Основная цель космического эксперимента "Кеплер" - поиск планет у ближайших звезд по изменению их блеска в ходе прохождения планеты по диску звезды. NASA предполагает исследовать более 100,000 звезд спектральных классов F, G и K за 4 года наблюдений. Кеплер сможет получать фотометрию звезд с точностью 90 микро-звездных величин (9x10^-5зв.величины) при 15 минутной экспозиции.

Эффект микролинзирования действует в сторону противоположную затмению (прохождению), т.е. не ослабляет, а усиливает блеск звезды. Но обычно для планет этим эффектом можно пренебречь - из-за того, что размер звезды велик и усиливается (линзируется) излучение только от небольшой части ее поверхности. Другой причиной является то, что сами планеты перекрывают часть потока усиливаемого излучения, если они расположены близко к звезде. Однако, если звезда в системе компактна (в первую очередь ей может быть горячий белый карлик) и/или планета расположена достаточно далеко, то эффект микролинзирования может оказаться существенным и даже перекрыть оспабление из-за прохождения.

Эти и близкие к ним вопросы достаточно подробно и несложно рассмотрены в данном обзоре.

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").

В статье представлены данные наблюдения 28 звезд не достигших главной последовательности южного полушария. Подробно рассмотрены спектральные свойства этих звезд, а также околозвездные структуры с разрешением до 1-2 астрономических единиц. Очень богатый фактический материал.

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.]

"Super-Hipparcos" - это будущий астрометрический спутник GAIA. Его запуск планируется на 2010 год. Срок работы спутника - 5 лет. Спутник будет получать хорошую многоцветную фотометрию. Т.о. в руках исследователей окажется колоссальное количество информации. Сейчас активно обсуждаются различные "побочные" продукты работы GAIA.

В данной работе авторы обсуждают, что спутник сможет дать для астрофизики сверхновых звезд. Оценки показывают, что за 5 лет спутник сможет зарегистрировать более 20 000 сверхновых (пять в день)! Примерно две трети - это сверхновые Ia. В основном это близкие (Z<0.14). Отдельно авторы обсуждают возможность регистрации гамма-излучения и гравитационных волн от сверхновых, замеченных GAIA.

Обзор очень неглубокий, зато небольшой по объему и охватывающий большое число тем: спектр космических лучей и лучи сверхвысоких энергий, первичный нуклеосинтез, анизотропия реликта, массы и осцилляции нейтрино, суперсимметричные частицы и темная материя, квантовая гравитация на панковских масштабах и пространственно-временная пена. Для всех этих тем затронуты как теоретические аспекты, так и экспериментальная проверка.

Новорожденные нейтронные звезды (возраст менее минуты) существенно отличаются от более "зрелых" объектов этого типа. Это горячие, непрозрачные для нейтрино шары. За несколько секунд они излучают колоссальную энергию. Большая часть уносится нейтрино, но некоторая доля уносится гравитационными волнами.

В этой статье авторы рассматривают процесс излучения гравволн молодыми нейтронными звездами. Показано, что если нейтронная звезда рождается в нашей Галактике, то ее гравизлучение может быть зарегистрировано уже первым поколением лазерных интерферометров. Кроме того, образующиеся в результате слияния двух нейтронных звезд более массивные, т.н. "супрамассивные", нейтронные звезды могут являться более мощными источниками гравитационного излучения. Они могут быть зарегистрированы на расстояниях, соответствующих скоплению в Деве, что дает темп порядка нескольких штук в год.

Транснептуновые объекты (к которым следует относить и Плутон с Хароном) становятся очень популярными в последнее время. Интересно, что среди объектов пояса Койпера, как и среди астероидов, обнаруживают пары (самая известная, опять же, - Плутон и Харон). Нолл с соавторами сообщают об обнаружении двойственности еще двух обектов: 1997 CQ29 и 2000 CF105. Т.о. число известных пар достигает восьми. Расстояние между компонентами пар порядка нескольких тысяч километров. Обнаружение пар очень важно, т.к. (как и в звездной астрономии) это единственный точный способ измерения масс. Знание массы позволяет оценить плотность объектов пояса Койпера, а это крайне важно для понимания их природы. В заключение авторы сравнивают объекты пояса Койпера с основным поясом астероидов и с около-земными объектами.

В своей короткой заметке авторы предлагают решение двух проблем, существующих в теории образования галактик. Эти проблемы относятся к относительно небольшим пространственным масштабам - порядка размера галактик. Модель холодной темной материи предсказывает слишком много карликовых галактик-спутников. Кроме того, в этой модели образующиеся галактики имеют угловой момент меньше наблюдающегося. Введение некоторого количества теплой темной материи снимает, по мнению авторов, вышеописанные проблемы, что они и демонстрируют с помощью численных расчетов. Однако, в заключение авторы указывают, что эти проблемы можно решить и в рамках более детализированного сценария с холодной темной материей.

