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.

Описывается эволюция массивных звезд на разных стадиях жизни Вселенной. В том числе т.н. звезды популяции III (Pop III). Это самые первые звезды, состоящие из водорода и гелия (первичный химсостав). Обсуждаются взрывы различных массивных звезд и остатки этих взрывов для различных металличностей.

Химический состав большинства звезд с дефицитом металлов отражает состав газа из которого они сформировались. Эти старые звезды позволяют понять ход процессов звездообразования и синтеза химических элементов во Вселенной. Они являются локальными реликтами эпох, которые сейчас наблюдаются на очень далеких красных смещениях. Если будут найдены звезды совершенно не содержащие металлов ("звезды популяции III"), то мы сможем изучать вещество, родившееся непосредственно в Большом Взрыве. До сих пор не удавалось найти звезды, в которых бы железа было меньше, чем 10^-4 от Солнечного обилия. В статье сообщается об открытии звезды в которой железа в 200 000 раз меньше, чем в Солнце. Это еще не звезда популяции III, но ее открытие дает надежду, что и такие звезды могут быть открыты.

Эта статья была опубликована в журнале Nature, 419, 904, (2002). Изложение этой статьи можно посмотреть на astronet.

Новые не так грандиозны как Сверхновые. Но они тоже вспыхивают, при этих вспышках тоже выбрасывается вещество. А как потом эволюционируют остатки новых? Об этом - о теории и о наблюдениях - данный обзор.

VLTI - интерферометр, работающий в видимом и близких к нему диапазонах. Основная составляющая - четыре 8-метровых телескопа (есть еще более мелкие, отметим, что не обязательно все инструменты одновременно задействованы в данном конкретном сете наблюдений).

В данной статье авторы представляют прямые измерения радиуса для четырех маломассивных звезд (красные карлики), проведенные в диапазоне 2.2 микрона.

Возможность существования в центре квазара сверхмассивной звезды с массой 10⁷-10⁹ M_o и светимостью 10¹² L_o ("магнетоид") рассматривалась и была очень популярной в 60-е - 70-е годы. Светимость квазаров в этой модели объяснялась аккрецией на такой сверхмассивный объект (Lynden-Bell 1969, у нас этой тематикой занимался Л.Озерной).

Эта, достаточно экзотичная идея, сегодня испытывает второе рождение в связи с открытием сверх массивных черных дыр в центрах многих галактик. Концепция сверхмассивной (>5^.10⁴ M_o) звезды, погруженной в плотное звездное скопление может объяснить ряд наблюдаемых в квазарах явлений. В данной статье численно изучена динамика взаимодействия сверхмассивной звезды м окружающим ее плотным звездным полем.

Хотя название может вызвать печальные ассоциации, тем не менее статья очень и очень интересная! Авторы детально обсуждают судьбу массивных звезд в зависимости от содержания в них тяжелых элементов. Это особо интересно в последнее время в связи с интересом к самым ранним звездам, металличность которых была еще очень маленькой.

Автор подробно рассматривает методику налибровки светимости цефеид в нашей Галактике и учета их межзвездного покраснения. Эти измерения, совместно с измерениями цефеид в галактике NGC4258 показывают, что точность этой калибровки не хуже 0.1^m, по крайней мере для цефеид с солнечным химсоставом. Различие в химическом составе вносит примерно такую же ошибку. Для того, чтобы увеличить точность предсказанния светимости цефеид необходимы обширные работы по изучению их металличности, учет нелинейности в зависимостях период-светимость и период-цвет, а также точное определение в какой моде происходят их пульсации - на основной частоте или на первом обертоне.

В 2000-2001 году на желтом сверхгиганте произошла вспышка, подобная наблюдавшейся в 1945-47 и 1985-86 годах, но изучение ее было проведено современными методами. Во вспышке класс звезды изменился от А до M. Темп потери массы достиг Mdot ~= 5.4х10^-2M_o/год. Похоже это еще одна звезда типа, Ets Карины, которая завершила свою Ядерную эволюцию и в ближайшее время взорвется как Сверхновая (под ближайшим временем подразумеваются несколько сотен тысяч лет).

