Чэпмен и др. в своих статьях рассказывают о наблюдениях сильнозапыленных галактик с очень сильным звездообразованием. Оказывается, на красных смещениях порядка 2-3 их пространственная плотность в тысячу с лишним раз превосходит плотность ярких галактик в наше время.

Самые первые звезды были очень массивными, т.к. состояли из водорода и гелия без примеси "металлов" (напомним, что так в астрономии называют углерод, кислород, азот и т.д.). Они быстро взорвались, и вокруг нас их нет (а образовываться им не из чего: межзвездный газ "замусорен" продуктами жизнедеятельности звезд - теми самыми "металлами"). Мы можем что-то узнать о этих "водородных монстрах" исследуя инфракрасный фон, или наблюдая маломассивные звезды второго поколения. Итальянские ученые показывают, что флуктуации ИК-фона на малых угловых масштабах могут быть хорошо описаны вкладом первых массивных звезд и галактик с бурным звездообразованием. Конечно, такие данные по фону дают лишь довольно косвенную информацию о первых звездах, но это лучше чем ничего. Другую косвенную информацию можно получать, исследуя старые маломассивные звезды. Их время жизни очень велико, а потому они сохранились до наших дней. Но, повторимся, они не были первыми, т.к. чтобы сделать маломассивную звезду уже надо иметь немножко межзвездной пыли (Зигги Стардаст не мог быть Адамом). Зная металличность (содержание элементов тяжелее гелия) таких звезд, и зная (из моделей) сколько пыли надо для их образования, можно рассуждать на тему "самые первые звезды".

На больших красных смещениях мы видим много активных галактик. Причем, заметьте: активность связана со сверхмассивными черными дырами, но дыры никуда не делись, а активности поубавилось. Наблюдения Кауфманна и др. дают дополнительные аргументы в пользу того, что активность галактических ядер коррелирует с темпом звездообразования: в галактиках с яркими активными ядрами много молодых звезд.

Ну и наконец обзор. Нейл Трентам на 38 страницах подробно расписывает, что мы знаем об эволюции звездообразования во Вселенной, что за звезды мы видим в ближайших галактиках, и как все это можно согласовать друг с другом, чтобы получить стройную картину формирования галактик и звезд в них.

Сначала определения. Если близко к линии, соединяющей наблюдателя и удаленный источник света, находится массивное тело, то его гравитация будет отклонять лучи. Конечно тело, которое называют гравитационной линзой, должно быть прозрачным или достаточно компактным, чтобы лучи света не поглощались самой линзой. Такое воздействие приводит к появлению нескольких изображений источника, смещенных относительно его истинного положения. По крайней мере одно из изображений будет ярче, чем исходный источник. Если относительное положение линзы и источника меняются со временем - картина будет меняться. Поскольку гравитация одинаково воздействует на излучение с любой длиной волны, то "цвета" изображения меняться не будут (это верно, по крайней мере, для точечных источников).

Типичная ситуация гравитационного линзирования выглядит так: источником света является удаленный квазар (или галактика), а линзой - более близкая галактика, лежащая на луче зрения. При этом появляется несколько изображений квазара (обычно четное число), удаленных друг от друга на несколько угловых секунд. Довольно часто все дополнительные изображения оказываются очень слабыми, и мы видим только сам источник, искаженный по форме. Такая ситуация называется слабым гравитационным линзированием.

Если гравитационной линзой является не галактика, а звезда, то расстояние между изображениями гораздо меньше - несколько миллионных долей угловой секунды. Такие изображения современными средствами разрешить невозможно, и мы наблюдаем только изменение блеска источника вцелом. Такие события называются гравитационным микролинзированием. Методами современной астрометрии удается также измерять смещение центра тяжести такого линзированного изображения, т.е. регистрировать астрометрические эффекты микролинзирования.

И, наконец, если источник в нелинзированном состоянии не виден на фоне неба, его усиленное изображение появляется только на короткое время вблизи максимума микролинзирования. Такие явления называют пиксельным микролинзированием. Эта ситуация типична при наблюдении эффектов микролинзирования на звездах близких галактик: Туманности Андромеды, M33 и т.д. (Магеллановы облака сюда не входят - они расположены слишком близко от нас).

Если гравитационное линзирование интересует вас - вот несколько публикаций в которых данная тематика описана более подробно: cтатья А.Ф.Захарова " Гравитационные линзы" в "Соросовском Журнале", статья А.М.Черепащука " Гравитационное микролинзирование и проблема скрытой массы" (там же) и обзор А.Ф.Захарова и М.В.Сажина " Гравитационное микролинзирование" в УФН.

