Алексей Кудря ##### **Сверхновая Тихо: взрыв внутри туманности** Осенью 1572 года на небесном своде вспыхнула новая звезда, которая затмила по яркости Венеру и была видна даже днем. Она вошла в историю как сверхновая, а наблюдения за ней датского астронома Тихо Браге стали важной вехой в астрономии. И по сей день остаток этой сверхновой продолжает раскрывать новые детали своей природы. Согласно новому анализу, опубликованному в октябре 2025 года, сверхновая Тихо относится к категории SNIP (SuperNova exploded Inside a Planetary nebula) — сверхновых, вспыхнувших внутри планетарной туманности [1]. Chandra X‑ray: NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al; Optical: DSS Ключевым доказательством этой гипотезы послужили два противоположных выступа, или «ушные» структуры, выступающие из основной оболочки остатка сверхновой. Эти особенности не являются случайными; по своей морфологии они удивительно похожи на структуры, ранее обнаруженные в остатках других сверхновых типа Ia — SN 1604 Кеплера, G299–2.9 и G1.9+0.3, — которые также считаются кандидатами в SNIP. Формирование таких симметричных «ушей» интерпретируется как результат взаимодействия ударной волны от взрыва с плотной оболочкой околозвездного материала. Визуализация остатка сверхновой с трехмерным полем скоростей, измеренных по доплеровскому сдвигу. Сверху изображены виды по оси Y («сверху»), снизу — по оси X («справа»). arxiv.org/html/2510.12674v2 Планетарные туманности представляют собой внешние ионизированные оболочки, которые сбрасывает звезда, превращаясь в белый карлик. Они рассеиваются в межзвездной среде за достаточно короткий период — несколько сотен тысяч лет. Признаки взрыва внутри планетарной туманности указывают, что наиболее вероятным механизмом вспышки является сценарий слияния в общем ядре (core-degenerate scenario). В этой модели белый карлик сливается с горячим ядром недавно сбросившей оболочки звезды-компаньона и происходит термоядерный взрыв, причем это успевает случиться до того, как планетарная туманность рассеялась [2]. Если интерпретация для Тихо верна, она может заметно развить общее понимание того, как устроены сверхновые типа Ia. Исследование предполагает, что от 70% до 90% «нормальных» сверхновых этого типа относятся к SNIP, т. е. большинство подобных космических вспышек происходит внутри планетарных туманностей, а не в пустоте межзвездного пространства, как предполагалось. Следовательно, значительная часть сверхновых типа Ia возникает в относительно молодых звездных популяциях. Таким образом, остаток сверхновой Тихо, изучаемый на протяжении более четырех столетий, продолжает предоставлять ключевую информацию, которая заставляет пересматривать устоявшиеся модели звездной эволюции и версии происхождения одной из важнейших «стандартных свечей» в космологии. **1.****arxiv.org/abs/2510.12674** **2.****arxiv.org/abs/1109.4652** ##### Новый спектрограф STELES на телескопе SOAR На картинке показана гигантская область звездообразования в южном небе, известная как туманность Карина (NGC 3372), и полный спектр двойной звездной системы в ее центре — Эта Киля. Cпектр получен на телескопе SOAR с помощью эшелле-спектрографа STELES. Источник: CTIO/NOIRLab/SOAR/NSF/AURA/N. Smith (Миннесотский университет) На 4,1-метровом телескопе SOAR в обсерватории Серро-Пачон (Чили) введен в строй новый высокоточный прибор — спектрограф STELES. В августе 2025 года он успешно провел первые наблюдения, зафиксировав спектры 14 астрономических объектов, включая знаменитую двойную систему Эта Киля. Инструмент, разработанный бразильскими научными организациями при участии Европейской южной обсерватории, значительно расширяет возможности изучения химического состава и динамики звезд [3]. Принцип работы STELES основан на разделении входящего света на два канала — синий (300–550 нм) и красный (530–890 нм), в которых излучение детально раскладывается на компоненты с помощью дифракционных решеток эшелле́. Это позволяет одновременно проводить наблюдения в большей части видимого света, что особенно ценно для слабых удаленных объектов. Высокое спектральное разрешение