Большой обзор по первым звездам. Кроме синтеза элементов, состава первых звезд и связанных с этим вопросов рассказывается практически о всем круге проблем со звездами населения III. Рассказывается о том, как они образуются, какова судьба первых звезд разных масс. Но главная тема - это как по современным наблюдениям разных химических особенностей выяснить что-нибудь важное о свойствах первых звезд во Вселенной.

Большой обзор по самому большому классу известных массивных рентгеновских двойных. В основном статья посвящена данным наблюдений, но кроме этого дан хороший вводный обзор по массивным двойным.

Большой подробный обзор по звездообразованию. По сути это лекции. Основное внимание уделено физическим условиям в молекулярных облаках, приводящим к процессу звездообразования. Описано все на количественном уровне. В обзоре более полутора сотен формул.

Небольшой обзор, в котором суммированы данные свежих всеволновых наблюдений ультрамощных рентгеновских источников. Природа этих объектов так и остается до конца неясной. Автор полагает, что только наблюдательное определение масс черных дыр в них даст окончательную ясность.

Авторы обсуждают плохо известные аспекты эволюции одиночных массивных звезд. Ключевым моментом является наступление или ненаступление фазы красного сверхгиганта. Если звезда обладает медленным вращением и небольшой потерей массы, то она с большей вероятностью станет красным сверхгигантом. Если же, наоборот, потери массы велики, а вращение быстрое - звезда с высокой вероятностью минует стадию красного сверхгиганта. Также быстрое вращение и потеря массы может предотвращать образование ярких голубых переменных и способствовать формированию звезд Вольфа-Райе.

Знаете ли вы, что самый большой любительский телескоп в Германии имеет диаметр 1.2 метра и оборудован прекрасным спектроскопическим оборудованием? На таких инструментах можно заниматься очень серьезной звездной астрофизикой, что люди и делают. Об этом и идет речь в статье. В основном люди занимаются длительным мониторингом относительно ярких объектов (чем, кстати, занимаются многие астрономы в российских и не только обсерваториях на инструментах порою более низкого качества). Разумеется, делается это под руководством профессиональных астрономов.

См. также arxiv:1101.0684. Там речь идет о широком круге работ, которые делают вместе профессионалы и любители. Мне кажется, что это интересная и довольно важная обзорная статья по такой деятельности.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Изменение фундаментальных констант на масштабе времени порядка миллиардов лет является очень популярной гипотезой. В том числе и в случае гравитационной постоянной. Но дать какие-то серьезные ограничения, а уж тем более измерить эффект очень непросто. Уже давно поняли, что перспективный путь состоит в изучении остывания компактных объектов: нейтронных звезд и белых карликов.

В статье представлены новые расчеты для кривых охлаждения белых карликов при изменяющейся постоянной G на масштабе в несколько миллиардов лет. Авторы полагают, что точные данные о возрастах некоторых шаровых скоплений могут привести к тому, что будут получены очень сильные ограничения на вариацию G. Однако отмечу, что все было бы так, если бы во всех остальных моментах мы очень точно знали бы, как остывают белые карлики. Поскольку это не так, то любое ограничение будет сильно модельно зависимым.

Авторы рассматривают, как растет магнитное поле коллапсирующего ядра массивной (15 масс Солнца) звезды. Это важно для понимания того, как возникают сильные поля нейтронных звезд. Существенно, что в модели пренебрегают вращением (в стандартной картине поля магнитаров связывают с быстрым вращением ядра, что запускает эффективный динамо-механизм). Несмотря на то, что вращения нет, турбулентные потоки существенно увеличивают поле в ядре. Авторы получают, что даже магнитарные поля возможны, если изначальное поле достаточно велико.

В рамках обзоров SDSS-I и SDSS-II был сделан обзор 8400 квадратных градусов неба, а также были получены спектры миллиона галактик, 100 000 квазаров и 200 000 звезд. Но проект продолжается. С 2008 года идет шестилетняя программа SDSS-III. Ей и посвящена статья.

Новая программа - это спектроскопические обзоры (их 4 штуки). Основные научные задачи распадаются на три направления: космология, Галактика и экзопланеты. Начали появляться первые данные, чему посвящена отдельная статья с данными восьмого релиза SDSS: arxiv:1101.1559.

Небольшая понятная статья о том, что происходит с планетными системами после того, как звезда уходит с главной последовательности. Кроме результатов расчетов приводятся данные наблюдений планет у проэволюционировавших звезд.

Звезды образуются, живут, взрываются . . . При вспышке сверхновой в межзвездную среду выбрасывается вещество и впрыскивается энергия. Это влияет на свойства межзвездной среды и на формирование нового поколения звезд. В моделях эволюции галактик это необходимо учитывать. О том, как это делается, написано в обзоре.

MiMes расшифровывается как Magnetism in Massive Stars. Проект посвящен изучению магнитных полей массивных (ОВ) звезд. В настоящее время получено более тысячи спектров для полутора сотен источников. В обзоре описываются не только результаты проекта, но и его планы, поскольку работа продолжается. Проект получил наблюдательное время на канадско-франко-гавайском телескопе и на телескопе Бернара Лио. Наблюдательные программы одобрены вплоть до 2012 года, а начались они в 2008. Так что проект находится примерно в середине своего существования. Почитать о проекте можно также на его сайте.

Представлена новая версия каталога шаровых скоплений. Вошло 157 объектов. Сам каталог лежит в сети. Отмечу вхождение в каталог скоплений Копосов-1 и Копосов-2.

Механизм Козаи работает в самых разных астрофизических ситуациях. Он состоит в том, что при наклонных орбитах возникают вековые осцилляции, приводящие к изменению эксцентриситета. Эксцентриситет очень важен в тесных системах, где существенно излучение гравитационных волн. Эффект механизма Козаи обсуждался, например, для систем из трех сверхмассивных черных дыр в приложении к темпу слияний и возможности регистрировать сигнал на интерферометре LISA. В данной же статье автор рассматривает другую ситуацию.

Автор рассматривает иерархические тройные системы, в которых внутренняя двойная состоит из двух нейтронных звезд или двух белых карликов. Механизм Козаи приводит к существенному уменьшению времени до слияния систем. Даже широкие системы, которые без третьего тела на наклонной орбите не слились бы за Хаббловское время, с учетом эффекта Козаи будут сливаться относительно быстро.

В случае нейтронных звезд есть сомнения, что механизм будет задействован часто, т.к. сохранить тройную, в которой было два взрыва сверхновой, и под 90 процентов вещества оказалось сброшено, очень непросто. А вот для белых карликов это может работать. Результатом может стать существенно более высокий темп сверхновых Ia, чем получается без учета тройных систем и механизма Козаи.

Небольшой, но подробный обзор для специалистов по химии протопланетных дисков. Поскольку в диске плотность вещества относительно велика, условия постоянно меняются, плюс есть поверхности для протекания реакций, то возникают условия для интересных химических процессов.

Кроме теории и моделей автор много внимания уделил и наблюдениям в разных диапазонах.

Обзор не претендует на всеохватность. Тем не менее, его можно рекомендовать из-за исторического введения. Переходя к современным работам и проблемам, автор ограничивает себя узкой (своей) тематикой, но первые 4 страницы весьма познавательны для тех, кто мало что о химической эволюции знает.

Была звезда-и нет звезды.

В очень короткой заметке описано, что прародителем сверхновой был красный сверхгигант. Это четко видно, поскольку яркая звезда исчезла, когда "дым рассеялся".

Большой популярный обзор, в котором от самого начала (инфляция) прослеживается образование химических элементов. Также рассматриваются данные по обилию.

Это небольшой обзор по начальной функции масс, который. Тем не менее, охватывает очень широкий круг систем, для которых рассмотрено это распределение. Авторы заключают, что в очень широком диапазоне систем и ситуаций можно пользоваться универсальной функцией масс.

Глава из книги. В ней рассказывает о ядерных реакциях в звездах, о том, как рассчитываются их темпы, как это все завязано на лабораторные эксперименты и т.д. Текст довольно технический, т.е. для общего ознакомления не подходит.

Подробный, но доступный обзор по протопланетным дискам. В основном автор концентрируется на вязких дисках, а тема магнитного торможения и магнитных ветров затронута мельком.

Авторы описывают две наиболее популярные теории, точнее два подхода, в рамках которых может быть развито множество моделей, объясняющие какие процессы отвечают за формирование вида начальной функции масс звезд. Первый подход связан с аккрецией. Второй связан с турбулентностью.

Авторы исследовали 174 массивные убегающие звезды на высоких галактических широтах. Основная часть (более 80 процентов) может быть описана максвелловским распределением по начальным скоростям с пиковым значением около 150 километров в секунду и обрезанием примерно на 300 км/с. Происхождение этих звезд авторы связывают с разрушением двойных систем при взрыве сверхновой. Остаток явно принадлежит к другому распределению по скоростям. То ли это хвост в распределении гиперскоростных звезд. То ли что-то еще, может быть это также звезды из двойных. Наконец, в выборке оказались три звезды, которые совсем выбиваются из общей картины. Они не выброшены из диска. Авторы обсуждают возможность того, что они родились в гало Галактики.

Определение галактической системы координат не пересматривалось достаточно давно. В то время как основная система координат в астрономии была модифицирована. Переход между ними не только нетривиален, но и вообще, как показывают авторы, не может быть сделан с очень высокой точностью. Поэтому, полагают авторы, нужно пересмотреть определение галактической системы координат. (На всякий случай поясню, что речь не идет о каких-то глобальных изменениях, а о том, как высокоточно определять реальное направление осей и т.п. Большое число исследований окажется вообще не затронутым такими изменениями. Речь идет о точности порядка 5 миллисекунд дуги)

Подробный, но вполне доступный, обзор по типам астрофизических детекторов в жестких диапазонах, а также по особенностям их функционирования на орбите.

В основном речь идет не просто о горячих, но о массивных звездах. Детально описывается, как измеряют магнитные поля звезд, на каких инструментах это делается. Затем дается сводка результатов.

Небольшой обзор по гамма-всплескам. Он включает в себя не все (например, совсем ничего нет о поляризации), но тем не менее, основная часть достаточно хорошо собрана и упорядочена. Можно придираться к некоторым идеям (например, о кварковых звездах), тем не менее, на мой взгляд, заслуживает прочтения.

Обзор посвящен двойственности массивных звезд и их параметрам. Известно, что доля двойных среди массивных очень высока. Иногда считают, Что, собственно, все массивные звезды образуются как двойные. Авторы обзора ставят нижнюю границу на уровне 45 процентов, но тут речь идет о довольно тесных системах.

Второй важный результат связан с распределением по орбитальным периодам. По мнению авторов, оно не описывается одним степенным законом, есть скачок на периодах порядка 10 дней.

Авторы установили, что Магелланов поток на 40 градусов длиннее, чем считалось ранее. Это удалось показать с помощью радионаблюдений на волне 21см на GBT. В статье есть очень красивые картинки (например, рисунок 9).

За счет электронного захвата могут взрываться одиночные звезды массой 8-10 солнечных, а также некоторые звезды в двойных. Авторы рассматривают нуклеосинтез в таких сверхновых. Они делают вывод, что за всю историю Галактики около 4 процентов сверхновых принадлежали к этому типу. Причем, на ранних этапах эта доля могла быть выше, т.к. состав звезд гало несет на себе следы таких сверхновых.

В центрах галактик сидят сверхмассивные черные дыры. Если обычная звезда подлетает слишком близко, то ее разрывает приливными силами. А газ поток аккрецирует в черную дыру. Впервые приливные разрывы были обнаружены в рентгеновском диапазоне по данным ROSAT. Но сейчас больше хороших обзоров в оптике. Поэтому активность по поиску приливных разрывов перенесена туда.

Авторы представляют два события, которые они интерпретируют как приливные разрывы. Поскольку использован большой хороший обзор (SDSS), авторы могут говорить и о статистике. Их оценка: разрыв поисходит раз в несколько десятков тысяч лет в расчете на одну галактику.

Полеты автоматических станций к ближайшим звездам пока существуют только в мечтах. Однако это не мешает достаточно детально обсуждать, какие научные задачи можно ставить перед такими миссиями. В статье обсуждается широкий спектр задач, которые могут быть поставлены перед таким спутником.

Аппарат должен набрать крейсерскую скорость порядка 0.1 скорости света, чтобы миссия была реализована в разумные сроки. Это налагает ряд ограничений. Если спутник не тормозить около звезды, то круг решаемых задач резко сужается. А если тормозить, то это значительно более сложная и дорогая миссия.

Основные обсуждаемые цели - система Альфа Центавра (вместе с Проксимой) и Эпсилон Эридана. Учитывая, то Эпсилон Эридана почти в три раза дальше (10 световых лет, при том, что это девятая по удаленности звезда от нас), Альфа Центавра-основной кандидат. Жаль только там пока планеты не открыли ... Но, могут и открыть. Вообще, большая трудность при обсуждении межзвездной миссии состоит в том, что трудно предсказать, что откроют, и что станет технически возможным для наблюдений с Земли за время, пока спроектируют, сделают, запустят и долетит.

На мой взгляд, ни одна из обсуждаемых задач не выглядит пока достаточно интересной, чтобы браться за столь дорогой и амбициозный проект. Правда, я - скептик. Зато, если у одной из, скажем, 10 ближайших звезд будет обнаружена твердая планета в зоне обитаемости, то это даст достойную задачу.

Большая глава из книги. Описываются нормальные термоядерные реакции в массивных звездах и взрывное горение. Рассматривается эволюция звезд до коллапса ядра. Затем рассматриваются сверхновые, синтез элементов в них, а также дальнейшая эволюция продуктов взрыва. Текст простой, но важный. Всем стоит читать.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Большой подробный обзор по белым карликам. В основном речь идет об охлаждении белых карликов и о том, какие данные можно получить из изучения пульсаций этих объектов.

Гало - важнейшая составная часть Галактики. Оно состоит не только из темной материи, там есть и звезды. Это слабые старые объекты. Поэтому лучше их изучать вблизи Солнца. Но это довольно нетривиальная задача - выявить среди множества карликов те, которые тут лишь "проездом". Также в гало есть звезды, связанные с поглощением Млечным Путем карликовым спутников. Их можно выделять, обнаруживая звездные потоки. Выделение звезд гало производится в основном по химическим и кинематическим данным. Всему этому, а также полученным результатам, и посвящен обзор.

Статья содержит неожиданный результат. Используя архивные данные VLT и космического телескопа, авторы получили, что несколько звезд в скоплении R136 Имеют массы от 165 до 320 масс Солнца. Для нормальной металличности это много. Правда, надо понимать, что, где 165, там и 150, и наоборот. К тому же в Большом Магеллановом облаке металличность ниже солнечной. Так что какой-то суперсенсации пока нет. Тем не менее, результат интересный.

"Эко! Куда меня занесло! " - так, наверное, могла бы рассуждать звезда HE 0437-5439. Согласно новым данным эта гиперскоростная звезда, как и прочие известные. Была выброшена из центра нашей Галактики. Причем, это, видимо, т.н. "голубой бродяга" - результат слияния двух звезд, составлявших компактную двойную систему.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Обзор посвящен расчетам структуры массивных звезд перед взрывом сверхновой. Основные неопределенности тут связаны с турбулентностью. Кроме того, не хватает просто наблюдательных данных (точные одновременные определения массы и светимости, данные астросейсмологии и тп.).

В "слепом поиске", проведенном на гамма-обсерватории имени Ферми, открыто восемь новых пульсаров. Ни один из них пока не обнаружен в радиодиапазоне. Это большая прибавка к уже обнаруженным на Ферми 16-ти гамма-пульсарам. Среди новооткрытых есть очень примечательные. Например, пульсар с самым большим темпом потери вращательной энергии среди гамма-пульсаров, открытых в слепых обзорах: 10³⁷ эрг/c.

Обзор написан для специалистов, но не потому что сложный, а потому что содержит очень краткие непопулярные (т.е. без пояснений) описания разных свежих работ, посвященных заявленной теме. Кроме свежих результатов перечисляются нерешенные вопросы и основные тренды.

Кто как, а автор обзоров клялся не путать "Анголу с Алголом, и Алголь с алкоголем", что и выполнял (как вариант, Алголь с Алголом тоже не путал). Теперь никто не перепутает. Ведь хотя все знают, как выглядит Ангола; что такое Алгол молодые читаnели не знают, но могут посмотреть в Википедии; про алкоголь нечего и говорить! А вот Алголь....

Только сейчас можно на одном изображении увидеть все три звезды этой системы. Статья arxiv:1005.0626 именно об этом. Видна более далекая звезда. Видна пара в виде "бульбочки", которая несимметрична, и видно, как асимметрия меняется в процессе орбитального движения. Красиво!

Спутник INTEGRAL работает уже восьмой год. Работает вполне успешно. Основное достоинство его приборов - возможность построений изображений и хороших спектров в очень жестком рентгеновском (или, если угодно, в мягком гамма) диапазоне.

За годы работы сделано немало интересных открытий. Это, собственно, и посвящен обзор.

Используя данные SDSS, авторы определяют параметры звезд малых масс (от 0.1 до 0.8 солнечных). В частности, строится функция масс. Известно, что будучи красивой степенной зависимостью для масс примерно от 1 до 10 масс Солнца, функция "плохо" себя ведет для малых и больших масс. Авторы показывают, что на малых массах лучше использовать не степенные функции, а лог-нормальное распределение (видимо, где-то до 0.3 масс Солнца еще можно дотянуть степень, а вот дальше - идет уплощение распределения).

Обнаружен интересный бурый (коричневый) карлик. Это очень холодный объект. Соответственно, у него очень низкая светимость. Тем не менее, он имеет довольно приличную звездную величину, что объясняется. конечно, его близостью к нам. Расстояние оценивается всего лишь в 3 пк. Это означает, что он входит в десятку самых близких к нам звезд. Авторы надеются, что изучение такого объекта позволит серьезно продвинуться в понимании свойств бурых карликов.

Автор анализирует наблюдения Солнца за длительный период времени. Показано, что существуют существенные колебания эффективной радиальной скорости поверхности Солнца с квазипериодическими составляющими. Это означает, что поиск экзопланет типа Земли в областях обитания солнечноподобных звезд методом доплеровской спектроскопии будет практически невозможен даже после того, как научатся измерять скорости менее 0.1 м/с. Более того, могут появляться "ложные" открытия, связанные не с существованием планет, а с "дыханием" звезды.

Авторы используют новые обзоры для выявления рассеянных скоплений. Обнаружено 130 новых. Кроме того получены распределения по разным параметрам для еще нескольких сотен скоплений в окрестности Солнца (расстояние до 2 кпк). Показано, что роль рассеянных скоплений больше, чем считалось ранее.

Сразу две группы ученых, работавших на разных инструментах (вторая статья - arxiv:1003.3626) пишут об измерении очень сильного поля и очень быстрого вращения массивной гелиевой звезды.

Масса звезды оценивается от примерно 3 до 10 масс Солнца (для гелиевой - это много). Температура под 20 000К. Светимость - тысяча солнечных. Оборот звезда делает за полдня, т.е. скорость на экваторе выше 300 км в сек. При этом на полюсе магнитное поле ее составляет более 10 килогаусс!

Новая работа, пытающаяся пролить свет на самые ранние этапы формирования солнечной системы, используя для этого "косвенные улики".

В данном случае косвенной уликой является равномерность распределения алюминия-26 во внутренней солнечной системе. Элемент должен иметь звездное происхождение. Его источником являются массивные звезды. Но, чтобы достаточное количество попало внутрь образующейся планетной системы и оказалось там хорошо перемешано, надо, чтобы источник(и) были совсем рядом. Если система образуется рядом, но "сбоку" от скопления массивных звезд, то, как считают авторы, нужный эффект не будет получен. Надо, чтобы система образовывалась бы прямо внутри ассоциации массивных звезд. Но тут есть ряд проблем. Поэтому авторы предлагают другой сценарий.

Они разрабатывают модель, в которой источником алюминия (а возможно и триггером образования системы за счет взрыва сверхновой) стала убегающая звезда. Т.е., не солнечная система образовалась внутри ассоциации, а один из ее членов вылетел из звездной группы и подлетел к месту, где позже возникнет планетная система.

Простой обзор по магнитным полям. В основном описана "зоология". Читается как "популярный текст для астрономов".

Остаточные диски - это оптически прозрачные, практически безгазовые диски, существующие вокруг звезд, которые уже успели существенно продвинуться в формировании планетной системы (возраст более 10 миллионов лет), но вокруг которых все еще есть поставляющие пыли планетезимали. Наблюдения остаточных дисков позволяют получить уникальную информацию о процессе формирования планетных систем.

В обзоре описываются наблюдения дисков, основные физические процессы в них, модели строения и эволюции дисков. Затем обсуждаются планетезимали и планеты, которые могут существовать в дисках. разумеется, перечислены нерешенные на сегодняшний день вопросы, связанные с остаточными дисками вокруг звезд.

О протопланетных дисках см. arxiv:1003.5933, где рассказано о последних данных по этой теме , полученных со спутника Спитцер.

Замечательный обзор, посвященной проблеме определения возрастов звезд. Рассмотрены все возможные ситуации: отдельные звезды, разные типы звездных скоплений, корреляции возраста и других параметров и тп. Очень полезно прочесть и просто с методологической точки зрения - "откуда астрономы это знают".

Представлены результаты более чем годичного обзора неба на волнах 9 и 18 микрометров с борта японского спутника AKARI. Каталог включает в себя почти миллион источников (851189 на волне 9 микрон и 195893 - на 18 микронах).

Спектроскопические данные, полученные на Keck-I, указывают на то, что HM Cancri, возможно, является самой-самой компактной двойной. Два белых карлика крутятся друг вокруг друга с периодом 5.4 минуты. Такие системы важны в астрофизике по многим причинам. Кроме прочего, они являются источниками гравволн, доступными для будущего проекта LISA.

Представлен третий звездный каталог Военно-морской обсерватории. В него вошло около 100 миллионов объектов (от 8 до 16 величины в полосе R). Данные сопоставлены с данными из многих других каталогов. Для звезд приведены собственные движения.

Иногда задают такой вопрос: "Насколько вероятно, что какая-то звезда пролетит близко от Солнца?" Статья помогает частично ответить на него.

Автор расматривает тесные сближения с близкими звездами (ближе 30 пк) в интервале +/- 2 миллиона лет. Разумеется, на таком отрезке никаких очень тесных сближений не было и не будет. Что же оказывается самым тесным? Примерно через полтора миллиона лет одна звезда пролетит относительно близко от Солнца. Как близко - нельзя очень точно рассчитать. Скорее всего это будет примерно 0.2 пк. С вероятностью 86 процентов звезда пролетит на расстоянии облака Оорта. Есть ненулевая вероятность - примерно 0.0001 - что расстояние будет исчисляться "всего лишь" сотнями астрономических единиц. Тогда воздействию могут подвергнуться объекты пояса Койпера.

Двойные системы, состоящие из двух белых кардиков на тесной орбите, занимают особую роль в астрономии. Сейчас полагают, что именно они ответственны за львиную долю сверхновых Ia. При этом хорошо изученных систем совсем немного.

В обзоре рассматриваются и немногочисленные системы, и даются оценки общего числа и свойств таких систем, и, разумеется, обсуждается, почему все это важно и интересно.

Популярно рассказывается о моделях химической эволюции нашей Галактики и карликовых галактик (наших спутниках).

В первую очередь, я упоминаю об этой работе потому, что не знал о существовании "голубых коричневых кардилов". почитать про это можно в разделе 4 (стр. 10 и далее) представляемой статьи.

В спектрах некоторых очень холодных коричневых (бурых) карликов есть завал в спектре, который делает их цвет более синим. Это может быть связано с их компктностью (большая для таких объектов гравитация на поверхности), металличностью и появлением специфических облаков. Для некоторых объектов металличность, видимо, не играет большой роли (есть голубой бурый карлик в паре со звездой нормальной солнечной металличности). Также важен, видимо, большой возраст объектов.

Обнаружение пары голубых карликов спектральных классов Т и L, что и описывается в статье, может помочь разобраться в природе этих интересных объектов.

Звезды, особенно массивные, в основном рождаются в скоплениях и ассоциациях. В молодых массивных скопления высока плотность звезд, в том числе очень массивных. Это может приводить к интересным эффектам: убегающие звезды, очень массивные зведы, образующиеся за счет слияний, и появляющиеся из них черные дыры промежуточных масс. В последние годы эта тематика бурно развивалась. В обзоре дается подробное описание полученных результатов.

Очень интересное открытие от команды спутника "Кеплер".

У двух звезд обнаружены интересные спутники. У звезды KOI-74 спектрального класса А на орбите с периодом 5.2 дня обнаружен горячий (12250К) спутник с радиусом 0.08 солнечных, а у звезды KOI-81 спектрального класса В на орбите с периодом 24 дня обнаружен спутник с радиусом 0.2 солнечных и температурой 13500К. Интересно, что массы у спутников маленькие: <0.1 (в первой версии статьи было 0.025) и 0.2 солнечных. Это загадочно. 0.2 еще похоже на белый карлик, а вот менее 0.1.... Если это правда (при такой температуре), то непонятно, что это такое. Белый карлик с массой 0.1 и радиусом 0.08 можно сделать, если он перетекал на нейтронную звезду или черную дыру. Но третьего массивного объекта в системе не видно. Можно фантазировать: например, можно взять коричневый карлик с массой менее 0.1 солнечных, а потом из-за попадания страпельки (страпелищи!) она превратилась в странный карлик.... Но это фантастика.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

По данным о молодых звездных объектах, обнаруженных на Спитцере авторы оценивают темп звездообразования в Галактике. Получается около одной массы Солнца в год (от 0.68 до 1.45). Это чуть меньше, чем традиционно считается, но не сильно. Авторы полагают, что их метод более прямой, но свои результаты не считают пока окончательными.

Загадка источника KOI-74, обнаруженного спутником Кеплер, всех будоражит. И народ бросился переобрабатывать данные.

В данной статье авторы получают существенно (на порядок) большую оценку массы горячего объекта. Не 0.025 (как было в первой версии статьи 1001.3420), а 0.2 массы Солнца. Это уже больше похоже на белый карлик. По мнению авторов, такой уже можно создать в данной двойной системе.

Будем ждать продолжения обсужденияи результатов других групп. Пока же в изначальной статье 1001.3420 (см. выше) произошли изменения. Вместо изначально заявленного предела на массу горячего объекта в KOI-74 от 0.003 до 0.032 масс Солнца теперь стоит 0.02-0.11 массы Солнца. Так что может там все-таки очень легкий белый карлик.

Звездное население (и его распределение) центральной части нашей Галактики (центральный парсек) представляет собой загадку (отличная фраза для ТВЦ, конечно, это все сделано инопланетянами, там центр вселенной, и туда летит Белый город). На самом деле, речь идет и том, что звездный состав и его распрделение внутри центрального парсека плохо описывается равновесными моделями. Значит, нужны другие. Вот они-то и описываются в обзоре. Но окончательного вывода сделать пока нельзя (кроме, конечно, инопланетян).

Появилось сразу много статей с первыми результатами работы спутника Kepler и с описанием самого аппарата и его научной программы. Часть результатов посвящена, как и ожидалось, экзопланетам. Часть - астросейсмологии.

Регистрации осцилляций солнечного типа от красных гигантов посвящены работы arXiv:1001.0026 и arXiv:1001.0229. Отдельно выделю работу arXiv:1001.0399, в которой речь идет об осцилляциях красного гиганта в затменной двойной. Исследованиям осцилляций звезд с планетами - arXiv:1001.0032. Вообще же, астросейсмологическая программа Kepler описана в arXiv:1001.0139 (там же дана и сводка первых результатов). Исследования активности звезд в выборке Кеплера и сравнение этой активности с солнечной проведено в arXiv:1001.0414. Астросейсмологические исследования звезд типа Солнца на Кеплере суммированы в arXiv:1001.0506. Звезды типа RR Лиры также изучаются Кеплером (см. arXiv:1001.0417). Автоматической классификации переменных звезд в программе Кеплера посвящена работа arXiv:1001.0507.

Некоторые технические аспекты работы спутника и его приборов, а также рписание различных аспектов программы работы, даны в arXiv:1001.0142, arXiv:1001.0256, arXiv:1001.0258, arXiv:1001.0268, arXiv:1001.0331, arXiv:1001.0349, arXiv:1001.0352, arXiv:1001.0392, arXiv:1001.0437. Первые астрометрические результаты приводятся в arXiv:1001.0305.

Открытия Кеплера в области изучения экзопланет пока не поражают. Чем пока может похвастаться команда, работающая со спутником?

Обнаружена планета с очень низкой плотностью - Kepler-7b (arXiv:1001.0190). Но это не рекорд.

Открыта планета у звезды с очень большой металличностью. Это Kepler-6b (arXiv:1001.0333).

Измерен эффект Росситера-Маклафлина для планеты Kepler-8b (arXiv:1001.0416).

Знание начальной функции масс звезд чрезвычайно важно. Эта функция входит в массу расчетов, моделей и тп. Можно ли все области в нашей Галактике и других галактиках описать одной зависимостью? Это обсуждается в обзоре. В основном, все можно описывать единой функцией. Вариации есть, но они довольно редки и не всегда велики.

"... и только тут она заметила, что не брюнет он, а блондин".

Детальные исследования показали, что то, что десятилетиями классифицироавлось как необычная ноавя, оказалось фоновым квазаром, в котором происходят примечательные вспышки.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Всего лишь 60-70 лет назад люди не знали совсем-совсем базовых вещей об образовании звезд их межзвездной среды в настойщее время. В статье дается подробный рассказ того, как и кем впервые было осознанно, что есть межзвездная среда, что из нее в настоящее время образуются звезды и тп. Интересно и поучительно.

По данным о поглощении в направлении сотен звезд построена детальная карта распределения нейтрального и частично ионизованного газа в пределах 300 пк от Солнца.

Странная, но интересная заметка легендарного, одного из самых цитируемых, главного специалиста по спектральным линиям и проч. и проч.

Линий надо много. Современные программы используют десятки миллионов. И все равно этого мало. О некоторых вопросах и проблемах можно узнать из заметки.

На основе большого обзора (SEGUE) авторы строят трехмерную карту распределения звезд в нашей Галактике. Оцениваются параметры распределения различных звездных составляющих.

Большой обзор по работе с данными астросейсмологии, их интерпретации, стоящим задачам и методам их решения. Статья довольно сложная, местами очень техническая. Но, пропуская такие места, она будет многим интересна, поскольку речь идет о методике, которая и сейчас, и, особенно, в ближайшем будущем, будет давать основную информацию по звездной астрофизике.

Подробный обзор по красным сверхгигантам. С ними связано много нерешенных проблем. О них в обзоре также идет речь.

Отчасти на основе докладов симпозиума, отчасти по литературе автор описывает, что мы знаем о мелких деталях, связанных с солнечной активностью (и, в меньшей степени, связанных с активностью других звезд). Речь идет о достаточно слабых вариациях параметров, которые, тем не менее, надо понять, если мы хотим иметь достаточно подробную модель для Солнца и других звезд. Кроме того, это важно для ряда вопросов, связанных с планетами. Все знают о солнечно-земных связях. Мелкие вариации параметров Солнца могут иметь достаточно серьезные последствия для нас на Земле. Такие связи, разумеется, есть и в других планетных системах. Поэтому вопросы звездной активности и переменности актуальны в контексте обсуждения потенциальной обитаемости экзопланет.

См. также другие статьи из сборника соответствующего симпозиума, например, arxiv:0911.4872.

Группа в Падуе является одной из сильнейших (наряду с женевской) по расчеты эволюционных треков звезд. Модели постоянно совершенствуются. В статье представлены новые результаты расчетов для большого набора металличностей и содержания гелия.

Интересная работа. Как известно, некоторые теории предсказывают изменение постоянной тонкой структуры в ходе космической эволюции. Основные ограничения получают из наблюдений спектров далеких объектов. В данной статье авторы используют другой подход. Они рассчитывают, как изменение этой величины будет влиять на эволюцию первых звезд. Тройной альфа-процесс очень чувствителен к вариации постоянной тонкой структуры. в итоге, авторы ставят довольно жесткий предел на вариацию постоянной с момента z~15-20.

Авторы детально исследуют популяцию звезд вокруг источника мягких повторяющихся гамма-всплесков SGR1900+14 и приходят к выводу, что масса прародителя была 15-20 масс Солнца. Последнее время было модно полагать, что у магнитаров должны быть массивные прародители, поскольку в одном случае источник найден в очень молодом скоплении. Новые данные показывают, что это не обязательно так.

Речь идет о звездных скоплениях в самых-самых центральных областях галактик - вблизи их ядер. Иногда такие скопления называют "звездные ядра". В обзоре дается краткая сводка их основных свойств и перечисляются основные новые результаты. Также обсуждается происхождения звездных скоплений этого типа и их связь с центральными сверхмассивными черными дырами.

Открыта довольно любопытная система.

Авторы ставили задачей искать компактные двойные с белыми карликами в данных SDSS. Такие двойные могут быть прародителями сверхновых Ia. В процессе поиска найдено не совсем то, что искали.

Обнаружена двойная система с тяжелым карликом (порядка 0.9 масс Солнца). Орбитальный период 4.6 часа. Компаньон не виден, и масса у него более 1.4 солнечных. Т.е., это не белый карлик. Значит - нейтронная звезда или черная дыра. В принципе, в этом нет ничего особнно удивительного. Просто расстояние до системы менее 50 пк. Тогда невидимый компаньон - это самая близкая нейтронная звезда или черная дыра из всех известных. Этим система и выделяется.

С общими принципами механизма пульсаций звезд типа RR Лиры разобрались еще в середине прошлого века, а вот детали.... их не понимают и сейчас. Автор дает обзор некоторого класса более детализированных моделей и обсуждает полученные результаты.

SSS - сверхмягкие рентгеновские источники. Под этим название собраны объекты самого разного типа, поскольку отобраны они лишь по одному наблюдательному свойству. Как ясно из заголовка, есть огромный набор типов объектов, которые могут проявлять себя как SSS. Авторы кратко описывают все эти возможности.

Небольшой обзор посвящен неопределенностям в моделях звезд и звездной эволюци с точки зрения популяционного синтеза. Основное внимание уделено гигантам. Так что полного обзора проблемы в статье нет.

Все знают об 11-летнем цикле у Солнца. Было бы важно и интересно массово изучать аналогичные циклы у других звезд. Причем, хотелось бы измерять не только изменение числа пятен, а именно параметры магнитных полей. В обзоре суммировано, что мы знаем об этом, и что сможем узнать в ближайшем будущем с помощью новых приборов и установок. Особенно интересно посмотреть на отклик звезд на влияние планет типа горячих юпитеров. Такие спутники как CoRoT позволяют это сделать. Kepler, а потом GAIA, дадут новые возможности.

Авторы показывают, что высокоскоростные массивные звезды со скоростями более 300-400 километров в секунду могут получаться в результате динамического взаимодействия тесной двойной и очень массивной звезды в тесном молодом скоплении. События это редкие, но не такие уж маловероятные. Хотя детального статистического исследования (в единицах "количество объектов за миллион лет на квадратный килопарсек") авторы и не проводят.

Речь идет о двойных системах, где только и можно одновременно измерять радиусы и массы. Выделено 190 звезд (т.е. 95 двойных систем), где точность определения масс и радиусов лучше 3 процентов. Обсуждается, как все это применяется в проверке моделей строения звезд и их эволюции.

Авторы пишут о том, что с помощью наблюдений на VLT им впервые удалось достаточно достоверно измерить магнитное поле как звезды-донора в системе Лебедь Х-1, так и в во внешней части аккреционного диска. Обе величины (130 гаусс и 600 гаусс) соответствуют теоретическим предсказаниям.

Сейчас есть большой каталог кратных систем по даным о примерно 5000 ярких звездах. В данной статье автор предлагает процедуру по генерации популяции, аналогичной наблюдаемой. Это актуально для генерации входных данных для различных популяционных программ, изучающих кратные системы.

Модель чисто феноменологическая, уитывающая эффекты селекции, но не касающаяся механизмов формирования реальных систем. Механизм генерации систем, по словам автора, будет совершенствоваться.

Эффект Блажко состоит в периодической модуляции амплитуды и фазы пульсаций звезд типа RR Лиры. Окончательного понимания этого так пока и нет. В обзоре дается сводка того, что все-таки известно, и что по этому поводу думают. Вероятнее всего, надо правильно учитывать роль магнитных полей.

Большой обзор, посвященный вопросу о том какие звезды какие сверхновые порождают. Про кое-какие сверхновые есть прямые данные (на архивных снимках видны взорвавшиеся звезды. Относительно некоторых сложился консенсус благодаря косвенным наблюдательным данным и рзультатам расчетов.

В обзоре все весьма подробно расписано, включая наблюдательные программы.

Авторы проводят детальное гидродинамическое моделирования процесса образования первых звезд (популяция III) на z~20 и мини-гало из малометалличного газа. У них получается, что в основном образуются двойные и кратные системы. Это противоречит традиционному взгляду, что возникают отдельные массивные звезды. Если это и в самом деле так, то кое-какие выводы придется пересмотреть.

В шаровом скоплении в галактике NGC 1399 в созвездии Печи наблюдается ультрамощный рентгеновский источник (УМИ). Кроме этого, там наблюдаются мощные линии кислорода и азота при отсутствии заметного излучения в линии аш-альфа. Каждый феномен в отдельности - редкость для шарового скопления, а уж вместе ... ! Поэтому и объяснение авторы предлагают весьма экзотическое. Они полагают, что черная дыра с массой около 1000 солнечных приливными силами разорвала пролетевший слишком близко белый карлик.

Кроме этого авторы обсуждают другой необычный УМИ в скоплении RZ2109. Для его объяснения они предлагают сверхновую типа Ia, которая была вызвана опять-таки пролетом белого карлика вблизи черной дыры. Приливные силы привели к детонации и появилась сверхновая.

Разница между двумя экзотическими УМИ состоит в том, что в первом случае у газа наблюдаются низккие скорости, а во втором - большие.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

На мой взгляд, важная работа по параметрам широких двойных в близких ассоциациях (Sco Upp, Tau). По достаточно полной выборке определены распределения по большим полуосям, отношению масс. Также определена доля двойных среди звезд разной массы.

По данным XMM-Newton составлен каталог массивных горячих звезд (классы ОВ). В каталог вошло примерно 330 звезд.

Как известно, Полярная звезда - это весьма необычная цефеида. Ввиду особого положения звезды на небе и ее яркости существует очень длинный ряд наблюдений этого источника, что позволило обнаружить много всяких инетерсных особенностей. Новые наблюдения с использованием самых совершенных телескопов позволили исследовать разные компоненты этой кратной системы. В статье дается обзор современных знаний о Полярной, а также описывается класс цефеид, прототипом которого она является.

Обнаружена очень интересная звезда. Она имеет спектральный класс В8 и довольно большую скорость - почти 150 км в сек. Если верна авторская интерпретация, то звезде 73 миллиона лет (основное предположение, сделанное авторами. заключается в одиночности звезды). Тогда можно проинтегрировать траекторию назад и вычислить место рождения. Получается, что звезда родилась в 1.8 кпк над диском галактики и в 12 кпк от ее центра. Сейчас звезды в таких областях не рождаются. Если только не было столкновения облаков. Это интересная возможность, которая давно обсуждалась. Чтобы показать, что такое в самом деле имело место, надо найти не одну звезду, а группу. Собственно, это следующий шаг, которые собираются предпринять авторы.

В основном лекции посвящены ядерным реакциям в ядрах звезд: от протон-протонной цепочки до синтеза элементов группы железа. Также рассмотрены реакции, начинающиеся после коллапса ядра, и данные по остаткам сверхновых.

Авторы моделируют популяцию убегающих звезд в гало Галактики. Показано, что текущие обзоры должны легко отличать убегающие звезды (рожденные при развале двойных или из-за взаимодействий в тесных молодых ассоциациях) от менее массивных гиперскоростных звезд, вылетающих из области галактического центра.

"И только тут она заметила, что не брюнет он, а блондин."

Скопление Pfleiderer2 (PWM2) было открыто в 1977 году. Изучать его непросто: оно далековато (14-18 кпк), поглощение большое. Классифицировали его как рассеянное. Но вот теперь детальные исследования (глубокая фотометрия на телескопе 4-метрового класса) показывают, что скорее всего это шаровик.

Шаровик это довольно странный. Ладно маленький: все большие давно обнаружены. Масса скопления, по всей видимости, составляет несколько тысяч солнечных. У скопления довольно большая (почти солнечная) металличность. При этом расстояние от центра Галактики составляет почти 10 кпк, что нетипично (но и не уникально, правда) для скоплений с такой металличностью, обычно они ближе к центру. Вероятнее всего, скопление никогда и не подбиралось близко к центру Галактики: перигалактическое расстояние вряд ли меньше 5 кпк. Возраст у скопления стандартный: 8-12 миллиардов лет.

Короткий обзор по пульсациям цефеид. Для звезд, у которых видна одна мода пульсаций, теория хорошо совпадает с наблюдениями. Сложности есть с теми, у которых видно несколько мод. Там важны нелинейные эффекты, которые пока плохо поняты. Автор также описывает основные нерешенные вопросы. К ним относится, например, проблема нерадиальных пульсаций цефеид.

С помощью наземных интерферометрических наблюдений авторы измеряют угловые размеры 11 звезд, имеющих планетные системы. Разумеется, речь идет о проэволюционировавших звездах (гиганты и тп.), поскольку у них диаметры проще измерить.

Это не первые такие измерения, а продолжение программы по изучению звезд с экзопланетами на интерферометрах. Имея в руках данные по размерам, авторы определяют другие звездные параметры (для всех звезд есть Гиппаркосовские параллаксы) и строят модели звезд.

Условия в центральных нескольких десятках парсек нашей Галактики конечно же отличаются от условий в диске. Но оказалось, что звездная функция масс там такая же, как в других частях Галактики. Этот вопрос и обсуждается авторами. Похоже, что им удалось сформулировать сценарий, который приводит к такой же функции масс, как и в близких областях звездообразования. Но пока это именно что сценарий. Детали еще предстоит выяснить.

Астросейсмология позволяет получать уникальные данные о внутреннем строении звезд. Осцилляции солнечного типа, о которых идет речь в статье, связаны с турбулентностью во внутренних частях звезд. Ранее такие пульсации обнаруживались только у маломассивных звезд. Теперь же с помощью спутника CoRoT они впервые открыты у массивной (10 солнечных масс) звезды. Кстати, звезда является пульсирующей и относится к типу Бета Цефея.

См. также статью arxiv:0906.3951, где авторы рассматривают осуилляции красных гигантов.

