Мы хорошо знаем Солнечные вспышки и процессы в короне Солнца. Очевидно, что подобные процессы идут и в других звездах, подобных Солнцу, просто их гораздо труднее наблюдать. Труднее, но уже можно. В данной работе приведены данные о корональных и вспышечных структурах у других звезд, полученные во время их затмений и по интерферометрическим наблюдениям. Обзор хорошо проиллюстрирован.

Наблюдения прохода планеты по диску звезды HD209458 солнечного типа показали удивительную картину. Размер планеты равен 4.3R_J, что превышает размер радиуса Роша для этой планеты, составляюший 3.6R_J. Это означает, что планета теряет свои внешние слои. Этот факт подтверждают и измерения лучевых скоростей, регистрирующие поток вещества с относительной скоростью -130 км/с (знак минус означает движение к нам), т.е. выше скорости убегания от планеты.

Этому же объекту посвящена статья astro-ph/0312384 того же научного коллектива "Темп испарения горячих Юпитеров и образование Хтонианских планет".

Авторы указывают, что при оценках скоростей экваториального вращения Be-звезд не учитывалось гравитационное потемнение их экваториальных областей. Это приводило к систематическому занижению скоростей их вращения.

Орбитальная обсерватория XMM-Ньютон провела наблюдения ближайшей к нам звезды, карлика спектрального класса M, Проксимы Центавра. Была обнаружена очень большая переменность коронального рентгеновского излучения. Светимость звезды в диапазоне энергий 0.15-10 кэВ менялась от 3.9x10²⁸ до 1.5x10³² эрг/с. Вспышки на этой звезде, вероятно, чем-то похожи на Солнечные.

Сравнение корональный петель на Проксиме Центавра и на Солнце.

Другая статья той же научной группы astro-ph/0312267 посвящена моделированию рентгеновского излучения от вспышек на ближайшей к нам звезде.

Определены расстояния до семи галактических близких цефеид (все это звезды, видимые невооруженным глазом). Использовалась интересная методика. Во-первых для всех семи звезд был непосредственно измерен угловой диаметр, для четырех даже удалось непосредственно измерить пульсации. Теперь, зная как изменяется угловой диаметр можно определить расстояние модифицированным методом Бааде-Весселинка.

Описывается поиск новых планетарных туманностей в балдже Галактики. Открыто много новых объектов. Большая часть планетарных туманностей (60 процентов) имеют круглую форму, 31 процент - эллиптическую, 9 - биполярную (см. рисунок).

Разные морфологические классы планетарных туманностей.

Открытие маломассивной звезды "почти первого поколения" HE0107-5240 вызвало интерес к эволюции и ходу ядерных реакций в подобных звездах с очень бедным химическим составом (Z=10^-6). Именно этому вопросу посвящена данная статья.

Звезда получила название FU Ориона, а подобные ей звезды, которых теперь открыто еще две [Ред.: сегодня уже больше.], названы фуорами."

Наблюдения авторов на 3.6 метровом телескопе с адаптивной оптикой показали, что слабая красная звездочка, расположенная на расстоянии 0.5" является, по-видимому, компаньоном переменной звезды FUљОриона. (Наблюдения велись в ближнем ИК-диапазоне в котором компаньон на четыре звездные величины слабее основной звезды.) Таким образом, возможно прототип целого класса переменных звезд оказался двойным.

Однако, окончательной ясности здесь пока нет.

Это статья года: каждый год в свет выходит небольшой том Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics (Ежегодные Обзоры). Каждый такой том состоит из нескольких достаточно объемных (40-60 стр.) обзоров написанных самыми квалифицированными астрономами по различным вопросам астрофизики. В этот том не попадают самые новые результаты, но каждый обзор в Annual Reviews подводит некоторый (может быть промежуточный) итог проблемам, волновавших астрофизиков в последние несколько лет.

Тема данного обзора - первые звезд - и все сказанное выше относится к нему напрямую. Вот некоторые рассматриваемые в нем вопросы: как коллапсируют и дробятся облака бедного металлами межзвездного газа? Какие начальные условия образования для звезд Популяции III предсказывают современные космологические модели? Как распределены первые звезды по массам? Сколько среди них будет массивных (очень массивных) и, наоборот, маломассивных, которые могли бы дожить на нашей эпохи? Может ли происходить засорение первых звезд металлами из окружающей среды на более поздних этапах? Как можно проверить предсказания теории по наблюдениям объектов на больших красных смещениях и в нашей окрестности?

Версию обзора с фотографиями высокого разрешения можно посмотреть на сайте авторов.

Контактные двойные звезды типа W Большой Медведицы состоят из двух слабо проэволюционировавших звезд, каждая из которых заполняет свою полость Роша. В таких системах орбитальный период, размеры орбиты, радиусы, светимости и температуры звезд перестают быть независимыми параметрами. Тогда измерив период системы, ее блеск и цвет (температуру) мы можем определить абсолютную светимость двойной системы, а сравнив эту величину с регистрируемым на Земле потоком - определить расстояние до звезды. Этот метод похож на определение расстояния по пульсирующим переменным звездам (Цефеидам и звездам типа RR Лиры), роль пульсаций в нашем случае играет орбитальное движение.

