My horosho znaem Solnechnye vspyshki i processy v korone Solnca. Ochevidno, chto podobnye processy idut i v drugih zvezdah, podobnyh Solncu, prosto ih gorazdo trudnee nablyudat'. Trudnee, no uzhe mozhno. V dannoi rabote privedeny dannye o koronal'nyh i vspyshechnyh strukturah u drugih zvezd, poluchennye vo vremya ih zatmenii i po interferometricheskim nablyudeniyam. Obzor horosho proillyustrirovan.

Nablyudeniya prohoda planety po disku zvezdy HD209458 solnechnogo tipa pokazali udivitel'nuyu kartinu. Razmer planety raven 4.3R_J, chto prevyshaet razmer radiusa Rosha dlya etoi planety, sostavlyayushii 3.6R_J. Eto oznachaet, chto planeta teryaet svoi vneshnie sloi. Etot fakt podtverzhdayut i izmereniya luchevyh skorostei, registriruyushie potok veshestva s otnositel'noi skorost'yu -130 km/s (znak minus oznachaet dvizhenie k nam), t.e. vyshe skorosti ubeganiya ot planety.

Etomu zhe ob'ektu posvyashena stat'ya astro-ph/0312384 togo zhe nauchnogo kollektiva "Temp ispareniya goryachih Yupiterov i obrazovanie Htonianskih planet".

Avtory ukazyvayut, chto pri ocenkah skorostei ekvatorial'nogo vrasheniya Be-zvezd ne uchityvalos' gravitacionnoe potemnenie ih ekvatorial'nyh oblastei. Eto privodilo k sistematicheskomu zanizheniyu skorostei ih vrasheniya.

Orbital'naya observatoriya XMM-N'yuton provela nablyudeniya blizhaishei k nam zvezdy, karlika spektral'nogo klassa M, Proksimy Centavra. Byla obnaruzhena ochen' bol'shaya peremennost' koronal'nogo rentgenovskogo izlucheniya. Svetimost' zvezdy v diapazone energii 0.15-10 keV menyalas' ot 3.9x10²⁸ do 1.5x10³² erg/s. Vspyshki na etoi zvezde, veroyatno, chem-to pohozhi na Solnechnye.

Sravnenie koronal'nyi petel' na Proksime Centavra i na Solnce.

Drugaya stat'ya toi zhe nauchnoi gruppy astro-ph/0312267 posvyashena modelirovaniyu rentgenovskogo izlucheniya ot vspyshek na blizhaishei k nam zvezde.

Opredeleny rasstoyaniya do semi galakticheskih blizkih cefeid (vse eto zvezdy, vidimye nevooruzhennym glazom). Ispol'zovalas' interesnaya metodika. Vo-pervyh dlya vseh semi zvezd byl neposredstvenno izmeren uglovoi diametr, dlya chetyreh dazhe udalos' neposredstvenno izmerit' pul'sacii. Teper', znaya kak izmenyaetsya uglovoi diametr mozhno opredelit' rasstoyanie modificirovannym metodom Baade-Vesselinka.

Opisyvaetsya poisk novyh planetarnyh tumannostei v baldzhe Galaktiki. Otkryto mnogo novyh ob'ektov. Bol'shaya chast' planetarnyh tumannostei (60 procentov) imeyut krugluyu formu, 31 procent - ellipticheskuyu, 9 - bipolyarnuyu (sm. risunok).

Raznye morfologicheskie klassy planetarnyh tumannostei.

Otkrytie malomassivnoi zvezdy "pochti pervogo pokoleniya" HE0107-5240 vyzvalo interes k evolyucii i hodu yadernyh reakcii v podobnyh zvezdah s ochen' bednym himicheskim sostavom (Z=10^-6). Imenno etomu voprosu posvyashena dannaya stat'ya.

Zvezda poluchila nazvanie FU Oriona, a podobnye ei zvezdy, kotoryh teper' otkryto eshe dve [Red.: segodnya uzhe bol'she.], nazvany fuorami."

Nablyudeniya avtorov na 3.6 metrovom teleskope s adaptivnoi optikoi pokazali, chto slabaya krasnaya zvezdochka, raspolozhennaya na rasstoyanii 0.5" yavlyaetsya, po-vidimomu, kompan'onom peremennoi zvezdy FUšOriona. (Nablyudeniya velis' v blizhnem IK-diapazone v kotorom kompan'on na chetyre zvezdnye velichiny slabee osnovnoi zvezdy.) Takim obrazom, vozmozhno prototip celogo klassa peremennyh zvezd okazalsya dvoinym.

Odnako, okonchatel'noi yasnosti zdes' poka net.

Eto stat'ya goda: kazhdyi god v svet vyhodit nebol'shoi tom Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics (Ezhegodnye Obzory). Kazhdyi takoi tom sostoit iz neskol'kih dostatochno ob'emnyh (40-60 str.) obzorov napisannyh samymi kvalificirovannymi astronomami po razlichnym voprosam astrofiziki. V etot tom ne popadayut samye novye rezul'taty, no kazhdyi obzor v Annual Reviews podvodit nekotoryi (mozhet byt' promezhutochnyi) itog problemam, volnovavshih astrofizikov v poslednie neskol'ko let.

Tema dannogo obzora - pervye zvezd - i vse skazannoe vyshe otnositsya k nemu napryamuyu. Vot nekotorye rassmatrivaemye v nem voprosy: kak kollapsiruyut i drobyatsya oblaka bednogo metallami mezhzvezdnogo gaza? Kakie nachal'nye usloviya obrazovaniya dlya zvezd Populyacii III predskazyvayut sovremennye kosmologicheskie modeli? Kak raspredeleny pervye zvezdy po massam? Skol'ko sredi nih budet massivnyh (ochen' massivnyh) i, naoborot, malomassivnyh, kotorye mogli by dozhit' na nashei epohi? Mozhet li proishodit' zasorenie pervyh zvezd metallami iz okruzhayushei sredy na bolee pozdnih etapah? Kak mozhno proverit' predskazaniya teorii po nablyudeniyam ob'ektov na bol'shih krasnyh smesheniyah i v nashei okrestnosti?

Versiyu obzora s fotografiyami vysokogo razresheniya mozhno posmotret' na saite avtorov.

Kontaktnye dvoinye zvezdy tipa W Bol'shoi Medvedicy sostoyat iz dvuh slabo proevolyucionirovavshih zvezd, kazhdaya iz kotoryh zapolnyaet svoyu polost' Rosha. V takih sistemah orbital'nyi period, razmery orbity, radiusy, svetimosti i temperatury zvezd perestayut byt' nezavisimymi parametrami. Togda izmeriv period sistemy, ee blesk i cvet (temperaturu) my mozhem opredelit' absolyutnuyu svetimost' dvoinoi sistemy, a sravniv etu velichinu s registriruemym na Zemle potokom - opredelit' rasstoyanie do zvezdy. Etot metod pohozh na opredelenie rasstoyaniya po pul'siruyushim peremennym zvezdam (Cefeidam i zvezdam tipa RR Liry), rol' pul'sacii v nashem sluchae igraet orbital'noe dvizhenie.

Sistemy tipa W UMa dostatochno yarkie (M_V<+3) i dostatochno mnogochislennye, chto pozvolit shiroko ispol'zovat' predlozhennyi metod dlya izmereniya rasstoyanii v nashei Galaktike.

V dannyh Sloanovskogo cifrovogo obzora neba obnaruzhen ob'ekt, kotoryi vozmozhno yavlyaetsya samoi blizkoi i samoi bol'shoi (uglovoi razmer) planetarnoi tumannost'yu (sm. foto).

Eto daleko ne samaya krasivaya planetarnaya tumannost'. Levyi snimok poluchen v linii vodoroda (Ash Al'fa)+linii odnokratno ionizovannogo azota. Pravyi - v linii dvuhkratno ionizovannogo kisloroda. Razmer foto primerno 0.8 gradusa. Izobrazheni polucheny na teleskope Isaaka N'yutona. Na pravom snimke kruzhkom otmecheno polozhenie belogo karlika.

