В работе получена зависимость возраст-металличность для 1658 звезд, для которых существуют точные измерения расстояний по данным спутника HIPPARCOS. Среди звезд есть объекты тонкого и толстого дисков, а также несколько звезд гало. Обсуждаются различия для разных составляющих Галактики.

Один из лучших специалистов в своей области дает обзор современного состояния нашего знания об образовании звезд.

Рассматривается структура и эволюция центральных звезд планетарных туманностей. Эти звезды проходят короткую стадию эволюции между асимптотической ветвью гигантов и белыми карликами. Переход к стадии белого карлика определяется внутренней структурой звезды, которая в свою очередь определяется предыдущей историей звезды, в первую очередь эволюцией на асимптотической ветви гигантов, а также последующей потерей массы.

Описывается открытие самого холодного ($T_{\rm eff}=3650$ K) белого карлика с гелиевой атмосферой. Расстояние до объекта неизвестно. Он был открыт как спутник другого белого карлика (GD248А). Возможно возраст GD248B порядка 8.6 миллиардов лет, и тогда он является самым старым (из известных) белым карликом в диске Галактики.

С помощью Космического телескопа впервые удалось детально изучить функцию масс в ядре шарового скопления. Внутри ядра обнаружен существенный избыток звезд с массами 0.5-0.8 масс солнца по сравнению с их количеством вне ядра. Функция масс скопления вцелом более плоская чем солпитеровская и не может быть представлена единым степенным законом.

br>

В области галактического центра сосредоточено 10% массивных звезд Галактики. Большая часть из этих массивных звезд находятся в трех скоплениях, образовавшихся в последние 5 миллионов лет. Есть основания полагать, что столь бурное звездообразование происходило в центральной части Млечного пути и раньше. В статье автор исследует массивное звездное население центра Галактики, и высказывает аргументы в пользу более-менее непрерывного звездообразования в этой области.

Авторы суммируют результаты, представленные на конференции MODEST-1 (MOdeling DEnse STellar systems). Идея состоит в расширении традиционных моделей популяционного синтеза за счет включения эффектов динамического взаимодействия (взаимодействие отдельных звезд, двойных и кратных систем). Целью является проведение вычислений, которые включали бы в себя и звездную эволюцию, и звездную динамику, и звездную гидродинамику. С этой целью на конференцию были приглашены специалисты, работающте во всех этих областях.

NLTT - New Luyten Catalogue of Stars With Proper Motions Larger than Two Tenths of an Arcsecond. Т.о. это каталог звезд с большими собственными движениями. В статье описывается новая версия каталога, основанная на улучшенных астрометрических данных и на новых фотометрических измерениях в оптике и ИК.

В этой короткой заметке рассказывается о наблюдении дисков и коричневых карликов. У 75 процентов наблюдавшихся карликов обнаружен избыток излучения в ИК области. Это и объясняется наличием дисков.

Существование дисков у молодых звезд является хорошо известным явлением. Оно связано собственно с образованием этих объектов. Обнаружение аналогичных структур у коричневых карликов говорит о схожести механизмов образования этих объектов и нормальных звезд.

Еще одна работа Нира (которую я тоже слышал в Эриче).

Как получить сверх-Эддингтоновскую светимость? Проблема проста: например, вы кидаете на компактный объект (или на звезду) вещество, выделяется тепло, но сильный поток излучения может остановить аккрецию. Если важно только томпсоновское рассеяние, то получается простая формула на предельную светимость, которая и называется Эддингтоновской.

Немножко перевалить на эддингтоновский предел можно, если вещество в падающем потоке будет не однородным, а комковатым. Также возможны всякие нестационарные процессы, приводящие к возможности превысить пределел.

Дается исторический обзор теоретических и наблюдательных исследований маломассивных объектов, массы которых меньше предела загорания водорода (0.08 масс Солнца для чисто водородного состава). Обсуждается теория фрагментации молекулярных облаков. Кроме старых (60-е гг.) рассматриваются и новые результаты, в частности рассматриваются различия в образовании звезд и планет.