Лидеры женевской группы по изучению звездной эволюции дают короткий обзор влияния эффектов вращения на жизненный путь массивных звезд. Они оказываются довольно существенными. Причем, чем ниже металличность, тем важнее вращение. Это оказывается важным сейчас в связи с возросшим интересом к звездам PopIII - самым первым звездам, которые возникли из вещества, почти свободного от тяжелых элементов, а затем, взорвавшись как сверхновые, обогатили наш мир элементами от углерода до железа (и дальше до урана).

См. также статью "The effects of rotation on Wolf--Rayet stars and on the production of primary nitrogen by intermediate mass stars" astro-ph/0301287.

Все мы любим искать там, где светлее и проще. Астрономы очень часто избегают области плоскости Галактики, т.к. там очень много объектов, и выбрать среди них нужные непросто. Но труды тех, кто не боится трудностей, часто бывают вознаграждены. Авторы статьи обнаружили самый яркий коричневый карлик на небе. Кстати, они оценили, что до 40 процентов объектов этого типа "просмотрели", потому что не искали в плоскости Млечного Пути.

"Урановыми" называют очень бедные металлом звезды ([Fe/H]<-3) в спектрах которых наблюдаются линии урана. Уран не мог возникнуть в этих звездах в ходе термоядерных реакций. Объяснение этого феномена - засорение звезды при вспышке сверхновой в двойной системе. Если при этом взрыве двойная не распалась (что маловероятно, так как "урановые" звезды имеют малую массу), то в системе может присутствовать компактный объект, а на него идти аккреция. В статье даны ограничения на рентгеновские потоки от этих звезд.

Эта статья самым непосредственным образом связана с предыдущей, но это не обзор, а оригинальная работа двух групп, объединивших свои усилия, для того чтобы разобраться с начальным темпом вращения нейтронных звезд. В итоге получаются достаточно быстровращающиеся нейтронные звезды: без магнитного поля одни гидродинамические неустойчивости и конвекция не могут отодвинуть новорожденный пульсар от вращения на пределе разрушения. Влияние магнитного поля увеличивает начальный период на порядок (до 4-7 миллисекунд). В последнем случае энергии вращения оказывается недостаточно для того, чтобы "запитать" гамма-всплеск в модели коллапсара. Однако, "многое сделано, но многое еще предстоит". В частности, в тесных двойных системах ситуация может существенно отличаться как в ту, так и в иную сторону.

В ходе обзора звезд с высоким собственным движением открыт самый холодный субкарлик. Звезда отнесена к спектральному классу sdM8.0 (температура здесь "заложена" в спектральном классе, потому не говорят "открыт самый холодный карлик с температурой ..."). Расстояние до звезды 65+/-15 парсек. Масса около 0.09 масс Солнца. Возможно, эта звезда является объектом гало! Обнаружение такого источника всего в 65 пк от Солнца говорит о том, что в Галактике их должно быть очень много.

Похоже, что кроме экспериментов по наблюдению гравитационного микролинзирования (MACHO, OGLE и др.) найден еще один обширный источник информации о переменных звездах. Это Слоановский цифровой обзор неба (Sloan Digital Sky Survey). В нем содержится информация о 3,000,000 точечных источниках на 700 кв.град. небесной сферы, наблюдавшиеся несколько раз с интервалом от 3 часов до 3 лет.

С помощью VLBI техники удалось построить изображение двойной звезды типа RS CVn: HR 5110 (=BH CVn; HD118216). Наблюдения велись на частоте 8.4 Ггц.

Очень часто звездные системы (галактики, скопления) изучают по их интегральным характеристикам. В такой ситуации незаменимым оказывается популяционный синтез. Суть метода заключается в моделировании популяции звезд. Параметры отдельных объектов детально не рассчитываются (они и не проявляются в наблюдениях), зато удается более-менее хорошо описать параметры системы в целом. В коротком обзоре приводится история развития метода, а также рассматриваются некоторые наиболее простые модели.

Описывается седьмая версия каталога тесных двойных. В каталог включено почти 700 систем. В основном это катаклизмические переменные (почти 500 штук). Каждые полгода информация на сайтах, где размещен каталог, обновляется.

