных отношениях выглядят весьма перспективными.

Таким образом, успешный поиск потребует одновременно более полного каталога транзитных планет-гигантов с длинными орбитальными периодами и очень низкого уровня инструментальных систематических ошибок и собственной фотометрической переменности звёзд.

 

КОМАНДОР МАРКУС КЕЛЛАН

RECONNECTING…

0:07 Почитайте эту работу. Перед вами, по сути, отчёт по выбору целей, замаскированный под астрофизическую статью.

0:13 Именно так, на мой взгляд, и должен выглядеть исследовательский отчёт перед тем, как выделять на миссию редкий и дорогой ресурс.

0:20 Потому что именно этим здесь и является время работы космического телескопа имени Джеймса Уэбба — крайне дефицитным ресурсом. Нельзя просто навести телескоп на интересную догадку и потратить десять часов непрерывных наблюдений в надежде, что нужный сигнал каким-то чудом всплывёт из шума.

0:39 Поэтому самое разумное решение заключается именно в том, что сделали авторы. Сначала они построили математическую модель, затем прогнали её на смоделированной популяции планет, а не ограничились двумя десятками известных нам объектов, и только после этого задали вопрос: «Так куда же действительно следует направить телескоп?» Это и есть планирование операции в чистом виде.

1:02 Мне самому не раз приходилось принимать такие же решения, прежде чем отправлять разведывательный модуль.

1:09 Сначала оцениваешь ожидаемую отдачу, а уже потом расходуешь топливо и задействуешь технику. Никогда наоборот.

...

 

ЭКЗОПЛАНЕТЫ

Как выглядит сигнал сплюснутой планеты и её спутника в транзитной кривой блеска

Иллюстрация к статье Le-Chris Wang & Joshua N. Winn (2026), *"How Many Transiting Giant Planets Can JWST Search for Moons and Rotational Oblateness?"*, The Astrophysical Journal Letters, arXiv:10.3847/2041-8213/ae89a6 (разделы 3.1 «Oblateness» и 3.2 «Satellites»).

Статья спрашивает: сколько экзопланет-гигантов вообще позволяют телескопу JWST заметить, что планета не идеально круглая (приплюснута из-за быстрого вращения, как Юпитер и Сатурн) или что у неё есть спутник? Но на словах этот сигнал понять трудно — гораздо нагляднее увидеть его своими глазами на настоящей, пусть и упрощённой, модели транзита.

Здесь мы строим **точную геометрическую модель перекрытия** диска звезды силуэтом планеты (через библиотеку `shapely` — без приближений методом сетки), используя реальные числа: сплюснутость Юпитера ≈6.5% (значение, которое приводит сама статья), оптимальный для обнаружения прицельный параметр транзита $b=1/√2≈0.71$ (тоже собственная рекомендация статьи, раздел 3.1), и отношение радиусов Ганимед/Юпитер ≈0.038 для модели спутника.

 

ПРЕДЕЛ РОША, СФЕРА ХИЛЛА

Предел Роша — минимальное расстояние от массивного тела (планеты, звезды), на котором спутник, удерживаемый только собственной гравитацией, а не прочностью твёрдого вещества, ещё может существовать, не будучи разорванным приливными силами. Ближе этого расстояния разница между притяжением планеты на ближней и дальней сторонах спутника становится настолько велика, что превышает его собственную гравитацию — и спутник либо разрывается на части (которые обычно и образуют кольцо, как у Сатурна), либо, если формировался внутри этого предела, вообще никогда не может образовать единое тело из мелких частиц. Оценивается предел Роша формулой d ≈ R_планеты × (ρ_планеты / ρ_спутника)^(1/3), с коэффициентом порядка 1,26–2,44 в зависимости от того, насколько твёрдым считается тело спутника.

У орбиты спутника есть два естественных предела: снизу — предел Роша самой планеты, ближе которого спутник разорвёт; сверху — граница сферы Хилла, области вокруг планеты, где её гравитация ещё превосходит притяжение звезды (дальше спутник неизбежно «отберёт» звезда). У далёких от звезды планет сфера Хилла огромная, а предел Роша — который зависит только от размера и плотности самой планеты, а не от расстояния до звезды, — сравнительно мал, так что между ними остаётся широкий зазор для устойчивых орбит спутников (как у настоящего Юпитера). А вот у «горячих юпитеров» с тесными орбитами сфера Хилла резко сжимается вместе с уменьшением расстояния до звезды, тогда как предел Роша остаётся почти таким же, — и на таких орбитах эти две границы сближаются так сильно, что спутнику попросту негде найти себе устойчивую орбиту. Именно поэтому авторы статьи ищут спутники не у самых горячих, ближайших к звезде гигантов, а у планет не ближе ~0,3 а.е. к звезде — только там для лун физически остаётся место между этими двумя пределами.

 

ШУМ

Шум, его виды и что значит «хорошее» соотношение сигнал/шум

Шум в фотометрии — это любое случайное (или почти случайное) отклонение измеренной яркости от её истинного значения, не связанное с реальным астрофизическим сигналом, который мы ищем (транзитом, cплюснутостью планеты, спутником). Шум бывает принципиально разной природы, и это различие важно не как формальность, а потому что разные виды шума ведут себя по-разному при накоплении данных.