в сочетании с качеством изображений телескопа SOAR позволяет получать высокоточные данные о химическом составе звезд, их радиальных скоростях, характеристиках вращения и расстояниях до них. Одной из ключевых научных задач STELES станет поиск объектов населения III — первого поколения звезд во Вселенной. Согласно современным космологическим моделям, они должны состоять только из водорода и гелия, без более тяжелых элементов. Их существование предсказано теоретически, но напрямую их пока обнаружить не удалось. Их обнаружение и изучение состава дало бы уникальные данные о том, что происходило в первые сотни миллионов лет после Большого взрыва, о химической эволюции нашей галактики и всей Вселенной, о процессах звездообразования и физике горячих звезд. Инженерные испытания должны завершиться в начале 2026 года, после чего спектрограф приступит к систематическому поиску древнейших звезд в Млечном Пути и за его пределами. Реализация этого международного проекта демонстрирует эффективность сотрудничества научных организаций разных стран в решении фундаментальных задач астрофизики. **3. Пресс-релиз NSF NOIRLab:****noirlab.edu/public/news/noirlab2528/** ##### Предел компактности нейтронных звезд Нейтронные звезды, образующиеся в результате гравитационного коллапса ядер массивных звезд после взрывов сверхновых, представляют собой уникальные природные лаборатории для исследования вещества в экстремальных условиях. Эти объекты, содержащие до трех масс Солнца в сфере диаметром около 20–30 км, обладают плотностью, превышающей плотность атомных ядер. Теоретическое исследование, проведенное учеными из Франкфуртского университета, установило новый фундаментальный предел компактности нейтронных звезд, что открывает возможности для экспериментальной проверки предсказаний квантовой хромодинамики [4]. Рентгеновское изображение пульсара Вела, полученное с помощью телескопа «Чандра», и оптическое изображение, полученное с помощью телескопа «Хаббл». Изображение предоставлено: рентгеновское – NASA/CXC/SAO; оптическое – NASA/ ESA/STScI; обработка изображений – NASA/CXC/SAO/J. Schmidt, K. Arcand Основная сложность в определении параметров нейтронных звезд связана с неоднозначностью уравнения состояния — зависимости между плотностью и давлением в их недрах. В условиях, когда давление достигает значений, недостижимых в земных лабораториях, возможно образование экзотических форм материи, включая гиперонную материю или кварковую жидкость [5]. Различные модели уравнения состояния предсказывают существенно отличающиеся значения радиуса нейтронной звезды при заданной массе, что до настоящего времени затрудняло получение однозначных наблюдательных ограничений. Проведенный анализ десятков тысяч возможных уравнений состояния показал существование универсального верхнего предела компактности нейтронных звезд. В геометризованных единицах измерения, используемых в общей теории относительности, отношение массы к радиусу для стабильной нейтронной звезды не превышает значения 1/3. Это соотношение позволяет установить нижний предел радиуса: для нейтронной звезды известной массы радиус должен быть не менее, чем в три раза больше ее массы, выраженной в единицах длины. Установленное ограничение имеет фундаментальную природу и выводится из базовых принципов квантовой хромодинамики — теории, описывающей сильное взаимодействие между кварками и глюонами. Нарушение этого предела в будущих наблюдениях указало бы на необходимость пересмотра современных представлений о поведении вещества в экстремальных условиях. Перспективы экспериментальной проверки связаны с проектами по точному измерению радиусов нейтронных звезд, такими как эксперимент NICER на Международной космической станции, а также с анализом гравитационно-волновых сигналов от слияний нейтронных звезд, аналогичных событию GW170817. **4.****arxiv.org/abs/2510.12870** **5.