Будущая миссия GAIA даст колоссальное количество самых разных результатов. В этой статье рассматривается возможность получения данных о звездном вращении (вплоть до очень малых скоростей) по спектральным наблюдениям на этом спутнике.

Небольшой обзор по белым карликам. Как и для других звезд, для белых карликов важен такой параметр как вращение (период, угловой момент). От этого могут зависить их наблюдательные проявления. Автор рассматривает современные наблюдательные данные и попытки их теоретического осмысления. Обзор простой и интересный.

Большой обзор, посвященный молодым (новорожденным) звездным скоплениям в молекулярных облаках. Из-за мощного поглощения такие скопления часто наблюдаются только в ИК области. Поэтому лишь относительно недавно начали накапливаться большие объемы данных по этим объектам. Обзор особенно актуален в связи с близящимися запусками новых ИК спутников (Гершель, SIRTF, и возможно NGST).

По наблюдениям на 6-метровом телескопе в САО обнаружена круговая поляризация излучения у звезды Т Тельца, что говорит о наличии у нее магнитного поля. Наблюдения проводились в 1996 и 2002 гг. По измерениям поляризации излучения этой молодой звезды получены значения магнитного поля 160+/-40 Гс и 140+/-50 Гс для наблюдений 1996 и 2002 гг. соответственно. Как видно, зарегистрированное поле находится на пределе чувствительности аппаратуры, однако, авторы полагают, что результат вполне реален (хотя, отметим скромное "possible" в заголовке статьи).

Напомним, что звезды типа Т Тельца (соответственно сама эта звезда - прототип важного класса астрономических объектов) - это маломассивные звезды до стадии главной последовательности, имеющие аккреционные диски. Для них ожидались значения магнитных полей порядка 1 кГс. Однако, до конца 90-х гг. ни для одного объекта не было прямой регистрации поля несмотря на многочисленные попытки. В конце 90-х гг. для трех звезд (включая саму Т Тельца) были получены оценки магнитных полей. В случае Т Тельца это порядка 2 кГс. Эта величина была получена не с помощью поляризационных наблюдений (как у группы из САО), а по измерению эквивалентных ширин линий (по наблюдению поляризации были только верхние пределы порядка 800-1000 Гс). Именно это может объяснять различие результатов. Т.е. они не находятся в противоречии друг с другом, если, например, поле недипольно. Или же, если ось диполя почти перпендикулярна лучу зрения. В последнем случае требуется, чтобы угол между магнитной осью и осью вращения был достаточно большой (более 30 градусов). Для выбора между двумя вариантами требуются дополнительные наблюдения.

Магнитные поля зарегистрированы для десятков белых карликов (отметим, что тут "приложили руку" и исследователи из САО, о работе которых см. выше). Но мало просто знать, что поле есть. Или даже, что "характерная величина составляет...". Хочется знать топологию поля: дипольное оно или нет, если не дипольное, то какое и т.д. Причем, поле у молодых и старых, у аккрецирующих и у изолированных может быть различным. Похоже, что в этой области стали появляться очень интересные результаты. Подробности - в статье.

У звезды SO025300.5+165258 обнаружено очень большое собственное движение 5.06+/-0.03 "/год (открытие сделано при обработке базы данных SkyMorph). Это действительно очень большая величина, т.к. до этого было известно Только 7 звезд с \mu>5"/год. Параллакс этой звезды составляет 0.43+/-0.13 " (предварительное значение, требующее подтверждения). Ближе этой звезды расположены только звезды системы Альфы Центавра (включая Проксиму Центавра) и звезда Барнарда.

Структура равновесных вращающихся звезд, осесимметричные и неосесимметричные возмущения, вращение звезд в астрофизических объектах - вот некоторые из тем рассмотренные в данном обзоре.

Как первое поколение звезд, родившееся из "чистого" космологического вещества, обогащало окружающую среду тяжелыми (тяжелее He) элементами? Смотри также astro-ph/0302285.

STELIB, новая спектроскопическая библиотека, доступна по адресу http://webast.ast.obs-mip.fr/stelib. В ней 249 спектров звезд в видимом диапазоне (от 3200 до 9500A) со спектральным разрешением ~3A. В библиотеке звезды разных спектральных классов и металличностей. Точность фотометрии примерно 3%.

