Начнем с рентгеновского диапазона. В статье Арефьева и др. проведен детальный анализ данных по быстрым рентгеновским транзиентам. Это вспышки продолжительностью от секунд до часов, которые видело множество аппаратов, начиная с Ариэль-5 (1983 г). Хотя зарегистрировано всего несколько сотен всплесков, но пересчет на полный темп их появления дает десятки тысяч событий в год (см. рисунок).

Распределение Log N - Log S для быстрых рентгеновских транзиентов по данным нескольких спутников. По вертикальной оси отложен логарифм числа всплесков за год с флюэнсом больше данного. Флюэнс отложен по горизонтальной оси, эта величина показывает какая поток был зарегистрирован за все время вспышки (выбранная авторами величина - поток Краба, умноженный на секунду).

Вклад в быстрые рентгеновские транзиенты (БРТ) дают объекты разных типов. Среди самых ярких есть гамма-всплески (т.е. некоторые гамма-всплески порождают рентгеновскую вспышку, которая попадает в разряд самых ярких БРТ). Основная доля по всей видимости связана со вспышками на звездах. Кроме того, на разных флюэнсах свой вклад дают тесные двойные системы (в том числе рентгеновские барстеры), внегалактические объекты (активные ядра галактик) и даже, возможно, звезды типа Солнца (есть гипотеза, что очень редко они дают мощные вспышки).

Переходим на противоположный конец ЭМ спектра. Две статьи Кордеса и МакЛафлин посвящены очень быстрым (секунды) всплескам в радиодиапазоне. Такие всплески искали давно в связи с исследованиями радиопульсаров, сверхновых, гамма-всплесков, гравитационных волн. Но положительных результатов было очень мало. Авторы рассматривают как можно искать такие события, а затем концентрируются на одном типе всплесков - гигантских импульсах радиопульсаров.

В сегодняшней астрономии очень четко прослеживаются две тенденции - первая из них - разработка и создание все более сложных и совершенных инструментов (огромные наземные телескопы с активной оптикой, космические телескопы и обсерватории с детекторами огромных площадей, с высочайшим временным и спектральным разрешением, радиотелескопы площадью в 1 км², детекторы космических лучей объемом 1 км³ и т.д.). Эти инструменты остро нужны для проведения исследований на передовых рубежах современной астрофизики и космологии. С другой стороны, очень большое количество уже полученных наблюдательных материалов, даже на передовых инструментах и в лучших обсерваториях, остается необработанным. Поэтому так часто в публикациях встречаются фразы "открытие сделанное на спутнике BBB было затем(!) подтверждено по архивным данным спутника AAA". На самом деле эта фраза означает, что данное открытие могло быть сделано на несколько лет раньше, но не хватило людей, времени, сил.

Единственным реальным выходом из данной ситуации являются системы автоматической обработки наблюдений. Постепенно они, по-видимому, появятся во всех направлениях наблюдательной астрономии, а пока начинают действовать там, где идет массовое наблюдение каких либо объектов - примерами являются поиски гравитационного микролинзирования (несколько миллионов звезд, требующих обработки, в одном кадре), вспышек сверхновых в далеких галактиках, автоматическое выявление и классификация переменных звезд, определение красных смещение галактик в цифровых обзорах и т.д.

В данной статье рассматривается алгоритм автоматического обнаружения расширяющихся оболочек нейтрального водорода (H I). Если отделять такую оболочку от фона только по ее форме, то задача оказывается очень сложной - форма оболочки может быть почти любая. Более простым найти решение, если оболочка расширяется. Тогда сначала ищутся особенности спектра излучения оболочки, связанные (из-за эффекта Допплера) с ее расширением. Такой анализ производится для каждого пикселя изображения. Если такие точки образуют группы, то эти места отмечаются как наиболее перспективные для дальнейшего исследования в линии 21 см водорода.

Обзор он и есть обзор, однако тут речь идет об относительно малопопуляризованном, но активно развиваемом разделе наблюдательной астрономии - наземных телескопах, наблюдающих гамма-излучение (энергии порядка 10 ГэВ и выше). Конечно, напрямую такой квант здесь, на поверхности Земли, не поймаешь. Регистрируют оптическую вспышку, возникшую после проникновения жесткого гамма-кванта в атмосферу.

Сейчас в этой области работает множество экспериментов, и много новых инструментов находится в разной стадии создания (смотри список здесь). Они дают довольно интересные результаты. В гамма-диапазоне зарегистрированы активные ядра галактик, остатки сверхновых (и, по всей видимости, нейтронные звезды в них).