Issledovanie snimkov SDSS pokazalo nalichie oblasti ionizovannogo gaza razmerom bolee dvuh gradusov na dostatochno bol'shoi galakticheskoi shirote (+48 gradusov). Vblizi byl obnaruzhen goryachii belyi karlik PG 1034+001. Dopolnitel'nye issledovaniya byli provedeny na teleskope Isaaka N'yutona. Morfologiya oblasti i prisutstvie belogo karlika ukazyvayut na to, chto eto mozhet byt' planetarnaya tumannost'. Esli rasstoyanie do tumannosti poryadka 100-200 pk, to ee lineinyi razmer poryadka 3.5-7 pk. Vozrast tumannosti mozhno opredelit' lish' ochen' primerno v 100 000 let.

Tumannost' poluchila naimenovanie Hewett 1. Rasstoyanie do belogo karlika opredeleno lish' po spektru i potoku. Ono okazyvaetsya ravnym primerno 155 pk. Neobhodimy pryamye parallakticheskie izmereniya.

Vozmozhno, chto Arktur i nekotorye drugie yarkie zvezdy obrazovalis' ne v nashei Galaktike. Zvuchit nemnogo stranno, no na samom dele nichego udivitel'nogo v takoi vozmozhnosti net, nasha Galaktika postoyanno pogloshaet drugih chlenov Mestnoi gruppy, a krome togo vozmozhna akkreciya gaza na Galaktiku. Pri etom v Galaktike poyavlyayutsya zvezdy-priemyshi. Takie gruppy zvezd vydelyayutsya prezhde vsego po svoim kinematicheskim harakteristikam (oni vrashayutsya po "strannym" orbitam, netipichnym dlya zvezd, obrazovavshimsya v nashei Galaktike). Krome togo, mogut byt' lyubopytnye otkloneniya v himicheskom sostave (kak pravilo v storonu men'shei metallichnosti).

Gruppa Arktura davno byla zapodozrena v netipichnosti iz-za ee kinematicheskih svoistv i nizkoi metallichnosti. Avtory proveli novyi analiz, kotoryi ukrepil podozreniya v tom, chto eti zvezdy obrazovalis' ne v Mlechnom Puti. Odnako, kak otmechayut sami avtory, neobhodimy dal'neishie bolee detal'nye issledovaniya.

Na risunke nizhe (ne imeyushem pryamogo otnosheniya k dannoi stat'e) pokazano pogloshenie Mlechnym Putem odnoi galaktiki.

Risunok s saita http://astro.u-strasbg.fr/images_ri/canm-e.html. Mlechnyi put' razryvaet samuyu blizkuyu galaktiku. Vidno kol'co, obrazovannoe iz ee veshestva.

Avtory predstavlyayut rezul'taty IK nablyudenii molodogo formiruyushegosya sverhskopleniya v karlikovoi galaktike NGC 5253. Skoplenie sodrzhit okolo 5000 massivnyh O-zvezd (vsego zvezd tam okolo milliona). Vazhnym otkrytiem yavlyaetsya to, chto gaz v skoplenii yavlyaetsya gravitacionno svyazannym, t.e. moshnyi veter molodyh zvezd eshe ne "vydul" ego.

Sm. takzhe stat'yu Watching the Birth of Super Star Clusters, yavlyayushuyusya bolee populyarnym izlozheniem original'noi stat'i.

Zvezdy spektral'nogo klassa O - samye massivnye, goryachie i yarkie zvezdy glavnoi posledovatel'nosti. V katalog vhodyat 378 O-zvezd s akkuratnoi spektral'noi klassifikaciei. Eta vyborka polna do vos'moi zvezdnoi velichiny v fil'tre V i soderzhit mnogo bolee slabyh ob'ektov.

On-line versiya kataloga dostupna po adresu: http://www.stsci.edu/~jmaiz/GOSmain.html.

Ne nablyudayutsya zvezdy s massoi bolee primerno 150 mass Solnca. Tomu mozhet byt' dva ob'yasneniya: ili est' fundamental'nyi predel, t.e. zvezdy bolee vysokih mass ne obrazuyutsya, ili zhe prosto massivnye zvezdy slishkom redki, chtoby nam moglo povezti uvidet' takogo "zverya". Proanalizirovav dannye nablyudenii, avtory prihodyat k vyvodu o tom, chto predel vse-taki sushestvuet (esli tol'ko s funkciei mass ne proishodit chto-to sovsem udivitel'noe v diapazone samyh tyazhelyh zvezd).

Nazvanie etoi raboty polnost'yu opisyvaet to, chto v nei bylo sdelano. Odnako nado dat' nekotorye poyasneniya:

• Zvezdy tipa A neskol'ko bolee massivnye, chem Solnce, i obladayut konvektivnymi yadrami.
• Vse raschety velis' dlya zvezd s massoi 2M_o, no dlya raznyh skorostei ih vrasheniya.
• Raschety velis' s pomosh'yu trehmernogo koda, poskol'ku polnocennoe modelirovanie konvekcii mozhno provesti tol'ko v treh izmereniyah.
• Yadra malomassivnyh zvezd (v tom chisle i Solnca) vrashayutsya zametno bystree, chem ih poverhnostnye sloi.
• Overshuting (overshooting) - yavlenie, kogda konvektivnye yacheiki "po inercii" pronikayut v oblasti (vyshe ili nizhe konvektivnogo sloya), kotorye uzhe yavlyayutsya konvektivno ustoichivymi.

Poluchennye pri modelirovanii karty radial'nyh skorostei (Vr) i sootvetstvuyushih temperatur (T) dlya dvuh glubin (0.10 i 0.16 radiusa zvezdy) dlya dvuh modelei.

Vyvody avtora takovy:

1. Vnutri konvektivnyh yader nablyudaetsya zametnaya differencial'nost' vrasheniya.
2. Raschety pokazyvayut zametnyi overshutring.
3. Vo vneshnei radiativnoi obolochke zvezdy okazyvayutsya neustoichivymi i dostigayut bol'shih amplitud vozmusheniya, porozhdaemye vihryami i gravitacionnymi volnami v konvektivnom yadre.

Planetarnaya tumannost' obrazuetsya na poslednih stadiyah evolyucii zvezd promezhutochnyh mass, kogda oni sbrasyvayut ostatki svoei obolochki i ogolyayut yadro - goryachii belyi karlik. Kakuyu formu mozhet imet' planetarnaya tumannost'? Eto opredelyaetsya geometriei istekayushego potoka: on mozhet byt' sfericheski-simmetrichnym, diskoobraznym, imet' vid pary protivopolozhno napravlennyh konusov (shirokih, srednih ili uzkih) ili dzhetov. Vozmozhno, takzhe, sochetanie razlichnyh tipov istecheniya. Krome togo vid tumannosti na nebe zavisit ot togo s "kakoi storony" my na nee smotrim.

Klassifikaciya form planetarnyh tumannostei

Eshe odna blizkaya po teme stat'ya: astro-ph/0310269
Hans-Reinhard Muller et al. Vliyanie mezhzvezdnoi sredy na formu planetarnyh tumannostei (Influence of the Interstellar Medium on the Shaping of Planetary Nebulae).

U dvuh planetarnyh tumannostei na yuzhnom nebe - NGC 6026 i NGC 6337 - po rezul'tatam dlitel'noi i tochnoi fotometrii obnaruzhena periodichnost': 0.26 i 0.17 dnya, sootvetstvenno. Nalichie takoi peremennosti, velichina i postoyanstvo perioda yavlyayutsya pryamymi ukazaniyami na to, chto yadra etih tumannostei - tesnye dvoinye sistemy, sostoyashie iz belyh karlikov.

V poslednee vremya poyavilsya interes k vnegalakticheskim (t.e. ne prinadlezhashim ni odnoi galaktike) zvezdam v skopleniyah galaktik. Takie zvezdy mogli byt' vybrosheny pri blizkih proletah ili obrazovat'sya vne galaktik iz vybroshennogo ih nih gaza. Odna iz idei, vyskazannyh v etom obzore, - iskat' ne sami zvezdy, a gorazdo bolee yarkie planetarnye tumannosti, voznikayushie na konechnyh stadiyah ih evolyucii.

Stat'ya - rezul'tat obrabotki dannyh o proekciyah na luch zreniya ekvatorial'nyh skorostei vrasheniya (v sini) dlya 145 zvezd s massami ot 0.4 do 14M_o iz kompleksa zvezdoobrazovaniya v Orione (srednyaya massa zvezdy v vyborke - 2.1M_o, t.k. malomassivnyh zvezd bol'she). Nablyudatel'nye dannye byli dopolneny opublikovannymi rezul'tatami dlya zvezd s massami ot 0.5 do 0.1M_o.

