Большие аналитические доклады об актуальных задачах и планах исследований (white papers) - прекрасное чтение, для того, чтобы создать впечатление о ситуации в какой-то области исследований. Вданном случае речь идет о ядерной астрофизике.

Эта область охватывает и звезды, и космологию, и слияния нейтронных звезд, и сверхновые. И много разных методов наблюдений. В общем - почти все.

Авторы рапортуют об открытии первой многопланетной системы в рассеянном скоплении. Почему это важно? Во-первых, в скоплениях хорошо известны возраста звезд и их состав. Но, кажется, важнее второе. В скоплениях звезды на ранних стадиях эволюции могут чатос проходить вблизи друг друга, что будет влиять на орбиты планет. Потом скопления рассеиваются. И, очевидно, многие планетные системы, которые мы видим, формировались в скоплениях и несут на себе отпечаток этого. Важно понять, насколько орбиты планет, образованных в скоплениях, испытали на себе влияние других звезд, и как это влияет на общую статистику. Иначе мы будем пытаться объяснить все данные образованием планет вокруг одиночных звезд, а это не вся картина.

Авторы сообщают, что им удалось идентифицировать самый длинный период у затменной двойной системы - почти 70 лет. Но свойства у системы довольно странные. Авторы предлагают такое объяснение: красный гигант затмевается диском частиц, вращающихся вокруг второго (невидимого) компаньона.

В последние несколько лет появилось много прямых данных по дискам вокруг молодых звезд. Это имеет отношение и к звездообразованию, и к формированию планет (плюс - просто к физике дисков). Поэтому это все весьма интересно и актуально.

В обзоре обсуждаются и наблюдения, и модели. Без формул. Однако для неспециалиста, мне кажется, не хватает введения. Что не удивительно, т.к. этот обзор является частью спецвыпуска журнала, и было бы неразумно тратить время на повторы. Но читать из-за этого не всем будет комфортно.

Продолжаются споры о природе источника HV2112. Изначально было заявлено, что это лучший кандидат в объекты Торна-Житков (красный гигант, поглотивший нейтронную звезду). Затем, на основе анализа собственного движения, было показано, что источник может и не находиться в ММО. Тогда для объяснения его свойств не нужна столь экзотическая модель. Теперь же авторы обсуждаемой статьи проводят новый анализ собственного движения и показыают, что эти данные могут быть совместимы с нахождением источника в ММО, а значит, он остается кандидатов в объекты Торна-Житков.

Маломассивные звезды активно тормозят свое вращение за счет магнитного звездного ветра. Связано это с тем, грубо говоря, что частица, уносящая момент, как бы отрывается от звезды не когда покинула ее поверхность, а когда вырвалась из магнитного поля. Т.е., силовые линии поля работают как рычаги. Поэтому старые маломассивные звезды, казалось бы, всегда должны медленно вращаться. Однако теперь мы знаем, что это не так.

Авторы анализируют эту ситуацию и предлагают решение. Если динамо внутри звезды со временем ослабевает, то будет слабее и поле, т.е. "рычаг" будет короче, а значит и вращение затормозится не столь сильно. В итоге, будем иметь относительно быстро вращающиеся старые звезды.

Большой интересный обзор. Посвящен он тому, что происходит с планетами и планетными системами после того, как звезда покидает главную последовательность.

Описание начинается с азов. Так что можно разобраться во всех деталях. Заодно, обзор прекрасно иллюстрирован.

Закрытие.

Несколько лет назад был обнаружен лучший за все время кандидат в объекты Торна-Житков. Такие объекты возникают, когда в тесной двойной системе нейтронная звезда оказывается внутри красного гиганта. Выявить природу такого монстра непросто. Обычно смотрят на аномалии химического состава.

Детальные исследования лучшего кандидата показали, что у него большое собственное движение. Это дает аргументы в пользу того, что мы имеем дело не с гигантом в Малом Магеллановом облаке, как думали раньше, а с S-звездой в гало нашей Галактики. Тогда это никакой не объект Торна-Житков. А жаль. Многие коллеги уже начинают думать, что объекты Торна-Житков практически невозможно открыть, т.к. их время жизни до коллапса в черную дыру гораздо меньше, чем оценивалось первоначально.

Многие элементы тяжелее железа синтезируются в маломассивных звездах в результате т.н. s-процесса (медленный процесс). Качественно так все ясно, но многие важные детали были не до конца ясны. Авторы разбираются в них.

Авторам удалось, используя данные по обилию в звездах циркония и ниобия, во-первых, показать, что источником нейтронов в основном является цепочка реакций от углерода-12 до кислорода-16 (самый важный момент - захват углеродом-13 альфа частицы, а затем превращение в кислород-16 с испусканием нейтрона), а не цепочка с участием неона и магния. А во-вторых, определить температуру, при которой идут реакции s-процесса.

Это книга. Она существует в рамках проекта Open Astrophysics Bookshelf. Пока работ там немного, но идея любопытная.

В книге есть все: и теория, и данные наблюдений, и задачи с разбором. Начинается все с межзвездной среды, а доходит аж до образования планет.

Описываются протозвездные диски и истечения, обсуждается начальная функция масс, рассматривается образование разных типов звезд в ращзном окружении и темпы звездообразования. И т.д., и т.п.

Большой хороший обзор по магнитным полям в звездах и их остатках. Рассмотрены и наблюдения, и теория. Но теория на вполне понятном языке. Посколько в этой области много неясного, читать очень интересно.

Очень хорошая статья.

Недавно популярным стал некий общий подход к созданию скалярно-тензорных теорий гравитации. Одним из предсказаний является уменьшение влияния гравитации внутри, например, астрофизических тел. Скажем, звезд. Автор исследует этот вопрос, рассматривая, как будет меняться нижний предел на массу звезд, связанный с зажиганием водородных реакций. Оказывается, что этот предел весьма чувствителен к параметрам модели. Настолько, что позволяет закрыть некоторый важный диапазон параметров. Т.о., если скалярно-тензорные теории и верны, то параметры должны быть таковы, что известные эффекты (здесь речь идет о космологической постоянной, кривых вращения галактик и т.д.) нельзя будет объяснить альтернативной гравитацией.

Атмосферы заметной доли белых карликов обогащены тяжелыми элементами. Поскольку из-за сильной гравитации они должны бы доволно быстро "выпадать в осадок", нужен какой-то канал подпитки. Поэтому давно считалось, что на поверхность белых карликов выпадают кометы, астероиды, планеты и т.д. (есть даже люди, полагающие, что первое неопровержимое доказательство существования экзопланет - это довольно древнее обнаружение первого белого карлика с тяжелыми элементами в атмосфере). Но пока не удавалось застать процесс. Всегда бывает первый раз.

Впервые удалось зарегистрировать, как перед белым карликом пролетаеет какой-то мусор. Т.е., зарегистрирован транзит. Происходит это периодически - каждые 4-5 часов. Больше всего похоже на астероид.

Сам белый карлик имеет обогащенную тяжелыми элементами атмосферу и обломочный (debris) диск вокруг. Так что все сходится.

Наблюдения проводились на Кеплере в рамках программы К2 (т.е., когда он уже поломался). Затем подключились и наземные инструменты.