Системы типа W UMa достаточно яркие (M_V<+3) и достаточно многочисленные, что позволит широко использовать предложенный метод для измерения расстояний в нашей Галактике.

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.

Возможно, что Арктур и некоторые другие яркие звезды образовались не в нашей Галактике. Звучит немного странно, но на самом деле ничего удивительного в такой возможности нет, наша Галактика постоянно поглощает других членов Местной группы, а кроме того возможна аккреция газа на Галактику. При этом в Галактике появляются звезды-приемыши. Такие группы звезд выделяются прежде всего по своим кинематическим характеристикам (они вращаются по "странным" орбитам, нетипичным для звезд, образовавшимся в нашей Галактике). Кроме того, могут быть любопытные отклонения в химическом составе (как правило в сторону меньшей металличности).

Группа Арктура давно была заподозрена в нетипичности из-за ее кинематических свойств и низкой металличности. Авторы провели новый анализ, который укрепил подозрения в том, что эти звезды образовались не в Млечном Пути. Однако, как отмечают сами авторы, необходимы дальнейшие более детальные исследования.

На рисунке ниже (не имеющем прямого отношения к данной статье) показано поглощение Млечным Путем одной галактики.

Рисунок с сайта http://astro.u-strasbg.fr/images_ri/canm-e.html. Млечный путь разрывает самую близкую галактику. Видно кольцо, образованное из ее вещества.

Авторы представляют результаты ИК наблюдений молодого формирующегося сверхскопления в карликовой галактике NGC 5253. Скопление содржит около 5000 массивных О-звезд (всего звезд там около миллиона). Важным открытием является то, что газ в скоплении является гравитационно связанным, т.е. мощный ветер молодых звезд еще не "выдул" его.

См. также статью Watching the Birth of Super Star Clusters, являющуюся более популярным изложением оригинальной статьи.

Звезды спектрального класса O - самые массивные, горячие и яркие звезды главной последовательности. В каталог входят 378 О-звезд с аккуратной спектральной классификацией. Эта выборка полна до восьмой звездной величины в фильтре V и содержит много более слабых объектов.

On-line версия каталога доступна по адресу: http://www.stsci.edu/~jmaiz/GOSmain.html.

Не наблюдаются звезды с массой более примерно 150 масс Солнца. Тому может быть два объяснения: или есть фундаментальный предел, т.е. звезды более высоких масс не образуются, или же просто массивные звезды слишком редки, чтобы нам могло повезти увидеть такого "зверя". Проанализировав данные наблюдений, авторы приходят к выводу о том, что предел все-таки существует (если только с функцией масс не происходит что-то совсем удивительное в диапазоне самых тяжелых звезд).

Название этой работы полностью описывает то, что в ней было сделано. Однако надо дать некоторые пояснения:

• Звезды типа A несколько более массивные, чем Солнце, и обладают конвективными ядрами.
• Все расчеты велись для звезд с массой 2M_o, но для разных скоростей их вращения.
• Расчеты велись с помощью трехмерного кода, поскольку полноценное моделирование конвекции можно провести только в трех измерениях.
• Ядра маломассивных звезд (в том числе и Солнца) вращаются заметно быстрее, чем их поверхностные слои.
• Овершутинг (overshooting) - явление, когда конвективные ячейки "по инерции" проникают в области (выше или ниже конвективного слоя), которые уже являются конвективно устойчивыми.

Полученные при моделировании карты радиальных скоростей (Vr) и соответствующих температур (T) для двух глубин (0.10 и 0.16 радиуса звезды) для двух моделей.

Выводы автора таковы:

1. Внутри конвективных ядер наблюдается заметная дифференциальность вращения.
2. Расчеты показывают заметный овершутринг.
3. Во внешней радиативной оболочке звезды оказываются неустойчивыми и достигают больших амплитуд возмущения, порождаемые вихрями и гравитационными волнами в конвективном ядре.

Планетарная туманность образуется на последних стадиях эволюции звезд промежуточных масс, когда они сбрасывают остатки своей оболочки и оголяют ядро - горячий белый карлик. Какую форму может иметь планетарная туманность? Это определяется геометрией истекающего потока: он может быть сферически-симметричным, дискообразным, иметь вид пары противоположно направленных конусов (широких, средних или узких) или джетов. Возможно, также, сочетание различных типов истечения. Кроме того вид туманности на небе зависит от того с "какой стороны" мы на нее смотрим.

Классификация форм планетарных туманностей

Еще одна близкая по теме статья: astro-ph/0310269
Hans-Reinhard Muller et al. Влияние межзвездной среды на форму планетарных туманностей (Influence of the Interstellar Medium on the Shaping of Planetary Nebulae).

У двух планетарных туманностей на южном небе - NGC 6026 и NGC 6337 - по результатам длительной и точной фотометрии обнаружена периодичность: 0.26 и 0.17 дня, соответственно. Наличие такой переменности, величина и постоянство периода являются прямыми указаниями на то, что ядра этих туманностей - тесные двойные системы, состоящие из белых карликов.