Теперь статьи по горячей теме этой недели. Они хорошо показывают разнообразие проявлений и применений гравитационного линзирования в астрономии сегодня. Открывает тему обзор Эванса, под названием Первое Героическое Десятилетие микролинзирования. Оказывается этой теме (В смысле наблюдений) уже 10 лет. Какие эксперименты были проведены, как сначала искали "стандартные" симметричные по форме события микролинзирования, а затем все больше и больше начали интересоваться редкими "нестандартными" событиями. И, конечно, наиболее важные и перспективные проекты "Второго Героического Десятилетия".

В статье Ю.Бухмастовой сделана попытка объяснить часто встречающиеся близкие пары квазаров и галактик линзированием на шаровых скоплениях в гало, лежащих на луче зрения галактик.

Один из наиболее успешных экспериментов по наблюдению микролинзиирования - OGLE (Optical Gravitational Lense Experiment) - дал за время своего проведения огромное количество крайне полезной для астрономов "побочной" информации. Так в статье Цапраса и др. получены ограничения на количество планет у звезд, играющих роль гравитационных линз.

Несмотря на то, что существование сверхмассивных черных дыр в центральных областях множества галактик уже фактически не вызывает сомнения, механизм формирования черных дыр остается неизвестным (это было "горячей темой" на прошлой неделе). Всем ясно, как черная дыра может увеличивать свою массу - аккреция. Но вот откуда берется "зародыш" черной дыры?

Шапиро рассматривает несколько популярных сценариев: коллапс сверхмассивной звезды, коллапс звездного скопления или облака частиц (темной материи) и др. Для решения этих задач требуется применение Общей теории относительности (ОТО). Поэтому нужны мощные компьютерные методы. О проделанных расчетах и рассказывается в работе.

Появляются все новые и новые аргументы в пользу того, что Аномальные рентгеновские пульсары (АРП) и источники мягких повторящихся гамма-всплесков (МПГ) - близнецы-братья. Т.о. накапливаются аргументы в пользу "единых моделей", в первую очередь в пользу магнитарной. Такие сценарии описывают АРП и МПГ как родственные объекты, или находящиеся на разных эволюционных статдия, или имеющие немного разные параметры. Магнитары - сильнозамагниченные нейтронные звезды. Теория таких объектов сейчас активно развивается. Пока это наилучшая гипотеза, описывающая АРП и МПГ.

Наблюдения на спутнике RXTE показали наличие у АРП 1E 2259+586 вспышек, во многом подобных вспышкам МПГ. Кроме того, нейтронная звезда испытала сбой периода - глитч. Частота вращения резко увеличилась (изменение периода при глитче не очень большое, но если вы представите себе волчок с массой Солнца, плотностью атомного ядра, размером в 10 км и периодом в несколько секунд, то станет ясно, что даже небольшое изменение периода требует много усилий). Также увеличился и темп замедления вращения, который вернулся к прежнему уровню лишь спустя 18 дней. Одновременно были проведены оптические и ИК наблюдения. Там также было отмечено увеличение потока. Эта особенность пока не описывается в магнитарной модели Томпсона и др. Отсутствие же гамма-вспышки при наличии рентгеновской можно объяснить играя свойствами магнитного поля (мультипольностью) и свойствами коры.

Небольшой обзор по космическим лучам сверхвысоких энергий. Кратко описаны все основные проблемы и гипотезы. Обсуждаются различные возможные источники частиц столь высоких энергий: и астрофизические (нейтронные звезды, гамма-всплески, активные ядра галактик), и космомикрофизические (различные виды элементарных частиц и объектов). Кратко затрагивается вопрос о расхождении данных экспериментов HiRes и AGASA (список экспериментов см. здесь). Основной вывод в том, что пока статистика мала, и надо ждать новых больших экспериментов (AUGER, EUSO), которые должны дать достаточные данные для решения загадки космических лучей сверхвысоких энергий.

Обычно квазары окружены галактиками, точнее находятся в их центрах. Это трудно заметить, так как квазар светит во много раз сильнее, чем галактика. Для таких объектов была предложена модель интенсивной аккреции на сверхмассивную центральную черную дыру. Сегодня такая модель считается общепринятой. Но известны достаточно многочисленные системы, в которых квазар находится не в центре галактики, а рядом с ней. На фотографии показаны изофоты системы, состоящей из галактики NGC 4319 (более крупная сверху) и квазара Маркарян 205. Одно из предложенных для таких пар объяснений - гравитационное линзирование, квазар является усиленным изображением наиболее яркой части галактик (центра). На роль линзы в данной ситуации годится не всякий объект: галактики слишком протяженные, звезды дают очень короткие события. Подходящими кандидатами являются шаровые скопления в гало галактики, лежащей на луче зрения. Эта гипотеза и рассматривается автором статьи.