На поздних стадиях эволюции (асимтотическая ветвь гигантов и тп.) некоторые звезды распухают, формируя оболочки с размером в сотни а.е. такая стадия предшествует образованию планетарной туманности. В оболочках проэволюционировавших звезд возникают мазерные источники. Используя их, можно получать очень точные данные о поведении оболочек. Об этом и рассказывается в коротеньком обзоре.

Возможно, открыта очередная планета "с рекордом". Речь идет об обнаружении спутника очень маломассивной (чуть более 0.07 масс Солнца) звезды. Масса планеты 3-9 масс Юпитера. Орбитальный период 0.744 года. Сама звезда имеет температуру всего лишь около 2700К. Планета - около 400К. Учитывая, что оба объекта имеют примерно одинаковый размер (около 0.1 солнечного радиуса), получаем, что выглядит это практически как двойная звезда. Кстати, поскольку система близкая (6 парсек), возможно ее удастся разглядеть с помощью нового поколения интерферометров (расстояние между объектами на небе составляет примерно 60 миллисекунд дуги). Пока же систему можно изучать только астрометрическими методами (транзитов или каких-то других проявлений планеты в системе пока не обнаружено).

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

С помощью интерферометрических наблюдений удалось с хорошей точностью определить радиусы для семи маломассивных звезд. Полученные отношения масса-радиус и светимость-радиус сравниваются с результатами расчетов. Ранее наиболее точные данные получались для затменных двойных. Данные измерений расходились с предсказаниями модели. Но там были звезды с заметной магнитной активностью. Сейчас промеряны одиночные звезды. Для них все в порядке. Соответственно, расхождения можно списать именно на магнитную активность звезд в двойных.

Обзор посвящен интересному феномену (кстати, потенциально он может встречаться и в тесных системах с двумя нейтронными звездами). Если есть система из двух белых карликов, хотя бы один из которых имеет сильное магнитное поле, то будут наблюдаться интересные взаимодействия. Система будет работать как униполярный индуктор. Есть интересные предсказания для таких двойных.

Меня все время восхищает, что гравитационное линзирование часто в самом деле приводит к тому, что мы как бы используем "естественный космический телескоп". Вот и на этот рза, линзирование дает возможность провести измерения, невозможные без его помощи.

Очень важно получать детальные данные по химическому составу звезд в балдже Галактики. Это необходимо для понимания химической эволюции нашей звездной системы. Однако чаще всего измеряется состав гигантов - просто потому что они яркие. Но если звезда линзируется, то в течение десятков дней можно получить хороший спектр, даже если сама по себе звезда тусклая. Ведь поток от звезды во время линзирования может возрасти в сотни раз!

Наблюдения спектров слабых линзируемых звезд в балдже уже преподнесло астрономам сюрпризы. И вот - новый. Точнее не сюрприз, а рекорд. Звезда OGLE-2009-BLG-076S оказалось экстремально малометалличной. [Fe/H]=-0.76. До этого линзированные звезды имели [Fe/H]>+0.30, что не совпадало с данными по гигантам. Но новое измерение рекордно низкой металличности говорит о том, что эффекта селекции скорее всего нет, а просто мала статистика.

Обзор посвящен массивным ярким звездам, известным как яркие голубые переменные (LBV). Примером таких звезд являются Эта Киля и S Золотой рыбы. Это источники с начальными массами от 25 солнечных (к концу эволюции они теряют значительную часть своей массы за счет звездного ветра). Кроме данных по наблюдательным свойствам обсуждаются модели этих звезд и их место в общей картине звездной эволюции.

Небольшой (в Nature больших и не бывает) обзор по образованию первых звезд и галактик. В основном речь идет о первых звездах. Собраны все основные факты. Более 100 ссылок. Всем стоит посмотреть. Тем более, что текст занимает менее 12 обычных страниц.

Интересным дополнением может служить короткий обзор звездообразования по данным телескопа Спитцера: arxiv:0905.0981.

Очередной хороший обзор для Astro2010. Авторы достаточно детально со всеми необходимыми ссылками описывают, что уже достигнуто оптическими и ИК интерферометрами в деле изучения свойств звезд, а также обсуждают, что и с помощью каких риборов можно сделать в самом ближайшем будущем. Задач и возможностей много. Новые высокоточные данные нужны для построения теории внутреннего строения звезд и их эволюции (уже сейчас данные по близким М-карликам показали, что теоретические модели нуждаются в существенных уточнениях), уточнение масс звезд, свойства внешних слоев (на основе получения изображений поверхности) и тп., включая экзопланетные исследования.

Представлены первые данные по наблюдениям БМО на Ферми. Пока картинка особых восторгов не вызывает. Видно, что основная часть излучения идет от комплекса 30 Золотой Рыбы.

Авторы используют новые данные (переобработанные данные Hipparcos, новые изохроны, новые измерения скоростей) для переоценки кинематических параметров звездных популяций в солнечной окрестности (несколько десятков- сотен парсек) и восстановления истории галактического диска в этой области.

Большой подробный наблюдательный обзор, посвященный рентгеновским наблюдениям (в основном используются данные Chandra и XMM-Newton) обычных звезд. Разумеется, кроме собственно наблюдательных данных приводятся основные сведения по физике излучения от звезд разных типов.

"Нет", - это ответ на вопрос в заголовке. Этому и посвящена статья.

WOH G64 - красный сверхгигант в Большом Магеллановом Облаке (кстати, его принадлежность к нему оспаривалась, но в обсуждаемой статье приводятся по сути окончательные аргументы в пользу того, что это звезда БМО). Это одна из самых больших звезд. Более того, из Википедии следует, что в пределах ошибок на определение радиуса VY Canis Majoris WOH G64 может быть и просто самой большой. Но это не так.

Новые результаты показывают, что радиус WOH G64 равен не 2000 солнечных радиусов, а всего лишь 1540. Это оставляет ее самой большой звездой БМО, но и не более того.

Статья будет интересна и для тех, кто интересуется деталями: как определают радиусы звезд, их принадлежность (в спорных случаях) к внешним областям нашей Галактики или же к ее спутникам и тп.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Как любят шутить, проект OGLE был задуман для изучения переменных звезд, но на это никто не дал бы денег, поэтому заявили, что ищут микролинзирование. В самом деле, данные по переменным звездам, полученные в рамках этой программы, впечатляют. В данной статье авторы представляют не просто самый большой каталог звезд типа RR Лиры в Большом Магеллановом Облаке. Это вообще самый большой каталог таких звезд в едином окружении.

См. также arxiv:0903.2676 о цефеидах в БМО по данным OGLE-III.

Авторы очень кратко описывают базу NASA/IPAC/NExScI. Она предназначена для исследования экзопланет и звезд, вокруг которых они вращаются. В частности, там размещаются кривые блеска транзитов. Туда включены данные TrES, KELT-Praesepe. Будут добавлены данные WASP, CoRoT. Кроме того, там есть много данных по звездам, которые находятся в площадках, выбранных для поиска экзопланет (например, миссией Кеплер).

С помощью наблюдений на Космическом телескопе и на Джемени, авторы показывают, что прародителями сверхновых 1993J и 2003 gd были, соответственно, К- и М-сверхгиганты. В случае 1993J также показано, что К-сверхгигант входил в пару с В-гигантом, который виден и сейчас.

С одной стороны, это не первые наблюдательные данные о прародителях сверхновых. С другой, это самые надежные данные, кроме случая SN1987A, поскольку есть не только данные о том, что "на месте звезды вспыхнула сверхновая", но видно, что звезда-прародитель исчезла. Т.е., после того как сверхновая достаточно ослабела, было получено новое изображение места вспышки, и четко установлено, что одна из массивных звезд больше не видна.

Существует много типов сверхновых (даже, если мы говорим лишь о взрывах массивных звезд, отбросив SN Ia). Поэтому важно набирать статистику по прародителям сверхновых разных типов. Пока мы очень плохо понимаем, какие звезды дают тот или иной тип сверхновой.

Авторы заявляют о том, что на основе анализа почти трех сотен спектров Вги им удалось измерить магнитное поле этой звезды. Правда, смущают ошибки. Усредненное по диску поле -0.6+/-0.3 Гс. Наверное, после этого результата будет проведена более длительная серия наблюдений, чтобы получить более высокую точность.

С помощью наблюдений на VLT авторы исследуют кинематику примерно 6000 звезд на расстоянии менее 1 пк от центра Галактики (угловой масштаб 40 на 40 угловых секунд).

Разумеется, динамика скопления и его членов в основном определяется черной дырой. Кстати, авторы получают независимую оценку ее массы: чуть менее 4 миллионов солнечных масс, что в пределах ошибок согласуется с данными, полученными по изучению траекторий отдельных звезд. Однако важна не только масса дыры, но и распределенная масса. Авторы напрямую получают оценку распределенной (не точечной) массы в пределах 1 пк от центра Галактики. Массы звезд, составляющих ядерное скопление, хватает, чтобы эту массу объяснить.

Скопление вращается также, как и внутренние части Галактики. Это может означать, что скопление подпитывается звездами диска, а также газом из диска, из которого формируются звезды скопления.

Примерно раз в миллион лет какое-нибудь шаровое скопление пересекает плоскость диска Галактики. При этом, разумеется, должна образовываться ударная волна, а значит, должно индуцироваться звездообразование. Такие идеи высказывались давно, и даже искали пары шаровое-рассеянное скопление (т.е., случаи, когда можно говорить о том, что пролет шаровика породил рассеянное скопление). Кроме того, проводилось численное моделирование пролета шарового скопления через диск.

В данной статье авторы задаются вопросом о том, что могло произойти при последнем пролете самого крупного шарового скопления Галактики - Омега Центавра (напомню, что скорее всего, Омега Центавра когда-то была карликовой галактикой-спутником, но потом была полностью захвачена и превращена в шаровое скопление. О былой славе напоминает разнородный звездный состав и массивная черная дыра в центре Омега Центавра). Последний пролет имел место около 24 миллионов лет назад. Место пролета примерно известно. Авторы обращают внимание на два рассеянных скопления, которые, по их мнению, могли быть порождены пролетом Омега Центавра. Неопределенности довольно велики, поэтому твердый вывод сделать нельзя. Но гипотеза не противоречит данным наблюдений и расчетов.

Разумеется, далеко не каждый пролет каждого скопления порождает вспышку звездообразования. Надо, чтобы в месте пролета было много газа, и вообще чтобы условия благоприятствовали мощному звездообразовнаию. Поэтому вряд ли будет найдено еще много пар шаровое-рассеянное скопление, связанных "родственными связями".

Авторы приводят результаты численных расчетов образования массивных звезд. Новизна в том, что в расчетах показано, как вещество может избежать отталкивающего влияния мощного потока излучения. Развиваются неустойчивости, которые позволяют веществу проваливаться внутрь, а излучению - спокойно выходить наружу. Так что предел на массу устанавливается не давлением излучения, а все теми же неустойчивостями. Дело в том, что в расчетах видно, как диск фрагментирует, в результате образуется не одна очень массивная звезда, а кратная система.

"Кино" можно посмотреть тут.

Описаны свойства массивных звезд разной металличности. Четыре основных класса металличности (нулевая, малая, солнечная, высокая) как раз и отражают эволюцию вселенной. Больше всего места в обзоре отведено, разумеется, звездам популяции III, т.е. объектам с нулевой металличностью.

Большой обзор по содержанию элементов в протосолнечном веществе, Солнце и в хондритах. Кроме этого, обсуждается содержание элементов в близких звездах. Обзор чисто наблюдательный. Пожалуй, очень полезный.

MiMeS - Magnetism in Massive Stars. Проект получил 640 часов наблюдательного времени на франко-канадско-гавайском телескопе на протяжении 2008-2012 годов. Задача - понять происхождение магнитных полей массивных звезд, их связи со звездным ветром, а также определить их влиянию на эволюцию звезд и их конечные продукты (компактные объекты). Детально будет изучено около 20 звезд. Для них будут построены карты магнитных полей. Кроме того, будет и обзорная программа, включающая в себя уже большое число объектов (около 150).

См. также arxiv:0812.4079, где приводятся первые результаты проекта.

Выходит замечательный сборник статей, в котором описываются различные области звездообразования. Практически все статьи из сборника доступны в Архиве. Очередная появившаяся статья посвящена ближайшей области звездообразования в Орионе, в которой и сейчас образуются массивные и маломассивные звезды. Кроме описания собственно комплекса звездообразования в Орионе автор достаточно детально описывает один из сценариев формирования пояса Гулда, и вообще картину недавнего звездообразования в солнечной окрестности. Очень интересно и познавательно.

Автор достаточно подробно рассказывает о своем коде для расчета спектров белых карликов, сопровождая все ссылками на еще более детальное изложение. Коду много лет, на протяжении которых он непрерывно модифицировался. Думаю, что сейчас есть еще более качественные модели (например, у Сулейманова), но этот текст полезен именно как способ разобраться в том, что и как считают, а дальнейшие детали можно найти по ссылкам.

См. также работу arxiv:0812.0491, в которой обсуждаются эффекты, влияющие на определение масс белых карликов при низкой температуре.

Наиболее малометалличные звезды Галактики одновременно являются самыми старыми в ней, поскольку были сформированы на самых ранних этапах эволюции Галактики из газа, еще не обогащенного металлами. На примере экстремально малометалличной звезды HE 1523-0901, возраст которой оценивается в 13 млрд лет, автором работы дан анализ наблюдаемых содержаний тяжелых элементов Eu, Os, and Ir и радиоактивных Th и U.

Европейский космический проект Gaia, запланированный к запуску в 2011 году, позволит получить астрометрические, фотометрические и спектроскопические данные для более чем миллиарда звезд ярче 20-й звездной величины. В статье дано описание инструмента, приводятся его основные характеристики и обсуждаются научные направления, в которых Gaia позволит достичь революционных изменений.

Обнаружены два маломассивных (0.18 и 0.35 масс Солнца) спутника у двух звезд с экзопланетами. Один из них (более массивный) находится всего лишь в 230 а.е. от второй звезды. В принципе, особой новизны тут нет. Это уже 42-я и 43-я двойная система с экзопланетами. Но полезно знать, что даже без учета эффектов селекции около 17% экзопланетных систем находятся в двойных и кратных системах.

Огромный обзор по потере вещества массивными звездами. По сути, там обо всем, что касается данной темы. Будет какое-то время настольным для всех, кто с этим связан.

Спутник CoRoT уже почти два года находится на орбите (с 26 декабря 2006 г.). Основная задача спутника - изучение пульсаций звезд - астросейсмология. Такие исследования позволяют лучше понять, как эти светила устроены внутри, а значит, проверить наши теории внутреннего строения звезд. Попутно, конечно, можно получать всякие другие результаты, например, связанные с экзопланетами.

В статье дается обзор именно астросейсмологических задач и результатов миссии. Основные результаты получаются в результате долгих (чуть менее полугода) наблюдений одной площадки (разумеется, на ней можно изучать сразу несколько объектов). Так будет изучено около 50 ярких звезд. Кроме этого, проводятся короткие (три-четыре недели) наблюдения. В ходе коротких наблюдений будет изучено чуть большее количество объектов.

Сейчас миссия находится примерно в середине своего жизненного цикла. Так что окончательные результаты еще впереди.

Часто можно прочесть, что "звезды, более легкие чем примерно 8-10 масс Солнца, в конце своей эволюции превращаются в белые карлики". А нельзя ли поточнее, да еще по данным прямых наблюдений? Можно, конечно, только трудно.

Авторы полагают, что им удалось достаточно точно определить границу, ниже которой возникают белые карлики. Исследуя 14 карликов в рассеянном скоплении промежуточного возраста (150-200 миллионов лет), они дают значение 5.1-5.2 массы Солнца. Удивительно низкая величина! Правда, добавляя данные по другим скоплениям и учитывая всякие разные неопределенности, они повышают предел до 7.1 солнечной массы.

Данные по прародителям нормальных сверхновых дают предел 9.5 масс Солнца (т.е. выше этой величины звезда взрывается). В итоге, все равно остается неопределенность относительно того, что происходит в промежутке примерно 6 с хвостиком - 9 с хвостиком солнечных масс. Ясно, что предел может как-то варьироваться в зависимости от металличности и, возможно, других параметров.

Около шести белых карликов обнаружены диски с большим содержанием силикатов. Полагают, что это результат приливного разрушения астероидов. Коли оно так, то можно исследовать состав планет типа Земли, которые крутились вокруг звезды, превратившейся в белый карлик. Оказывается, что там, так же как и в Солнечной системе (например, если сравнивать CI-хондриты и земную мантию), твердые планеты состояли из пород, обедненных углеродом.

Открыт новый радиотранзиентный источник в 1 градусе от галактического центра. Наблюдения проводились на низких частотах (235 Мгц и 610 Мгц) на индийском телескопе GMRT. Источник наблюдался в 2006-7 годах на частоте 235 Мгц. На 610 Мгц источник не был зарегистрирован. В других диапазонах источник не отождествлен (в частности, авторы используют данные наблюдений Swift в рентгене).

В течение месяца источник увеличивал яркость, достигнув примерно 100 миллиЯнских. Затем поток уменьшился к маю 2007 года до 50 миллиЯнских. В сентябре 2007 и в 2008 г. обнаружить источник уже не удалось. Такое поведение похоже на демонстрировавшееся другим транзиентом в области центра Галактики, который наблюдался в 1990-91 гг.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Авторы анализируют данные по цефеидам Малого Магелланова облака, которое по своей металличности отличается от нашей Галактики и Большого Облака. Показано, что зависимости период-светимость и период-цвет ведут себя не так как в Млечном пути и БМО. Авторы еще раз указывают на то, что надежды получить какую-то единую зависимость являются иллюзией, т.к. надо учитывать металличность, и утверждают, что частично 15-процентное отличие их (длинной) шкалы от полученной в результате HST Key project связано как раз с этим.

Интерферометр CHARA продолжает измерять звезды. На этот раз речь идет о четырех гигантах, входящих в скопление Гиады. Для каждой звезды удается определить температуру и абсолютную светимость. Ну а дальше уже можно определять массу и тп. Вообще, поразительно.

Довольно большой обзор, посвященный тому, что мы сможем узнать в ближайшие годы о рождении, жизни и смерти звезд с помощью таких телескопов как Herschel, SOFIA, JWST.

Напомню, что в последние годы в гало Галактики были открыты звезды со скоростью движения несколько сотен километров в секунду. Стандартным объяснением является динамическое взаимодействие со сверхмассивной черной дырой в центре Галактики. В результате взаимодействия звезда может быть выброшена с большой скоростью.

В данной статье авторы предлагают следующую альтернативу. Их моделирование показывает, что разрушение карликовой галактики-спутника в центральной области Млечного Пути также может привести к появлению звезд с очень большими скоростями. Авторы показывают, что в ближайшем будущем можно будет выяснить какой из сценариев верен, т.к. некоторые их предсказания очень различны. Например, в сценарии с галактикой-спутником будут области, в которых гиперскоростных звезд будет гораздо больше.

Речь идет о звездной функции масс. Авторы пытаются понять, как наши данные по начальной функции масс звезд можно увязать с космологическими данными по истории звездообразования, поскольку в этом деле есть нестыковки.

На снимках, сделанных VLT, удалось рассмотреть звезду-прародителя сверхновой 2008bk. Сверхновая имела тип IIP. Изучение прародителя показало, что он имел начальную массу от 7.5 до 9.5 масс Солнца.

Другая интересная работа по прародителям сверхновых - arxiv:0809.0236. В ней авторы исследуют распределение сверхновых в галактиках, сравнивая его с положением областей звездообразования. Сверхновые типа II хуже всего отслеживают звездообразования. Типа Ic - лучше всего. Из этого авторы делают вывод, что последовательность II-Ib-Ic отражает рост массы звезд-прародителей.

Еще одна статья arxiv:0809.0403 посвящена наблюдательным ограничениям на прародителей SN IIP. Минимальная масса прародителей этих сверхновых 7-9.5 масс Солнца.

Сведены воедино все данные по самой близкой к нам ассоциации Sco OB2. Разумеется, поскольку речь идет о ближайшей ассоциации, то она используется как некоторый полигон для изучения подобных образований. Она состоит из трех групп разных возрастов (5, 16 и 17 миллионов лет). Благодаря близости можно изучать не только массивные звезды.

Недавно было обнаружено два события, которые по всей видимости являются сверхновыми, но их звездна величина была несколько меньше. Определены звезды-прародители этих взрывов. Авторы полагают, что во-первых, эти события формируют новый тип звездных взрывов, составляющий как минимум более 10 процентов от всех сверхновых, связанных с коллапсом ядра. Во-вторых, они делают еще более интересный вывод.

Дело в том, что вокруг звезд-прародителей этих взрывов очень много пыли. Мы знаем такие звезды, но их очень мало. Т.е., если просто взорвать известные столь запыленные звезды, то темп взрывов будет слишком низким. Отсюда авторы делают следующий вывод. За несколько тысяч лет до взрыва многое массивные звезды (многие, но не все, даже, видимо, меньшинство, но все равно речь идет как минимум о десяти процентах, а скорее несколько больше) образуют вокруг себя много-много пыли.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

В 1843 году от яркой звезды Эты Киля наблюдалась мощная вспышка. В статье автор рассказывает о том, что им обнаружено быстро двигающееся вещество (3500-6000 км в сек), связанное с этой вспышкой. До этого ранблюдались лишь существенно меньшие скорости. Новые данные говорят в пользу того, что выделение энергии произошло глубоко под поверхностью. А раньше считалось, что наблюдаемый разлет вещества связан лишь с резким усилением звездного ветра.

Небольшой обзор по теме.

GCRT J1745-3009 - интересный и непонятный радиотранзиент, открытый несколько лет назад. Обсуждалось несколько разных моделей источника, и можно придумать новые (например, одиночные нейтронные звезды на экзотических стадиях, суперэжектор в двойной системе и тп.). Авторы описывают данные по этому источнику, обсуждают некоторые модели и рассуждают, что можно надеяться узнать в будущем.

Авторы приводят новые данные по измерениям магнитных полей у массивных звезд. Основной вывод авторов в том, что по всей видимости упорядоченные крупномасштабные поля не слишком часто встречаются у О-звезд.

Если вы еще не слышали о гиперскоростных звездах, то это ваш шанс, ибо в статье не только приводятся новые результаты, но и дается хорошее описание этой области астрономии.

Гиперскоростные звезды начали открывать не так давно - около 3-4 лет назад. Они имеют скорости порядка нескольких сотен км в сек - выше скорости убегания из Галактики (пренебрежем ролью гало). Т.е., звезды надо было как-то разогнать. Это не маломассивные малометалличные звезды гало. Наиболее вероятным считается, что звезды были выброшены из центральной области Галактики после взаимодействия с центральной сверхмассивной черной дырой.

В статье авторы приводят данные по свежеоткрытым звездам этого типа. Новые результаты практически удваивают их число. Соответственно, можно с большим основанием наводить всякую статистику и обсуждать происхождение и тп.

В следующем году будет запущен спутник KEPLER. Это будет первая специализированная миссия, способная открывать планеты типа Земли около звезд типа Солнца. Автор дает обзор проекта, а также обсуждает, как с помощью методов астросейсмологии будут определяться параметры звезд.

Для VLT разрабатывается специальный прибор, который поможет наблюдать движение звезд и газа в непосредственной близости от горизонта событий в источнике Sgr A* - сверхмассивной черной дыре в центре нашей Галактики. Для реализации потребуется не только создать новые инструменты, но и задействовать всю мощь интерферометрической системы VLT.

Разумеется, никто не делает прибор "под один объект", и в статье авторы рассматривают и другие возможные области приложений. Прибор начнет работать в 2013 году (сейчас его создание полностью одобрено).

С помощью оптических интерферометров впервые удалось в деталях разглядеть систему бету Лиры, разрешив ее на два компонента.

Изображение получено с помощью системы CHARA Array. Видна звезда донор (слева) и диск вокруг второго компонента. Видно, что донор слегка вытянут, т.е. впервые удалось рассмотреть напрямую искажение формы во время заполнения полости Роша.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Сейчас есть много хороших обзоров неба с фотометрическими данными в широких полосах. Из этих данных можно было бы попробовать оценить параметеры звезд (эффективные температуры, металличность, силу тяжести), но не все так просто - есть межзвездное вещество, которое приводит к покраснению. Авторы предлагают метод, который, по их утверждению, хорошо справляется с этой непростой и актуальной задачей.

См. также arxiv:0808.1848 об абсолютной калибровке звезд главной последовательности тонкого диска по наблюдениям в оптике и ближнем ИК.

Взаимодействие звездных ветров, истекающих на разных стадиях от эволюционирующих массивных звезд, может порождать причудливые структуры, поскольку геометрия и другие параметры ветров в различные моменты жизни звезды различаются. Авторы строят модель таких ветров. В частности, им удается объяснить картину колец вокруг прародителя сверхновой 1987А без привлечения двойственности.

Свежая лекция одного из классиков. Она посвящена приливной диссипации в тесных двойных системах. Звезды возбуждают друг в друге приливы. Далее, в зависимости от строения звезды (внешняя конвективная, или внешняя лучистая оболочка) энергия приливов будет диссипировать. Это все очень важно для расчетов эволюции двойных систем.

При прохождении планеты по диску звезды можно измерять много параметров и наблюдать много разных эффектов. В таблице в своем небольшом обзоре Винн перечисляет 26 параметров и эффектов. Часть из них уже измеряют, часть - будут измерять в недалеком будущем.

Обзор небольшой и очень понятный. Не все эффекты, и не все пути измерения параметров описаны, но для всех даны ссылки. А те, которые описаны, описаны очень хорошо.

Авторы показывают, что звезды с нулевой металличностью (в данном случае z=0 означает нулевую металличность, а не красное смещение) могут давать нормальные взрывы сверхновых. Для этого необходимо, чтобы звезды достаточно быстро вращались. Обычно полагают, что массивные звезды без металлов порождают очень тяжелые углеродно-кислородные ядра и прямо коллапсируют в черные дыры. Вращение может изменить картину. Если звезды поколения III могут давать сверхновые, то это важно, т.к. влият на раннее обогащение вселенной тяжелыми элементами.

О вращение малометалличных звезд см. также arxiv:0807.5061

GCRT J 1745-3009- загадочный транзиентный радиоисточник, открытый около 6 лет назад. Он находится в направлении галактического центра. От него было зарегистрировано 7 вспышек в радио (на 300 Мгц), причем первые 5 вспышек показали периодичность около 77 минут. Что это за объект - неизвестно. Это может быть близкий коричневый карлик, или далекая система с нейтронной звездой. Надо искать отождествление в других диапазонах, что авторы и делают. Результат - нулевой. Т.е. ничего не найдено. Но это не значит, что все бестолку. По сути, авторы исключили возможность того, что это близкая маломассивная звезда или белый карлик.

Упоминаю эту статью в основном в связи с тем, что результат появился на многих новостных лентах. По науке конечно интересно не то, что это одни из самых мощных звезд в Галактике, а то, что наблюдается пыль вблизи WN звезд.

GSC-I (Guide Star Catalogue - I) был создан для нужд Космического телескопа. Сейчас выпущена вторая версия. Во второй версии каталога почти миллиард объектов!

Описана служба (и база данных) NStED (NASA/IPAC/MSC Star and Exoplanet Database). Приводятся данные по 140 000 ярким близким звездам, по известным планетам и тп. Разумеется, база будет расти, особенно после запуска новых спутников, специально предназначенных для поиска экзопланет.

В жизни массивных звезд большую роль играют вращение и звездный ветер. Оба эти эффекта достаточно сложны для учета, они сильно меняются с изменением металличности. Многое там просто еще неясно. Авторы пытаются в относительно небольшом обзоре очертить основные эволюционные эффекты, связанные с вращением массивных звезд и их звездным ветром.

Авторы пытаются дать обзор свойств массивных звезд, которые порождают в конце своей жизни длинные гамма-всплески. Разумеется, никакой ясности тут нет, и авторы скорее пытаются просто что-то понять на основе стандартной модели и известных данных о послесвечениях всплесков.

Кстати, о механизме центральной машины гамма-всплесков можно посмотреть короткий обзор arxiv:0807.0747.

Дается обзор по различным квазипериодическим процессам, наблюдаемым у катаклизмических переменных. Кроме различных процессов, связанных с дисковой аккрецией, в таких системах добавляется возможность наличия нерадиальных пульсаций белых карликов.

Большой обзор по пульсациям белых карликов.

Поскольку обзор большой, то там всему нашлось место: и историческому введению, и базовому описанию физики белых карликов (журнал Annual Review of Astronomy and Astrophysics рассчитан скорее на наблюдателей, чем теоретиков), и пояснению того зачем все это нужно (белые карлики - это очень удобные "реликты", по которым можно отслеживать разные этапы эволюции Галактики).

Коротенький обзор, посвященный будущему астрометрическому спутнику Gaia и ожидаемым результатам по свойствам диска нашей Галактики. Ясно, что получив миллиард точных измерений положений звезд, спутник сильно продвинет наше понимание, тем не менее интересно посмотреть детали.

Звезды популяции III образуются из вещества нулевой металличности в гало темной материи на z~20. Разумеется, какое-то количество частиц темного вещества оказывается внутри звезд. Эти частицы могут аннигилировать друг с другом, и люди давно задумались над возможными последствиями.

На пальцах последствия очень просты. Выделяется дополнительная энергия, повышается температура. Звезда (или протозвезда) слегка расширяется, что понижает темп ядерных реакций в звезде, т.е. формирование звезды откладывается или же звезда будет жить дольше, поскольку медленнее расходует "горючее". Качественно все ясно, вопрос с количественными характеристиками.

Авторы используют один из лучших в мире кодов по расчету звездной эволюции, чтобы посмотреть насколько можно увеличить жизнь звезды при разной плотности темного вещества. Именно плотность частиц темной материи оказывается ключевым параметром. Если этих частиц набрать достаточно много, то - о чудо! - массивная первозвезда может вообще дожить до наших дней. Однако авторы не исследуют насколько часто такая плотность будет набираться. Скорее всего это достаточно редкая ситуация. Но как было бы интересно найти рядом массивную звезду, образовавшуюся, когда еще и галактик-то никаких не было!

См. также статью arxiv:0806.2662, где авторы проводят аналогичное исследование и приходят к схожим выводам.

В статье рассказывается об обнаружении двойной, состоящей из двух очень массивных звезд. Если оценки массы верны, то это просто самая массивная двойная: 116 (+/-31) и 89 (+/-16) масс Солнца. Причем, более массивный компонент пары претендует на звание самой массивной звезды.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Дается краткая сводка состояния дел в определении расстояний по различным типам переменных звезд (различные цефеиды и родственные им звезды, мириды). Также приводятся оценки расстояния до центра Галактики и постоянная Хаббла, полученные в рамках проекта.

Авторы исследуют пару молодых звезд. Масса компонент двойной идентична с точностью около 2 процентов (0.4 массы Солнца). А вот температуры, радиусы и светимости различаются гораздо сильнее. Авторы полагают, что единственным разумным объяснением является разный возраст двух компонентов двойной. Вот такой вот "парадокс близнецов".

Ситуация удивительна. Обычно полагают, что возраст звезд в двойной системе одинаков (особенное, когда массы примерно равны). Это предположение даже используется при калибровках-нормировках. А тут такое открытие!

Система является затменной двойной. Возраст около миллиона лет (это самая молодая затменная система со звездами-близнецами). Наблюдения спектров высокого разрешения были проведены на телескопе Хобби-Эберли.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Молодые массивные звезды спектрального класса О наблюдаются, как в скоплениях и ассоциациях, так и в "поле Галактики". Относительно последних все время стоит вопрос о том, образовались ли они по-одиночке, или все-таки входили в состав каких-то групп массивных звезд. Регулярно появляются статьи, посвященные этому вопросу.

Авторы пытаются отследить траектории О-везд поля, чтобы понять, не вылетели ли они из каких-то известных скоплений или ассоциаций. Из 93 исследованных звезд поля для 73 удалось найти возможный трек, начинающийся в скоплении. Т.о., лишь для 10 процентов О-звезд не удается найти материнское скопление. Это, правда, не означает, что они родились в одиночестве. Просто, возможно, за несколько миллионов лет небольшая группа звезд успела распасться, и мы теперь не можем ее идентифицировать.

Сам каталог, конечно же, доступен по сети на сайте CDS, а в статье дано краткое описание. В каталог входит 409 систем, из которых половина - новые отождествления.

Авторы кратко описывают новый каталог звезд с большими (>0.15 секунд в год) собственными движениями. Каталог покрывает все небо. Правда, авторы не описывают, где каталог скачать.

А вот эти авторы приводят ссылку на свою базу. И описывают ее в нескольких заметках (arxiv:0805.4755, arxiv:0805.4747, arxiv:0805.4756). В базе приводят экспериментальные данные по сечениям, актуальным для расчетов s- и p-процессов.

Авторы подробно представляют результаты наблюдения скопления 47 Тукана, проведенных в УФ диапазоне на Хаббле. Найдено много экзотических объектов. Так впервые обнаружена пара голубой бродяга+белый карлик, найдена (в двойной системе) горячая маломассивная звезда (это, видимо, "ободранный" гигант), а также найден гелиевый белый карлик без миллисекундного пульсара в качестве соседа по двойной.

В течение долгого времени наблюдения показывали, что амплитуда пульсаций Полярной звезды уменьшалась. Это связывали с ее эволюцией, движением к краю области нестабильности. Однако новые наблюдения, представляемые в данной статье, показывают, что пульсации снова приобретают большую амплитуду. Авторы полагают, что амплитуда меняется циклическим образом.

Изучение гало галактик важно не только само по себе, ведь гало несут на себе отпечаток истории формирования галактики. Значит, изучая гало, мы можем узнавать что-то новое о том, как данная конкретная галактика образовывалась.

В обзоре описываются наши современные знания о структуре, кинематике и химическом составе звездного гало нашей Галактики. Соответсвенно, затрагиваются и вопросы интерпретации этих данных.

В последние годы благодаря обзорам типа SDSS удалось узнать много нового о структуре гало. Там обнаружены разнообразные структуры, являющиеся рудиментами прошлых поглощений галактикой карликовых спутников. Кроме того, развивается численное моделирования формирования и эволюции (включая химическую) Галактики. Все это отражено в обзоре.

Большой подробный обзор по источникам мягких повторяющихся гамма-всплесков и аномальным рентгеновским пульсарам. Т.е., по основным кандидатам в магнитары.

Хотя обзор написан на весьма "японском английском" с массой опечаток, тем не менее, в нем понятным образом суммированы попытки поиска галактик на больших красных смещениях. Сейчас добрались до z~7. Все это благодаря, в основном, поиску в оптическом диапазоне. Чтобы двигаться дальше, нужно наблюдать в ближнем ИК. Но тут пока есть технические трудности. Поэтому, полагает автор, нужно ждать инструментов следующего поколения.

Авторы рассматривают прогресс в понимании роли магнитного поля в процессе образования звезд. В первую очередь здесь важны прямые наблюдения магнитных полей (посмотрите замечательные картинки, на которых показаны структуры магнитного поля нескольких звезд типа Т Тельца). Затем существенны численные модели. Но, как обычно, "многое сделано, но многое еще предстоит". В последней части обзора авторы обсуждают нерешенные проблемы и возможные пути их разрешения. Здесь также есть новые наблюдательные программы, и есть планы по проведению новых детальных симуляций.

Ap звезды выделяются своими сильными магнитными полями и аномалиями химического состава. В обзоре довольно детально (с историей) описываются исследования этих объектов. Правда, вопросов остается большем чем ответов.

На 2.2-метровом телескопе в Чили авторы изучали свойства 353 ярких (7.5-9.5)солнцеподобных звезд южного неба. Определялось содержание железа и хромосферная активность. Интересный результат связан с тем, что несколько звезд проходят стадию своего маундеровского минимума. Соответственно, можно сказать, что Солнце в течение своей жизни проводит в таком состоянии несколько процентов времени (поскольку доля звезд на стадии маундеровского минимума составила несколько процентов от полной выборки).

Авторы изучили движение нескольких sdB звезд, у которых заподозрены невидимые компаньоны. В некоторых случаях (правда, в рамках предположение о приливной синхронизации, которое неплохо аргументировано) удается ограничить диапазон углов наклона орбиты, т.е., можно определять массы компаньонов. Среди 9 случаев пять компаньонов могут быть белыми карликами или слабыми звездами главной последовательности. Это понятно. Но в четырех случая массы получаются >1 солнечной. Значит, компаньонами являются массивные белые карлики или даже нейтронные звезды или черные дыры. Это уже не укладывается в стандартную картину. Конечно, может быть данные еще будут пересмотрены, тем не менее результат интересный.

На высоких галактических широтах наблюдаются слабые голубые звезды. В обзоре речь идет о звездах спектрального класса О, но меньшей светимости, чем обычные звезды этого класса. Это, т.о., горячий аналог sdB звезд. Последние часто наблюдают в тесных двойных системах. Их интерпретируют как звезды горизонтальной ветви (т.е. там идет горение гелия), но с очень небольшими водородными оболочками (т.е. водород в оболочке не горит). Их еще называют экстремальными звездами горизонтальной ветви. Они непосредственно превратятся в белые карлики, минуя асимптотическую ветвь. Эти звезды - sdB - по своим спектральным свойствам похожи друг на друга. В то время как слабые О-звезды более неоднородны в этом смысле. В частности, есть звезды этого типа с большим со значительными следами гелия в спектрах, и звезды без них.

Каково происхождение sdO звезд, т.е. каков их эволюционный статус? Окончательного ответа нет. Обсуждается несколько вариантов. Среди них поздняя вспышка звезды (это гелиевая вспышка в ядре), уже ушедшей с ветви красных гигантов в сторону белых карликов. А также - слияние двух белых карликов.

В заключение, в статье описывается открытие sdO звезды с очень большой пространственной скоростью (700 км в сек). Полагают, что звезды ``разгоняются'' за счет взаимодействия со сверхмассивной черной дырой в центре Галактики. Если это так, то можно определить, когда звезда была выброшена из центра. В случае обсуждаемой sdО звезды это 36 миллионов лет назад.

См. также статью arxiv:0804.2366, где тоже речь идет об О-звездах, бедных водородом и имеющих пониженную светимость, хотя это и не sdO-звезды (см. рисунок 1, где показано положение разных типов проэволюционировавших горячих звезд на диаграмме температура-ускорение).

Авторы проводят переоценку расстояний до некоторых близких массивных звезд (среди которых, конечно, много ярких известных объектов). Результаты просто поразительные (что, разумеется, вызывает здоровый скептицизм). Например, расстояние до Денеба оценивали в 13.26 кпк (правда, с очень большой ошибкой), а теперь оно стало 0.48 кпк.

Как известно, происхождение магнитных полей нейтронных звезд, особенно магнитаров, остается тайной. То ли поле генерируется на стадии протонейтронной звезды, то ли ядро звезды-прародителя имело сильное поле, которое после коллапса ядра стало полем нейтронной звезды. У обеих гипотез есть свои проблемы. Одной из проблем гипотезы о реликтовом поле является малое количество известных магнитных массивных звезд.

В статье авторы рапортуют об открытии двух массивных звезд с полями порядка килогаусса.

На мой взгляд, может возникнуть одна проблема. Дело в том, что все известные магнитары - одиночные. Хотя никакой селекции в пользу этого нет. Между тем, из трех магнитных массивных звезд две входят в кратные системы. Конечно, далеко не все двойные переживут взрув сверхновой. Тем не менее, имея уже более 10 кандидатов в магнитары, стоит задуматься над их одиночностью.

Авторы изучают эволюцию и взрывы массивных (10-100 солнечных масс) звезд крайне малой металличности, точнее, совсем без тяжелых элементов. Моделируются кривые блеска и массы остатков. Все это крайне важно для понимания того, как жили и умирали самые первые звезды. Особенно существенно понять, как протекал нуклеосинтез, т.к. именно эти звезды первыми обогатили межзвездную среду тяжелыми элементами (популярное введение в нуклеосинтез см., например, в апрельском номере Вокруг Света за 2008 год).

Звезды без металлов или с крайне малым их содержанием чаще порождают в конце своей эволюции черные дыры, и в среднем компактные остатки таких звезд массивнее. Распределение обилия элементов, возникающее после цикла нуклеосинтеза, хотя вцелом и напоминает солнечное, но имеет ряд особенностей. Для элементов легче кремния подавлен синтез ядер с нечетным зарядом, а также изотопов, богатых нейтронами. Кроме того, мало элементов тяжелее германия. Эволюция звезд даже с крайне малым начальным содержанием тяжелых элементов отличается от той, что рассмотрена в данной статье. Текст статьи - только первые 11 страниц. Далее таблицы и рисунки.

Авторы рассматривают основные подходы и результаты в астросейсмологии. В начале рассмотрены звезды типа Солнца, затем авторы обсуждают возможность определения параметров конвективных областей в недрах звезд методами астросейсмологии. После этого показано, как можно оценивать профиль внутреннего вращения звезд разных типов (включая белые карлики). Наконец в заключение авторы переходят к обсуждению нерешенных вопросов, ответы на которые можно будет получить в относительно недалеком будущем.

Недавно я рассказывал о работе 0802.1712, в которой авторы пронаблюдали рентгеновскую вспышку с последующей вспышкой в УФ. Авторская интерпретация: выход ударной волны сверхновой из плотного ветра компактного прародителя. И вот новый результат.

Здесь авторы представляют результаты наблюдений того, что, по всей видимости является выходом ударной волны из красного сверхгиганта. Этот результат с большей достоверностью можно связать с выходом ударной волны, чем рентгеновский результат Soderberg et al. (2008). Видно поярчение сверхгиганта до выхода ударной волны. Собственно, наблюдается не сам выход волны, а прогрев поверхности прекурсором ударной волны, хотя этот эффект иногда называют "выходом" (авторы обсуждают этот терминологический вопрос в первом абзаце на второй странице).

Авторам помогла правильная методика наблюдений. В 2004 году одновременно с обзором по поиску сверхновых (SNLS) ту же область неба наблюдали на УФ космическом телескопе GALEX. Одно из событий (SNLS-04D2dc), классифицированное как сверхновая второго типа, показало в данных GALEX уярчение за две недели до оптической вспышки.

Галактика, в которой наблюдалась сверхновая - нормальная спираль с сильным звездообразованием на z=0.1854. Получены детальные спектры самой сверхновой, а также спектры галактики. Галактика также наблюдалась на Хаббле.

Авторы говорят о сверхгиганте на основе кривой блеска сверхновой. В ней наблюдается плато, которой связывают с тем, что взорвалась большая (протяженная) звезда.