Работа содержит обзор современного состояния дел в изучении функции масс массивных звезд. Поскольку время жизни таких объектов очень мало (несколько миллионов лет), то наблюдают их в основном в областях недавнего бурного звездообразования. Исследование таких областей дело сложное, поэтому автор также подробно обсуждает различные наблюдательные методики, позволяющие оценить параметры функции масс.

60 Мегагаусс - хорошее название для техно-группы. Однако, это результаты измерения магнитных полей у двух новооткрытых катаклизмических переменных.

Источники были открыты в Слоановском цифровом обзоре неба. Открытие столь редких систем показывает большие потенциальные возможности проекта SDSS и в данной области (для которой он совсем не был предназначен).

С помощью Космического телескопа авторы исследуют молодую планетарную туманность GL 618. Это быстро эволюционирующий объект: из "кокона" звезды асимптотической ветви гигинатов вылупляется бабочка биполярной планетарной туманности. На изображениях авторы обнаружили три хорошо коллимированных струи. По всей видимости, эти образования возникли одновременно, т.е. их нельзя объяснить прецессией джета. Возраст струй всего около 500 лет. Авторы обсуждают роль струй в рамках существующей картины образования планетарных туманностей.

Обзоры содержат в себе массу информации. Это полезно знать и использовать (особенно в России, где собственные наблюдательные возможности довольно ограничены). Комбинируя данные трех обзоров авторы исследуют выборку из 174 М гигантов, попавших в "списки" Macho, DENIS и Isogal.

Для каждого типа астрономических источников существует свой подход: какие-то обычно открываются в видимом диапазоне, какие-то в УФ, какие-то в ИК и т.д. Поэтому, когда например объект, обычно наиболее ярко проявляющийся в радиодиапазоне открывают в гамма, то это событие, достойное внимания.

Катаклизмические переменные (это двойные системы с белым карликом) обычно открывают в оптике, иногда в рентгене (особенно теперь при глубоких наблюдениях шаровых скоплений на Чандре). А вот источник J102347.6+003841 открыли в радио!

Вообще-то радиоактивность (не в смысле ядерной физики) катаклизмиков вещь известная: несколько известных двойных этого типа уже наблюдались в радио. Но вот чтобы открыть... это впервые. Источник заметили во время вспышки. Причем больше с ним такое пока не повторялось. Пока неясно: то ли это источник редкого типа, то ли просто случилась такая редкая сильная радиовспышка. Так что нужны новые наблюдения, чем авторы и собираются заняться.

В двух статьях описываются результаты рентгеновских наблюдений звездного скопления в туманности Ориона на спутнике Чандра. Зарегистрировано 742 источника. В основном это маломассивные звезды.

Как образуются коричневые карлики? Авторы полагают, что образуются они как обычные звезды, вместе с обычными звездами, но на стадии формирования за счет многообъектного динамического взаимодействия самые легкие члены группы образующихся звезд выбрасываются. Соответственно, их рост останавливается. Это и есть коричневые карлики. В статье обсуждаются связанные с этим сценарием наблюдательные перспективы. Особое внимание уделяется тому, что только что выброшенные объекты могут быть еще в возбужденном состоянии (только после аккреции), т.о. их спектры и светимости могут существенно отличаться от параметров более старых коричневых карликов.

Космический телескоп позволяет изучать шаровые скопления в других галактиках (вообще, эти объекты являются самыми многочисленными среди всех, доступных данному инструменту). В обзоре приведены данные таких наблюдений, а также результаты сравнений параметров шаровых скоплений в других галактиках с нашими.

Рассмотрена роль сверхновых различного типа в эволюции межзвездной среды в эллиптических галактиках, а также в эволюции межгалактической среды. На ранних этапах существования эллиптическим галактикам свойственно очень бурное звездообразование. Образующиеся массивные звезды быстро взрываются как сверхновые. При этом оказалось, что именно сверхновые второго типа дают основной вклад в обогащение межзвездной среды тяжелыми элементами. А вот для межгалактической среды важнее сверхновые типа Ia.

