Значительная часть межзвездной среды находится в виде нейтрального водорода. В своей статье авторы детально исследуют это состояние межзвездной среды.

Нейтральный водород в Галактике может существовать в виде холодного (T < 300 K) или теплого (10^4 K) газа. Эти две фазы сосуществуют в узком диапазоне давлений. В статье исследуется зависимость этого диапазона от галактоцентрического расстояния, а также приводится аналитическая аппроксимация такой зависимости (что удобно в практических применениях). Модель предсказывает наличие нейтрального холодного водорода на расстояниях 16-18 кпк от центра Галактики.

В первой статье дается обзор теории измерения четырех параметров Стокса. Затем эта теория применяется в наблюдениям 79 источников. Во второй статье детально исследуются свойства межзвездного нейтрального водорода в окрестностях Солнца.

Как определяют расстояния до далеких радиопульсаров? Для этого изпользуют т.н. меру дисперсии. Потом, зная распределение электронов по лучу зрения получают расстояние. Но откуда мы берем распределение электронов? Именно из таких статей как эта!

Предыдущая модель распределения была дана в 1993 г. Тейлором и Кордесом. Тогда пришлось существенно пересмотреть расстояния до пульсаров в сторону увеличения, что привело, соответственно, к увеличению их скоростей и обострению проблемы "скорости отдачи" при рождении нейтронных звезд. Новая модель не ведет к таким революционным преобразованиям. Однако, для некоторых обектов расстояние должно быть существенно пересмотрено.

Короткая заметка, в которой авторы рассказывают о своей работе по изучению химической эволюции галактик и связанных с этим вопросах. Будучи написанной очень ясным языком, заметка может быть интересна как некоторое введение (на конкретном примере) в данную область. Однако, в связи с краткостью текста необходимо знание основ звездной астрофизики и физики галактик.

Если исчезнет источник энергии, то турбулентность межзвездной среды очень быстро затухнет. Автор проверил 6 возможных источников энергии: магнитовращательную неустойчивость, гравитационную неустойчивость, истечения из протозвезд, расширение областей H II, звездные ветра и вспышки сверхновых. Последний механизм - намного мощнее всех предыдущих, вероятно он и поддерживает турбулентность в межзвездной среде. В статье вы найдете интересные оценки.

Межзвездные магнитные поля достаточно сильны: до 25^.10^-6 Г в спиральных ветвях и до 40^.10^-6 Г вблизи ядер галактик. В спиральной галактике NGC 6946 средняя плотность энергии магнитных полей выше, чем тепловой энергии газа. Магнитные поля контролируют эволюцию плотных облаков и, возможно, глобальную эффективность звездообразования. Потоки газа и ударные волны в спиральных ветвях и барах модифицируются магнитными полями. И так далее ...

Целый ряд наблюдательных фактов указывает на существование темных газовых облаков небольшого размера: открытие популяции слабых субмиллиметровых источников, избыток гамма-фона от гало Галактики и избыточное рассеяние излучения от внегалактических радиоисточников. Эти облака должны проявляться при наблюдении обычных звезд в виде покрытий. Для поиска были взяты наблюдательные данные эксперимента MACHO в котором для поиска гравитационного микролинзирования одновременно наблюдалось 48 x 10⁶ звезд балджа Галактики и Магеллановых Облаков. Указаний на существование облаков с поглощением A_v > 0.2 и массами в интервале 10^-4-10^-2 M_o обнаружено не было.

Классическое (Джинсовское) условие начала коллапса протозвездного облака выводится из баланса энергий. Но среда из которой образуются звезды очень сильно турбулизована. И авторы предлагают "новую парадигму" сопровождая ее этой книгой. Работа мне кажется очень интересной и полезной, но она, безусловно, предназначена для специалистов - астрономов, физиков, гидродинамиков.

Современные расчеты и наблюдения показывают, что для процесса формирования звезд турбулентность оказывается важнее многих других факторов (например, важнее магнитного поля). В обзоре подробно рассматривается влияние сверхзвуковой турбулентности на звездообразование. Упор делается в основном на теорию, а не на наблюдения.

Автор выделяет такие причины:
1. Межзвездная среда задает условия на гелиосфере.
2. Неизвестно много важных деталей о химии межзвездной среды, которые можно узнать, наблюдая наши ближайшие окрестности.
3. Исследование наших ближайших окрестностей позволяет узнать много нового о турбулентности в межзвездной среде.

Об остальном - в статье.

Звезды мерцают из-за того, что их свет проходит через земную атмосферу. Похожий эффект происходит с излучением внегалактических источников, когда оно проходит по веществу нашей Галактики. Рассмотрены возможные режимы сцинтилляций внегалактических источников, характерные времена переменности и методы их регистрации.

"Мэтры рассказывают..." Непростое это дело моделировать межзвездную среду.

Пыль в далеких галактиках стала очень важным явлением в связи с использованием сверхновых для определения космологических параметров. Высказываются сомнению, что правильно учтен вклад пыли в ослабление света сверхновых. В данной статье авторы исследуют процесс образования пыли в первых галактиках ("первые" - немного условно, речь идет о красных смещениях >1). Результат состоит в том, что даже на z>5 пыли может быть много.

Автор вывел ковариантные уравнения движения частиц пыли произвольной формы в которых учитывается влияние внешней электромагнитной радиации и теплового излучения самих частиц. Уравнения выражены через стандартные оптические параметры. [Не понятно, зачем для пыли выводить релятивистское уравнение движения? Впрочем это никогда и нигде не мешает.]

Большой материал, где в "педагогической" форме изложены современные данные по наблюдению обилия элементов от нашим окрестностей до больших красных смещений. Конечно же, описывается и теоретиеское понимание этой проблемы.

Описана полуэмпирическая модель образования двойных систем. Основные орбитальные параметры связаны с параметрами турбулентности в материнском молекулярном облаке. Качественно автору удается объяснить основные свойства распределений двойных по периодам и некоторые другие корреляции.

В работе проведено моделирование структуры межзвездной среды на разных масштабах. Достигнуто высокое разрешение (0.625 пк). Также удалось получить структуру, подобную Местному пузырю (Local Bubble). Важным результатом является малая объемная доля горячего газа.