Существенно, что данные по поярчению до вспышки можно сравнивать с теоретическими моделями взрыва. Анализ поярчения (оно продалжалось около 6 часов) подтверждает, что взорвался сверхгигант с радиусом 500-1000 солнечных.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Авторы еще раз возвращаются к вопросу зависимости наклона и нуль-пункта зависимости период-светимость для цефеид от металличности. Авторы показывают, что для разных галактик (разная металличность) полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела будет сдвинутой. Следствием этого и является разная зависимость период-светимость. Разумеется, это может сказаться на оценке космологических расстояний (эффект порядка 15 процентов).

Для динамической эволюции шаровых скоплений очень важна начальная доля двойных звезд. Эта величина известна крайне плохо. Зато численные расчеты показывают, что эта доля мало изменяется на больших расстояниях от центра скопления (за радиусом, содержащим половину массы). Авторы используют наблюдения на Космическом телескопе для определения этой величины. Получается, что начальная доля двойных в шаровых скоплениях составляет всего лишь около 1 процента!

Небольшой обзор по ветру от красных гигантов. Подразумеваются звезды до асимптотической ветви. Авторы подразделяют ветра на три категории: ветер от горячих ОВ-звезд, корональный ветер от холодных звезд главной последовательности и гигантов раннего F и позднего K классов, и, наконец, ветер от холодных гигантов, который и является предметом статьи. Авторы указывают, что в этой области есть еще много непонятного.

В этой статье меня привлекла организация наблюдений. Whole Earth Telescope - это коллаборация, ставящая своей задачей проведение непрерывного мониторинга объектов на нескольких небольших (1-2 метра) независимых телескопах, раскиданных по долготе.

В данной работе рассказывается о мониторинге пульсаций одного из белых карликов. Было использовано четыре телескопа (Новая Зеландия, Южная Африка, Бразилия, Чили). На рисунке показана статитстика наблюдений. Видно, что в течение примерно четырех дней удалось обеспечить 90-процентное наблюдение (мешала погода).

Показаны моменты проведения наблюденийна каждом из четырех телескопов.

Непрерывные наблюдения часто бывают необходимы. Хорошо, что иногда их таки удается проводить.

Замечательный обзор по свойствам звезд в плотных скоплениях. Все эти данные необходимы для задания начальных условий при моделировании динамики скоплений - отсюда и вторая часть заголовка.

Небольшой обзор по малометалличным звездам в нашей Галатике. Кроме сводки данных и рассуждений о нерешенных вопросах, автор кратко описывает историю открытия таких объектов.

Как обычно: идет поток новых данных и развиваются модели описания физики. На этот раз и то, и другое относится к массивным звездам.

После списка новых наблюдательных обзоров и перечня полученных результатов авторы переходят к описанию новых моделей, учитывающих вращение звезд, и к сравнению результатов расчетов с наблюдениями. Основной вывод, при описании массивных звезд без учета вращения не обойтись!

Известно, что многие (точнее около 5 процентов) А/В-звезды имеют достаточно сильные магнитные поля. Происхождение этих полей остается до конца неизвестным. То ли это остаточные поля, которые были еще в молекулярном облаке, из которого формировалась звезда. То ли поля усиливались в процессе формирования и эволюции звезды. Для выяснения окончательного ответа важно измерять поля у молодых звезд до стадии главной последовательности. В работе представлены результаты по двум таким объектам. Сильные поля обнаружены, и при этом звезды относительно медленно вращаются (период в несколько дней против периодов менее дня и аналогичных звезд без сильных полей). Все это является аргументом в пользу того, что поля остаточные.

На разных стадиях своей жизни массивные О-звезды являются источниками рентгеновского излучения, но причины для него различны. Автор на примере наблюдаемых объектов рассматривает механизмы, приводящие к рентгеновскому излучению массивных звезд, и обсуждает его свойства. Кроме того, рентгеновские данные используются для оценки темпа потери массы звездой. Автор полагает, что стандартные оценки потерь завышены.

Как это часто бывает, при обширных поисковых работах получается много побочных результатов. Вот и в программе поиска экзопланет, осуществлявшейся учеными университета Нового Уэлса (Австралия), есть такой "побочный продукт" - данные по переменным звездам.

Авторы представляют каталог из 850 переменных звезд, 659 из которых отсутствуют в ОКПЗ, а также в каталогах звезд, заподозренных в переменности.

Неплохой обзор по практически всем аспектам, связанным с появлением, проявлениями первых звезд, а также с их вкладом в химическую эволюцию. Если не интересуют детали, а важно узнать общую картину, то эту статью можно смело рекомендовать.

Теоретики предсказывают, что есть тип коллапса, не сопровождающийся яркой вспышкой. Такие события называют "неудавшимися сверхновыми". Была звезда - и вдруг БАЦ! - пустое место (конечно, остается компактный объект, но его с большого расстояния мы не видим.

В статье предлагается красивейшая идея. Искать такие события, проводя мониторинг большого количества ярких сверхгигантов в близких галактиках. Оценки показывают, что раз в год можно надеяться (если быть оптимистом), что один из них "исчезнет".

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Обычно считается, что стандартное, "хорошее" шаровое скопление состоит из звезд одного возраста и химического состава. Однако последние детальные фотометрический исследования показывают некоторое разнообразие свойств скоплений. Возможно, что это связано с тем, что часть скоплений (как, например, Омега Центавра и М54 - два из шести скоплений, у которых обнаружено разнообразие состава) является остатками карликовых галактик, захваченных нашей. Кроме того, массивные шаровые скопления (четыре других скопления - NGC 6388, NGC 1851, NGC 6441 и NGC 2808, также как и Омега Центавра и М54, являются массивными - масса более миллиона солнечных), как полагают некоторые авторы, может захватывать звезды во время своего формирования.

Небольшое изложение двух больших работ. Автор анализирует, что мешает точному определению функции масс. Пристально рассмотрены два момента: размер бинов (по массе) и роль кратных звезд (как физических, так и оптических). Там где что-то можно исправить, автор предлагает пути коррекции определенной функции масс. В некоторых случаях (например, когда на изображении "слипается" большое число звезд) ничего сделать уже нельзя.

Литий образуется в ходе первичного нуклеосинтеза в молодой вселенной. В звездах литий не производится в цепочках темроядерных реакций, за счет которых звезды светят. Поэтому в основном весь литий во вселенной первичный. Однако, есть интересная хитрость.

Во вспышках на звездах может образовываться немножко лития, совсем чуть-чуть. В масштабах вселенной это крайне малый вклад. Однако содержание лития зачастую определяется именно по наблюдениям звезд. Поэтому даже небольшая добавка лития во внешних слоях звезды может ввести исследователя в заблуждение, т.к. он может закричать "Эврика!", не вылив себе на голову ведро холодной воды решить, что он нашел аргумент в пользу высокого содержания лития во вселенной вцелом (или в пользу того, что лития было много локально в том газовом облаке, из которого формировалась наблюдаемая звезда).

Авторы детально разбирают возможное увеличения содержания лития в поверхностных слоях звезд за счет генерации этого элемента в результате вспышек. Кстати, наиболее интересны (с космологической точки зрения) наблюдения лития на карликовых звездах в гало нашей Галактики, т.к. маломассивные звезды долго живут, и, соответственно, сейчас по ним мы можем узнать химический состав на заре формирования нашей звездной системы. Так вот, как раз на карликовых звездах, как все помнят, вспышки в основном и происходят. Так что проблема весьма актуальна и серьезна.

Подробно описывается пакет программ для расчета звездной эволюции. Расчеты одномерные. Не учитывается вырождение электронов.

Наверное, многием будет интересно также просмотреть статью arxiv:0801.2022. В ней автор рассуждает о перспективах микросекундной звездной астрометрии (на таком уровне будет работать спутник GAIA). Оказывается, эта задача бросает вызов и звездным моделям. Когда астрометрия выйдет на микросекундный уровень, одномерными моделями будет уже не обойтись.

Очень хорошие лекции, посвященные различным физическим процессам, связанным с вращением звезд, а также их влиянию на звездные модели.

Дается обзор по пульсирующим переменным звездам. Обсуждение идет в контексте места этих звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, ведь только в определенных областях нестабильности звезда начинает пульсировать.

Как известно, пролетая вблизи свеохмассивной черной дыры в центре галактики, звезды могут быть разрушены приливными силами. Такое событие будет наблюдаться как довольно длительная вспышка. Свойства таких вспышек просчитаны, найдено несколько кандидатов, следовательно, можно искать новые, пользуясь достаточно понятной методикой.

В данной статье авторы представляют результаты наблюдений двух вспышек, по всей видимости связанных с приливным разрушением звезд черной дырой, в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах.

Постоянно обсуждается вопрос о том, все ли массивные звезды родились в скоплениях или ассоциациях. Авторы провели подробный анализ молодых звездных объектов в Большом Магеллановом облаке с помощью космического ИК-телескопа им. Спитцера. Показано, что 65 процентов массивных звезд рождается в ассоциациях, 85 - в гиганстких молекулярных облаках (разумеется, ничто не мешает звезде внести вклад и туда, и туда), и лишь около 7 процентов - совсем одиноки. Это находится в согласии с аналогичной оценкой для Галактики, где, как полагают, 5-10 процентов массивных звезд рождаются вне скоплений или ассоциаций.

Небольшой, но очень понятный обзор по астросейсмологии, начинающийся "с азов". Также описаны основные спутники, поставляющие (или еще планируемые) информацию для астросейсмологов.

Определение магнитных полей массивных звезд важно не только само по себе, но также и для понимания механизма возникновения сильных полей у нейтронных звезд - магнитаров (аномальных рентгеновских пульсаров и источников мягких повторяющихся гамма-всплесков). В короткой заметке авторы приводят все основные (кстати, довольно немногочисленные) данные по измерениям полей у ОВ-звезд.

О полях аномальных рентгеновских пульсаров см. arxiv:0712.0009. Авторы строят модель излучения этих объектов, и показывают. Что поля, определенные по спектру, хорошо совпадают с полями, оцененными по замедлению вращения. Возникновение столь сильных полей пока остается непонятным. Спруит в недавней статье еще раз подчеркнул, что остаточные поля массивных звезд не могут без дополнительного усиления объяснить поля магнитаров....

О полях А-звезд arxiv:0712.0173. Авторы исследуют 13 А-звезд с целью выяснить, может ли рентгеновское излучение этих объектов быть связано с их магнитными полями. Получается, что не может.

Статья является продолжением серии работ тех же авторов об эволюции звезд промежуточных масс на стадии асимптотической ветви гигантов (AGB stars). Представлены результаты численного моделирования эволюции звезд в интервале масс 3 < M < 6.3 солнечных масс, с первоначальным обилием гелия Y=0.24 и металличностью Z=0.001, соответствующей [Fe/H]= -1.3 Полученные в результате расчетов теоретические звездные выбросы (stellar yields) для изотопов 12C, 14N, 16O, 19F, 23Na, 25Mg, 26Mg, 27Al сравнивались с наблюдаемыми обилиями в звездах шаровых скоплений той же металличности. Целью работы стала проверка гипотезы о возможности самообогащения шаровых скоплений AGB-звездами. Согласно этой гипотезе, наблюдаемые в шаровых скоплениях химические аномалии и антикорреляции обилий O-Na и Mg-Al можно объяснить быстрой эволюцией первого поколения массивных AGB-звезд, обогащающих межзвездную среду протоскоплений тяжелыми элементами и стимулирующих формирование второго поколения звезд, наблюдаемый химсостав которых отражает состав обогащенного газа. Предсказания модели находятся в хорошем согласии с наблюдаемыми обилиями кислорода, алюминия, фтора и магния, но не способны объяснить содержания натрия и лития. По оценке авторов, только самые массивные AGB-звезды с массами 5-6 солнечных масс влияют на процесс самообогащения протоскоплений.

Процессы рождения и эволюции массивных звезд мало изучены, несмотря на существенный теоретический и наблюдательный прогресс в этой области в последние годы. Обзор посвящен детальному рассмотрению двух наиболее популярных моделей формирования массивных звезд: модели внутренней аккреции (core accretion) и попеременной аккреции (competitive accretion). Эти подходы отличаются тем, когда и каким образом набирается окончательная масса будущей звезды. Обзор состоит из пяти частей: введения, описания каждой из моделей, нерешенных задач и будущих наблюдений.

До чего дошел прогресс! С помощью скромных (2.2 метра) инструментов люди изучают переменные звезды в галактике Центавр А, да еще надеются на поиски микролинзирования в этой неблизкой галактике! Обнаружена 271 переменная звезда. Показана эффективность метода наблюдений.

Еще один обзор об эволюции массивных звезд, основное внимание в котором уделено физическим и химическим свойствам массивных звезд. Обсуждается ряд ограничений, полученных на основе субмиллиметровой интерферометрии. Детально описаны основные концепции физики и астрохимии массивных звезд, предложены наблюдательные тесты для проверки существующих гипотез.

Вопрос о том, формируются ли звезды промежуточных масс нулевой (или предельно низкой) металличности в условиях ранней вселенной, и, если да, то какой вклад они вносят в нуклеосинтез, очень важен для понимания химической эволюции вселенной. В данной работе представлены результаты моделирования массивных (5 и 7 масс Солнца) AGB-звезд нулевой металличности. Согласно расчетам авторов, особенность эволюции массивных AGB-звезд первичного химсостава состоит в том, что в их центральных областях загорается углерод, и эволюция таких звезд заканчивается взрывом сверхновых типа 1.5, напоминающим взрыв сверхновых типа SN Ia, но с водородной оболочкой. Еще одной особенностью эволюции AGB-звезд нулевой металличности является отсутствие этапа третьего перемешивания (third dredge-up). Важным следствием для химической эволюции является то, что элементы s-процесса при этом не образуются, и обогащения межзвездной среды ими не происходит. Для уточнения нижнего порога металличности AGB-звезд, при котором "включается" процесс третьего перемешивания, требуются дальнейшие исследования.

SpectroWeb - специально разработанный для астрономического сообщества онлайновый ресурс, который содержит интерактивный цифровой спектральный атлас ярких звезд и доступен по адресу http://spectra.freeshell.org. Необходимость в едином стандартном атласе, обновляемом, редактируемом и доступном всем желающим, возникла в связи с быстрым прогрессом в области звездной спектроскопии. В настоящий момент SpectroWeb содержит спектры высокого разрешения шести ярких звезд: Betelgeuse (alpha Ori; M2 Iab), Arcturus (alpha Boo; K1 III), The Sun (G2 V), beta Aqr (G0 Ib), Procyon (alpha CMi A; F5 IV-V) и Canopus (alpha Car; F0 II). Эффективные температуры этих звезд отличаются в среднем на 1000 K и соответствуют интервалу звездных температур от 3500 K (M) до 7500 K (F). Данная публикация содержит информацию о внесенных в атлас SpectroWeb дополнениях. Добавлены силы линейных осцилляторов log(gf) для 1178 абсорбционных линий в спектре Солнца и силы линейных осцилляторов log(gf) для 660 линий в спектре Проциона.

Авторы исследуют звездный состав в перемычке, соединяющем галактики М81 и М82 (т.н Петля Арпа). Интересно, что там обнаружено как очень молодое, так и очень старое население. Авторы полагают, что молодоее образовалось непосредственно в перемычке, а старое было выброшено из галактик 200-300 миллионов лет назад, когда они активно взаимодействовали друг с другом приливным образом.

Несмотря на многолетние исследования, сверхмассивные шаровые скопления (такие как Омега Центавра) неизменно содержат в себе больше загадок, чем ответов. За последнее десятилетие статистика наблюдательных данных по шаровым скоплениям значительно улучшилась. Стало понятно, что наблюдавшиеся на CMD "провалы" были скорее всего вызваны селекционными эффектами. Возросла уверенность в том, что мультимодальные горизонтальные ветви в массивных скоплениях действительно существуют. По крайней мере, в нескольких скоплениях существование двух и более мод горизонтальной ветви было подтверждено и доказано. В качестве примера можно привести NGC 2808 - хорошо изученное скопление такого рода. Мультимодальность может быть вызвана многими факторами. Теоретическая интерпретация этого явления до сих пор отсутсвует. Для ответа на этот вопрос требуются масштабные наблюдательные программы и теоретическое исследование сложных физических процессов, происходящих на ранних этапах эволюции сверхмассивных шаровых скоплений. Детальное обсуждение этой темы содержится в статье.

Кратко описывается база данных по шаровым скоплениям. Сама база доступна тут http://www.mporzio.astro.it/~marco/gc/.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Восхитительная ясная статья, в которой автор вспоминает ключевые события ранней истории ядерной астрофизики, в которых он принимал участие, а также делает интереснейшие отступления, посвященные отдельным личностям или актуальным современным вопросам.

Почему "до 1957"? Потому что в том году вышла статья, известная как B²FH (Burbidge, Burbidge, Fowler, Hoyle). Но в статье Салпитера речь идет о события, которые предшествовали появлению этой работы.

Пересказывать бесполезно-читайте.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Обычно белые карлики имеют водородную или гелиевую атмосферу. А тут вдруг - углеродная. Это не вписывается в стандартные сценарии эволюции.

См. также arxiv:0711.3458

Если вы хотите узнать, как много мы еще не понимаем в вопросе формирования массивных звезд, и сколь велико количество обсуждаемых интересных идей, то вам сюда.

Автор дает обзор по следующей проблеме: что определяет максимальную массу звезд. По всей видимости, верхний предел на массу звезд в каждом конкретном случае определяется суммарным действием многих факторов, которые все связаны с "обратной связью". Т.е., чем массивнее образующаяся звезда, тем больше она излучает, тем сильнее ветер и истечения, что, в свою очередь, препятствует дальнейшему увеличению массы.

Обсудив множество механизмов (замечу, что в основном ссылки на работы 2006-2007 года, т.о., все "с пылу с жару"), автор резюмирует, что мы все-таки пока не понимаем, что определяет максимальную массу звезды.

См. также обзор по образованию массивных звезд arxiv:0711.4912.

Авторы анализируют поведение известной массивной звезды Эта Киля. Подозревают, что это двойная система. И в самом деле, авторы показывают, что данные согласуются с очень длинным периодом порядка 2023 дня.

См. также arxiv:0711.4297

Ассоциация любителей астрономии и профессиональных астрономов GEOS поставила перед собой задачу собрать доступные данные по всем звездам RR Лиры, наблюдения о которых упоминались в научной литературе за последние сто лет. В настоящее время созданный ассоциацией каталог содержит информацию о более чем 3000 звезд и доступен всем желающим по адресу http://dbrr.ast.obs-mip.fr/. Хотя информация о кривых яркости звезд RR Лиры собрана авторами из самых разных источников (как на основе CCD, так и визуальных, фотографических, фотоэлектрических наблюдений), большой временной интервал наблюдений позволил довольно четко проследить вариации периода звезд. Найденные тенденции увеличения и уменьшения периодов явно свидетельствуют об эволюционных эффектах. Дальнейший прогресс проекта "Звездная эволюция в реальном времени" требует информации о гораздо большем количестве звезд. Телескопы-роботы TAROTs, используемые сейчас для мониторинга звезд RR Лиры ярче тринадцатой звездной величины, частично решают эту проблему.

Как известно, согласно теории заговора обзоры по микролинзированию были сделаны, чтобы получить данные по переменным звездам, поскольку иначе на них не дали бы денег. Это, конечно, шутка, но в каждой шутке есть доля юмора. В самом деле, именно благодаря проектам по микролинзированию мы имеем колоссальный набор данных по переменным звездам разных типов. В данной статье представлены данные по нескольким тысячам затменных двойных в Магеллановых облаках. Анализ части данных можно найти здесь.

В текстовую форму сведена интересная дискуссия по звездообразованию.

Вторая часть дискусии, посвященная звездообразованию на больших красных смещениях, находится здесь.

Природа диффузных полос поглощения остается нерешенной проблемой физики межзвездной среды. В оптическом и инфракрасном диапазонах современные каталоги насчитывают уже более двухсот таких полос, но вопрос, какие именно молекулы ответственны за поглощение, остается открытым. Наиболее вероятными кандидатами называют сложные огранические молекулы. Существует принципиальная разница между полосами поглощения, формирующимися в диффузной МЗС и в протяженных оболочках пост-AGB звезд. Физические условия (плотность, уровень ионизации, химический состав газа) в этих случаях совершенно различны. Описать состояние диффузной МЗС на основе наблюдений часто очень трудно, зато определить состав газа и пыли в оболочках пост-AGB звезд в последние годы стало возможным. Наблюдения диффузных полос поглощения в атмосферах пост-AGB звезд (если они там есть!) могли бы прояснить общий механизм формирования диффузных полос в МЗС. Именно этой цели посвящена данная работа.

Наблюдения проводились в течение 1993-2003 гг на телескопах WHT 4.2м, TNG 3.58м, VLT 8м, NTT 3.5м, ESO 1.52м. Авторами были получены спектры высокого разрешения для 33 пост-AGB звезд в оптическом интервале длин волн 4000-10000 A. Типичное время экспозиций составило около получаса, отношение S/N 20-200. Целью наблюдений был поиск девяти наиболее сильных дифузных полос поглощения на длинах волн 5780, 5797, 5850, 6196, 6284, 6379, 6614, 6993 и 7224 A. Ни одной из девяти полос в оболочках 33 пост-AGB звезд обнаружено не было. Разделение звезд на группы в зависимости от спектрального класса и химического состава оболочки (углеродные или кислородные звезды) также не позволило выявить какой-либо корреляции. По мнению авторов, диффузные полосы в оболочках пост-AGB звезд либо отсутствуют вообще, либо слишком слабы для того, чтобы их можно было зафиксировать современными приборами. Химический состав звездных оболочек и условия, отличные от типичных условий в диффузной МЗС, вероятно, приводят к тому, что молекулы, вызывающие диффузные полосы, в атмосферах пост-AGB звезд просто не формируются.

Небольшой содержательный обзор метода TRGB (the Tip of the Red Giant Branch), незаменимого в определении расстояний до галактик разных морфологических типов. Представлен краткий обзор последних результатов, касающихся калибровки вершины (?!) красной ветви гигантов в качестве "стандартной свечи". Обсуждается достигнутое согласие среди независимых эмпирических калибровок этого метода.

Индий - химический элемент с рекордным отличием солнечного и метеоритного обилий. Метеоритное значение составляет A(In)=0.8 +/- 0.03, в то время как содержание индия в солнечной фотосфере на 0.8 dex больше. Чтобы объяснить разницу, авторы работы заново рассмотрели методику нахождения солнечного обилия. Анализ показал, что линия 4511.3 A, обычно рассматриваемая как линия In I, вызвана отнюдь не индием, а другим, не индентифицированным пока элементом (предположительно, ионом с высокой энергией возбуждения). Учет этих поправок приводит к хорошему согласию между солнечным и метеоритным содержанием индия, устраняя вышеназванное противоречие.

В астрофизике активно применяется т.н. Популяционный синтез. Одним из основных направлений, в которых применяется эта методика, является исследование звездного состава галактик по их интегральным спектрам. Изначально при таких работах использовались только спектры одиночных звзд. Однако около половины звезд входит в состав двойных систем (или систем большей кратности). Относительно недавно начали учитывать и это. В статье достаточно детально рассматривается этот вопрос и демонстрируются новые результаты.

Несмотря на то, что некоторые параметры "плывут" после учета двойных, авторы полагают, что результаты, полученые при использовании лишь одиночных звезд вполне хороши для многих целей. Кроме того, они показывают, как их можно "перенормировать", чтобы учесть вклад двойных.

Дано описание одного из кодов, описывающих эволюцию нормальных звезд. Существует несколько модификаций этого набора программ. Некоторые из них достаточно детальны для приложения к астросейсмологии и исследованиям внутреннего строения Солнца.

Представлены результаты наблюдений, проведенных на индийском инфракрасном 1.2 м телескопе GIRT (Gurushikhar Infrared Telescope). Авторами приведена библиотека инфракрасных спектров для 126 звезд спектральных типов O5-M8 и классов светимости I-V. Все спектры были получены в полосе J с разрешением 12.5 A. Данная публикация является третьей в серии работ на эту тему. Ранее опубликованы спектры 135 звезд в полосе H с разрешением 16 A (Ranade et al, 2004) и спектры 114 звезд в полосе K с разрешением 22 A (Ranade et al., 2007). Полностью библиотека спектров звезд в инфракрасных полосах J, H & K суммирована в в виде ASCII таблиц и доступна на авторском веб-сайте по адресу http://vo.iucaa.ernet.in/~voi/NIR_Header.html

Большая статья, посвященная детальному исследованию эволюции звезд с солнечной металличностью и массой от 60 до 1000 солнечных. Очень массивные звезды могут образовываться в плотных молодых скоплениях за счет "слипания". Их часто обсуждают как прародителей черных дыр промежуточных масс, связанных с ультрамощными источниками.

Основной результат таков, что черные дыры получаются из звезд и изначальными массами менее 250 солнечных и от 800 до 1000 (в промежутке происходит полный разлет ядра без образования компактного остатка), но массы этих черных дыр не велики (менее 70 солнечных), т.е. для объяснения ультрамощных источников они не подойдут.

Иногда звезды делают это. Они сливаются. Происходит это, например, в плотных соплениях. В результате появляются звезды, сильно отличающиеся от своих собратьев, образовавшихся традиционным образом. Обычно они ярче и горячее, чем обычные звезды той же массы.

Авторы рассматривают эволюцию звезд, образовавшихся в результате слияний.

Для количественного описания темпа звездообразования в спиральных галактиках, распределения в них газа и звёзд, их непрозрачности для излучения требуется согласованное моделирование их спектров (SED) в большом диапазоне длин волн: от ультрафиолетового и оптического до инфракрасного и субмиллиметрового. Ключевым моментом такого моделирования становится модель пыли (оптических свойств пылевых частиц и их распределения по размерам), поскольку пыль поглощает оптическое излучение звёзд и переизлучают его в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах. В данной лекции авторы описывают разработанную ими методику моделирования спектров спиральных галактик и её приложения. Более подробный обзор опубликован в работе Popescu & Tuffs (2005, AIPC 761, 155).

Omega Centauri (NGC5139) - хорошо известное исключение из правила о том, что шаровые скопления представляют собой химически однородные группы звёзд почти одинакового возраста. В omega Cen всё не так: звёзды разделены на две группы с металличностью [Fe/H]~ -1.8 dex и [Fe/H]~ -0.8 dex, и для объяснения этого предполагают, что звездообразование в omega Cen происходило по крайней мере на протяжении 2 млдр лет. Но вопросы остаются, и потому нужны наблюдения. В данной работе представлен анализ оптических спектров более 1500 звёзд скопления. Авторами измерены радиальные скорости звёзд, их эффективные температуры и металличности.

Лацертиды (BL Lac) - класс активных галактических ядер (AGN), характеризуемый излучением с плоским спектром и cильной переменностью во всех диапазонах. Оптические и инфракрасные исследования многих авторов показали, что родительскими галактиками близких (z < 0.5) лацертид являются яркие гиганские эллиптические галактики. Авторы данной работы подтверждают этот вывод. В статье представлены результаты многоцветной фотометрии (U, B, V, R, H) 18 лацертид на красных смещениях z < 0.3 Подтверждено, что родительские галактики лацертид в целом голубее обычных эллиптических галактик и имеют более широкий разброс цветовых показателей. Оба фактора говорят о существовании в лацертидах молодого звездного населения, о взаимосвязи процессов звездообразования и активности галактических ядер.

Авторы проводят трехмерное численное моделирование эволюции замагниченного молекулярного облака с целью выяснения того, как образуются двойные звезды. Авторы предсказывают, что у звезд в очень молодых группах должно наблюдаться два пика в распределении по большим полуосям орбит двойных.

См. также arxiv:0709.2886 и arxiv:0709.2887, посвященные аналогичным исследованиям - образование звезд. Здесь авторы детально исследуют роль магнитных полей при коллапсе облака. Выводы отличаются от полученных в описанной выше статье.

Сравниваются два подхода при организации доступа к данным о звездных популяциях в Виртуальной обсерватории. К сожалению, заметка очень короткая, поэтому, по сути, приходится довольствоваться лишь выводами автора. Все детали остаются за бортом.

Забавно, что белые карлики, как нейтронные звезды и черные дыры, могут тоже получать "тычки". Связано это с несимметричным сбросом массы гигантами. Эффект не очень велик, но можно постараться его заметить. Проще всего это сделать в шаровых скоплениях. Если кик есть, то белые карлики будут распределены не так, как их прародители. В самом деле, такой эффект наблюдают. Автор обсуждает различные варианты распределений, которые могли бы рассказать нам больше о киках белых карликов.

Авторами были изучены 59 цефеид с известными параллаксами с целью откалибровать соотношение период-светимость для цефеид Галактики и сравнить его с аналогичным соотношением для цефеид Большого Магелланова Облака (БМО). Наблюдения проводились в семи фильтрах (B, V, Rc, Ic, J, H, Ks), а расстояния до цефеид были независимо измерены пятью способами. Существенных отличий между наклонами в соотношениях период-светимость для цефеид Галактики и БМО в спектральном диапазоне от B до K найдено не было. По-видимому, данное соотношение имеет универсальный наклон и не зависит от металличности галактики.

Формат статьи "простоватый", зато содержание очень и очень. Заслуживает прочтения.

Авторы дают полный обзор по наблюдениям различных компактных объектов в шаровых скоплениях. Это и радионаблюдения миллисекундных пульсаров, и рентгеновские наблюдения различных источников в двойных системах, и кое-что другое.

Как известно, шаровые скопления - это достаточно старые объекты. Поэтому молодых нейтронных звезд там мало. Казалось бы, и активных компактных объектов там должно быть меньше. В действительности все не так просто. За счет взаимодействий друг с другом звезды могут образовывать пары. В итоге, темп образования некоторых типов объектов в шаровых скоплениях раз в сто выше, чем в диске Галактики. Поэтмоу некоторые шаровики прямо-таки напичканы интеерсными системами. Про все это можно прочесть в обзоре (заодно отмечу, что журнал Astronomy & Geophysics вообще отличается интересными обзорами).

Небольшой обзор про эволюцию звезд с точки зрения описания ядерных реакций в из недрах.

Я думаю, что сейчас, когда AGILE уже летает, а GLAST вот-вот запустят, обзор по нетепловому излучению массивных двойных очень уместен (хотя речь идет не только о гамма-излучении, но и радио, оптике и рентгене). Как и все, по сути, обзоры для A&AR написано все очень понятно (по-крайней мере для студентов не самых младших курсов соответствующих специальностей). При этом есть все сразу: и физика, и наблюдения, и все вокруг.

Происхождение магнитных полей магнитаров остается загадкой. То ли они генерятся на стадии протонейтронной звезды, то ли звезды-прародители сами были сильно замагничены, так что после коллапса и компактные объекты оказались с суперполями. Авторы исследуют вторую возможность, пытаясь измерить поля массивных ОВ-звезд. Вывод авторов любопытен. Они полагают, что вторая возможность (коллапс сильно замагниченных звезд) не проходит не потому, что сильно замагниченных массивных звезд мало, а потому, что их много! Из восьми исследованных звезд три оказались с сильными полями.

На основе многолетних исследований сложилось представление, что шаровые скопления (ШС) - относительно простые системы, в которых звёзды сформировались практически одновременно. Но одной из загадок эволюции ШС остаётся бимодальность цветовых диаграмм. Для объяснения этого эффекта пришлось искусственно предположить, что формирование ШС происходило с самообогащением, т.е. самые массивные звёзды в облаке протоскопления эволюционировали быстро и обогащали межзвёздную среду тяжёлыми элементами, из которой успевало сформироваться второе поколение звёзд с большей металличностью. В таком сценарии бимодальность цветовых диаграмм ШС - прямое следствие бимодальности металличности межзвёздной среды протоскопления. Эта схема имеет многочисленные противоречия, поэтому предлагаются и другие альтернативные варианты. В частности, в данной работе исследуется, как будут выглядеть цветовые диаграммы ШС в предположении нелинейного соотношения цвет-металличность. В предположении единого гауссового распределения металличности авторы работы уверенно воспроизводят наблюдаемые бимодальные цветовые диаграммы. Поскольку однозначности в интерпретации природы бимодальности по-прежнему нет, вопрос остаётся открытым.

Сейчас в астрономии зайцев много, а ... исследователей мало. Т.е., ситуация такова, что есть огромное количество хороших данных, лежащих в открытом доступе, с которыми можно работать. Например, можно искать новые скопления. Для этого нужно создать хороший софт - и вперед!

Авторы используют свой метод поиска рассеянных скоплений. Как видно, метод весьма эффективен. В качестве иллюстрации авторы провели поиск скоплений в направлении галактического антицентра по данным обзора 2MASS. Найдено 15 новых скоплений.

Для оценки текущего темпа звездообразования (ЗО) в галактиках широко используется линейное соотношение между светимостью в линии H_alpha и темпом ЗО, предложенное для спиральных галактик в работе Kennicutt et al (1994). Такой пересчёт основан на предположении о неизменности НФМ звёзд и её независимости от темпа ЗО. Авторы данной работы показывают, что встречающаяся в литературе экстраполяция данного соотношения на область карликовых галактик приводит к недооценке темпа ЗО в этих галактиках на три порядка, поскольку для малых светимостей в линии H_alpha линейность закона нарушается. Не исключено, что уточнение данной зависимости повлечёт за собой пересмотр общего понимания о том, как происходит звездообразование в карликовых галактиках и, следовательно, пересмотр космологической истории звездообразования в целом.

Литий - совершенно уникальный химический элемент, состоящий из двух изотопов 6Li и 7Li. Синтез лития происходит тремя спосособами: сразу после Большого Взрыва в процессе первичного нуклеосинтеза (только 7Li), в процессе звёздной эволюции на стадии AGB - асимптотической ветви гигантов (только 7Li) и при взаимодействии космических лучей с атомами межзвёздной среды (в основном 6Li). Поскольку 6Li синтезируется гораздо позже 7Li, отношение изотопов лития 6Li/7Li в старых малометалличных звёздах гало служит одним из важных наблюдательных тестов теории первичного нуклеосинтеза. Авторы данной статьи (половина из них - всемирно известные учёные) двумя различными способами изучили содержание изотопов лития в атмосфере малометалличной звезды HD 74000, принадлежащей гало нашей Галактики. Результаты этого анализа, основанного на новом методе разделения блендированных линий изотопов 6Li и 7Li, показали, что для всех ранее опубликованных работ можно с большой уверенностью говорить о систематической переоценке содержания изотопа 6Li. По оценке авторов, содержание 6Li в атмосфере звезды HD 74000 (металличность [Fe/H]=- 2.0 dex) не превышает одного-двух процентов от содержания изотопа 7Li. Если результат подобного анализа будет подтвержден для статистически значимого числа малометалличных звёзд, исчезнет необходимость поиска вариантов синтеза 6Li на ранних этапах эволюции Вселенной и наблюдательное ограничение теории первичного нуклеосинтеза будет надёжно подтверждено.

"Вторые звезды" - это светила, возникшие сразу после первых. Первые состояли только из первичного вещества, поэтому в основном были очень массивными и жили недолго. Сейчас таких нет (если, конечно, где-то не осталось достаточное количество плохо перемешанного газа). "Вторые звезды" образовывались из уже слегка обогащенного тяжелыми элементами вещества. Поэтому они могли быть маломассивными, а значит могли дожить до наших дней. Т.о., они являются уникальными "свидетелями эпохи". О том, что они рассказывают нам - в статье.

Небольшая статья, в которой дана сводка данных по планетарным туманностям, полученных на космическом инфракрасном телескопе имени Спитцера.

Другой полезный короткий обзор из того же сборника (уже ясно, что таким миниобзоров будет много) посвящен асимметрии планетарных туманностей.

Авторами представлен детальный анализ спектров высокого разрешения новых восьми звёзд гало нашей Галактики, имеющих предельно малые металличности [Fe/H] < -3.5 dex. Похоже на то, что при очень малых металличностях стохастичность взрывов сверхновых II и неэффективность перемешивания межзвёздной среды оказывают существенное влияние на наблюдаемые относительные содержания химических элементов в атмосферах этих звёзд. Данные такого рода являются важным источником информации о начальных стадиях эволюции Галактики, а также служат тестом для звёздной теории нуклеосинтеза.

Лекции посвящены процессам в поверхностных слоях Солнца. Данные наблюдений показывают интеерсные мелкомасштабные структуры. С помощью численного моделирования удается понять, что же мы наблюдаем.

Массивные звезды малой металличности в некотором диапазоне масс должны терять свою устойчивость из-за рождения пар в ядре, что приводит к специфическому взрыву сверхновой. Такие сверхновые должны оставлять характерные "отпечатки пальцев" из-за особенностей состава выбрасываемого вещества. "Улики" не обнаружены. Это может быть связано с тем, что все-таки такие взрывы не происходят. Авторы рассматривают некоторые варианты, для того, чтобы звезды могли избежать такой неустойчивости. Похоже, что вариант найден.

С помощью VLBA измерен тригонометрический параллакс для нескольких членов скопления в туманности Ориона. Расстояние равно 414+/-7 пк.

Для появления длинного гамма-всплеска, что в наиболее популярном сценарии связывается с коллапсом ядра достаточно массивной звезды, необходимо быстрое вращение ядра звезды. Обычно звезды достаточно эффективно замедляются. Раскрутить звезду можно в тесной двойной системе. Кроме того, было предложено, что при малой металличности звезды остаются достаточно быстровращающимися. В данной статье представлен анализ ситуации, в которой малометалличная звезда входит в тесную двойную систему.

Во-первых, показано, что в такой двойной можно получить условия, при которых вторая (менее массивная) звезда даст гамма-всплеск. Во-вторых, система распадается после первого взрыва, поэтому можно ожидать, что предсверхновая будет убегающей звездой. Это значит, что она пройдет несколько сот парсек до порождения всплеска. Наконец, поскольку скорее всего направление джета будет перпендикулярно скрости звезды , можно сделать предсказания относительно свойств среды вокруг взрывающейся звезды. Это важно для описания свойств послесвечений (ореолов) гамма-всплесков.

В 2003 году Лоэб и Гауди отметили, что орбитальное движение звезды за счет релятивистских эффектов может приводить в слабому, но достаточному для регистрации на будущих космических миссиях, изменению блеска. В новой статье авторы детальнее рассматривают некоторые эффекты в приложении к миссиям CoRot и Kepler. Хотя речь идет об изменении блеска на несколько сотых долей процента, тем не менее эти спутники способны зарегистрировать эффект. Соответственно, если он будет обнаружен (а это лишь вопрос техники), то можно будет выделить новый тип переменности связанный с релятивистской фокусировкой.

Многие, наверное, видели в ЕвроНьюс сюжет про проект ALMA. В статье дается краткий обзор по одному из направлений исследований на ALMA.

Одна из основных задач проекта - пролить свет на формирование звезд и планет. Ожидается, что можно будет рассмотреть протопланетные диски с пространственным разрешением до 1 а.е.!

Большой обзор по процессам переноса в звездах. На мой взгляд, это удачное сочетание множества простых формул, большого числа поясняющих рисунков и тп.

Обсуждаются все аспекты образования звезд.

Осенью появится сборник трудов соответствующего симпозиума. Все это богатство можно будет скачать здесь. А пока можно посмотреть на выходные данные книги, содержание и вводную статью.

Рассмотрены различные аспекты моделирования тесных звездных систем, в которых возможны частые взаимодействия звезд (захваты, обмены и тп.).

Гигантский обзор по образованию массивных звезд. Включено очень много материала.

В обзоре рассматривается физика образования линий в бурлящих верхних слоях Солнца.

Большая работа, в которой подробно рассматривается коллапс, приводящий к появлению звезд в гигантских молекулярных облаках.

По данным VLT составлен спектральный атлас высокого разрешения для трех L и одного T карлика. Результаты сравниваются с моделями. Что-то они описывают хорошо, а что-то - не очень.

Рассматриваются эффекты, которые могут ограничить точность звездной астрометрии. Дело в том, что стандартным предположением является то, что поверхность звезды светит равномерно, т.е. что на ней нет пятен. Пока мы не добираемся до очень-очень точных измерений, это предположение работает. Если же мы хотим искать экзопланеты типа Земли, то тогда уже надо рассматривать возможные проблемы.

В статье рассматривается, как наличие деталей на поверхности звезды может ограничивать астрометрические методы поиска земноподобных планет в зонах обитания вокруг звезд различных типов.

Изучение сверхновых вышло на новый уровень, когда стало возможным искать звезды-прародители на архивных снимках. Правда, примеры, когда прародитель был идентифицирован, можно пересчитать по пальцам. В обсуждаемой статье прародитель не найден, но поставлены очень важные верхние пределы, кроме того, речь идет о сверхновых типа Ic.

Верхний предел говорит о том, что прародителем могла быть только звезда Вольфа-Райе. Причем, если это была одиночная звезда, то она должна была бы иметь очень большой темп потери массы, больше стандартного. Значит, вероятнее всего, звезда-прародитель входила в двойную систему. Соответственно, можно посмотреть не виден ли сейчас второй компонент. Не виден. Значит, можно дать ограничение на его массу, если это нормальная звезда (разумеется, компаньон может быть компактным объектом).
В общем, на мой взгляд, наблюдения начинают давать очень важные для моделей сверхновых данные.

Вот и появился полный текст работы, о которой так много писали в СМИ.

С помощью интерферометра, работающего в ближнем ИК диапазоне, удалось получить неплохие изображения альфа Орла. Угловое разрешение лучше одной тысячной секунды дуги (в итоге что-то около одной десятимиллионной градуса, или, если угодно, одной миллиардной дуги, немного округляя).

Разумеется, для объяснения более детальных данных нужны и более детальные звездные модели. Теоретики берутся за работу.

На стадии асимптотической ветви гигантов звездный ветер может быть сильным и существенно асимметричным. Итого может стать разгон остающегося звездного ядра - будущего белого карлика. В некотором смысле можно сказать, что как и нейтронные звезды, белые карлики при своем рождении получают кик (kick - удар, толчок). Конечно, сброс оболочки гигантом - это не взрыв сверхновых, поэтому кик у белых карликов не может достигать тысяч км/с, как у нейтронных звезд. Тем не менее, могут быть наблюдательные эффекты, связанные с распределением белых карликов в шаровых скоплениях. Во-первых, часть белых карликов может просто вылетать из скоплений, т.е. будет наблюдаться их дефицит. Во-вторых, молодые карлики (которые еще не успели вылететь) будут менее концентрированы к центру скопления. Последнее - наблюдается. Т.о., полагает Джереми Хейл, распределение молодых белых карликов в шаровых скоплениях может послужить уникальным инструментом для изучения потери массы на асимптотической ветви гигантов и во время формирования планетарных туманностей.