Dlya dannoi vyborki zvezd udel'nyi uglovoi moment (na edinicu massy) rastet kak M^0.25. Nalichie edinoi zavisimosti na intervale v dva poryadka velichiny po masse, ukazyvaet na edinyi mehanizm obrazovaniya etih zvezd i poteri imi uglovogo momenta. (Obsuzhdeniyu voprosa o tom kakie imenno mehanizmy poteri momenta deistvuyut i na kakih etapah obrazovaniya zvezd posvyashena zametnaya chast' dannoi raboty.)

Zvezdy nablyudatel'noi vyborki na diagramme Gercshprunga-Rassela. Razmer kruzhka proporcionalen skorosti vrasheniya zvezdy (v sini). Chernye kruzhki sootvetstvuyut zvezdam s infrakrasnymi izbytkami, t.e. okruzhennyh protozvezdnymi diskami. Krupnyi punktir - liniya rozhdeniya zvezd pri tempe akkrecii iz protozvezdnogo oblaka 10-5 Mo/god. Melkii punktir - teoreticheskie evolyucionnye treki zvezd. Sploshnye linii - izohrony dlya vozrastov 105-108 let. Na dannoi diagramme protozvezdy dvizhutsya po trekam vniz i vlevo, priblizhayas' k glavnoi posledovatel'nosti.

Eshe odna blizkaya po teme stat'ya: astro-ph/0310360
M.J.Goupil et al. Poluchenie informacii o vrashenii zvezd iz ih pul'sacii (Inferring information about rotation from stellar oscillations).

Odinochnaya massivnaya zvezda svoim zhestkim izlucheniem i vetrom porozhdaet vokrug sebya puzyr' (bubble) v mezhzvezdnoi srede, gruppa massivnyh zvezd sozdaet sverhpuzyr' (superbubble). V nastoyashee vremya est' ryad voprosov, kotorye bol'she vsego interesuyut uchenyh, zanimayushihsya dannoi problemoi:

1. Pochemu vokrug nekotoryh O-zvezd net puzyrei?
2. Naskol'ko goryach puzyr' iznutri?
3. Chto proishodit na granice puzyrya, gde soprikasayutsya goryachii i holodnyi gaz?

Sleva - rentgenovskoe izobrazhenie puzyrya S308, poluchennoe na sputnike XMM-N'yuton, sprava - ego izobrazhenie v linii [OIII] 5007A. Central'naya zvezda puzyrya HD50896 otmechena krestom (v levom nizhnem uglu izobrazhenii).

Burye ili korichnevye karliki zanimayut mesto mezhdu zvezdami i planetami-gigantami. Ih massa ne dostatochna dlya togo, chtoby nachalas' reakciya goreniya vodoroda (M<0.075M_o), no bol'she maksimal'noi massy planety-giganta (M>0.075M_J). Oni ochen' holodnye (po sravneniyu so zvezdami), poetomu ih izuchayut v infrakrasnom diapazone, no dazhe tam eto slabye ob'ekty. Izucheniyu buryh karlikov (v tom chisle) byli posvyasheny dva infrakrasnyh obzora neba: DENIS (DEep Near-Infrared Survey) i 2MASS (2 Micron All-Sky Survey).

Vopros ob ih formirovanii ochen' interesen: poskol'ku massy buryh karlikov mnogo men'she Dzhinsovskoi, to oni dolzhny byli skoree obrazovyvat'sya v processah vtorichnoi fragmentacii protozvezdnyh oblakov, a ne putem pryamogo kollapsa molekulyarnogo oblaka. Chtoby akkreciya ne uvelichila ih massu, burye karliki dolzhny pokidat' oblasti s vysokoi plotnost'yu veshestva vskore posle svoego formirovaniya. Avtory dannoi raboty predpolagayut, chto bol'shaya chast' korichnevyh karlikov obrazovyvalas' v okolozvezdnyh diskah, t.e. dolzhna vhodit' v sostav shirokih dvoinyh sistem.

Kogda s pomosh'yu kakogo-libo sputnika otkryvayutsya novye istochniki, no v nazvanii ob'ekta prisutstvuet abbreviatura pribora (sm. takzhe voobshe poleznyi spisok sokrashenii). Naprimer: GRS - GRANAT, E - Einstein, RX - ROSAT, GS - GINGA .... Vot stali poyavlyat'sya istochniki s IGR - INTEGRAL.

IGR J16318-4848 - eto dvoinaya sistema s akkreciruyushim kompaktnym ob'ektom (neitronnoi zvezdoi ili chernoi dyroi). Ranee etot istochnik ne videli iz-za sil'nogo poglosheniya. No INTEGRAL rabotaet v dostatochno zhestkom diapazone, a tam pogloshenie ne stol' sushestvenno.

Skromnoe nazvanie sistemy MODEST ne dolzhno vvodit' v zabluzhdenie. Eto krupnyi proekt, kotoryi daet vozmozhnost' provodit' kompleksnoe modelirovanie plotnyh zvezdnyh sistem, naprimer, sharovyh skoplenii. Nekotorye kuski koda dostupny v Internet. Proekt ob'edinyaet neskol'ko issledovatel'skih grupp po vsemu miru. V stat'e daetsya obzor pervogo goda raboty.

Yadra protozvezd gorazdo bolee dinamichnye ob'ekty, chem schitalos' do sih por, a rol' magnitnyh polei v processah obrazovaniya zvezdy, po-vidimomu, gorazdo menee sushestvenna. Vse eto otnositsya (poka) tol'ko k malomassivnym zvezdam. Vyvody etoi gipotezy zametno otlichayutsya ot togo, chto govorit standartnaya model' obrazovaniya malomassivnyh zvezd: protozvezdnye molekulyarnye oblaka szhimayutsya gorazdo bystree (chto sootvetstvuet nablyudeniyam); iz-za vysokogo tempa vypadeniya veshestva na rannih etapah obrazovaniya protozvezd ih yadra obladayut drugoi strukturoi, chto pozvolyaet ob'yasnit' razlichiya protozvezd klassov 0 i I; asimmetrichnaya struktura yader budet sposobstvovat' dal'neishei fragmentacii protozvezd i obrazovaniyu dvoinyh i kratnyh sistem.

Pavel Krupa - izvestnyi specialist po zvezdnoi astrofizike, osobenno izvestny ego raboty po funkcii mass zvezd - t.e. raspredeleniyu zvezd po massam. Takie issledovaniya ochen' vazhny, t.k. massa - osnovnoi parametr zvezdy. I, sootvetstvenno, raspredelenie zvezd po massam yavlyaetsya vhodnym parametrom mnogih i mnogih issledovanii, gde rassmatrivayutsya bol'shie populyacii zvezd.

V dannoi stat'e avtory pokazyvayut sleduyushee. Izvestno, chto funkciya mass zvezd v skopleniyah horosho opisyvaetsya funkciei mass Solpitera. Eto stepennoi zakon s eksponentoi 2.35. S drugoi storony izvestno, chto funkciya mass samih skoplenii v shirokom diapazone (do desyati millionov mass Solnca) horosho opisyvaetsya stepennym zakonom s parametrom 2. Avtory pokazyvayut, chto dva etih fakta vmeste privodyat nas k vyvodu o tom, chto funkciya mass zvezd v pole Galaktiki dolzhna byt' kruche solpiterovskoi, t.e. ee naklon bol'she 2.35 i sostavlyaet primerno 2.8 ili dazhe bol'she.

Belye karliki ochen' "malen'kie" zvezdy (pravil'nee govorit' "kompaktnye"). Ih razmery lezhat mezhdu razmerami Zemli i Yupitera. Men'she belyh karlikov tol'ko neitronnye zvezdy, radiusy kotoryh sostavlyayut okolo desyati kilometrov. Dlya togo, chtoby yarko svetit', belyi karlik dolzhen byt' ochen' goryachim, no i v etom sluchae potok izlucheniya ot nego budet sushestvenno men'she, chem ot obychnoi (i ne ochen' yarkoi) zvezdy tipa nashego Solnca. A esli belyi karlik holodnyi, to zametit' ego mozhno s pomosh'yu ochen' horoshego instrumenta i tol'ko s nebol'shogo rasstoyaniya. Imenno iz-za etogo starye i holodnye belye karliki - horoshie kandidaty v nevidimoe temnoe veshestvo (rech' idet tol'ko o barionnoi nevidimoi materii). Takim obrazom izuchenie blizkih k nam holodnyh belyh karlikov ne sensacionnaya, no vazhnaya astronomicheskaya zadacha.

