Она удалена от нас на 8500 световых лет. Яркая звезда в самом центре - голубой гигант HD 42050. Его мощное ультрафиолетовое излучение заставляет окружающий водород светиться красным цветом, а яркий свет самой звезды окрашивает межзвёздную пыль в голубоватые оттенки.

Этот грандиозный утёс на Миранде, спутнике Урана, возвышается примерно на 20 километров — почти в 10 раз выше, чем знаменитый Гранд-Каньон на Земле. Его масштаб настолько впечатляет, что если бы он находился на нашей планете, вершина терялась бы в стратосфере.

Благодаря слабой гравитации Миранды падение с такой высоты заняло бы около 12 минут.

Звёздные джеты, питаемые гравитационной энергией, выбрасываются по мере роста массы звезды и несут в себе информацию об истории формирования протозвезды.

Например, размер джетов зависит от массы протозвезды: чем больше джеты, тем массивнее протозвезда, разгоняющая плазму.

Дневная сторона планеты (слева) показана в ультрафиолете, ночная — в инфракрасном диапазоне. Для создания изображения использовались данные японского зонда «Акацуки».

На нем были впервые обнаружены длинные светлые облака, похожие на перистые, плавающие высоко в атмосфере Нептуна

Ученые совместили снимки Солнца, сделанные в ультрафиолете и рентгене. Телескоп NuSTAR показал, что в некоторых участках температура достигает 1,7 миллиона °C — это сверхгорячий газ. Для сравнения, на обычных снимках с телескопа SDO температура в атмосфере звезды — около 600 000 °C.

Интересно, что участки с самой высокой температурой на Солнце не совпадают по расположению с самыми яркими. Самые мощные выбросы энергии возникают не случайно, а в зонах с особенно сильным магнитным полем и активной плазмой.

Европейская южная обсерватория опубликовала серию наблюдений молодой звезды AB Возничего (AB Aurigae), выполненных телескопом VLT в течение четырёх лет. На изображениях запечатлён вращающийся протопланетный диск из газа и пыли, внутри которого, вероятно, прямо сейчас формируются новые планеты.

AB Возничего находится примерно в 520 световых годах от Земли в созвездии Возничий. Это молодая звезда, окружённая большим диском вещества. Именно из такого материала со временем возникают планеты, астероиды и другие тела будущей планетной системы.

Хотя основное движение вещества в диске определяется тяготением звезды, астрономы обнаружили в нём ряд необычных структур. Среди них выделяются своеобразные изгибы и закрученные участки, которые могут указывать на присутствие формирующихся планет. По современным представлениям, молодые планеты взаимодействуют с окружающим газом и пылью, постепенно накапливая вещество. В результате они создают возмущения в диске, которые становятся заметны на снимках.

Наблюдения были выполнены с помощью инструмента SPHERE, установленного на VLT. Он способен блокировать яркий свет центральной звезды, позволяя детально изучать окружающий её диск. Благодаря этому астрономам удалось проследить изменения структуры диска на протяжении нескольких лет.

Особый интерес представляют радиальные тени, пересекающие диск. Они возникают из-за плотных непрозрачных сгустков вещества, расположенных во внутренних областях системы. По мере движения вокруг звезды эти структуры отбрасывают тени на внешние части диска, что позволяет отслеживать их орбитальное движение.

Подобные наблюдения дают возможность изучать процесс формирования системы практически в реальном времени. Изменения, происходящие в диске AB Возничего, помогают понять, как из облака газа и пыли постепенно возникает полноценная планетная система.

Астрономы, возможно, заметили крайне редкий тип взрыва звезды, так называемую парно-нестабильную сверхновую. Так называется событие, при котором очень массивная звезда полностью уничтожает себя, не оставляя ни нейтронной звезды, ни чёрной дыры.