См. также arxiv:0706.0912. В этой статье Хейл рассматривает воздействие кика белых карликов на их жизнь в тесной двойной системе.

В линзовидной галактике М85 в скоплении в Деве обнаружена необычная вспышка.

Сама вспышка была открыта 7 января 2006 года. За два месяца транзиент излучил около 10⁴⁷ эрг (т.е. около 10⁴⁰ джоулей), в максимуме светимость почти в 10 миллионов раз превосходила солнечную. На месте вспышки на архивных снимках нет никакой яркой звезды, т.е. вспышку нельзя отнести к активности LBV звезд (ярких голубых переменных) типа Эта Киля. С другой стороны, оптический транзиент существенно слабее самых слабых сверхновых, но существенно ярче известных новых. Авторы полагают, что причиной вспышки могло стать слияние двух обычных звезд. В прошлом дважды фиксировались похожие вспышки (в туманности Андромеды и в нашей галактике), но изучить их подробно не удавалось.

См. также новость на Гранях.

VSOP - The Variable Star One-shot Project. Задача проекта состоит в автоматическом обзоре всех переменных (известных и неизвестных). Данные выкладываются в открытый доступ. Проект пока только начал работать, поэтому результатов не так уж много.

Отмечу также проект Wikimbad, с которым связан VSOP. Это открытая база данных астрономических наблюдений, в которой каждый может поучаствовать не только как пользователь, но и как автор.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Открытие в прошлом году очень мощной сверхновой 2006gy вызвало у некоторых людей опасения: а что если где-то у нас под боком рванет? Некоторые авторы полагают, что известная очень массивная звезда Эта Киля может в будущем привести к такому мощному взрыву. Потенциальные последствия такого события рассмотрены в статье.

Как и ожидалось, все могут спать спокойно. даже если в каком-то далеком (сотни тысяч лет) будущем Эта Киля и рванет как 2006gy, то жизни на Земле это не угрожает.

Гигантский обзор (практически книга) по т.н. r-процессу в астрофизике.

r-процесс состоит в захвате нейтрона. Происходит он при высокой плотности и температуре (важно, чтобы была высока нейтронная плотность). "r"- обозначает "rapid", т.е. "быстрый" (как можно догадаться, есть еще и s-процесс). r-процесс протекает, например, при коллапсе звездных ядер. Детальному описанию физики, связанной со всем этим, и посвящен обзор.

Авторы используют пересмотренные параллаксы цефеид, полученные с помощью спутника Гиппаркос. Используя новые результаты, они пересматривают расстояния до галактик, использовавшихся при оценке постоянной Хаббла. В среднем оценка постоянной возрастает применрно на 10 процентов.

Довольно интересный обзор, ибо затрагивает практически все известные астрономические объекты. Конкретно, авторы рассматривают функции масс объектов от мелких астероидов до скоплений галактик. В очень широком пределе грубо можно описать "вселенскую" функцию масс одним степенным показателем около -2 (см. рис. 10 на стр. 12). Конечно, отклонения есть, и зачастую они очень велики. Но, повторюсь, на мой взгляд интересен не какой-то конечный вывод о глобальной функции масс, а именно обзор.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

На мой взгляд, тема звездных мазеров является слегка "недопопуляризированной". Правда, данный обзор тут не очень большая подмога, ибо написан он для тех, кто всю основу и так уже знает - т.е. для специалистов.

Интересное открытие сделали коллеги по ГАИШ.

Многие параметры звезд можно как следует изучить только в двойных системах с затмениями. Во-первых, двойственность дает возможность оценить массы звезд. Во-вторых, в случае затмений мы точно знаем ориентацию орбиты, а это позволяет уже получить ТОЧНЫЕ значения масс. Наконец, в-третьих, во время затмений можно надеяться построить "карту" звезды и определить ее радиус. Конечно, "карта" будет очень приближенной, тем не менее, это дает важную информацию о свойствах звезд.

Как известно, среди переменных звезд выделяются цефеиды - пульсирующие переменные. Выделяют цефеиды типа I и II. Первые связаны со звездами населения I - это молодые объекты. Цефеиды типа II - это звезды более старого населения II. О цефеидах типа II можно прочесть здесь http://www.geocities.com/theperiodictable/CepheidII/cepheidII.html.

Чрезвычайно важно открывать цефеиды в затменных двойных. Это позволяет получить точную информацию о свойствах этих "маяков вселенной". До описываемого открытия в Галактике было известно три цефеиды типа II в двойных системах, но все они были не затменными. Затменные были известны только в Большом магеллановом облаке (их открыли при поиске событий микролинзирования). И вот - первая затменная цефеида типа II в нашей Галактике открыта!

Переменность звезды TYC 1031 01262 1 обнаружили несколько лет назад независимо в обзоре ASAS-3 и по архивных данным в ГАИШ. С 2004 года в Крымской лаборатории ГАИШ на 50-сантиметровом телескопе с ПЗС-приемником проводили наблюдения этого объекта. В ходе этих исследований и удалось показать, что во-первых, мы имеем дело с цефеидой типа II, а во-вторых, что звезда входит в затменную двойную.

Период пульсаций открытой цефеиды составляет чуть более 4 дней. А орбитальный период двойной - чуть более 50 дней. Это рекордно короткий период для двойных цефеид (цефеиды - звезды крупные, и в очень тесную систему они просто не помещяются).

Изучение новой двойной системы может принести важную информацию о свойствах немолодых звезд. Например, пульсации цефеид в двойных должны испытывать влияние приливных сил, связанных с наличием звезды-соседки. Да и просто, кто знает, какие сюрпризы еще ждут исследователей!

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Обзор по звездной сейсмологии. На самом деле, речь идет не только о звездах типа Солнца, как написано в заглавии. Авторы также рассматривают данные по колебаниях гигантов и сверхгигантов.

Идея автора состоит в том, чтобы использовать данные будущего спутника SIM и уже отлетавшего спутника Hipparcos для поиска массивных планет и коричневых карликов на широких орбитах.

При орбитальном периоде в десятки и сотни лет очень трудно рассчитывать на какой-то результат за время жизни спутника (3-7 лет). Однако данные с двух астрометрических спутников, отработавших с интервалом лет в двадцать, уже могут дать необходимую точность. Оценки показывают, что совместная обработка данных двух аппаратов позволит обнаружить планету с массой как у Юпитера даже для орбитальных периодов в 240 лет. А при массе в десть раз больше - 500 лет.

Звезды типа Т Тельца - это молодые объекты, еще находящие на стадии формирования. Они известны как источники рентгеновского излучения. Недавние усилия по наблюдениям этих источников на Чандре привели к лучшему пониманию процессов, приводящих к излучению. Однако полной ясности нет. Всему этому и посвящен обзор.

Основные выводы автора таковы:
1. Все звезды Т Тельца проявляют повышенную активность а рентгене (вне зависимости от массы)
2. Основная доля рентгеновского излучения связана с корональной активностью
3. Доля, за которую ответственна аккреция, мала.

Самый легкий (0.17 масс Солнца) белый карлик SDSS J091709.55+463821.8 оказался двойным. Измерение радиальной скорости карлика показало, что есть более массивный компаньон. Поскольку компаньона не видно, то это должен быть другой компактный объект. Скорее всего второй белый карлик, но пока, пишут авторы, нельзя исключить и нейтронную звезду.

От себя добавлю, что и черную дыру исключить нельзя, хотя вероятность ее наличия там - не более нескольких процентов.

Природа порою подкидывает интересные загадки. Ничего суперфундаментального в них нет, но мне лично оин всегда нравятся. Суть загадки сводится к следующему: что же мы видим?

G70.7+1.2 - это туманность, наблюдаемая в оптическом и радио диапазонах. Кроме того, в ней есть яркая звезда, которую наблюдают в ИК, т.к. велико поглощение. Полагали, что мы имеем дело с двойной системой, состоящей из Be- звезды и радиопульсара.

Авторы статьи провели глубокие наблюдения в ИК (на Кеке) и в рентгене (на Чандре). Был обнаружен рентгеновский источник, не совпадающий с Be-звездой. Тот же источник виден и в ближнем ИК. Новая интерпретация такова. В туманности есть Be-звезда и двойная система, состоящая из B-звезды и нейтронной звезды, скорее всего радиопульсара. Следующая задача - глубокий поиск пульсара. Если не найдут - то загадка останется. Интересно!

Очень детальная лекция по химической эволюции. Термин "химическая эволюция" применим, разумеется, в первую очередь или к межзвездной, или к межгалактической среде. Все это в обзоре есть. Есть там еще и описание различных процессов, определяющих эту эволюция. Т.о., автору приходится говорить едва ли не о половине всей астрофизики!

Известно 9 двойных систем, состоящих из двух нейтронных звезд. С ними связана одна загадка. Слишком многие из них имеют маленькие эксцентриситеты. Если учесть, что согласно данным по обычным радиопульсарам нейтронные звезды рождаются с большими скоростями (т.н. кик) порядка 300-400 км/с, то малые эксцентриситеты представляются загадочными. По всей видимостим, те взрывы сверхновых, которые приводят (в среднем) к появлению одиночных пульсаров и пульсаров в массивных двойных системах, различаются. Ван ден Хевел обсуждает возможные пути решения загадки. На данный момент сложился следующий взгляд. Вторичные компоненты массивных двойных систем испытывают не обычный взрыв сверхновой, связанный с коллапсом железного ядра, а коллапс кислородно-неоново-магниевого ядра. Вероятнее всего, это являетс исключительной особенностью двойных систем. В одиночных звездах такие ядра в конце концов превращаются в белые карлики.

Периодическая активность, типа солнечного 11-летнего цикла, известна у многих звезд спектральных классов от F до К. Авторы попытались найти нечто подобное у Проксимы Центавра. Это маленькая звездочка класса dM5.5e. Возможно, что такой цикл таки открыт. Период его составляет 442 дня.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Замечательный обзор по звездной коронографии. Начинается все с понятного объяснения основ, но потом даются и необходимые детали.

Представлен новый релиз библиотеки звездных спектров ELODIE. Библиотека содержит почти 2000 спектров звезд.

Сама библиотека доступна здесь.

Как известно, эволюция массивных и маломассивных звезд протекает по-разному. В данном обзоре жизненный путь маломассивной звезды рассматривается от начала до конца - от зарождения звезды в облаке до остывающего белого карлика.

Авторы показывают с помощью трехмерного моделирования, что система тройных колец вокруг СН1987А могла появиться из-за того, что прародителем была звезда, образовавшаяся в результате слияния компонент двойной системы.

Анимации доступны здесь и здесь.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Собственно, корявые перевод заголовка уже содержит в себе всю основную инфрмацию. Обнаружена звезда с малой металличностью. Важной особенностью являются ее химические аномалии. Спектр показывает, что звезда сильно обогащена элементами, образующимися в т.н. r-процессе. Этот процесс не идет собственно в звездах на стадии термоядерного горения. Необходимо, чтобы взрывалась сверхновая, или происходило еще что-нибудь интересное. Среди другие нетипичных для звезд элементов, обнаружен уран. Причем линии урана в спектре достаточно сильны. Наличие сильных линий нескольких редких элементов позволило точно определить вощраст звезды. Он оказался равным 13.2 миллиарда лет.

Всего одна страничка, но очень полезная.

Авторы описывают каталог О-звезд. Основной каталог содердит 378 звезд. Во второй версии представлены дополнения, включающие 700 звезд, которые могут быть классифицированны, как принадлежащие к спектральному классу О. Кроме того, добавлен список О-звезд в тесных (неразрешенных) парах со звездами Вольфа-Райе, а также список В-звезд, которые когда-то включались в каталоги О-звезд.

Сам каталог доступен по адресу http://www-int.stsci.edu/~jmaiz/GOS/GOSmain.html.

Большой обзор по начальной функции масс звезд.

Авторы численно моделировали процесс звездообразования с учетом влияния магнитных полей. Результаты расчетов несколько отличаются от основной массы аналогичных работ, проделанных ранее. Роль магнитных полей, по расчетам авторов, оказывается очень велика. Магнитное давление существенно препятствует фрагментации молекулярного облака. В частности, сильные поля могут препятствовать формированию тесных двойных звездных систем, а также планетных систем. Зато могут образовываться широкие двойные звезды (те. системы с большим орьитальным периодом).

Очень маломассивные системы - это звездные пары, в которых масса более массивного компонента не превосходит 0.1 солнечной. Обнаружена двойная этого типа, в которой расстояние между компонентами составляет более 5000 а.е. Это не просто рекорд. Орбита новой двойной в два с лишним раза шире, чем у пердыдущей рекордсменки. Пару составляют звезды классов M6.5V и M8V. Расстояние до системы - 62 парсека.

Открытие такой звездной пары ставит некоторые вопросы перед теориями образования и эволюции двойных.

Статья является призывом к астрономам-любителям заняться поиском и изучением периодичности в оптических кривых блеска массивных рентгеновских систем.

В статье рассказывается что это за системы, как и зачем их нужно наблюдать.

Добавлю, что каталог систем с Ве-звездами можно найти здесь.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

С помощью космической инфракрасной обсерватории Спитцер удалось увидеть диск вокруг центральной звезды известной планетарной туманности "Улитка" (NGC 7293). Центральной звездой является горячий (110 000К) белый карлик. Существуют жесткие ограничения на возможную двойственность звезды.

На рисунке показано изображение туманности "Улитка" на длине волны 70 микрон.

Авторы полагают, что наличие диска может быть связано со столкновениями объектов, входящих в структуру типа нашего пояса Койпера, или с испарением комет, входящих в аналог облака Оорта. Это было бы довольно любопытно, т.к. звезда, очевидно, прошла стадию гиганта и сбросила оболочку. Значит, или кометы, или планетоиды смогли этот эпизод в жизни звезды пережить.

Обычно, когда наблюдают эффект микролинзирования, то объект-линза остается неизвестным. Что-то темное и массивное пролетело между нами и источником - и все. Редко-редко удается потом рассмотреть саму линзу. Вот впервые разглядели звездочку, вызвавшую событие MACHO-95-BLG-37. Ей оказалась звезда типа Солнца (чуть меньше и холоднее, спектральный класс К2) с массой около 0.6 солнечных на расстоянии 3.5 кпк от нас.

Подробный обзор по катаклизмическим переменным. Это очень интересные тесные двойные системы с белыми карликами, показывающие большое разнообразие астрофизических явлений.

Есть такой известный астрофизик - Ламерс. В его честь была проведена рабочая встреча, посвященная его коньку - потере массы массивными звездами.

В коротком обзоре суммированы основные последние разработки и достижения в данной области.

Вокруг белого карлика обнаружен газовый диск с большим содержанием металлов. Авторы полагают, что диск был образован в результате приливного разрушения астероида.

Разумеется, астероид не мог пережить на орбите разрушения стадию красного гиганта. Соответственно, он должен был мигрировать с расстояния в тысячу радиусов Солнца в результате возмущения каким-то другим телом, также вращающимся вокруг белого карлика. Важно, что открытие говорит о том, что планетные системы успевают сформироваться вокруг достаточно массивных и короткоживущих звезд. О малом времени жизни звезды (и о ее относительно высокой массе) свидетельствует масса белого карлика.

Большой обзор по эволюции тесных двойных систем. Статья также доступна здесь.

Звезда CU Vir уже была известна как радиоисточник. Она относится к классу замагниченных звезд с химическими особенностями, так что в факте радиоизлучения нет ничего супер странного. Однако авторам рассматриваемой статьи удалось обнаружить интересное свойство: звезда излучает постоянный хорошо коллимированный пучок стопроцентно поляризованного радиоизлучения. Т.е., работает примерно как радиопульсар! Также как у пульсаров период вращения звезды постоянно замедляется.

Cu Vir была обнаружена как звезда с переменным спектром в 1952 году, а в 1994 было открыто радиоизлучение этого объекта. Это один из самый мощных радиоисточников среди замагниченных звезд с химическими аномалиями. Период вращения составляет примерно полдня. Расстояние до звезды всего 80 пк. Поле на поверхности составляет несколько тысяч гаусс (для сравнения, на Солнце - около одного гаусса).

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Рентгеновские наблюдения указывают на наличие в шаровом скоплении в галактике NGC 4472 аккрецирующей черной дыры. Собственно, указание состоит в том, что светимость источника слишком высока, чтобы объяснить ее аккрецией на нейтронную звезду, а переменность источника исключает возможность того, что светят несколько отдельных объектов, сливающихся для нас в один.

Авторы обсуждают эволюцию звезд с массами от 300 до 1000 масс Солнца для разных металличностей. Такие звезды могут появляться в плотных молодых скоплениях, например в центральных областях галактик (в том числе и нашей). Расчеты, выполненные в данной статье, основаны на модели строения массивных звезд, построенной Надежиным и Разинковой.

В случае солнечной металличности массивные звезды порождают черные дыры с массами до 75 солнечных. При очень малой металличности масса черных дыр возрастает в 2-3 раза. В промежуточном случае (металличность меньше солнечной в несколько раз) возможен взрыв сверхновой без образования остатка.

Ярчайший член скопления Pismis 24 был заподозрен в том, что это самая массивная звезда, чья масса превышает "психологический рубеж" в 150 солнечных масс. Детальные наблюдения на КТХ показали, что, как уже не раз бывало, яркий объект является кратной системой, и масса наибольшей из звезд не превосходит устоявшийся предел.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Похоже, что впервые обнаружена аккрецирующая двойная система, в которой донором является бурый (коричневый) карлик. Речь идет о катаклизмической переменной SDSS 103533.03_055158.4, открытой в оптическом диапазоне с помощью Слоановского цифрового обзора неба. Орбитальный период составляет чуть более часа (82 минуты). Аккреция идет на белый карлик. Масса донора оценивается примерно в 0.05 солнечных масс.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

"Самый маленький гном".

Имея массу всего лишь 0.17 солнечных, белый карлик SDSS J0917+46 является самым легким из всех известных.

Мне статья показалась очень интересной. В самом деле, мы плохо понимаем, какие из массивных звезд превращаются в нейтронные звезды, а какие в черные дыры. Ясно только, что нет какого-то одного универсального предела на массу, выше которой звезда является прародителем черной дыры.

Небольшой, но очень емкий обзор. Как читатель помнит, я не раз рассказывал о проблеме формы планетарных туманностей. О роли двойственности звезд и о роли магнитных полей в этом вопросе. Все, что касается двойственности суммировано в данном обзоре.

Двойственность может влиять на форму туманности трояким образом. Во-первых, может иметь место стадия общей оболочки. В этом случае наличие компаньона приводит к очень существенной и быстрой потери массы. Если система более широкая, то компаньон может не влиять на темп сброса вещества, зато повлияет на форму туманности. Наконец, в случае самых широких систем из-за смещения центра масс форма туманности также окажется не такой, как у одиночных звезд.

Ясно, что двойственность влияет на форму планетарной туманности. Но интересно, что остается много нерешенных проблем. Так, например, для многих туманностей с весьма экзотической формой пока не удается получить какие-то данных о двойственности звезд, их породивших.

Статья посвящена звездным обзорам. В них содержится информация о цветах, скоростях и других параметрах миллионов звезд. Это позволяет "по звездам" читать историю нашей Галактики. Например, в этом году я не раз писал о работах, по выявлению новых звездных потоков, связанных с поглощением Галактикой какого-нибудь спутника, или о новых спутниках Млечного пути. Все эти работы основываются на огромных массивах данных (например, на Слоановском цифровом обзоре неба). Поэтому "нудная" работа по составлению каталогов и т.п. набров данных очень важна, к тому же в 21 веке она совсем не такая скучная как в 19-м!

На примере ближайшей ОВ ассоциации Скорпион-Центавр авторы рассматривают триггерное звездообразование.

Ассоциация Скорпион-Центавр находится на расстоянии примерно 150 пк от нас. Она делится на три части: Upper Scorpius (USco), Upper Centaurus-Lupus (UCL), Lower Centaurus-Crux (LCC). Первая из них имеет возраст около 5 миллионов лет, вторая - около 17 миллионов, и третья - 16. Похоже, что появление USco было индуцировано вспышками сверхновых в UCL (потом, появление массивных звезд в USco, в свою очередь, оказало влияние на звездообразование в других близких регионах). Интересно, что новые данные по молекулярным облакам показывают, что стандартный сценарий индуцированного звездообразования сталкивается с большими трудностями. Дело в том, что время жизни молекулярных облаков по всей видимости меньше, чем полагали ранее. Т.е., облако не может многие миллионы лет "ждать", когда до него дойдет ударная волна, чтобы запустить образование звезд. Т.о., сценарий индуцированного звездообразования нуждается в модификации. Возможно, что ударные волны от вспышек сверхновых и звездных ветров формируют потоки в межзвездной среде, которые, в свою очередь, способствуют появлению молекулярных облаков, а уж в них потом начинается процесс формирования звезд.

На основе детальных наблюдений на космическом инфракрасном телескопе авторы делают вывод, что для появления протопланетных дисков существенно лучше, если звезда одиночная.

Из 9 одиночных звезд 7 показали наличие диска, а из 6 двойных - только одна. Причем, в случае двойной это не диск вокруг всей системы, а диск вокруг более массивной звезды.

Так что редко где можно любоваться восходом двух солнц.

Описывается, что Gaia сможет привнести в астрофизику белых карликов. Оказывается, очень многое. По сути будет составлена очень подробная перепись этих объектов в солнечной окрестности, что важно и для "археологии", т.е. для выяснения прошедшей эволюции звезд в солнечной окрестности, так и для будущего космического детектора гравитационный волн Lisa. Поскольку для него близкие двойные белые карлики будут существенным источником шума.

С помощью численного моделирования авторы показывают, что ионизирующее излучение массивных молодых звезд способно индуцировать звездообразование в близких молекулярных облаках.

Собственно, статья привлекла мое внимание потому, что обсуждаемая система считается одним из лучших (на сегодняшний день) кандидатов в будущие сверхновые типа Ia. Однако такой вывод нуждается в детальном наблюдательном подтверждении. Для этого надо показать, что, во-первых, система состоит из "нужных" звезд, а во-вторых, что их суммарная масса превосходит чандрасекаровский предел.

Авторы показали, что природа компаньонов удовлетворяет требованиям, предъявляемым к прародителям сверхновых Ia. С суммарной массой все сложнее. Дело в том, что она оказалась очень близка к критической. Но вот с какой стороны? Авторы полагают более вероятным, что масса все-таки превосходит чандрасекаровскую. И, т.о., KPD 1930+2752 в самом деле является едва ли не лучшим кандидатом в будущие сверхновые.

Подробный обзор, посвященный тому, как выделяются своим химическим составом звезды, вокруг которых обнаружены экзопланетные системы.

Интересная идея. Оказывается, есть белые карлики, чьи спектры говорят о том, что на их поверхность выпадало какое-то внешнее вещество, поэтому их называют внешне загрязненными (externaly polluted). Обычно, это вещество межзвездной среды. Однако оказывается, что среди внешне загрязненных есть белые карлики с дефицитом углерода. Такое недостаток углерода нельзя объяснить аккрецией из межзвездной среды. Автор полагает, что белые карлики аккрецировали астероиды!

Лекции по физике звездных корон.

Как пишет автор, это взгляд астронома-звездника на проблему. Т.е., в лекциях нет сложных теоретических выкладок или детального описания физики. Текст посвящен в основном данным наблюдений и их интерпретации.

Оказывается, что вопрос этот не только до сих пор не решен, но для его разрешения нужны новые более точные наблюдения! Дело в том, что Проксима слишком далека от пары звезд, составляющих Альфу Центавра. Расстояние как раз порядка того, на котором приливное действие Галактики может разрушить систему. Вероятно, что Проксима сейчас находится в апоастре своей орбиты, но может быть, что все-таки три звезды не образуют единую систему. Так что без новых наблюдений не обойтись.

Под номером восемь в прошлогодний список самых важных астрономических открытий (по публикациям в Архиве) я внес обнаружение планетного спутника у бурого карлика. Существенным моментом является то, что удалось получить прямое изображение планеты (об этом также можно прочесть в июльском номере "Вокруг Света").

Первое изображение было получено еще в 2004 г., но только в 2005 были получены подтверждения того, что два объекта (планета и карлик) образуют пару. Теперь же по новым данным удалось уточнить расстояние до системы (оно составляет 59+/-7 парсек) и расстояние между компонентами (46+/-5 а.е. - это в проекции). Авторы еще раз подчеркивают, что можно считать доказанным, что мы имеем первое изображение внесолнечной планеты.

Слияние двух нормальных звезд может привести в резкому выделению большой энергии. В результате, мы можем наблюдать вспышку, т.е. транзиентный источник. Авторы рассматривают именно такую модель. Они полагают, что так можно объяснить вспышки типа наблюдавшейся у звезды V838 Monocerotis.

Основной вывод состоит в том, что выделен интервал отношения масс, при котором яркие вспышки возможны. Словами, это можно описать как "отношение масс должно быть не слишком большим и не слишком малым", количественно же: 0.003 Об инфракрасных наблюдениях V838 Mon можно прочесть здесь: astro-ph/060691.

В статье рассмотрено, как звезды с массами от 1 до 8 солнечных теряют энергию и массу в течение жизни. На основе существующих эволюционных треков детально рассмотрено когда, что и в какой форме звезды выбрасывают вовне.

На мой взгляд, это полезно не только специалистам, но и всем, интересующимся звездной эволюцией в деталях.

ROTSE (Robotic Optical Transient Search Experiment) - это небольшой обзорный инструмент, изначально предназначенный для поиска оптических транзиентов, связанных с гамма-всплесками. Но всплески, сопровождающиеся достаточно яркой оптической вспышкой случаются нечасто, а обзоры неба ведутся постоянно. Значит, надо использовать всю ту информацию, которая "сама собой" накапливается.

В данной статье авторы представляют анализ обзора переменных звезд типа RR Лиры ярче 14-й звездной величины. Всего выделено 1197 кандидатов. Для 1188 построены хорошие кривые блеска. Для 589 удалось даже получить данные по металличности.

По структуре распределения пыли вокруг Веги было заподозрено, что звезда может иметь массивную планету на широкой орбите. Авторы провели детальные наблюдения в инфракрасном диапазоне с помощью установки ММТ. И м удалось поставить очень серьезное ограничение на параметры планеты. Масса ее должна быть не более 7 масс Юпитера, если ее орбита больше 20 а.е.

В другой статье описывается камера Clio, предназначенная для поиска планет и работающая на той же установке ММТ.

Как известно, в стандартной картине первые звезды (т.н. Поколение III) были очень массивными (до сотен масс Солнца). Это связано с их малой металличностью. Однако, большая масса - это масса фрагмента облака, из которого образуется звезда. Масса ее растет за счет аккреции на изначально очень маломассивное (0.01 массы солнца) ядрышко. В расчетах обычно пренебрегают влиянием магнитного поля на рост массы. Учету этого влияния и посвящена статья.

Авторы показывают, что из-за развития магнито-вращательной неустойчивости поле может усилиться достаточно для того, чтобы стать динамически важным. Итогом такого развития событий становится относительно малая (не более 50) конечная масса звезды.

Авторы не настаивают на том, что их модель "единственно верная". Однако, вопрос и в самом деле нуждается в детальном анализе.

Как я уже многократно писал, вопрос о происхождении планетарных туманностей остается открытым. Дело в том, что в основном эти объекты более или менее биполярны. Отклонение от сферической симметрии можно объяснять или влиянием магнитного поля, или двойственностью центральной звезды. Вот тут-то и зарыта собака!

Авторы проводят детальный популяционный синтез с целью разрешения вопроса о происхождении планетарных туманностей. Выводом является то, что предположение о том, что именно двойные порождают туманности, хорошо согласуется с результатами работы.

Авторы приводят большое количество данных по вращению молодых звезд разных масс (от 0.2 до 50 масс Солнца). Основной вопрос, который задавали себе авторы таков: можно ли по данным о вращении сделать вывод о том, образуются ли звезды разных масс подобным образом, или же массивные и маломассивные появляются на свет по-разному. Основной вывод: вращательные свойства не содержат никакого скачка при увеличении массы. Т.о., полагают авторы, должен существовать единый механизм, ответственный за появление звезд разных масс.

Полезный обзор.

Прямые определения магнитных полей у белых карликов - важная задача. Ясно, что чем меньше поля, тем сложнее их обнаружить. Поля порядка МегаГаусса характерны лишь для малой доли карликов. А вот килогауссовые поля типичны уже для 25 процентов этих компактных звезд.

(Пользуясь случаем, хочу анонсировать свою статью в июльском номере "Вокруг света", где будет и про белые карлики).

К странным звездам все уже привыкли. Это гипотетические объекты, похожие на нейтронные звезды, но содержащие внутри себя материю, состояющую из свободных кварков. Могут существовать чисто кварковые звезды. Они целиком состоят из кварковой материи (возможно, за исключением очень-очень тонкой оболочки). Могут существовать т.н. гибридные звезды. Это, по сути, нейтронные звезды, в центральных областях которых образовалось кварковое ядро. А могут существовать и другие "звери".

Фридолин Вебер и Норман Гледеннинг некоторое время назад разработали модель т.н. "странных карликов". Это компактные объекты, похожие на белые карлики, но содержащие внутри кварковое вещество. Плотность вещества в белых карликах недостаточна для самостоятельного появления фазы свободных кварков. Но, если туда залетит "страпелька" (термин, пропагандируемый мною в качестве перевода слова strangelet - комочек странного вещества), то такая фаза возникнет. Кроме того, образование такой фазы возможно еще на стадии звезды главной последовательности, из которой потом "вылупится" белый карлик, точнее странный белый карлик. В статье речь идет именно о таких звездах.

В начале статьи, авторы приводят наблюдательные данные по массам и радиусам белых карликов. Затем, из наблюдаемого массива они выделяют группу объектов, которые могут быть этими самыми странными карликами. После эта группа звезд анализируется. Выделенные объекты характеризуются малым радиусом. В традиционном подходе это свойство объясняется наличием железных ядер. В статье авторы приводят аргументы против такой интерпретации, предлагая взамен объяснение, основанное на существовании странного вещества внутри этих звезд.

Статья привлекла мое внимание в первую очередь потому, что я раньше ничего не слышал о подобных дисках вокруг этих объектов. Оказывается, диски были предсказаны и возникают они скорее всего потому, что орбиты планет, комет, астероидов и т.п. становятся неустойчивыми во время стадии красного гиганта и последующего сброса оболочки. В результате такой неустойчивости тела начинают летать по системе кто во что горазд, что приводит к столкновениям. Вот осколки этих столкновений и формируют диски.

До этой работы был известен всего лишь один одиночный белый карлик с осколочным диском. Это был объект G29-38. Также диск был заподозрен у тяжелого карлика GD362. В это статье авторы представляют результаты детальных наблюдений 20 белых карликов. Существование диска подтверждено у GD29-38 и GD362. Кроме того, у GD56 (WD0408-041) также отчетливо видны следы диска. Он, т.о., стал третьим белым карликом, вокруг которого столкновения малых тел породили диск из их обломков. Вероятно, что и четвертый карлик - WD1150-153 также обладает осколочным диском.

Приятно, что из Архива все время узнаешь что-то новое для себя :)

На основании численных расчетов авторы приходят к выводу о том, что наличие излома в начальной функции масс и его местоположение (на массах порядка солнечной) определяется не начальными условиями в сжимающемся облаке, а механизмом охлаждения.

См. также обзор, посвященный проблемам в изучении начальной функции масс.

Вега - одна из двух самых ярких звезд северного неба. Кроме того, она используется в качестве стандарта. Тем не менее, некоторые ее свойства постоянно уточняются. В частности, давно было замечено, что Вега несколько ярче, чем похожие на нее звезды. Полагали, что это может быть связано с тем, что
1. Звезда быстро вращается
2. Мы видим ее почти с полюса.
И вот удалось показать, что это в самом деле так.

С помощью интерферометрических наблюдений удалось выявить распределение яркости по видимой поверхности Веги (см . рисунок). От полюса к экваторы температура спадает на 2400 градусов! Чтобы это объяснить, требуется предположить быстрое вращение. Ведь тогда звезда будет сплюснутой, а значит, экватор будет холоднее, чем полярные области. При этом скорость очень велика, на экваторе она достигает 270 км/с. Если она была бы больше хотя бы на 8 процентов, то вещество начало бы оттекать от экватора звезды.

Примерно так видна Вега с Земли.

Новые наблюдения позволили уточнить параметры Веги. Масса равна примерно 2.3 массы Солнца. Возраст 386 +/- 16 миллионов лет. Это чуть больше, чем полагалось ранее (хотя в пределах ошибок значения и совпадают). Однако, эти значения чувствительны к предположениям о химическом составе Веги, так что они еще могут уточниться в будущем.

С чем можно перепутать взрыв сверхновой? Авторы полагают, что необычная сверхновая, наблюдавшаяся в 2002 году, есть ни что иное, как вспышка яркой голубой переменной ( Luminous Blue Variable, некоторые картинки, связанные с этими массивными звездами, можно посмотреть здесь). Такие события уже наблюдались. Например, известны мощнейшие вспышки Эта Киля.

Авторы полагают, что бурная жизнь массивных предсверхновых сопровождается большим количеством таких вспышек, и что многие события, ранее классифицированные как сверхновые, на самом деле являются результатом не смерти, а агонии массивных звезд.

Еще одна статья, посвященная той же тематике, появилась днем позже: astro-ph/0603056.

Гамма Кассиопеи - известнейшая Ве-звезда. Она также знаменита избытком рентгеновского излучения (избытком по сравнению с обычной одиночной звездой этого класса). Причины возникновения "лишних рентген" не ясны. Основных гипотез две: или это связано с взаимодействием потоков плазмы (например, звездного ветра и околозвездного диска), или же есть компактный спутник, скорее всего белый карлик.

В этой статье авторы рассказывают об обнаружении еще двух звезд, свойства которых аналогичны свойствам Гамма Кассиопеи. По всей видимости, есть целый класс таких объектов. Если это двойные системы, то компаньонами Ве-звезд должны быть белые карлики. В будущем, такие системы должны превращаться в интересные пары старый белый карлик + молодой радиопульсар. Похоже, что такие примеры уже найдены (я рассказывал о них в обзорах).

Ноам Сокер давно и последовательно отстаивает точку зрения о связи планетарных туманностей с двойными системами. В более ранних работах обычно обсуждалась проблема биполярных туманностей. Здесь же речь идет уже обо всех наблюдаемых.

Автор исходит из данных, которые говорят о том, что темп рождения планетарных туманностей втрое меньше темпа рождения белых карликов. Т.е. в 2/3 случаев, когда появляется белый карлик, мы не видим туманности. Если звезда одиночная, полагает Сокер, то туманность будет слишком слабой, чтобы ее увидеть. Все эти неуловимые туманности должны быть практически сферически симметричными, т.к. асимметрия (наблюдающаяся в той или иной степени почти у всех известных планетарных туманностей, а точнее в 97 процентах случаев), по мнению Сокера, связана именно с взаимодействием с компаньоном.

Отмечу, что все это пока гипотезы. Так, например, может быть велика роль магнитных полей звезды в формировании биполярной туманности. Основным предсказанием этой работы является возможность обнаружения большого количества слабых туманностей, которые все будут симметричными. Поживем - увидим.

Аккреция на одиночные компактные объекты может использоваться как тестер межзвездной среды. Это важно. К сожалению, одиночных аккрецирующих нейтронных звезд пока не открыто. А вот белые карлики - есть.

Авторы рассматривают три с лишним дюжины холодных (холоднее 25 000К) белых карликов. Для них эффекты аккреции межзвездного вещества уже важны. Соответственно, можно оценить темп аккреции. А значит, можно понять свойства межзвездной среды в непосредственной близости от белых карликов. В частности, оказывается, что очень важны маленькие (порядка парсека) облачка теплового частично ионизованного газа.

Ищут, но так и не могут найти.... близнеца Солнца.

Достаточно важно искать и изучать звезды, как можно более похожие на наше Солнце. Сейчас ближайшим двойником считается звезда 18 скорпиона (ее опознали как практически полную копию Солнца около 10 лет назад). Тем не менее, поиски двойников продолжаются.

Авторы изучили детальные спектры 16 солнцеподобных звезд. Результатом стало выявление звезды HD 98618 в качестве еще одного "почти двойника". Почти, потому что, как и в случае 18 скорпиона, некоторые отличия все-таки есть.

Разумеется, авторы говорят какие-то слова о зонах обитания и проблеме SETI.

Обсуждаются свойства функции масс звезд. Автор особо выделяет наличие максимума на массах порядка нескольких десятых массы Солнца и степенной хвост в сторону больших масс, похожий на предложенную в 1955 г. оригинальную (и до сих пор очень часто используемую) Салпитеровскую функцию масс.

Наблюдаемые параметры увязываются со свойствами модели звездообразования. Наличие максимума на спектре масс (т.е. выделенной массы) может многое рассказать о механизме (точнее, о механизмах) звездообразования. Если массы звезд (с массами менее одной солнечной) определяются джинсовской массой в коллапсирующем облаке, то надо понять, что определяет джинсовскую массу. Важный момент - температура. Т.е. изменения температуры (в том числе и во время коллапса) могут иметь большое значение. В 1985 году Ларсон высказал гипотезу, что критическая масса, соответствующая максимуму, определяется тем, что есть выделенная джинсовская масса, при которой происходит "температурное связывание" газа и пыли. В предлагаемом обзоре обсуждается эта ситуация и приводятся данные недавних численных экспериментов, подтверждающих гипотезу.

Кроме того, кратко обсуждается и поведение функции масс для массивных звезд. Там ситуация иная. Масса определяется уже не столько фрагментацией, сколько последующей аккрецией.

Отдельно обсуждается функция масс звезд в самой центральной области нашей Галактики. Из-за высокой температуры пыли там невозможно формирование маломассивных звезд. Все это приводит к тому, что функция масс сильно обогащена массивными звездами и имеет небольшой наклон.

Статья хорошо иллюстрирует, с какими трудносятми сталкиваются астрономы, изучая даже "удобные" объекты.

Авторы строят модель распределения массивных звезд в окрестности Солнца. Речь идет о расстояниях до 1 кпк и звездах спектральных классов О-В. Как известно, в нашей окрестности доминирует т.н. Пояс Гулда. Сответственно, авторы строят двухкомпонентную модель, в которой звезды входят или в галактический диск или в Пояс.

Задача состоит в точном определении параметров модели. Приходится учитывать многочисленные селекционные эффекты. По сути, авторы разработали новый метод работы с подобными данными. Тем не менее, модель все равно остается лишь приближенным описание действительности...

На крупном наземном телескопе в обсерватории им. Магеллана авторы провели поиск оптического излучения от шести белых карликов, являющихся компаньонами радиопульсаров. Не все эти пульсары являются миллисекундными. Один - вполне нормальный молодой пульсар (PSR J1141-6545). Но увидеть белый карлик в оптике удалось только в двух случаях, и во всех них компаньоном является миллисекундный пульсар. Оба этих случая выделяет то, что они находятся довольно близко от нас (менее 1 кпк), так что более глубокие наблюдения могут потом дать положительный результат и для других систем.

Все это очень важно, т.к. для белых карликов можно определять возраст, если известна их температура (и масса).

Описаны примеры сотрудничества профессионалов и любителей по опыту AAVSO. История начинается аж с 19 века, когда Лоувелл пригласил на работу Слайфера (любитель пригласил профессионала, кстати). Однако основное внимание уделяется, конечно, более близкому к нам времени.

Обсуждается, как можно сделать сотрудничество более плодотворным.

Подробный обзор, посвященный тематикам, приведенным в названии. Рекомендую.

По данным многоцветных наблюдений на Космическом телескопе подтверждена сложная структура диска вокруг звезды Бета Живописца. Наблюдения проводились с помощью коронографа, чтобы убрать мешающий свет самой звезды. Это самые детальные данные по околозвездным дискам на масштабе 30-300 а.е. от центральной звезды.

Снимки сделаны на Космическом телескопе. Размер изображения 29 на 10 угловых секунд. На двух верхних снимках показан диск вокруг Бета Живописца. На нижнем - звезда сравнения - Альфа Живописца. PSF feature - технический дефект коронографа, происхождение которого пока неизвестно. Видно, что PSF деталь не меняет своего положения при изменении ориентации телескопа, а диск (сравните два верхних изображения) - меняет.

Показано, что внутренняя часть структуры вокруг звезды представляет собой отдельный диск, наклоненный под углов около 5 градусов по отношению к внешнему (основному) диску. Два диска или имеют разный состав гранул (grains), или разное распределение гранул по размеру.

Показано обработанное изображение (цвета условные), на котором виден внутренний диск, наклоненный к внешнему. Изображение в центральной части искажено при убирании света звезды.

Серия конференций "Протозвезды и планеты" - очень важная и интересная. Именно сейчас в Архиве появляется масса статей из готовящегося сборника трудов очередной прошедшей встречи.

В этом обзоре, как ясно из названия, рассматривается образование массивных звезд.

В механизме (или механизмах?) формирования маломассивных звезд и бурых карликов еще очень много неясного. Практически все сходятся во мнении, что исследования двойственности этих объектов может пролить свет на имеющиеся загадки. Ведь ясно, что какие-то механизмы будут давать большую долю двойных систем, какие-то малую. Разными могут быть распределения различных параметров двойных (например, отношение масс, доля систем на широких орбитах и т.п.). В предлагаемой статье авторы с помощью наблюдений пытаются прояснить ситуацию.

Отмечу два результата.
1. Среди маломассивных звезд меньше доля широких (слабосвязанных систем).
2. Звезды, образовавшиеся в плотных скоплениях и в областях с низкой звездной плотностью, отличаются друг от друга по параметрам, связанным с двойственностью.

На расстоянии примерно 5-6 кпк от нас открыто очень массивное звездное скопление. Оно включает в себя как минимум 14 красных сверхгигантов (до этого самое богатое из известных скоплений красных сверхгигантов содержит всего 5 таких объектов). Возраст скопления 7-12 миллионов лет. Масса скопления 20 000 - 40 000 масс Солнца. 99% звезд еще сохранились. Взорвалась малая доля самых массивных. Темп сверхновых в этом скоплении сейчас очень высок: одна вспышка чаще чем раз в 100 000 лет (может быть даже две вспышки за 100 000 лет). Авторы полагают, что последняя сверхновая вспыхнула там около 1000 лет назад.

Наблюдения проводились авторами в основном в ИК диапазоне, но в этом скоплении известны и рентгеновские, и радио источники.

Показаны данные 2MASS.