V dannoi rabote peresmotreny fotometricheskie i spektral'nye ocenki parametrov 38 blizkih k nam holodnyh belyh karlikov. Interesnym voprosom yavlyaetsya proishozhdenie etih zvezd: otnosyatsya li oni k disku nashei Galaktiki ili k ee sfericheskomu galo? Otvetit' na etot vopros mozhno izmeriv dispersiyu prostranstvennyh skorostei zvezd etoi vyborki. Ona okazalas' ravnoi primerno 60 km/s, t.e. promezhutochnoi mezhdu tonkim diskom i galo. Bolee detal'noe issledovanie, po-vidimomu, ukazyvaet na to, chto v spisok vhodyat kak nizkoskorostnye belye karliki diska, tak i bystrye ob'ekty galo. Udalos' ocenit' i prostranstvennuyu plotnost' etih ob'ektov: odin holodnyi belyh karlik prihoditsya primerno na 10 000 kubicheskih parsekov.

Massivnye B i Be zvezdy obladayut moshnymi vetrami, kotorye formiruyut vokrug nih obolochki. Kakova ih struktura? Kak menyaetsya skorost' veshestva s radiusom? Vse eti kinematicheskie svoistva mozhno issledovat' po profilyam linii razlichnyh himicheskih elementov. Ispol'zovanie mnogih linii s raznymi energiyami vozbuzhdeniya neobhodimo, chtoby prosledit' strukturu obolochek na bol'shom intervale rasstoyanii, gde temperatura veshestva zametno menyaetsya.

V dannom obzore vy naidete, kak opisanie procedur izmereniya, tak i obshirnyi nablyudatel'nyi material, teoreticheskie predskazaniya vozmozhnyh struktur profilei linii i interpretaciya nablyudatel'nyh dannyh v ramkah razlichnyh modelei obolochek i diskov.

Teoreticheski profili linii v dostatochno realistichnoi modeli okolozvezdnoi obolochki.

Horosho li my znaem zvezdnye okrestnosti Solnca? Yavlyaetsya li Proksima Centavra blizhaishei k nam zvezdoi? Eti voprosy voznikayut ne na pustom meste, iz massovyh obzorov neba vremya ot vremeni poyavlyayutsya neizvestnye ranee ochen' blizkie ob'ekty. Konechno, mozhno garantirovat', chto vse zvezdy s solnechnoi ili bolee vysokoi svetimost'yu, raspolozhennye blizhe 100 pk uzhe izvestny, no dlya samyh malomassivnyh (a, sledovatel'no, holodnyh i slabosvetyashihsya) zvezd-karlikov eto ne tak.

Dannye rezul'taty polucheny gruppoi, izuchavshei infrakrasnyi katalog 2MASS (2-yu versiyu). Imi naideno 186 karlikov, otnosyashihsya k spektral'nym klassam M7 L6 (spektral'nyi klass "L" nedavno vvedennyi klass, prodolzhayushii posledovatel'nost' zvezd v storonu bolee holodnyh ob'ektov). 47 iz nih raspolozheny na rasstoyaniyah menee 20 pk ot Solnca. Krome togo bylo obnaruzheno 10 bolee goryachih blizkih karlikov klassov M4-M6.5 s d<20 pk.

Polon li etot spisok holodnyh karlikov? "Vot v chem vopros." I etot vopros deistvitel'no vazhen dlya astronomii.

Bol'shaya rabota, kotoraya yavlyaetsya lish' pervoi chast'yu issledovaniya, posvyashennogo samym-samym pervym zvezdam. Dlya podgotovlennogo chitatelya pervaya chast' raboty mozhet yavlyat'sya prekrasnym obzorom po dannoi tematike.

Sm. takzhe stat'yu "Cosmic Reionisation by Stellar Sources: Population III Stars", gde takzhe na osnovanii chislennogo modelirovaniya avtory issleduyut obrazovanie pervyh zvezd i ih rol' v reionizacii Vselennoi.

Ochen' podrobnoe issledovanie skorostei vrasheniya zvezd, nahodyashihsya na evolyucionnoi stadii gigantov gorizontal'noi vetvi. V issledovannuyu vyborku iz 45 zvezd vhodyat kak krasnye zvezdy s effektivnymi temperaturami T_eff~5000K i vyshe, tak i golubye zvezdy s temperaturami do T_eff~17000K. Tak kak vse eti zvezdy - giganty, to ekvatorial'nye lineinye skorosti vrasheniya u nih ne prevyshayut 30-40 km/s (dlya takih zvezd ochen' vysokaya velichina). Issledovanie pokazalo, chto u bol'shinstva holodnyh golubyh zvezd s promezhutochnymi temperaturami (T_eff=7500-11500K) skorosti vrasheniya (v sin i) ne prevyshayut 15 km/s, no est' nebol'shaya gruppa tak nazyvaemyh "bystryh rotatorov", u kotoryh skorosti dostigayut 30-35 km/s. Vse krasnye giganty (za isklyucheniem odnoi zvezdy) imeyut nizkie skorosti <10 km/s.

V obzore podrobno opisany metodika izmereniya, vozmozhnye selekcionnye effekty i nekotorye smezhnye voprosy.

Bol'shaya stat'ya, posvyashennaya istorii zvezdoobrazovaniya v oblasti galakticheskogo centra.

S odnoi storony izvestno, chto v centre Galaktiki mnogo molodyh zvezd, t.e. nedavno tam byla dovol'no moshnaya vspyshka zvezdoobrazovaniya. S drugoi storony yasno, chto tam mnogo ochen' staryh zvezd. Ispol'zuya ochen' bol'shuyu vyborku ob'ektov, avtory pytayutsya detal'no vosstanovit' istoriyu zvezdoobrazovaniya v etom neprstom raione nashego zvezdnogo ostrova. Osnovnye vyvody takovy: bolee 75 procentov zvezd vnutri neskol'kih parsek imeyut vozrast bolee 5 milliardov let, temp zvezdoobrazovaniya sushestvenno izmenyalsya so vremenem.

V ochen' dalekih galaktikah my ne mozhem izuchat' otdel'nye zvezdy. Zato mozhno poluchat' integral'nye harakteristiki. Naprimer, spektr vsei galaktiki vcelom. Eto zdorovo pomogaet pri izuchenii zvezdnogo sostava. Sootvetstvenno mozhno pytat'sya poluchit' informaciyu o tempe zvezdoobrazovaniya, a znachit i o evolyucii dalekih galaktik. Imenno etomu posvyashen dannyi obzor.

Predstavleny rezul'taty pervogo glubokogo obzora po poisku millimetrovogo izlucheniya ot korichnevyh (buryh) karlikov. Zaregistrirovano izluchenie, kotoroe interpretiruetsya kak izluchenie holodnoi pyli v diske, okruzhayushem karlika. Massa pyli ocenivaetsya v neskol'ko mass Zemli.

Opticheskie nablyudeniya goluboi karlikovoi kompaktnoi galaktiki UM 462 vyyavili v nei neskol'ko yarkih kompaktnyh istochnikov. Bolee detal'noe izuchenie pokazalo, chto eto ochen' molodye zvezdnye skopleniya s vozrastami ot neskol'kih millionov do neskol'kih desyatkov millionov let, takie vozrasta sootvetstvuyut vremenam zhizni massivnyh zvezd (M>6-20M_o). Summarnyi temp zvezdoobrazovaniya v etih skopleniyah sostavlyaet 0.05M_o/god, chto ochen' mnogo (osobenno uchityvaya, chto galaktika UM 462 - karlikovaya). Pohozhe, chto skopleniya raspolozheny na granicah struktur, obrazovavshihsya v predydushei vspyshke formirovaniya zvezd.

Negativnoe izobrazhenie galaktiki UM 462.
Linii - napravleniya spektroskopicheskih izmerenii.