В последнее время появился интерес к внегалактическим (т.е. не принадлежащим ни одной галактике) звездам в скоплениях галактик. Такие звезды могли быть выброшены при близких пролетах или образоваться вне галактик из выброшенного их них газа. Одна из идей, высказанных в этом обзоре, - искать не сами звезды, а гораздо более яркие планетарные туманности, возникающие на конечных стадиях их эволюции.

Статья - результат обработки данных о проекциях на луч зрения экваториальных скоростей вращения (v sini) для 145 звезд с массами от 0.4 до 14M_o из комплекса звездообразования в Орионе (средняя масса звезды в выборке - 2.1M_o, т.к. маломассивных звезд больше). Наблюдательные данные были дополнены опубликованными результатами для звезд с массами от 0.5 до 0.1M_o.

Для данной выборки звезд удельный угловой момент (на единицу массы) растет как M^0.25. Наличие единой зависимости на интервале в два порядка величины по массе, указывает на единый механизм образования этих звезд и потери ими углового момента. (Обсуждению вопроса о том какие именно механизмы потери момента действуют и на каких этапах образования звезд посвящена заметная часть данной работы.)

Звезды наблюдательной выборки на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Размер кружка пропорционален скорости вращения звезды (v sini). Черные кружки соответствуют звездам с инфракрасными избытками, т.е. окруженных протозвездными дисками. Крупный пунктир - линия рождения звезд при темпе аккреции из протозвездного облака 10-5 Mo/год. Мелкий пунктир - теоретические эволюционные треки звезд. Сплошные линии - изохроны для возрастов 105-108 лет. На данной диаграмме протозвезды движутся по трекам вниз и влево, приближаясь к главной последовательности.

Еще одна близкая по теме статья: astro-ph/0310360
M.J.Goupil et al. Получение информации о вращении звезд из их пульсаций (Inferring information about rotation from stellar oscillations).

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).

Бурые или коричневые карлики занимают место между звездами и планетами-гигантами. Их масса не достаточна для того, чтобы началась реакция горения водорода (M<0.075M_o), но больше максимальной массы планеты-гиганта (M>0.075M_J). Они очень холодные (по сравнению со звездами), поэтому их изучают в инфракрасном диапазоне, но даже там это слабые объекты. Изучению бурых карликов (в том числе) были посвящены два инфракрасных обзора неба: DENIS (DEep Near-Infrared Survey) и 2MASS (2 Micron All-Sky Survey).

Вопрос об их формировании очень интересен: поскольку массы бурых карликов много меньше Джинсовской, то они должны были скорее образовываться в процессах вторичной фрагментации протозвездных облаков, а не путем прямого коллапса молекулярного облака. Чтобы аккреция не увеличила их массу, бурые карлики должны покидать области с высокой плотностью вещества вскоре после своего формирования. Авторы данной работы предполагают, что большая часть коричневых карликов образовывалась в околозвездных дисках, т.е. должна входить в состав широких двойных систем.

Когда с помощью какого-либо спутника открываются новые источники, но в названии объекта присутствует аббревиатура прибора (см. также вообще полезный список сокращений). Например: GRS - GRANAT, E - Einstein, RX - ROSAT, GS - GINGA .... Вот стали появляться источники с IGR - INTEGRAL.

IGR J16318-4848 - это двойная система с аккрецирующим компактным объектом (нейтронной звездой или черной дырой). Ранее этот источник не видели из-за сильного поглощения. Но INTEGRAL работает в достаточно жестком диапазоне, а там поглощение не столь существенно.

Скромное название системы MODEST не должно вводить в заблуждение. Это крупный проект, который дает возможность проводить комплексное моделирование плотных звездных систем, например, шаровых скоплений. Некоторые куски кода доступны в Интернет. Проект объединяет несколько исследовательских групп по всему миру. В статье дается обзор первого года работы.

Ядра протозвезд гораздо более динамичные объекты, чем считалось до сих пор, а роль магнитных полей в процессах образования звезды, по-видимому, гораздо менее существенна. Все это относится (пока) только к маломассивным звездам. Выводы этой гипотезы заметно отличаются от того, что говорит стандартная модель образования маломассивных звезд: протозвездные молекулярные облака сжимаются гораздо быстрее (что соответствует наблюдениям); из-за высокого темпа выпадения вещества на ранних этапах образования протозвезд их ядра обладают другой структурой, что позволяет объяснить различия протозвезд классов 0 и I; асимметричная структура ядер будет способствовать дальнейшей фрагментации протозвезд и образованию двойных и кратных систем.

Павел Крупа - известный специалист по звездной астрофизике, особенно известны его работы по функции масс звезд - т.е. распределению звезд по массам. Такие исследования очень важны, т.к. масса - основной параметр звезды. И, соответственно, распределение звезд по массам является входным параметром многих и многих исследований, где рассматриваются большие популяции звезд.

В данной статье авторы показывают следующее. Известно, что функция масс звезд в скоплениях хорошо описывается функцией масс Солпитера. Это степенной закон с экспонентой 2.35. С другой стороны известно, что функция масс самих скоплений в широком диапазоне (до десяти миллионов масс Солнца) хорошо описывается степенным законом с параметром 2. Авторы показывают, что два этих факта вместе приводят нас к выводу о том, что функция масс звезд в поле Галактики должна быть круче солпитеровской, т.е. ее наклон больше 2.35 и составляет примерно 2.8 или даже больше.

