В данных Слоановского цифрового обзора неба обнаружен объект, который возможно является самой близкой и самой большой (угловой размер) планетарной туманностью (см. фото).

Это далеко не самая красивая планетарная туманность. Левый снимок получен в линии водорода (Аш Альфа)+линии однократно ионизованного азота. Правый - в линии двухкратно ионизованного кислорода. Размер фото примерно 0.8 градуса. Изображени получены на телескопе Исаака Ньютона. На правом снимке кружком отмечено положение белого карлика.

Исследование снимков SDSS показало наличие области ионизованного газа размером более двух градусов на достаточно большой галактической широте (+48 градусов). Вблизи был обнаружен горячий белый карлик PG 1034+001. Дополнительные исследования были проведены на телескопе Исаака Ньютона. Морфология области и присутствие белого карлика указывают на то, что это может быть планетарная туманность. Если расстояние до туманности порядка 100-200 пк, то ее линейный размер порядка 3.5-7 пк. Возраст туманности можно определить лишь очень примерно в 100 000 лет.

Туманность получила наименование Hewett 1. Расстояние до белого карлика определено лишь по спектру и потоку. Оно оказывается равным примерно 155 пк. Необходимы прямые параллактические измерения.

Одиночная массивная звезда своим жестким излучением и ветром порождает вокруг себя пузырь (bubble) в межзвездной среде, группа массивных звезд создает сверхпузырь (superbubble). В настоящее время есть ряд вопросов, которые больше всего интересуют ученых, занимающихся данной проблемой:

1. Почему вокруг некоторых O-звезд нет пузырей?
2. Насколько горяч пузырь изнутри?
3. Что происходит на границе пузыря, где соприкасаются горячий и холодный газ?

Слева - рентгеновское изображение пузыря S308, полученное на спутнике XMM-Ньютон, справа - его изображение в линии [OIII] 5007A. Центральная звезда пузыря HD50896 отмечена крестом (в левом нижнем углу изображений).

В данной работе приведен новый детальный анализ распределения областей HII (ионизованного водорода) в Галактике. Для проведения данного исследования была использована более полная база данных, чем в предыдущих работах, включающая в себя 550 объектов. Внутри галактической орбиты Солнца ("солнечного цикла") толщина распределения HII оказалась близкой к толщине распределения OB-звезд. На больших галактоцентрических расстояниях распределение объектов несколько изогнуто и его толщина увеличивается с удалением от центра Галактики. Авторы также подтверждают обнаруженный ранее градиент электронной температуры по радиусу Галактики.

Распределение 550 областей HII в плоскости Галактики.

Свет от звезды может попасть прямо к наблюдателю, а может рассеяться на пылевой оболочке, окружающей звезду. Рассеянные фотоны достигают наблюдателя позже. Направление распространения их также несколько отличается от направления на источник: свет приходит из его окрестности. Особенно хорошо этот эффект наблюдается, если источник излучения является переменным (а лучше вспыхивающим). В этом случае (при одиночной вспышке и однородном распределении рассеивающей среды) вокруг источника будет наблюдаться расширяющееся световое кольцо. Этот эффект называется "световое эхо".

В реальности эффект более сложен: излучение источника может меняться сложным образом, пылевая оболочка может иметь произвольную форму, оболочка не только рассеивает, но и поглощает рассеянное излучение, эхо надо отделить от фонового излучения и т.д.

Два режима возникновения светового эхо, описанных в статье:
a) "толстое" эхо и b) "тонкое" эхо.

Обзор достаточно понятен и интересен не только специалистам.

Построена крупномасштабная трехмерная модель поглощения света в Галактике. Модель позволяет быстро получить величину A_V (ослабление света) для любой точки внутри диска Галактики.

Одной из важнейших составляющих межзвездной среды является магнитное поле. Его измерение является непростой задачей. Дело в том, что приходится действовать не напрямик. Поле оценивают или по его воздействию на распространяющееся электромагнитное излучение (фарадеевское вращение плоскости поляризации), или по синхротронному излучению частиц космических лучей.

Межзвездная среда сильно турбулизована, и это может оказывать существенное влияние на оценки магнитного поля. Авторы детально исследуют возможные систематические эффекты и приходят к выводу, что оценка по мере вращения при наличии положительной корреляции флуктуаций магнитного поля и электронной плотности является завышенной (в случае антикорреляции все будет наоборот). Положительная корреляция между плотностью космических лучей и магнитным полем также приводит к завышению оценки магнитного поля. В частности авторам удается объяснить расхождения в оценках поля, полученные двумя описанными выше способами.

Моделирование межзвездной среды является очень трудной задачей. Картина существенно трехмерная (для сравнения, очень сложная задача предсказания погоды таки упрощается возможностью квазидвумерного подхода - атмосфера в некотором смысле плоская). Важен учет магнитных полей, турбулентности, химических процессов, различных источников энергии и механизмов охлаждения. При этом хочется максимально не задавать параметры руками и "крепко держать границы", а решить более-менее самосогласованную задачу. Краткое резюме: задача не решена. Но постоянно делаются новые и новые существенные шаги в этом направлении.

Изюминка данной работы в том, что сверхновые, дающие большой вклад в энергетику межзвездной среды, распределны не кое-как и не "квадратно-гнездовым" способом, а появляются там, где им и положено появляться: в плотных холодных облаках, в которых образуются звезды-прародители сверхновых. Так что в этом смысле авторам удалось сделать систему саморегулирующейся: темп сверхновых не задается руками, а получается при моделировании сам собой.