Слаюое гравитационное линзирование не очень сильно изменяет блеск линзированных галактик, но заметно меняет их форму (вытягивает в какот-то направлении). Причем у соседних объектов искажения одинаково ориентированы, что позволяет отделит их от собственной формы и ориентации объектов.

В данной работе были измерены эллиптичности 2 миллионов галактик со звездной величиной R<23 в 12 далеко разнесенных площадках общей площалью 75 квадратных градусов. Были выявлены типичные для гравитационного линзирования искажения ("E-mode"), причем на масштабах ~30' искажения галактик хорошо коррелировали друг с другом. На основе этих данных получены органичения на космологические параметры (\sigma_8 и \Omega_m), которые хорошо согласуются со сначениями полученными другими методами.

В первой половине статьи детально описан метод слабого линзирования, во второй - обсуждаются ограничения на космологические параметры и производится сравнение с другими экспериментами.

Одно из важных предсказаний инфляционной теории - существование фона низкочастотных стохастических космологических гравитационных волн (ГВ). Эти волны должны влиять на анизотропию реликтового излучения на достаточно крупных угловых масштабах. Объединив данные предыдущих экспериментов по измерению анизотропии реликта (которые, в основном, проводили измерения на средних и мелких угловых масштабах) с данными нового эксперимента ARCHEOPS автору удалось показать, что отношение вкладов тензорных(ГВ)/скалярных возмущений в квадруполе реликтового излучения составляет n_S=0.97_-0.12^+0.10.

Достаточно подробно разобран пример численного решения уравнений Эйлера (уравнений гидродинамики) с помощью схемы TVD (нелинейная, 2-го порядка). В качестве примере рассматривается задача о сильном взрыве (задача Седова-Тейлора) с известным аналитическим решением. Обзор будет полезен тем, кто начинает заниматься гидродинамическими расчетами (не только в астрофизике).

Согласно большинству суперсимметричных моделей, нейтралино (которые составляют суперсимметричную темную материю) концентрируются в центрах галактик. Нейтралино постепенно аннигилируют, испуская гамма-лучи, которые можно пытаться наблюдать. Уже законченный эксперимент EGRET вел наблюдения центра нашей Галактики в диапазоне энергий от 30 МэВ до ~30 ГэВ. Обработка наблюдений была направлена на выделение фона, т.е; исключались точечные источники и т.д. Авторы пришли к заключению, что данные EGRET закрывают многие суперсимметричные теории, если плотность нейтралино быстро растет к центру Галактики. Более точные наблюдения будут проведены в эксперименте GLAST, это тоже обсуждается в статье.

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.

Очень короткий и простой обзор - какие параметры экзопланет можно определить наблюдая отраженный от них свет, а какие по тепловому излучению. Всего 7 страниц.

Новая профессиональная техника и методика регистрации метеорных потоков. Изображения метеоров получались с помощью двух фотокамер с CCD-матрицами. Линии, полученные на изображениях, экстраполировались до их пересечения. Полученные координаты радианта потока - (прямое восхождение = 154^o.35, склонение = 21^o.55 в эпохе J2000) - хорошо совпадают с теоретическими предсказаниями.

Пожалуйста, покажите эту статью астрономам-любителям!

Пульсар - очень точные "часы" - на орбите в двойной системе позволяет сразу определить функцию масс второго компонента (т.е. получить ограничения на нее снизу). Для того, чтобы измерить массу самого пульсара необходимо зарегистрировать одни из релятивистских эффектов:

1. Релятивистскую прецессию орбиты. Для этого ее эксцентриситет должен быть достаточно велик.
2. Задержка Шапиро - запаздывание импульса, когда луч проходит рядом со вторым телом. Требуется, чтобы орбита была видна почти с ребра.
3. Уменьшение полуоси орбиты из-за излучения гравитационных волн. Эффект заметен только у самых тесных систем.

Авторы впервые провели полный обзор т.н. "хозяйских" (Host) галактик гамма-всплесков в субмиллиметровом и радиодиапазонах. Эти волны были выбраны не случайно. Дело в том, что есть основания подозревать наличие связи между гамма-всплесками и звездообразованием. Если гамма-всплескм это гиперновые, то они должны появляться в областях мощного звездообразования. Последние в свою очередь лучше изучатьименно в этих длинноволновых диапазонах.

Наблюдения показали, что галактики и в самом деле не средние. Двадцать процентов из них обладают очень высоким темпом звездообразования (500 масс солнца в год, для сравнения: у нашей Галактики - порядка одной массы Солнца в год).

Дается краткое описание лазерного интерферометра GEO600, предназначенного для регистрации гравитационного излучения космических источников. Среди последних более детально обсуждаются вращающиеся нейтронные звезды, особенно пульсары.

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.

Очень кратко описывается проблема наличия кваркового вещества в сливающихся нейтронных звездах. Т.к. гравитацонный сигнал может дать некоторую информацию о внутреннем строении нейтронных звезд, то представляет интересных рассмотреть столь модную сейчас гипотезу о странной материи.