Скорее всего, авторы смогли увидеть не одно тело вокруг белого карлика, а несколько (до 6). Все эти тела "газят" (выдают облака пыли), и именно поэтому возникает заметный транзитный эффект. Массы тел оценивают в сотые доли массы Луны (но это уже завязано на модели, поэтому тут можно сильно ошибиться).

Авторы подчеркивают, что в принципе возможна и другая интерпретация данных (кольца вокруг белого карлика, просто обака пыли без массивных центральных тел). Но поскольку объект яркий и транзиты заметные, то изучать систему можно с помощью относительно небольших наземных инструментов, так что, скорее всего, совсем скоро все выяснится.

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

Наблюдения красных гигантов показали, что некоторые из них имеют следующую особенность.

Как известно, звезды осциллируют. В них "гуляют" волны, проявления которых мы можем наблюдать, изучая кривые блеска. Например, с помощью спутника Кеплер. Волны бывают разные. Очень удобно разложить их на гармоники: монополь, диполь, квадруполь и т.д. Так вот, есть красные гиганты, у которых монопольная (сферически-симметричная) составляющая сильна, а дипольная сильно подавлена. Хорошего объяснения этой особенности до недавнего времени не было.

Волны возбуждаются на поверхности и идут внутрь. Там они частично отражаются и выходят обратно во внешние слои. Чтобы объяснить подавление дипольных волн, надо объяснить, почему они не выходят из ядра обратно.

Идея авторов состоит в том, что волны взаимодействуют с магнитным полем внутри звезды. Это приводит к их превращению в другой тип волн (в частности, у них выше частота), которые уже не могут выйти наружу. И итоге получается, что мы не видим соответствующих осцилляций на поверхности.

Для объяснения данных наблюдений нужны довольно большие поля (начиная от 0.1 мегагаусса) внутри красных гигантов (уточним, что речь идет об относительно легких звездах, не являющихся прародителями нейтронных звезд). Возможно, часть из них были магнитными звездами и на стадии главной последовательности. Новые результаты косвенно указывают на то, что в недрах сильнозамагниченных нейтронных звезд на главной последовательности могут присутствовать поля порядка мегагаусса.

Авторы детально изучают звездный состав и распределение вещества в окрестностях Солнца. Стандартные значения несколько уточнены. В частности, красных карликов оказывается несколько больше, чем считалось ранее. Получены новые оценки для распределения звезд разного типа перпендикулярно плоскости галактического диска. Кроме этого, исследовано распределение газа и темного вещества. Получены новые оценки пространственной плотности различных составляющих Галактики в солнечных окрестностях.

Видимо статья может стать новой стандартной ссылкой в соответствующей области.

Описана программа grayStar3, доступная в сети. Это и интересная "игрушка", и хороший инструмент для преподавания астрономии.

Программа написана на JavaScript. Работает на любом броузере в любой системе. Позволяет моделировать некоторые свойства звезд и планетных систем. Сделана хорошая визуализация в HTML. Можно менятть параметры звезды и получать ее цвет (что я давно хотел!), спектр, параметры зоны обитаемости и т.д. Стоит зайти и поиграться!

Задача этого обзора - ввести аспирантов в мир астросейсмологии. Но ввести не так, чтобы они могли разговор поддержать, а чтобы они могли работать в этой области. Поэтому автор сразу берет быка за рога. В статье только пронумерованных формул несколько сотен. Так что и правда можно разобраться в основах. А потом переходить на следующий уровень....

Пояс Гулда - это молодая локальная структура из ассоциаций молодых звезд. Ее возраст 30-70 миллионов лет. Размер - сотни парсек. По форме это примерно бублик, а Солнце, волею судеб, находится вблизи его центра. Бублик наклонен к плоскости Галактики под углом чуть менее 20 градусов.

В статье дается обзор свойств этой структуры, а также обсуждаются основные гипотезы ее происхождения.

Авторы рассматривают, с какого расстояния нейтринный детектор KamLAND может увидеть нейтрино, излучаемые массивными звездами на стадиях, предшествующих взрыву сверхновой. Получается, что в зависимости от массы звезды детектор может поймать нейтринный сигнал предсверхновой на расстоянии в несколько сот световых лет за несколько часов или даже суток до регистрации самого взрыва.

Авторы публикуют каталог из ~70 рентгеновских двойных с Ве-звездами в ММО и анализируют их свойства. Подключение данных обсерватории им. Спитцера (космический ИК-телескоп) позволяет провести интересный дополнительный анализ, ранее не делавшийся для столь большой и однородной выборки таких объектов.

Вышла новая версия программы MESA, которую весь мир применяет для моделирования эволюции звезд, в первую очередь двойных.

Авторы рапортуют об исследовании двух десятков гигантов с аномально быстрым вращением. Массы составляют от 1 до 4 масс Солнца. Происхождение быстрого вращения неизвестно, но вероятно, что было слияние звезд или поглощение субзвездного компонента.

А с Альдебараном - наоборот. Достаточно надежно никто не может сказать, что там есть экзопланета, но аргументу в пользу этого продолжают накапливаться.

Проанализировав 20 лет наблюдений альфа Тельца, авторы выявили два периода. Один - 629 дней, - они связывают с массивной (6-7 масс Юпитера) планетой, а другой - 520 дней, - с вращением звезды.

Авторы исследовали любопытную пару белых карликов. Один - массивный, с массой около 1.06 солнечной. Второй - существенно менее массивный, но его масса плохо определена. Что хорошо определено - это температуры. И вот тут сюрприз. Более тяжелый карлик выглядит моложе! А ведь мы ожидаем, что более тяжелые карлики дают более массивные звезды, которые эволюционируют быстрее. Авторы обсуждают разные сценарии, но, видимо, реализоваться могут только экзотические. Например, образование более массивного карлика недавно в результате слияния (т.е. система была тройной), или же, что вообще это тройная система, но ориентация сейчас такова, что мы думаем, что это двойная и потому неправильно определяем параметры звезд.

Сверхновые типа Ia - это взрывы белых карликов. Есть два сценария. Или белый карлик сливается с другим белым карликом, или на белый карлик идет аккреция с нормальной звезды. Сейчас первый сценарий считается более часто встречающимся, но работать должны оба.

Авторы рапортуют об обнаружении ультрафиолетового излучения от недавней сверхновой. Наблюдали на Swift'е. Параметры излучения совпадают с ожидающимися от взаимодействия выброса сверхновой с нормальной звездой. Т.е., есть довольно хорошие указания, что в данном случае не было слияния двух белых карликов.

С помощью нового оборудования на телескопе Джемини (Gemini) авторы открыли структуру около молодой (15 миллионов лет) солнцеподобной (масса 1.4-1.5 солнечных) звезды. Структура напоминает пояс Койпера в Солнечной системе. Важность состоит, в первую очередь, в демонстрации возможностей нового инструмента. Внесолнечный остаточный диск удается рассмотреть и изучить в деталях.

В обзоре подробно обсуждается эволюция звезд-прародителей сверхновых типов Ib/c. Это могут быть и одиночные, и двойные звезды. Автор описывает все возможности. Доминируют, по всей видимости, двойные системы. Но и одиночная звезда при некоторых довольно экзотических условиях может дать сверхновую без водородных линий. Здесь еще много вопросов и загадок.