Белые карлики очень "маленькие" звезды (правильнее говорить "компактные"). Их размеры лежат между размерами Земли и Юпитера. Меньше белых карликов только нейтронные звезды, радиусы которых составляют около десяти километров. Для того, чтобы ярко светить, белый карлик должен быть очень горячим, но и в этом случае поток излучения от него будет существенно меньше, чем от обычной (и не очень яркой) звезды типа нашего Солнца. А если белый карлик холодный, то заметить его можно с помощью очень хорошего инструмента и только с небольшого расстояния. Именно из-за этого старые и холодные белые карлики - хорошие кандидаты в невидимое темное вещество (речь идет только о барионной невидимой материи). Таким образом изучение близких к нам холодных белых карликов не сенсационная, но важная астрономическая задача.

В данной работе пересмотрены фотометрические и спектральные оценки параметров 38 близких к нам холодных белых карликов. Интересным вопросом является происхождение этих звезд: относятся ли они к диску нашей Галактики или к ее сферическому гало? Ответить на этот вопрос можно измерив дисперсию пространственных скоростей звезд этой выборки. Она оказалась равной примерно 60 км/с, т.е. промежуточной между тонким диском и гало. Более детальное исследование, по-видимому, указывает на то, что в список входят как низкоскоростные белые карлики диска, так и быстрые объекты гало. Удалось оценить и пространственную плотность этих объектов: один холодный белых карлик приходится примерно на 10 000 кубических парсеков.

Массивные B и Be звезды обладают мощными ветрами, которые формируют вокруг них оболочки. Какова их структура? Как меняется скорость вещества с радиусом? Все эти кинематические свойства можно исследовать по профилям линий различных химических элементов. Использование многих линий с разными энергиями возбуждения необходимо, чтобы проследить структуру оболочек на большом интервале расстояний, где температура вещества заметно меняется.

В данном обзоре вы найдете, как описание процедур измерения, так и обширный наблюдательный материал, теоретические предсказания возможных структур профилей линий и интерпретация наблюдательных данных в рамках различных моделей оболочек и дисков.

Теоретически профили линий в достаточно реалистичной модели околозвездной оболочки.

Хорошо ли мы знаем звездные окрестности Солнца? Является ли Проксима Центавра ближайшей к нам звездой? Эти вопросы возникают не на пустом месте, из массовых обзоров неба время от времени появляются неизвестные ранее очень близкие объекты. Конечно, можно гарантировать, что все звезды с солнечной или более высокой светимостью, расположенные ближе 100 пк уже известны, но для самых маломассивных (а, следовательно, холодных и слабосветящихся) звезд-карликов это не так.

Данные результаты получены группой, изучавшей инфракрасный каталог 2MASS (2-ю версию). Ими найдено 186 карликов, относящихся к спектральным классам M7 L6 (спектральный класс "L" недавно введенный класс, продолжающий последовательность звезд в сторону более холодных объектов). 47 из них расположены на расстояниях менее 20 пк от Солнца. Кроме того было обнаружено 10 более горячих близких карликов классов M4-M6.5 с d<20 пк.

Полон ли этот список холодных карликов? "Вот в чем вопрос." И этот вопрос действительно важен для астрономии.

Большая работа, которая является лишь первой частью исследования, посвященного самым-самым первым звездам. Для подготовленного читателя первая часть работы может являться прекрасным обзором по данной тематике.

См. также статью "Cosmic Reionisation by Stellar Sources: Population III Stars", где также на основании численного моделирования авторы исследуют образование первых звезд и их роль в реионизации Вселенной.

Очень подробное исследование скоростей вращения звезд, находящихся на эволюционной стадии гигантов горизонтальной ветви. В исследованную выборку из 45 звезд входят как красные звезды с эффективными температурами T_eff~5000K и выше, так и голубые звезды с температурами до T_eff~17000K. Так как все эти звезды - гиганты, то экваториальные линейные скорости вращения у них не превышают 30-40 км/с (для таких звезд очень высокая величина). Исследование показало, что у большинства холодных голубых звезд с промежуточными температурами (T_eff=7500-11500K) скорости вращения (v sin i) не превышают 15 км/с, но есть небольшая группа так называемых "быстрых ротаторов", у которых скорости достигают 30-35 км/с. Все красные гиганты (за исключением одной звезды) имеют низкие скорости <10 км/с.

В обзоре подробно описаны методика измерения, возможные селекционные эффекты и некоторые смежные вопросы.

Большая статья, посвященная истории звездообразования в области галактического центра.

С одной стороны известно, что в центре Галактики много молодых звезд, т.е. недавно там была довольно мощная вспышка звездообразования. С другой стороны ясно, что там много очень старых звезд. Используя очень большую выборку объектов, авторы пытаются детально восстановить историю звездообразования в этом непрстом районе нашего звездного острова. Основные выводы таковы: более 75 процентов звезд внутри нескольких парсек имеют возраст более 5 миллиардов лет, темп звездообразования существенно изменялся со временем.