Кроме наземных планируются и очень интересные космические проекты. EUSO - телескоп, который смотрит вниз!!! Почитайте - не пожалеете.

Очень трудно определить форму черного здания ночью без света, особенно, если вы внутри. Примерно по той же причине трудно исследовать нашу Галактику. В своей статье (первой из серии работ) японские ученые представляют распределение нейтрального водорода в диске Галактики (см. рис). Диск нейтрального водорода имеет радиус порядка 17 кпк (напомним, что Солнце расположено примерно на половине этого расстояния от центра). Диск несимметричный и слегка искривленный во внешних частях.

Распределение нейтрального водорода в диске Галактики и схематическое изображение спиральных рукавов

ALMA - Atacama Large Millimeter Array. Это сеть из 64 двенадцатиметровых зеркал, которые будут работать в режиме интерферометра на частотах от 84 до 720 ГГц (это диапазон миллиметровых волн). Весь проект вступит в строй в 2011 г. Основная задача проекта - изучение объектов на больших красных смещениях (формирование галактик, первые звезды), а также формирующиеся звезды и планеты вблизи нас.

В статье описывается инструмент и основные ожидаемые результаты (хотя самые интересные открытия - неожиданны).

Мы уже писали о быстрых рентгеновских транзиентах - коротких (от секунд до часов) вспышках, которые видило (и видит) множество инструментов. В этой большой статье авторы описывают результаты обработки очень большого массива данных по этому феномену. По их мнению вклад в наблюдаемые транзиенты вносят источники разной природы. Две основные составляющие - космические гамма-всплески и звездные вспышки.

Астрономам иногда удается получить очень необычные картинки.

Рентгеновский спутник RXTE (Rossi X-Ray Timing Explorer) исследовал небо самыми разными способами. Один из них - рентгеновские сканы - когда наблюдались все объекты в очень узкой, но длинной полоске. Большинство таких сканов проводилось вблизи центра нашей Галактики, и их набралось так много, что стало возможным построить картину центра только по этим данным. Полученная "карта" показана на первом рисунке (чернота сканов пропорциональна зарегистрированному потоку излучения, кружками обведены известные рентгеновские источники). На втором рисунке - полученный по этим же данным "разрез" Галактики (черные символы - рентгеновская светимость, красная кривая - интенсивность излучения в линии CO, синяя гистограмма - количество остатков сверхновых на бин).

Омега Центавра - одно из самых больших и массивных шаровых скоплений нашей Галактики. Некоторые из сценариев его происхождения предполагают, что когда-то оно было ядром карликовой галактики - спутника Млечного Пути. Но эта галактика находилась слишком быстро и была разрушена приливными силами, сохранилось - в виде шарового скопления - только ядро, ее наиболее плотная и компактная часть. Остальные звезды были разбросаны по Галактике. Какими кинематическими свойствами они теперь обладают? Эти звезды попадают в сферическую составляющую Галактики, они имеют высокие (~300 км/с) радиальные скорости. Существенная часть этих звезд имеет обратное движение. Результаты проведенных авторами расчетов показаны на рисунке.

Обсуждается идеальная методика поиска быстрых транзиентных (вспышечных) событий в радиодиапазоне. Источников таких всплесков может быть очень много: от радиопульсаров до гамма-всплесков, от джетов в активных ядрах галактик и тесных двойных системах до внеземных цивилизаций.

Искать короткие импульсы в радиодиапазоне особенно трудно из-за влияния межзвездной среды на распространение сигнала. Именно эту проблему авторы обсуждают особенно детально. Кроме того, во введении приводится небольшой обзор по поиску коротких транзиентных явлений в радиодиапазоне.

Можно ожидать, что введение в строй новых многопучковых систем радиотелескопов позволит существенно продвинуться в исследовании быстрых радиотранзиентов. Введение же в строй километровой антенной решетки (SKA) приведет к настоящему прорыву в этой области.

Мы уже писали о гигантских импульсах радиопульсаров. В этой статье (связанной с предыдущей) авторы обсуждают возможность обнаружения таких всплесков от внегалактических пульсаров. Они описывают проведенные поиски (в направлении на М33, Большое Магелланово облако и пять других галактик) гигантских импульсов. Результат пока отрицательный - всплески не обнаружены - но отметим, что это первая серьезная попытка в этом направлении. Соответственно авторы описывают методологию поиска и возникающие трудности.