Авторы моделируют сверхновую iPTF 13bvn типа Ib. Такие взрывы, скорее всего, происходят, если звезда входила в двойную систему (см. обзор выше). Но доказать это трудно. Возможно, впервые это удастся сделать. Авторы представляют анализ, который говорит, что выброс при взрыве должен провзаимодействовать со звездой-соседкой, и это можно будет обнаружить впоследствии. Звезда-соседка (которая на момент взрыва скорее всего была ОВ-звездой) потом должна быть видна как "звезда, похожая на красного сверхгиганта".

В 45 случаях у нас есть данные о прародителях сверхновых с коллапсом ядра. В 18 случаях прямо видны прародители, в 27 есть хорошие верхние пределы. И тут возникает проблема: не хватает массивных прародителей, т.е. очень тяжелых звезд. Автор полагает, что возможно, звезды тяжелее 18 масс Солнца часто дают "неудавшиеся" сверхновые, сопровождающиеся коллапсом в черную дыру.

Белые карлики, как и звезды, и нейтронные звезды, имеют магнитные поля. У некоторых они очень сильные - до миллиарда гаусс. Учитывая размер карликов - это очень много. Такие белые карлики массивнее, чем такие объекты с более низкими полями. Кроме того, магнитные белые карлики часто встречаются в двойных. Это может быть ключом к происхождению их полей.

Обзор дает возможность подробно узнать об объектах этого типа и о гипотезах, касающихся их происхождению.

Обзор посвящен не только магнитным полям звезд, но и полям компатных объектов. Авторы продолжают настаивать на гипотезе "остаточного поля" для объяснения магнитных полей магнитаров. Вряд ли это правильно, но обзор все равно интересный.

Авторы исследуют гиперскоростную звезду US 708. Она имеет скорость 1200 км в сек и является компактной гелиевой звездой. Анализ траектории показывает, что крайне маловероятно, что звезда летит из центра Галактики (обычно гиперскоростные звезды становятся таковыми после пролета звездной пары вблизи сверхмассивной черной дыры в галактическом центре). Новые исследования показали, что звезда быстро вращается. Это делает весьма вероятным такой сценарий. Звезда входила в двойную систему (где и произошла раскрутка и обдирание водородной оболочки), а потом второй компонент взорвался. Вторым компонентом на момент взрыва должен был бы быть белый карлик. Т.е., это термоядерная сверхновая. Современная скорость звезды связана с ее высокой орбитальной скоростью в двойной в момент взрыва, т.е. это была ультракомпактная двойная.

Наконец-то появилась статья, связанная с самой красивой картинкой прошлого года.

На картинке появился масштаб и т.д. Есть много сопровождающих данных. Теперь за это возьмутся теоретики, моделирующие образование планет.

Авторы представляют большую выборку звезд-гигантов с быстрым вращением. Интересно, что среди них есть не только маломассивные объекты (классы светимости IV, III), но и массивные звезды (Ib). А из них потом образуются нейтронные звезды. Это может быть важно в связи с формированием магнитаров.

Что же раскрутило эти звезды? Мы не знаем. Скорее всего, или вторая звезда (произошло слияние), или планета (правда, планеты подойдут, скорее, только для маломассивных гигантов).

"То, что нас не разрывает, делает нас быстрее,-" могли бы сказать звезды, пережившие близкий пролет сверхмассивной черной дыры.

Если одиночная звезда пролетает вблизи массивной черной дыры, то звезду может разорвать приливом. Но если она все-таки виживает, то обычно приобретает скорость. Так можно разгонять звезды до сотен км в сек. Т.е., так можно делать гиперскоростные звезды, к тому же с экзотическими свойствами, т.к. внешние слои сорваны. Правда, надо пролететь довольно близко от дыры.

Большой Бинокулярный телескоп построили 10 лет назад. Но хорошие интерферометрические наблюдения только начинаются. О первых результатах рассказывается в статье. Авторы исследовали пылевую составляющую (аналогичную зодиакальному свету у нас) на расстояниях, соответствующих зоне обитаемости. Пыль, очевидна, возникла благодаря недавним столкновениям крупных тел.

Несколько лет назад начали открывать т.н. гиперскоростные звезды. Они имеют достаточные скорости, чтобы покинуть Галактику. Основным механизмом разгона считается взаимодействие двойной системы с центрльной черной дырой. Один из компонентов двойной может оказаться выброшенным с большой скоростью. Но есть еще один очевидный канал.

Если в двойной системе происходит взрыв сверхновой, то система может распасться. Тогда вторая звезда примерно с орбитальной скоростью улетит. Насколько велика может быть эта скорость? Это и является преметов исследования в статье.

Автор показывает, что К-карлики могут приобретать скорости выше 1000 км в сек. Т.е., часть гиперскоростных звезд может лететь не от сверхмассивной черной дыры, а просто из галактического диска.

Автор рассчитывает, какие звезды могли за последние миллионы лет достаточно сильно сблизиться с Солнцем, чтобы повлиять на орбиты кометных ядер в облаке Оорта. Считать сложно, т.к. данные имеют конечную (и не супервысокую для таких целей) точность. Однако, похоже, несколько звезд несколько миллионов лет назад приближались к нам на расстояния раза в два меньше, чем до Проксимы. А сами звезды потяжелее, чем она.

Авторы этой статьи (см. также arxiv:1412.8245) продолжают изучать солнцеподобные звезды, на которых наблюдались супервспышки. Детально были изучены спектры полусотни таких объектов. Некоторые из них выглядят очень похожими на Солнце. Это говорит в пользу того, что и у нас могут происходить супервспышки. Для жизни как таковой они не опасны, а вот для техники (от линий электропередач до спутников) - весьма. Так что самая реалистичная глобальная катастрофа - это супервспышка на Солнце. Происходят они где-то раз в тысячу лет. Может быть одна из них произошла в конце 19 века. Правда, внезапно такое случиться не может. Новые наблюдения авторов показывают, что на звезде перед вспышкой появляются ОЧЕНЬ крупные пятна.

Известно всего лишь около десятка массивных звезд спектрального класса О, у которых измерены сильные магнитные поля. Тем не менее, это очень важная тематика, и ей посвящен обзор.

Оценки показывают, что сильные магнитные поля - это не типичное свойство О-звезд. Лишь 5-10 процентов из них имеют большие поля. Соответственно, распределение по полям бимодально. Причины - неизвестны.

Вообще, с магнитными О-звездами связано много загадок. Многие из них упомянуты в обзоре. Отдельно отметим обсуждавшуюся связь таких объектов с магнитарами.

Авторы обнаружили и исследовали интересную систему. Во-первых, это красный гигант с транзитной планетой. Планета очень интересная. О ней ниже. Во-вторых, длительный мониторинг радиальной скорости позволил установить, что в системе есть вторая массивная планета на более широкой орбите. Наконец, получение высококачественных изображений позволило открыть вторую звезду - красный карлик на очень широкой орбите.