****nuclphys.sinp.msu.ru/depniseminar/Mikheev2024.pdf** ##### Карликовые галактики и ограничение на MOND Международная команда исследователей, проанализировавшая движение звезд в 12 самых тусклых карликовых галактиках, пришла к выводу, что эти данные не могут быть удовлетворительно объяснены только влиянием видимого вещества или предсказаниями модифицированной ньютоновской динамики (MOND). Это еще одно независимое свидетельство в пользу наличия темной материи [6]. Существование темной материи — гипотетической ее формы, не участвующей в электромагнитном взаимодействии, — было предложено для объяснения гравитационных аномалий, таких как необычное распределение скоростей звезд в галактиках: во внешних областях они вращаются быстрее, чем можно ожидать при учете только видимой материи. Согласно современным космологическим моделям, на долю темной материи приходится около 26,8% массы-энергии Вселенной, в то время как обычная, барионная материя составляет около 4,9%. Несмотря на обширные косвенные доказательства, прямое обнаружение темной материи остается одной из нерешенных задач физики. Альтернативная гипотеза, MOND, предполагает, что наблюдаемые аномалии связаны не со скрытой массой, а с изменением законов гравитации при чрезвычайно малых ускорениях. Однако последнее исследование демонстрирует, что в карликовых галактиках наблюдается большее гравитационное ускорение, чем может быть порождено видимым веществом, и предсказания MOND не согласуются с точно измеренными радиальными профилями гравитационных полей. В то же время модели, учитывающие влияние массивных гало темной материи, успешно описывают полученные данные. В больших спиральных галактиках, таких как M33 (слева), связь между видимой материей и гравитационным ускорением хорошо изучена. Слабые карликовые галактики, такие как Эридан II (справа), демонстрируют более низкие значения ускорения. Но исследование показывает, что и в них гравитационное поле тоже нельзя объяснить только видимой материей. Источник: ESO/ DSS2 (D. De Martin); DES (S. E. Koposov), коллаж: AIP (M. P. Júlio) Этот результат ставит под сомнение универсальность так называемого соотношения радиального ускорения — ранее наблюдаемой эмпирической связи между видимой массой галактики и создаваемым ею гравитационным полем. Оказалось, что для наименее массивных систем это соотношение нарушается, и одно и то же количество видимой материи может соответствовать разной гравитационной силе. Это указывает на необходимость учета дополнительного фактора, каковым и является темная материя. Таким образом, исследование карликовых галактик сужает поле для альтернативных гравитационных теорий и подчеркивает необходимость продолжения поисков темной материи с помощью подземных детекторов, ускорителей и астрофизических наблюдений. **6.****arxiv.org/abs/2510.06905** ##### Термометр для ранней Вселенной Кварк-глюонная плазма (КГП) представляет собой состояние вещества, в котором привычные протоны и нейтроны распадаются на составляющие — кварки и глюоны. Это состояние характерно для первых микросекунд существования Вселенной, а в лабораторных условиях оно воссоздается в результате столкновений тяжелых ионов на ускорителях. Одной из фундаментальных, но долгое время нерешенных проблем было точное измерение температуры этой экстремальной субстанции. Свойства КГП, такие как вязкость и скорость охлаждения, критически зависят от температуры. Предыдущие методы измерений сталкивались с ограничениями: либо они не обладали достаточным разрешением, либо измеряемые параметры искажались из-за влияния самой расширяющейся плазмы. Требовался своего рода «проникающий термометр», способный передавать информацию изнутри системы, не взаимодействуя с ней напрямую. Прорывной подход, примененный международной коллаборацией STAR на Релятивистском коллайдере тяжелых ионов (RHIC), заключался в использовании тепловых пар лептонов — электронов и позитронов. Эти частицы, в отличие от кварков, почти не подвержены сильному взаимодействию, которое доминирует в КГП. Благодаря этому они беспрепятственно проходят сквозь плазму, сохраняя в своем энергетическом спектре нетронутый «тепловой отпечаток» среды, в которой родились. Основная экспериментальная сложность заключалась в детектировании этих редких пар на фоне огромного количества других частиц, рождающихся в столкновении [7, 8]. Схематическое