Автор выделяет 10 главных, по его мнению, нерешенных вопросов в современной космологии и дает краткие обсуждения каждого из них. Перечислим эти проблемы:
Какова геометрия и топология Вселенной?
Какие яркие стандартные свечи мы можем использовать в космологии?
Каково происхождение первичных магнитных полей?
Какие физические процессы и явления связаны с магнитными полями в ранней Вселенной?
Какие еще методы (кроме сверхновых Ia, реликтового излучения, крупномасштабной структуры и скоплений галактик) можно использовать для определения космологических параметров?
Существуют ли первичные гравитационные волны?
Имеют ли космические лучи сверхвысоких энергий космологическое происхождение?
Какова природа темной материи и темной энергии?
Когда, где и как образовались первые объекты во Вселенной?
Живем ли мы в пространстве с более чем 4 измерениями?

Кроме обсуждения этого списка автор приводит восемь "колонн", на которых стоит современная космология. В общем статья довольно интересная, особенно она будет полезна для преподавателей.

Источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) - это, по всей видимости, сильно замагниченные молодые нейтронные звезды с периодами вращения порядка 5-10 секунд. В спокойном состоянии они наблюдаются как слабые рентгеновские источники (и во многом похожи на аномальные рентгеновские пульсары). Но иногда они испытывают гигантские вспышки. Собственно и открытие этого класса объектов связано с такой вспышкой 5 марта 1979 г., зарегистрированной аппаратурой на спутнике серии Венера и на других спутниках. В настоящее время известно четыре таких источника.

В небольшом обзоре приведено много интересных данных по изменениям свойств МПГ после вспышек. Это вариации профилей импульсов, изменение потока, изменение периода вращения.

В открытии этого квазара совместились две "интересные" особенности: (1) квазар был открыт автоматически, программой, при обработке одного из самых объемных цифровых каталогов галактик SDSS, а это интересное направление сегодняшнего развития астрономии и (2) это оказался сам по себе интересный объект.

Изображение квазара состоит из 5 компонент, из которых в исходном обзоре наблюдались только 2 самые яркие. После обнаружения этого объекта в SDSS были проведены дополнительные наблюдения на 6.5 м телескопе Вальтера Бааде в обсерватории Лас Кампанас (исследование изображения) и на 10 м телескопе Keck II на Мауна Кеа (спектральные исследования). По этим данным максимальное расстояние между компонентами 1.78", красное смещение квазара - z=1.52.

На приведенном рисунке слева показана схема линзированного изображения, а справа - изображение. И там, и там отмечены компоненты квазара. Квадратами показаны линзированные изображения (их 4 - A, B, C и D), треугольником - галактика-линза (G) и кружком (D') - действительное положение квазара. Изображение D - самое яркое. Необычность данного квазара заключается в том, что самое яркое изображение D, расположенние вблизи того места, где должен был бы находиться невозмущенный квазар D' не соответствует по своим свойствам квазару на z~1.5. Однако наличие 3 оставшихся изображений, причем расположенных в "правильных" местах и с примерно равными красными смещениями, служат доказательством того, что мы видим именно гравитационную линзу. Либо это новый, ранее не известный класс "трехкомпонентных" линзированных систем, либо мы имеем дело со сложным случаем поглощения излучения одного из изображений.

Орбитальный модуль космического аппарата Галилео в настоящее время исследует систему спутников Юпитера. Он перемещается вблизи планеты, приближаясь то к одному из спутников, то к другому. (Подробнее об исследовании спутников можно прочитать здесь.)

Во время пролетов рядом с четырьмя самыми крупными спутниками Юпитера, открытыми еще Галилеем, Ио, Европой, Ганимедом и Каллисто, было сделано неожиданное открытие. Датчик микрометеоритов зафиксировал пылевые облака вокруг каждого из этих спутников. Они очень разряженные и с Земли не заметны. Концентрация пылинок быстро убывает с удалением от спутников и на расстоянии порядка 5 радиусов объекта практически сходит на нет. Размеры частиц от 1 до 0.5 микрон.

Плотность и параметры частиц в этих облаках хорошо согласуются с динамической моделью, в которой эти облака порождаются при столкновениях (т.е. в результате падения на поверхность спутников небольших метеорных тел).

Огромный обзор по функциям масс звезд и "субзвезд" (коричневых карликов и т.п.). Как хорошо известно, масса - самый главный параметр звезды. Знание распределения звездного населения по массам совершенно необходимо для правильного понимания эволюции и структуры Галактики.