Самое интересное - это внутренняя планета и ее взаимодействие со звездой. Благодаря астросейсмологическим данным удалось хорошо определить параметры звезды. Для планеты удалось измерить и радиус, и массу. Планета одна из самых массивных. Причем, она не слишком близка к звезде, т.е. не очень сильно нагревается. Это важно, т.к. позволяет изучать не прогретый гигантсткий гигант. Кроме того, планета сидит на очень эксцентричной орбите и взаимодействует со звездой за счет приливов. Наконец, редко когда планета у звезды гиганта находится на орбите размером менее 0.5 а.е. Соответственно, изучение этой системы важно в контексте исследования распределений экзопланет по большим полуосям.

Детальные наблюдения показали, что и на Веге есть пятна. Это довольно удивительно. Дело в том, что внешние слои таких звезд устроены не так, как, скажем, у Солнца. Для того, чтобы сделать более-менее устойчивые поверхностные структуры необходимо магнитное поле. С этим у А-звезд вообще, - и Веги, в частности, - есть проблемы. Кроме пекулярных Ap-звезд, у таких светил поле невелико (и, кстати сказать, его происхождение неясно). Авторы надеются, что изучение поверхностных структур Веги сможет пролить свет на происхождение магнитного поля А-звезд.

Небольшой обзор по темпу образования звезд, образованию крупных скоплений и тп. Местами довольно эклектично и "лоскутно", но местами крайне полезно и ясно.

Большой полезный обзор. Автор постарался упомянуть все-все-все основные работы по формированию первых звезд, написанные за последние 10-15 лет. В итоге из 103 страниц почти 40 занимает список литературы. Объяснение порою слишком краткие, но это неизбежно. Никакой лишней зауми и деталей.

Небольшой обзор по ветрам массивных звезд. Несмотря на скромный объем, автор включил все основные формулы, поэтому для людей в теме обзор будет очень полезен, а для людей не в теме - непонятен.

В Архиве появилось много работ из материалов конференции по астросейсмологии (список статей можно найти в arxiv:1409.2270). Другие статьи также могут быть многим интересны, но остановимся на этой, посвященной возрастам звезд.

Автор на пальцах, в достаточно популярной форме, описывает основные методы определения возрастов звезд, а также, зачем они нужны в решении реальных задач. В осноном все это надо для понимания того, как наша Галактика формировалась и эволюционировала.

Небольшой, но очень информативный обзор. Важно, что рассмотрена потеря вещества на всех эволюционных стадиях, а не только на главной последовательности (про что есть много больших подробных свежих обзоров).

Кратко и информативно - означает "не для всех", но это хорошее "не для всех". Любой, кому действительно надо что-то про потерю массу такими звездами, легко разберется.

Большой обзор по новым результатам в деле изучения атмосфер экзопланет и бурых карликов. Автор начинает с карликов, поскольку они лучше изучены. Рассмотрев данные наблюдений по обоим классам объектов, автор переходит к описанию того, как строятся модели атмосфер. Завершается все обсуждением поисков жизни (биомаркеры, зоны обитаемости и т.д.).qq

Подробно рассматривается, что новые наблюдения и расчеты говорят об эволюции массивных звезд (тяжелее 100 масс Солнца) и о том, как там синтезируются элементы.

Появилось сразу две статьи, посвященных одному объекту (вторая - arxiv:1408.0813). Объект этого заслуживает.

Переходные (transitional) диски соответствуют стадии, когда протопланетный диск уже частично израсходован, а остаточный (debris) еще не сформировался. Газ уже практически полностью исчез, а пыль осталась. Исследуя такой диск у звезды HD 169142, авторы двух статей обнаружили в нем новый объект. Он находится на расстоянии 20-25 а.е. Масса составляет около 30 масс Юпитера или чуть больше.

Во второй статье (arxiv:1408.0813) авторы также пишут о еще одном объекте на расстоянии около 50 а.е. Если он подтвердится, то мы видим формирующуюся многопланетную систему.

На протяжении эволюции звезды меняется темп вращения ее частей. Особенно важен темп вращения ядра, т.к. потом из него формируется компактный объект, и здесь еще много неясного. В частности, не ясно, как эффективно ядро может терять угловой момент на стадии красного гиганта, когда оболочка сильно расширилась и замедлилась.

Связь между ядром и оболочкой осуществляется в основном с помощью магнитного поля. Вот эту проблему и рассматривают авторы статьи.

Авторы сами пишут, что до окончательного решения этой задачи еще далеко. Пока же у них получается, что ядро все-таки может эффективно замедляться, что приводит к появлению относительно медленно вращающихся нейтронных звезд и белых карликов (что и наблюдается в среднем). Однако, отдельно замечу, что эт оделает еще более острой проблему возникновения сильных полей у магнитаров.

С магнитными полями массивных звезд много всего неясного, а это важно не только для звездной астрофизики, но и для нейтронных звезд. Авторы приводят предварительные результаты обзора почти сотни звезд с целью поиска магнитных полей. Основной результат состоит в том, что лишь небольшая доля массивных звезд имеет упорядоченные немаленькие магнитные поля.

Очень популярный обзорчик касательно того, как синтезируются элементы, и почему важно изучать звезды, бедные металлами.

Планеты с орбитальными периодами в несколько дней и меньше могут существенно взаимодействовать со своей звездой.

Самое очевидное - приливы. И это уделено внимание. Но затем идут всякие другие. Это и потеря вещества планетой из-за заполнения полости Роша, и взаимодействия, связанные с магнитными полями, и еще кое-что. Включая непонятные случаи, когда наблюдения показывают, что какие-то процессы на звезде коррелируют с орбитальным периодом планеты, но причины - непонятны.

Авторы проводят детальные расчеты формирования первых звезд в минигало. Массы оказываются заключенными между 1 и 300 массами Солнца. В некоторых минигало формируется несколько звезд (до 6 в данных расчетах). У авторов получаются в среднем более низкие массы, чем в других расчетах этого типа. Это довольно интересно, т.к. легкие звезды (чуть-чуть легче солнца) могли бы дожить до наших дней.

Впервые обнаружены звезды далее 200 кпк от центра Галактики.

Звезды ULAS J001535.72+015549.6 и ULAS J074417.48+253233.0 были отобраны как кандидаты в далекие красные гиганты в гало Галактики. Детальные наблюдения это подтвердили. Оценки расстояния составили 274+/-74 кпк и 238+/-64 кпк. Это рекорд. Кстати, расстояние этих звезд от центра Галактики потихоньку растет, т.к. сейчас они двигаются от него (пусть и медленно - скорости составляют малые десятки километров в секунду).

Авторы обсуждают, откуда эти два гиганта могли появиться в гало. То ли это остатки какой-то поглощенной карликовой галактики, то ли еще что. Пока непонятно.

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

Авторы проводят детальный поиск легких одиночных объектов (бурые карлики и самые крупные планеты) в скоплении Плеяды. Обнаружено несколько объектов, что позволяет построить функцию масс.

Результат очень интересный. Видно, что функция масс тянется с тем же наклоном в область низких масс.

Знаете ли вы, что то, как образовались шаровые скопления, остается непонятным?

Наблюдаемые сейчас шаровые скопления сформировались давно. Объекты это не ахти какие большие (если сравнивать с галактиками), поэтому рассмотреть на больших красных смещениях, как они появлялись, мы не можем. Остается надеяться, что образование шаровых скоплений "тогда" происходило также, как образование молодых массивных скоплений (YMC) "сейчас". Во многом на этой аналогии и построен обзор.
Весьма интересно.