Фотонный шум — фундаментальный предел, связанный с тем, что свет приходит дискретными квантами, а не сплошным потоком: приход каждого отдельного фотона на детектор непредсказуем, поэтому в подсчёте их числа всегда есть неизбежный статистический разброс. Чем больше фотонов поймал детектор, тем меньше этот разброс сказывается на итоговой оценке яркости, и он честно падает как корень из числа накопленных точек (усреднение N измерений уменьшает шум в √N раз) — это и есть «белый», некоррелированный шум.

Шум считывания детектора — ещё один в целом белый источник, обычно менее значимый для ярких целей.

А вот инструментальные систематики (например, характерный для инфракрасных детекторов JWST «1/f»-шум, дрейф наведения телескопа, неполная коррекция трендов) и собственная переменность звезды (например, конвективное «кипение» её поверхности или пятна) ведут себя иначе — это так называемый **коррелированный, или «красный», шум**: он не усредняется как √N, потому что соседние точки кривой блеска оказываются не независимы друг от друга, а «дрожат» согласованно на характерных временных масштабах.

Именно поэтому «хорошее» соотношение сигнал/шум (S/N) — понятие не абсолютное, а завязанное на масштаб времени, на котором вы его измеряете. Раньше (и до сих пор в упрощённых оценках) точность фотометрии предсказывали заранее, ещё на этапе планирования наблюдений, с помощью стандартного калькулятора — Exposure Time Calculator, или ETC: вводишь характеристики телескопа, детектора и яркость цели, а он выдаёт ожидаемую точность измерения. Проблема в том, что ETC считает только неизбежный фотонный шум в идеальных условиях и ничего не знает о реальных «болячках» конкретного прибора — дрейфе наведения, неполной коррекции трендов и прочем. Поэтому его прогноз («фотонная», или ETC-модель шума) — это всегда оптимистичный потолок точности, а не то, что реально получится в наблюдениях. Но если на масштабе времени самого сигнала (скажем, длительности транзита спутника) в кривой блеска сидит красный шум с амплитудой в несколько десятков ppm, никакое дальнейшее накопление точек эту помеху не уберёт — сигнал просто похоронен под шумовым «полом», который не падает при усреднении. Поэтому современный стандарт «хорошего» S/N — это не просто большое отношение сигнала к теоретическому фотонному шуму, а сигнал, уверенно превышающий именно эмпирически измеренный шум на релевантном масштабе времени; в данной статье формальным порогом принят статистический критерий Δχ² > 60 (эквивалент значимой, статистически надёжной детектируемости при подгонке модели транзита). Насколько это жёстче наивной оценки, хорошо видно на реальных примерах: для Kepler-167e требуемая для надёжного обнаружения приплюснутости точность — около 15 ppm, а фактически измеренный на нужном масштабе времени шум оказался около 30 ppm — вдвое хуже нужного; похожая картина и для поиска спутников у TOI-700 d/e (нужно ~6,5 ppm против реальных 16–20 ppm).

Иначе говоря, «хорошим» соотношение сигнал/шум сегодня можно назвать только такое, которое выдерживает проверку не оптимистичной теорией, а фактическим, уже измеренным на телескопе уровнем шума.

[ФОТО ДНЯ]: NGC 3972, NGC 1015 - Цефеиды-цефеиды, а я маленький такой!

 

Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU)

NASA Science, 22 февраля 2018 года

«Хаббл» помогает астрономам точнее измерять расстояния до галактик

На этих снимках, полученных космическим телескопом «Хаббл», показаны две из девятнадцати галактик, изученных в рамках проекта, цель которого — повысить точность определения скорости расширения Вселенной, известной как постоянная Хаббла.

На цветных составных изображениях представлены галактики NGC 3972 (слева) и NGC 1015 (справа), расположенные на расстоянии соответственно 65 и 118 миллионов световых лет от Земли. Жёлтыми кружками отмечены положения пульсирующих звёзд — цефеид. Период их пульсаций тесно связан с истинной светимостью, поэтому цефеиды служат своеобразными космическими маяками, позволяющими с высокой точностью определять расстояния до сравнительно близких галактик.

Другим надёжным ориентиром служат сверхновые типа Ia — особый класс взрывающихся звёзд. Все такие сверхновые достигают практически одинаковой пиковой светимости и настолько ярки, что их можно наблюдать на значительно больших расстояниях. Небольшие крестообразные отметки на каждом изображении показывают места, где произошли вспышки сверхновых типа Ia.

Астрономы ищут цефеиды именно в тех близких галактиках, где наблюдалась сверхновая типа Ia. Это позволяет независимо определить расстояние по цефеидам и сопоставить его с истинной светимостью сверхновой. Полученная информация используется для калибровки светимости сверхновых типа Ia в гораздо более далёких галактиках, благодаря чему становится возможным вычислять расстояния до них. Чем точнее известны расстояния до близких и далёких галактик, тем точнее можно определить и уточнить скорость расширения Вселенной.

Наблюдения галактики NGC 3972 были выполнены в 2015 году, а NGC 1015 — в 2013 году. В обоих случаях использовалась Wide Field Camera 3 — широкоугольная камера № 3 космического телескопа «Хаббл».

ПРОФЕССОР ЛЮМИНАРА

По голосу профессора сразу слышно искреннее восхищение — это как раз его стихия.