В очень далеких галактиках мы не можем изучать отдельные звезды. Зато можно получать интегральные характеристики. Например, спектр всей галактики вцелом. Это здорово помогает при изучении звездного состава. Соответственно можно пытаться получить информацию о темпе звездообразования, а значит и о эволюции далеких галактик. Именно этому посвящен данный обзор.

Представлены результаты первого глубокого обзора по поиску миллиметрового излучения от коричневых (бурых) карликов. Зарегистрировано излучение, которое интерпретируется как излучение холодной пыли в диске, окружающем карлика. Масса пыли оценивается в несколько масс Земли.

Оптические наблюдения голубой карликовой компактной галактики UM 462 выявили в ней несколько ярких компактных источников. Более детальное изучение показало, что это очень молодые звездные скопления с возрастами от нескольких миллионов до нескольких десятков миллионов лет, такие возраста соответствуют временам жизни массивных звезд (M>6-20M_o). Суммарный темп звездообразования в этих скоплениях составляет 0.05M_o/год, что очень много (особенно учитывая, что галактика UM 462 - карликовая). Похоже, что скопления расположены на границах структур, образовавшихся в предыдущей вспышке формирования звезд.

Негативное изображение галактики UM 462.
Линии - направления спектроскопических измерений.

Большой хороший обзор по звездообразованию. Все, что связано с формированием звезд, является сейчас "горячей тематикой" и с наблюдательной, и с теоретической стороны. Ларсон - признанный специалист по этим вопросам. Поэтому комментировать особенно нечего. Отметим только несколько необычный стиль обзора (который явно кому-то понравиться, а кому-то нет): на 40 страниц текста (10 из 50 занимает список литературы) нет ни одного рисунка и практически нет формул (а если и есть, что самые простые, типа Джинсовской массы). Все рассказывается словами. Если такой стиль вам подходит, то милости просим.

На прошлой неделе мы писали об интерференционных наблюдениях сплюснутой Ве-звезды (см. также соответствующую АНКу). В этой же статье авторы рассказывают о других наблюдениях на тех же инструментах (VINCI/VLTI). Речь идет о всем хорошо известной Песьей звезде - Сириусе.

Авторы получают следующий результат: диаметр Сириуса А составляет 1.711 +/- 0.013 диаметра Солнца. На основании этого они также пытаются получить модель внутреннего строения этой звезды.

Данная статья продолжает обработку цифрового обзора неба - в ней приводятся результаты для части северного полушария с галактической широтой b>25^o. Автоматический блинк-компаратор обнаружил в этой области 1146 звезд с величинами 8^m<r<20^m с собственными движениями 0.5<<2.0 "/год ! Данные о собственных движениях 1089 из них уже присутствовали в каталогах, а быстрое движение 57 оставшихся выявлено впервые. В статье вы найдете более полные данные об этих объектах.

Некоторые из новых быстро движущихся звезд.

Для всей звездной астрономии важно как можно точнее знать расстояние до Плеяд. Разумеется, используются разные методы его определения. Получаются слегка разные результаты. Даже после Гиппаркоса (он дал расстояние 116 +/- 3 пк) остались сомнения. Дело в том, что результаты этого астрометрического спутника заметно разошлись с тем, что было известно ранее. (В звездной астрономии часто используют не линейное расстояние в парсека или сантиметрах, а т.н. модуль расстояния, который измеряют в звездных величинах, так вот разница составляет 0.3 величины, что не мало.) Стало быть или у Гиппаркоса проблемы, или мы плохо измеряем расстояния по звездам главной последовательности, или ....

Пачинский предлагает сделать следующее. Самая яркая звезда Плеяд - Атлас - является широкой двойной. Орбитальный период составляет 290 дней. Если аккуратно промерить орбитальные параметры, то можно простым геометрическим методом получить искомое расстояние. Первая попытка применить этот метод дала расстояние выше, чем следует из данных Гиппаркоса. Но Пачинский отмечает, что для точного определения расстояния необходимо хорошо знать радиальные скорости компонент. Вот когда они будут получены, тогда мы сможем определить точное расстояние до Плеяд!

В бурых (коричневых) карликах не идут основные термоядерные реакции (т.е. не горит водород, легкие элементы, типа Li, в этих объектах могут выгорать), время тепловой релаксации бурых карликов огромно. Можно ли ожидать, что в них возможна какая-то переменность?

Авторы данной статьи провели фотометрию молодого (1-8 млн. лет) бурого карлика S Ori 45 из скопления sigma Orionis в полосах I и J. Была обнаружена переменность с амплитудой 0.03-0.08^m и периодом 2.5-3.6 часа в обоих фильтрах. Причины подобной модуляции могут быть различными, но скорее всего это вращение. В одном из сеансов наблюдений была зарегистрирована быстрая модуляция с периодом 46.4+/-1.5 мин, природа которой совершенно не понятна.

Одна из известных ярких звезд альфа Эридана - Ахернар - является т.н. Ве-звездой. Это звезды ранних спектральных классов, не являющиеся сверхгигантами и показывающие эмиссионные бальмеровские линии. Эти линии связаны с околозведной оболочкой. Важным свойством Ве-звезд является быстрое вращение.