Черные кружки соответствуют сверхгигантам. Плюсом отмечен рентгеновский источник. Светлым кружком - мазерный источник, по которому определялось расстояние до скопления. Квадраты - источники из базы данных SIMBAD, в основном это радиоисточники.

Подробный обзор, имеющий отношение к самым первым звездам во Вселенной: к тому как они жили и взрывались.

В начале напомню, что в последние годы удалось открыть несколько звезд, которые, благодаря своим скоростям, сумели забраться на большие (десятки кпк) расстояния от центра Галактики. Причем далеко они улетели и от галактического диска. Как они приобретают такие скорости? Наиболее вероятно, что это была форма "гравитационного маневра" в поле нашей сверхмассивной черной дыры.

Авторы статьи провели специальный поиск таких звезд, и обнаружили еще пару. Обе звезды имеют скорости около 600 км/с. Расстояние одной от центра составляет около 55 кпк, а второй - аж 75 кпк. Все это массивные звезды (спектральный класс В). Они были выброшены из центра Галактики около 100 миллионов лет назад.

Интересный обзор, посвященный магнитным полям звезд с массами около 2-4 солнечных (в основном это звезды спектрального класса А).

Обзор хорошо тем, что на 11 страницах уместилось по чуть-чуть про все. Отмечу, хорошую вводно-историческую часть и понятное описание того, как поля измеряют.

Обзор посвящен феномену Ве-звезд. Это звезды класа В с эмиссионными линиями в спектре. Доля таких звезд среди всех массивных достаточно велика, кроме того хорошо известны рентгеновские системы с Ве-звездами, составляющие бОльшую часть всех рентгеновских двойных.

В основном речь идет о происхождении Ве-звезд. Резюме: непонятно, как они образуются. Точнее так, ясно, что есть несколько каналов образования Ве-звезд, причем некоторые каналы неизвестны.

Широко распространено мнение, что Ве-звезды могут образовываться во взаимодействующих двойных за счет переноса массы с более массивного компаньона. И этот механизм работает! Но, как ясно из обзора, не для всех звезд. Причем и доля тех, для которых работает, не ясна. Так что, как обычно, многое сделано, но многое еще предстоит!

На основе последних данных по звездам поздних спектральных классов делается вывод о том, что большинство звезд в Галактике все-таки одиночные. На самом деле, результат все-таки количественный, а не качественный (на мой взгляд). Если ранее считали, что 2/3 звезд двойные, то Лада говорит, что 2/3 одиночные. Те, кто в расчетах считали, что 1/2 звезд двойные, могут ничего в расчетах не менять! Кроме того, одиночность является в основном свойством маломассивных звезд (спектральные классы К и позднее). Поскольку именно эти звезды наиболее многочисленны, то отсюда и следует вывод о том, что бОльшая часть звезд в Галактике одиночные. Кстати сказать, тот факт, что двойственность меняется для звезд разных масс, должен существенно влиять на расчеты методом популяционного синтеза для тесных двойных систем. Насколько я знаю, все считают, что доля двойных не зависит от массы компаньонов. Хотя обычно в расчетах интересуются массивными системами (т.е. хотя бы один компонент достаточно массивен, чтобы успеть проэволюционировать до компактного остатка), а для таких систем все, вроде бы, в порядке (особенно если учесть, что распределение компонент по массам обычно принимается таким, что наиболее вероятны компоненты равных масс).

Полученный результат очень важен для теории образования звезд (и планет).

В начале - курьез. Первый раз я вижу, чтобы редакторы astro-ph пропустили такой глюк, как двойная статья: т.е. номера 440 и 441 - это одна и та же работа. Надеюсь, что к сбою в нумерации это не приведет.

Теперь о сути. По данным наблюдений на VLT у близкой звезды SCR 1845-6357 (3.85 пк от Солнца) обнаружен компаньон. Похоже, что это коричневый (бурый) карлик. Пока, разумеется, не установлена физическая связь звезды и карлика (т.е. не исключено, что это фоновый объект), но скорее всего это реальная пара.

Обзор посвящен феномену Ве-звезд. Это звезды класа В с эмиссионными линиями в спектре. Доля таких звезд среди всех массивных достаточно велика, кроме того хорошо известны рентгеновские системы с Ве-звездами, составляющие бОльшую часть всех рентгеновских двойных.

В основном речь идет о происхождении Ве-звезд. Резюме: непонятно, как они образуются. Точнее так, ясно, что есть несколько каналов образования Ве-звезд, причем некоторые каналы неизвестны.

Широко распространено мнение, что Ве-звезды могут образовываться во взаимодействующих двойных за счет переноса массы с более массивного компаньона. И этот механизм работает! Но, как ясно из обзора, не для всех звезд. Причем и доля тех, для которых работает, не ясна. Так что, как обычно, многое сделано, но многое еще предстоит!

На основе последних данных по звездам поздних спектральных классов делается вывод о том, что большинство звезд в Галактике все-таки одиночные. На самом деле, результат все-таки количественный, а не качественный (на мой взгляд). Если ранее считали, что 2/3 звезд двойные, то Лада говорит, что 2/3 одиночные. Те, кто в расчетах считали, что 1/2 звезд двойные, могут ничего в расчетах не менять! Кроме того, одиночность является в основном свойством маломассивных звезд (спектральные классы К и позднее). Поскольку именно эти звезды наиболее многочисленны, то отсюда и следует вывод о том, что бОльшая часть звезд в Галактике одиночные. Кстати сказать, тот факт, что двойственность меняется для звезд разных масс, должен существенно влиять на расчеты методом популяционного синтеза для тесных двойных систем. Насколько я знаю, все считают, что доля двойных не зависит от массы компаньонов. Хотя обычно в расчетах интересуются массивными системами (т.е. хотя бы один компонент достаточно массивен, чтобы успеть проэволюционировать до компактного остатка), а для таких систем все, вроде бы, в порядке (особенно если учесть, что распределение компонент по массам обычно принимается таким, что наиболее вероятны компоненты равных масс).

Полученный результат очень важен для теории образования звезд (и планет).

В начале - курьез. Первый раз я вижу, чтобы редакторы astro-ph пропустили такой глюк, как двойная статья: т.е. номера 440 и 441 - это одна и та же работа. Надеюсь, что к сбою в нумерации это не приведет.

Теперь о сути. По данным наблюдений на VLT у близкой звезды SCR 1845-6357 (8.5 пк от Солнца) обнаружен компаньон. Похоже, что это коричневый (бурый) карлик. Пока, разумеется, не установлена физическая связь звезды и карлика (т.е. не исключено, что это фоновый объект), но скорее всего это реальная пара.

Дан краткий обзор механизмов образования бурых (коричневых) карликов. Таковых насчитывается четыре: турбулентная фрагментация, гравитационная неустойчивость в дисках, выброс "звездных эмбрионов" из ядер, в которых они образуются, и, наконец, разрушение излучением (фотоэррозия) ядер в областях ионизованного водорода.

Гамма Кассиопеи - известная яркая звезда типа Ве. Т.е. это массивная звезда класса В с эмиссионными линиями в спектре. У нее обнаружен избыток рентгеновского излучения. Причина может быть в наличии компаньона, на который идет аккреция. Само по себе это не удивительно, рентгеновские системы с Ве-звездами составляют 2/3 всех массивных ренгеновских двойных (см. каталог в astro-ph/0505275, сетевая версия каталога готовится Натальей Рагузовой). Однако, если все эти системы состоят из Ве-звезды и нейтронной звезды, то гамма Кассиопеи - явно нет. Возможно, что ее компаньоном является белый карлик (не исключено и то, что ветер звезды имеет интересные свойства, приводящие к избытку рентгеновского излучения; причина может крыться в диске, существующем вокруг быстро вращающейся звезды).

Гамма Кассиопеи - яркий близкий источник. Теперь с развитием техники рентгеновских наблюдений, начали открывать множество источников, похожих по своим свойствам на эту звезду. Собственно, этому и посвящена статья. Более детальные результаты будут вскоре представлены в полной журнальной публикации, которая, насколько мне известно, уже принята в печать.

Дан краткий обзор механизмов образования бурых (коричневых) карликов. Таковых насчитывается четыре: турбулентная фрагментация, гравитационная неустойчивость в дисках, выброс "звездных эмбрионов" из ядер, в которых они образуются, и, наконец, разрушение излучением (фотоэррозия) ядер в областях ионизованного водорода.

Гамма Кассиопеи - известная яркая звезда типа Ве. Т.е. это массивная звезда класса В с эмиссионными линиями в спектре. У нее обнаружен избыток рентгеновского излучения. Причина может быть в наличии компаньона, на который идет аккреция. Само по себе это не удивительно, рентгеновские системы с Ве-звездами составляют 2/3 всех массивных ренгеновских двойных (см. каталог в astro-ph/0505275, сетевая версия каталога готовится Натальей Рагузовой). Однако, если все эти системы состоят из Ве-звезды и нейтронной звезды, то гамма Кассиопеи - явно нет. Возможно, что ее компаньоном является белый карлик (не исключено и то, что ветер звезды имеет интересные свойства, приводящие к избытку рентгеновского излучения; причина может крыться в диске, существующем вокруг быстро вращающейся звезды).

Гамма Кассиопеи - яркий близкий источник. Теперь с развитием техники рентгеновских наблюдений, начали открывать множество источников, похожих по своим свойствам на эту звезду. Собственно, этому и посвящена статья. Более детальные результаты будут вскоре представлены в полной журнальной публикации, которая, насколько мне известно, уже принята в печать.

John Barrow известен многим как соавтор монографии по антропному принципу. В данной работе он дает обзор данных и теорий по т.н. изменяющимся константам. Речь идет об идее, ведущей свое начало от работ Дирака, согласно которой то, что мы называем фундаментальными константами, может претерпевать изменение со временем, в ходе расширения (вообще, эволюции) Вселенной. Пока никаких вариаций не обнаружено (несмотря на периодически появляющиеся заявления о таком обнаружении).

Отмечу, что интересная перспектива обнаружения вариаций гравитационной постоянной по наблюдениям двойных радиопульсаров обсуждается в свежем препринте Бисноватого-Когана gr-qc/0511072.

Проблема определения внутренних магнитных полей звезд - это чрезвычайно актуальная задача. Многое, как в протекании эволюции, так и в свойствах компактного остатка (а также и взрыва сверхновой) зависит от этих полей, которые, ясное дело, не наблюдаются напрямую.

Авторы предлагают использовать данные по колебаниям звезд для определения полей внутри них. Дело в том, что моделирование показало, что частоты некоторых колебаний очень сильно зависят от свойств магнитного поля. Конечно, данные косвенные, но это лучше чем ничего.

Большой обзор по рентгеновским источникам, связанным с тесными двойными системами. Статья будет опубликована в ведущем обзорном журнале астрономического мира, поэтому на несколько лет она может стать основной ссылкой на общие свойства рентгеновских двойных.

Как известно, многие звездные параметры (например, массы) точно можно измерить только для компонент двойных. Именно поэтому двойные системы можно назвать лабораториями астрофизики, где звезды одновременно являются и объектом исследования и тестером. В обзоре суммированы основные "эксперименты", которые можно ставить в таких лабораториях.

Представлена сводка данных по близким звездам, представляющих интерес с точки зрения поиска жизни. Конечно, в первую очередь речь идет о солнечноподобных светилах.

Ве-звезды отличаются эмиссионными линиями, возникающими из-за экваториального истечения. Последнее связано с чрезвычайно быстрым вращением. Стандартный сценарий говорит, что такая ситуация реализуется в основном в тесных двойных системах. Т.е. раскрутка связана с воздействием компаньона. В этой же статье авторы (кстати, ведущие эксперты в области зведной физики и эволюции) показывают, что короткая (около 10 000 лет) стадия Ве-звезды может возникать и у одиночных звезд. Замечу, что авторы в качестве начального условия уже берут достаточно быстрое вращение. Крмое того, сделаны и другие существенные предположения. Так что результат модельно зависим.

Обзор посвящен последним данным по рентгеновским источникам в гаалктиках. Что мы видим? Целый зоопарк! При этом есть и мноежство загадок. Далеко не все источники идентифицированы. Взять, к примеру, ультрамощные.

Отмечу также и два других свежих обзора Фаббиано: astro-ph/0511273 и Investigating Galaxy Evolution with Chandra. Чему посвящен второй ясно из названия, а вот первый - это эпилог к симпозиуму МАС номер 230. Он содержит перечень наиболее интересных результатов, доложенных на нем.

Авторы обнаружили интересную звезду 16-й величины. Это В-звезда главной последовательности. Ее масса около 8 масс солнца. Находится она в 61 кпк (!) от нас. Как она туда забралась? У нее очень большая скорость: более 700 км/с.

Есть два способа так разогнать звезду: аналог гравитационного маневра (в поле другой массивной звезды, или, например, в поле сверхмассивной черной дыры в центре галактики) и распад тесной двойной из-за взрыва сверхновой. Т.к. пока не известно точное направление движения звезды, то не ясно вылетела ли она из центральной области нашей Галактики, или же из Большого Магелланового Облака. Если из Облака, то тогда ясно, что сверхмассивная черная дыра тут ни при чем.

В другой статье (astro-ph/0511323) Хирш и его коллеги рассказывают об аналогичном открытии. Они также обнаружили в гало нашей Галактики звезду со скоростью (как и выше речь идет о скорости относительно Солнца) около 700 км/с. Для этой звезды также нужно принять необычный эволюционный путь (слияние двух белых карликов, а затем выброс за счет сверхмассивной черной дыры), т.к. если бы это была просто обычная массивная звезда, то после выброса из центра Галактики она не успела бы забраться так далеко (19 кпк от центра) за время своей жизни.

Это теоретический обзор, но все равно без данных наблюдений тут не обошлось. Авторы в основном рассматривают успехи и проблемы в описании звезд малых масс. Тут и образование бурых карликов и маломассивных звезд, и теория их строения, и их атмосферы, ....

Важное утверждение авторов состоит в том, что разграничение между планетами и звездами должно проходить не по линии, за которой возможно горение дейтерия. Они полагают, что "водораздел" связан с процессами образования небесных тел (детали - в статье).

Особенность каталога в том, что он получен системой ROTSE. Напомню, что изначально эта патрульная система предназначалась для поисков оптических транзиентов, сопровождающих гамма-всплески. Но всплески все не попадаются, а данных система собирает множество. Поэтому почти все подобные проекты начинают "перепрофилироваться", становятся "многостаночниками" и универсалами. (Такая же история, например, происходит с российским проектом МАСТЕР.) В самом деле, каждую ночь (если небо ясное) системы отснимают все небо. Информации море!!! Надо ее использовать!

И вот - каталог контактных двойных. Для построения каталога использовались также данные 2MASS (Two Micron All-Sky Survey). Для каждого объекта получена детальная кривая блеска. Каталог позволил получить новую оценку пространственной плотности таких систем: (1.7 +/- 0.6) x 10^-5 пк^-3.

См. также статью тех же авторов astro-ph/0509820, где описаны данные спутника ROSAT по этим объектам.

Предсказывается, что массивные белые карлики должны иметь пылевые диски и, возможно, планеты, состоящие из углекислоты. Для обнаружения таких объектов необходимы глубокие ИК наблюдения.

Это уже пятая статья в цикле, описывающем каталог переменных звезд, создающийся на основе автоматического обзора неба, проводимого на небольшом инструменте. В статье даны результаты по звездам, расположенным между небесным экватором и сколонением +28. Обнаружена переменность 11,509 звезд ярче 15-й величины. Результаты доступны в Сети.

С помощью последних данных наблюдений и программы, моделирующей эволюцию звезд, удалось достаточно точно определить массу звезды, из которой образовалась Сириус В - белый карлик в паре с Сириусом А, который мы видим как ярчайшую звезду ночного неба. Масса оказалась 4.78-5.43 масс Солнца, а превращение в белый карлик состоялось примерно 115-135 миллионов лет назад.

Очень интересный обзор, посвященный проблеме верхнего предела на массы звезд. Укажем на один наблюдательный факт, обсуждаемый в обзоре. Наблюдения скоплений указывают на предел в 150 масс Солнца вне зависимости от металличности скопления. Объяснений такому удивительному факту нет.

Даны результаты расчетов коллапса массивных звезд популяции III. Это объекты с массой до 1000 масс Солнца, практически лишенные тяжелых элементов. Показано, что самые массивные из них могут давать черные дыры с массами порядка 500 солнечных.

МЗО - молодые звездные объекты. Стало быть, речь идет об образовании звезд в центре нашей Галактики. Ключевой вывод авторов состоит в том, что они полагают МЗО, обнаруженные вблизи Sgr A*, первым прямым примером звездообразования в массивном диске, окружающем сверхмассивную черную дыру.

О массивных звездных скоплениях в центральной области Млечного Пути можно прочесть в статье astro-ph/0507693.

Большой обзор (лекция), посвященный образованию первых светящихся объектов во вселенной. Т.е. речь идет о массивных первых звездах, состоявших из легких элементов. Они образовались до появления первых галактик и внесли существенный вклад в обогащение вселенной тяжелыми элементами.

Как уже не раз рассказывалось в Обзорах для рождения гамма-всплеска в стандартной модели необходимо, чтобы до образования черной дыры ядро звезды достаточно быстро вращалось. Расчеты эволюции звезд с учетом вращения - трудная задача. В данной статье (13-й в серии) представлены расчеты, показывающие, что одиночные звезды могут иметь достаточно быстровращающиеся ядра (однако, авторы пренебрегают по-крайней мере одним важным, но трудно учитываемым эффектом). Соответственно, авторы пытаются рассчитать темп гамма-всплесков на разных красных смещениях.

Удалось определить какая звезда породила сверхновую в М51. Оказалось, что это красный сверхгигант. Оценка массы дает значение порядка 7-9 масс Солнца (перед взрывом). Это указывает на то, что сверхновые типа II с плато на кривой блеска порождаются относительно маломассивными звездами.

Впервые удалось обнаружить чрезвычайно интересную систему!

Несколько лет назад было показано, что звезда Gl86 имеет планету. Кроме того, на небольшом расстоянии был обнаружен еще один объект, однако было неясно связан ли он с Gl86 или нет. Авторам этой работы удалось показать, что связан. Причем это не обычная звезда, а белый карлик. Т.о. теперь мы знаем о существовании экзопланет в двойных системах с белыми карликами.

Как известно, молодые звезды достаточно активны в рентгеновском диапазоне. COUP (Chandra Orion Ultradeep Project) - это программа глубоких рентгеновских наблюдений области звездообразования в Орионе, проводимая на спутнике Чандра. В ее рамках авторы собрали много фактического материала по рентгеновскому излучению молодых звезд. В данной работе проводится анализ этого массива данных.

Из 481 звезд в рентгене удалось увидеть почти 100 процентов! Видно уменьшение рентгеновской активности с ростом возраста звезд.

В обзоре обсуждаются основные неопределенности, присущие моделям эволюции звезд с массами от 0.6 до 1.4 масс Солнца. Ведь несмотря на прогресс в расчетах структуры и эволюции звезд многое остается недостаточно хорошо понятым.

Автор рассматривает основные составляющие звездных моделей, поэтому обзор, несмотря на некоторые технические детали, можно порекомендовать всем для лучшего понимания современного состояния звездной астрофизики.

Приведены данные по ста с лишним новым (т.е. только открытым) галактическим рассеянным скоплениям. Результаты основаны на обзоре ASCC-2.5 (2.5 означает 2.5 миллиона звезд).

Be-звезды - это массивные (спектральный класс В) звезды с эмиссионными линиями. Линии возникают благодаря истечениям с экватора звезд. Истечения же появляются из-за очень быстрого вращения. Причины этого вращения и рассматриваются в статье.

Причин быстрого вращения может быть три:

звезды раскрутились на одном из этапов своей эволюции на главной последовательности

Авторы показывают, что тертья причина не может быть существенной. Около 3/4 Bе-звезд раскручены в двойных, а оставшаяся четверть может быть связана с рождением быстровращающихся звезд.

Выпуск 105. 21-30 апреля 2005

astro-ph/0504483 Доверительные интервалы моделей эволюционного синтеза (Confidence limits of evolutionary synthesis models. IV An exact statistical formulation)
Authors: M. Cervino, V. Luridiana, N. Cervino-Luridiana
Comments: 20 pages, 8 figures, submitted to A&A.

Мигель Червиньо сделал уже несколько очень интересных работ, посвященных пределам применимости эволюционного популяционного синтеза. Как видно из названия, это четвертая работа в серии. Работа достаточно техническая, но на мой взгляд важная.

Выпуск 104. 11-20 апреля 2005

astro-ph/0504236 Автоматическое детектирование классических новых с помощью нейронных сетей (Automated Detection of Classical Novae with Neural Networks)
Authors: S. Feeney, V. Belokurov et al.
Comments: 28 pages, 8 figures, The Astronomical Journal (in press)

Нейронные сети можно "научить" выделять определенные типы сигналов. Это используется для выделения различных типов переменных звезд и событий микролинзирования в обзорах. В данном случае речь идет о тестировании системы по поиску классических новых. Использованы данные коллаборации POINT-AGAPE, которая проводит поиск событий микролинзирования в М31.

Показано, что система смогла четко выделить 9 из 13 известных новых (или даже 11, если провести дополнительный анализ). Кроме тестов получены и оригинальные результаты. Выделено 19 новых кандидатов в классические новые, причем о 4 из них авторы говорят как об очень хороших кандидатах.

astro-ph/0504341 Вспышки нормальных звезд. Неверная классификация FH Leo как новоподобной переменной (Outbursts on normal stars. FH Leo misclassified as a novalike variable)
Authors: T. H. Dall, L. Schmidtobreick, N. C. Santos, G. Israelian
Comments: 8 pages, 7 figures. Accepted for publication in A&A

Двойная звезда FH Leo была классифицирована как новоподобная переменная. Этот вывод основывался на всплеске, зарегистрированном спутником Hipparcos. Однако исследования авторов, которые получили спектры высокого разрешения для данной системы, показывают, что обе компоненты являются нормальными звездами поздних типов (от позднего F до раннего G).

Если в самом деле обе звезды являются нормальными, то наблюдавшийся всплеск становится загадочным явлением. Авторы рассмотрели несколько вариантов объяснения, но не нашли их удовлетворительными. Соответственно, они предлагают планы будущих исследований.

Выпуск 103. 01-10 апреля 2005

astro-ph/0504086 Диск вокруг Веги - Сюрприз со Спитцера (The Vega Debris Disk -- A Surprise from Spitzer)
Authors: K. Y. L. Su et al.
Comments: 13 pages, 17 figures, accepted for publication in ApJ. (Figures 2, 3a, 3b and 4 have been degraded to lower resolutions.)

Космический телескоп имени Спитцера получил достаточно детальные изображения осколочного (debris) диска вокруг Веги.

Изображение на длине волны 70 микрометров

На длине волны 70 микрон (на рисунке) диск имеет размер 543 а.е. (70 угловых секунд). На более коротких длинах он компактнее (330 а.е. на 24 микронах), а на более длинных - обширнее (815 а.е. на 160 микронах).

astro-ph/0504175 Какие звезды порождают гамма-всплески? (Which Massive stars are Gamma-Ray Burst Progenitors?)
Authors: Jelena Petrovic et al.
Comments: 40 pages

В настоящее время наиболее популярная теория т.н. "длинных" гамма-всплесков (напомним, что гамма-всплески четко делятся на длинные - более 10 секунд - и короткие - порядка секунды и меньше) основывается на коллапсе массивной звезды. Звезда, по всей видимости, превращается в черную дыру, вокруг которой формируется тор (aka бублик). Образуются джеты. В итоге, если нам повезло и джет направлен на нас, мы видим гамма-всплеск. Встает вопрос: какие звезды в конце своего жизненного пути порождают все эти интереснейшие последствия?

Для генерации гамма-всплеска необходимо, чтобы перед взрывом ядро звезды достаточно быстро вращалось. Результаты работы показывают, что в без учета влияния магнитного поля необходимый темп вращения может быть достигнут. А вот присутствие поля все портит.

Авторы исследуют эволюцию одиночных звезд и звезд, входящих в двойные системы. Там есть много нерешенных проблем, поэтому авторы не приходят к какому-либо однозначному выводу. Так что "многое сделано, но многое еще предстоит ..."

Выпуск 101. 11-20 марта 2005

astro-ph/0503243 Открытие магнитных полей горячих субкарликов (Discovery of magnetic fields in hot subdwarfs)
Authors: S. J. O'Toole et al.
Comments: 9 pages, 7 figures, A&A accepted

Горячие субкарлики лежат в левой верхней части диаграммы Герцшпрунга-Рассела несколько ниже и левее главной последовательности.

С помощью телескопа VLT проведены поляриметрические исследования звезд классов sdB и sdO. Результаты говорят о полях с напряженностью 1.5 тысяч Гаусс.

Отметим, что ранее уже сообщалось о наблюдении магнитных полей звезд этого типа, например, поля были зарегистрированы на 6-метровом телескопе в САО.

Выпуск 100. 01-10 марта 2005

astro-ph/0503050 Рентгеновская вспышка Миры А (X-ray Outburst in Mira A)
Authors: M. Karovska et al.
Comments: 7 pages, 3 figures, to be published in the Astrophysical Journal Letters

Известная переменная Мира (омикрон) Кита является симбиотической системой, состоящей из красного гиганта (точнее, звезды на асимптотической ветви гигантов) и белого карлика. Авторам статьи с помощью наблюдений на спутнике Чандра впервые удалось зарегистрировать гигантскую рентгеновскую вспышку от Миры, а кроме того, удалось выделить (разрешить) изображения каждой из звезд пары.

astro-ph/0503193 Верхний предел на массу звезд (An upper limit to the masses of stars)
Authors: Donald F. Figer
Comments: To appear in Nature, March 10, 2005, Vol. 34, No. 7030, 192 (ST ScI Eprint #1645). More files can be found at http://www.stsci.edu/~figer

Скопление Арки может содержать очень массивные звезды. Автор статьи пытается использовать это обстоятельство для установления верхнего предела на массу (разумеется, речь идет о пределе для металличности, соответствующей имеющейся в данном скоплении). Показано, что в скоплении нет звезд с начальной массой более 130 масс Солнца.

Выпуск 98. 01-14 февраля 2005

astro-ph/0502042 Пульсирующие молодые бурые карлики (Pulsating young brown dwarfs)
Authors: Francesco Palla, Isabelle Baraffe
Comments: 5 pages, 3 figures, A&A Letters (in press)

Авторы построили модель горения дейтерия в недрах очень маломассивных звезд и бурых (коричневых) карликов. Обнаружена неустойчивость, которая может приводить к пульсациям на временах порядка нескольких часов. Авторы обсуждают возможность того, что переменность некоторых звезд этих типов может быть связана именно с пульсациями.

astro-ph/0502043 Остаточное происхождение магнитных полей А-звезд и белых карликов (A fossil origin for the magnetic fields of A-stars and white dwarfs)
Authors: J. Braithwaite, H.C. Spruit
Comments: Appeared in Nature, 431, 819 (2004)

Есть звезды с аномально большими магнитными полями. Это, например, Ap-звезды (к примеру, Алиот в ковше Большой Медведицы), некоторые белые карлики и магнитары. Авторы используют численную модель для исследования структуры магнитного поля внутри сильнозамагниченных объектов. Показано, что в случае Ap-звезд поле имеет скорее остаточную (ископаемую) природу, т.е. поле сохранилось еще со стадии формирования звезды, а не было тем или иным способом усилено позднее.

Авторы нашли конфигурацию полей, которая может существовать достаточно долгое время. Они полагают, что во всех трех перечисленных выше типах звезд реализована одна и та же конфигурация поля.

диссертация astro-ph/0502046 Звезды-прародители сверхновых с коллапсом ядра (Progenitors of Core-Collapse Supernovae)
Authors: John J. Eldridge
Comments: PhD Thesis, 171 pages, low detail figures, appendices removed to fit onto arXiv.org. For high resolution figures and the appendices goto http://www.iap.fr/users/eldridge/public.html

Детально рассмотрены многие аспекты эволюции звезд, которые в конце своей жизни взрываются как сверхновые за счет коллапса ядра.

astro-ph/0502100 Отождествление космическим телескопом Спитцер самого маломассивного коричневого карлика с околозвездным диском (Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk)
Authors: K. L. Luhman et al.
Comments: 9 pages, 1 figure, The Astrophysical Journal Letters, 2005, 620, L51

Наблюдения на космическом инфракрасном телескопе Спитцер (Spitzer) позволили провести детальные исследования одного из молодых бурых (коричневых) карликов в области звездообразования в созвездии Хамелеона.

Проведенное моделирование показало, что это самый маломассивный коричневый карлик среди тех, что обладают околозвездными дисками. Масса объекта составляет всего 15 масс Юпитера.

Это очень важное открытие, т.к. проливает свет на детали образования одиночных маломассивных объектов практически вплоть до планетных масс.

astro-ph/0502235 Поиск очень активных звезд в Галактике (A Search for Very Active Stars in the Galaxy)
Authors: G. Tsarevsky et al.
Comments: 13 pages

К "Очень Активным Звездам" авторы относят объекты с жестким рентгеновским спектром и активностью в радиодиапазоне. Это довольно пестрое собрание источников разных типов: от эруптивных звезд до микроквазаров.

Проведен поиск возможных кандидатов, используя данные спутника ROSAT и радиотелескопов ATCA и VLA. После выявления 60 кандидатов некоторые из них были отнаблюдены в оптическом диапазоне. Оптические наблюдения позволили отождествить один из кандидатов как тесную двойную системы, один как активное галактическое ядро (т.е. это не звездный объект, а фоновый источник). Любопытны два объекта без деталей в спектре. Для одного из них авторы обнаружили собственное движение. Они предполагают, что, возможно, мы имеем дело с новым типом объектов. (Отметим, что спектр без деталей, "похожесть" на лацертиды и заметное собственное движение могут указывать на то, что объект является одиночной нейтронной звездой).

Выпуск 97. 17-31 января 2005

astro-ph/0501462 Белые карлики в Омега Центавра (White Dwarfs in Omega Centauri: Preliminary Evidence)
Authors: G. Bono et al.
Comments: 6 pages

Омега Центавра - самое массивное шаровое скопление в Галактике. Его активно наблюдают в самых разных диапазонах и с различными целями. Авторы представляют первые результаты обработки данных, полученных на Космическом телескопе. В фотометрический каталог внесено более миллиона звезд.

Первая задача, на которой концентрируются авторы - обнаружение белых карликов. Подчеркнем, представлены предварительные результаты, однако уже речь идет об обнаружении 600 источников этого типа.

astro-ph/0501548 Динамический метод определения масс звезд с планетными транзитами (A Dynamical Method for Measuring Masses of Stars with Transiting Planets)
Authors: Abraham Loeb
Comments: 4 pages, 2 figures, submitted to ApJL

Предлагается метод, в котором за счет прохождения планеты по диску звезды будет возможно определить звездную массу. Оценки показывают, что будущие миссии типа Kepler и COROT смогут достичь чувствительности, достаточной для обнаружения эффекта. Эффект заключается в искажении симметричной кривой блеска во время прохождения за счет ускорения планеты.

Кстати, подробно о планетных транзитах (прохождениях по диску звезды) можно прочесть в диссертации astro-ph/0501558.

astro-ph/0501647 Почему магнитные поля не могут являться основной причиной, определяющей форму планетарных туманностей? (Why Magnetic Fields Cannot be the Main Agent Shaping Planetary Nebulae)
Authors: Noam Soker
Comments: Submitted to MNRAS

После появления работы немецких ученых, в которой они измерили магнитные поля центральных звезд планетарных туманностей (мы писали об этом в прошлом выпуске) неизбежно должна была начаться дискуссия. Вот превая статья.

Автор пытается показать, что магнитные поля не могут отвечать за биполярную форму планетарных туманностей. Он полагает, что энергии и углового момента будет недостаточно для достижения наблюдаемого эффекта. В качестве альтернативы рассматривается двойственность системы (т.е. сферическая симметрия нарушается за счет присутствия второй звезды).

См. также вторую работу, где рассуждения о двойственности сверхмассивных черных дыр прилагаются к формированию гигантских полостей в скоплениях галактик.

Выпуск 96. 01-16 января 2005

astro-ph/0501040 Открытие магнитных полей центральных звезд планетарных туманностей (Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae)
Authors: Stefan Jordan et al.
Comments: 8 pages, 4 figures, Accepted for Publication by Astronomy & Astrophysics See also press release by A&A on their homepage www.edpsiences.org

С помощью телескопов VLT впервые удалось зарегистрировать магнитные поля у центральных звезд планетарных туманностей! Сделано это при помощи поляриметрических наблюдений. Всего данные получены для четырех объектов. Поля составляют порядка тысяч Гаусс. Важно, что всего-то и было исследовано четыре источника. Т.е. для всех объектов в выборке был получен ненулевой результат (хотя для двух звезд достоверность измеренных полей не велика). Высказывается гипотеза, что поля будут так или иначе затухать при переходе звезды со стадии ядра планетарной туманности к стадии белого карлика. Основанием для этой гипотезы служит малое количество сильно замагниченных белых карликов (а при сохранении магнитного потока поле карлика будет существенно выше поля ядра планетарной туманности).

Авторы обсуждают, как наблюдаемые поля могут влиять на морфологию туманности. Они полагают, что именно магнитное поле ответственно за биполярную структуру многих планетарных туманностей.

миниобзор astro-ph/0501049 Как образуются коричневые карлики? (How do brown dwarves form?)
Authors: Anthony P. Whitworth, Simon P. Goodwin
Comments: To appear in the proceedings of "Low Mass Stars and Brown Dwarfs: IMF, Accretion and Activity" (Volterra, 2004). 6 pages, 1 figure

Рассмотрены четыре механизма образования коричневых (бурых) карликов: выброс звездного зародыша из формирующегося ядра за счет динамического взаимодействия; фрагментация сжатого слоя из-за непрозрачности; гравитационные неустойчивости в дисках, вызванные взаимодействием с другими дисками; фотоэрозия (т.е. разрушение излучением) протозвездных ядер. Авторы полагают, что важно набирать статистику по двойственности коричневых карликов, а также, что надо детальнее исследовать диски вокруг этих объектов.

Также см. статью The Decay of Accreting Triple Systems as Brown Dwarf Formation Scenario, где описан еще один механизм.

astro-ph/0501177 Открытие несвязанной гиперскоростной звезды в гало Млечного Пути (Discovery of an Unbound Hyper-Velocity Star in the Milky Way Halo)
Authors: Warren R. Brown et al.
Comments: 4 pages, submitted to ApJ Letters

Открыта звезда, движущаяся с очень высокой скоростью - около 800 км/с. Авторы полагают, что она могла быть выброшена из центральной области Галактики за счет динамического взаимодействия.

обзор astro-ph/0501226 Пульсары в шаровых скоплениях (Pulsars in Globular Clusters)
Authors: Fernando Camilo, Frederic A. Rasio
Comments: Review included in proceedings of Aspen 2004 meeting "Binary Radio Pulsars"; 23 pages, 9 included EPS figures Journal-ref: ASP Conf. Ser. Vol. 328, 2005: Binary Radio Pulsars, eds. F. A. Rasio & I. H. Stairs (San Francisco: ASP), p. 147

Более 100 радиопульсаров обнаружено в 24 шаровых скоплениях (напоминим, что самих скоплений гораздо больше, просто не во всех пока (?) обнаружили радиопульсары). Фактически все пульсары миллисекундные, т.е. "раскрученные" аккрецией. Это старые нейтронные звезды, период вращения которых был уменьшен за счет углового момента вещества, натянутого с компаньона в тесной двойной системе.

Почти половина известных радиопульсаров в шаровых скоплениях находится в Terzan 5 и 47 Тукана. О скоплении Terzan 5 есть отдельная свежая (довольно популярная) статья.

Выпуск 95. 22-31 декабря 2004

review astro-ph/0412333 Взрывы классических новых (Classical nova explosions)
Authors: Margarita Hernanz (IEEC-CSIC)
Comments: 14 pages

Обзор современного состояния и результатов моделирования взрывов Новых Звезд. (Феномен Новой вызывается термоядерным взрывом слоя вещества на поверхности белого карлика.) Особый упор сделан на следующие моменты:

• какие химические элементы образуются при взрывах, и как это зависит от параметров белых карликов?
• как Новые обогащают межзвездную среду?
• какие ограничения на модели Новых могут наложить гамма-наблюдения на современных или ожидаемых в ближайшем будущем спутника?
• какие предположения при моделировании Новых являются наиболее критичными?

обзор astro-ph/0412543 Пятьдесят лет варьирования начальной функции масс: звезды промежуточных масс (Fifty Years of IMF Variation: The Intermediate-Mass Stars)
Authors: John Scalo
Comments: 18 pages, including 4 figures: invited talk presented at the conference on "IMF@50: The Stellar Initial Mass Function Fifty Years Later" held at Abbazia di Spineto, Siena, Italy, May 2004; to be published by Kluwer Academic Publishers, edited by E. Corbelli, F. Palla, and H. Zinnecker

Джон Скало - один из ведущих специалистов по начальной функции масс звезд. В своем обзоре он рассуждает о диапазоне звездных масс от 1 до примерно 10 масс Солнца. Основной вопрос заключается в следующем: существует ли для звезд промежуточных масс универсальная функция масс (а все отличия разных оценок связаны лишь с неточностями измерений), или же различные вариации функции имеют под собой реальные основания. Окончательного ответа пока, к сожалению, нет.

astro-ph/0412622 Столкновения звезд и образование черных дыр в плотных звездных скоплениях (Stellar Collisions and Black Hole Formation in Dense Star Clusters)
Authors: Stephen McMillan, Simon Portegies Zwart
Comments: 6 pages, 1 figure

Тесные пролеты и лобовые столкновения звезд в плотных скоплениях (шаровых и скоплениях вблизи центров галактик) приводят к образованию очень массивных звезд, которые, после быстрой термоядерной эволюции, порождают черные дыры. Объекты, образовавшиеся в результате слияний, обычно имеют высокую пространственную скорость ("убегающие звезды"). Важные детали данных процессов были проверены методом N-тел.

В небольших скоплениях число сливающихся объектов ограничивается просто количеством массивных звезд, в больших скоплениях - числом массивных звезд в их ядрах.

Выпуск 94. 13-21 декабря 2004

astro-ph/0412240 Открытие двух очень маломассивных двойных (Discovery of Two Very Low-Mass Binaries: Final Results of an Adaptive Optics Survey of Nearby M6.0-M7.5 Stars)
Authors: Nick Siegler et al.
Comments: 20 pages, 8 figures, accepted to ApJ

В результате исследования 36 близких маломассивных звезд пять из них были разрешены на два компонента (две системы описаны впервые). Системы оказались достаточно тесными. Данный результат подтверждает, что во-первых, чем меньше масса компонент, тем меньше большая полуось (в среднем, конечно), а во-вторых, доля двойных среди маломассивных звезд меньше, чем среди их более массиных сородичей.

миниобзор astro-ph/0412333 Взрывы классических новых (Classical nova explosions)
Authors: Margarita Hernanz
Comments: 14 pages, review paper for the conference 'The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects', Strasbourg, France, 11-16 July 2004 (ASP Conference Series, Eds. J.M. Hameury and J.P. Lasota)

Все достаточно хорошо знают, что такое новые звезды. Напомним, тем не менее, что это двойные системы с белыми карликами, и взрыв происходит именно на поверхности карлика. В этом небольшом обзоре описаны последние достижения в изучении новых. Особое внимание автор уделяет нуклеосинтезу, происходящему во время вспышек.

Выпуск 93. 01-12 декабря 2004

astro-ph/0412008 Включение двойных систем в эволюционный популяционный синтез (Inclusion of Binaries in Evolutionary Population Synthesis)
Authors: Fenghui Zhang, Zhanwen Han, Lifang Li, Jarrod R. Hurley
Comments: 18 pages, 17 figures, submitted to MNRAS

Не успели мы закончить наш обзор, посвященный популяционному синтезу, как стали появляться новые интересные работы по этой тематике. Правда, на предыдущую работу этой группы мы все-таки ссылаемся.

Не будем много расписывать про метод популяционного синтеза (жедающие могут заглянуть в наш обзор, кроме того, мы надеемся перевести его на русский и выложить на Астронете). Перейдем сразу к статье Жанга и др. Авторы учитывают вклад двойных систем в формирование интегральных спектров галактик (обычно такие работы проводятся без учета двойственности звезд). Также авторы учитывают различные химические составы звездного населения.

Влияние двойных на интегральные спектры оказывается существенным. Однако результат существенным образом зависит от эволюционного сценария для двойных систем.

миниобзор astro-ph/0412029 Сверхновые и их массивные прародители (Supernovae and Their Massive Star Progenitors)
Authors: Alexei V. Filippenko
Comments: 10 pages, To be published in "The Fate of the Most Massive Stars," ed. R. M. Humphreys and K. Stanek (San Francisco: Astron. Society of the Pacific)

Небольшой наблюдательный обзор, посвященный сверхновым и их прародителям. Две основные темы: поиск сверхновых и поиск звезд-прародителей до взрыва. Кратко остановимся на втором пункте. Есть уже несколько примеров, когда на архивных снимках удавалось рассмотреть звезды до взрывов сверхновых. Наиболее известный пример - 1987А. Однако есть и другие. Это чрезвычайно важное направление исследований, т.к. без точного знание свойств взрывающихся звезд будет трудно (невозможно?) построить теорию взрывов.

astro-ph/0412097 Звезды на хаббловском ультраглубоком снимке (Stars in the Hubble Ultra Deep Field)
Authors: N. Pirzka et al.
Comments: 35 pages, 11 figures, accepted by ApJ

Чего только нет на глубоких снимках Хаббла! Конечно, поле было специально выбрано так, чтобы в основном туда попали внегалактические объекты. Однако попадаются и звезды.

Авторы внимательно исследовали снимок и выявили 46 слабых источников (звездная величина до 29.5), которые могут быть звездами. Разумеется, это все красные или белые карлики нашей Галактики. Количественно поиски авторов можно суммировать так: обнаружено 18 звездных карликов, два бурых (коричневых) карлика и 4 белых карлика (эти объекты удалось исследовать спектрально, поэтому авторы смогли уверенно определить их тип).

Полученные данные помогают лучше понять структуру Галактики и долю звезд разных типов в ней. Например, результаты показывают, что белые карлики не могут составлять более 10 процентов от массы галактического гало.

Выпуск 91. 01-14 ноября 2004

astro-ph/0411179 SSSPM J1444-2019: ультрахолодный субкарлик с очень высоким собственным движением (SSSPM J1444-2019: an extremely high proper motion, ultracool subdwarf)
Authors: R.-D. Scholz et al.
Comments: 4 pages, 4 figures, accepted in A&A Lett.