В последнее время особый интерес вызывает распределение на маломассивном конце спектра. Среди звезд все просто - чем менее массивны объекты, тем они более многочисленны. Но нельзя же тянуть это до очень малых масс!!! Где спектр обрывается? Насколько резко это происходит? Окончательных ответов пока нет, но все, что мы знаем на сегодняшний день, собрано в этом обзоре.

См. также свежую работу "Constraints on a Universal IMF from UV to Near-IR Galaxy Luminosity Densities", где авторы получают начальную функция масс для звезд от 0.5 до 120 масс Солнца в галактиках на красных смещениях до z=0.1 по наблюдениям в диапазоне длин волн от 0.2 до 2.2 микрон (от УФ до ближнего ИК). Результат в пределах ошибок совпадает со знаменитой Солпитеровской функцией масс , а вот функция масс Скало плохо подходит под данные, полученные Болдри (Baldry) и Гэйзбруком (Glazebrook).

ISO - Infrared Space Observatory. ISOGAL - обзор центральной (закрытой пылью) части Галактики на этой обсерватории. На 16 квадратных градусах, приподняв пылевую завесу, ученые увидели около 100 000 источников. В основном это звезды: как молодые, так и уже проэволюционировавшие (звезды асимптотической ветви, красные гиганты). К статье прилагаются довольно интересные картинки.

Авторы провели фотометрические и спектральные исследования в оптическом и ближнем ИК диапазоне 59 систем сливающихся и взаимодействующих галактик и 38 одиночных галактик (контрольная группа) с целью выяснить, как взаимодействие влияет на темп звездообразования. Стандартная картина такова: взаимодействие приводит к существенному увеличению темпа формирования звезд. Многие авторы находили наблюдательные и теоретические (численное моделирование) подтверждения тому, что приливное воздействие увеличивает скорость образования звезд (особеннов центральной части галактики). Результаты Бергвалла и др. противоречат этому сложившемуся представлению: авторы не нашли значимых указаний на то, что взаимодействия галактик являются триггерами бурного звездообразования в них. Точнее сказать, лишь в центральных частях исследованых галактик замечены цветовые отклонения, которые могут говорить об избытке молодых звезд. Глобальная же картина во взаимодействующих галактиках оказалась очень похожа на то, что авторы увидели в выборке изолированных галактик. Увеличение светимости авторы объясняют просто тем, что взаимодействующие галактики массивнее чем одиночные, с которыми проводилось сравнение. Поэтому правильное масштабирование позволяет говорить об отсутствии избытка светимости в оптическом и инфракрасном диапазонах.

Некоторое время назад, в этом году были опубликованы результаты первого года наблюдений реликтового излучения, проведенных с борта WMAP. Одной из измеренных величин была оптическая толща то томпсоновскому рассеянию окружающей нас ионизованной части Вселенной. Эта толща составляет 0.17+/-0.04, что больше, чем считалось ранее. Из этой величины практически однозначно находится количество ионизующих водород ультрафиолетовых фотонов, которые привели Вселенную в наблюдаемое состояние. Другой параметр - начало реионизации (z~15-20) тоже оказался отличным от ожидаемого (предполагалось z~6).

Звезды Первого Поколения (они же звезды Популяции III) считались одним из возможных источников реионизации вещества. Сколько звезд и каких масс должно было родиться в первой волне звездообразования, чтобы ионизовать вещество и одновременно обеспечить наблюдаемое обилие тяжелых элементов в Лайман-альфа облаках (~0.003 от Солнечного)? Какая была начальная функция масс у этих звезд? Нужны ли дополнительные источники излучения? Вот основные вопросы рассматриваемые в этой короткой статье.

"Глубокое поле Чандры" - это крошечный участок неба, который наблюдался спутником в течение 2 миллионов секунд- это примерно месяц! Поэтому там видны очень слабые источники. Площадка выбиралась не случайным образом. Это поле (вообще их два - северное и южное), расположенное далеко от плоскости Галактики (это уменьшает поглощение, и делает поле не столь "захламленным" галактическими источниками). Кроме того, выбрана та же площадка, что наблюдалась Космическим телескопом. Северная площадка (о которой и идет речь в статье) расположена в созвездии Большой Медведицы.

С одной стороны - статья довольно техническая- это каталог. С другой - там много хороших объяснений: как что делается.