Самые первые звезды образовывались из вещества. где было очень мало т.н. "металлов" - элементов тяжелее гелия. В процессе рождения и эволюции таких объектов еще очень много неясного, а их роль в астрофизике очень велика (см. недавние результаты спутника WMAP о ранней реионизации Вселенной). В статье рассматривается аккреция газа в процессе образования первых звезд.

Короны звезд изучают в основном по их жесткому излучению. Около четверти века назад удалось отнаблюдать корону Капеллы (альфа Возничего). Однако ж, новые спутники (Чандра, Ньютон и др.) дают новые возможности. В большом обзре авторы обсуждают современное состояние дел и перспективы.

Только Чандра может увидеть, что один из близнецов и сам не един. Кастор вообще говоря секстет звезд - шестикратная система! Однако, уже в небольшой телескоп можно разделить Кастор А и Кастор В - расстояние между ними на небе 3.8". Но то, что может телескоп на даче в оптике - то сложная задача для современной рентгеновской обсерватории! Кроме того, спутники запускают не только ради картинок, но и ради более детальных исследований - спектральных. А вот спектры сейчас лучше строит ХММ (потому, кстати, Чандра более известен массам - он картинки лучше делает). Т.о. идея состояла в совместном наблюдении двумя обсерваториями, чтобы потом из данных ХММ можно было вытянуть хорошие спектры, что и удалось. Касторы видны благодаря активности их корон. О корональной звездной астрономии см. выше целую книгу.

Модели популяционного синтеза активно применяются к галактикам, скоплениям звезд и т.д. Однако, у всякой модели есть пределы применимости. В данной заметке речь идет о нижнем пределе на массу скопления (или, иными словами, на число звезд), когда еще можно применять обычный популяционный синтез без опасности получить ошибочный результат. Определение нижнего предела не такая простая вещь. Авторы получают ряд интересных оценок, которые можно было бы давать в качестве задач астрофизического практикума (если там проводятся работы с программами эволюционного синтеза нормальных звезд).

В статье описан проект VSNG - коллаборация исследователей из Болоньи, Падуи, Неаполя и обсерватории Мерато по изучению переменных звезд в галактиках Местной группы. Уже есть результаты.

152 звезды в B, V и I фильтрах с классификацией.

В статье дан обзор наблюдательных результатов последних 10 лет о вращении маломассивных звезд еще не достигших главной последовательности. Обсуждаются возможные механизмы их торможения.

Звездообразование - процесс сложный. Однако, там есть простые закономерности. например, закон Шмидта: поверхностная плотность молодых звезд пропорциональна поверхностной плотности межзвездного газа в некоторой степени (поверхностная означает "просуммированная поперек диска"). Эта простая зависимость была обнаружена более 40 лет назад. С тех пор было много попыток ее объяснить. И проблема не в том, что объяснения нет, а в том, что их много!

В данной работе представлены результаты численного моделирования, в которых естественным образом возникает закон Шмидта. Правда, это не означает, что найдено объяснение. Однако, можно сделать важный вывод, что звездообразование на большим масштабах определяется сверхзвуковой турбулентностью, которая связана с гравитационными нейстойчивостями на больших масштабах, а не обратным влиянием звезд или тепловыми нейстойчивостями, которые существуют на небольшим масштабах.

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.

При обзоре неба для поиска молодых звезд была обнаружена близкая к Солнцу кинематическая группа F-G звезд, находящихся на начальной главной последовательности. Обсуждается природа звезд этой группы. Исследования пространственного движения группы указывает, что она с наибольшей вероятностью могла родиться в одной из следующих ассоциаций: Perseus OB3 (Per OB3), Upper Centaurus-Lupus (UCL) и Lower

Тамманн и Сэндэдж - люди-легенды. Новая работа посвящена фундаментальнейшей проблеме в астрономии: определению расстояний по цефеидам. Используя новые данные (приятно отметить, что здесь важную роль играют исследования, проводимые в ГАИШ и Ин-те Астрономии), авторы получают уточненные зависимости. Первая статья серии посвящена Галактике, но уже тут авторы обсуждают отсутствие единых зависимостей для различных галактик.