Открыт новый объект с предельно высоким собственным движением (3.5"/год). Он классифицирован как ультрахолодный субкарлик спектрального типа sdM9, но у него также видны признаки звезд спектрального класса L: полностью отсутствует полоса VO, предельно сильны абсорбции TiO в оптическом спектре. Лучевая скорость данной звезды составляет -160 км/с (т.е. она приближается к нам), расстояние до нее оценивается в 16-24 пк, полная скорость объекта в гелиоцентрической системе координат составляет

(U,V,W)=(-244,-256,-100)+/-(32,77,6) км/с.

Вероятно, данный объект является ближайшей к Солнцу звездой гало Галактики.

astro-ph/0411230 Двойные, динамика скоплений и популяционные исследования звезд и звездных феноменов (Binaries, cluster dynamics and population studies of stars and stellar phenomena)
Authors: D. Vanbeveren
Comments: 8 pages, 1 figure

Перед каждой группой, занимающейся спектральным популяционным синтезом (для большого числа одиночных звезд с высокой точностью рассчитывается их эволюция от момента рождения до настоящего времени, а затем суммируются их спектры в результате мы имеет интегральный спектр галактики или звездного скопления) в последние десятилетия вставал вопрос о том какое влияние на их результаты, обладающие высокой внутренней точностью, оказывают двойные звезды.

В данной работе рассмотрены следующие вопросы: влияние двойных на химическую эволюцию Галактики, на частоты вспышек сверхновых (различных типов), на популяции точечных рентгеновских источников и некоторые другие вопросы.

astro-ph/0411268 Дожди и облака в атмосферах бурых карликов: связанные проблемы от малого до большого (Rain and clouds in brown dwarf atmospheres: A coupled problem from small to large)
Authors: Ch. Helling et al.
Comments: 8 pages, 5 figures

Крупномасштабная структура атмосфер бурых карликов определяется целым рядом взаимодействующих процессов: конвекцией, переносом излучения, образованием пыли и стратификацией вещества в гравитационном поле. Следствием этих процессов является разделение химических элементов с различными весами.

В работе продемонстрировано, как в атмосферах бурых карликов могут образовываться вполне наблюдаемые пылевые облака.

Выпуск 90. 25-31 октября 2004

миниобзор astro-ph/0410684 Звездообразование и химическая эволюция на больших красных смещениях (Star Formation and Chemical Evolution at High Redshift)
Authors: Chip Kobulnicky
Comments: 12 pages, 8 figures

В этом обзоре рассмотрены механизмы обогащения металлами в галактиках на средних и больших красных смещениях, включая темпы звездообразования, поглощение пылью, кинематику и химических состав межзвездной среды в галактиках с мощным звездообразованием. На малых красных смещениях z=0-3 темп обогащения металлами составляет ΔZ/Δz=0.18-0.26 dex, что гораздо ниже предсказываемого космологическими моделями на более ранних этапах.

обзор astro-ph/0410704 Структура магнитовращательных джетов и ветров (The Structure of Magnetocentrifugal Jets and Winds I. Steady Mass Loading)
Authors: Jeffrey M. Anderson, Zhi-Yun Li, Ruben Krasnopolsky and Roger D. Blandford
Comments: 36 pages, including 19 figures, LaTeX, submitted to ApJ

"Сцепление" вещества с магнитным полем вращающейся звезды порождает магнитовращательные потоки вещества различной степени коллимации (узкие - джеты, широкие - ветра). Данный обзор посвящен результатам численного моделирования данного явления на расстояниях от 0.1 до 1АЕ от центральной звезды.

Выпуск 89. 18-25 октября 2004

миниобзор astro-ph/0410418 Литий в очень бедных металлами звездах: проблемы стандартного первичного нуклеосинтеза? (Lithium in Very Metal-poor Dwarf Stars - Problems for Standard Big Bang Nucleosynthesis?)
Authors: David L. Lambert
Comments: 18 pages, 5 figures

Стандартный сценарий первичного нуклеосинтеза, параметры которого выведены из наблюдений анизотропии реликтового излучения (по данным WMAP) предсказывает определенное обилие изотопов ⁶Li и ⁷Li. При этом обилие ⁷Li примерно на три порядка выше, чем наблюдаемое в самых бедных металлами звездах, а обилие ⁶Li, наоборот, на три порядка ниже, чем в этих звездах.

В обзоре обсуждается возможность разрешения данного противоречия в рамках стандартного сценария первичного нуклеосинтеза.

astro-ph/0410447 Ближайшая звезда спектрального класса O3: компонент кратной системы HD150136 (The Nearest Star of spectral type O3: A Component of the Multiple System HD150136)
Authors: V.S. Niemela, R.C. Gamen
Comments: 7 pages, 4 figures, accepted for MNRAS

Исследование высокоточных (с большим отношением сигнал/шум) спектров системы HD150136 показало, что самый яркий ее компонент имеет спектральный класс O3. По этим же спектрам удалось найти вторую систему перемещающихся спектральных линий и установить период одной из компонент этой кратной системы, равный 2.6 дням (что подтвердило менее точные предварительные результаты). Исследование относительных амплитуд линий He II, N V и N IV позволило оценить массу звезды O3 следующим образом: 18<M<27M_o.

astro-ph/0410456 Симметрия в изменениях джетов SS433 и расстояние до него (Symmetry in the changing jets of SS433 and its true distance from us)
Authors: K.Blundell, M.Bowler
Comments: accepted by ApJ Letters

На серии глубоких радиоизображений джетов SS433, полученных в ходе более чем двух прецессионных циклов (&gr;2x163 дня), были выявлены систематические отклонения параметров джетов от стандартной кинематической модели длительностью до десяти дней. Причем эти изменения одинаково проявлялись в обоих джетах (с учетом конечной скорости распространения фотонов). Следствием данной работы является независимая оценка скорости вещества в джетах (от 0.24 до 0.28 c) и также независимая оценка расстояния до SS 433 (5.5+/-0.2 кпк).

Более подробно скорость вещества в джетах SS433 рассматривается в другой статье тех же авторов: astro-ph/0410457.

astro-ph/0410461 Вариации начальной функции масс (Variation of the IMF)
Authors: Pavel Kroupa, Carsten Weidner
Comments: 13 pages, to appear in IMFat50: The Initial Mass Function 50 years later, ed: E. Corbelli, F. Palla, and H. Zinnecker, Kluwer Academic Publishers; a meeting held at the Abbazia di Spineto, Tuscany, Italy -- May 16-20, 2004

Довольно интересная статья от одного из авторитетов в области начальной функции масс (НФМ).

Суть состоит в детальном обсуждении различий между звездной НФМ и галактической НФМ.

Первая универсальна. Она соответствует группе звезд, рожденной в одной вспышке звездообразования (например, в одном скоплении). Разница между разными скоплениями будет лишь в значении максимальной массы: в маленьких скоплениях нет звезд большой массы.

Вторая - галактическая НФМ - образуется путем сложения индивидуальных звездных. Но! Поскольку для каждого скопления есть верхний предел массы звезды (зависящий от массы самого скопления), то суммарная НФМ не будет такой же как индивидуальные. Она будет более крутой (т.е. доля маломассивных звезд будет больше).

На всякий случай поясним еще раз подход авторов. В маленьких скоплениях массивных звезд нет не потому, что это маловероятно, а просто потому, что они там не образуются. (Поясним аналогией. Писатель с небольшим литературным дарованием не производит шедевры реже, чем гениальный писатель - скажем не 1 из 10, а 1 из 100 книг - а просто не пишет шедевров: есть потолок).

Т.о., рассуждают авторы, сравнивать НФМ индивидуальных скоплений с функциями масс галактик некорректно, если не учитывать описанного выше эффекта укручения НФМ.

Второй вывод можно сформулировать так. Различия в НФМ между скоплениями связаны с различием массы плюс эффектом случайной выборки. Различия же между галактиками будут обусловлены различиями в темпе звездообразования (чем выше темп, тем выше максимальная масса скоплений). Заметим, что опять же спектр масс скоплений может быть и универсальным, и в игру вступает уже масса галактики....

Еще важные заключения.
1. Темп сверхновых второго типа, рассчитанный по стандартной звездной НФМ, оказывается завышенным, если прилагать его ко всей галактике.
2. Обогащение галактики тяжелыми элементами, рассчитанное по звездной НФМ, опять же завышено.

Выпуск 88. 11-17 октября 2004

astro-ph/0410226 Возможный третий компонент в системе двух коричневых карликов DENIS-P J020529.0-115925 (A possible third component in the L dwarf binary system DENIS-P J020529.0-115925 discovered with the Hubble Space Telescope)
Authors: H.Bouy et al.
Comments: 15 pages, 3 tables, 6 figures, accepted for publication in AJ. High resolution version available at ftp://ftp.mpe.mpg.de/people/hbouy/publications/denis0205.ps.gz

Возможно обнаружена первая тройная система коричневых (бурых) карликов. Два компаньона видны абсолютно достоверно, и есть подозрения, что один из них также двойной.

astro-ph/0410301 Реконструкция эволюции двойных белых карликов: новый закон сближения на стадии с общей оболочкой (Reconstructing the evolution of white dwarf binaries: further evidence for an alternative algorithm for the outcome of the common-envelope phase in close binaries)
Authors: G. Nelemans and C.A. Tout
Comments: 13 pages, 8 figures, accepted in MNRAS

Когда одна из звезд в тесной двойной системе заполняет свою полость Роша и по каким-либо причинам (например, из-за большого отношения масс в системе) начинает перетекать на вторую компоненту в очень высоком темпе, столь высоком, что вторая звезда не успевает это вещество принимать, то вокруг системы может образоваться общая оболочка. На стадии с общей оболочкой компоненты двойной системы очень сильно сближаются (в десятки раз за время всего лишь в несколько десятков тысяч лет).

На необходимость существования подобного процесса для объяснения образования особо тесных двойных систем указал в 1976 году Богдан Пачиньский. А в 1984 году Веббинк (Webbink) придумал описывающую этот процесс энергетическую (или α) формулу

ΔE_env = α x ΔE_orb.

Этой формулой пользуются до сих пор, хотя иногда она не объясняет наблюдаемых явлений.

В данной работе авторы предложили другой закон, описывающий сближение звезд на стадии с общей оболочкой. Он основывается на законе сохранения углового момента

ΔJ/J = &gamma x ΔM/M.

Авторы утверждают, что с помощью одного (для всех систем) коэффициента γ им удалось описать все наблюдаемые явления.

astro-ph/0410313 Сейсмология аккрецирующих белых карликов (Seismology of Accreting White Dwarfs)
Authors: Phil Arras, Dean Townsley, Lars Bildsten
Comments: 6 pages, 2 figures.

Пульсации аккрецирующих белых карликов, входящих в состав некоторых катаклизмических переменных, были зарегистрированы достаточно недавно (это сложная наблюдательная задача). В принципе, по таким колебаниям можно изучать внутреннюю структуру пульсирующих звезд. Но пока в этой области получен только один результат: для системы GW Lib на основе изучения ее пульсаций получены оценка массы белого карлика (M_WD=1.05M_o) и массы оболочки аккрецированного вещества (M_env=0.4x10^-4 M_o).

миниобзор astro-ph/0410317 Диагностика дисков вокруг горячих звезд (Diagnostics of Disks Around Hot Stars)
Authors: David H. Cohen et al.
Comments: 14 pages with 8 figures.

В статье обсуждаются три способа обнаружения дисков вокруг горячих звезд:

1. по профилям спектральных линий;
2. по поляризации отраженного от диска излучения;
3. и рентгеновская диагностика, если звезда является магнитной.

astro-ph/0410331 Воздействие массивных звезд на начальную функцию масс (Massive Star Feedback on the IMF)
Authors: M. Robberto et al.
Comments: 3 pages

Авторы сделали очень интересное наблюдение. Они заметили, что темп аккреции на формирующиеся звезды в скоплении Трапеция (в Орионе) в среднем меньше, чем в ассоциации Телец-Возничий. Интерпретируют они это так. Воздействие излучения уже сформировавшихся массивных звезд приводит к уменьшению аккреции, например, из-за испарения дисков. Т.о. в богатых скоплениях доля маломассивных звезд и бурых (коричневых) карликов может быть меньше.

Выпуск 87. 01-10 октября 2004

обзор astro-ph/0410024 Влияние двойных на галактическую химическую эволюция (The influence of binaries on galactic chemical evolution)
Authors: Erwin De Donder, Dany Vanbeveren
Comments: 115 pages, many figures and tables, New Astronomy Reviews 2004, 48, 861-975

Именно так: 115 страниц, много рисунков и таблиц. Большой обзор по химической эволюции Галактики.
Хотя! Сам обзор на astro-ph недоступен! Его надо или скачивать из New Astronomy (если доступ есть), или запрашивать у авторов (или потихонечку скачать отсюда).

Зато можно почитать более короткую статью Vanbeveren'a astro-ph/0410021, посвященную избранным вопросам эволюции массивных звезд.

astro-ph/0410044 Какая протозвезда самая молодая? (Which are the youngest protostars? Determining properties of confirmed and candidate Class0 sources by broad-band photometry)
Authors: Dirk Froebrich
Comments: 21 pages, 2 figures, 4 tables, accepted by ApJS

На основе всех опубликованных наблюдений на длинах волн от 1 микрона до 3.5 мм составлен список 95 подтвержденных кандидатов в объекты "Класса 0" (предельно молодые протозвезды).

Более подробные данные, по сравнению с приведенными в статье, можно найти на сайте авторов http://www.dias.ie/protostars.

миниобзор astro-ph/0410046 Образование и эволюция звезд очень малых масс и бурых карликов (Formation and Evolution of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs)
Authors: Jochen Eisloeffel et al.
Comments: 6 pages, 2 figures

Много ли можно рассказать в двух статьях по пять страниц? Оказывается - Да.

Образование и эволюция бурых (коричневых) карликов - "горячая тема" в исследовании звезд в последние годы. В данном обзоре рассмотрены такие вопросы, как последние наблюдения дисков, аккреция, истечения, пространственное распределение и двойственность бурых карликов.

Вторая статья (astro-ph/0410047) посвящена скорости эволюции вращения данных объектов.

astro-ph/0410053 Почему нет джетов у катаклизмических переменных? (Why there are no jets from cataclysmic variable stars)
Authors: Jean-Pierre Lasota, Noam Soker
Comments: 6 pages

Авторы обращают внимание на то, что тепловая модель формирования джетов, разработанная для протозвездных объектов окруженных диском, прекрасно подходит и для катаклизмических переменных: двойных звезд в которых присутствует белый карлик окруженный аккреционным диском. Применение тепловой модели к этому новому типу систем позволяет естественным образом ответить на вопрос почему у них отсутствуют джеты. Причиной этого оказывается относительная слабость влияния магнитных полей на диск в катаклизмических переменных.

astro-ph/0410136 Ультраглубокий проект Чандра-Орион: наблюдения и список источников (Chandra Orion Ultradeep Project: Observations and Source Lists)
Authors: K. V. Getman et al.
Comments: 2 pages, 11 figures, 12 tables. Accepted for publication in ApJS, special issue dedicated to Chandra Orion Ultradeep Project. A version with high quality figures can be found at http://www.astro.psu.edu/users/gkosta/COUP_Methodology.pdf

Рентгеновский космический телескоп Чандра получил очень глубокое изображение области скопления Туманности Ориона. Почти миллион секунд (838 ks) - это более недели! Это наиболее богатый однородный материал по рентгеновскому изображению нормальных звезд: каталог включает более 1600 источников.

Выпуск 86. 20-30 сентября 2004

astro-ph/0409577 Пыль от сверхновой в далеком квазаре (A supernova origin for dust in a high-redshift quasar)
Authors: R. Maiolino et al.
Comments: To Appear in Nature, September 30, 2004

Как известно, уже на больших красных смещениях наблюдается практически солнечный химический состав вещества. Кроме того наблюдается и межзвездная пыль. Происхождение ее до конца не ясно, однако наиболее очевидным кандидатом являются сверхновые (другой вариант - поздние стадии эволюции звезд).

Майолино и др. исследовали спектр квазара на красном смещении z=6.2. Наблюдения проводились в ИК диапазоне на итальянском телескопе им. Галилея.

Обработка данных показала, что наблюдаемое поглощение прекрасно описывается моделями, в которых пыль порождается сверхновыми типа II, т.е. взрывами массивных звезд.

миниобзор astro-ph/0409722 Вращение и перемешивание в массивных звездах: принципы и неопределенности (Rotation and Mixing in Massive Stars: Principles and Uncertainties)
Authors: Georges Meynet and Andre Maeder
Comments: 12 pages, 4 figures.

Вращение звезды вызывает целый ряд неустойчивостей в ее недрах. При этом изменяется перенос углового момента, ход термоядерных реакций, диффузия различных химических элементов.

В обзоре из первых принципов выводятся и рассматриваются соответствующие уравнения эволюции. Подробно разбирается модель быстро вращающейся звезды с массой 9M_o, экваториальной скоростью вращения 290 км/с и солнечным химическим составом.

обзор astro-ph/0409737 Образование первых звезд во Вселенной (The Formation of the First Stars in the Universe)
Authors: Simon C.O. Glover
Comments: 74 pages, 4 figures, accepted for Space Science Reviews

Этот обзор посвящен вопросам образования первых звезд. Особое внимение в нем уделено трем следующим проблемам:

• образование первых протогалактик и остывание газа внутри них;
• фрагментация облаков остывающего газа;
• сферическая и дисковая аккреция окружающего вещества на протозвезды.

В каждой из тем рассмотрены наиболее интересные результаты последних лет.

каталог astro-ph/0409750 Каталог молодых звездных сверхскоплений в галактике со вспышкой звездообразования M82 (Young Super Star Clusters in the Starburst of M82: The Catalogue)
Authors: V. P. Melo et al.
Comments: 45 pages, 5 figures, 12 tables. Accepted for ApJ

Недавние наблюдения с Хаббловского телескопа показали, что области вспышек звездообразования в галактиках представляют собой большое число компактных молодых звездных скоплений. В данной работе представлен фотометрический каталог подобных скоплений для галактики с очень интенсивным звездообразованием M82. В каталоге приведены 197 молодых звездных сверхскоплений (групп компактных скоплений) в этой галактике. Из наблюдения велись в линии Hα и в четырех широких оптических фильтрах. Размеры скоплений лежат в интервале от 3 до 9 пк, а их массы - от 10⁴ до 10⁶M_o.

Выпуск 85. 13-19 сентября 2004

astro-ph/0409235 Астрометрическое открытие GJ 164B (Astrometric Discovery of GJ 164B)
Authors: Steven H. Pravdo et al
Comments: 14 pages, 6 figs

Маломассивный компонент у карлика GJ 164 спектрального класса M был открыт с помощью астрометрических измерений на ПЗС камере Звездного Планетного Обзора. Компонент получил обозначение GJ 164B. Поскольку параллакс этой системы известен (0.082+/-0.008"), удалось вычислить параметры ее орбиты: P=2.04+/-0.03 года, a=1.03+/-0.03АЕ, суммарная масса системы M=0.265+/-0.020M_o. Массы компонент, соответственно, M_A=0.170+/-0.015M_o и M_B=0.095+/-0.015M_o. На основе этих данных новый компонент отнесен к звездам со спектральным классом M6-8V.

astro-ph/0409246 Дифференциальное вращение F-звезд главной последовательности (Differential rotation of main sequence F stars)
Authors: M. Kueker, G. Ruediger
Comments: 7 pages, 10 figures

Произведен расчет дифференциально вращающейся звезды нулевого возраста (только что вышедшей на главную последовательность) с массой 1.2M_o (спектрального класса F8). Самосогласованный профиль дифференциального вращения получился очень похожим на Солнечный. Максимальная разность скоростей вращения (на экваторе и полюсе) достигалась при периоде 7 дней, т.е. при медленном вращении.

astro-ph/0409362 Расстояние до Плеяд: близкие инфракрасные спектры звезд главной последовательности (The distance to the Pleiades: Main sequence fitting in the near infrared)
Authors: S.M. Percival et al.
Comments: 8 pages. A&A accepted

Астрометрический эксперимент Гиппархос оценил расстояние до Плеяд в 118 пк. Это на 10% меньше "классических" оценок на основе подгонки спектров звезд главной последовательности в этой группе. Чем может быть вызвано подобное расхождение? Автора провели высокоточное сравнение теоретических и наблюдаемых спектров звезд Плеяд в близком ИК-диапазоне и получили оценку расстояния 133.8+/-3 пк. Следовательно, это результаты Гиппархоса имеют 10% точность.

миниобзор astro-ph/0409389 Спектральная классификация после M (Spectral Classification Beyond M)
Authors: S.K.Leggett et al.
Comments: 12 pages including 17 figures

Уже около 10 лет после звезд класса M, которыми раньше все кончалось, идет класс L (инфракрасные звезды), а за ним класс T (коричневые карлики). Сегодня известно уже много объектов этих классов. В обзоре рассмотрены модели атмосфер этих объектов и на этой основе описываются их спектральные свойства.

обзор astro-ph/0409407 Датировка возраста галактик со звездообразованием (Age-Dating of Starburst Galaxies)
Authors: Claus Leitherer
Comments: 16 pages, 6 figures. Invited review talk. To be published in "The Evolution of Starbursts", ed. S. Huettemeister & E. Manthey (Melville: AIP)

Дается обзор методов определения возрастов звездных популяций после вспышке звездообразования.

Выпуск 84. 01-12 сентября 2004

миниобзор astro-ph/0409096 Пояс Гулда, звездообразование и локальная межзвездная среда (The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium)
Authors: Isabelle A. Grenier
Comments: 10 pages, 4 figures

История локальной межзвездной среды и локального (же) звездообразования на расстоянии до нескольких сот парсек и за период в несколько десятков миллионов лет почти полностью определяется поясом Гулда. Автор рассматривает почти все: зоны HI и H₂, образование обычных и массивных звезд, а из последних - рентгеновских источников.

Выпуск 83. 01-31 августа 2004

astro-ph/0408240 Солнечные окрестности: новые близкие звезды на южном небе (The Solar Neighborhood X: New Nearby Stars in the Southern Sky and Accurate Photometric Distance Estimates for Red Dwarfs)
Authors: Todd J. Henry et al.
Comments: 8 pages, accepted to ApJ

Речь идет о следующих звездах: SCR 1845-6357 (спектральный класс M8.5V, расстояние 4.6 пк), двойная система SCR 0630-7643AB (M6.0VJ, 7.0 пк) и SCR 1138-7721 (M5.0V, 9.4 пк). Аббревиатура SCR обозначает SuperCOSMOS RECONS фотометрический обзор, в рамках которого они были обнаружены.

astro-ph/0408320 Эволюция наиболее массивных звезд (Evolution of the Most Massive Stars)
Authors: Andre Maeder er al.
Comments: 10 pages, 8 figures

В статье обсуждается эволюция действительно наиболее массивных звезд, с массами около 100M_o и выше, для которых достигается так называемый ΩΓ-предел, когда звезда перестает быть гравитационно-связанной из-за высокого давления излучения и быстрого вращения. Возможно, такие очень массивные звезды связаны с гамма-всплесками.

astro-ph/0408364 Метод кристаллов: астросейсмология BPM 37093 (The Crystal Method: Asteroseismology of BPM 37093)
Authors: T.S. Metcalfe, M.H. Montgomery, A. Kanaan
Comments: 6 pages, 4 figures

Более 40 лет прошло с момента выхода статьи Эда Салпитера и соавторов в которой они предсказали, что в углеродных и кислородных ядрах наиболее холодных белых карликов может образовываться кристаллическая решетка. Один из возможных вариантов обнаружения таких "кристаллов": по пульсациям карликов. Впервые пульсации достаточно холодного, потенциально кристаллизованного, белого карлика BPM 37093, были зарегистрированы в 1992 году. В 1999 году существование у этой звезды кристаллического ядра было доказано. Остальное в заметке.

обзор astro-ph/0408491 10 главных проблем физики массивных звезд (Top 10 Problems on Massive Stars)
Authors: Cassio Barbosa, Donald Figer
Comments: 21 pages, 11 lists, 107 problems!

Авторы последовательно рассмотрели все эволюционные стадии массивных звезд и отметили 107(!) совсем или до конца не решенных проблем теории эволюции этих объектов. И, конечно, была выделена десятка важнейших.

astro-ph/0408561 Природа переменного источника IRS16SW в галактическом центре (The Nature of the Variable Galactic Center Source IRS16SW)
Authors: D.L.DePoy et al.
Comments: 11 pages, 2 figures. Accepted by ApJ

IRS16SW - яркая переменная звезда, но кривая ее блеска не совпадает ни с кривыми затменных двойных, ни с кривыми блеска других переменных звезд. Может быть IRS16SW относится к теоретически предсказанным, но до сих пор еще не открытым переменным звездам очень большой массы.

Выпуск 82. 01-31 июля 2004

обзор astro-ph/0407459 Эволюция массивных звезд до окончания горения кислорода в центре (Evolution of Massive Stars Up to the End of Central Oxygen Burning)
Authors: Mounib F. El Eid, Bradley S. Meyer and Lih-Sin The
Comments: 46 pages, 15 figures. To be published in ApJ vol 611, August 10, 2004

Последние результаты расчетов эволюции массивных звезд (сетка масс 15, 20, 25 и 30 M_o для солнечного химсостава. Расчеты проведены до очень поздних стадий эволюции - до полного выгорания в центре звезды кислорода. Другие детали расчетов - в самом обзоре.

Выпуск 81. 20-30 июня 2004

astro-ph/0406411 Самые массивные звезды в Местной группе: точное измерение масс звезд в затменных двойных (The Most Massive Stars in the Local Group: Measuring Accurate Masses of Stars in Eclipsing Binaries)
Authors: Alceste Z. Bonanos, Krzysztof Z. Stanek
Comments: Invited contribution, to appear in "Fate of the Most Massive Stars", R. M. Humphreys and K. Z. Stanek, eds, ASP Conference Series

Точные измерения масс звезд возможны только в двойных системах. Причем, даже в случае двойной может быть один важный неопределенный параметр - наклон орбиты к лучу зрения. Ситуация упрощается в затменных двойных: там мы находимся в плоскости орбиты. Именно такие системы дают наиболее точные измерения масс.

В данной статье авторы описывают измерения масс наиболее тяжелых звезд, точнее тех массивных звезд, для которых получены точные данные. Пока рекордсменами являются две звезды с массами более 80 масс Солнца.

astro-ph/0406573 SB9: Девятый каталог орбит спектральных двойных (SB9: The Ninth Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits)
Authors: D.Pourbaix, A.A. Tokovinin et al.
Comments: 6 pages, 6 figures, аccepteв in A&A

Орбиты двойных систем чаще всего определяют двумя способами: для широких визуальных двойных - по изменению расстояния и положения разделенных компонентов, для тесных спектральных двойных - по доплеровскому сдвигу спектральных линий компонентов системы.

Стал доступным девятый каталог орбит спектральных двойных, в нем приведены данные о 2386 двойных звездах.

Распределение спектральных двойных по периодам (в днях):
толстая линия - системы с одним спектром, тонкая - с двумя.

Выпуск 80. (01) - 12-20 июня 2004

astro-ph/0406274 Более информативная картинка Хаббловского глубокого снимка (A more informative picture of the HST Ultra Deep Field)
Authors: Nicholas Wherry, Michael R. Blanton, David W. Hogg
Comments: 3 pages, astro-ph only. If the PS file doesn't properly display (because of a strange arxiv bug), try the PDF version. Code and full resolution JPEG available at http://cosmo.nyu.edu/hogg/visualization/

Авторы переобработали глубокий Хаббловский снимок. Суть заключалась в том, чтобы попытаться создать изображение, способное на реальных устройствах (мониторы, принтеры) передать широкий динамический диапазон исходных цветов. Как пишут авторы, особенно заметно улучшение изображений ярких объектов (например, центральные области ярких галактик). Видны градиент цветов в галактиках, спиральная структура и т.п. Центральные области ярких эллиптических галактик выглядят не белыми, а красными. Кроме того, для изображения далеких галактик (с заметным красным смещением) была использована другая палитра.

Детали можно найти в работе авторов Lupton et al 2004, PASP, 116, 133--137. Саму программу обработки можно скачать.

обзор astro-ph/0406319 Астрофизические джеты и истечения (Astrophysical Jets and Outflows)
Authors: Elisabete M. de Gouveia Dal Pino
Comments: pdf file, 20 pages, 12 figures

Обзор посвященный астрофизическим джетам (в основном гидродинамическим, в отличие от предыдущей статьи astro-ph/0406319). В обзоре рассмотрены следующие темы: наблюдаемый свойства джетов YSO (молодых звездных объектов), AGN, микроквазаров, теория, численное моделирование, природа "узлов" в джетах, распространение джетов, их прецессия, торможение, взаимодействие со средой, "наконечники" джетов (структуры на их дальних концах), влияние магнитных полей, релятивистские джеты, механизмы коллимации и, наконец, нерешенные вопросы.

миниобзор astro-ph/0406373 Расчеты нелинейных звездных пульсаций: Звезды RR Lyrae (Automated Nonlinear Stellar Pulsation Calculations: Applications to RR Lyrae stars. The Slope of the Fundamental Blue Edge and the First RRd Model Survey)
Authors: R. Szabo et al.
Comments: 13 pages, 6 figures, accepted in A&A

В данной статье описана методология расчетов пульсаций звезд и изменения их поведения вдоль эволюционных треков.

Выпуск 79. 01-11 июня 2004

astro-ph/0406017 Длительная история звездообразования в Омега Центавра (The extended star formation history of omega Centauri)
Authors: Michael Hilker et al.
Comments: 4 pages, 3 figures, accepted for publication in Astronomy & Astrophysics (Letters)

Появилось две интересные короткие заметки, посвященные самому большому в Галактике шаровому скоплению Омега Центавра. В первой работе рассказывается о том, как по измерениям металличности звезд удалось определить продолжительность звездообразования в этом скоплении. Разброс звездных возрастов оказался порядка 3 миллиардов лет. Это много. Авторам не удалось определить связан ли разброс с непрерывным звездообразованием в течение этого времени, или же это лишь перерыв между двумя эпизодами звездообразования. Прояснение этого вопроса будет предметов будущей работы.

astro-ph/0406076 Двойная главная последовательность в Омега Центавра (The double main sequence of Omega Centauri)
Authors: L. R. Bedin et al.
Comments: 4 pages, 2 figures, Mem.S.A.It., Milano, 19-23 April 2004, in press

Вторая работа посвящена детальному исследованию распределения звезд Омега Центавра на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. По данным космического телескопа удалось рассмотреть, что главная последовательность двойная. Кроме того, обнаружены дополнительные ветви субгигантов.

В свете предыдущей работы можно поспекулировать, что все-таки было несколько эпизодов звездообразования. Причем металличность новообразующихся звезд была различной, отсюда и сдвиги на диаграмме Герцшпунга-Рассела.

Выпуск 78. 13-31 мая 2004

astro-ph/0405348 Происхождение массивных О-звезд поля: часть I. Поиск скоплений (The Origin of Massive O-type Field Stars. Part I: A Search for Clusters)
Authors: W.J. de Wit, L. Testi, F. Palla, L. Vanzi, H. Zinnecker
Comments: 22 pages, accepted for publication in A&A

Более-менее все знают, что молодые массивные звезды наблюдаются в составе скоплений/ассоциаций (можно даже вспомнить стародавнюю гипотезу Амбарцумяна, которая хоть и была неверна, но привела ко многим интересным результатам). Однако около 20 процентов О-звезд все-таки наблюдают "в поле", т.е. вне скоплений.

Авторы провели поиск возможных слабых скоплений вокруг таких звезд. Для подавляющей части рассмотренных объектов результат оказался отрицательным: скоплений нет. Тем не менее это не означает, что эти массивные звезды возникали по одиночке. Звезды могли быть выброшены из скоплений. Детальному рассмотрению этого вопроса будет посвящена отдельная работа авторов.

Выпуск 77. 01-12 мая 2004

astro-ph/0405054 Нет планет вокруг HD 219542 B (No Planet Around HD 219542 B)
Authors: S.Desidera et al.
Comments: 4 pages, 4 figures, A&A Letters

В 2003 году у звезды HD 219542 B были обнаружены небольшие периодические вариации лучевой скорости, что позволило предположить существование у нее планеты с массой как у Сатурна. Увы, продолжение наблюдений в конце 2003 и в 2004 году показало, что наблюдаемые вариации скорее всего связаны с собственной активностью звезды.

Бывает и так.

миниобзор astro-ph/0405064 Масса, возраст и пространственное распределение звездных скоплений (Mass, Age, and Space Distributions of Star Clusters)
Authors: S. Michael Fall
Comments: 10 pages, 3 figures; latex, uses asp2004.sty. To appear in Formation and Evolution of Massive Young Star Clusters, eds. H.J.G.L.M. Lamers, A. Nota, & L.J. Smith (ASP, San Francisco), 2004

Автор дает обзор по результатам исследований звездных скоплений во взаимодействующих галактиках Антенны. Заметка понятная и интересная. Выделим из нее лишь один сюжет.

Оказывается, распределение скоплений по возрастам во многом определяется темпом разрушения этих объектов. Дело в том, что они довольно слабо связаны гравитационно. Поэтому даже одна массивная звезда за короткую свою жизнь может успеть "выдуть" из скопления достаточную массу межзвездной среды, чтобы система стала гравитационно несвязанной.

Также выскажем короткую идею. Ранее мы писали о работах Мигеля Червино, в частности о работе Statistical Synthesis Models. В ней авторы показали, что в маломассивных скоплениях одна наиболее яркая звезда может доминировать в общем спектре, и что это существенно для интерпретации данных и для моделирования. Разумно предположить, что точно также одна звезда может доминировать в процессе разрушения скопления за счет выметания вещества. Такая ситуация будет приводить к тому, что на малых массах скоплений в распределении числа от возраста будут существенные флуктуации. С одной стороны, скопление может выжить, если в результате флуктуации в нем не появились достаточно массивные звезды, с другой - случайное появление нескольких массивных звезд может разрушить скопление, которое "в среднем" должно было бы жить дольше.

astro-ph/0405111 Первое динамическое определение массы двойного L-карлика (First determination of the dynamical mass of a binary L dwarf)
Authors: H. Bouy et al.
Comments: 16 pages, 7 figures, 6 tables

В классическом ряду спектральных классов звезд O-B-A-F-G-K-M класса L не было. Он появился с созданием нового поколения инфракрасных приемников излучения и соответствующих телескопов. Это самые маленькие (по массе и по размеру), самые тусклые и самые холодные звезды. До сих пор их массы оценивались путем сравнения с теоретическими моделями спектров или другими косвенными путями. Но вот появилось первое динамическое измерение массы классическим способом: по наблюдению компонент двойной системы. Наблюдался двойной L-карлик 2MASSW J0746425+2000321. Наблюдения велись на Хаббловском телескопе и на VLT в течении нескольких лет. Спектральные классы и массы компонент оказались следующими:

N	Сп.класс	Масса [Mo]
1	L0+/-0.5	0.085+/-0.010
2	L1.5+/-0.5	0.066+/-0.006

astro-ph/0405127 Альтаир: Самая яркая звезда типа δ Щита (Altair: The Brightest Delta Scuti Star)
Authors: D.L. Buzasi et al.
Comments: 15 pages, 5 figures, 2 tables

Альтаир (α Орла; α Aql) по своим физическим параметрам лежит внутри полосы пульсационной неустойчивости, которая вызывает колебания звезд типа δ Щита. Однако, до сих пор никакие пульсации у Альтаира не наблюдались. Новые наблюдения, с использованием звездой камеры Wide-Field Infrared Explorer'а показали, что пульсации все таки есть, только их амплитуда очень невелика и составляет всего около 0.001 звездной величины. Более того, в спектре пульсаций Альтаира удалось с уверенностью выделить присутствие по крайней мере семь различных мод колебаний.

Кривая блеска Альтаира: сплошная линия - модельная фурье аппроксимация. Амплитуда блеска дана в тысячных долях звездной величины, шкала времени - в сутках.

Выпуск 75. 12-19 апреля 2004

astro-ph/0404223 Открытие в оптике трех рассеянных скоплений в Галактике (Discovery of three optical open clusters in the Galaxy)
Authors: E.Bica et al.
Comments: 12 pages, 9 figures

По оптическим наблюдениям открыто три новых рассеянных скопления в нашей Галактике: два в созвездии Щита (первое с координатами l=18.44^o и b=-0.42^o, второе - l=19.60^o и b=-1.02^o) и одно в Большой Медведице (l=235.61^o и b=-4.10^o). Возраста этих скоплений оцениваются в 25, 500 и 32-100 млн.лет, а расстояния до них 1.6, 2.2 и 3.9 кпк, соответственно.

Фотографии трех открытых рассеянных скоплений

Выпуск 74. 01-11 апреля 2004

astro-ph/0404004 Фотонные пузыри в молодых массивных звездах (Photon Bubbles in Young Massive Stars)
Authors: N.J.Turner et al.
Comments: 4 pages, 3 figures

Тот факт, что в горячих массивных звездах основной вклад в давление дает излучение, давно и хорошо известен. Но раньше считалось, что фотоны распределены внутри газа равномерно. Однако последние спектроскопические исследования, проведенные в данной статье, показывают что газ в фотосферах горячих молодых O-звезд движется со скоростью около или выше скорости звука. Этот факт можно объяснить, если предположит, что излучение образует внутри фотосферы "пузырьки" фотонного газа.

astro-ph/0404012 Туманность МакНейла в Орионе: история активности (Mc Neil's Nebula in Orion: The Outburst History)
Authors: C.Briceno et al.
Comments: 13 pages, 4 figures, accepted to ApJ Letters

Туманность МакНейла явилась очень интересным открытием зимы этого года. Действительно, любитель астрономии прямо рядом с суперизвестной Туманностью Ориона открыл новый объект! Еще в сентябре 2003 г. никакой туманности там не было, и вот ....

В статье авторы представляют результаты наблюдений туманности на метровом шмидтовском телескопе в Венесуэле. Ряд данных охватывает 5-летний период. Начало вспышки авторы датируют между 28 октября и 15 ноября 2003 г. Обсуждается возможность того, что в случае этой туманности мы имеем дело с фуором (источником типа FU Ori).

миниобзор astro-ph/0404016 Классические звезды T Tauri как источники видимых в оптике истечений с парсековыми масштабами (Classical T Tauri stars as sources of parsec-scale optical outflows)
Authors: F. McGroarty and T.P. Ray
Comments: 13 pages, 11 figures, URL

Небольшой обзор классических молодых звезд, еще не вышедших на главную последовательность, какими являются T Tau. Основной упор делается на истечения вещества из этих объектов. В обзоре представлены подробные сведения о структурах вокруг пяти конкретных объектов: CW Tau, DG Tau, DO Tau, HV Tau C и RW Aur. В статье даны изображения с очень низким качеством, приличные (но большие) фотографии приведены на сайте авторов: www.dias.ie.

astro-ph/0404049 Новые близкие звезды из Ливерпуль-Эдингбурского обзора звезд с высокими собственными движениями (New nearby stars in the Liverpool-Edinburgh high proper motion survey selected by DENIS photometry)
Authors: C. Reyle, A. C. Robin
Comments: 8 pages, 4 figures, accepted in A&A

Продолжается поиск звезд с высокими собственными движениями, проводимый учеными из университетов Липерпуля и Эдинбурга. Очень высокое собственное движение объектов, найденных в данном обзоре, чаще всего объясняется их близостью к Солнцу. О предварительных результатах этого обзора мы писали около года назад. За это время найдено еще 100 звезд удаленных от нас на расстояние меньшее 25 парсек. Все они являются звездами спектрального класса M или белыми карликами. 10 звезд из этой группы лежат на расстоянии 15 парсек или ближе.

astro-ph/0404070 Две программы для изучения эволюции звезд и ядерной астрофизики (Two programs for studying stellar evolution and nuclear astrophysics)
Authors: Theodore Liolios
Comments: 9 RevTex pages, 8 figures.

Эта статья описывает две программы на FORTRAN'е, которые позволяют строить диаграммы Герцшпрунга-Рассела и эволюционные треки отдельных звезд на ней. Программа позволяет задавать такие параметры "рисуемой" звезды, как химсостав (центральный и фотосферный), светимость, эффективную температуру, радиус фотосферы и массу звезды. Сами программы достаточно просты, но снабжены очень большим набором файлов с данными. А за графику отвечает хорошо известный свободно распространяемы пакет программ PGPLOT.

Выпуск 73. 16-31 марта 2004

обзор astro-ph/0403319 Слабые переменные объекты, открытые при сравнении каталогов POSS и SDSS (Variable Faint Optical Sources Discovered by Comparing POSS and SDSS Catalogs)
Authors: B.Sesar et al.
Comments: 59 pages, 26 figures, submitted to AJ

POSS (Palomar Observatory Sky Survey) - оптический каталог (фотометрический и астрометрический) всего неба, повторяющий знаменитый Паломарский обзор. Состоит из двух частей (или двух очередей): POSS I и POSS II.

SDSS (Sloan Digital Sky Survey) - продолжающийся фотометрический и спектральный(!) обзор примерно 1/4 неба, в основном в направлении галактических полюсов. (Слоан - фамилия основателя фонда, финансирующего проведение данного обзора.) Подробнее об этом каталоге см. astro-ph/0403325.

Было проведено сравнение из областей площадью 2000 кв.град из каталогов POSS и 1-й очереди SDSS. В результате этой работы выделено ~60000 переменных объектов. Заметными составляющими этой группы являются квазары и переменные типа RR Лиры. Для квазаров подтверждено характерное время переменности порядка 1 года, для звезд типа RR Лиры показано, что они отслеживают структуру гало Галактики. (Это, конечно, предварительные результаты.)

astro-ph/0403329 Аккреция ветра в двойных системах - I. (Wind accretion in binary stars - I. Mass accretion ratio)
Authors: T.Nagae et al.
Comments: 8 pages, accepted in Astron. Astroph.

Если звезда в тесной двойной системе не заполняет полость Роша, но близка к этому, и, одновременно, обладает мощным звездным ветром, то аккреция может быть достаточно мощной, а ее физика - очень интересной.

В данной работе приведены результаты трехмерного гидродинамического моделирования, проведенные группой японских исследователей. Техническая сторона (собственно само численное моделирование) в статье рассмотрена очень кратко, зато много графических иллюстраций. Особое внимание авторы уделяют вопросу качественному различию структуры потоков при аккреции из ветра (сильное недозаполнение полости Роша), при течении через точку Лагранжа (полость Роша заполнена) и в промежуточных случаях (малое отклонение от полости Роша).