Большой подробный обзор по излучению черных дыр, неперегруженный формулами и ссылками. Суть обзора в подробном обсуждении трудностей, имеющихся в описании испарения черных дыр (Хоукинговское излучение). Дело в том, что кроме того что излучение пока не обнаружено, сам факт его возможности под вопросом, т.к. выводы об испарении черных дыр базируются на ряде предположений. Другой выбор разумных параметров делает излучение черных дыр невозможным. Также все более популярной становится идея, что совсем маленькие черные дыры (с массой порядка Планковской - 2.2 10^-5г) не излучают. Соответственно, даже если излучение есть, дыры не испаряются до конца. Оставшиеся реликты могут вносить вклад в темную материю. (См. также работы Алексеева и др.).

Земная атмосфера, точнее ее неоднородности, препятствуют достижению высокого углового разрешения, что очень сильно мешает наблюдать слабые источники и объекты со сложной мелкомасштабной структурой. Радикальный способ решения проблемы - вынос инструмента в космос - очень очень дорог. На Земле с этой проблемой можно бороться двумя путями. С помощью активной оптики, которая отслеживает и компенсирует возмущения волнового фронта, вызываемые атмосферой. Другой (пассивный) способ - спекл-интерферометрия. Если сделать фотографию точечного источника, "испорченного" атмосферой, с очень короткой экспозицией, то мы увидим, что оно состоит из большого числа отдельных изображений - спеклов, каждое из которых обладает высоким разрешением. Если их правильно сложить, можно получить хорошее изображение и на Земле.

В данной статье обсуждаются преимущества одного и другого подходов, которые иллюстрируются на реальных инструментах.

Авторы сообщают о том, что им удалось отождествить аномальный рентгеновский пульсар (АРП) 1RXS J1708-4009 в инфракрасном диапазоне на Канадско-Французском Гавайском телескопе. Величина объекта равна К'=17.53 (в полосе K'). Переменность не обнаружена. Поток излучения в ИК выше, чем предсказывало продолжение теплового спектра из рентгеновской области. Вероятно, это общее свойство АРП, так как у всех четырех отождествленных в ИК объектов наблюдается избыток излучения в этом диапазоне.

Важная статья со скучным названием. Некоторые подробности см. выше в "горячей теме".
Спектроскопически определены красные смещения 10 галактик с высокой светимостью в субмиллиметровом диапазоне (такое свойство связано с большим количеством пыли и мощным звездообразованием). Объекты оказались "скучены" в диапазоне красных смещений 1.9-2.8 со средним значением 2.4. Это похоже на аналогичное распределение квазаров по красным смещениям, что может говорить о связи роста массы черной дыры с мощным звездообразованием в ярких "пыльных" галактиках. Пространственная плотность "субмиллиметровых" галактик на z>2 (что означает "в далеком прошлом") в 1000 раз больше, чем плотность похожих ярких галактик на небольших красных смещениях (что означает "в наше время").

См. также другую статью тех же авторов, посвященную субмиллиметровым галактикам. Там речь идет о выборке из 55 объектов на красных смещениях от 0.7 до 3.7. Для всех этих источников на VLA были получены подробные радиокарты на частоте 1.4 ГГц, а для некоторых и подробные оптические данные с Космического телескопа.

Авторы исследовали 22623 галактики с активными ядрами на красных смещениях от 0.02 до 0.3 и сравнили их с нормальными галактиками. Если активное ядро (АЯ) имеет относительно небольшую светимость, то звездное население галактики похоже на аналогичное у галактик без активных ядер. Но если светимость АЯ большая, то как правило в галактике много молодых звезд. Это еще один аргумент в пользу тесной связи мощного звездообразования в массивных галактиках и ядерной активности (см. "горячую тему" этой недели).

Сверхновые типа Ia очень яркие и очень хорошие "стандартные свечи". Это позволяет с высокой точностью определять расстояния до них, даже когда вспышка происходит в далекой галактике. Именно с их помощью впервые было обнаружено, что наша Вселенная расширяется с ускорением (впоследствие это было подтверждено другими способами). Поэтому так важно знать какой внутренний разброс цветов и светимостей присущ этим объектам. Авторы показали, что разброс цветов спустя 40 дней после максимума блеска в B-фильтре меньше 0.1 звездной величины (что совпадает с делавшимися ранее оценками). Важнее другое - обнаружено, что несколько дальше (т.е. спустя более чем 40 дней) этот разброс уменьшается, т.е. "стандартные свечи" можно сделать "еще лучше"!