Свободно перемещающиеся планеты (free-floating planets) - это планеты, не вращающиеся вокруг звезд, а объекты планетных масс, не являющиеся чьими либо спутниками. Есть проблема, связанная с тем, как они образуются, и как к ним относится. Дело в том, что часть людей считает, что собственно планетами надо называть только объекты, образовавшиеся в дисках вокруг звезд. А объекты, которые образовались сами как звезды, но имеют планетные массы, надо классифицировать отдельно. Но пока нет ясности, насколько легкие объекты могут возникать в процессе звездообразования. Авторы пытаются пролить свет на эту проблему.

Авторы показывают, что недавно открытый объект OTS44 имеет диск, и на него идет аккреция. Масса источника - около 12 юпитерианских. Он молодой (2 миллиона лет). И он один.

Если все так, то действительно объекты планетных масс могут образовываться, как звезды. Вопрос только в том, насколько точно авторы определили все параметры. Вдруг это бурый карлик?

Объекты Торна-Житков, это ожидаемый (но пока - гипотетический) класс источников, являющихся продуктом эволюции двойных систем: нейтронная звезда оказывается внутри звезды-гиганта. Их пытаются искать по особенностям химического состава. Иногда появляются заявления об обнаружении хороших кандидатов. Вот очередное. Важно, что это действительно наиболее сильный на данный момент кандидат.

Речь идет о звезде HV 2112 в Малом Магеллановом облаке. У нее обнаружен ряд химических аномалий, которые проще всего объяснить, предположив, что это объект Торна-Житков, т.е., что внутри сидит нейтронная звезда.

А вот появилась и статья с участием Анны Житков: arxiv:1406.6064. В ней авторы также приходят к выводу, что HV2112 - это, скорее всего, объект Торна-Житков.

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

Для близкого миллисекундного пульсара (260 пк) в двойной системе промерили эффект Шапиро. Это дает возможность довольно точно оченить массу пульсара и его невидимого спутника. Для пульсара получают 1.2+/-0.14,, а для спутника 1.05+/-0.06. Спутник, скорее всего, белый карлик. Это следует в основном из косвенного аргумента, связанного с очень маленьким эксцентриситетом (в системе из двух нейтронных звезд такое очень трудно получить с эволюционной точки зрения). Поэтому авторы попытались увидеть белый карлик. и не увидели. Это дает возможность поставить верхний предел на его температуру: < 3000K. Это рекорд для известных белых карликов.

На этот раз пульсирует звезда.

Звезда является массивной переменной с сильным магнитным полем (звезда довольно яркая, находится в созвездии Большого Пса). Наблюдения на спутнике XMM-Newton позволили увидеть пульсации в рентгене. Связаны они не с вращением (как у обычных рентгеновских пульсаров - нейтронных звезд и белых карликов), а с пульсациями звезды. Период - чуть менее 5 часов. В оптике период уже давно был известен. Интересно, что и в ренгене его видно. Ничего подобного ранее не наблюдаось. Поэтому объяснить, что же в случае кси Большого пса не так будет не так уж тривиально, если говорить о мелких деталях.

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

С одной стороны, авторы рапортуют об открытии очередной такой планеты (всего их известно несколько десятков, уже почти под сотню). С другой, - и это более интересно,- дают хороший обзор свойств планет, обнаруженных у звезд-гигантов.

Очень подробно разбирается много вопросов, связанных с существованием экзопланет в двойных системах. Образование, эволюция, зоны обитаемости.....

Подробный обзор по приливной диссипации. Все написано в деталях, т.е., с одной стороны, нужно это только специалистам, с другой - для их это очень полезно.

Приливная диссипация может сильно менять орбиты планет и спутников планет-гигантов. Сейчас это весьма актуальная тематика, поэтому обзор как нельзя "в тему".

В Архив выложили книгу. Это ее первая глава. Вообще, книга посвящена "голубым бродягам", но по ходу затрагивается много аспектов эволюции одиночных и двойных звезд.

Остальные главы.

Blue Straggler Stars: Early Observations that Failed to Solve the Problem
The Blue Stragglers of the Old Open Cluster NGC 188
Field Blue Stragglers and Related Mass Transfer Issues
Blue Straggler Stars in Globular Clusters: a powerful tool to probe the internal dynamical evolution of stellar systems
The Blue Straggler Population in Dwarf Galaxies
Mass Transfer by Stellar Wind
Binary Evolution: Roche Lobe Overflow and Blue Stragglers
Formation Channels for Blue Straggler Stars
Dynamical Processes in Globular Clusters
The Multiple Origin of Blue Straggler Stars: Theory vs. Observations
Models of Individual Blue Stragglers
Blue Stragglers in Globular Clusters: Observations, Statistics and Physics
Blue Stragglers in Clusters and Integrated Spectral Properties of Stellar Populations

Очень подробный, очень полезный обзор для тех, кто в теме.

Ветер от массивных звезд - это сложная тема, где много неясного, а учитывать потерю массы приходится много где. Обзор насыщен и теорией, и данными наблюдений.

См. также другую главу в arxiv:1406.5657.

Рассматриваются поздние стадии эволюции (и взрывы) звезд с массами более 30 солнечных. Современные модели уже позволяют обсуждать всякие тонкие эффекты. Например, роль вращения. Кроме того, такие объекты, видимо, связаны с длинными гамма-всплесками, что также обсуждается в обзоре.

Завершается статья списком нерешенных проблем. Их много, и они важные.

Пояс Гулда - это локальная (500 парсек) относительно молодая (десятки миллионов лет) структура. Солнце находится примерно в его центральной области. Пояс Гулда образован молодыми звездными ассоциациями. Там сосредоточено основное количество массивных звезд солнечной окрестности. Из-за этого распределение ярких звезд на небе не совпадает с плоскостью Млечного пути (Пояс Гулда - относительно плоское образование, и он наклонен по отношению к галактическому экватору).

Происхождение Пояса до конца не ясно. Авторы обсуждают различные модели.

Авторы демонстрируют, что на другом краю Галактики молодые звезды наблюдаются на значительной высоте над плоскостью галактического диска. Речь идет о расстояниях 13-22 килопарсека от центра Галактики и 1-2 килопарсека на плоскостью диска. Молодыми звездами являются цефеиды, т.е. расстояния должны быть измерены довольно точно. Такое расширение галактического диска предсказывалось и косвенно наблюдалось и раньше, но все удавалось определить недостаточно точно. Теперь есть надежные данные. Далекие цефеиды могут быть связаны с молекулярным рукавом "с той стороны" Галактики, а распухание диска - с ростом влияния темного вещества на больших расстояниях от центра. В частности, вероятно, что там есть остаток какой-то небольшой галактики, поглощенной нашей.

Очень красивая идея: звезда выступает в роли гравитационно-волнового детектора.

Поиск гравитационных волн - важная задача. Для этого строят и разрабатывают сложные дорогие и установки. Но кое-что можно узнать и с помощью астрономических наблюдений. Например, наблюдая за несколькими радиопульсарами, можно также видеть гравитацинно-волновой сигнал. А можно наблюдать за звездами.