изображение процесса образования пар e+e– и фазовой диаграммы КХД. Nature Communications (2025); arxiv.org/html/2402.01998v1 Проведенные измерения позволили получить два ключевых температурных значения. В области малых масс пар был зафиксирован средний показатель в 1,99±0,24×1012 K. Эта величина согласуется с температурой фазового перехода между обычной ядерной материей и КГП, предсказанной теорией. Значительно более высокий средний показатель — 3,40±0,55×1012 K — был зафиксирован в области больших масс пар. Такое различие указывает на то, что лептоны разной массы несут информацию о разных стадиях эволюции плазмы. Частицы с большей массой рождаются на более ранней, горячей стадии существования КГП, в то время как частицы с меньшей массой излучаются позже, когда плазма остывает и приближается к фазовому переходу. Ранняя Вселенная в представлении художника (Illustric Collaboration) Полученные данные предоставляют прямые экспериментальные данные для построения фазовой диаграммы квантовой хромодинамики — теории, описывающей сильное взаимодействие. Эта диаграмма имеет фундаментальное значение для понимания эволюции вещества во Вселенной и структуры таких экзотических астрофизических объектов, как нейтронные звезды. Уточнение температурного профиля КГП позволяет также более точно определить ее время жизни и транспортные свойства, что открывает новые возможности для изучения материи в ее наиболее экстремальном состоянии. **7.****arxiv.org/html/2402.01998v1** **8.****nature.com/articles/s41467-025-63216-5** ##### Изображение номера: туманность Красный Паук NGC 6537 Планетарные туманности, такие как туманность Красный Паук, образуются, когда обычные звезды, подобные Солнцу, достигают конца своего жизненного цикла. Превратившись в холодных красных гигантов, эти звезды сбрасывают внешние слои и отправляют их в космос, обнажая свои раскаленные добела ядра. Ультрафиолетовый свет центральной звезды ионизирует выброшенный материал, заставляя его светиться. Фаза планетарной туманности в жизни звезды столь же мимолетна, сколь и прекрасна: она длится всего несколько десятков тысяч лет. На новом снимке космического телескопа «Джеймс Уэбб» запечатлена туманность Красный Паук — NGC 6537. На предыдущих снимках, сделанных телескопом «Хаббл» в оптическом диапазоне, в центре туманности была едва различима одна бледная звезда, а на снимке «Джеймса Уэбба» в ближнем инфракрасном диапазоне (NIRCam) она ярко светится, окруженная облаком горячей пыли (показаны в оттенках красного). Многие характеристики туманности указывают на присутствие второй звезды. По обе стороны от центра туманности простираются два обширных «лепестка» — это газ, истекавший из центра туманности в течение нескольких тысячелетий. За голубые «лепестки» отвечают столкновения быстро движущегося газа (в основном молекулярного водорода), а за фиолетовую S-образную границу внутреннего края «лепестков» — ионизированные атомы железа. Ионизированное железо — это быстрая струя (джет), возникшая рядом с центральной звездой и столкнувшаяся с ранее выброшенным газом, формируя туманность в ее нынешнем, похожем на песочные часы виде. **_i_ _opscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ae0706_** #### См. также: * Обзор новостей астрофизики: Приливное разрушение звезды черной дырой промежуточной массы (15.11.2022) * Астроновости: случайная находка Curiosity, холодный суперюпитер от «Уэбба», вода от китайского лунного зонда… (30.07.2024) * Астроновости: отчет обсерватории «Евклид», древний океан магмы на Луне, «Джеймс Уэбб» наблюдает за HR 8799… (25.03.2025) * Астроновости: килоновая GRB 2303070A, портрет Бетельгейзе, уточнение возраста Луны и ее недавнее затмение (31.10.2023) * Астроновости: азиатские рентгеновские обсерватории, полярные сияния коричневого карлика W1935, разгадка потемнения RW Цефея и др. (16.01.2024) * Астроновости: «Евклид» запущен, судьба Ingenuity, марсианский пончик, портреты гигантов от «Уэбба» (11.07.2023) * Темная энергия во Вселенной (17.07.2018) * Реликтовые черные дыры и темная материя (27.08.2024) * Ответы на вопросы трудящихся (07.02.2023)