Конечно, эта публикация - обзор. Но, как и при наблюдении небесных объектов, обзоры бывают двух типов: "обзор всего неба", когда рассматриваются все объекты находящиеся от нас "на одном расстоянии", и более редкие "глубокие проколы", когда смотрят только в одном направлении, зато рассматривают все, от самых близких тел до предела возможностей. Данная публикация явно относится к "редкому" второму типу. Ее основу составляют двумерные гидродинамические расчеты воздействия ветра массивной звезды на окружающую ее межзвездную среду. Но этот материал расположен в конце, а в начале вы найдете описание того что такое зоны Стрёмгрена и ионизационные фронты, теорию выдувания и данные наблюдения пузырей звездного ветра. (Эту часть - первые два раздела - можно рекомендовать прочитать всем.) Сами расчеты тоже интересны, они учитывают перенос излучения, важный для ветров массивных звезд, и собственную эволюцию звезды с начальной массой 60M_o. Двумерный характер расчетов позволяет воспроизвести неустойчивости на границе ветер - межзвездная среда.

Типичная структура пузыря звездного ветра вокруг одиночной массивной звезды

Звездообразование связано со сжатием областей межзвездного газа. Соответственно, в областях звездообразования должны наблюдаться потоки газа внутрь (inflow motions). Это очень медленные движения, происходящие на фоне сложной структуры. Обнаружить их можно, изучая профили спектральных линий в субмиллиметровом диапазоне. Для областей, где в основном образуются маломассивные звезды, такие движения газа уже были зарегистрированы. С массивными звездами все гораздо сложнее, т.к. процесс их образования протекает очень бурно. Поэтому среда оказывается сильно возмущенной. В этой работе впервые получены результаты, указывающие на наличие "втоковых движений". Это важно для понимания того правильно ли мы описываем сам процесс формирования звезд.

FUSE - The Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer. Запущен в 1999 г. Ультрафиолетовые миссии очень важны для решения многих уникальных задач. Среди них и исследования межзвездной среды.

Авторы представляют данные, полученные на основе анализа спектров 30 белых карликов и одного субкарлика, находящихся на расстояниях до 200 пк. Получены новые существенные данные по нашей локальной межзвездной среде (включая т.н. Местный пузырь). Одним из важных результатов является отсутствие молекулярного водорода в Местном пузыре. Кроме того, авторы приводят аргументы против недавней (менее 10⁶ лет) вспышки сверхновой вблизи Солнца.

Очень хороший обзор по химической эволюции. Под этим термином понимается эволюция обилия различных химических элементов в первую очередь в межзвездной среде (ну а поскольку из нее образуются звезды, то и в звездах разных поколений). Автор начинает с самых основ. Описываются основные подходы и модели, причем все это довольно просто, понятно, со всеми необходимыми ссылками. Проводятся сравнения предсказаний различных моделей с наблюдениями (в том числе и с наблюдениями источников на больших красных смещениях).

Об исследовании химического состава квазаров и эволюции их "хозяйских галактик" см. статью Хаманна и др. "Quasar Elemental Abundances and Host Galaxy Evolution". Важный вывод этой статьи состоит в том, что галактики успевали существенно химически проэволюционировать до образования квазара. Прочтение обзора Франчески Маттеучи до чтения этой работы будет весьма кстати.

Серия из двух статей одной и той же группы авторов.

Флокуллентными называют хаотические спиральные структуры в галактиках. В наиболее развитом виде флокуллентные спирали состоят как бы из случайно разбросанных отрезков спиральных дуг. Авторы провели Фурье анализ азимутальных сканов 7 подобных галактик. Оказалось, что спектр мощности ведет себя степенным образом с показателем -1 на больших масштабах и -1.7 на малых. Такое степенное поведение - прямое указание на наличие у данного распределения фрактальных свойств. Более того, наблюдаемые показатели степени совпадают со степенями распределений сканов облаков H I в Большом Магеллановом Облаке, флокуллентных пылевых облаков я ядре Галактики, и спектра углового распределения газа по обзорам Млечного Пути и Магеллановых Облаков.

Авторы делают вывод (и подтверждают его простой численной моделью), что все эти структуры порождены одной и той же причиной, а именно крупномасштабной турбулентностью межзвездной среды. Турбулентность порождается в самых крупных масштабах из-за сдвиговых гравитационных неустойчивостей и проявляется сначала в виде структур областей звездообразования - флокуллентных дугах. Дальнейшее развитие турбулентного в сторону более мелких масштабов порождает остальные перечисленные явления.

6 галактик из данной работы

Флокуллентная спиральная галактика NGC 4414

Вторая статья astro-ph/0305050 посвящена подобному исследованию двух галактик M33 и NGC 5055.

Сразу два больших обзора по свойствам межзвездной пыли. Оба они появятся в очень престижных изданиях. Первый обзор составили 9 лекций, прочитанных в рамках популярных школ SAAS-Fee. Второй - появится в Annual Reviews.

Конечно, обзоры во многом перекликаются. Однако, они во многом и различны. В первом много места уделено собственно холодным облакам, второй - более сконцентрирован именно на поведение пыли в межзвездной среде.

Нет никаких сомнений, что в течение нескольких лет эти статьи будут наиболее стандартными обзорными ссылками по теме.

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

Составлен каталог по составу газа в 1916 нормальных галактиках. Конечно, узучение каталога для неспециалиста занятие скучное. Однако обсуждение (раздел 4), занимающее чуть более одной журнальной страницы, содержит множество примечательных фактов, которые могут небезинтересны тем, кто на серьезном уровне следит за современной астрофизикой в разных ее проявлениях.

Большой и подробный обзор рассеяние и поглощения оптического, ультрафиолетового и рентгеновского излучения на межзвездной пыли.

^{(Архив Межзвездная среда:} v.2, 2004, v.1, 2002-2003)