Звезды колеблются. В начале были открыты солнечные осцилляции. Затем были открыти колебания других звезд, и появилась целая наука - астросейсмология. Изучение звездных осцилляций позволяет поразительно много узнать о недрах этих объектов. Поэтому эта область астрофизики активно развивается. Запускают специализированные спутники (как CoRot) для наблюдения колебаний звезд. В основном именно для изучения их недр. Но оказывается, их можно использовать и для других целей.

Несколько лет назад начали появляться работы, в которых авторы указывали, что звезды будут "чувствовать" гравитацонные волны. В первую очередь речь идет о волнах от сливающихся сверхмассивных черных дыр в центрах далеких галактик, а также о двойных звездных системах в нашей окрестности. Гравитационные волны должны возбуждать звездные колебания (так же, как гравволны заставляют колебаться лабораторные детекторы). Затем методами астросейсмологии можно увидеть эти колебания, выделить их на фоне других осцилляций звезд. И вот впервые показано, что действительно можно надеяться использовать наблюдения звездных осцилляций для изучения гравволн.

Основным неизвестным ингредиентом является темп затухания возбужденных гравволнами звездных колебаний. Если современные оптимистические оценки верны, то высокоточные наблюдения многих звезд могут по чувствительности в некотором диапазоне частот поспорить даже с планируемым космическим интерферометром eLISA!

См. также arxiv:1405.1414.

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

Авторы представили детальные наблюдения звезды Кеплер-93 и транзитов планеты Кеплер-93b.

Во-первых, авторы смогли двумя независимыми способами (астросейсмология и транзиты) получить оценки параметров звезды. Причем разные методы дают согласующиеся величины. Во-вторых, удалось очень точно померить параметры планеты. Это земноподобный объект с радиусом 1.481 радиуса Земли. Точность измерения радиуса - 120 километров! Масса известна хуже (3-5 масс Земли). Но ясно, что это железно-каменная планета. Правда, планета находится довольно близко от звезды. Температура поверхности может быть порядка 1000 градусов, поэтому о жизни там речь не идет.

Авторы представляют каталог, включающий около 47000 периодических переменных. Эти данные получены после анализа 5.4 миллиона переменных звезд на половине неба (20 000 квадратных градусов).

Авторы провели частичный анализ каталога и выявили несколько интересных особенностей.

Хороший феноменологический обзор про самые массивные звезды (речь идет об объектах с массой порядка ста солнечных и больше). Описаны их наблюдаемые параметры. Аккуратно объясняется, какие есть неопределенности измерений, а также неопределенности в моделях, если параметры восстанавливаются по ним (например, по эволюционным трекам). В поле зрения автора попали не только одиночные звезды, но и компоненты двойных систем.

Авторы используют любопытную методику. В физике часто возникает проблема контролируемых экспериментов. Иногда ее удается элегантно реить, найдя два идентичных объекта.

В статье исследуется влияние горячих юпитеров на свойства звезд, вокруг которых они вращаются. Авторы берут широкие двойные, где около одной звезды есть массивная близкая планета, а у другой - нет. При это звезды должны быть довольно похожи друг на друга. В таком случае можно надеяться, что лишним элементов является именно присутствие горячего юпитера, а значит - узнать, как он влияеет на материнскую звезду.

К сожалению, пока таких систем мало,так что статистики никакой в общем-то нет. Но уж как есть. Авторы показывают на двух примерах, что горячий юпитер способствует активности звезды. Еще три системы, не являющихся идеальными с точки зрения чистоты эксперимента, качественно подтверждают этот вывод.

Довольно концентрированный обзор по разным типам переменных пульсирующих звезд. При этом автор рассказывает не только о разных типах объектов, не только о свежих данных, но и о будущих проектах, и вообще о том, как и какие данные люди надеятся получить в ближайшее время. В частности, спутник GAIA даст кучу данных, а кроме того новые крупные наземные обзорные инструменты дадут массу информации.

Исследована очень интересная двойная система. Она состоит из нормальной звезды и белого карлика. Существенно, что систему мы видим с ребра (в плоскости орбиты). Это приводитт к тому, что обычная звезда линзируется на белом карлике. Это позволяет довольно точно определить массу белого карлика. В итоге можно продвигаться в изучении белых карликов и эволюции тесных двойных систем.

Авторы рассматривают "галактические зоны обитаемости". Впервые их ввели в астрофизический обиход в 2001 году. Эти области определяют, используя модели химической эволюции галактик. Дело в том, что распределение тяжелых элементов по радиусу не равномерно. Соотвественно, в разных частях галактик возникают разные условия для формирования железно-каменных планет (и жизни на них).

Показано, что в нашей Галактике наилучшие условия достигаются на расстоянии 8 кпк от центра (как раз, где мы и находимся), а в Туманности Андромеды (галактике М31) такая область соответствует 16 кпк. Авторы учитывали радиальные потоки вещества. Они приводят к тому, что земноподобных планет образуется больше (примерно на треть, если говорить о нашей Галактике, и на 10% в случае М31).

Конечно, обитаемые планеты могут появляются и на других расстояниях от галактических центров (важно только, чтобы металличность не была сильно ниже солнечной), но максимум (согласно представленным в статье расчетам) находится именно там. Наверное, это неплохо, т.е. "братья по разуму" могут быть вблизи. Но могут быть и ровно на противоположном краю галактики ....

Речь идет о звездах с массами в сотни солнечных при нормальном химсоставе. Их можно делать или слияниями, или обычной аккрецией. Эти механизмы и затрагиваются в обзоре.

Автор понятно, но без лишних деталей, описывает физику процессов. Разообраться во всем можно довольно легко. Правда, некоторые моменты (например, собственно существование верхнего предела массы) затронуты лишь мельком. Но обо всем сразу и не расскажешь.

Существенно обновленная и дополненная версия отличного обзора по тесным двойным системам с релятивистскими объектами. Более-менее там есть все, что касается данной области астрофизики.

Скат (stingrey) - это планетарная туманность. В ней находится очень интересный объект.

Обычно звезды эволюционируют слишком медленно, чтобы за несколько лет наблюдений можно было бы заметить существенное изменение их параметров (переменные или взрывающиеся объекты тут не в счет). Но не у звезды в этой туманности!

С 1971 года по 2002 год звезда сжималась и нагревалась (ее температура возросла с 21 до 60 тысяч градусов). А потом она начала снова остывать. Эволюционный статус звезды до сих остается загадочным. Возможно, это результат эволюции тесной двойной системы.

Авторы использовали примерно месяц наблюдений самой яркой О-звезды северного неба на микроспутнике MOST (Microvariability and Oscillations of STars). В итоге впервые показано, что на поверхности этого объекта (и вообще, впервые для О-звезд!) есть яркие пятна. Из-за того, что пятна находятся на разных широтах, а звезда вращается дифференциально, кривая блеска содержит разные характерные периоды (конечно, близкие к основному периоду вращения звезды, составляющему чуть более 4 дней).

Большущий обзор. По сути, это книга. Начинается все с довольно понятного (педагогического, как обозначает это автор) введения в современное понимание звездообразования. Далее автор постепенно выруливает на детальное обсуждение трех задач, обозначенных в названии статьи.

См. также arxiv:1402.0919, где речь идет об образовании массивных звезд.