Алексей Кудря ##### **Сверхновая Тихо: взрыв внутри туманности** Осенью 1572 года на небесном своде вспыхнула новая звезда, которая затмила по яркости Венеру и была видна даже днем. Она вошла в историю как сверхновая, а наблюдения за ней датского астронома Тихо Браге стали важной вехой в астрономии. И по сей день остаток этой сверхновой продолжает раскрывать новые детали своей природы. Согласно новому анализу, опубликованному в октябре 2025 года, сверхновая Тихо относится к категории SNIP (SuperNova exploded Inside a Planetary nebula) — сверхновых, вспыхнувших внутри планетарной туманности [1]. Chandra X‑ray: NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al; Optical: DSS Ключевым доказательством этой гипотезы послужили два противоположных выступа, или «ушные» структуры, выступающие из основной оболочки остатка сверхновой. Эти особенности не являются случайными; по своей морфологии они удивительно похожи на структуры, ранее обнаруженные в остатках других сверхновых типа Ia — SN 1604 Кеплера, G299–2.9 и G1.9+0.3, — которые также считаются кандидатами в SNIP. Формирование таких симметричных «ушей» интерпретируется как результат взаимодействия ударной волны от взрыва с плотной оболочкой околозвездного материала. Визуализация остатка сверхновой с трехмерным полем скоростей, измеренных по доплеровскому сдвигу. Сверху изображены виды по оси Y («сверху»), снизу — по оси X («справа»). arxiv.org/html/2510.12674v2 Планетарные туманности представляют собой внешние ионизированные оболочки, которые сбрасывает звезда, превращаясь в белый карлик. Они рассеиваются в межзвездной среде за достаточно короткий период — несколько сотен тысяч лет. Признаки взрыва внутри планетарной туманности указывают, что наиболее вероятным механизмом вспышки является сценарий слияния в общем ядре (core-degenerate scenario). В этой модели белый карлик сливается с горячим ядром недавно сбросившей оболочки звезды-компаньона и происходит термоядерный взрыв, причем это успевает случиться до того, как планетарная туманность рассеялась [2]. Если интерпретация для Тихо верна, она может заметно развить общее понимание того, как устроены сверхновые типа Ia. Исследование предполагает, что от 70% до 90% «нормальных» сверхновых этого типа относятся к SNIP, т. е. большинство подобных космических вспышек происходит внутри планетарных туманностей, а не в пустоте межзвездного пространства, как предполагалось. Следовательно, значительная часть сверхновых типа Ia возникает в относительно молодых звездных популяциях. Таким образом, остаток сверхновой Тихо, изучаемый на протяжении более четырех столетий, продолжает предоставлять ключевую информацию, которая заставляет пересматривать устоявшиеся модели звездной эволюции и версии происхождения одной из важнейших «стандартных свечей» в космологии. **1.****arxiv.org/abs/2510.12674** **2.****arxiv.org/abs/1109.4652** ##### Новый спектрограф STELES на телескопе SOAR На картинке показана гигантская область звездообразования в южном небе, известная как туманность Карина (NGC 3372), и полный спектр двойной звездной системы в ее центре — Эта Киля. Cпектр получен на телескопе SOAR с помощью эшелле-спектрографа STELES. Источник: CTIO/NOIRLab/SOAR/NSF/AURA/N. Smith (Миннесотский университет) На 4,1-метровом телескопе SOAR в обсерватории Серро-Пачон (Чили) введен в строй новый высокоточный прибор — спектрограф STELES. В августе 2025 года он успешно провел первые наблюдения, зафиксировав спектры 14 астрономических объектов, включая знаменитую двойную систему Эта Киля. Инструмент, разработанный бразильскими научными организациями при участии Европейской южной обсерватории, значительно расширяет возможности изучения химического состава и динамики звезд [3]. Принцип работы STELES основан на разделении входящего света на два канала — синий (300–550 нм) и красный (530–890 нм), в которых излучение детально раскладывается на компоненты с помощью дифракционных решеток эшелле́. Это позволяет одновременно проводить наблюдения в большей части видимого света, что особенно ценно для слабых удаленных объектов. Высокое спектральное разрешение