Парно-нестабильные сверхновые должны встречаться крайне редко, поскольку порождающие их звёзды чрезвычайно массивны. В какой-то момент температура в их недрах может стать настолько высокой, что гамма-кванты начинают превращаться в пары электрон-позитрон. Из-за этого резко падает давление излучения в ядре звезды, и гравитация начинает побеждать. Начинается катастрофическое сжатие, которое запускает мощнейшую термоядерную реакцию. В результате вся звезда буквально разрывает сама себя на части. Согласно расчётам, такой судьбе должны подвергаться звёзды с начальными массами примерно от 140 до 260 масс Солнца. Считается, что звёзды, способные завершить жизнь подобным образом, должны формироваться в среде с низким содержанием тяжёлых элементов.

Сверхновую SN 2023vbw обнаружили в октябре 2023 года в ходе обзора неба Zwicky Transient Facility. Вспышка произошла на окраине небольшой карликовой галактики, расположенной примерно в 1,3 миллиарда световых лет от Земли. Первоначально вспышку классифицировали как обычную сверхновую типа II, возникающую после коллапса массивной звезды. Однако дальнейшие наблюдения показали, что объект заметно отличается от типичных представителей этого класса.

Первое, что привлекло внимание исследователей была необычная кривая блеска. Яркость сверхновой постепенно росла и достигла максимума лишь примерно через 190 суток после взрыва. Затем последовало быстрое падение светимости, после чего объект перешёл в стадию медленного затухания. Общая энергия, излучённая SN 2023vbw, составила около 3 × 10⁵⁰ эрг, что более чем в десять раз превышает показатели обычных сверхновых типа II.

Дополнительный анализ выявил ещё одну необычную особенность. Во время роста яркости температура объекта оставалась практически постоянной, хотя оболочка продолжала расширяться. Для такого поведения необходим мощный внутренний источник энергии, который трудно объяснить в рамках стандартной модели коллапса массивной звезды.

Моделирование показало, что предшественником сверхновой, вероятно, был чрезвычайно массивный голубой сверхгигант. По форме кривой блеска SN 2023vbw напоминает знаменитую сверхновую SN 1987A, однако значительно превосходит её по яркости и продолжительности вспышки. Масса выброшенного вещества оценивается в диапазоне от 170 до 350 солнечных масс, а кинетическая энергия взрыва оказалась в 60-130 раз выше максимальной энергии, которую способны обеспечить обычные сверхновые, возникающие при коллапсе железного ядра. Свойства SN 2023vbw хорошо соответствуют теоретическим моделям парно-нестабильных сверхновых.

Важным аргументом в пользу гипотезы парно-нестабильной сверхновой стала и среда, в которой произошёл взрыв. Родительская галактика отличается низким содержанием тяжёлых элементов. Именно такие условия предсказывают теоретические модели для формирования звёзд, способных завершить жизнь подобным образом.

Авторы работы также предполагают, что звезда-предшественник могла возникнуть в результате слияния двух очень массивных компонентов двойной системы. Такой сценарий естественным образом объясняет наличие плотной газовой оболочки вокруг объекта. Учёные также отмечают, что будущие обзоры неба с помощью обсерватории Веры Рубин и космического телескопа Грейс Роман могут обнаружить десятки и даже сотни подобных событий. Это позволит лучше понять эволюцию и гибель самых массивных звёзд во Вселенной.

Бело-жёлтые пятнышки – это старые звёзды, голубые – молодые звёзды, а розовые пятна — области активного звездообразования, состоящие из межзвёздного газа.

Именно у этой галактики впервые была замечена особенная спиральная структура, открытая астрономом Уильямом Парсонсом в 1845 году. Но в то время ещё никто не мог предположить, что объект может располагаться за пределами Млечного пути и являться другой галактикой.

То, что Вселенная простирается далеко за пределы нашей галактики, убедительно доказал астроном Эдвин Хаббл лишь в начале XX века.

Это композитное изображение звёздного скопления Вестерлунд 2. Оно находится на расстоянии примерно 20 тысяч световых лет от нас. В этом снимке объединены данные двух обсерваторий. Рентгеновские данные от телескопа «Чандра» показаны розовым. Все остальные цвета — это инфракрасные данные от телескопа «Джеймс Уэбб».

Мощное рентгеновское излучение исходит от молодых звёзд возрастом от 1 до 3 млн лет. А скопление вещества ниже в кадре, показанное оранжевым, — это вещество, из которого такие звёзды образуются.