В данной работе авторы используют VLT в режиме интерферометра, чтобы получить изображение Ахернара. Т.к. это близкая (44 парсека) немаленькая (около 12 радиусов Солнца) звезда, то такая задача вполне выполнима. Результат вы видите на рисунке.

Что удивительного в этом результате? Звезда существенно сплюснута. Первое, что приходит в голову - мы видим не звезду, а оболочку вокруг нее, истекающую с экватора, так что нет ничего сверхпоразительного. Однако авторы показали (по данным ИК наблюдений и по линии Аш-альфа), что оболочка не может вносить существенного вклада в их наблюдения! Значит, мы все-таки видим звезду. Столь высокая сплюснутость ставит некоторые проблемы перед стандартной теорией. Но к счастью в кустах нас всегда ждет рояль: наготове менее стандартные теории, которые просто учитывают более тонкие эффекты. В данном случае таким эффектом является дифференциальное вращение звезды. По-видимому, теперь мы имеем первое столь прямое указание на то, что по крайней мере для быстро вращающихся звезд однородное вращение не подходит.
(см. также пресс-релиз ESO.)

Совершенно очевидно, что более правильно строить 3-мерные, а не 1-мерные модели звезд, поскольку именно они соответствуют физической реальности. Трудность состояла только в одном - до сих пор почти нигде не существовало компьютеров, мощности которых хватило бы для проведения подобных расчетов. В последние годы они появились и стало возможным ответить на вопрос какие эффекты не воспроизводятся в 1-мерных расчетах и насколько их результаты отличаются от полученных на 3-мерном коде. Часть данной статьи отвечает именно на этот вопрос и, поэтому может быть интересна широкой аудитории читателей.

Другая часть статьи касается непосредственно особенностей кода Джегути и интересна только специалистам. (Джегути (Djehuty) - Египетский бог письма и счета.)

Один из самых важных разделов астрофизики - нуклеосинтез. В конце концов фактически все, из чего мы состоим, побывало в звездах. Разные звезды по-разному эволюционируют, и, соответственно, дают разный вклад в производство разных элементов. Звезды промежуточных масс - примерно от одной до десяти масс Солнца - дают основной вклад в производство азота-14. Все эти проблемы завязаны на эволюцию звезд с учетом потери массы, вращения и т.п. Это и обсуждается автором обзора.

Звезды - единственный источник тяжелых элементов во Вселенной. Элементы до "железного пика" включительно синтезируются в термоядерных реакциях в ядре звезды, более тяжелые элементы - во время вспышек сверхновых. С другой стороны термоядерные реакции практически единственный источник энергии звезд (тепловая и гравитационная - на много порядков меньше). Поэтому не удивительно, что неопределенности в нашем знании ядерных реакций, которые протекают в звездах, могут заметно сказаться на эволюции звезд и составе химических элементов, в них образующихся.

На сегодняшний день в физике и астрофизике звезд сложилось следующее разделение труда: есть специалисты, занимающиеся ядерными реакциями (это в основном физики). Их результаты используются теми, кто детально моделирует эволюцию звезд. Тут к данным о термоядерных реакциях добавляется целый ряд новых физических процессов - конвекция, диффузия, перенос излучения и т.д. Получающиеся в результате расчетов библиотеки эволюционных треков используются (уже другими специалистами) для популяционного моделирования звездной эволюции. Каждый из этих этапов вносит в окончательный результат свою долю неопределенности, но неопределенности, связанными с ядерными реакциями, обычно не рассматривались. Этот пробел отчасти заполняет данная работа. Вывод автора - состояние дел в данном направлении исследований приближается к ситуации, когда нам потребуется более точное знание термоядерных реакций, особенно, протекающих на поздних стадиях эволюции массивных звезд.

Распределение тяжелых элементов ("железный пик" и выше), образующихся при взрыве сверхновой звезды из популяции I с начальной массой 15M_o

Изучение 5-минутных колебаний Солнца принесло огромное количество информации о его внутреннем строении. Но на сегодняшний день подобные колебания наблюдаются не только на Солнце, но и у целого ряда достаточно ярких звезд. Что даст нам их изучение?

Несмотря на малые размеры данного обзора подход его авторов очень систематичен:

1. что дают теоретические модели?
2. что получено для Солнца?
3. как это измерялось?
4. какие результаты получены для других звезд? (индивидуально)

Положение звезд, у которых измерены пульсации,
на диаграмме Герцшпрунга-Рассела

Что такое бурые (или, иначе, - коричневые) карлики объяснять не надо. Мы уже довольно много о них знаем. Много, но абсолютно недостаточно. Например, очень плохо известно, как они образуются.

Авторы статьи провели обзор молодых бурых карликов в инфракрасной (L) полосе. Были получены хорошие данные по примерно 50 дискам вокруг молодых субзвездных объектов. оказалось, что диски похожи на аналогичные образования вокруг звезд типа Т Тельца (это маломассивные очень молодые звезды, фактически еще формирующиеся, звезды). Это означает, что образование бурых карлиов ("недозвезд") очень похоже на формирование звезд типа Солнца.