Статья интересна в двух отношениях. Во-первых, она содержит хороший обзор наблюдательных данных (с пояснениями) на тему "куда мы движемся?" Рассмотрены разнообразные движения, в которых мы участвуем вместе с Солнцем, Галактикой, близкими галактиками и т.д. Во-вторых, обсуждается интересный факт. Если взять популярные на сегодняшний день данные, то окажется, что вакуум доминирует в динамике расширения Вселенной уже начиная с масштабов порядка 2 Мпк от нас! Поэтому не удивительно, что Хаббловский поток плещется у самого нашего порога (см. рисунок): расширение можно проследить до довольно близких галактик.

Оказывается, прошло уже десять лет с тех пор как начались первые, казавшиеся тогда экзотическими, проекты по поиску микролинзирования: MACHO, EROS и OGLE. В данном обзоре вы найдете описание стандартного события (это уже не столь интересно, т.к. есть масса обзоров, книг и статей по этому вопросу), различных отклонений от него (от ахроматичности или от стандартной симметричной кривой блеска) из-за эффектов параллакса и ксалларапа, конечных размеров линзирующего тела или его двойственности. Особое внимание уделено следующим трем вопросам:

1. поиск компактных темных объектов в гало Галактики;
2. распределение барионной материи во внутренних частях Млечного Пути и туманности Андромеды;
3. изучение потемнения к краю у линзируемых звезд.

Самые-самые первые звезды образовывались из водорода и гелия без существенной примеси более тяжелых элементов. Результатом этого были очень большие массы первых звезд: более 100 масс Солнца. Причина проста. Чтобы создавать более легкие объекты нужен очень эффективный механизм охлаждения газа. В отсутствии пыли (т.е. более тяжелых элементов - из водорода пыль не сделаешь) такого механизма нет.

Недавно была открыта звезда HE0107-5240 с массой 0.8 масс Солнца и очень низкой металличностью. Низкой, но не нулевой. Само наличие такой звезды является следствием того, что уже тогда (когда металличность была далека от солнечной) межзвездный газ был обогащен пылью. Т.о. это звезда не первого, а второго поколения. Это реликт более раннего звездообразования (отсюда и название статьи). Наблюдения таких объектов помогают узнать много нового о действительно самых первых звездах, которые были массивными, взорвались и вокруг нас их поэтому нет. Пока тут много неясного, а потому есть что обсуждать. Собственно, именно это и делают авторы статьи.

Большой обзор по истории звездообразования и звездным популяциям в близких (по космологическим меркам) галактиках. В этом выпуске мы постарались показать, что история звездообразования является сейчас очень горячей темой. Данный обзор касается не всех аспектов этой области исследований. В начале автор описывает современные данные по эволюции темпа звездообразования во Вселенной. Затем описываются свойства звездных популяций в близких галактиках. И наконец, автор переходит к связи этих двух тем. 228 ссылок, приведенные в списке литературы, помогут выйти на оригинальные результаты и обзоры других областей, связанных с темой данного обзора.

W49A - одна из ярчайших (в радио) гигантских областей ионизованного водорода в Галактике. Область находится в гигантском (10⁶ масс Солнца) молекулярном облаке размером около 100 пк. Водород ионизован светом десятков очень массивных звезд (около 100 звезд спектрального класса ранее О7). Вся эта структура находится на расстоянии около 11000 пк от нас.

По наблюдениям в ближнем ИК-диапазоне (полосы J, H, и K) авторы открыли несколько массивных звездных скоплений в сердце W49A (см. рисунок).

Авторы делают интересное замечание, касающееся звездообразования в этой области. Довольно часто появление массивных звезд позже провоцирует новое звездообразование: вспышки сверхновых и мощный звездный ветер уплотняют межзвездный газ. Поэтому можно было бы ожидать, что в W49A многие группы массивных звезд второго поколения появились одновременно из-за формирования первого самого большого скопления. Так вот по всей видимости в данном случае это не так. Звездообразование в W49A не было включено появлением крупного плотного скопления молодых звезд (т.н. Cluster 1).