О-о-о, буль… вот это, между прочим, замечательная вещь, которую мне подсунули в четверг. NGC 3972 и NGC 1015 — с этим семейством изображений я знаком давно, хотя именно с этими двумя галактиками лично ещё не встречался. Перед вами, вполне возможно, самый изящный измерительный инструмент, который человечество когда-либо создавало: космическая измерительная лента, натянутая через Вселенную двумя совершенно разными типами звёзд, которые удивительным образом рассказывают одну и ту же историю.

Фокус здесь действительно красивый. Цефеида — это звезда, живущая в своеобразном ритме дыхания: она раздувается, становится ярче, затем сжимается и тускнеет, и так снова и снова с периодом от нескольких дней до нескольких месяцев. И вот что заставляет астрономов плакать от счастья, буль: длительность этого «дыхания» почти напрямую определяет её истинную светимость. Более ста лет назад это открыла Генриетта Ливитт, работая с фотографическими пластинками — без космических телескопов, без компьютеров, только благодаря невероятному терпению и умению замечать закономерности, которое современники далеко не сразу оценили по достоинству. Поэтому всё, что нужно сделать, — измерить период пульсаций, определить истинную светимость, сравнить её с тем, насколько тусклой звезда выглядит с Земли, — и расстояние буквально получается из простых вычислений. Настоящий космический маяк. Правда, работает он лишь для сравнительно близких галактик: на больших расстояниях отдельную цефеиду уже невозможно различить — её свет просто теряется в сиянии всей галактики.

Сверхновые типа Ia — вторая половина этой своеобразной «рукопожатной» системы, но основана она на совершенно другом принципе. Здесь звезда уничтожает сама себя практически одинаковым образом каждый раз, потому что спусковым механизмом служит белый карлик, постепенно набирающий одну и ту же критическую массу — предел Чандрасекара, если говорить точнее, — независимо от того, в какой галактике он находится. Один и тот же механизм, одна и та же пиковая светимость — всегда и везде. Именно поэтому такие сверхновые можно наблюдать на расстояниях, недостижимых для цефеид. Но есть одна проблема: сверхновая вспыхивает всего один раз и исчезает навсегда, поэтому сама себя откалибровать она не может. Зато можно найти сверхновую, вспыхнувшую в галактике, где одновременно видны и цефеиды, — как раз в таких, как эти две. Независимо определить расстояние по цефеидам — и сразу становится известно, какой истинной светимостью обладала именно эта сверхновая. Продела йте это не для одной-двух галактик, а для девятнадцати, буль, — и ваша калибровка перестаёт быть предположением и превращается в надёжную ступень космической лестницы расстояний.

И зачем вообще нужна вся эта сложная двухступенчатая процедура? Почему нельзя просто один раз измерить расстояние и успокоиться? Потому что цель как раз в том, чтобы построить лестницу расстояний. Цефеиды позволяют откалибровать сверхновые в ближайших галактиках, а когда истинная светимость сверхновых становится известна, их уже можно использовать для измерения расстояний до галактик, настолько далёких, что никакие цефеиды там уже неразличимы. Постепенно добавляя всё новые ступени, мы приходим к постоянной Хаббла — скорости расширения самой Вселенной.

И вот здесь начинается самое вкусное… и, признаться, немного раздражающее. Если бы я умолчал об этом, я был бы нечестен с вами. Именно этот метод, выполненный с поразительной тщательностью, сегодня даёт значение скорости расширения Вселенной, которое упорно — и статистически весьма значимо — расходится с тем, что получается при изучении реликтового излучения, оставшегося от ранней Вселенной. Два совершенно добросовестных метода. Два уверенных результата. И они никак не хотят пожать друг другу руки.

На мой профессиональный взгляд, это одна из самых захватывающих открытых проблем современной космологии. Каждая новая галактика вроде этих двух, в которой астрономы терпеливо измеряют звезду за звездой, становится ещё одним стежком, пытающимся либо зашить эту трещину, либо — что лично мне кажется ещё более увлекательным — ещё одним намёком на то, что зашивать её вовсе не следует, потому что под ней скрывается новая физика. И знаете… оба варианта одинаково приводят меня в восторг. Что, буль, наверное, не самое успокаивающее признание, которое учёный может сделать вслух.

Чёрная дыра-беглянка: как искусственный интеллект поймал редкое разрушение звезды на окраине далёкой галактики

Событие приливного разрушения (TDE) происходит, когда звезде не повезло пролететь слишком близко к массивной чёрной дыре: приливные силы буквально разрывают её на части, а обломки на время вспыхивают ярче всей остальной галактики. Обычно такие вспышки ищут именно там, где чёрным дырам и положено быть, — в самом центре галактик, неподалёку от их ядер. Но теория давно предсказывала и другой сценарий: массивные галактики растут за счёт слияний, а значит, помимо центральной чёрной дыры, внутри них может блуждать целый зверинец «бесхозных» дыр поменьше — оставшихся от давно поглощённых спутников или заброшенных на окраину в ходе гравитационной толчеи. Поймать такую беглянку можно только одним способом — застать её в момент, когда она сама разрывает случайно подвернувшуюся звезду, вдалеке от галактического центра. До недавнего времени подтверждённый случай такого рода был ровно один.