"Глубокое поле" Чандры.

Если бы Вселенная была бесконечна, однородна (т.е. в любом ее месте было бы столько же галактик и звезд, как и возле нас) и не расширялась, то куда бы мы ни направили свой взор, он в конце концов уперся бы в какую-нибудь звезду. То есть все небо светилось бы также ярко, как Солнце. Однако подобного свечения не наблюдается. Это противоречие было названо парадоксом Ольбертса.

На самом деле Вселенная имеет конечный возраст, и звездами заполнена только какая-то ее часть, кроме того она расширяется, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется от нас (согласно закону Хаббла) и из-за эффекта Допплера ее излучение краснеет и слабеет. В результате действия этих эффектов небо светит (это выглядит как фоновое излучение), но гораздо слабее, чем поверхность звезды. Однако мы находится не в произвольной точке Вселенной, а внутри одной из галактик (в Млечном Пути), которая также светится. Для нас ее свечение также будет выглядеть фоновым излучением (если мы смотрим с не слишком высоким угловым разрешением). Интересным оказывается вопрос о том какой их этих двух фонов будет выше - Галактический или внегалактический? Все эти рассуждения полностью приложимы как к источникам электромагнитного излучения, так и к гравитационным волнам.

Ответ на последний вопрос мог быть получен только с помощью конкретной модели эволюции двойных звезд (т.к. основными источниками гравитационных волн в галактиках являются двойные звезды). Впервые это было сделано в 1987 году Липуновым, Постновым и Прохоровым. Тогда получилось, что внегалактический гравитационно-волновой фон в 10 раз слабее фона Галактики. Но там использовалась неточная модель звездообразования - согласно результатам данной работы внегалактический фон еще в 3 раза слабее.

Подробнее про гавитационно-волновой фон небы вы можете прочитать здесь.

Сейчас проводится много наблюдений по определению параметров объектов пояса Койпера по их покрытиям звезд. Однако, по кривой блеска нельзя определить размер, не зная расстояния. Можно создать сеть телескопов, которые кроме всего прочего будут измерять скорость, но тут есть свои трудности. Автор описывает, как можно обойти эту проблему. Выход, правда, довольно дорогой - специальный спутник.

Если двойная система тесная то один из ее компонентов может заполнить свою полость Роша (на самом деле в астрофизическом смысле это просто определение тесных двойных), после чего в системе начнется перетекание вещества с одного компонента на другой. Если второй компонент компактная звезда (например, нейтронная), то возникнет яркий рентгеновский источник. А если это обычная звезда, только меньшей массы и, поэтому, медленнее эволюционирующая? Аккреция на такую звезду может вызвать увеличении ее радиуса и привести к "досрочному" заполнению полости Роша и ею. В этом случае возникает так называемая контактная двойная система, типичными представителями которых являются переменные звезды типа W Большой Медведицы (W UMa). Физические процессы в них не очень понятны до сих пор - именно таким системам посвящен данный обзор.

Допплеровское изображение звезды VW Cephei (1992 год).
Звезда покрыта пятнами.

За последние 10 лет точность измерения "далеких" расстояний во Вселенной существенно возросла. Например, постоянную Хаббла (H₀) мы сегодня измеряем с точностью 10%. Основной причиной такого роста точности стало обнаружение достаточно большого числа Цефеид (очень ярких пульсирующих переменных звезд, период пульсаций и светимость которых связаны строгой зависимостью) в соседних галактиках. По этим же звездам удалось откалибровать вторичные индикаторы расстояний, используемые на бОльших расстояниях, что также улучшило точность измерений. Рост точности привел к тому, что теперь нам удается обнаруживать неоднородности в локальном Хаббловском потоке и отклонения от линейной зависимости скорость-расстояние на больших красных смещениях (так было открыто, что наша Вселенная расширяется ускоренно). Интересно, какая точность будет достигнута и какие эффекты обнаружатся еще лет через десять?

Короткое (одна лекция) популярное введение в вопросы гравитационного линзирования (как макро, так и микро).

Типичная схема микролинзирования.

Линзирование на слегка сплюснутой линзе
(типичной эллиптической галактике).
Сверху - семь источников излучения, снизу - их изображения.
Микролинзирование: линза (в центре пунктирной окружности) неподвижна, источник (белые кружки) движется по прямой, два его изображения сложным образом перемещаются и меняют размеры и форму. Соотвествующая кривая блеска показана на графике сверху.