Bol'shoi horoshii obzor po zvezdoobrazovaniyu. Vse, chto svyazano s formirovaniem zvezd, yavlyaetsya seichas "goryachei tematikoi" i s nablyudatel'noi, i s teoreticheskoi storony. Larson - priznannyi specialist po etim voprosam. Poetomu kommentirovat' osobenno nechego. Otmetim tol'ko neskol'ko neobychnyi stil' obzora (kotoryi yavno komu-to ponravit'sya, a komu-to net): na 40 stranic teksta (10 iz 50 zanimaet spisok literatury) net ni odnogo risunka i prakticheski net formul (a esli i est', chto samye prostye, tipa Dzhinsovskoi massy). Vse rasskazyvaetsya slovami. Esli takoi stil' vam podhodit, to milosti prosim.

Na proshloi nedele my pisali ob interferencionnyh nablyudeniyah splyusnutoi Ve-zvezdy (sm. takzhe sootvetstvuyushuyu ANKu). V etoi zhe stat'e avtory rasskazyvayut o drugih nablyudeniyah na teh zhe instrumentah (VINCI/VLTI). Rech' idet o vsem horosho izvestnoi Pes'ei zvezde - Siriuse.

Avtory poluchayut sleduyushii rezul'tat: diametr Siriusa A sostavlyaet 1.711 +/- 0.013 diametra Solnca. Na osnovanii etogo oni takzhe pytayutsya poluchit' model' vnutrennego stroeniya etoi zvezdy.

Dannaya stat'ya prodolzhaet obrabotku cifrovogo obzora neba - v nei privodyatsya rezul'taty dlya chasti severnogo polushariya s galakticheskoi shirotoi b>25^o. Avtomaticheskii blink-komparator obnaruzhil v etoi oblasti 1146 zvezd s velichinami 8^m<r<20^m s sobstvennymi dvizheniyami 0.5<<2.0 "/god ! Dannye o sobstvennyh dvizheniyah 1089 iz nih uzhe prisutstvovali v katalogah, a bystroe dvizhenie 57 ostavshihsya vyyavleno vpervye. V stat'e vy naidete bolee polnye dannye ob etih ob'ektah.

Nekotorye iz novyh bystro dvizhushihsya zvezd.

Dlya vsei zvezdnoi astronomii vazhno kak mozhno tochnee znat' rasstoyanie do Pleyad. Razumeetsya, ispol'zuyutsya raznye metody ego opredeleniya. Poluchayutsya slegka raznye rezul'taty. Dazhe posle Gipparkosa (on dal rasstoyanie 116 +/- 3 pk) ostalis' somneniya. Delo v tom, chto rezul'taty etogo astrometricheskogo sputnika zametno razoshlis' s tem, chto bylo izvestno ranee. (V zvezdnoi astronomii chasto ispol'zuyut ne lineinoe rasstoyanie v parseka ili santimetrah, a t.n. modul' rasstoyaniya, kotoryi izmeryayut v zvezdnyh velichinah, tak vot raznica sostavlyaet 0.3 velichiny, chto ne malo.) Stalo byt' ili u Gipparkosa problemy, ili my ploho izmeryaem rasstoyaniya po zvezdam glavnoi posledovatel'nosti, ili ....

Pachinskii predlagaet sdelat' sleduyushee. Samaya yarkaya zvezda Pleyad - Atlas - yavlyaetsya shirokoi dvoinoi. Orbital'nyi period sostavlyaet 290 dnei. Esli akkuratno promerit' orbital'nye parametry, to mozhno prostym geometricheskim metodom poluchit' iskomoe rasstoyanie. Pervaya popytka primenit' etot metod dala rasstoyanie vyshe, chem sleduet iz dannyh Gipparkosa. No Pachinskii otmechaet, chto dlya tochnogo opredeleniya rasstoyaniya neobhodimo horosho znat' radial'nye skorosti komponent. Vot kogda oni budut polucheny, togda my smozhem opredelit' tochnoe rasstoyanie do Pleyad!

V buryh (korichnevyh) karlikah ne idut osnovnye termoyadernye reakcii (t.e. ne gorit vodorod, legkie elementy, tipa Li, v etih ob'ektah mogut vygorat'), vremya teplovoi relaksacii buryh karlikov ogromno. Mozhno li ozhidat', chto v nih vozmozhna kakaya-to peremennost'?

Avtory dannoi stat'i proveli fotometriyu molodogo (1-8 mln. let) burogo karlika S Ori 45 iz skopleniya sigma Orionis v polosah I i J. Byla obnaruzhena peremennost' s amplitudoi 0.03-0.08^m i periodom 2.5-3.6 chasa v oboih fil'trah. Prichiny podobnoi modulyacii mogut byt' razlichnymi, no skoree vsego eto vrashenie. V odnom iz seansov nablyudenii byla zaregistrirovana bystraya modulyaciya s periodom 46.4+/-1.5 min, priroda kotoroi sovershenno ne ponyatna.

Odna iz izvestnyh yarkih zvezd al'fa Eridana - Ahernar - yavlyaetsya t.n. Ve-zvezdoi. Eto zvezdy rannih spektral'nyh klassov, ne yavlyayushiesya sverhgigantami i pokazyvayushie emissionnye bal'merovskie linii. Eti linii svyazany s okolozvednoi obolochkoi. Vazhnym svoistvom Ve-zvezd yavlyaetsya bystroe vrashenie.

V dannoi rabote avtory ispol'zuyut VLT v rezhime interferometra, chtoby poluchit' izobrazhenie Ahernara. T.k. eto blizkaya (44 parseka) nemalen'kaya (okolo 12 radiusov Solnca) zvezda, to takaya zadacha vpolne vypolnima. Rezul'tat vy vidite na risunke.

Chto udivitel'nogo v etom rezul'tate? Zvezda sushestvenno splyusnuta. Pervoe, chto prihodit v golovu - my vidim ne zvezdu, a obolochku vokrug nee, istekayushuyu s ekvatora, tak chto net nichego sverhporazitel'nogo. Odnako avtory pokazali (po dannym IK nablyudenii i po linii Ash-al'fa), chto obolochka ne mozhet vnosit' sushestvennogo vklada v ih nablyudeniya! Znachit, my vse-taki vidim zvezdu. Stol' vysokaya splyusnutost' stavit nekotorye problemy pered standartnoi teoriei. No k schast'yu v kustah nas vsegda zhdet royal': nagotove menee standartnye teorii, kotorye prosto uchityvayut bolee tonkie effekty. V dannom sluchae takim effektom yavlyaetsya differencial'noe vrashenie zvezdy. Po-vidimomu, teper' my imeem pervoe stol' pryamoe ukazanie na to, chto po krainei mere dlya bystro vrashayushihsya zvezd odnorodnoe vrashenie ne podhodit.
(sm. takzhe press-reliz ESO.)

Sovershenno ochevidno, chto bolee pravil'no stroit' 3-mernye, a ne 1-mernye modeli zvezd, poskol'ku imenno oni sootvetstvuyut fizicheskoi real'nosti. Trudnost' sostoyala tol'ko v odnom - do sih por pochti nigde ne sushestvovalo komp'yuterov, moshnosti kotoryh hvatilo by dlya provedeniya podobnyh raschetov. V poslednie gody oni poyavilis' i stalo vozmozhnym otvetit' na vopros kakie effekty ne vosproizvodyatsya v 1-mernyh raschetah i naskol'ko ih rezul'taty otlichayutsya ot poluchennyh na 3-mernom kode. Chast' dannoi stat'i otvechaet imenno na etot vopros i, poetomu mozhet byt' interesna shirokoi auditorii chitatelei.

Drugaya chast' stat'i kasaetsya neposredstvenno osobennostei koda Dzheguti i interesna tol'ko specialistam. (Dzheguti (Djehuty) - Egipetskii bog pis'ma i scheta.)

Odin iz samyh vazhnyh razdelov astrofiziki - nukleosintez. V konce koncov fakticheski vse, iz chego my sostoim, pobyvalo v zvezdah. Raznye zvezdy po-raznomu evolyucioniruyut, i, sootvetstvenno, dayut raznyi vklad v proizvodstvo raznyh elementov. Zvezdy promezhutochnyh mass - primerno ot odnoi do desyati mass Solnca - dayut osnovnoi vklad v proizvodstvo azota-14. Vse eti problemy zavyazany na evolyuciyu zvezd s uchetom poteri massy, vrasheniya i t.p. Eto i obsuzhdaetsya avtorom obzora.