Первые звезды быстро исчезли, поэтому вокруг нас их нет, они все далеко - в далеком прошлом Вселенной. Увидеть звезду (даже очень яркую и массивную) на красном смещении порядка 10 конечно нельзя. Зато множество этих первых источников будет создавать фон в ближнем инфракрасном диапазоне. За счет скучивания звезд (они ведь не равномерно разбросаны в пространстве) будут возникать флуктуации фона на малых угловых масштабах (порядка 1-30 угловых секунд). Они действительно наблюдаются. В данной статье авторы показывают, что на разных частотах ближнего ИК-диапазона первые звезды и "нормальные" галактики с мощным звездообразованием объясняют практические все (в пределах ошибок) флуктуации фона на малых угловых масштабах. На больших масштабах нужны более близкие источники.

Стандартная симметричная кривая блеска (показанная выше), сильно искажается, если линза является двойной. Искажение заметно даже при очень большом отношении масс объектов, т.е. когда второй компонент является планетой. Для обнаружения таких искажений были изучены 145 событий микролинзирования, зафиксированных в эксперименте OGLE за 1998-200 гг. Вывод - планетами с массой Юпитера или выше на расстоянии от 1 до 4 астрономических единиц обладают не более 21% звезд-линз.

Можно измерять разные космологические параметры, и многие мы уже достаточно хорошо знаем. Но вот какова топология Вселенной? Безусловно, она не имеет форму чемодана, однако...

В некоторых топологиях могут возникать т.н. "призраки": свет галактики успевает обойти Вселенную и вернуться с другой стороны - вы видите свой затылок! Помните, как Йон Тихий поймал сигнал, отправленный Поповым? У Лема это происходило из-за движения быстрее света, но в нашем случае в этом нет необходимости. Двигаться вообще не надо: сигнал сам вернется. Например, если Млечный Путь был когда-то квазаром (точнее сказать, если в центре нашей Галактики был квазар), то можно искать его изображений.

Все это происходит в компактных многосвязных пространствах. Внутри горизонта может быть несколько копий Вселенной. Идея довольно безумная, но пока незакрытая. Искать "призраков" - пары похожих квазаров в противоположных точках неба (квазары выбирают за их большую светимость) - пытались давно. В данной статье представлена новая попытка. Обнаружено несколько кандидатов, но их число не превосходит статистически вероятное число подобных случайных пар квазаров. Кроме того, неопределенности пекулярного движения нашей Галактики создают дополнительные трудности в поиске нужных пар.

Проведены детальные исследования трех нормальных (по оптическим данным) галактик на спутнике XMM-Newton. Во всех трех были найдены активные ядра с рентгеновскими светимостями порядка 10⁴²-10⁴³ эрг/с. Проведенные затем более детальные исследования в видимом свете также показали наличие ядерной активности. Это демонстрирует, что в некоторых случаях оптика оказывается неспособной выявить активное ядро без очень детальных наблюдения, а рентгеновские данные - способны (тут авторы немного лукавят, т.к. все-таки их рентгеновские данные - это самые-самые сильные результаты на сегодняшний день: ХММ - очень хороший спутник).

Подробный обзор о том, как по шаровым скоплениям можно определять расстояния. Методика используется в основном для галактик ранних типов (эллиптические, линзовидные). Это один из самых (или даже самый) старых способов, уходящий в 50-е гг. Дело в том, что шаровые скопления, состоящие из сотен тысяч звезд, являются достаточно яркими объектами, и их уже в середине 20 века можно было выделить в достаточно далеких галактиках. Конечно, светимость разных скоплений разная. Однако, если вы знаете распределение скоплений по светимости (и это распределение везде одно и тоже), то тогда задача определения расстояний разрешима. Вот об этой самой функции светимости шаровых скоплений и рассказывается в обзоре.

Как практически все обзоры, посвященные астрономической феноменологии, эта работа ясная и понятная. Содержит более 100 ссылок. Поэтому всячески ее рекомендуем.

Среди астрономов, изучающих Солнечную систему, Архив не пользуется большой популярностью. Поэтому в нашим обзорах так мало статей по этой тематике, и мы стремимся обращать внимание на такие статьи, если они появляются, т.к. по опросам исследования Солнечной системы довольно популярны.

В статье речь идет о классификации кометообразных тел включая "кентавров" (малые тела между Сатурном и Нептуном) и объекты пояса Койпера (занептуновые объекты). Для объектов, лежащих вблизи плоскости эклиптики (и вне орбиты Марса) используется классификация, основанная на планетах, контролирующих движение вблизи афелия и перигелия. Например, SN будет означать, что афелий лежит вблизи орбиты Нептуна, а перигелий вблизи орбиты Сатурна. Кометы же делятся на 4 более-менее традиционных типа: Энке-подобные, короткопериодические, промежуточные и долгопериодические. Такая классификация, по мнению авторов, может быть очень полезна например при численном моделировании малых тел Солнечной системы, что они и иллюстрируют на примерах.