На многих океанических планетах, таких как спутник Юпитера Европа или спутник Сатурна Энцелад, проявления сдвиговой тектоники подробно задокументированы. Исследователи считают, что движение вдоль этих разломов вызывают дневные приливные напряжения – разнонаправленные усилия, возникающие в результате движения спутника относительно родительской планеты.

Титан располагает толстой корой, состоящей из прочного водяного льда. И Титан является единственным местом, кроме Земли, где на поверхности имеются озера и моря, наполненные жидкостью. Однако жидкость на Титане представлена углеводородами, такими как метан и этан.

Располагая ограниченным объемом наблюдательных данных, Лилиан Буркхард (Liliane Burkhard), докторант Школы наук об океанах и Земле и технологии Гавайского университета в Маноа, США, и ее коллеги изучили возможность наличия сдвиговой тектоники на Титане, используя модели тектонического сдвига, основанные на изучении физики процесса. Расчеты, проводимые в соответствии с этой моделью, включали данные о приливных напряжениях на Титане, ориентацию предполагаемых разломов, свойства коры (включая давление жидкости в порах) и напряжение, необходимое для появления трещины в материале поверхности.

«Титан уникален, поскольку он является единственным известным спутником планеты, на поверхности которого доказано существование стабильных жидкостей, – сказала Буркхард. – Поэтому мы смогли обоснованно использовать данные по давлению жидкости в порах материала в наших расчетах, что позволило снизить сдвиговую прочность ледяной коры и представить совершенно иную картину тектонической эволюции Титана».

В этом пионерском исследовании ученые нашли, что комбинация дневных приливных напряжений и давления жидкости в порах материала способствовала возникновению сдвиговых трещин в случае неглубоких разломов коры на Титане.

«Это удивительное открытие, – говорит Буркхард. – Наши результаты показывают, что при этих условиях сдвиговые трещины не только становятся возможными, но становятся активным механизмом деформации поверхности и подповерхностных слоев материала Титана и могут помочь проложить путь жидкостям к поверхности спутника Сатурна. Такой транспорт жидкостей из-под поверхности мог оказать влияние на потенциальную обитаемость Титана».

Исследование опубликовано в журнале Icarus.

Миссия TESS производит обзор примерно 200 000 самых ярких звезд, расположенных в окрестностях Солнца, с целью поисков транзитных экзопланет. До настоящего времени при помощи этого спутника было идентифицировано свыше 4500 экзопланет-кандидатов (TESS Objects of Interest, или TOI), из которых 159 объектов были подтверждены как истинные планеты.

Группа астрономов под руководством Тяньцзюня Гана (Tianjun Gan) из Университета Цинхуа, Китай, недавно подтвердила еще один объект TOI, обнаруженный при помощи спутника TESS. Исследователи сообщают об идентификации транзитного сигнала на кривой блеска карлика спектрального класса М, известного как TOI-530. Планетная природа сигнала была подтверждена последующими наблюдениями.

Планета TOI-530b имеет радиус порядка 0,83 радиуса Юпитера, в то время как ее масса оценивается в 0,4 массы крупнейшей планеты нашей планетной системы. Отсюда плотность планеты составляет около 0,93 грамма на кубический сантиметр. Планета обращается вокруг родительской звезды с периодом 6,39 суток, оставаясь на расстоянии примерно 0,052 астрономической единицы (1 а.е. равна среднему расстоянию от Земли до Солнца) от нее. Равновесная температура планеты TOI-530b составляет 565 Кельвинов, согласно расчетам. Планетная система находится на расстоянии 481,5 светового года от Земли.

Родительская звезда TOI-530 является карликом спектрального класса М, имеющим размер и массу примерно вполовину меньше, чем у Солнца. Металличность звезды оценивается в 0,376, а эффективная температура составляет приблизительно 3659 Кельвинов.

Согласно авторам, планета TOI-530b плохо подходит для изучения состава атмосферы в будущем по причине слишком низкой яркости родительской звезды, однако она может представлять интерес при создании теории формирования и миграции планет, подобных Юпитеру, отметили авторы.

Работа доступна онлайн в репозитории научных препринтов arxiv.org.

Согласно преобладающей теории, большие галактики, такие как наш Млечный Путь, образовались в результате слияния с меньшими галактиками. В последние годы доказательства этого действительно были найдены для нашего Млечного Пути благодаря спутнику Gaia. Итало-голландская команда исследователей хотела доказать гипотезу о том, что маленькие галактики, в свою очередь, состоят из еще меньших галактик.