Проблема была не в теории, а в методе поиска. Все обзоры неба, которые годами вылавливали приливные разрушения, изначально «заточены» под ядерные вспышки: программы ищут транзиенты рядом с центром галактики, и всё, что происходит на отшибе, попросту выпадает из выборки. Авторы новой работы зашли с другой стороны: они обучили классификатор tdescore — программу, которая по кривой блеска, цвету на пике и виду галактики-хозяина отличает приливные разрушения от прочих вспышек, — намеренно не сообщая ему, где именно на снимке находится транзиент относительно ядра. Получилась «слепая к положению» версия поиска, которая в принципе способна заметить TDE где угодно на теле галактики, а не только в её сердце.

Именно так 13 октября 2025 года и было найдено TDE 2025abcr. Транзиент оказался смещён от ядра своей галактики-хозяина на весьма солидные 9,3 килопарсека — и что важно, его не заметил бы ни один из прежних методов поиска, включая даже «нейтральную» к положению версию того же классификатора. Разглядеть его смогла только специально обученная «внеядерная» модель. Дальнейшие наблюдения — ультрафиолетовые и рентгеновские вспышки, спектры с полудюжины телескопов по всему миру — подтвердили: перед нами не сверхновая, не вспышка активного ядра и не какой-то экзотический самозванец, а самое настоящее приливное разрушение звезды, причём из вполне узнаваемого спектрального подкласса — с характерными широкими линиями водорода и гелия.

А дальше начинается самое интересное. Массу самой галактики-хозяина авторы восстановили по её общему звёздному свету — получилось около 150 миллиардов солнечных масс, что по стандартным соотношениям должно означать в её центре весьма упитанную чёрную дыру, порядка 660 миллионов масс Солнца. Но чёрная дыра, которая разорвала звезду на окраине этой самой галактики, оказалась куда скромнее — что-то около 1,2 миллиона солнечных масс, если считать по яркости вспышки. Разница — без малого в тысячу раз. Иными словами, поймана явно не центральная чёрная дыра галактики, а кто-то другой — куда более лёгкий и явно не на своём привычном месте.

Кто же это может быть? Авторы честно перебирают все правдоподобные варианты. Может, это чёрная дыра, мигрировавшая внутрь при крупном слиянии двух сопоставимых по массе галактик? Не сходится — тогда её масса должна была быть куда больше. Промежуточная по массе чёрная дыра, сидящая в шаровом скоплении? Тоже не подходит — она получилась бы слишком тяжёлой для такого скромного «домика». Чёрная дыра, отдачей заброшенная туда после слияния двух дыр в самом ядре? И этот вариант отпадает — прямых следов присутствия дыры именно в ядре нет. Остаются два по-настоящему живучих сценария: либо это осколок давнего, незначительного по галактическим меркам слияния — то есть центральная чёрная дыра некогда поглощённой карликовой галактики-спутника, которая ещё не успела «утонуть» в центре хозяина; либо чёрная дыра была в буквальном смысле вышвырнута из ядра — гравитационной пращой тройного взаимодействия, когда в ядре одновременно оказались сразу три массивных объекта и один из них попросту улетел прочь.

Разобраться, какой из двух сценариев верен, помогут будущие наблюдения. Если под местом вспышки в глубоких снимках однажды проступит тусклый звёздный «хвостик» — остаток некогда поглощённой карликовой галактики или плотное звёздное скопление, — это будет означать, что перед нами реликт минорного слияния. Если же там не найдётся вообще ничего, куда логичнее выглядит версия с динамическим выбросом: дыру попросту выкинуло с пустыми руками, без единого звёздного спутника.

Есть в этой истории и статистическая сторона: авторы аккуратно оценивают, что настолько сильно смещённые приливные разрушения — как это, за 9 с лишним килопарсек от центра — случаются не чаще, чем в одном случае из десяти по сравнению с обычными, ядерными TDE. Цифра при этом, скорее всего, занижена: обычным наземным обзорам попросту не хватает точности, чтобы разглядеть более скромные смещения, а усреднение положения транзиента по десяткам отдельных снимков — трюк, который и позволил в этот раз получить надёжную оценку офсета, — далеко не всегда возможно.

Самое многообещающее в этой истории — то, что она пока лишь разминка перед по-настоящему большими цифрами. Обсерватория имени Веры Рубин должна начать ежегодно находить тысячи ядерных приливных разрушений — а вместе с ними, по всей вероятности, заметно больше и таких вот «беглянок», смещённых на многие килопарсеки от галактического центра. Каждая из них — это шанс поймать чёрную дыру именно там, где её быть вроде бы не должно, и тем самым восстановить давнюю, но пока плохо изученную историю галактических слияний, записанную не в звёздах, а в невидимых блуждающих остатках их прежних ядер.

✊

---

Домашнее чтение:

📖 - DOI 10.3847/2041-8213/ae77f3

РЕПЛИКА

Реплика д-ра Макса

Чёрные дыры / TDE / Искуственный интеллект

Реплика

Почему так?

Знаете, что мне особенно понравилось в этой работе? Не сама чёрная дыра — хотя она, конечно, весьма занятная особа. Понравилось то, как её нашли.