в сочетании с качеством изображений телескопа SOAR позволяет получать высокоточные данные о химическом составе звезд, их радиальных скоростях, характеристиках вращения и расстояниях до них. Одной из ключевых научных задач STELES станет поиск объектов населения III — первого поколения звезд во Вселенной. Согласно современным космологическим моделям, они должны состоять только из водорода и гелия, без более тяжелых элементов. Их существование предсказано теоретически, но напрямую их пока обнаружить не удалось. Их обнаружение и изучение состава дало бы уникальные данные о том, что происходило в первые сотни миллионов лет после Большого взрыва, о химической эволюции нашей галактики и всей Вселенной, о процессах звездообразования и физике горячих звезд. Инженерные испытания должны завершиться в начале 2026 года, после чего спектрограф приступит к систематическому поиску древнейших звезд в Млечном Пути и за его пределами. Реализация этого международного проекта демонстрирует эффективность сотрудничества научных организаций разных стран в решении фундаментальных задач астрофизики. **3. Пресс-релиз NSF NOIRLab:****noirlab.edu/public/news/noirlab2528/** ##### Предел компактности нейтронных звезд Нейтронные звезды, образующиеся в результате гравитационного коллапса ядер массивных звезд после взрывов сверхновых, представляют собой уникальные природные лаборатории для исследования вещества в экстремальных условиях. Эти объекты, содержащие до трех масс Солнца в сфере диаметром около 20–30 км, обладают плотностью, превышающей плотность атомных ядер. Теоретическое исследование, проведенное учеными из Франкфуртского университета, установило новый фундаментальный предел компактности нейтронных звезд, что открывает возможности для экспериментальной проверки предсказаний квантовой хромодинамики [4]. Рентгеновское изображение пульсара Вела, полученное с помощью телескопа «Чандра», и оптическое изображение, полученное с помощью телескопа «Хаббл». Изображение предоставлено: рентгеновское – NASA/CXC/SAO; оптическое – NASA/ ESA/STScI; обработка изображений – NASA/CXC/SAO/J. Schmidt, K. Arcand Основная сложность в определении параметров нейтронных звезд связана с неоднозначностью уравнения состояния — зависимости между плотностью и давлением в их недрах. В условиях, когда давление достигает значений, недостижимых в земных лабораториях, возможно образование экзотических форм материи, включая гиперонную материю или кварковую жидкость [5]. Различные модели уравнения состояния предсказывают существенно отличающиеся значения радиуса нейтронной звезды при заданной массе, что до настоящего времени затрудняло получение однозначных наблюдательных ограничений. Проведенный анализ десятков тысяч возможных уравнений состояния показал существование универсального верхнего предела компактности нейтронных звезд. В геометризованных единицах измерения, используемых в общей теории относительности, отношение массы к радиусу для стабильной нейтронной звезды не превышает значения 1/3. Это соотношение позволяет установить нижний предел радиуса: для нейтронной звезды известной массы радиус должен быть не менее, чем в три раза больше ее массы, выраженной в единицах длины. Установленное ограничение имеет фундаментальную природу и выводится из базовых принципов квантовой хромодинамики — теории, описывающей сильное взаимодействие между кварками и глюонами. Нарушение этого предела в будущих наблюдениях указало бы на необходимость пересмотра современных представлений о поведении вещества в экстремальных условиях. Перспективы экспериментальной проверки связаны с проектами по точному измерению радиусов нейтронных звезд, такими как эксперимент NICER на Международной космической станции, а также с анализом гравитационно-волновых сигналов от слияний нейтронных звезд, аналогичных событию GW170817. **4.****arxiv.org/abs/2510.12870** **5.