В скоплениях галактик звезды присутствуют не только в галактиках, но и между ними. По-видимому они попали туда в результате взаимодействия галактик, что приводило к выбросыванию звезд. Эти "интракластерные" звезды обнаружены, точнее обнаружено диффузное излучение (связанное со звездами) и планетарные туманности. Однако, пока обо всем этом известно очень мало. Поэтому численное моделирование очень актуально.

Авторы рассматривают, как будут распределены интракластерные звезды в моделях иерархического формирования (см. выше). Результаты расчетов сравниваются с известными данными наблюдений. Совпадение достаточно хорошее. Это, кстати, является дополнительным (но пока не очень сильным) аргументом в пользу модели иерархического скучивания.

За последние несколько лет были открыты десятки бурых карликов (на русский название этих объектов чаще переводят как коричневые карлики, но возможны оба варианта), как в областях звездообразования, так и среди звезд поля. Эти объекты очень холодные, излучают преимущественно в инфракрасном диапазоне, поэтому обнаружить пыль рядом с ними (а такие попытки предпринимались неоднократно) очень тяжело. Авторам данной статьи впервые удалось это сделать для двух коричневых карликов. Для чего объекты пришлось наблюдать в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах. Однако на этом они не остановились, а попытались ответить на вопросы: Не образует ли вещество вокруг этих карликов диск? Похож ли эти диски на те, что существуют с звездах типа T Tauri, или они совсем другие? Сферическая пылевая оболочка создает большее поглощение, поэтому наблюдения на нескольких длинах волн позволяют утверждать что в исследованных системах пыль образует дискообразную оболочку. Более точный выбор модели провести не удалось - наблюдаемые детали в спектре одинаково хорошо описывается и плоским пылевым диском, простирающимся почти до поверхности коричневого карлика, и диском со "вздутым" внутренним краем, далеко отстоящим от поверхности карлика.

Два обзора Пауля Кровтера (Paul A Crowther). В первом из них рассматриваются температуры, массы, светимости, поверхностные химические составы и поверхностные ускорения силы тяжести массивных OB-звезд главной последовательности. Также рассматриваются свойства звездных ветров подобных систем.

Во второй части обзора рассмотрены свойства массивных звезд на различных стадиях после главной последовательности. Особое внимание уделяется звездам Вольфа-Райе, Ярким Голубым Переменным звездам, а также, связь между сверхгигантами ранних и поздних типов. Конечно же автор уделил внимание и одной из самых популярных сегодня тем - возможной связи Сверхновых с коллапсирующими ядрами с гамма-всплесками.

У звезд богатых кислородом (с обилием подобным солнечному) непрозрачность резко возрастает при снижении температуры ниже 2900 K, из-за этого температура фотосферы звезды "скачком" снижается до 2000 K. Чтобы сохранить устойчивость при столь высокой непрозрачности плотность вещества в фотосфере должна существенно снизиться, т.е. оболочка звезды должна расшириться в несколько тысяч раз. Автор назвал такой процесс сверх-расширением. Описанное явление может происходить у звезд асимптотической ветви гигантов (AGB). Процессы потери массы рассеивают такую оболочку и звезда становится более компактным post-AGB объектом. Следствием сверх-расширения могут быть оболочки вокруг звезд и захват маломассивного вторичного компаньона, если сверх-расширяющаяся звезда входит в состав двойной системы.

Звезды после асимптотической ветви гигантов (post-AGB) - очень короткая стадия жизни звезд. По целому ряду причин очень интересно найти подобные звезды в скоплениях или галактиках, где отсутствует звездообразование, - в шаровых скопления, эллиптических или карликовых сферических галактиках. Подобная попытка была проведена для пяти потенциальных post-AGB звезд: двух - в шаровом скоплении NGC 1851 и трех - в dSph галактике в Малой Медведице. Для них были измерены радиальные скорости, к сожалению, все пять звезд оказались не членами указанных скоплений. Поиски других кандидатов продолжаются.

Еще один обзор по измерению расстояний во внегалактической астрономии по переменным типа RR Лиры. Упоминаем о нем в связи с важность рассматриваемого вопроса и полнотой обзора.

Спутник WMAP дал достаточно серьезные свидетельства в пользу достаточно ранней реионизации Вселенной (на красных смещениях больше 10). Стандартный сценарий включает в себя реионизацию излучением первых звезд и квазаров. Но, конечно же, есть и альтернативы. В данной статье авторы разбирают достаточно популярный сценарий, где реионизация происходит из-за выделения энергии при распаде тяжелых частиц. Конкретно - речь идет о массиных стерильных нейтрино.

Предлагается двухстадийная ионизация. На первом этапе работают нейтрино, и только потом, на более скромных z подключаются первые звезды.

Основная проблема заключается в том, что никто таких нейтрино пока не видел. Но, как говорится, если есть возможность - надо ее изучить.