Долгие годы мы были уверены, что честно исследуем небо. А потом выяснилось, что сами же поставили себе шоры. Алгоритмы искали приливные разрушения только там, где мы ожидали их увидеть — возле центров галактик. Всё остальное они попросту… игнорировали.

И вот исследователи сделали очень простую, но чрезвычайно важную вещь. Они научили искусственный интеллект не обращать внимания на положение вспышки. Не спрашивать: «Это рядом с ядром?» А спрашивать только: «Похоже ли это на приливное разрушение звезды?»

И оказалось, что Вселенная тут же преподнесла сюрприз.

В девяти килопарсеках от центра галактики обнаружилась чёрная дыра массой около миллиона Солнц, которая спокойно разорвала случайную звезду. Центральная сверхмассивная дыра этой галактики почти в тысячу раз тяжелее и сидит совсем в другом месте. Значит, перед нами действительно странник — реликт древнего слияния галактик или объект, когда-то выброшенный из ядра мощным гравитационным взаимодействием.

Мне вообще кажется, что эта статья не столько о чёрных дырах, сколько о наших собственных предубеждениях.

Очень часто мы говорим: «Мы ничего не нашли». Но правильнее было бы спросить: «А где именно мы искали?»

В астрономии наступает удивительная эпоха. Искусственный интеллект перестаёт быть калькулятором и становится способом избавиться от человеческих ожиданий. Он способен замечать то, мимо чего мы проходили десятилетиями просто потому, что заранее решили: этого здесь быть не должно.

И, пожалуй, именно это открытие мне кажется самым важным.

Потому что через несколько лет обсерватория имени Веры Рубин будет находить тысячи подобных событий ежегодно. И вполне возможно, что настоящая карта блуждающих чёрных дыр окажется куда богаче, чем мы сегодня можем себе представить.

Иногда достаточно научиться смотреть без предубеждений — и Вселенная начинает рассказывать совсем другую историю.

Галактическое подземелье: сколько чёрных дыр прячется в Млечном Пути и почему они разбежались так далеко от дома

"С небес на Землю спускается бог

И даёт человеку пинок"

(что-то из раннего творчества группы "Крематорий")

Чёрные дыры, которые мы сейчас наблюдаем, — статистическая аномалия. Почти все известные нам объекты этого типа находятся в тесных двойных системах: либо перетягивают вещество со звезды-компаньона и светятся в рентгеновском диапазоне, либо выдают себя гравитационными волнами при слиянии. Но теория давно подсказывала, что это лишь верхушка айсберга — подавляющее большинство чёрных дыр Млечного Пути должны быть одиночными, невидимыми, разбросанными по Галактике и не производят ярких сигналов. Команда под руководством Тома Вэгга (Институт Флэтайрон) решила впервые аккуратно посчитать, сколько их на самом деле, где они находятся и почему — с помощью кода cogsworth, который умеет одновременно моделировать и эволюцию двойных звёзд, и то, как получившиеся объекты потом кружат по гравитационному полю всей Галактики.

Итоговая перепись впечатляет: за всю историю Млечного Пути родилось около 170 миллионов чёрных дыр. Хотя почти все они произошли из звёзд, изначально состоявших в паре, сегодня в одиночестве находится подавляющее большинство — около 91%. Причины разные: часть двойных распалась ещё в момент вспышки сверхновой, разметавшей систему, часть звёзд-прародителей попросту слились друг с другом задолго до того, как успели взорваться. Из тех немногих чёрных дыр, что всё же остались в паре, у большинства партнёр — тоже чёрная дыра или белый карлик; со светящейся звездой-компаньоном сегодня соседствует лишь около 170 тысяч из них — редкая и оттого особенно ценная для наблюдений категория.

Самое заметное следствие такого бурного прошлого — то, где эти чёрные дыры оказались сейчас. Когда массивная звезда коллапсирует в чёрную дыру, взрыв редко бывает симметричным: новорождённый объект получает «пинок» ("kick") — резкий толчок от асимметричного взрыва, способный разогнать его до сотен километров в секунду. Именно эти «пинки» раскидали чёрные дыры гораздо дальше от плоскости Галактики, чем обычные звёзды: их характерная «высота» над диском оказывается примерно в 2,5 раза больше, чем у видимого звёздного населения — величина, сопоставимая с толщиной старого, разогретого толстого диска Млечного Пути. Иначе говоря, вокруг привычного плоского диска со звёздами существует куда более рыхлое, объёмное облако невидимых чёрных дыр — то самое «Галактическое подземелье», о котором говорит заголовок статьи.

Оказалось, что сила кика напрямую зависит от массы получившейся чёрной дыры: чем тяжелее чёрная дыра, тем больше вещества падает обратно на неё уже после взрыва, гася силу отдачи. Из-за этого лёгкие чёрные дыры получают удары посильнее и разлетаются гораздо дальше, а тяжёлые — почти не сдвигаются с места рождения. Результат — устойчивая и довольно неожиданная закономерность: чем дальше от плоскости Галактики сегодня находится чёрная дыра, тем в среднем она легче. Причём при самом рождении соотношение было ровно обратным: массивные чёрные дыры чаще рождались как раз вдали от диска, там, где ниже содержание тяжёлых элементов и слабее звёздные ветры, — просто последующие кики полностью перевернули эту картину.