Похоже, что для объяснения астрофизических и космологических результатов последних нескольких лет необходимо привлекать новую физику. В обзоре несколько разделов. В микрофизическом подробно рассмотрены различные виды частиц, из которых может состоять темная материя (WIMPs, суперсимметричные частицы, аксионы), а также регистрация этих частиц напрямую и по продуктам распада. В космологическом разделе описаны последние результаты измерения анизотропии микроволнового фона (реликта) включая эксперименты BOOMERANG и ARCHEOPs. Рассмотрен ряд эффектов, связанных с инфляцией. Последний раздел посвящен темной энергии, которая вызывает ускорение расширения нашей Вселенной.

Институт SETI планирует в скором времени начать новый проект по поиску внеземного разума, а потому проводится работа по отбору целей. 2000 систем, отобранный для проекта Феникс уже недостаточно. В статье авторы приводят список потенциально обитаемых звездных систем в окрестности Солнца.

Оказывается, статистика галактик в скоплениях на красных смещениях порядка 0.5 и вблизи нас существенно различно. Если вокруг нас "коктейль" состоит из одной части эллиптических, двух частей S0 галактик, и одной части спиральных, то на z=0.5 гораздо больше спиральных галактик (это избыток обеспечивается меньшим числом S0 галактик).

Причин для такого различия может быть несколько: слияния, вспышки звездообразования, влияние межгалактической среды ... Авторы используют свои модели эволюционного синтеза для изучения вличния звездообразования на изменения состава "галактического коктейля". В этой короткой заметке представлены лишь первые результаты, однако проблема довольно интересна, потому мы и обращаем на нее ваше внимание.

Авторы представляют свои наблюдения Галактики (плоскости, центра) на спутниках Чандра и ASCA. В статье коротко, но понятно рассказывается про галактические источники разных типов.

USNO-B - каталог всего неба в котором приведены положения, собственные движения, звездные величины в нескольких фильтрах и определение типа объекта (звезда или галактика). Название каталога расшифровывается как U.S. Naval Observatory, а "B" обозначает версию (т.к. до USNO-B существовали USNO-A, A1.0 и A2.0). Каталог содержит данные о 1,042,618,261 объектах, полученных по 3,643,201,733 индивидуальным измерениям 7,435 Шмидтовских фотопластинок из различных обзоров неба, проводившихся за последние 50 лет. Каталог полон примерно до V=21, его астрометрическая точность - 0.2" на эпоху J2000, а фотометрическая - 0.3 звездной величины. Автоматическая классификация объектов на звезды/галактики верна с вероятностью 85%.

Каталог доступен через сеть по адресу http://www.nofs.navy.mil.

Планируемые на ближайшие годы эксперименты по исследованию анизотропии космического микроволнового фонового излучения будут измерять не только его температуру, но и поляризацию. Какие новые результаты можно ожидать от этих экспериментов? Какая новая физика может проявиться при измерении поляризации? Как это связано с темной энергией и космологическим фоном гравитационных волн?

Для чтения обзора требуется определенная математическая подготовка.

Мы не знаем как ведет себя вещество при плотностях порядка 10¹⁵ г/см³, которые достигаются в центрах нейтронных звезд. Теории предлагают несколько вариантов. Один из них - что при достижении определенной плотности происходит деконфайнмент кварков и в звезде образуется ядро из свободных кварков (точнее из кварк-глюонной плазмы). А что при этом произойдет с нейтронной звездой?

Авторы рассматривали достаточно простую двухкомпонентную модель и варьировали параметр уравнения состояния, отвечающий за энергию деконфайнмента. Было обнаружено, что звезды с кварковыми ядрами имеют меньшие радиусы и максимальные массы, чем чисто нейтронные звезды (подобные результаты были известны и раньше). Неожиданным является результат, что в определенном узком интервале значений параметра уравнения состояния удалось построить 2 устойчивые последовательности звезд с кварковыми ядрами, отличающиеся друг от друга размерами ядра. Между звездами этих последовательностей возможен быстрый переход, который будет сопровождаться выделением примерно 10⁵² эрг энергии. Переход будет сопровождаться вспышкой нейтринного излучения и несколько задержанной по времени вспышкой гамма-лучей.

Архив статей, вошедших в предыдущие выпуски.

Разделы архива (с июля 2002 г.):
обзоры, космология, нейтрино, космические лучи и гамма-астрономия, галактики, АЯГ, квазары, наша Галактика, межзвездная среда, звезды, сверхновые, остатки сверхновых, черные дыры, нейтронные звезды, линзирование, Солнце, экзопланеты, Солнечная система, аккреция, тесные двойные системы, гамма-всплески, гравитационные волны, механизмы излучения, численное моделирование, динамика, механика методы обработки данных, МГД, методы наблюдений, будущие наблюдательные проекты, прочее.

Сергей Попов
Михаил Прохоров