Шаровые скопления

Чтобы проверить свою гипотезу, исследователи изучили Большое Магелланово облако, соседнюю галактику с нашим Млечным Путем. Они сосредоточились, в частности, на шаровых скоплениях. Шаровые скопления - это группы от тысяч до миллионов звезд. Идея состоит в том, что ядро такого шарового скопления может продержаться даже после миллиардов лет выталкивания и притяжения галактики.

Исследователи проанализировали химический состав одиннадцати шаровых скоплений, изученных Очень Большим телескопом и телескопами Магеллана в Чили.

Из 11 шаровых скоплений, изученных в Большом Магеллановом облаке, было обнаружено, что одно имеет совершенно другой химический состав. Это шаровое скопление NGC 2005, оно содержит около 200 000 звезд и расположено на расстоянии 750 световых лет от центра Большого Магелланова облака. Помимо прочего, оно содержит меньше цинка, меди, кремния и кальция, чем десять других кластеров.

Пережиток более раннего слияния

Основываясь на химическом составе NGC 2005, исследователи пришли к выводу, что скопление должно быть реликтом небольшой галактики, в которой звезды формировались довольно медленно. Миллиарды лет назад эта маленькая галактика слилась бы с тогда еще не таким большим Большим Магеллановым облаком. Со временем большая часть маленькой галактики была разделена, и большинство звезд были рассеяны, но центральное шаровое скопление NGC 2005 осталось.

Исследователь Давиде Массари, работающий в Италии и в Университете Гронингена (Нидерланды), говорит: "На самом деле мы видим пережиток более раннего слияния. И теперь мы впервые убедительно продемонстрировали, что маленькие галактики, соседствующие с нашим Млечным Путем, в свою очередь, образовались из еще меньших галактик".

Эта возможная экзопланета-кандидат расположена в спиральной галактике Мессье 51 (М51), также называемой галактикой Водоворот.

Экзопланетами, или внесолнечными планетами, называют планеты, расположенные за пределами нашей Солнечной системы. До настоящего времени все другие известные экзопланеты и экзопланеты-кандидаты были обнаружены в пределах нашей галактики Млечный путь, причем почти все из этих планет лежат на расстояниях менее 3000 световых лет от Земли. Экзопланета в галактике М51 должна находиться на расстоянии около 28 миллионов световых лет от нас, то есть в тысячи раз дальше.

Основным и наиболее плодотворным современным методом наблюдения планет является транзитный метод, состоящий в наблюдениях регулярных изменений оптического излучения звезды при прохождении перед ней планеты. Эти новые наблюдения используют модифицированный транзитный метод обнаружения экзопланет, отличающийся тем, что транзит планеты перед звездой наблюдают не в оптическом диапазоне, а в более высокоэнергетическом рентгеновском диапазоне. В этом диапазоне удается наблюдать лишь такие планеты, которые входят в состав систем из двух массивных объектов – нейтронной звезды или черной дыры и обычной звезды-компаньона. При перетекании части массы звезды на нейтронную звезду или черную дыру в такой системе происходит выброс высокоэнергетического рентгеновского излучения, однако при этом область излучения имеет очень компактный размер. При прохождении планеты перед нейтронной звездой (или черной дырой) происходит почти полное блокирование этого рентгеновского излучения, в отличие от блокирования лишь крохотной доли оптического излучения звезды в случае обычного транзита. В итоге рентгеновский транзит планеты можно наблюдать с огромного расстояния, пояснили авторы.

При помощи этого метода команде Ди Стефано удалось обнаружить экзопланету-кандидат в системе M51-ULS-1, расположенной в галактике М51. Эта двойная система содержит черную дыру или нейтронную звезду, вокруг которой обращается звезда-компаньон, имеющая массу порядка 20 масс Солнца. Обнаруженный рентгеновский транзит продолжался в течение примерно трех часов, на протяжении которых рентгеновская яркость источника упала до нуля. Исходя из этой информации, авторы сделали вывод, что обнаруженная планета имеет размер примерно как у Сатурна и обращается вокруг нейтронной звезды или черной дыры на расстоянии, примерно вдвое большем, по сравнению с расстоянием от Солнца до Сатурна.

К сожалению, подтверждение планетного статуса обнаруженного объекта осложняется тем, что период обращения планеты вокруг родительского компактного объекта составляет порядка 70 лет, на протяжении которых астрономам придется непрерывно следить за этим объектом, поскольку в противном случае есть риск случайно пропустить рентгеновский транзит планеты, пояснили авторы исследования.

Работа опубликована в журнале Nature.