Обсуждается эволюция магнитного поля аккрецирующих белых карликов. Показано, что характерное время омической диссипации составляет порядка 7-12 миллиардов лет и мало зависит от массы или температуры ядра. Если темп аккреции превосходит 1-5 10^-10 масс солнца в год, то это существенно влияет на структуру магнитного поля. Рассматриваются приложения полученных результатов к наблюдаемым аккрецирующим белым карликам в двойных системах разных типов.

Как формируется начальная функция масс звезд? По всей видимости она непосредственным образом связана со свойствами турбулентности в межзвездной среде. Авторы рассматривают всю цепочку: от параметров турбулентности до параметров звезд.

Белых карликов вообще много, а в шаровых скоплениях - особенно. Эти звездные остатки важны, в частности, потому, что позволяют получать независимые оценки расстояния до шаровых скоплений, а также дают возможность узнать возраст скопления. Автор обсуждает в своем обзоре эволюционный путь белых карликов в шаровых скоплениях. Особое внимание уделяется пути до стадии белого карлика.

Обсуждаются свойства самых первых звезд. Рассматривается вопрос о том, как можно наблюдательно отличить эти объекты от сформировавшихся чуть позднее, когда среда была уже обогащена тяжелыми элементами. В заключение автор рассуждает, как NGST (теперь его принято называть JWST) сможет помочь в выявлении "самых первых".

Авторы представляют библиотеку эволюционных треков для звезд с массами от 0.4 до 5 масс Солнца. Даны ссылки на три сайта (в трех местах работы трех соавторов - в Корее, США и Британии), где можно скачать данные. Адрес американского - www.astro.yale.edu/demarque/yystar.html

Астрономы ищут там, где светлее. Называется это "эффект селекции". Примеров очень много. Скажем, открытие радиопульсаров (если поле нейтронных звезд было меньше, то пульсары были бы слабее, или же вообще не появлялись; если же поле было бы существенно больше, то пульсары быстро умирали бы, или тоже не появлялись, но уже из-за эффекта распада фотона в поле на два других фотона).

В статье обсуждаются данные по измерениям магнитных полей белых карликов, и тут тоже есть эффекты селекции. Грубо говоря, чем ярче источник и чем сильнее поле, тем легче его измерить. Максимальные поля на этих объектах доходят до 10⁹ Гс! Впервые поля у белых карликов были обнаружены в 1970 г. Сейчас известно около 100 белых карликов с измеренным полем. С течением времени предел на измеряемое поле уменьшается. У нас в стране измерять небольшие поля на белых карликах умеют в САО (С. Фабрика, Г. Валявин и др.). Но до сих пор неизвестна функция распределения белых карликов по магнитным полям.

Авторы обсуждают селекционные эффекты, которые могут приводить к искажению распределения белых карликов по магнитным полям. По их мнению около 10 процентов этих объектов могут иметь существенное магнитное поле.

Обзор того, что мы сегодня знаем о симбиотических звездах. Особый упор сделан на результаты, полученные при одновременных наблюдениях в нескольких диапазонах, и на фундаментальные характеристики этих систем. В начале обзора рассмотрена переменность симбиотических звезд, затем описаны достижения в измерениях параметров орбит и звезд. Рассматриваются отличия гигантов в симбиотических двойных от подобных одиночных гигантов. Другие затрагиваемые вопросы: природа горячего компонента и механизмы вспышек. В обзоре много таблиц.

Одновременно вышли еще 3 статьи того же автора (с соавторами), посвященные отдельным симбиотическим системам.

Как и когда образовались шаровые скопления? В настоящее время считается, что они появляются между z 7 и 3. В современной картине иерархического образования структуры вначале образуются относительно небольшие объекты - карликовые галактики. В них-то и появляются первые шаровые скопления (массивных галактик просто еще нет).

После общего введения автор представляет результаты численных расчетов (Гнедин, Кравцов) образования шаровых скоплений в галактике типа нашей.