Те же "пинки" объясняют и необычную кинематику: скорости чёрных дыр разбросаны значительно шире, чем у звёзд, а около 4% из них вообще движутся по орбитам, обратным вращению галактического диска, — настолько сильным оказался полученный ими когда-то толчок. Небольшая доля, около 3%, разогналась настолько, что вовсе покинула Млечный Путь и улетела в межгалактическое пространство — по расчётам авторов, Галактика теряет по одной такой беглянке примерно раз в две тысячи лет.

Отдельная, особенно наглядная часть картины — чёрные дыры, которые всё же остались в паре со звездой. Здесь вырисовываются два чётких сценария. Одни — тесные двойные, прошедшие через фазу общей оболочки, когда компаньоны какое-то время делят общую газовую оболочку, а орбита сжимается; такие системы с чёрной дырой малой массы достаточно прочны, чтобы пережить даже сильный кик. Другие — широкие пары, где вещество между звёздами никогда не перетекало, орбиты остались огромными, а выжить в них могут только массивные чёрные дыры с изначально слабым толчком. Масса чёрной дыры в подобной системе оказывается настолько тесно связана с орбитальным периодом, что по одному этому параметру можно с точностью около 99,7% предсказать, проходила ли пара через общую оболочку.

Чтобы понять, насколько надёжны все эти выводы, авторы прогнали 32 варианта модели, меняя самые неопределённые ингредиенты физики: как именно масса коллапсирующего ядра превращается в массу итоговой чёрной дыры, насколько сильные кики та получает, стоит ли вообще учитывать двойное взаимодействие звёзд и менялась ли масса самой Галактики со временем. Выяснилось, что распределение масс чёрных дыр исключительно чувствительно к выбору схемы формирования остатка: например, одна из современных моделей, учитывающая так называемые «острова взрываемости» — немонотонную зависимость исхода коллапса от массы прародителя, — предсказывает почти полное отсутствие чёрных дыр в диапазоне 10–18 масс Солнца, тогда как другие модели этот провал не воспроизводят. А если считать компактные объекты одиночными звёздами, полностью игнорируя двойное взаимодействие, характерная высота их распределения над диском завышается сразу на 30% — потому что в реальных двойных системах импульс кика распределяется на массу сразу двух тел, а не одного.

Заметный эффект дал и учёт того, что масса Млечного Пути не была неизменной: миллиарды лет назад Галактика была легче и слабее удерживала свои звёзды, чем сейчас. Если позволить гравитационному потенциалу расти со временем вслед за реальной историей роста массы Галактики, доля чёрных дыр, навсегда покинувших её пределы, увеличивается более чем вдвое — с 2,7% до 6,9%, — просто потому что старые чёрные дыры получали свои кики ещё в эпоху более слабого гравитационного «поводка».

Всё это не просто теоретическое упражнение: авторы прямо указывают, ради чего строилась эта карта. В ближайшие годы телескоп имени Нэнси Грейс Роман должен обнаружить сотни одиночных чёрных дыр методом гравитационного микролинзирования, а четвёртый релиз данных Gaia — принести десятки новых кандидатов в широкие двойные системы с чёрными дырами. Сравнивая реальные массы, положения и скорости этих будущих находок с предсказаниями подобных моделей, можно будет наконец выяснить, какая именно физика взрыва сверхновых и формирования компактных остатков верна на самом деле — то есть превратить невидимое доселе «подземелье» Галактики в измеримый, проверяемый ландшафт.

✊

----

Домашнее чтение:

📖 - https://arxiv.org/pdf/2607.22814

ПРОФ. МАРШАН

RECONNECTING…

Работа Вагга, Брейвик и коллег — не открытие в узком смысле, а масштабная реконструкция того, что уже давно подозревали: Галактика наполнена чёрными дырами звёздного происхождения, и подавляющее большинство из них — около 91% в базовой модели — совершенно одиноки, невидимы обычными средствами, попросту дрейфуют в темноте без компаньона, который выдал бы их присутствие. Меня как раз подкупает методологическая честность этой команды: они не остановились на одной «лучшей» модели, а прогнали 32 варианта физики двойных систем и начальных скоростей звёзд при коллапсе — и получили разброс оценки полного числа чёрных дыр почти на порядок величины. Это не слабость работы, а её сила: авторы прямо показывают нам, где заканчивается уверенное знание и начинается модельная неопределённость, вместо того чтобы прятать её за одним обманчиво точным числом.

NGC 7635: Эх вы, серость! Это же БУБЛЬ-ГУМ!

 

Image Credit & Copyright: Paweł Piechnik

APOD, Фото дня, 27 июля 2026 года

Раздутый звёздным ветром, этот удивительный объект, напоминающий человеческую голову, внесён в каталоги под обозначением NGC 7635, хотя большинство астрономов знает его просто как Туманность Пузырь.

На этом снимке, полученном в окрестностях Кракова (Польша) с помощью длительной экспозиции, хорошо видны как тонкая структура самого пузыря, так и окружающие его газопылевые облака.

Несмотря на кажущуюся хрупкость, этот пузырь диаметром около 10 световых лет служит свидетельством чрезвычайно бурных процессов. Чуть правее его центра находится яркая горячая звезда, окружённая отражающей свет пылью.