Zvezdy - edinstvennyi istochnik tyazhelyh elementov vo Vselennoi. Elementy do "zheleznogo pika" vklyuchitel'no sinteziruyutsya v termoyadernyh reakciyah v yadre zvezdy, bolee tyazhelye elementy - vo vremya vspyshek sverhnovyh. S drugoi storony termoyadernye reakcii prakticheski edinstvennyi istochnik energii zvezd (teplovaya i gravitacionnaya - na mnogo poryadkov men'she). Poetomu ne udivitel'no, chto neopredelennosti v nashem znanii yadernyh reakcii, kotorye protekayut v zvezdah, mogut zametno skazat'sya na evolyucii zvezd i sostave himicheskih elementov, v nih obrazuyushihsya.

Na segodnyashnii den' v fizike i astrofizike zvezd slozhilos' sleduyushee razdelenie truda: est' specialisty, zanimayushiesya yadernymi reakciyami (eto v osnovnom fiziki). Ih rezul'taty ispol'zuyutsya temi, kto detal'no modeliruet evolyuciyu zvezd. Tut k dannym o termoyadernyh reakciyah dobavlyaetsya celyi ryad novyh fizicheskih processov - konvekciya, diffuziya, perenos izlucheniya i t.d. Poluchayushiesya v rezul'tate raschetov biblioteki evolyucionnyh trekov ispol'zuyutsya (uzhe drugimi specialistami) dlya populyacionnogo modelirovaniya zvezdnoi evolyucii. Kazhdyi iz etih etapov vnosit v okonchatel'nyi rezul'tat svoyu dolyu neopredelennosti, no neopredelennosti, svyazannymi s yadernymi reakciyami, obychno ne rassmatrivalis'. Etot probel otchasti zapolnyaet dannaya rabota. Vyvod avtora - sostoyanie del v dannom napravlenii issledovanii priblizhaetsya k situacii, kogda nam potrebuetsya bolee tochnoe znanie termoyadernyh reakcii, osobenno, protekayushih na pozdnih stadiyah evolyucii massivnyh zvezd.

Raspredelenie tyazhelyh elementov ("zheleznyi pik" i vyshe), obrazuyushihsya pri vzryve sverhnovoi zvezdy iz populyacii I s nachal'noi massoi 15M_o

Izuchenie 5-minutnyh kolebanii Solnca prineslo ogromnoe kolichestvo informacii o ego vnutrennem stroenii. No na segodnyashnii den' podobnye kolebaniya nablyudayutsya ne tol'ko na Solnce, no i u celogo ryada dostatochno yarkih zvezd. Chto dast nam ih izuchenie?

Nesmotrya na malye razmery dannogo obzora podhod ego avtorov ochen' sistematichen:

1. chto dayut teoreticheskie modeli?
2. chto polucheno dlya Solnca?
3. kak eto izmeryalos'?
4. kakie rezul'taty polucheny dlya drugih zvezd? (individual'no)

Polozhenie zvezd, u kotoryh izmereny pul'sacii,
na diagramme Gercshprunga-Rassela

Chto takoe burye (ili, inache, - korichnevye) karliki ob'yasnyat' ne nado. My uzhe dovol'no mnogo o nih znaem. Mnogo, no absolyutno nedostatochno. Naprimer, ochen' ploho izvestno, kak oni obrazuyutsya.

Avtory stat'i proveli obzor molodyh buryh karlikov v infrakrasnoi (L) polose. Byli polucheny horoshie dannye po primerno 50 diskam vokrug molodyh subzvezdnyh ob'ektov. okazalos', chto diski pohozhi na analogichnye obrazovaniya vokrug zvezd tipa T Tel'ca (eto malomassivnye ochen' molodye zvezdy, fakticheski eshe formiruyushiesya, zvezdy). Eto oznachaet, chto obrazovanie buryh karliov ("nedozvezd") ochen' pohozhe na formirovanie zvezd tipa Solnca.

V skopleniyah galaktik zvezdy prisutstvuyut ne tol'ko v galaktikah, no i mezhdu nimi. Po-vidimomu oni popali tuda v rezul'tate vzaimodeistviya galaktik, chto privodilo k vybrosyvaniyu zvezd. Eti "intraklasternye" zvezdy obnaruzheny, tochnee obnaruzheno diffuznoe izluchenie (svyazannoe so zvezdami) i planetarnye tumannosti. Odnako, poka obo vsem etom izvestno ochen' malo. Poetomu chislennoe modelirovanie ochen' aktual'no.

Avtory rassmatrivayut, kak budut raspredeleny intraklasternye zvezdy v modelyah ierarhicheskogo formirovaniya (sm. vyshe). Rezul'taty raschetov sravnivayutsya s izvestnymi dannymi nablyudenii. Sovpadenie dostatochno horoshee. Eto, kstati, yavlyaetsya dopolnitel'nym (no poka ne ochen' sil'nym) argumentom v pol'zu modeli ierarhicheskogo skuchivaniya.

Za poslednie neskol'ko let byli otkryty desyatki buryh karlikov (na russkii nazvanie etih ob'ektov chashe perevodyat kak korichnevye karliki, no vozmozhny oba varianta), kak v oblastyah zvezdoobrazovaniya, tak i sredi zvezd polya. Eti ob'ekty ochen' holodnye, izluchayut preimushestvenno v infrakrasnom diapazone, poetomu obnaruzhit' pyl' ryadom s nimi (a takie popytki predprinimalis' neodnokratno) ochen' tyazhelo. Avtoram dannoi stat'i vpervye udalos' eto sdelat' dlya dvuh korichnevyh karlikov. Dlya chego ob'ekty prishlos' nablyudat' v millimetrovom i submillimetrovom diapazonah. Odnako na etom oni ne ostanovilis', a popytalis' otvetit' na voprosy: Ne obrazuet li veshestvo vokrug etih karlikov disk? Pohozh li eti diski na te, chto sushestvuyut s zvezdah tipa T Tauri, ili oni sovsem drugie? Sfericheskaya pylevaya obolochka sozdaet bol'shee pogloshenie, poetomu nablyudeniya na neskol'kih dlinah voln pozvolyayut utverzhdat' chto v issledovannyh sistemah pyl' obrazuet diskoobraznuyu obolochku. Bolee tochnyi vybor modeli provesti ne udalos' - nablyudaemye detali v spektre odinakovo horosho opisyvaetsya i ploskim pylevym diskom, prostirayushimsya pochti do poverhnosti korichnevogo karlika, i diskom so "vzdutym" vnutrennim kraem, daleko otstoyashim ot poverhnosti karlika.

Dva obzora Paulya Krovtera (Paul A Crowther). V pervom iz nih rassmatrivayutsya temperatury, massy, svetimosti, poverhnostnye himicheskie sostavy i poverhnostnye uskoreniya sily tyazhesti massivnyh OB-zvezd glavnoi posledovatel'nosti. Takzhe rassmatrivayutsya svoistva zvezdnyh vetrov podobnyh sistem.

Vo vtoroi chasti obzora rassmotreny svoistva massivnyh zvezd na razlichnyh stadiyah posle glavnoi posledovatel'nosti. Osoboe vnimanie udelyaetsya zvezdam Vol'fa-Raie, Yarkim Golubym Peremennym zvezdam, a takzhe, svyaz' mezhdu sverhgigantami rannih i pozdnih tipov. Konechno zhe avtor udelil vnimanie i odnoi iz samyh populyarnyh segodnya tem - vozmozhnoi svyazi Sverhnovyh s kollapsiruyushimi yadrami s gamma-vspleskami.

U zvezd bogatyh kislorodom (s obiliem podobnym solnechnomu) neprozrachnost' rezko vozrastaet pri snizhenii temperatury nizhe 2900 K, iz-za etogo temperatura fotosfery zvezdy "skachkom" snizhaetsya do 2000 K. Chtoby sohranit' ustoichivost' pri stol' vysokoi neprozrachnosti plotnost' veshestva v fotosfere dolzhna sushestvenno snizit'sya, t.e. obolochka zvezdy dolzhna rasshirit'sya v neskol'ko tysyach raz. Avtor nazval takoi process sverh-rasshireniem. Opisannoe yavlenie mozhet proishodit' u zvezd asimptoticheskoi vetvi gigantov (AGB). Processy poteri massy rasseivayut takuyu obolochku i zvezda stanovitsya bolee kompaktnym post-AGB ob'ektom. Sledstviem sverh-rasshireniya mogut byt' obolochki vokrug zvezd i zahvat malomassivnogo vtorichnogo kompan'ona, esli sverh-rasshiryayushayasya zvezda vhodit v sostav dvoinoi sistemy.