Большой обзор по темпу потери вещества массивными звездами. В этой области есть некоторое развитие, которое пока не учтено во многих популярных моделях звездной эволюции. В частности, автор обсуждает роль двойных и влияние эруптивных сбросов вещества, поскольку сейчас считается, что темп потери вещества одиночными звездами в 2-3 раза ниже, чем это принималось ранее.

Самая мощная вспышка (из наблюдавшихся) на Солнце дала примерно 10³²эрг энергии. А может быть больше? В принципе, звезды могут давыть в сотни и тысячи раз больше, и это наблюдается. Но в основном это звезды в чем-нибудь, да отличающиеся от Солнца. Иногда - очень сильно (маломассивные, двойные, очень пятнистые и тп.).

Увидеть вспышку, как говорят в "белом свете", непросто. Однако трудно - не означает невозможно. Гипервсышка соответствует возрастанию блеска на 0.03% Спутник Кеплер наблюдал практически одновременно более 100000 звезд. И точность измерения блеска составляла около 0.01%. Авторы выделили два случая супервспышек, наблюдавшихся Кеплером у звезд, на первый взгляд, похожих на Солнце. Идея была в том, чтобы посмотреть на них внимательнее.

"Внимательнее" - это используя Субару, один из самых мощных наземных оптических телескопов (входит в десятку лучших). Обычно звезды с мощными вспышками, даже если они похлжи на Солнце по массе, температуре и тп., отличаются от него коротким периодом вращения (несколько дне) или двойственностью. В данном случае, исследования показали, что таких отличий нет.

Правда, авторы пока не могут точно оценить магнитное поле этих звезд и площадь поверхности, занимаемую пятнами. Не исключено, что поля там раз в 10 больше, чем у Солнца, и пятен больше. Но если окажется, что это не так, то это хороший повод задуматься. Супервспышка на Солнце может быть опаснее падения небольшого астероида. А главное, происходить они могут чаще - раз в несколько сотен лет. Для земной аппаратуры (а также всего того, что стоит на спутниках) это все может оказаться фатальным. А куда мы без приборов?

С помощью ALMA (которая умеет удивительные вещи) авторы отнаблюдали 17 молодых двойных систем в созвездии Тельца. Там, на раастоянии всего лишь около 140 пк, находится известный комплекс звездообразования. У всех более массивных компонент и у 10 менее массивных обнаружены околозвездные диски, в которых шло (или идет) образование планет.

Интересно, что иерархия не сохраняется. Т.е., более массивный диск может быть у менее массивной звезды в двойной. А некоторые модели предсказывали, что так быть не должно.

Авторы обнаружили преинтересный объект. Это похоже на шаровое скопление галактики М87, только вот его скорость относительно этой галактики превосходит 2000 км в сек! Это крайне необычно. Объект надо исследовать более детально. Пока же больше загадок, чем ясности. Видимо, он станет целью для очень подробных наблюдений на Хаббле.

Красивая работа. авторы обнаружили, что Проксима Центавра - ближайшая к нам (1.3 пк) звезда, - в 2014 и 2016 гг. выступит в роли гравитационной линзы. Учитывая, что расстояние до нее хорошо известно, это даст возможность с высокой точностью определить ее массу, а также обнаружить вокруг нее экзопланеты, если они там есть.

Авторы провели необходимые тестовые наблюдения на Хаббле. Если все правильно сделать, то Космический телескоп (вместе с GAIA и VLT) позволит узнать кое-что интересное о Проксиме.

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

Пока GAIA летит в назначенную точку, астрономы научились измерять параллаксы ярких звезд на расстояниях до 5 кпк с помощью Космического телескопа! Авторы представляют тест, проведенный для цефеиды SY Aurigae на расстоянии 2 кпк. Именно для таких звезд метод и важен. Ведь расстояния до цефеид лежат в основе методов определения космологических расстояний, а точных параллаксов долгопериодических цефеид, по сути, нет.

Не слишком большой, но достаточно полный обзор по остаточным дискам. Это образования, которые остаются вокруг звезды, когда планетная система в основном уже сформирована. Исследуя остаточные диски, можно узнать многое о том, как появлялась и эволюционировала на ранних этапах система планет.

Авторы собрали в общем-то хорошо известные выкладки, позволяющие выразить, скажем, массы звезд, белых карликов, нейтронных звезд, планет и их размеры через фундаментальные постоянные и пару-тройку значений массы элементарных частиц. Польза в том, что все компактно, понятно, и со свежими комментариями.

Но я бы желающим посоветовал потом посмотреть сюда и сюда

Хороший дайджест того, что нового узнали о бурых карликах за последнее время. Четко описано: что открыли и что из этого смогли понять про физику этих "недозвезд". Или лучше сказать "планет-переростков"? Ведь автор показывает, что в физике бурых карликов больше всего "похожестей" с физикой планет-гигантов, и именно открытия экзопланет помогают прояснить некоторые загадки в свойствах бурых карликов.

Небольшой, но емкий, обзор по звездным магнитным полям. Обсуждается структура поля в звездах разных типов, связь со свойствами компактных остатков и тп. Важно, что обсуждаются звезды разных масс.

Авторы суммируют как наблюдательные подходы к определению начальной функции масс звезд, так и различные теоретические модели для ее объяснения. Последние включают в себя как различные физические сценарии, так и результаты детального компьютерного моделирования в рамках этих подходов.

Где заканчивается наша Галактика? Это довольно непростой вопрос, особенно, если учесть спутники, которые уже поглощаются или будут поглощены. Искать самые далекие звезды Галактики непросто. молодых среди них нет. Значит, надо искать красные гиганты - самые мощные среди старых звезд. Именно этим авторы и занимались.

Авторы составили каталог из 374 объектов по данным UKIRT Infrared Deep Sky Survey. Далее надо кандидаты подтверждать. Пока наиболее далекие из надежно подтвержденных кандидатом находятся на расстоянии более 30 кпк. Но потом могут быть выявлены и объекты на расстояниях до 200 кпк.

Определять возраста молодых звезд (менее 100 млн. лет) непросто. В обзоре авторы обсуждают различные способы и подходы, используемые в таких оценках.

Описываются и данные наблюдений, и теоретические подходы в деле понимания поведения протопланетных дисков. Основная тема: состав этих объектов и его эволюция.

Большой подробный обзор по Ве-звездам. Даже с небольшим историческим введением и тп. Но вообще - все по делу, много данных, моделей, описаний методов.

Аппарат Кеплер функционирует не в нормальном режиме. Но функционирует. А потому рассматриваются различные варианты проведения наблюдений на нем. В статьей предлагается один из них.

Конечно, слова "потенциально обитаемые" в данном случае означает лишь то, что планеты находятся в зоне обитаемости, но какая там жизнь у белых карликов?!? Речь идет о планетах с орбитальными периодами 4-30 часов. Пока такие у белых карликов не известны, но авторы полагают, что за 200 дней наблюдений их можно найти около сотни, если осмотреть 10000 белых карликов из обзора SDSS. Кроме того, можно будет изучать пульсации белых карликов.