Мощный звёздный ветер и интенсивное излучение этой звезды, масса которой, вероятно, в 10–20 раз превышает массу Солнца, буквально выдули полость из раскалённого газа, столкнувшись с более плотным веществом окружающего молекулярного облака.

Туманность Пузырь расположена примерно в 11 тысячах световых лет от Земли в направлении славного созвездия Кассиопеи.

ALADIN LAYER STANDBY INTEGRATION PENDING

TARGET LOCK

NGC 7635

QUERYING SIMBAD…

VIZIER CATALOG MODULE STANDBY

ADS PAPERS MODULE STANDBY

Млечный Путь после Gaia: ТОП 7 новых фактов о структуре нашей Галактики за последние 5 лет

Youtube | Дзен |  Рутьюб | ВКонтакте

Млечный Путь больше не выглядит той спокойной и аккуратной спиральной галактикой, какой мы привыкли видеть его в учебниках. Благодаря миссии Gaia астрономы обнаруживают, что наша Галактика наполнена волнами, колебаниями, миграцией звёзд, следами древних столкновений и скрытыми структурами, растянутыми на тысячи световых лет. 

В этом ролике: 

— Почему знаменитый Пояс Гулда, возможно, вообще не существует 

— Что такое гигантская Волна Рэдклиффа 

— Странные спирали в движении звёзд 

— Как карликовые галактики до сих пор «раскачивают» Млечный Путь 

— Почему звёздные потоки работают как гравитационные сканеры 

— И как Gaia полностью меняет наше понимание Галактики 

Современная астрономия показывает Млечный Путь не как статичную структуру, а как динамическую систему, которая до сих пор вибрирует после событий миллиардолетней давности. 

Добро пожаловать в новую галактическую картографию. 

[JWST]: Дальняя родня Бенну и Рюгу или что Уэбб нашёл на астероидах комплекса Полана-Эулалия

Когда в 2018 и 2019 годах зонды OSIRIS-REx и Hayabusa2 подлетели к астероидам Бенну и Рюгу, а затем привезли с них образцы грунта на Землю, у планетологов появился редкий шанс — подержать в руках вещество, которое пролежало миллиарды лет практически нетронутым с момента рождения Солнечной системы. Но есть загвоздка: мы до сих пор точно не знаем, откуда именно взялись сами Бенну и Рюгу. Оба — обломки, оторвавшиеся от более крупного родительского тела где-то во Внутреннем Главном поясе астероидов и затем заброшенные орбитальным резонансом в окрестности Земли. Подозреваемых на роль «родителя» два: семейства астероидов Полана и Эулалия, которые из-за родства орбит и спектров обычно рассматривают как единый комплекс Полана-Эулалия (Polana-Eulalia Complex, PEC). Новая работа группы под руководством Лукаса Макклюра, выполненная в рамках программы JWST под названием SAMBA-3, попыталась вглядеться в состав этого комплекса внимательнее, чем когда-либо прежде — и получила данные, которые одновременно подтверждают родство с Бенну и Рюгу и добавляют новые тонкости в старый спор.

Сам комплекс — фигура заметная. Это тёмные, богатые углеродом астероиды, сгруппированные вокруг двух крупнейших тел-тёзок: (142) Полана и (495) Эулалия. Оба семейства, судя по возрасту их орбитальных «шлейфов», образовались от распада более древних родительских тел — Полана старше (свыше 2 миллиардов лет), Эулалия моложе (0,9–1,5 миллиарда лет), — но обе популяции несут на себе следы куда более ранней истории. Считается, что вещество, из которого они состоят, сформировалось не там, где сейчас находится Главный пояс, а во внешней Солнечной системе, и было заброшено внутрь во время миграции планет-гигантов на заре её истории. Если это так, то астероиды PEC — доступный образец материала, который обычно прячется на окраинах системы, а Бенну и Рюгу, в свою очередь, — доступный образец самого PEC: до них можно долететь и взять пробу без многолетнего перелёта к поясу Койпера.

Проблема в том, что в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах — а именно в них PEC изучали раньше — спектры этих астероидов практически безликие: ни выразительных полос поглощения, ни резких отличий между Поланой и Эулалией. Поэтому команда обратилась к спектрографу NIRSpec телескопа Джеймса Уэбба, который видит куда дальше в инфракрасную область — вплоть до 5 микрон — и способен различать минералы, невидимые с Земли. В выборку наблюдений попали одноимённый астероид семейства Эулалия — (495) Эулалия — и три представителя семейства Полана среднего размера, около 5 км в поперечнике: (2441) Хиббс, (6712) Хорнстейн и (6769) Брокофф. Сам (142) Полана в выборку не попал только потому, что его спектр уже сняли годом раньше в отдельной программе — так что теперь есть возможность сравнить крупнейшее тело семейства с его более скромными родственниками.

Главная цель наблюдений — полоса поглощения около 2,7 микрон, спектральный «отпечаток» гидроксильной группы OH, которая появляется в филлосиликатах — глинистых минералах, образующихся, когда вода вступает в реакцию с силикатной породой. Присутствие такой полосы означает, что когда-то на теле шло активное водное изменение: лёд внутри планетезимали таял (вероятно, из-за распада радиоактивных изотопов) и вступал в реакцию с минералами. И полоса нашлась — причём у всех четырёх наблюдавшихся астероидов. По форме и положению она оказалась «резкой», с центром в диапазоне 2,72–2,74 микрон — а это характерно именно для филлосиликатов, богатых магнием, а не железом. Более ранние наземные наблюдения уже показывали, что у PEC нет полосы, которая выдавала бы железистые глины, — и новые данные это подтверждают и уточняют: перед нами богатая магнием, сильно гидратированная поверхность.