(см. также другие недавние статьи, посвященные образованию шаровых скоплений: "The Formation of Globular Cluster Systems"; " Globular Cluster Formation"; "Building up the globular cluster system of the Milky Way. The contribution of the Sagittarius galaxy"; "Globular Cluster Systems of Spirals").

Сначала о терминах в этом коротком названии: 1) при обсуждении химического состава звезд и межзвездной среды в астрофизике металлами называют все элементы тяжелее водорода и гелия. Обилие "металлов" обозначают большой буквой Z (так как большие X и Y уже заняты по обилие водорода и гелия, соответственно). 2) Массивными авторы называют звезды в центре которых в конце термоядерной эволюции образуется вырожденной CO-ядро. Для звезд с обычным химическим составом эта граница проходит между 5 и 6M_o, а для звезд с нулевой - между 5 и 6M_o.

Как показывают расчеты процессов в ранней вселенной из начального водорода (протонов) в ходе первичного нуклеосинтеза возникает практически только гелий (около 23%). С другой стороны и в самых старых шаровых скоплениях нашей Галактики, и в самых далеких галактиках для которых измерены спектры (и т.о. изучен химический состав) металлы присутствуют. Их обилие меняется от Солнечного до примерно в 10-40 раз меньшего, но не до нуля (нигде). То есть в той достаточно большой части Вселенной, химсостав которой мы знаем, вещество уже обогащено металлами. Произойти это могло только в звездах, другого пути мы не знаем. Вот здесь и возникает потребность в звездах первого поколения (Population-III), котрые образовывались из вещества с Z=0. Кроме того их помощь полезна для объяснения реионизации Вселенной, образования нейтронных звезд и черных дыр в гало галактик и ряда наблюдаемых особенностей распределения химических элементов в межзвездной и межгалактической среде. По-видимому, такие звезды были более массивными, чем известные нам сегодня, их начальная масса могла достигать нескольких сотен масс Солнца.

В данной работе для массивных звезд с начальным Z=0 построены эволюционные треки и изохроны на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, исследовано химическое обогащение поверхностных слоев и (при некоторых предположениях) унос этих элементов звездным ветром. Расчеты проводились для звезд с начальными массами от 8 до 1000M_o и заканчивались с началом стадии горения углерода в ядре.

[Хочу обратить ваше внимание на то, что первая вышедшая в СССР на русском языке книга по эволюции звезд - Д.А.Франк-Каменецкий, "Физические процессы внутри звезд", М., Физматгиз, 1959 - также рассматривала звезды без металлов (чисто водородные) и поэтому долгое время считалась совершенно бесполезной.]

Согласно одному из сценариев вспышка сверхновой типа Ia происходит в результате слияния двух достаточно массивных белых карликов. Поиск таких систем велся в эксперименте SPY (SN Ia Progenitor surveY). В ходе которого на телескопе VLT с помощью спектрометра UVES искались изменения лучевых скоростей. Открыто 90 новых двойных белых карликов, включая короткопериодические системы с массами компонент близкими к чандрасекаровскому пределу.

Для 28 звезд (22 активные двойные и 6 одиночных звезд или очень широких пар) установлена структура корон по наблюдениям в предельном ультрафиолете с борта обсерватории EUVE. Приведен очень большой и подробный фактический материал.

Малоизвестный факт: молодые (в том числе образующиеся) звезды являются источниками рентгеновских лучей. В статье на большом наблюдательном материале (более 1000 источников) разбирается как такое излучение образуется, и какие ограничения на модели мы можем сделать.

"Навстречу обсуждению химсостава звезд на форуме Scientific.Ru"
Существуют забавные аномалии химического состава звезд. В данной статье описывается объект с очень низким содержанием металлов (т.е. всего тяжелее гелия), но с высоким содержанием свинца! Из наблюдений видно, что звезда является двойной. Второй компонент сейчас скорее всего является белым карликом. Однако, раньше он был гигантом, а потому происходила аккреция НА наблюдаемую сейчас звезду. По всей видимости аномалия связана именно с двойственностью, но тут еще надо работать....

Очень полезным может в этой связи может оказаться совсем свежий обзор по обилию элементов в разных близких галактиках.