Слева типичная геометрия потока при аккреции из звездного ветра, справа - при заполнении полости Роша.

astro-ph/0403337 Структура и эволюция маломассивных систем типа W UMa (Structure and evolution of low mass W UMa type systems)
Authors: Lifang Li, Zhanwen Han, Fenghui Zhang
Comments: 12 pages, 10 figures, to be published in MNRAS

Системы типа W UMa (W Большой Медведицы - по названию переменной звезды -прототипа данного класса звезд) представляют собой очень тесные двойные звезды. Оба компонента систем этого типа находятся на главной последовательности и оба заполняют свои полости Роша. Вещество в таких системах перетекает от более массивной звезды к менее массивной, но это "в среднем" на очень больших интервалах времени, а на коротких интервалах процесс носит гораздо более сложных циклический характер. Полной теории эволюции систем данного типа до сих пор нет. В данной статье приведено достаточно детальное рассмотрение современного состояния этой проблемы.

Выпуск 72. 01-15 марта 2004

astro-ph/0403297 Эволюционный популяционный синтез для популяций двойных звезд (Evolutionary Population Synthesis for Binary Stellar Populations)
Authors: Fenghui Zhang et al.
Comments: 6 pages, 4 figures

Эволюционный популяционный синтез одиночных звезд используется для моделирования интегральных цветов и спектров галактик, не разрешаемых на отдельные звезды. Для проведения подобного моделирования используются сетки эволюционных треков звезд, рассчитанных специально для подобного применения. Точности подобных треков очень велики, они достигают десятых долей процента. Но при проведении подобного синтеза всегда стоял вопрос, не внесут ли тесные двойные звезды, которых в галактиках по крайней мере десять процентов, существенную погрешность.

Теперь на него получен положительный ответ. Учет популяций двойных звезд делает интегральные цвета и спектры галактик заметно более голубыми. Интерпретация этих данных в рамках только одиночных звезд приводит к завышению возрастов и металличности популяций.

Вывод: придется учитывать и двойные, а это гораздо труднее.

обзор astro-ph/0403306 Вековая эволюция компактных двойных с учетом иррадиации (Long-term evolution of compact binaries with irradiation feedback)
Authors: A. Buning and H. Ritter
Comments: 19 pages, 24 figures, accepted by A&A

В маломассивных тесных полуразделенных двойных системах с одним компактным компонентом очень существенны процессы иррадиации - облучения нормально звезды (донора) излучением, возникающим в процессе аккреции вещества на компактный объект. Излучение, падающее на поверхность нормальной компоненты, может на несколько порядков превосходить собственную светимость звезды. В результате возникает самоподдерживающаяся аккреция, которая идет в существенно более высоком темпе, чем могла бы обеспечить термоядерная эволюция звезды. При этом возможен как стационарный, так и циклический режим, при котором вещество выпадает на компактный объект порциями и вызывает вспышки жесткого излучения. Именно последняя, наиболее богатая эффектами ситуация, подробно рассматривается в данном обзоре.

Выпуск 70. 16-22 февраля 2004

astro-ph/0402334 Модели звезд гало с экстремально низкой металличностью (Models for extremely metal-poor halo stars)
Authors: A. Weiss et al.
Comments: submitted to Astron. Astrophys., 9 pages, 3 figures

В гало нашей Галактики наблюдаются звезды с очень малым содержанием элементов тяжелее гелия. В этих объектах наблюдается некоторое количество углерода и азота, что необходимо как-то объяснять. Существуют две модели. В первой из них звезды формируются "чистыми", а углерод и азот нарабатывабтся во время гелиевых вспышек в ядре. Во второй, некоторое количество тяжелых элементов изначально входит в состав звезды из-за того, что протозвездное вещество было обогащено взрывом близкой сверхновой.

Авторы детально моделируют эволюцию звезды HE0107-5240 и приходят к выводу, что вторая модель лучше описывает наблюдения.

astro-ph/0402354 Астросейсмология звезды ню Эридана, переменной типа бета Цефея: интерпретация и приложение к спектру осцилляций (Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani: Interpretation and applications of the oscillation spectrum)
Authors: A. A. Pamyatnykh et al.
Comments: 8 pages, 7 figures, accepted in MNRAS

После того, как основные теоретические проблемы гелиосейсмологии были успешно решены, методы наблюдений разработаны и опробованы, и финансирование данного направления исследований сократилось, часть исследователей обнаружили, что все эти методы можно применять и к наиболее ярким звездам. Так возникла астросейсмология.

У звезды ν Eri, являющейся переменной типа β Cephei, наблюдается самый богатый спектр колебаний.

Спектр интерпретируется в терминах нормальных мод колебаний звезды. Данные о том, какие из возможных мод колебаний возбуждены, а какие нет, позволяют построить "сейсмическую" модель этой звезды. Наблюдающееся расщепление дипольных мод позволяет сделать заключение о скорости вращения ядра звезды.

Выпуск 69. 08-15 февраля 2004

обзор astro-ph/0402186 Спектральная классификация и эффективные температуры L и T-карликов на основе спектров в близком ИК (Spectral Classification and Effective Temperatures of L and T Dwarfs Based of Near-Infrared Spectra)
Authors: T.Nakajima, T.Tsuji and K.Yanagisawa
Comments: 31 pages, 6 figures.

Для самых маленьких звезд, которые одновременно являются самыми тусклыми и холодными, и тем более для коричневых карликов, в которые термоядерные реакции вообще не идут, не хватает обычной спектральной классификации, заканчивающейся звездами класса M. В нее сначала был добавлен новый спектральный класс L, а затем класс T. Спектральная классификация в этой области основана на анализе наблюдений в ближнем инфракрасном диапазоне.

В данном обзоре по данным инфракрасного спутника Subaru определяются критерии классификации звезд на подклассы: от L0 до L9 и от T0 до T8.

astro-ph/0402207 Эффективная температура горячих звезд: Ранние O-звезды (The Effective Temperatures of Hot Stars II. The Early-O Types)
Authors: Miriam Garcia and Luciana Bianchi
Comments: 38 pages, 9 figures, 4 tables, accepted for ApJ

По определению, эффективная температура, это температура такого абсолютно черного тела, которое при тех же размерах и форме дает излучение такой же мощности, что и данное реальное тело.

У самых горячих звезд, относящихся к спектральным классам O3-O4, максимум излучения лежит уже за пределами оптического диапазона. Для определения эффективной температуры таких звезд приходится привлекать их спектральные наблюдения в ультрафиолетовом и далеком ультрафиолетовом диапазонах. Исследования показали, что эффективные температуры звезд спектральных классов O3-O4 лежат в интервале 39 000-41 000 K для карликов и около 37 500 K для сверхгигатнов. Эти величины примерно на 20% меньше использовавшихся ранее.

Выпуск 68. 01-07 февраля 2004

astro-ph/0402015 UYSO 1 - очень молодой массивный звездный объект (UYSO 1 - An Extremely Young Massive Stellar Object)
Authors: J. Forbrich et al.
Comments: 4 pages, 1 figure. (Co)authored by members of the MPIfR (Sub)millimeter Astronomy Group. To appear in the Proceedings of the 4th Cologne-Bonn-Zermatt-Symposium "The Dense Interstellar Medium in Galaxies" eds. S. Pfalzner, C. Kramer, C. Straubmeier, & A. Heithausen (Springer: Berlin)

Наблюдать рождение звезд не очень просто, т.к. на этой стадии звезды погружены в газопылевые оболочки. Достаточно эффективны наблюдения в миллиметровом диапазоне. Именно в ходе таких исследований авторы обнаружили источник, который обозначили UYSO 1: Unidentified Young Stellar Object 1. По всей видимости это молодая массивная (несколько десятков масс солнца вместе в оболочкой) протозвезда. С ней связан мощный молекулярный выброс (см. рисунок).

astro-ph/0402094 Десятка лучших аналогов Солнца из библиотеки ELODIE (The Top Ten solar analogs in the ELODIE library)
Authors: C. Soubiran, A. Triaud
Comments: 12 pages, accepted in A&A

ELODIE - это библиотека подробных звездных спектров. Проанализировав ее данные, авторы выделяют десятку звезд, наиболее похожих на Солнце. Первое место осталось за HD 146233 - это самый близкий аналог Солнца. Добавились и новые, до этого неисследованные звезды. Существенно, что в выборку попали две звезды с планетами: HD095128 и HD186427.

Выпуск 67. 26-31 января 2004

astro-ph/0401499 Эволюция Млечного пути с самых ранних этапов: ограничения на звездный нуклеосинтез (The evolution of the Milky Way from its earliest phases : constraints on stellar nucleosynthesis)
Authors: Patrick Francois et al.
Comments: 20 pages, 10 figures, submitted to A&A

Можно рассматривать динамическую эволюцию нашей галактики, можно рассматривать спектральную эволюцию, а можно и химическую (см. обзор в статье astro-ph/0401538). Со временем химический состав галактики постоянно меняется в сторону увеличения доли тяжелых элементов за счет синтеза в звездах. За счет звездных ветров и взрывов вещество попадает в межзвездную среду, затем в звезды нового поколения и т.д.

В этой работе авторы моделируют химическую эволюцию Млечного Пути, используя новые данные по эволюции массивных звезд и по сверхновым типа Ia. Затем результаты модели сравниваются с данными наблюдений. Для сравнения использованы самые новые данные (особенно по Солнечной окрестности). На основании сравнения авторы делают выводы как о параметрах моделей эволюции звезд и производства в них элементов, так и об истории нашей Галактики. Например, ис трех рассмотренных моделей сверхновых только одна без модификаций дает приемлемые результаты.

astro-ph/0401571 VLA 3.6cm обзор галактических звезд Вольфа-Райе (A Very Large Array 3.6cm continuum survey of Galactic Wolf-Rayet stars)
Authors: C. Cappa et al.
Comments: Comments: 21 pages, Latex, 21 postscript figures, to be published in The Astronomical Journal, May 2004

На прошлой неделе мы писали о теории нетеплового радиоизлучения массивных звезд. А вот данные наблюдений. На VLA на длине волны 3.6 см авторы отнаблюдали 34 галактических звезды Вольфа-Райе. От 15 из них было зарегистрировано нетепловое радиоизлучение (для 13 из них - впервые), еще 5 источников являются возможными кандидатами.

astro-ph/0401638 Наблюдения покрытий звезд Луной в инфракрасном и оптическом диапазонах на полуторометровом телескопе в Calar Alto для измерения диаметров звезд и обнаружения новых двойных систем (Infrared and visual lunar occultations measurements of stellar diameter and new binary stars detections at the Calar Alto 1.5m telescope)
Authors: O. Fors et al.
Comments: 15 pages, 3 figures, LaTeX, uses aa.cls. Accepted for publication in A&A

По наблюдениям покрытия звезд Луной можно определять их диаметры! Об этом были популярные статьи на русском (см. например, работу Е. Трунковского).

В данной статье представлены результаты примерно 40 наблюдений. Для двух гигантов (30 Psc и V349 Gem) удалось достаточно точно измерить диаметры. Также были обнаружены очень тесные двойные (SAO 164567, SAO 78258 и AG+24 788) с расстояние между компонентами всего лишь 0.006 угловых секунды.

Выпуск 66. 19-26 января 2004

astro-ph/0401350 Разгадывая происхождение бурых карликов (Unraveling Brown Dwarf Origins)
Authors: Ray Jayawardhana
Comments: 3 pages, no figures, Science, 303, 322 (2004 January 16 issue)

Маленькая популярная статья для журнала Science. Бурые (коричневые) карлики занимают размытую полосу между маломассивными звездами и планетами. Похоже, что эти объекты типичны как в окрестностях Солнца, так и в областях звездообразования. Их происхождение все еще обсуждается. Некоторые астрономы предполагают, что бурые карлики это "звездные эмбрионы", выброшенные из новорожденных кратных звездных систем. Другая гипотеза: они формируются как обычные звезды, в результате фрагментации коллапсирующих газовых облаков.

astro-ph/0401360 О недавней истории звездообразования в диске Млечного Пути (On the recent star formation history of the Milky Way disk)
Authors: R. de la Fuente Marcos, C. de la Fuente Marcos
Comments: 38 pages, 11 figures.

Объемная и подробная работа: авторы пытаются восстановить детальный (с шагом 50 млн. лет) вид функции звездообразования в диске нашей Галактики за последние 2 млрд. лет по распределению возрастов рассеянных скоплений. Строго однозначного результата не получилось, но, что очень интересно, видна некоторая цикличность с периодом около 400 млн. лет.

Реконструкции истории Галактики на бОльших временах по шаровым скоплениям посвящена статья astro-ph/0401366.

astro-ph/0401376 Нуклеосинтез, реионизация и функция масс первых звезд (Nucleosynthesis, Reionization, and the Mass Function of the First Stars)
Authors: Jason Tumlinson et al.
Comments: submitted to ApJ

Во многих популярных на сегодняшний день моделях первое поколение звезд представлено очень массивными объектами (140 масс солнца и больше). Авторы данной статьи пытаются продемонстрировать, что можно обойтись без введения столь массивных звезд. А именно. Они показывают, что данные по содержанию элементов в звездах гало нашей Галактики можно объяснять результатом жизнидеятельности звезд нормальных масс. А также, что данные, полученные WMAP, по реионизации (или, как еще говорят, вторичной ионизации) Вселенной описываются без привлечения очень массивных звезд.

Авторы предлагают ограничиться функцией масс, простирающейся от 10-20 масс Солнца до примерно 120 солнечных масс.

astro-ph/0401385 Поиск переменных звезд в центральной части шарового скопления M22 (Searching for Variable Stars in the Central Part of the Globular Cluster M22)
Authors: P.Pietrukowicz, J. Kaluzny
Comments: 10 pages, 4 figures, Acta Astronomica v.53, p.371 (2004)

Авторы сделали попытку найти переменные звезды в центре шарового скопления M22 по серии фотографий с Хаббловского телескопа. Попытка оказалась успешной: были найдены 11 переменных звезд из которых 8 - новые. Пять звезд определенно являются затменными двойными, а одна относится к типу SX Phe. Ниже показаны область поиска и кривые блеска найденных переменных звезд.

astro-ph/0401389 Нетепловое радиоизлучение от одиночных горячих звезд (Non-thermal radio emission from single hot stars)
Authors: S. Van Loo, M.C. Runacres, R. Blomme
Comments: 9 pages, 4 figures.

Авторы разработали теоретическую модель нетеплового излучения от одиночной горячей звезды. Оно порождается при взаимодействии ее мощного ветра с межзвездным веществом. Модель описывается всего пятью параметрами.

Далее модель была применена к высококачественным наблюдениям звезды Cyg OB2 No. 9 (спектрального класса O5 If). Такое сравнение позволило определить некоторые из параметров модели:

• ударная волна удалена от звезды на расстояние от 500 до 2200 ее радиусов;
• сама волна достаточно слабая (вещество в ней сжимается менее, чем в 3 раза).

Ну и, конечно, полученные результаты обсуждаются.

Выпуск 65. 12-19 января 2004

astro-ph/0401141 Нецентральное зажигание углерода в быстровращающихся аккрецирующих Углеродно-кислородных белых карликах (Off-Center Carbon Ignition in Rapidly Rotating, Accreting Carbon-Oxygen White Dwarfs)
Authors: Hideyuki Saio and Ken'ichi Nomoto
Comments: 7 pages, 4 figures

Термоядерное горение белого карлика вызывает взрыв сверхновой типа Ia. Начинается этот процесс в самых плотных слоях звезды: в ее центре. Это утверждение совершенно верно для невращающихся, сферически симметричных карликов. Оно остается верным при медленном и умеренно быстром их вращении. Но когда скорость вращения на экваторе становится сравнимой с Кеплеровой, ситуация меняется: горение может начаться не в центре звезды, а на некотором расстоянии от него.

Кроме того быстро вращающиеся белые карлики дольше не загораются. Из этого авторы работы делают вывод, что слияния двойных белых карликов не должны приводить к сверхновым Ia (т.е. такие сверхновые порождаются из медленно вращающихся белых карликов в тесных системах с нормальными компаньонами).

Смотрите, также, статью на связанную тему "Explosion models for thermonuclear supernovae resulting from different ignition conditions" (astro-ph/0401230).

astro-ph/0401192 Открытие компаньона двойной системы в виде очень холодного белого карлика (Discovery of an Ultracool White Dwarf Companion)
Authors: J. Farihi
Comments: 26 pages, 9 figures, 3 tables, accepted to ApJ

У белого карлика GD392 (теперь GD392A) открыт второй компаньон - очень холодный белый карлик с низкой светимостью. Второй компаньон, названный GD392B, находится от первого на расстоянии 46", их связь была установлена по одинаковым собственным движениям. Новый белый карлик действительно очень холодный: результаты BVRIJHK фотометрии показали наличие в его спектре абсорбционной детали, вызываемой молекулярным(!) водородом H₂. Сегодня известно уже несколько подобных белых карликов, но GD392B первый, входящий в двойную систему.

каталог astro-ph/0401217 Обзор переменных звезд северного неба: открытая версия (Northern Sky Variability Survey (NSVS): Public data release)
Authors: P.R.Wozniak et al.
Comments: accepted for AJ

Обзор переменных звезд северного неба (The Northern Sky Variability Survey =NSVS) построен по результатам автоматического телескопа ROTSE-I - первого "ловца" гамма-всплесков. Каталог содержит переменные наблюдения звезд северного неба (и части южного вблизи экватора) от 8 до 15.5 звездной величины. Всего в каталоге примерно 14 000 000 объектов, на каждый из которых приходится от 100 до 500 наблюдений (в каталог вошли наблюдения за 1 год). Каталог доступен в Интернет на портале Sky Database for Objects in Time-Domain (SkyDOT, http://skydot.lanl.gov) Лос-Аламосской Национальной Лаборатории.

Выпуск 64. 01-11 января 2004

astro-ph/0401004 Столкновения звезд в результате взаимодействия двойных и одиночных объектов (Stellar Collisions During Binary-Binary and Binary-Single Star Interactions)
Authors: J. M. Fregeau, P. Cheung, S. F. Portegies Zwart, F. A. Rasio
Comments: Submitted to MNRAS; 28 pages, 22 figures, 7 tables

Среди звезд встречаются достаточно любопытные экземпляры, которые не объясняются стандартными сценариями образования и эволюции звезд. Например, температура или радиус звезды могут несоответствовать ее массе. Одно из возможных объяснений связано с тем, что объект испытал "встряску", например из-за сильного взаимодействия с другой звездой.

Авторы моделируют эволюцию звезд в плотных скоплениях, где источники распределены настолько тесно, что происходят столкновения. Причем, если во взаимодействие вовлечена двойная система, то велика вероятность слияния нескольких звезд. При этом образуются объекты радиусами в 2-30 раз больше, чем у нормальной звезды главной последовательности (для той же массы).

astro-ph/0401056 Кольца в гало планетарных туманностей (Rings in the Haloes of Planetary Nebulae)
Authors: R.L.M. Corradi et al
Comments: 10 pp., 4 figs, accepted by A&A main journal

Авторы данной работы предприняли поиск кольцевых (и дугообразных) структур в планетарных туманностях. И нашли их! У восьми объектов. Теперь таких туманностей стало втрое больше. Наличие таких структур указывает, что переменность звездного ветра в планетарных туманностях на временных шкалах от 100 до 1000 лет, гораздо более частое явление для звезд вблизи конца асимптотической ветви гигантов (на диаграмма Герцшпрунга-Рассела), чем полагалось ранее. Число таких систем должно составлять примерно 35%.

Негативные изображения четырех из восьми туманностей, у которых найдены кольцевые структуры. Слева - исходные негативы, в центре и справа изображения, повергнутые специальной обработке, на которых хорошо видны кольца.

Выпуск 63. 16-31 декабря 2003

миниобзор astro-ph/0312378 Вспышки и корональные структуры у звезд (Stellar Flares and Coronal Structure)
Authors: M. Guedel (PSI, Switzerland)
Comments: 10 pages, 13 figures, proceedings of IAU Symposium 219

Мы хорошо знаем Солнечные вспышки и процессы в короне Солнца. Очевидно, что подобные процессы идут и в других звездах, подобных Солнцу, просто их гораздо труднее наблюдать. Труднее, но уже можно. В данной работе приведены данные о корональных и вспышечных структурах у других звезд, полученные во время их затмений и по интерферометрическим наблюдениям. Обзор хорошо проиллюстрирован.

astro-ph/0312382 "Озирис" (HD209458b), испаряющаяся планета ("Osiris" (HD209458b), an evaporating planet)
Authors: Alfred Vidal-Madjar & Alain Lecavelier des Etangs (IAP)
Comments: 8 pages, 7 figures

Наблюдения прохода планеты по диску звезды HD209458 солнечного типа показали удивительную картину. Размер планеты равен 4.3R_J, что превышает размер радиуса Роша для этой планеты, составляюший 3.6R_J. Это означает, что планета теряет свои внешние слои. Этот факт подтверждают и измерения лучевых скоростей, регистрирующие поток вещества с относительной скоростью -130 км/с (знак минус означает движение к нам), т.е. выше скорости убегания от планеты.

Этому же объекту посвящена статья astro-ph/0312384 того же научного коллектива "Темп испарения горячих Юпитеров и образование Хтонианских планет".

Выпуск 62. 01-15 декабря 2003

astro-ph/0312113 Вращение Be-звезд: насколько близко к критическому? (Be-star rotation: how close to critical?)
Authors: Richard H.D.Townsend et al.
Comments: 8 pages, 3 figures, submitted to MNRAS

Авторы указывают, что при оценках скоростей экваториального вращения Be-звезд не учитывалось гравитационное потемнение их экваториальных областей. Это приводило к систематическому занижению скоростей их вращения.

astro-ph/0312297 Вспышки от мала до велика: рентгеновская спектроскопия Проксимы Центавра с обсерватории XMM-Ньютон (Flares from small to large: X-ray spectroscopy of Proxima Centauri with XMM-Newton)
Authors: M. Guedel et al.
Comments: 20 pages, 11 figures, 2 tables, Accepted for A&A

Орбитальная обсерватория XMM-Ньютон провела наблюдения ближайшей к нам звезды, карлика спектрального класса M, Проксимы Центавра. Была обнаружена очень большая переменность коронального рентгеновского излучения. Светимость звезды в диапазоне энергий 0.15-10 кэВ менялась от 3.9x10²⁸ до 1.5x10³² эрг/с. Вспышки на этой звезде, вероятно, чем-то похожи на Солнечные.

Сравнение корональный петель на Проксиме Центавра и на Солнце.

Другая статья той же научной группы astro-ph/0312267 посвящена моделированию рентгеновского излучения от вспышек на ближайшей к нам звезде.

Выпуск 61. 16-30 ноября 2003

astro-ph/0311525 Расстояния до цефеид по данным инфракрасной интерферометрии - I. Наблюдения семи галактических цефеид на VINCI/VLTI (Cepheid distances from infrared long-baseline interferometry - I. VINCI/VLTI observations of seven Galactic Cepheids)
Authors: P. Kervella et al.
Comments: 16 pages, 12 figures, submitted to Astronomy & Astrophysics

Определены расстояния до семи галактических близких цефеид (все это звезды, видимые невооруженным глазом). Использовалась интересная методика. Во-первых для всех семи звезд был непосредственно измерен угловой диаметр, для четырех даже удалось непосредственно измерить пульсации. Теперь, зная как изменяется угловой диаметр можно определить расстояние модифицированным методом Бааде-Весселинка.

astro-ph/0311552 Новые планетарные туманности в северной части галактической плоскости (New Planetary Nebulae in the Northern Galactic Plane)
Authors: Panayotis Boumis, Myfanwy Bryce
Comments: 4 pages, 1 figure; to appear in Asymmetric Planetary Nebulae III, eds. M. Meixner, J. Kastner, N.Soker and B. Balick (ASP Conf. Ser.)

Описывается поиск новых планетарных туманностей в балдже Галактики. Открыто много новых объектов. Большая часть планетарных туманностей (60 процентов) имеют круглую форму, 31 процент - эллиптическую, 9 - биполярную (см. рисунок).

Разные морфологические классы планетарных туманностей.

astro-ph/0311580 Эволюция и нуклеосинтез в первичных звездах малой массы (Evolution and nucleosynthesis of primordial low mass stars)
Authors: I. Picardi et al.

Открытие маломассивной звезды "почти первого поколения" HE0107-5240 вызвало интерес к эволюции и ходу ядерных реакций в подобных звездах с очень бедным химическим составом (Z=10^-6). Именно этому вопросу посвящена данная статья.

astro-ph/0311606 FU Ориона двойная звезда? (FU Orionis: A Binary Star?)
Authors: Hongchi Wang et al
Comments: 10 pages, 2 figures, to be published in ApJ Letters

"В 1936 г. произошло замечательное событие: слабая звездочка 16-й звездной величины за несколько месяцев плавно увеличила свои блеск примерно в 150 раз и с тех пор наблюдается как звезда 10-й звездной величины, не изменяя блеска. Ее спектр характерен для сверхгиганта спектрального класса F5 или G3. Такое возгорание звезды - событие само по себе важное. Однако в данном случае его значение усиливается. Одновременно со звездой появилась находящаяся от нее на некотором расстоянии диффузная светлая туманность, которая до тех пор была невидима. Своей вспышкой звезда осветила туманность. Таким образом, не может быть сомнения в том, что звезда разгорелась, а не вышла из-за туманного облака, скрывавшего ее от наблюдателя.

Звезда получила название FU Ориона, а подобные ей звезды, которых теперь открыто еще две [Ред.: сегодня уже больше.], названы фуорами."

В.П.Цесевич "Переменные звезды и их наблюдение", 1980.

Наблюдения авторов на 3.6 метровом телескопе с адаптивной оптикой показали, что слабая красная звездочка, расположенная на расстоянии 0.5" является, по-видимому, компаньоном переменной звезды FUљОриона. (Наблюдения велись в ближнем ИК-диапазоне в котором компаньон на четыре звездные величины слабее основной звезды.) Таким образом, возможно прототип целого класса переменных звезд оказался двойным.

Однако, окончательной ясности здесь пока нет.

Выпуск 60. 01-15 ноября 2003

обзор astro-ph/0311019 Первые звезды (The First Stars)
Authors: Volker Bromm, Richard B. Larson
Comments: 38 pages, 10 figures

Это статья года: каждый год в свет выходит небольшой том Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics (Ежегодные Обзоры). Каждый такой том состоит из нескольких достаточно объемных (40-60 стр.) обзоров написанных самыми квалифицированными астрономами по различным вопросам астрофизики. В этот том не попадают самые новые результаты, но каждый обзор в Annual Reviews подводит некоторый (может быть промежуточный) итог проблемам, волновавших астрофизиков в последние несколько лет.

Тема данного обзора - первые звезд - и все сказанное выше относится к нему напрямую. Вот некоторые рассматриваемые в нем вопросы: как коллапсируют и дробятся облака бедного металлами межзвездного газа? Какие начальные условия образования для звезд Популяции III предсказывают современные космологические модели? Как распределены первые звезды по массам? Сколько среди них будет массивных (очень массивных) и, наоборот, маломассивных, которые могли бы дожить на нашей эпохи? Может ли происходить засорение первых звезд металлами из окружающей среды на более поздних этапах? Как можно проверить предсказания теории по наблюдениям объектов на больших красных смещениях и в нашей окрестности?

Версию обзора с фотографиями высокого разрешения можно посмотреть на сайте авторов.

astro-ph/0311085 Контактные двойные типа W UMa как индикаторы расстояния (Contact binary stars of the W UMa type as distance tracers)
Authors: Slavek M. Rucinski
Comments: 7 pages, 5 figures.

Контактные двойные звезды типа W Большой Медведицы состоят из двух слабо проэволюционировавших звезд, каждая из которых заполняет свою полость Роша. В таких системах орбитальный период, размеры орбиты, радиусы, светимости и температуры звезд перестают быть независимыми параметрами. Тогда измерив период системы, ее блеск и цвет (температуру) мы можем определить абсолютную светимость двойной системы, а сравнив эту величину с регистрируемым на Земле потоком - определить расстояние до звезды. Этот метод похож на определение расстояния по пульсирующим переменным звездам (Цефеидам и звездам типа RR Лиры), роль пульсаций в нашем случае играет орбитальное движение.

Системы типа W UMa достаточно яркие (M_V<+3) и достаточно многочисленные, что позволит широко использовать предложенный метод для измерения расстояний в нашей Галактике.

astro-ph/0311087 Случайность и SDSS: открытие самой большой планетарной туманности (Serendipity and the SDSS: Discovery of the Largest Known Planetary Nebula on the Sky)
Authors: Paul C Hewett et al.
Comments: 12 pages including 4 figures. ApJ Letters in press

В данных Слоановского цифрового обзора неба обнаружен объект, который возможно является самой близкой и самой большой (угловой размер) планетарной туманностью (см. фото).

Это далеко не самая красивая планетарная туманность. Левый снимок получен в линии водорода (Аш Альфа)+линии однократно ионизованного азота. Правый - в линии двухкратно ионизованного кислорода. Размер фото примерно 0.8 градуса. Изображени получены на телескопе Исаака Ньютона. На правом снимке кружком отмечено положение белого карлика.

Исследование снимков SDSS показало наличие области ионизованного газа размером более двух градусов на достаточно большой галактической широте (+48 градусов). Вблизи был обнаружен горячий белый карлик PG 1034+001. Дополнительные исследования были проведены на телескопе Исаака Ньютона. Морфология области и присутствие белого карлика указывают на то, что это может быть планетарная туманность. Если расстояние до туманности порядка 100-200 пк, то ее линейный размер порядка 3.5-7 пк. Возраст туманности можно определить лишь очень примерно в 100 000 лет.

Туманность получила наименование Hewett 1. Расстояние до белого карлика определено лишь по спектру и потоку. Оно оказывается равным примерно 155 пк. Необходимы прямые параллактические измерения.

astro-ph/0311107 Внегалактическое происхождение группы Арктура (The Extragalactic Origin of the Arcturus Group)
Authors: Julio F. Navarro et al.
Comments: submitted to ApJL

Возможно, что Арктур и некоторые другие яркие звезды образовались не в нашей Галактике. Звучит немного странно, но на самом деле ничего удивительного в такой возможности нет, наша Галактика постоянно поглощает других членов Местной группы, а кроме того возможна аккреция газа на Галактику. При этом в Галактике появляются звезды-приемыши. Такие группы звезд выделяются прежде всего по своим кинематическим характеристикам (они вращаются по "странным" орбитам, нетипичным для звезд, образовавшимся в нашей Галактике). Кроме того, могут быть любопытные отклонения в химическом составе (как правило в сторону меньшей металличности).

Группа Арктура давно была заподозрена в нетипичности из-за ее кинематических свойств и низкой металличности. Авторы провели новый анализ, который укрепил подозрения в том, что эти звезды образовались не в Млечном Пути. Однако, как отмечают сами авторы, необходимы дальнейшие более детальные исследования.

На рисунке ниже (не имеющем прямого отношения к данной статье) показано поглощение Млечным Путем одной галактики.

Рисунок с сайта http://astro.u-strasbg.fr/images_ri/canm-e.html. Млечный путь разрывает самую близкую галактику. Видно кольцо, образованное из ее вещества.

astro-ph/0311165 Внегалактическая гравитационно связанная сверхтуманность (An extragalactic supernebula confined by gravity)
Authors: J. L. Turner et al.
Comments: Nature, 423, 621-623 (2003)

Авторы представляют результаты ИК наблюдений молодого формирующегося сверхскопления в карликовой галактике NGC 5253. Скопление содржит около 5000 массивных О-звезд (всего звезд там около миллиона). Важным открытием является то, что газ в скоплении является гравитационно связанным, т.е. мощный ветер молодых звезд еще не "выдул" его.

См. также статью Watching the Birth of Super Star Clusters, являющуюся более популярным изложением оригинальной статьи.

каталог astro-ph/0311196 Каталог звезд класса O в нашей Галактике (A Galactic O-Star Catalog)
Authors: J. Maiz-Apellaniz et al.
Comments: 76 pages, 13 tables, 3 figures.

Звезды спектрального класса O - самые массивные, горячие и яркие звезды главной последовательности. В каталог входят 378 О-звезд с аккуратной спектральной классификацией. Эта выборка полна до восьмой звездной величины в фильтре V и содержит много более слабых объектов.

On-line версия каталога доступна по адресу: http://www.stsci.edu/~jmaiz/GOSmain.html.

Выпуск 59. 19-31 октября 2003

astro-ph/0310860 Указания на существование фундаментального предела на массу звезды по данным об образовании звезд в скоплениях (Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation)
Authors: Carsten Weidner, Pavel Kroupa
Comments: MNRAS, accepted, 6 pages

Не наблюдаются звезды с массой более примерно 150 масс Солнца. Тому может быть два объяснения: или есть фундаментальный предел, т.е. звезды более высоких масс не образуются, или же просто массивные звезды слишком редки, чтобы нам могло повезти увидеть такого "зверя". Проанализировав данные наблюдений, авторы приходят к выводу о том, что предел все-таки существует (если только с функцией масс не происходит что-то совсем удивительное в диапазоне самых тяжелых звезд).

Выпуск 58. 01-17 октября 2003

обзор astro-ph/0310003 Моделирование конвекции в ядрах A-звезд: дифференциальное вращение и овершутинг (Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting)
Authors: Matthew Browning et al.
Comments: 48 pages, 16 figures, Accepted to ApJ. http://lcd-www.colorado.edu/~brownim/core_convectsep24.pdf

Название этой работы полностью описывает то, что в ней было сделано. Однако надо дать некоторые пояснения:

• Звезды типа A несколько более массивные, чем Солнце, и обладают конвективными ядрами.
• Все расчеты велись для звезд с массой 2M_o, но для разных скоростей их вращения.
• Расчеты велись с помощью трехмерного кода, поскольку полноценное моделирование конвекции можно провести только в трех измерениях.
• Ядра маломассивных звезд (в том числе и Солнца) вращаются заметно быстрее, чем их поверхностные слои.
• Овершутинг (overshooting) - явление, когда конвективные ячейки "по инерции" проникают в области (выше или ниже конвективного слоя), которые уже являются конвективно устойчивыми.

Полученные при моделировании карты радиальных скоростей (Vr) и соответствующих температур (T) для двух глубин (0.10 и 0.16 радиуса звезды) для двух моделей.

Выводы автора таковы:

1. Внутри конвективных ядер наблюдается заметная дифференциальность вращения.
2. Расчеты показывают заметный овершутринг.
3. Во внешней радиативной оболочке звезды оказываются неустойчивыми и достигают больших амплитуд возмущения, порождаемые вихрями и гравитационными волнами в конвективном ядре.

"фотогалерея" astro-ph/0310031 Морфогенез звездных потоков в приложении к планетарным туманностям (On the morphogenesis of stellar flows - Application to planetary nebulae)
Authors: Daniel da Rocha, Laurent Nottale
Comments: 12 pages, 78 small figures

Планетарная туманность образуется на последних стадиях эволюции звезд промежуточных масс, когда они сбрасывают остатки своей оболочки и оголяют ядро - горячий белый карлик. Какую форму может иметь планетарная туманность? Это определяется геометрией истекающего потока: он может быть сферически-симметричным, дискообразным, иметь вид пары противоположно направленных конусов (широких, средних или узких) или джетов. Возможно, также, сочетание различных типов истечения. Кроме того вид туманности на небе зависит от того с "какой стороны" мы на нее смотрим.

Классификация форм планетарных туманностей

Еще одна близкая по теме статья: astro-ph/0310269
Hans-Reinhard Muller et al. Влияние межзвездной среды на форму планетарных туманностей (Influence of the Interstellar Medium on the Shaping of Planetary Nebulae).

astro-ph/0310043 Две новых тесных двойных в планетарных туманностях южного полушария (Two New Close Binary Central Stars of Planetary Nebulae from a Critically Selected Southern Hemisphere Sample)
Authors: Todd C. Hillwig
Comments: 4 pages, 4 figures

У двух планетарных туманностей на южном небе - NGC 6026 и NGC 6337 - по результатам длительной и точной фотометрии обнаружена периодичность: 0.26 и 0.17 дня, соответственно. Наличие такой переменности, величина и постоянство периода являются прямыми указаниями на то, что ядра этих туманностей - тесные двойные системы, состоящие из белых карликов.

миниобзор astro-ph/0310143 Популяции звезд внутри скоплений галактик (Intracluster Stellar Population)
Authors: Magda Arnaboldi
Comments: 10 pages, 5 figures

В последнее время появился интерес к внегалактическим (т.е. не принадлежащим ни одной галактике) звездам в скоплениях галактик. Такие звезды могли быть выброшены при близких пролетах или образоваться вне галактик из выброшенного их них газа. Одна из идей, высказанных в этом обзоре, - искать не сами звезды, а гораздо более яркие планетарные туманности, возникающие на конечных стадиях их эволюции.

обзор astro-ph/0310280 Эволюция углового момента звезд с массами 0.1-10M_o от рождения до главной последовательности (The Angular Momentum Evolution of 0.1-10 Msun Stars From the Birthline to the Main Sequence)
Authors: S.C. Wolff et al.
Comments: to appear in ApJ

Статья - результат обработки данных о проекциях на луч зрения экваториальных скоростей вращения (v sini) для 145 звезд с массами от 0.4 до 14M_o из комплекса звездообразования в Орионе (средняя масса звезды в выборке - 2.1M_o, т.к. маломассивных звезд больше). Наблюдательные данные были дополнены опубликованными результатами для звезд с массами от 0.5 до 0.1M_o.

Для данной выборки звезд удельный угловой момент (на единицу массы) растет как M^0.25. Наличие единой зависимости на интервале в два порядка величины по массе, указывает на единый механизм образования этих звезд и потери ими углового момента. (Обсуждению вопроса о том какие именно механизмы потери момента действуют и на каких этапах образования звезд посвящена заметная часть данной работы.)

Звезды наблюдательной выборки на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Размер кружка пропорционален скорости вращения звезды (v sini). Черные кружки соответствуют звездам с инфракрасными избытками, т.е. окруженных протозвездными дисками. Крупный пунктир - линия рождения звезд при темпе аккреции из протозвездного облака 10-5 Mo/год. Мелкий пунктир - теоретические эволюционные треки звезд. Сплошные линии - изохроны для возрастов 105-108 лет. На данной диаграмме протозвезды движутся по трекам вниз и влево, приближаясь к главной последовательности.

Еще одна близкая по теме статья: astro-ph/0310360
M.J.Goupil et al. Получение информации о вращении звезд из их пульсаций (Inferring information about rotation from stellar oscillations).

astro-ph/0310311 Пузыри и сверхпузыри (Bubbles and Superbubbles)
Authors: Y.-H. Chu et al.
Comments: 8 page, 5 figures

Одиночная массивная звезда своим жестким излучением и ветром порождает вокруг себя пузырь (bubble) в межзвездной среде, группа массивных звезд создает сверхпузырь (superbubble). В настоящее время есть ряд вопросов, которые больше всего интересуют ученых, занимающихся данной проблемой:

1. Почему вокруг некоторых O-звезд нет пузырей?
2. Насколько горяч пузырь изнутри?
3. Что происходит на границе пузыря, где соприкасаются горячий и холодный газ?

Слева - рентгеновское изображение пузыря S308, полученное на спутнике XMM-Ньютон, справа - его изображение в линии [OIII] 5007A. Центральная звезда пузыря HD50896 отмечена крестом (в левом нижнем углу изображений).

Выпуск 57. 22-30 сентября

astro-ph/0309520 Об образовании бурых карликов (On the Formation of Brown Dwarfs)
Authors: Ing-Guey Jiang et al.
Comments: 20 pages, 4 figures, accepted by AJ

Бурые или коричневые карлики занимают место между звездами и планетами-гигантами. Их масса не достаточна для того, чтобы началась реакция горения водорода (M<0.075M_o), но больше максимальной массы планеты-гиганта (M>0.075M_J). Они очень холодные (по сравнению со звездами), поэтому их изучают в инфракрасном диапазоне, но даже там это слабые объекты. Изучению бурых карликов (в том числе) были посвящены два инфракрасных обзора неба: DENIS (DEep Near-Infrared Survey) и 2MASS (2 Micron All-Sky Survey).

Вопрос об их формировании очень интересен: поскольку массы бурых карликов много меньше Джинсовской, то они должны были скорее образовываться в процессах вторичной фрагментации протозвездных облаков, а не путем прямого коллапса молекулярного облака. Чтобы аккреция не увеличила их массу, бурые карлики должны покидать области с высокой плотностью вещества вскоре после своего формирования. Авторы данной работы предполагают, что большая часть коричневых карликов образовывалась в околозвездных дисках, т.е. должна входить в состав широких двойных систем.

astro-ph/0309536 Открытие яркой сильно ослабленной поглощением галактической рентгеновской двойной на спутнике INTEGRAL (INTEGRAL discovery of a bright highly obscured galactic X-ray binary source IGR J16318-4848)
Authors: R. Walter et al.
Comments: 6 pages, 4 figures (fig 1 quality lowered), accepted for publication in A&A letters (INTEGRAL special issue)

Когда с помощью какого-либо спутника открываются новые источники, но в названии объекта присутствует аббревиатура прибора (см. также вообще полезный список сокращений). Например: GRS - GRANAT, E - Einstein, RX - ROSAT, GS - GINGA .... Вот стали появляться источники с IGR - INTEGRAL.

IGR J16318-4848 - это двойная система с аккрецирующим компактным объектом (нейтронной звездой или черной дырой). Ранее этот источник не видели из-за сильного поглощения. Но INTEGRAL работает в достаточно жестком диапазоне, а там поглощение не столь существенно.

Выпуск 56. 13-20 сентября 2003

astro-ph/0309395 MODEST: моделирование звездной эволюции и (гидро)динамики (MODEST: modeling stellar evolution and (hydro)dynamic)
Authors: Piet Hut
Comments:4 pages, review talk presented at JD-11, IAU General Assembly XXV, Sydney, July 2003, to be included in Highlights of Astronomy, Vol. 13

Скромное название системы MODEST не должно вводить в заблуждение. Это крупный проект, который дает возможность проводить комплексное моделирование плотных звездных систем, например, шаровых скоплений. Некоторые куски кода доступны в Интернет. Проект объединяет несколько исследовательских групп по всему миру. В статье дается обзор первого года работы.

astro-ph/0309489 Проверка парадигмы образования маломассивных звезд (Testing the Paradigm of Low-Mass Star Formation)
Authors: Lee Hartmann
Comments: 11 pages, 6 figures

Ядра протозвезд гораздо более динамичные объекты, чем считалось до сих пор, а роль магнитных полей в процессах образования звезды, по-видимому, гораздо менее существенна. Все это относится (пока) только к маломассивным звездам. Выводы этой гипотезы заметно отличаются от того, что говорит стандартная модель образования маломассивных звезд: протозвездные молекулярные облака сжимаются гораздо быстрее (что соответствует наблюдениям); из-за высокого темпа выпадения вещества на ранних этапах образования протозвезд их ядра обладают другой структурой, что позволяет объяснить различия протозвезд классов 0 и I; асимметричная структура ядер будет способствовать дальнейшей фрагментации протозвезд и образованию двойных и кратных систем.