****nuclphys.sinp.msu.ru/depniseminar/Mikheev2024.pdf** ##### Карликовые галактики и ограничение на MOND Международная команда исследователей, проанализировавшая движение звезд в 12 самых тусклых карликовых галактиках, пришла к выводу, что эти данные не могут быть удовлетворительно объяснены только влиянием видимого вещества или предсказаниями модифицированной ньютоновской динамики (MOND). Это еще одно независимое свидетельство в пользу наличия темной материи [6]. Существование темной материи — гипотетической ее формы, не участвующей в электромагнитном взаимодействии, — было предложено для объяснения гравитационных аномалий, таких как необычное распределение скоростей звезд в галактиках: во внешних областях они вращаются быстрее, чем можно ожидать при учете только видимой материи. Согласно современным космологическим моделям, на долю темной материи приходится около 26,8% массы-энергии Вселенной, в то время как обычная, барионная материя составляет около 4,9%. Несмотря на обширные косвенные доказательства, прямое обнаружение темной материи остается одной из нерешенных задач физики. Альтернативная гипотеза, MOND, предполагает, что наблюдаемые аномалии связаны не со скрытой массой, а с изменением законов гравитации при чрезвычайно малых ускорениях. Однако последнее исследование демонстрирует, что в карликовых галактиках наблюдается большее гравитационное ускорение, чем может быть порождено видимым веществом, и предсказания MOND не согласуются с точно измеренными радиальными профилями гравитационных полей. В то же время модели, учитывающие влияние массивных гало темной материи, успешно описывают полученные данные. В больших спиральных галактиках, таких как M33 (слева), связь между видимой материей и гравитационным ускорением хорошо изучена. Слабые карликовые галактики, такие как Эридан II (справа), демонстрируют более низкие значения ускорения. Но исследование показывает, что и в них гравитационное поле тоже нельзя объяснить только видимой материей. Источник: ESO/ DSS2 (D. De Martin); DES (S. E. Koposov), коллаж: AIP (M. P. Júlio) Этот результат ставит под сомнение универсальность так называемого соотношения радиального ускорения — ранее наблюдаемой эмпирической связи между видимой массой галактики и создаваемым ею гравитационным полем. Оказалось, что для наименее массивных систем это соотношение нарушается, и одно и то же количество видимой материи может соответствовать разной гравитационной силе. Это указывает на необходимость учета дополнительного фактора, каковым и является темная материя. Таким образом, исследование карликовых галактик сужает поле для альтернативных гравитационных теорий и подчеркивает необходимость продолжения поисков темной материи с помощью подземных детекторов, ускорителей и астрофизических наблюдений. **6.****arxiv.org/abs/2510.06905** ##### Термометр для ранней Вселенной Кварк-глюонная плазма (КГП) представляет собой состояние вещества, в котором привычные протоны и нейтроны распадаются на составляющие — кварки и глюоны. Это состояние характерно для первых микросекунд существования Вселенной, а в лабораторных условиях оно воссоздается в результате столкновений тяжелых ионов на ускорителях. Одной из фундаментальных, но долгое время нерешенных проблем было точное измерение температуры этой экстремальной субстанции. Свойства КГП, такие как вязкость и скорость охлаждения, критически зависят от температуры. Предыдущие методы измерений сталкивались с ограничениями: либо они не обладали достаточным разрешением, либо измеряемые параметры искажались из-за влияния самой расширяющейся плазмы. Требовался своего рода «проникающий термометр», способный передавать информацию изнутри системы, не взаимодействуя с ней напрямую. Прорывной подход, примененный международной коллаборацией STAR на Релятивистском коллайдере тяжелых ионов (RHIC), заключался в использовании тепловых пар лептонов — электронов и позитронов. Эти частицы, в отличие от кварков, почти не подвержены сильному взаимодействию, которое доминирует в КГП. Благодаря этому они беспрепятственно проходят сквозь плазму, сохраняя в своем энергетическом спектре нетронутый «тепловой отпечаток» среды, в которой родились. Основная экспериментальная сложность заключалась в детектировании этих редких пар на фоне огромного количества других частиц, рождающихся в столкновении [7, 8]. Схематическое