Zvezdy posle asimptoticheskoi vetvi gigantov (post-AGB) - ochen' korotkaya stadiya zhizni zvezd. Po celomu ryadu prichin ochen' interesno naiti podobnye zvezdy v skopleniyah ili galaktikah, gde otsutstvuet zvezdoobrazovanie, - v sharovyh skopleniya, ellipticheskih ili karlikovyh sfericheskih galaktikah. Podobnaya popytka byla provedena dlya pyati potencial'nyh post-AGB zvezd: dvuh - v sharovom skoplenii NGC 1851 i treh - v dSph galaktike v Maloi Medvedice. Dlya nih byli izmereny radial'nye skorosti, k sozhaleniyu, vse pyat' zvezd okazalis' ne chlenami ukazannyh skoplenii. Poiski drugih kandidatov prodolzhayutsya.

Eshe odin obzor po izmereniyu rasstoyanii vo vnegalakticheskoi astronomii po peremennym tipa RR Liry. Upominaem o nem v svyazi s vazhnost' rassmatrivaemogo voprosa i polnotoi obzora.

Sputnik WMAP dal dostatochno ser'eznye svidetel'stva v pol'zu dostatochno rannei reionizacii Vselennoi (na krasnyh smesheniyah bol'she 10). Standartnyi scenarii vklyuchaet v sebya reionizaciyu izlucheniem pervyh zvezd i kvazarov. No, konechno zhe, est' i al'ternativy. V dannoi stat'e avtory razbirayut dostatochno populyarnyi scenarii, gde reionizaciya proishodit iz-za vydeleniya energii pri raspade tyazhelyh chastic. Konkretno - rech' idet o massinyh steril'nyh neitrino.

Predlagaetsya dvuhstadiinaya ionizaciya. Na pervom etape rabotayut neitrino, i tol'ko potom, na bolee skromnyh z podklyuchayutsya pervye zvezdy.

Osnovnaya problema zaklyuchaetsya v tom, chto nikto takih neitrino poka ne videl. No, kak govoritsya, esli est' vozmozhnost' - nado ee izuchit'.

Magnitnaya gidrostatika - neprivychnoe sochetanie slov (po sravneniyu, konechno, s MGD - magnitnoi gidrodinamikoi), a navernoe zrya. Ved' situacii, kogda rol' magnitnyh polei velika, a skorosti dvizheniya nizki, nahodyatsya bukval'no u nas pered glazami. Mozhno srazu vydelit' dva predel'nyh sluchaya (chto avtor i delaet): v oblasti, gde dominiruet davlenie gaza (naprimer, v zvezdnoi fotosfere), trubki magnitnogo polya dolzhny bystro rasshiryat'sya s vysotoi, chtoby soblyudalos' ravnovesie po davleniyu. V protivopolozhnom sluchae, kotoryi imeet mesto v koronah zvezd, davlenie gaza ne igraet roli i krupnomasshtabnoe pole celikom opredelyaetsya zakonom rasshireniya magnitnyh trubok. Eti dve oblasti dostatochno gladko stykuyutsya mezhdu soboi. V priblizhenii staticheskogo bessilovogo magnitnogo polya pri zadannom izmenenii temperatury s vysotoi vsegda udaetsya postroit' stacionarnuyu magnitogidrostaticheskuyu atmosferu zvezdy (no ne obyazatel'no ustoichivuyu). Istechenie veshestva v takoi atmosfere (zvezdnyi veter) voznikaet iz-za vozmusheniya ravnovesnogo sostoyaniya vneshnimi faktorami.

Model'naya kartina magnitogidrostaticheskoi atmosfery zvezdy

Snachala neskol'ko slov ob astronomicheskoi terminologii. Pervymi, iz kosmologicheskogo veshestva, sostoyashego tol'ko iz vodoroda i geliya s neznachitel'noi primes'yu litiya, rodilis' tak nazyvaemye zvezdy populyacii III. Eti zvezdy byli ochen' massivnymi, zhili korotko, oni dali pervye elementy tyazhelee Li, i oni zhe ispustili "pervyi svet" vo Vselennoi. Iz veshestva himicheski obogashennogo vzryvami pervyh sverhnovyh rozhdalis' zvezdy populyacii II, kotorye segodnya nablyudayutsya, naprimer, v sharovyh skopleniyah. I, nakonec, nashe Solnce i drugie molodye bogatye metallami zvezdy otnosyatsya k populyacii I. ("Metallami" astronomy nazyvayut vse himicheskie elementy tyazhelee geliya.)

HE 0107-5240 - "samaya chistaya" iz izvestnyh segodnya zvezd. Zheleza v nei v 200000 raz men'she, chem v Solnce. Vozmozhno eto odna iz pervyh zvezd, obrazovavshihsya vo Vselennoi. Podrobnee o nei vy mozhete prochest' zdes'.

Odnako s etoi zvezdoi ne vse tak prosto. V spektre etoi zvezdy otozhdestvleny linii 9 himicheskih elementov: H, C, N, Na, Mg, Ca, Ti, Fe i Ni. Nekotoryh iz etih elementov (naprimer, ugleroda i azota) v nei ne stol' malo, kak zheleza. (Zametim, chto v eks-chempionah po himicheskoi chistote, zvezdah CS 22892-052 i CS 31082-001, v kotoryh atomov zheleza bylo v 1000 raz men'she, chem na Solnce, otozhdestvleny linii 40-60 razlichnyh elementov.) Drugaya problema - malaya massa zvezdy. Drugoi ona byt' ne mogla, inache by eta zvezda ne dozhila do segodnyashnego dnya, no po segodnyashnim predstavleniyam pervye zvezdy dolzhny byli rozhdat'sya v osnovnom s massami v neskol'ko sot solnechnyh.

Mozhno li kak-nibud' ob'yasnit' eti strannosti? Uzhe predlozheny tri razlichnyh ob'yasneniya.

1. Zvezda HE 0107-5240 prinadlezhit k populyacii III, t.e. sformirovalas' iz gaza s nulevoi metallichnost'yu, a izmeneniya poverhnostnogo himicheskogo sostava vyzvany diffuziei produktov yadernogo goreniya iz yadra i/ili akkreciei himicheski obogashennogo veshestva iz okruzhayushei sredy.
2. Eto zvezda populyacii II i my vidim himicheskii sostav primerno sootvetstvuyushii tomu veshestvu, iz kotorogo eta zvezda obrazovalas'.
3. Eto malomassivnaya zvezda populyacii III, a ee himicheskii sostav ob'yasnyaetsya zagryazneniem, vyzvannym blizkim ot nee vzryvom sverhnovyh populyacii III vskore posle ee rozhdeniya (s normal'nymi massami v 20-25M_o).

Sobstvenno sama stat'ya posvyashena vyboru mezhdu etimi tremya variantami, kotoryi predlagaetsya delat' po linii kisloroda (O), po otnosheniyu kolichestva atomov (C, N i O) ili po liniyam cinka Zn (kotorye eshe ne obnaruzheny, no na intensivnost' kotoryh mozhno poluchit' verhnie predely).

Ogromnyi obzor po funkciyam mass zvezd i "subzvezd" (korichnevyh karlikov i t.p.). Kak horosho izvestno, massa - samyi glavnyi parametr zvezdy. Znanie raspredeleniya zvezdnogo naseleniya po massam sovershenno neobhodimo dlya pravil'nogo ponimaniya evolyucii i struktury Galaktiki.

V poslednee vremya osobyi interes vyzyvaet raspredelenie na malomassivnom konce spektra. Sredi zvezd vse prosto - chem menee massivny ob'ekty, tem oni bolee mnogochislenny. No nel'zya zhe tyanut' eto do ochen' malyh mass!!! Gde spektr obryvaetsya? Naskol'ko rezko eto proishodit? Okonchatel'nyh otvetov poka net, no vse, chto my znaem na segodnyashnii den', sobrano v etom obzore.