Есть и множество других предложений по дальнейшему использованию Кеплера. В Архиве уже появилось несколько проектов:
arxiv:1309.0654,
arxiv:1309.0702,
arxiv:1309.0737,
arxiv:1309.0740,
arxiv:1309.0741,
arxiv:1309.0918,
arxiv:1309.1078,
arxiv:1309.1096,
arxiv:1309.1176,
arxiv:1309.1177,
arxiv:1309.1499,
arxiv:1309.1529,
arxiv:1309.3283,

Авторы исследовали выборки затменных двойных с массивным компаньоном (ранний В-класс) в нашей Галактике и в Магеллановых облаках. Показано, что в диапазоне металличностей от 0.2 солнечной до солнечной (-0.7 < log(Z/Z_sun) < 0.0) свойства массивных двойных не меняются.

Очередной релиз данных по почти что полумиллиону звезд. В каталоге представлены их радиальные скорости. Это все очень существенно для изучения звездных населений Галактики, ее структуры.

Также в Архиве одновременно появилось еще несколько сопутствующих статей от этого проекта. В частности, можно отметить статью arxiv:1309.4284, посвященную массе нашей Галактики и скоростям убегания из нее.

По наблюдения большого числа звезд в пределах 2.5 кпк от нас построена карта распределения межзвездной среды. С высокой точностью авторы приводят карты для 300-парсековой окрестности, и несколько более грубые результаты - для большего объема.

Качественно вывод авторов очевиден: если у нас есть тесная пара звезд (полуось менее 10 а.е.), то там реже образуются планеты. Но интересна методика и количественная сторона вопроса. Детали - в статье.

Суммированы основные результаты работы спутника Гершель по изучению звездообразования. Обзор скорее для специалистов, тем не менее, т.к. описываются в основном наблюдения, во всем можно разобраться. Основное внимание уделено волокнам в облаках газа.

Женевская группа (превратившаяся теперь в большой международный коллектив, но преемственность остается) представила очередную сетку звездных моделей для солнечной металличности.

Околозвездные диски изучают с помощью прямых наблюдений уже более 15 лет. Но как правило изображения получали с помощью Космического телескопа. Ведь надо уйти под угловую секунду. Если мы говорим об оптике, то это силуэтные изображения. И вот впервые такое удалось сделать с помощью наземного телескопа (Магеллана) с адаптивной оптикой.

Новые результаты позволяют уточнить параметры диска, понять свойства пыли в нем и тп.

Спутники CoRoT и Kepler изучали не только экзопланеты, хотя именно эти результаты наиболее известны. В ходе работы было получено много данным по звездам, юолее того, для CoRoT это в начале и было основной целью. В основном интерес представляют данные по звездной сейсмологии - т.е. по осцилляциям звезд. В данном обзоре суммированы основные результаты в этой области. Они позволяют узнать много нового о строении конвективных оболочек у звезд типа Солнца (и вообще у маломассивных звезд на главной последовательности).

В заключение авторы приводят список будущих космических проектов, которые расширят наши знания о колебаниях звезд.

Авторы кратко (насколько это позволяет формат материалов конференции) рассматривают четыре вопроса из звездной эволюции.
1. Происхождение медленно вращающихся, не проэволюционировавших звезд.
2. Статус переменных типа альфа Лебедя.
3. Как взрываются звезды в диапазоне начальных масс 18-30 масс Солнца.
4. Почему увидели так мало прародителей сверхновых типа Ibc?

Авторы рассматривают механиз приобретения звездами больших скоростей за счет эффека пращи после взрыва сверхновой в двойной системе. Как известноЮ, гиперскоростные звезды летят из центра Галактики. это существенно, т.к. взаимодействия в центральном парсеке делают двойные более "жесткими", т.е. увеличивают орбитальную скорость.

В обзоре рассматривается эволюция массивных звезд на примере объектов в галактиках Местной группы, которые находятся достаточно близко, и там можно "все разглядеть".

Обзор также содержит хорошее краткое введение по звездной эволюции вообще.

Как изучают звезды. Комплексный подход позволяет получать потрясающие результаты. С одной стороны есть фантастически точная фотометри Кеплера, содержащая данные об астросейсмологии. С другой - теперь есть прямые измерения радиусов для этих звезд. Все вместе сильно ограничивает модели звездного строения и эволюции.

Авторы продолжают детально исследовать систему Фомальгаута.

Как многие помнят, несколько лет назад было заявлено о получении прямого изображения планеты в этой системе - Фомальгаута b. Затем появились сомнения в том, что это планета, т.к. слишком уж ярким был этот источник в оптике. Стали обсуждать возможность того, что это облако пыли или нечто подобное. Вот получены новые данные.

По всей видимости, источник в самом деле является не планетой, а скоплением частиц. Детали пока не известны. Авторы сколяются к тому, что видим-то мы облако, но в центре есть планета со спутниками. Бомбардировка спутника метеороидами может давать наблюдаемую пыль.

В 2032 г. Фомальгаут b должен влететь в основной пояс системы Фомальгаута. Это может помочь внести окончательную ясность в природу наблюдаемого объекта.

Вообще-то бета Цефея - тройная. Но в статье речь идет лишь об одной звезде. Это компаньон В. Поле меняется с амплитудой почти 100 гаусс у среднего значения в несколько гаусс. Это первое надежное подтверждение наличия дипольного поля у звезды верхней главной последовательности (спектральный класс B1).

Авторы исследуют фотометрические свойства звезд, демонстрирующих очень мощные вспышки. Во-первых, показано, что быстровращающиеся звезды чаще дают мощные вспышки. Но все же, медленно вращающиеся звезды также могут давать столь же мощные вспышки, только реже. Во-вторых, авторы показывают. что интенсивность вспышки зависит от общей площади пятен на звезде.

Авторы в некоторых деталях обсуждают любопытную модель. Гиперскоростные звезды рождаются при разрушении пары звезд. Одна из звезд улетает, а другая- остается. Остающиеся накапливаются, и могут сталкиваться друг с другом. Вот этот-то механизм и рассматривается. Возможно, будущие наблюдения помогут увидеть такие редкие события в центрах галактик.

В доступной форме суммированы наши знания о Бетельгейзе. Публичный интерес к этой звезде связан с тем, что она ближайшая (500-700 св лет) из тех, что могут в ближайшее время (менее миллиона лет) взорваться как сверхновая. Так вот, по мнению автора в ближайшие 100 000 лет не взорвется - придется подождать.

Прекрасный обзор по двойным и кратным звездам. Речь в основном идет о звездах главной последовательности и формирующихся звездах, также затрагивается и статистика по коричневым карликам.

Рентгеновская двойная содержит белый карлик (один из самых массивных - 1.3 массы Солнца) и горячий субкарлик. Система уже прошла стадию общей оболочки. Система близкая и прекрасно видна в оптике. В короткой статье представлены некоторые новые данные, система сравнивается с АЕ Водолея, а также мельком обсуждается ее судьба: взорвется ли белый карлик, сколлапсирует ли в нейтронную звезду....

Рентгеновские двойные с затмениями уже открывали, это не редкость. Но тут, во-первых, первая система с Ве-звездой. А во-вторых, затмения видны не только в рентгене, но и в оптике! Это позволяет узнать много нового о поведении аккрецируемого вещества вблизи нейтронной звезды. Что важно для исследования подобных систем.

Небольшой обзор по звездообразова