Магнитная гидростатика - непривычное сочетание слов (по сравнению, конечно, с МГД - магнитной гидродинамикой), а наверное зря. Ведь ситуации, когда роль магнитных полей велика, а скорости движения низки, находятся буквально у нас перед глазами. Можно сразу выделить два предельных случая (что автор и делает): в области, где доминирует давление газа (например, в звездной фотосфере), трубки магнитного поля должны быстро расширяться с высотой, чтобы соблюдалось равновесие по давлению. В противоположном случае, который имеет место в коронах звезд, давление газа не играет роли и крупномасштабное поле целиком определяется законом расширения магнитных трубок. Эти две области достаточно гладко стыкуются между собой. В приближении статического бессилового магнитного поля при заданном изменении температуры с высотой всегда удается построить стационарную магнитогидростатическую атмосферу звезды (но не обязательно устойчивую). Истечение вещества в такой атмосфере (звездный ветер) возникает из-за возмущения равновесного состояния внешними факторами.

Модельная картина магнитогидростатической атмосферы звезды

Сначала несколько слов об астрономической терминологии. Первыми, из космологического вещества, состоящего только из водорода и гелия с незначительной примесью лития, родились так называемые звезды популяции III. Эти звезды были очень массивными, жили коротко, они дали первые элементы тяжелее Li, и они же испустили "первый свет" во Вселенной. Из вещества химически обогащенного взрывами первых сверхновых рождались звезды популяции II, которые сегодня наблюдаются, например, в шаровых скоплениях. И, наконец, наше Солнце и другие молодые богатые металлами звезды относятся к популяции I. ("Металлами" астрономы называют все химические элементы тяжелее гелия.)

HE 0107-5240 - "самая чистая" из известных сегодня звезд. Железа в ней в 200000 раз меньше, чем в Солнце. Возможно это одна из первых звезд, образовавшихся во Вселенной. Подробнее о ней вы можете прочесть здесь.

Однако с этой звездой не все так просто. В спектре этой звезды отождествлены линии 9 химических элементов: H, C, N, Na, Mg, Ca, Ti, Fe и Ni. Некоторых из этих элементов (например, углерода и азота) в ней не столь мало, как железа. (Заметим, что в экс-чемпионах по химической чистоте, звездах CS 22892-052 и CS 31082-001, в которых атомов железа было в 1000 раз меньше, чем на Солнце, отождествлены линии 40-60 различных элементов.) Другая проблема - малая масса звезды. Другой она быть не могла, иначе бы эта звезда не дожила до сегодняшнего дня, но по сегодняшним представлениям первые звезды должны были рождаться в основном с массами в несколько сот солнечных.

Можно ли как-нибудь объяснить эти странности? Уже предложены три различных объяснения.

1. Звезда HE 0107-5240 принадлежит к популяции III, т.е. сформировалась из газа с нулевой металличностью, а изменения поверхностного химического состава вызваны диффузией продуктов ядерного горения из ядра и/или аккрецией химически обогащенного вещества из окружающей среды.
2. Это звезда популяции II и мы видим химический состав примерно соответствующий тому веществу, из которого эта звезда образовалась.
3. Это маломассивная звезда популяции III, а ее химический состав объясняется загрязнением, вызванным близким от нее взрывом сверхновых популяции III вскоре после ее рождения (с нормальными массами в 20-25M_o).

Собственно сама статья посвящена выбору между этими тремя вариантами, который предлагается делать по линии кислорода (O), по отношению количества атомов (C, N и О) или по линиям цинка Zn (которые еще не обнаружены, но на интенсивность которых можно получить верхние пределы).

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).

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.

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.

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.

Откуда могли взяться маломассивные звезды первого поколения, если спектр масс этих объектов был очень сильно сдвинут в область больших масс? Они могли образоваться при фрагментации газовых оболочек остатков сверхновых первого поколения! (Лично мне эта идея очень нравится.)

astro-ph/0304078 Аккреция в молодых звездных/субзвездных объектах (Accretion in Young Stellar/Substellar Objects)
Authors: James Muzerolle et al.
Commets: 38 pages, including 8 figures and 6 tables, accepted by ApJ

Многие (если не все) помнят наверное отличные книжки В.Г. Сурдина и С.А. Ламзина "Протозвезды" и "Образование звезд" (кто не читал - советую). Если вы эти книжки читали, и вопрос "как образуются звезды?" вас не оставил, то эта статья для вас!

Авторы исследуют 45 молодых маломассивных звезд. Хотя это оригинальная работа, а не обзор, разобраться в ней вполне можно, если вы прочли любую из вышеуказанных популярных книжек (ну и если вы знаете английский).

Об околозвездных дисках на стадии формирования можно также прочесть свежий обзор Антонеллы Матты "Circumstellar Disks in pre-Main Sequence Stars".

Название "самообъясняющее", но поясним термины и важность открытия. "Субзвездный" означает массу ниже предела загоряния водорода (предел зависит от химсостава, для данного объекта получена оценка массы 0.077 массы Солнца). "Субкарлик" - означает карлик с низким содержанием металлов, а это значит - очень старый объект (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела последовательность субкарликов идет под главной последовательностью, на рисунке внизу обозначено VI). Если все результаты в работе верны, то она говорит о том, что образование одиночных объектов ниже предела загорания водорода шло в Галактике уже очень и очень давно. Это важно для понимания начальной функции масс звезд, да и для всей картины эволюции Галактики это очень важно.

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