Sm. takzhe svezhuyu rabotu "Constraints on a Universal IMF from UV to Near-IR Galaxy Luminosity Densities", gde avtory poluchayut nachal'nuyu funkciya mass dlya zvezd ot 0.5 do 120 mass Solnca v galaktikah na krasnyh smesheniyah do z=0.1 po nablyudeniyam v diapazone dlin voln ot 0.2 do 2.2 mikron (ot UF do blizhnego IK). Rezul'tat v predelah oshibok sovpadaet so znamenitoi Solpiterovskoi funkciei mass , a vot funkciya mass Skalo ploho podhodit pod dannye, poluchennye Boldri (Baldry) i Geizbrukom (Glazebrook).

Podrobnyi obzor o tom, kak po sharovym skopleniyam mozhno opredelyat' rasstoyaniya. Metodika ispol'zuetsya v osnovnom dlya galaktik rannih tipov (ellipticheskie, linzovidnye). Eto odin iz samyh (ili dazhe samyi) staryh sposobov, uhodyashii v 50-e gg. Delo v tom, chto sharovye skopleniya, sostoyashie iz soten tysyach zvezd, yavlyayutsya dostatochno yarkimi ob'ektami, i ih uzhe v seredine 20 veka mozhno bylo vydelit' v dostatochno dalekih galaktikah. Konechno, svetimost' raznyh skoplenii raznaya. Odnako, esli vy znaete raspredelenie skoplenii po svetimosti (i eto raspredelenie vezde odno i tozhe), to togda zadacha opredeleniya rasstoyanii razreshima. Vot ob etoi samoi funkcii svetimosti sharovyh skoplenii i rasskazyvaetsya v obzore.

Kak prakticheski vse obzory, posvyashennye astronomicheskoi fenomenologii, eta rabota yasnaya i ponyatnaya. Soderzhit bolee 100 ssylok. Poetomu vsyacheski ee rekomenduem.

W49A - odna iz yarchaishih (v radio) gigantskih oblastei ionizovannogo vodoroda v Galaktike. Oblast' nahoditsya v gigantskom (10⁶ mass Solnca) molekulyarnom oblake razmerom okolo 100 pk. Vodorod ionizovan svetom desyatkov ochen' massivnyh zvezd (okolo 100 zvezd spektral'nogo klassa ranee O7). Vsya eta struktura nahoditsya na rasstoyanii okolo 11000 pk ot nas.

Po nablyudeniyam v blizhnem IK-diapazone (polosy J, H, i K) avtory otkryli neskol'ko massivnyh zvezdnyh skoplenii v serdce W49A (sm. risunok).

Avtory delayut interesnoe zamechanie, kasayusheesya zvezdoobrazovaniya v etoi oblasti. Dovol'no chasto poyavlenie massivnyh zvezd pozzhe provociruet novoe zvezdoobrazovanie: vspyshki sverhnovyh i moshnyi zvezdnyi veter uplotnyayut mezhzvezdnyi gaz. Poetomu mozhno bylo by ozhidat', chto v W49A mnogie gruppy massivnyh zvezd vtorogo pokoleniya poyavilis' odnovremenno iz-za formirovaniya pervogo samogo bol'shogo skopleniya. Tak vot po vsei vidimosti v dannom sluchae eto ne tak. Zvezdoobrazovanie v W49A ne bylo vklyucheno poyavleniem krupnogo plotnogo skopleniya molodyh zvezd (t.n. Cluster 1).

Pervye zvezdy bystro ischezli, poetomu vokrug nas ih net, oni vse daleko - v dalekom proshlom Vselennoi. Uvidet' zvezdu (dazhe ochen' yarkuyu i massivnuyu) na krasnom smeshenii poryadka 10 konechno nel'zya. Zato mnozhestvo etih pervyh istochnikov budet sozdavat' fon v blizhnem infrakrasnom diapazone. Za schet skuchivaniya zvezd (oni ved' ne ravnomerno razbrosany v prostranstve) budut voznikat' fluktuacii fona na malyh uglovyh masshtabah (poryadka 1-30 uglovyh sekund). Oni deistvitel'no nablyudayutsya. V dannoi stat'e avtory pokazyvayut, chto na raznyh chastotah blizhnego IK-diapazona pervye zvezdy i "normal'nye" galaktiki s moshnym zvezdoobrazovaniem ob'yasnyayut prakticheskie vse (v predelah oshibok) fluktuacii fona na malyh uglovyh masshtabah. Na bol'shih masshtabah nuzhny bolee blizkie istochniki.

Samye-samye pervye zvezdy obrazovyvalis' iz vodoroda i geliya bez sushestvennoi primesi bolee tyazhelyh elementov. Rezul'tatom etogo byli ochen' bol'shie massy pervyh zvezd: bolee 100 mass Solnca. Prichina prosta. Chtoby sozdavat' bolee legkie ob'ekty nuzhen ochen' effektivnyi mehanizm ohlazhdeniya gaza. V otsutstvii pyli (t.e. bolee tyazhelyh elementov - iz vodoroda pyl' ne sdelaesh') takogo mehanizma net.

Nedavno byla otkryta zvezda HE0107-5240 s massoi 0.8 mass Solnca i ochen' nizkoi metallichnost'yu. Nizkoi, no ne nulevoi. Samo nalichie takoi zvezdy yavlyaetsya sledstviem togo, chto uzhe togda (kogda metallichnost' byla daleka ot solnechnoi) mezhzvezdnyi gaz byl obogashen pyl'yu. T.o. eto zvezda ne pervogo, a vtorogo pokoleniya. Eto relikt bolee rannego zvezdoobrazovaniya (otsyuda i nazvanie stat'i). Nablyudeniya takih ob'ektov pomogayut uznat' mnogo novogo o deistvitel'no samyh pervyh zvezdah, kotorye byli massivnymi, vzorvalis' i vokrug nas ih poetomu net. Poka tut mnogo neyasnogo, a potomu est' chto obsuzhdat'. Sobstvenno, imenno eto i delayut avtory stat'i.

Otkuda mogli vzyat'sya malomassivnye zvezdy pervogo pokoleniya, esli spektr mass etih ob'ektov byl ochen' sil'no sdvinut v oblast' bol'shih mass? Oni mogli obrazovat'sya pri fragmentacii gazovyh obolochek ostatkov sverhnovyh pervogo pokoleniya! (Lichno mne eta ideya ochen' nravitsya.)

astro-ph/0304078 Akkreciya v molodyh zvezdnyh/subzvezdnyh ob'ektah (Accretion in Young Stellar/Substellar Objects)
Authors: James Muzerolle et al.
Commets: 38 pages, including 8 figures and 6 tables, accepted by ApJ

Mnogie (esli ne vse) pomnyat navernoe otlichnye knizhki V.G. Surdina i S.A. Lamzina "Protozvezdy" i "Obrazovanie zvezd" (kto ne chital - sovetuyu). Esli vy eti knizhki chitali, i vopros "kak obrazuyutsya zvezdy?" vas ne ostavil, to eta stat'ya dlya vas!

Avtory issleduyut 45 molodyh malomassivnyh zvezd. Hotya eto original'naya rabota, a ne obzor, razobrat'sya v nei vpolne mozhno, esli vy prochli lyubuyu iz vysheukazannyh populyarnyh knizhek (nu i esli vy znaete angliiskii).

Ob okolozvezdnyh diskah na stadii formirovaniya mozhno takzhe prochest' svezhii obzor Antonelly Matty "Circumstellar Disks in pre-Main Sequence Stars".

Nazvanie "samoob'yasnyayushee", no poyasnim terminy i vazhnost' otkrytiya. "Subzvezdnyi" oznachaet massu nizhe predela zagoryaniya vodoroda (predel zavisit ot himsostava, dlya dannogo ob'ekta poluchena ocenka massy 0.077 massy Solnca). "Subkarlik" - oznachaet karlik s nizkim soderzhaniem metallov, a eto znachit - ochen' staryi ob'ekt (na diagramme Gercshprunga-Rassela posledovatel'nost' subkarlikov idet pod glavnoi posledovatel'nost'yu, na risunke vnizu oboznacheno VI). Esli vse rezul'taty v rabote verny, to ona govorit o tom, chto obrazovanie odinochnyh ob'ektov nizhe predela zagoraniya vodoroda shlo v Galaktike uzhe ochen' i ochen' davno. Eto vazhno dlya ponimaniya nachal'noi funkcii mass zvezd, da i dlya vsei kartiny evolyucii Galaktiki eto ochen' vazhno.

^{(Arhiv Zvezdy:} v.2, 2004, v.1, 2002-2003)