изображение процесса образования пар e+e– и фазовой диаграммы КХД. Nature Communications (2025); arxiv.org/html/2402.01998v1 Проведенные измерения позволили получить два ключевых температурных значения. В области малых масс пар был зафиксирован средний показатель в 1,99±0,24×1012 K. Эта величина согласуется с температурой фазового перехода между обычной ядерной материей и КГП, предсказанной теорией. Значительно более высокий средний показатель — 3,40±0,55×1012 K — был зафиксирован в области больших масс пар. Такое различие указывает на то, что лептоны разной массы несут информацию о разных стадиях эволюции плазмы. Частицы с большей массой рождаются на более ранней, горячей стадии существования КГП, в то время как частицы с меньшей массой излучаются позже, когда плазма остывает и приближается к фазовому переходу. Ранняя Вселенная в представлении художника (Illustric Collaboration) Полученные данные предоставляют прямые экспериментальные данные для построения фазовой диаграммы квантовой хромодинамики — теории, описывающей сильное взаимодействие. Эта диаграмма имеет фундаментальное значение для понимания эволюции вещества во Вселенной и структуры таких экзотических астрофизических объектов, как нейтронные звезды. Уточнение температурного профиля КГП позволяет также более точно определить ее время жизни и транспортные свойства, что открывает новые возможности для изучения материи в ее наиболее экстремальном состоянии. **7.****arxiv.org/html/2402.01998v1** **8.****nature.com/articles/s41467-025-63216-5** ##### Изображение номера: туманность Красный Паук NGC 6537 Планетарные туманности, такие как туманность Красный Паук, образуются, когда обычные звезды, подобные Солнцу, достигают конца своего жизненного цикла. Превратившись в холодных красных гигантов, эти звезды сбрасывают внешние слои и отправляют их в космос, обнажая свои раскаленные добела ядра. Ультрафиолетовый свет центральной звезды ионизирует выброшенный материал, заставляя его светиться. Фаза планетарной туманности в жизни звезды столь же мимолетна, сколь и прекрасна: она длится всего несколько десятков тысяч лет. На новом снимке космического телескопа «Джеймс Уэбб» запечатлена туманность Красный Паук — NGC 6537. На предыдущих снимках, сделанных телескопом «Хаббл» в оптическом диапазоне, в центре туманности была едва различима одна бледная звезда, а на снимке «Джеймса Уэбба» в ближнем инфракрасном диапазоне (NIRCam) она ярко светится, окруженная облаком горячей пыли (показаны в оттенках красного). Многие характеристики туманности указывают на присутствие второй звезды. По обе стороны от центра туманности простираются два обширных «лепестка» — это газ, истекавший из центра туманности в течение нескольких тысячелетий. За голубые «лепестки» отвечают столкновения быстро движущегося газа (в основном молекулярного водорода), а за фиолетовую S-образную границу внутреннего края «лепестков» — ионизированные атомы железа. Ионизированное железо — это быстрая струя (джет), возникшая рядом с центральной звездой и столкнувшаяся с ранее выброшенным газом, формируя туманность в ее нынешнем, похожем на песочные часы виде. **_i_ _opscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ae0706_** #### См. также: * Обзор новостей астрофизики: Приливное разрушение звезды черной дырой промежуточной массы (15.11.2022) * Астроновости: случайная находка Curiosity, холодный суперюпитер от «Уэбба», вода от китайского лунного зонда… (30.07.2024) * Астроновости: отчет обсерватории «Евклид», древний океан магмы на Луне, «Джеймс Уэбб» наблюдает за HR 8799… (25.03.2025) * Астроновости: килоновая GRB 2303070A, портрет Бетельгейзе, уточнение возраста Луны и ее недавнее затмение (31.10.2023) * Астроновости: азиатские рентгеновские обсерватории, полярные сияния коричневого карлика W1935, разгадка потемнения RW Цефея и др. (16.01.2024) * Астроновости: «Евклид» запущен, судьба Ingenuity, марсианский пончик, портреты гигантов от «Уэбба» (11.07.2023) * Темная энергия во Вселенной (17.07.2018) * Реликтовые черные дыры и темная материя (27.08.2024) * Ответы на вопросы трудящихся (07.02.2023)