Выпуск 53. 10-22 августа 2003

astro-ph/0308356 Функция масс массивных звезд в Галактике (Galactic-Field IMFs of Massive Stars)
Authors: Pavel Kroupa, Carsten Weidner
Comments: ApJ, accepted, 6 pages, 3 figures

Павел Крупа - известный специалист по звездной астрофизике, особенно известны его работы по функции масс звезд - т.е. распределению звезд по массам. Такие исследования очень важны, т.к. масса - основной параметр звезды. И, соответственно, распределение звезд по массам является входным параметром многих и многих исследований, где рассматриваются большие популяции звезд.

В данной статье авторы показывают следующее. Известно, что функция масс звезд в скоплениях хорошо описывается функцией масс Солпитера. Это степенной закон с экспонентой 2.35. С другой стороны известно, что функция масс самих скоплений в широком диапазоне (до десяти миллионов масс Солнца) хорошо описывается степенным законом с параметром 2. Авторы показывают, что два этих факта вместе приводят нас к выводу о том, что функция масс звезд в поле Галактики должна быть круче солпитеровской, т.е. ее наклон больше 2.35 и составляет примерно 2.8 или даже больше.

astro-ph/0308126 Холодные белые карлики - пересмотренные спектральные и фотометрические данные (Cool White Dwarfs Revisited - New Spectroscopy and Photometry)
Authors: S.Salim et al.
Comments: 18 p., 4 fig. Submitted to ApJ

Белые карлики очень "маленькие" звезды (правильнее говорить "компактные"). Их размеры лежат между размерами Земли и Юпитера. Меньше белых карликов только нейтронные звезды, радиусы которых составляют около десяти километров. Для того, чтобы ярко светить, белый карлик должен быть очень горячим, но и в этом случае поток излучения от него будет существенно меньше, чем от обычной (и не очень яркой) звезды типа нашего Солнца. А если белый карлик холодный, то заметить его можно с помощью очень хорошего инструмента и только с небольшого расстояния. Именно из-за этого старые и холодные белые карлики - хорошие кандидаты в невидимое темное вещество (речь идет только о барионной невидимой материи). Таким образом изучение близких к нам холодных белых карликов не сенсационная, но важная астрономическая задача.

В данной работе пересмотрены фотометрические и спектральные оценки параметров 38 близких к нам холодных белых карликов. Интересным вопросом является происхождение этих звезд: относятся ли они к диску нашей Галактики или к ее сферическому гало? Ответить на этот вопрос можно измерив дисперсию пространственных скоростей звезд этой выборки. Она оказалась равной примерно 60 км/с, т.е. промежуточной между тонким диском и гало. Более детальное исследование, по-видимому, указывает на то, что в список входят как низкоскоростные белые карлики диска, так и быстрые объекты гало. Удалось оценить и пространственную плотность этих объектов: один холодный белых карлик приходится примерно на 10 000 кубических парсеков.

Выпуск 52. 01-09 августа 2003

обзор astro-ph/0308087 Кинематическая структура околозвездных оболочек B[e]-звезд нашей Галактики (Kinematical structure of the circumstellar environments of galactic B[e]-type stars)
Authors: F.-J. Zickgraf
Comments: 42 p., 16 figs. Astronomy & Astrophysics, in press

Массивные B и Be звезды обладают мощными ветрами, которые формируют вокруг них оболочки. Какова их структура? Как меняется скорость вещества с радиусом? Все эти кинематические свойства можно исследовать по профилям линий различных химических элементов. Использование многих линий с разными энергиями возбуждения необходимо, чтобы проследить структуру оболочек на большом интервале расстояний, где температура вещества заметно меняется.

В данном обзоре вы найдете, как описание процедур измерения, так и обширный наблюдательный материал, теоретические предсказания возможных структур профилей линий и интерпретация наблюдательных данных в рамках различных моделей оболочек и дисков.

Теоретически профили линий в достаточно реалистичной модели околозвездной оболочки.

Выпуск 51. 21-31 июля 2003

обзор astro-ph/0307429 Поиск новых холодных соседей: 2MASS-выборка сверххолодных карликов (Meeting the Cool New Neighbors V: A 2MASS-Selected Sample of Ultracool Dwarfs)
Authors: Kelle L. Cruz et al.
Comments: Accepted to AJ and scheduled for November 2003 issue. 80 pages (25 pages of text, 16 figures, 39 pages for 21 tables)

Хорошо ли мы знаем звездные окрестности Солнца? Является ли Проксима Центавра ближайшей к нам звездой? Эти вопросы возникают не на пустом месте, из массовых обзоров неба время от времени появляются неизвестные ранее очень близкие объекты. Конечно, можно гарантировать, что все звезды с солнечной или более высокой светимостью, расположенные ближе 100 пк уже известны, но для самых маломассивных (а, следовательно, холодных и слабосветящихся) звезд-карликов это не так.

Данные результаты получены группой, изучавшей инфракрасный каталог 2MASS (2-ю версию). Ими найдено 186 карликов, относящихся к спектральным классам M7 L6 (спектральный класс "L" недавно введенный класс, продолжающий последовательность звезд в сторону более холодных объектов). 47 из них расположены на расстояниях менее 20 пк от Солнца. Кроме того было обнаружено 10 более горячих близких карликов классов M4-M6.5 с d<20 пк.

Полон ли этот список холодных карликов? "Вот в чем вопрос." И этот вопрос действительно важен для астрономии.

astro-ph/0307414 Образование первых звезд I. Темп втока массы, структура аккреционного диска и протозвездная эволюция (The Formation of the First Stars I. Mass Infall Rates, Accretion Disk Structure and Protostellar Evolution)
Authors: Jonathan C. Tan, Christopher F. McKee
Comments: 19 pages, submitted to ApJ

"Только крики ужасные эти Были первою песней на свете ...."

Большая работа, которая является лишь первой частью исследования, посвященного самым-самым первым звездам. Для подготовленного читателя первая часть работы может являться прекрасным обзором по данной тематике.

См. также статью "Cosmic Reionisation by Stellar Sources: Population III Stars", где также на основании численного моделирования авторы исследуют образование первых звезд и их роль в реионизации Вселенной.

Выпуск 50. 8-18 июля 2003

обзор astro-ph/0307232 Скорости вращения красных и голубых звезд горизонтальной ветви (Rotation Velocities of Red and Blue Field Horizontal-Branch Stars)
Authors: Bradford B. Behr
Comments: 47 pages, 9 figures, 5 tables, accepted for publication in November 2003 ApJS

Очень подробное исследование скоростей вращения звезд, находящихся на эволюционной стадии гигантов горизонтальной ветви. В исследованную выборку из 45 звезд входят как красные звезды с эффективными температурами T_eff~5000K и выше, так и голубые звезды с температурами до T_eff~17000K. Так как все эти звезды - гиганты, то экваториальные линейные скорости вращения у них не превышают 30-40 км/с (для таких звезд очень высокая величина). Исследование показало, что у большинства холодных голубых звезд с промежуточными температурами (T_eff=7500-11500K) скорости вращения (v sin i) не превышают 15 км/с, но есть небольшая группа так называемых "быстрых ротаторов", у которых скорости достигают 30-35 км/с. Все красные гиганты (за исключением одной звезды) имеют низкие скорости <10 км/с.

В обзоре подробно описаны методика измерения, возможные селекционные эффекты и некоторые смежные вопросы.

astro-ph/0307291 Действительно холодные звезды и история звездообразования в центре Галактики (Really Cool Stars and the Star Formation History at the Galactic Center)
Authors: R. D. Blum et al.
Comments: ApJ, accepted. Latex, 65 pages including 19 figures

Большая статья, посвященная истории звездообразования в области галактического центра.

С одной стороны известно, что в центре Галактики много молодых звезд, т.е. недавно там была довольно мощная вспышка звездообразования. С другой стороны ясно, что там много очень старых звезд. Используя очень большую выборку объектов, авторы пытаются детально восстановить историю звездообразования в этом непрстом районе нашего звездного острова. Основные выводы таковы: более 75 процентов звезд внутри нескольких парсек имеют возраст более 5 миллиардов лет, темп звездообразования существенно изменялся со временем.

Выпуск 49. 01-07 июля 2003

astro-ph/0307076 Первая регистрация миллиметрового излучения пыли от диска бурого карлика (First Detection of Millimeter Dust Emission from Brown Dwarf Disks)
Authors: R. Klein et al.
Comments: 5 pages, accepted for ApJL

миниобзор astro-ph/0307091 Моделирование звездных популяций галактик скоплений (Modeling stellar populations in cluster galaxies)
Authors: Bianca M. Poggianti
Comments: Invited review, 14 pages, 6 figures, to be published in Carnegie Observatories Astrophysics Series, Vol. 3: Clusters of Galaxies: Probes of Cosmological Structure and Galaxy Evolution, eds. J. S. Mulchaey, A. Dressler, & A. Oemler (Cambridge: Cambridge Univ. Press)

В очень далеких галактиках мы не можем изучать отдельные звезды. Зато можно получать интегральные характеристики. Например, спектр всей галактики вцелом. Это здорово помогает при изучении звездного состава. Соответственно можно пытаться получить информацию о темпе звездообразования, а значит и о эволюции далеких галактик. Именно этому посвящен данный обзор.

Представлены результаты первого глубокого обзора по поиску миллиметрового излучения от коричневых (бурых) карликов. Зарегистрировано излучение, которое интерпретируется как излучение холодной пыли в диске, окружающем карлика. Масса пыли оценивается в несколько масс Земли.

astro-ph/0307062 Скопления сверхзвезд в голубой карликовой галактике UM 462 (Super Star Clusters in the Blue Dwarf Galaxy UM 462)
Authors: Leonardo Vanzi
Comments: 8 pages, 6 figures

Оптические наблюдения голубой карликовой компактной галактики UM 462 выявили в ней несколько ярких компактных источников. Более детальное изучение показало, что это очень молодые звездные скопления с возрастами от нескольких миллионов до нескольких десятков миллионов лет, такие возраста соответствуют временам жизни массивных звезд (M>6-20M_o). Суммарный темп звездообразования в этих скоплениях составляет 0.05M_o/год, что очень много (особенно учитывая, что галактика UM 462 - карликовая). Похоже, что скопления расположены на границах структур, образовавшихся в предыдущей вспышке формирования звезд.

Негативное изображение галактики UM 462.
Линии - направления спектроскопических измерений.

Выпуск 48. 23-30 июня 2003

обзор astro-ph/0306595 Физика образования звезд (The Physics of Star Formation)
Authors: Richard B. Larson
Comments: Review article submitted to Reports on Progress in Physics; 50 pages, no figures

Большой хороший обзор по звездообразованию. Все, что связано с формированием звезд, является сейчас "горячей тематикой" и с наблюдательной, и с теоретической стороны. Ларсон - признанный специалист по этим вопросам. Поэтому комментировать особенно нечего. Отметим только несколько необычный стиль обзора (который явно кому-то понравиться, а кому-то нет): на 40 страниц текста (10 из 50 занимает список литературы) нет ни одного рисунка и практически нет формул (а если и есть, что самые простые, типа Джинсовской массы). Все рассказывается словами. Если такой стиль вам подходит, то милости просим.

astro-ph/0306604 Диаметр и внутренняя структура Сириуса А по данным интерферометрии (The interferometric diameter and internal structure of Sirius A)
Authors: P. Kervella et al.
Comments: 9 pages, 4 figures, accepted for publication by A&A

На прошлой неделе мы писали об интерференционных наблюдениях сплюснутой Ве-звезды (см. также соответствующую АНКу). В этой же статье авторы рассказывают о других наблюдениях на тех же инструментах (VINCI/VLTI). Речь идет о всем хорошо известной Песьей звезде - Сириусе.

Авторы получают следующий результат: диаметр Сириуса А составляет 1.711 +/- 0.013 диаметра Солнца. На основании этого они также пытаются получить модель внутреннего строения этой звезды.

astro-ph/0306534 Новые звезды с большими собственными движениями из цифрового обзора неба. II. Северные звезды с 0.5<mu<2.0"/год на высоких галактических широтах (New High Proper Motion Stars from the Digitized Sky Survey. II. Northern Stars with 0.5<mu<2.0 arcsec/yr at High Galactic Latitudes)
Authors: Sebastien Lepine, Michael M. Shara, and R. Michael Rich
Comments: 27 pages. To appear in The Astronomical Journal

Данная статья продолжает обработку цифрового обзора неба - в ней приводятся результаты для части северного полушария с галактической широтой b>25^o. Автоматический блинк-компаратор обнаружил в этой области 1146 звезд с величинами 8^m<r<20^m с собственными движениями 0.5<<2.0 "/год ! Данные о собственных движениях 1089 из них уже присутствовали в каталогах, а быстрое движение 57 оставшихся выявлено впервые. В статье вы найдете более полные данные об этих объектах.

Некоторые из новых быстро движущихся звезд.

astro-ph/0306475 Расстояние до Плеяд (The Distance to Pleiades)
Authors: Bohdan Paczynski
Comments: 3 pages, latex, 1 figure, submitted to Acta Astronomica

Для всей звездной астрономии важно как можно точнее знать расстояние до Плеяд. Разумеется, используются разные методы его определения. Получаются слегка разные результаты. Даже после Гиппаркоса (он дал расстояние 116 +/- 3 пк) остались сомнения. Дело в том, что результаты этого астрометрического спутника заметно разошлись с тем, что было известно ранее. (В звездной астрономии часто используют не линейное расстояние в парсека или сантиметрах, а т.н. модуль расстояния, который измеряют в звездных величинах, так вот разница составляет 0.3 величины, что не мало.) Стало быть или у Гиппаркоса проблемы, или мы плохо измеряем расстояния по звездам главной последовательности, или ....

Пачинский предлагает сделать следующее. Самая яркая звезда Плеяд - Атлас - является широкой двойной. Орбитальный период составляет 290 дней. Если аккуратно промерить орбитальные параметры, то можно простым геометрическим методом получить искомое расстояние. Первая попытка применить этот метод дала расстояние выше, чем следует из данных Гиппаркоса. Но Пачинский отмечает, что для точного определения расстояния необходимо хорошо знать радиальные скорости компонент. Вот когда они будут получены, тогда мы сможем определить точное расстояние до Плеяд!

Выпуск 47. 16-21 июня 2003

astro-ph/0306398 Фотометрическая переменности молодых маломассивных бурых карликов (Photometric variability of a young, low-mass brown dwarf)
Authors: M.R. Zapatero Osorio et al.
Comments: A&A, accepted for publication

В бурых (коричневых) карликах не идут основные термоядерные реакции (т.е. не горит водород, легкие элементы, типа Li, в этих объектах могут выгорать), время тепловой релаксации бурых карликов огромно. Можно ли ожидать, что в них возможна какая-то переменность?

Авторы данной статьи провели фотометрию молодого (1-8 млн. лет) бурого карлика S Ori 45 из скопления sigma Orionis в полосах I и J. Была обнаружена переменность с амплитудой 0.03-0.08^m и периодом 2.5-3.6 часа в обоих фильтрах. Причины подобной модуляции могут быть различными, но скорее всего это вращение. В одном из сеансов наблюдений была зарегистрирована быстрая модуляция с периодом 46.4+/-1.5 мин, природа которой совершенно не понятна.

astro-ph/0306277 Вращение Be звезды Ахернар по данным VLTI-VINCI (The spinning-top Be star Achernar from VLTI-VINCI)
Authors: A. Domiciano de Souza et al.
Comments: 5 pages, 3 figures, Accepted for Publication in A&A Letter

Одна из известных ярких звезд альфа Эридана - Ахернар - является т.н. Ве-звездой. Это звезды ранних спектральных классов, не являющиеся сверхгигантами и показывающие эмиссионные бальмеровские линии. Эти линии связаны с околозведной оболочкой. Важным свойством Ве-звезд является быстрое вращение.

В данной работе авторы используют VLT в режиме интерферометра, чтобы получить изображение Ахернара. Т.к. это близкая (44 парсека) немаленькая (около 12 радиусов Солнца) звезда, то такая задача вполне выполнима. Результат вы видите на рисунке.

Что удивительного в этом результате? Звезда существенно сплюснута. Первое, что приходит в голову - мы видим не звезду, а оболочку вокруг нее, истекающую с экватора, так что нет ничего сверхпоразительного. Однако авторы показали (по данным ИК наблюдений и по линии Аш-альфа), что оболочка не может вносить существенного вклада в их наблюдения! Значит, мы все-таки видим звезду. Столь высокая сплюснутость ставит некоторые проблемы перед стандартной теорией. Но к счастью в кустах нас всегда ждет рояль: наготове менее стандартные теории, которые просто учитывают более тонкие эффекты. В данном случае таким эффектом является дифференциальное вращение звезды. По-видимому, теперь мы имеем первое столь прямое указание на то, что по крайней мере для быстро вращающихся звезд однородное вращение не подходит.
(см. также пресс-релиз ESO.)

Выпуск 46. 1-15 июня 2003

astro-ph/0306151 Джегути - 3-мерный код моделирования звезд (Djehuty, a Code for Modeling Stars in Three Dimensions)
Authors: G.Bazan et al.
Comments: 14 pages, 8 figures. Proceedings of the 3D Stellar Evolution workshop held in Livermore, July 22-26 2002. ASP Conf. Series vol. 293

Совершенно очевидно, что более правильно строить 3-мерные, а не 1-мерные модели звезд, поскольку именно они соответствуют физической реальности. Трудность состояла только в одном - до сих пор почти нигде не существовало компьютеров, мощности которых хватило бы для проведения подобных расчетов. В последние годы они появились и стало возможным ответить на вопрос какие эффекты не воспроизводятся в 1-мерных расчетах и насколько их результаты отличаются от полученных на 3-мерном коде. Часть данной статьи отвечает именно на этот вопрос и, поэтому может быть интересна широкой аудитории читателей.

Другая часть статьи касается непосредственно особенностей кода Джегути и интересна только специалистам. (Джегути (Djehuty) - Египетский бог письма и счета.)

Выпуск 45. 26-31 мая 2003

обзор astro-ph/0305513 Производство элементов в звездах промежуточных масс (Element Yields of Intermediate-Mass Stars)
Authors: R.B.C. Henry
Comments: 16 pages, including 8 figures. Invited review to appear in Carnegie Observatories Astrophysics Series, Vol. 4: Origin and Evolution of the Elements, ed. A. McWilliam and M. Rauch (Cambridge: Cambridge University Press)

Один из самых важных разделов астрофизики - нуклеосинтез. В конце концов фактически все, из чего мы состоим, побывало в звездах. Разные звезды по-разному эволюционируют, и, соответственно, дают разный вклад в производство разных элементов. Звезды промежуточных масс - примерно от одной до десяти масс Солнца - дают основной вклад в производство азота-14. Все эти проблемы завязаны на эволюцию звезд с учетом потери массы, вращения и т.п. Это и обсуждается автором обзора.

astro-ph/0305450 Термоядерная эволюция массивных звезд и неопределенности ядерных реакций (Evolution and Nucleosynthesis of Massive Stars and Related Nuclear Uncertainties)
Authors: T. Rauscher
Comments: 16 pages

Звезды - единственный источник тяжелых элементов во Вселенной. Элементы до "железного пика" включительно синтезируются в термоядерных реакциях в ядре звезды, более тяжелые элементы - во время вспышек сверхновых. С другой стороны термоядерные реакции практически единственный источник энергии звезд (тепловая и гравитационная - на много порядков меньше). Поэтому не удивительно, что неопределенности в нашем знании ядерных реакций, которые протекают в звездах, могут заметно сказаться на эволюции звезд и составе химических элементов, в них образующихся.

На сегодняшний день в физике и астрофизике звезд сложилось следующее разделение труда: есть специалисты, занимающиеся ядерными реакциями (это в основном физики). Их результаты используются теми, кто детально моделирует эволюцию звезд. Тут к данным о термоядерных реакциях добавляется целый ряд новых физических процессов - конвекция, диффузия, перенос излучения и т.д. Получающиеся в результате расчетов библиотеки эволюционных треков используются (уже другими специалистами) для популяционного моделирования звездной эволюции. Каждый из этих этапов вносит в окончательный результат свою долю неопределенности, но неопределенности, связанными с ядерными реакциями, обычно не рассматривались. Этот пробел отчасти заполняет данная работа. Вывод автора - состояние дел в данном направлении исследований приближается к ситуации, когда нам потребуется более точное знание термоядерных реакций, особенно, протекающих на поздних стадиях эволюции массивных звезд.

Распределение тяжелых элементов ("железный пик" и выше), образующихся при взрыве сверхновой звезды из популяции I с начальной массой 15M_o

обзор astro-ph/0305425 Осцилляции солнечного типа (Solar-like Oscillations)
Authors: Timothy R. Bedding and Hans Kjeldsen
Comments: 14 pages, LaTeX with figures. Accepted for publication by PASA

Изучение 5-минутных колебаний Солнца принесло огромное количество информации о его внутреннем строении. Но на сегодняшний день подобные колебания наблюдаются не только на Солнце, но и у целого ряда достаточно ярких звезд. Что даст нам их изучение?

Несмотря на малые размеры данного обзора подход его авторов очень систематичен:

1. что дают теоретические модели?
2. что получено для Солнца?
3. как это измерялось?
4. какие результаты получены для других звезд? (индивидуально)

Положение звезд, у которых измерены пульсации,
на диаграмме Герцшпрунга-Рассела

Выпуск 44. 17-23 мая 2003

astro-ph/0305412 Перепись дисков молодых бурых карликов (A Disk Census for Young Brown Dwarfs)
Authors: Ray Jayawardhana et al.
Comments: accepted for publication in The Astronomical Journal

Что такое бурые (или, иначе, - коричневые) карлики объяснять не надо. Мы уже довольно много о них знаем. Много, но абсолютно недостаточно. Например, очень плохо известно, как они образуются.

Авторы статьи провели обзор молодых бурых карликов в инфракрасной (L) полосе. Были получены хорошие данные по примерно 50 дискам вокруг молодых субзвездных объектов. оказалось, что диски похожи на аналогичные образования вокруг звезд типа Т Тельца (это маломассивные очень молодые звезды, фактически еще формирующиеся, звезды). Это означает, что образование бурых карлиов ("недозвезд") очень похоже на формирование звезд типа Солнца.

Выпуск 43. 12-16 мая 2003

astro-ph/0305216 Интракластерные звездные популяции по результатам N-body космологического моделирования -- I. Ограничения на z=0 (Intracluster stellar population properties from N-body cosmological simulations -- I. Constraints at z=0)
Authors: N.R. Napolitano et al.
Comments: 39 pages, 10 figures, 8 tables, in press on ApJ

В скоплениях галактик звезды присутствуют не только в галактиках, но и между ними. По-видимому они попали туда в результате взаимодействия галактик, что приводило к выбросыванию звезд. Эти "интракластерные" звезды обнаружены, точнее обнаружено диффузное излучение (связанное со звездами) и планетарные туманности. Однако, пока обо всем этом известно очень мало. Поэтому численное моделирование очень актуально.

Авторы рассматривают, как будут распределены интракластерные звезды в моделях иерархического формирования (см. выше). Результаты расчетов сравниваются с известными данными наблюдений. Совпадение достаточно хорошее. Это, кстати, является дополнительным (но пока не очень сильным) аргументом в пользу модели иерархического скучивания.

astro-ph/0305195 Первый пристальный взгляд на диски вокруг бурых карликов (The First Detailed Look at a Brown Dwarf Disk)
Authors: I.Pascucci, D.Apai, Th.Henning, C.P.Dullemond
Comments: 11 pages, 1 figure

За последние несколько лет были открыты десятки бурых карликов (на русский название этих объектов чаще переводят как коричневые карлики, но возможны оба варианта), как в областях звездообразования, так и среди звезд поля. Эти объекты очень холодные, излучают преимущественно в инфракрасном диапазоне, поэтому обнаружить пыль рядом с ними (а такие попытки предпринимались неоднократно) очень тяжело. Авторам данной статьи впервые удалось это сделать для двух коричневых карликов. Для чего объекты пришлось наблюдать в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах. Однако на этом они не остановились, а попытались ответить на вопросы: Не образует ли вещество вокруг этих карликов диск? Похож ли эти диски на те, что существуют с звездах типа T Tauri, или они совсем другие? Сферическая пылевая оболочка создает большее поглощение, поэтому наблюдения на нескольких длинах волн позволяют утверждать что в исследованных системах пыль образует дискообразную оболочку. Более точный выбор модели провести не удалось - наблюдаемые детали в спектре одинаково хорошо описывается и плоским пылевым диском, простирающимся почти до поверхности коричневого карлика, и диском со "вздутым" внутренним краем, далеко отстоящим от поверхности карлика.

два обзора
astro-ph/0305140 Фундаментальные параметры массивных звезд (Fundamental Parameters of Massive Stars)
Authors: Paul A Crowther (UCL)
Comments: 21 pages, 3 figures
astro-ph/0305141 Massive Stars in Transition
Authors: Paul A. Crowther (UCL)
Comments: 22 pages, 2 figures

Два обзора Пауля Кровтера (Paul A Crowther). В первом из них рассматриваются температуры, массы, светимости, поверхностные химические составы и поверхностные ускорения силы тяжести массивных OB-звезд главной последовательности. Также рассматриваются свойства звездных ветров подобных систем.

Во второй части обзора рассмотрены свойства массивных звезд на различных стадиях после главной последовательности. Особое внимание уделяется звездам Вольфа-Райе, Ярким Голубым Переменным звездам, а также, связь между сверхгигантами ранних и поздних типов. Конечно же автор уделил внимание и одной из самых популярных сегодня тем - возможной связи Сверхновых с коллапсирующими ядрами с гамма-всплесками.

astro-ph/0305142 Вызываемое непрозрачностью сверх-расширение звезд асимптотической ветви гигантов (Opacity-induced over-expansion of asymptotic giant branch stars)
Author: Noam Soker (Dept. of Physics, Oranim, Israel)
Comments: 12 pages, 1 figure; will not be published in any journal

У звезд богатых кислородом (с обилием подобным солнечному) непрозрачность резко возрастает при снижении температуры ниже 2900 K, из-за этого температура фотосферы звезды "скачком" снижается до 2000 K. Чтобы сохранить устойчивость при столь высокой непрозрачности плотность вещества в фотосфере должна существенно снизиться, т.е. оболочка звезды должна расшириться в несколько тысяч раз. Автор назвал такой процесс сверх-расширением. Описанное явление может происходить у звезд асимптотической ветви гигантов (AGB). Процессы потери массы рассеивают такую оболочку и звезда становится более компактным post-AGB объектом. Следствием сверх-расширения могут быть оболочки вокруг звезд и захват маломассивного вторичного компаньона, если сверх-расширяющаяся звезда входит в состав двойной системы.

astro-ph/0305143 Возможные post-AGB звезды (Possible Post-AGB Stars)
Authors: G. Wallerstein, G. Gonzalez, M.D. Shetrone

Звезды после асимптотической ветви гигантов (post-AGB) - очень короткая стадия жизни звезд. По целому ряду причин очень интересно найти подобные звезды в скоплениях или галактиках, где отсутствует звездообразование, - в шаровых скопления, эллиптических или карликовых сферических галактиках. Подобная попытка была проведена для пяти потенциальных post-AGB звезд: двух - в шаровом скоплении NGC 1851 и трех - в dSph галактике в Малой Медведице. Для них были измерены радиальные скорости, к сожалению, все пять звезд оказались не членами указанных скоплений. Поиски других кандидатов продолжаются.

Выпуск 42. 1-9 мая 2003

обзор astro-ph/0305102 Расстояния по RR Lyrae: теория и наблюдения (RR Lyrae Distance Scale: Theory and Observations)
Authors: Giuseppe Bono
Comments: Invited Review, 21 pages, 7 figures, To be published in "Stellar Candles", ed. W. Gieren & D. Alloin, Lecture Notes in Physics

Еще один обзор по измерению расстояний во внегалактической астрономии по переменным типа RR Лиры. Упоминаем о нем в связи с важность рассматриваемого вопроса и полнотой обзора.

astro-ph/0305126 Нужны ли нам звезды, чтобы реионизовать Вселенную на больших красных смещениях? Ранняя реионизация распадающимися тяжелыми стерильными нейтрино (Do We Need Stars to Reionize the Universe at High Redshifts? Early Reionization by Decaying Heavy Sterile Neutrinos)
Authors:Steen H. Hansen, Zolt\'an Haiman
Comments:5 pages, 1 figure

Спутник WMAP дал достаточно серьезные свидетельства в пользу достаточно ранней реионизации Вселенной (на красных смещениях больше 10). Стандартный сценарий включает в себя реионизацию излучением первых звезд и квазаров. Но, конечно же, есть и альтернативы. В данной статье авторы разбирают достаточно популярный сценарий, где реионизация происходит из-за выделения энергии при распаде тяжелых частиц. Конкретно - речь идет о массиных стерильных нейтрино.

Предлагается двухстадийная ионизация. На первом этапе работают нейтрино, и только потом, на более скромных z подключаются первые звезды.

Основная проблема заключается в том, что никто таких нейтрино пока не видел. Но, как говорится, если есть возможность - надо ее изучить.

Выпуск 41. 25-30 апреля 2003

astro-ph/0304486 Магнитогидростатические атмосферы (Magnetohydrostatic atmospheres)
Authors: Laurence J. November
Comments: 12 pages, 5 figures, submitted to A&A

Магнитная гидростатика - непривычное сочетание слов (по сравнению, конечно, с МГД - магнитной гидродинамикой), а наверное зря. Ведь ситуации, когда роль магнитных полей велика, а скорости движения низки, находятся буквально у нас перед глазами. Можно сразу выделить два предельных случая (что автор и делает): в области, где доминирует давление газа (например, в звездной фотосфере), трубки магнитного поля должны быстро расширяться с высотой, чтобы соблюдалось равновесие по давлению. В противоположном случае, который имеет место в коронах звезд, давление газа не играет роли и крупномасштабное поле целиком определяется законом расширения магнитных трубок. Эти две области достаточно гладко стыкуются между собой. В приближении статического бессилового магнитного поля при заданном изменении температуры с высотой всегда удается построить стационарную магнитогидростатическую атмосферу звезды (но не обязательно устойчивую). Истечение вещества в такой атмосфере (звездный ветер) возникает из-за возмущения равновесного состояния внешними факторами.

Модельная картина магнитогидростатической атмосферы звезды

astro-ph/0304468 Рассказывая историю первых звезд (Telling the tale of the first stars)
Authors: Timothy C. Beers
Comments: 3 pages, 0 figures, published in Nature "News and Views," Apr. 24 2003

Сначала несколько слов об астрономической терминологии. Первыми, из космологического вещества, состоящего только из водорода и гелия с незначительной примесью лития, родились так называемые звезды популяции III. Эти звезды были очень массивными, жили коротко, они дали первые элементы тяжелее Li, и они же испустили "первый свет" во Вселенной. Из вещества химически обогащенного взрывами первых сверхновых рождались звезды популяции II, которые сегодня наблюдаются, например, в шаровых скоплениях. И, наконец, наше Солнце и другие молодые богатые металлами звезды относятся к популяции I. ("Металлами" астрономы называют все химические элементы тяжелее гелия.)

HE 0107-5240 - "самая чистая" из известных сегодня звезд. Железа в ней в 200000 раз меньше, чем в Солнце. Возможно это одна из первых звезд, образовавшихся во Вселенной. Подробнее о ней вы можете прочесть здесь.

Однако с этой звездой не все так просто. В спектре этой звезды отождествлены линии 9 химических элементов: H, C, N, Na, Mg, Ca, Ti, Fe и Ni. Некоторых из этих элементов (например, углерода и азота) в ней не столь мало, как железа. (Заметим, что в экс-чемпионах по химической чистоте, звездах CS 22892-052 и CS 31082-001, в которых атомов железа было в 1000 раз меньше, чем на Солнце, отождествлены линии 40-60 различных элементов.) Другая проблема - малая масса звезды. Другой она быть не могла, иначе бы эта звезда не дожила до сегодняшнего дня, но по сегодняшним представлениям первые звезды должны были рождаться в основном с массами в несколько сот солнечных.

Можно ли как-нибудь объяснить эти странности? Уже предложены три различных объяснения.

1. Звезда HE 0107-5240 принадлежит к популяции III, т.е. сформировалась из газа с нулевой металличностью, а изменения поверхностного химического состава вызваны диффузией продуктов ядерного горения из ядра и/или аккрецией химически обогащенного вещества из окружающей среды.
2. Это звезда популяции II и мы видим химический состав примерно соответствующий тому веществу, из которого эта звезда образовалась.
3. Это маломассивная звезда популяции III, а ее химический состав объясняется загрязнением, вызванным близким от нее взрывом сверхновых популяции III вскоре после ее рождения (с нормальными массами в 20-25M_o).

Собственно сама статья посвящена выбору между этими тремя вариантами, который предлагается делать по линии кислорода (O), по отношению количества атомов (C, N и О) или по линиям цинка Zn (которые еще не обнаружены, но на интенсивность которых можно получить верхние пределы).

Выпуск 40. 20-25 апреля 2003

обзор astro-ph/0304382 Звездная и субзвездная функции масс в Галактике (Galactic Stellar and Substellar Initial Mass Function)
Authors: Gilles Chabrier
Comments: 91 pages, 11 figures, uses aasms4.sty, PASP "Invited Review" to appear in July 2003 issue

Огромный обзор по функциям масс звезд и "субзвезд" (коричневых карликов и т.п.). Как хорошо известно, масса - самый главный параметр звезды. Знание распределения звездного населения по массам совершенно необходимо для правильного понимания эволюции и структуры Галактики.

В последнее время особый интерес вызывает распределение на маломассивном конце спектра. Среди звезд все просто - чем менее массивны объекты, тем они более многочисленны. Но нельзя же тянуть это до очень малых масс!!! Где спектр обрывается? Насколько резко это происходит? Окончательных ответов пока нет, но все, что мы знаем на сегодняшний день, собрано в этом обзоре.

См. также свежую работу "Constraints on a Universal IMF from UV to Near-IR Galaxy Luminosity Densities", где авторы получают начальную функция масс для звезд от 0.5 до 120 масс Солнца в галактиках на красных смещениях до z=0.1 по наблюдениям в диапазоне длин волн от 0.2 до 2.2 микрон (от УФ до ближнего ИК). Результат в пределах ошибок совпадает со знаменитой Солпитеровской функцией масс , а вот функция масс Скало плохо подходит под данные, полученные Болдри (Baldry) и Гэйзбруком (Glazebrook).

Выпуск 39. 12-18 апреля 2003

обзор! astro-ph/0304318 Функция светимости шаровых скоплений: новые достижения в понимании старых индикаторов расстояний (The Globular Cluster Luminosity Function: New Progress in Understanding an Old Distance Indicator)
Authors: Tom Richtler
Comments: 25 pages, Latex, 10 figures, 5 Springer style files, Review given at the U.Concepcion-ESO Workshop: Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale, Concepcion, Dec. 2002, Lecture Notes in Physics, Springer

Подробный обзор о том, как по шаровым скоплениям можно определять расстояния. Методика используется в основном для галактик ранних типов (эллиптические, линзовидные). Это один из самых (или даже самый) старых способов, уходящий в 50-е гг. Дело в том, что шаровые скопления, состоящие из сотен тысяч звезд, являются достаточно яркими объектами, и их уже в середине 20 века можно было выделить в достаточно далеких галактиках. Конечно, светимость разных скоплений разная. Однако, если вы знаете распределение скоплений по светимости (и это распределение везде одно и тоже), то тогда задача определения расстояний разрешима. Вот об этой самой функции светимости шаровых скоплений и рассказывается в обзоре.

Как практически все обзоры, посвященные астрономической феноменологии, эта работа ясная и понятная. Содержит более 100 ссылок. Поэтому всячески ее рекомендуем.

astro-ph/0304279 Разоблачение Зверя: открытие массивных звездных скоплений в W49A (Uncovering the Beast: Discovery of Embedded Massive Stellar Clusters in W49A)
Authors: Joao Alves, Nicole Homeier
Comments: ApJ Letters accepted. All figures provided as nice resolution jpeg/gif files. Get full-res version at http://www.eso.org/~jalves/W49A.pdf

W49A - одна из ярчайших (в радио) гигантских областей ионизованного водорода в Галактике. Область находится в гигантском (10⁶ масс Солнца) молекулярном облаке размером около 100 пк. Водород ионизован светом десятков очень массивных звезд (около 100 звезд спектрального класса ранее О7). Вся эта структура находится на расстоянии около 11000 пк от нас.

По наблюдениям в ближнем ИК-диапазоне (полосы J, H, и K) авторы открыли несколько массивных звездных скоплений в сердце W49A (см. рисунок).

Авторы делают интересное замечание, касающееся звездообразования в этой области. Довольно часто появление массивных звезд позже провоцирует новое звездообразование: вспышки сверхновых и мощный звездный ветер уплотняют межзвездный газ. Поэтому можно было бы ожидать, что в W49A многие группы массивных звезд второго поколения появились одновременно из-за формирования первого самого большого скопления. Так вот по всей видимости в данном случае это не так. Звездообразование в W49A не было включено появлением крупного плотного скопления молодых звезд (т.н. Cluster 1).

astro-ph/0304280 Вклад первых звезд в флуктуации фонового излучения в ближнем ИК-диапазоне (First Stars Contribution to the Near Infrared Background Fluctuations)
Authors: M. Magliocchetti, R. Salvaterra, A. Ferrara
Comments: 6 pages, 4 figures, submitted to MNRAS

Первые звезды быстро исчезли, поэтому вокруг нас их нет, они все далеко - в далеком прошлом Вселенной. Увидеть звезду (даже очень яркую и массивную) на красном смещении порядка 10 конечно нельзя. Зато множество этих первых источников будет создавать фон в ближнем инфракрасном диапазоне. За счет скучивания звезд (они ведь не равномерно разбросаны в пространстве) будут возникать флуктуации фона на малых угловых масштабах (порядка 1-30 угловых секунд). Они действительно наблюдаются. В данной статье авторы показывают, что на разных частотах ближнего ИК-диапазона первые звезды и "нормальные" галактики с мощным звездообразованием объясняют практические все (в пределах ошибок) флуктуации фона на малых угловых масштабах. На больших масштабах нужны более близкие источники.

astro-ph/0304254 Маломассивные реликты раннего звездообразования (Low-Mass Relics of Early Star Formation)
Authors: R. Schneider et al.
Comments: 4 pages, Offprint of Nature 422 (2003), 869-871 (issue 24 April 2003)

Самые-самые первые звезды образовывались из водорода и гелия без существенной примеси более тяжелых элементов. Результатом этого были очень большие массы первых звезд: более 100 масс Солнца. Причина проста. Чтобы создавать более легкие объекты нужен очень эффективный механизм охлаждения газа. В отсутствии пыли (т.е. более тяжелых элементов - из водорода пыль не сделаешь) такого механизма нет.

Недавно была открыта звезда HE0107-5240 с массой 0.8 масс Солнца и очень низкой металличностью. Низкой, но не нулевой. Само наличие такой звезды является следствием того, что уже тогда (когда металличность была далека от солнечной) межзвездный газ был обогащен пылью. Т.о. это звезда не первого, а второго поколения. Это реликт более раннего звездообразования (отсюда и название статьи). Наблюдения таких объектов помогают узнать много нового о действительно самых первых звездах, которые были массивными, взорвались и вокруг нас их поэтому нет. Пока тут много неясного, а потому есть что обсуждать. Собственно, именно это и делают авторы статьи.

Выпуск 38. 01-11 апреля 2003

astro-ph/0304074 Индуцированное образование первичных маломассивных звезд (Induced Formation of Primordial Low-Mass Stars)
Authors: R. Salvaterra, A. Ferrara, R. Schneider
Commets: 5 pages, 2 figures, MNRAS submitted

Откуда могли взяться маломассивные звезды первого поколения, если спектр масс этих объектов был очень сильно сдвинут в область больших масс? Они могли образоваться при фрагментации газовых оболочек остатков сверхновых первого поколения! (Лично мне эта идея очень нравится.)

astro-ph/0304078 Аккреция в молодых звездных/субзвездных объектах (Accretion in Young Stellar/Substellar Objects)
Authors: James Muzerolle et al.
Commets: 38 pages, including 8 figures and 6 tables, accepted by ApJ

Многие (если не все) помнят наверное отличные книжки В.Г. Сурдина и С.А. Ламзина "Протозвезды" и "Образование звезд" (кто не читал - советую). Если вы эти книжки читали, и вопрос "как образуются звезды?" вас не оставил, то эта статья для вас!

Авторы исследуют 45 молодых маломассивных звезд. Хотя это оригинальная работа, а не обзор, разобраться в ней вполне можно, если вы прочли любую из вышеуказанных популярных книжек (ну и если вы знаете английский).

Об околозвездных дисках на стадии формирования можно также прочесть свежий обзор Антонеллы Матты "Circumstellar Disks in pre-Main Sequence Stars".

astro-ph/0304174 Первый субзвездный субкарлик? Открытие L-карлика с низким содержанием металлов и кинематическими параметрами, характерными для гало (The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-poor L Dwarf with Halo Kinematics)
Authors: Adam J. Burgasser et al.
Commets: 9 pages, 3 figures, accepted to ApJ

Название "самообъясняющее", но поясним термины и важность открытия. "Субзвездный" означает массу ниже предела загоряния водорода (предел зависит от химсостава, для данного объекта получена оценка массы 0.077 массы Солнца). "Субкарлик" - означает карлик с низким содержанием металлов, а это значит - очень старый объект (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела последовательность субкарликов идет под главной последовательностью, на рисунке внизу обозначено VI). Если все результаты в работе верны, то она говорит о том, что образование одиночных объектов ниже предела загорания водорода шло в Галактике уже очень и очень давно. Это важно для понимания начальной функции масс звезд, да и для всей картины эволюции Галактики это очень важно.