Интереснее то, что глубина этой полосы оказалась разной. У (495) Эулалии и — по данным более ранней программы — у (142) Полана полоса заметно глубже (около 19–20% падения отражательной способности), чем у трёх более мелких членов семейства Полана (14–17%). Разница может показаться незначительной, но авторы видят за ней вполне конкретную физику: либо родительское тело семейства Полана было неоднородным изнутри, и его обломки разного размера несут вещество из разных «слоёв» с разной степенью изменения, либо дело в космическом выветривании — долгом облучении поверхности солнечным ветром и микрометеоритами, которое со временем меняет параметры полосы. Картина здесь не совсем однозначная: крупные тела обычно должны быть выветрены сильнее мелких, но данные показывают более сложную зависимость, которая может объясняться разным соотношением двух родственных серпентиновых минералов — хризотила и лизардита — на поверхности разных членов семейства.

Помимо главной полосы 2,7 микрон, у (495) Эулалии удалось разглядеть и более слабые, но информативные особенности спектра — около 3,1, 3,4 и 3,9 микрон. Их относят, соответственно, к глинам с примесью аммония, к алифатической органике и к карбонатам (возможно, кальциту). У (142) Полана те же полосы тоже присутствуют, но в других пропорциях: Эулалия несёт заметно больше вещества, похожего на карбонаты, а Полана — чуть больше признаков органики. Авторы осторожно интерпретируют эту разницу как след того, что родительские тела двух семейств собирали вещество из немного разных областей протопланетного диска или прошли немного разные стадии водного изменения — притом что в остальном их состав поразительно похож.

Чтобы понять, на что вообще похожи спектры PEC, авторы сравнили их количественно — методом «евклидова расстояния» по форме полосы — со спектрами углистых хондритов (метеоритов, богатых углеродом и водой) и с уже известными спектрами Бенну и Рюгу, снятыми и с орбиты, и по образцам грунта, доставленным на Землю. Результат получился обнадёживающим для гипотезы общего происхождения: все четыре объекта PEC ближе всего оказались к сильно изменённым водой метеоритам — таким как CI-хондрит Ивуна и CM1-хондрит LAP02277, — а также демонстрируют устойчивое сходство со спектрами и Бенну, и Рюгу. При этом крупные тела PEC — (142) Полана и (495) Эулалия — по форме полосы ближе всего совпадают именно с дистанционным спектром Бенну, а по точному положению центра полосы — с образцами вещества, доставленными обеими миссиями на Землю.

Главный вопрос — какое из двух семейств, Полана или Эулалия, породило Бенну, а какое Рюгу, — работа всё же разрешить не смогла. Динамическое моделирование орбит и раньше слегка склонялось к тому, что оба околоземных астероида скорее произошли от Полана (около 70% вероятности против 30% у Эулалии), а различие в цвете в ультрафиолетовом и видимом диапазонах наводило на мысль связать более «красную» Полану с Бенну, а более «голубую» Эулалию — с Рюгу. Новые данные NIRSpec этот сюжет не опровергают, но и не подтверждают напрямую: минорные полосы поглощения в спектрах Бенну и Рюгу действительно похожи на то, что видно у (142) Полана и (495) Эулалии соответственно — карбонаты и аммонийные соединения в схожих пропорциях, — но выборка пока слишком мала, чтобы сделать окончательный вывод. Авторы прямо говорят: нужны наблюдения более мелких членов обоих семейств, сопоставимых по размеру с самими Бенну и Рюгу, а не с их куда более крупными «старшими родственниками».

Отдельный сюжет работы — попытка определить, где именно во внешней Солнечной системе сформировались родительские тела PEC. Для этого авторы сравнили спектры Поланы и Эулалии с другими примитивными телами: крупными астероидами Церерой, Палладой и Гигеей, юпитерианскими троянцами, нерегулярными спутниками Юпитера и даже кометой 67P. Логика простая: присутствие или отсутствие определённых минералов — прежде всего аммонийных соединений, которые конденсируются только при очень низких температурах, — работает как своего рода термометр, указывающий на температуру в месте рождения тела. По этой логике родительские тела PEC, судя по всему, сформировались дальше от Солнца, чем родительское тело Паллады (у которой аммонийных следов нет вовсе), но ближе, чем родительские тела Цереры и Гигеи (у которых аммонийные минералы выражены отчётливо) — где-то в промежуточной зоне внешней Солнечной системы, за линией конденсации аммиака. Иными словами, Бенну и Рюгу, а вместе с ними и вещество, которое сейчас изучают в лабораториях NASA и JAXA, скорее всего, ведут свою родословную от планетезимали, родившейся далеко за пределами современного пояса астероидов — и лишь спустя миллиарды лет заброшенной внутрь Солнечной системы, где от неё откололись более мелкие тела, включая те два камня, к которым человечество уже прикоснулось.

✊

----

Домашнее чтение:

📖 - https://doi.org/10.48550/arXiv.2607.16518