Большой обзор по газу в гало галактик. Важно, что это не просто обзор, а небольшой курс лекций, так что написано все более педагогично, а потому и более понятно. Да еще и с точки зрения наблюдений, а не теории.

Гало большие, поэтому и газ может быть в разных фазах. В типичной ситуации концентрация примерно одна частица в кубометре при температуре под миллион градусов. Но вообще диапазон широкий. По температуре - от 10 тысяч до 10 миллионов. А по плотности - от 10000 частиц в кубометре до 0.1. Наблюдать такой газ трудно, но можно. Что видно - смотрите в обзоре.

Небольшой, но очень толковый обзор по планетарным туманностям. Автору удалось и исторический обзор дать, и ключевые наблюдения описать, и важнейшие аспекты модели эволюции объяснить.

Представлен новый инструмент (и соответствующие карты) для расчета покраснения и поглощения в рентгеновском диапазоне. Учет влияния межзвездной среды Галактики на принимаемое излучение крайне важно. Поэтому появление новых инструментов для легкого и надежного расчета соответствующих величин всегда приветствуется.

Изучение пульсарных туманностей приобретает все бОльшую популярность, и там получают много интересных результатов. Тут и связь с нейтронными звездами, и взрывами сверхновых, и свойствами межзвездной сруды, и ускорением частиц, и, не забудем, быстрыми радиовсплесками .... Так что, есть что обозреть!

Дан подробный обзор моделей галактического динамо, т.е. усиления магнитного поля в галатиках. Обзор очень теоретический, непростой. Много результатов моделирования, мало данных наблюдений.

Массивные звезды испускают мощный ветер. Кроме того, они могут с большой (сверхзвуковой) скоростью двигаться сквозь межзвездную среду. В результате возникают красивые туманности, связанные с ударными волнами. В обзоре кратко описываются данные наблюдений и физика процессов.

Большой понятный обзор по взаимодействию рентгеновского (в первую очередь) излучения с веществом межзвездной среды. Особенно детально рассмотрено взаимодействие рентгеновского излучения с пылью.

Наблюдения источника повторных быстрых радиовсплесков показали удивительную вещь. На масштабе месяцев произошло изменение знака меры вращения. Речь идет о фарадеевском вращении плоскости поляризации при распространении излучения в среде с магнитным полем. Изменение знака говорит о том, что направление магнитного поля изменилось на противоположное. Т.е., что-то интересное происходит в окрестностях источника, там, где есть достаточно плотное замагниченное вещество. Авторы рассматривают разные модели. Например, "экраном" из замагниченного вещества может являться оболочка молодого остатка сверхновой. Ясности пока нет, но все это очень интересно, и может содержать ключи для построения детальной модели быстрых радиовсплесков.

Большой обзор по холодной межзвездной среде. Холодная - это та, которая способна к звездообразованию. Поэтому, это очень важная составляющая любой галактики. А кроме того, именно эту среду надо учитывать во всех моделированиях, где формируются звезды, идет речь и молодых компактных объектах и т.д.

Используя данные Gaia, авторы анализируют распределение ассоциаций молодых звезд в окрестностях Солнца (речь идет о расстояниях до 200 пк примерно). Как известно, мы живем в т.н. Местном пузыре - области в межзвездной среде, которая характеризуется пониженной плотностью. Давно уже результаты моделирования показывали, что Пузырь должен возникнуть в результате серии вспышек сверхновых (ранее речь шла примерно о шести за миллион лет). С новыми результатами от Gaia по расстояниям и скоростях звезд авторы могут все делать точнее. Они уточняяют и границы Местного пузыря. В итоге показано, что формирование многих ассоциаций вокруг нас связано с динамическим влиянием расширяющегся Пузыря.

Анимации доступны здесь.

Что-то редко появляются обзоры по планетарным туманностям. Но вот наконец-то!

Большая статья, включающая в себя многие ключевые вопросы, связанные с формированием и эволюцией этих красивейших объектов.

Ну, во-первых, там просто несколько десятков красивых снимков планетарных туманностей. Красивое.

Для каждого объекта приведено четыре снимка: в трех линиях и композитных RGB (цветной). А по науке - это хорошая выборка глубоких изображений. Что важно для изучения планетарных туманностей.

Народ рад не только фосфину, но и глицину. Последний обнаружился на комете Чурюмова-Герасименко. И возник вопрос: откуда он там взялся?

Авторы статьи занимаются лабораторной физикой. И они воспроизвели условия, в которых глицин может формироваться в межзвездной среде безо всякого облучения УФ и тп.

Т.о., авторы делают вывод, что довольно сложные органические соединения могут иметь межзвездное происхождение, и на планеты попадают уже в готовом виде, например с кометами.

Туманность TYC 2597-735-1 - довольно известное "на вид" образование (хотя по-русски крайне редко можно встретить название "синяя туманность" или "голубая туманность"). В статье авторы показывают, что вероятнее всего туманность возникла в результате слияния двух звезд (мне в голову сразу приходят кольца СН1987А, которые также связывают с тем, что предсверхновая являлась результатом слияния).

Эту туманность открыл ультрафиолетовый спутник GALEX, и до настоящего времени в других диапазонах ее не удавалось увидеть. Авторы пронаблюдали туманность на Кеке, на 5-метровом паломарском телескопе, телескопе Хобби-Эберли, а также использовали архивные спутниковые данные (включая ИК наблюдения). В итоге удалось построить полную картину (иллюстрации в статье достаточно хорошо все показывают).

Итог таков. Модель показывает, что все можно объяснить в рамках сценария, в которой звезда с массой 1-2 солнечных, ушедшая с Главной последовательности, несколько тысяч лет назад поглотила карликового соседа с массой около 0.1 солнечной.

У меня с джетами молодых звезд связаны всякие ностальгические воспоминания (с них начались мои науч-поп статьи в далеком 1993м). Ну и вообще. это интересно (и красиво).

Истечения связаны с тем, что на формирующуюся звезду продолжается аккреция, существует диск. Плюс - магнитные поля. В обзоре описаны данные наблюдений, даны имеющиеся объяснения наблюдаемых феноменов, и перечислены нерешенные вопросы.

Продолжается публикация глав сборника, посвященного звездообразованию (три ранее появившиеся главы можно найти в разделе ISM). На этот раз авторы рассматривают ранние этапы процесса, идущего в молекулярных облаках. Как и в других главах, все написано строго, понятно, но без лишних деталей.

Большинство звезд формируется не по одиночке, а в скоплениях (вот и наше Солнце в свое время возникло в скоплении из пары тысяч звезд). В обзоре достаточно подробно (но понятно) рассматривается теория образования звездных скоплений. Конечно, там есть еще кое-что непонятное, но кажется, что основные процессы мы уже понимаем правильно.

Довольно большой обзор по физике формирования звезд. На мой взгляд, идеально подходит как основа для небольшого спецкурса: и не по верхам, и без чрезмерного заглубления в отдельные вопросы.

Собственно, большой обзор по теме. В статье почти нет детальных теоретических описаний: много наблюдений и словесных описаний процессов, немного результатов моделирования. В общем - почти популярное чтение!

На Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) с помощью системы Apertif обнаружили быстрый радиовсплеск. Интерес связан с тем, что координаты определены неплохо (эллипс неопределенностей 3.5 минуты на 2.5 секунды!), и видно, что излчуение прошло сквозь гало галактики М33 (в 18 кпк от ее центра). К тому же, М33 погружена в гало М31, т.е. и оно тут повлияло. Это не первый случай, когда FRB просвечивают галактические гало. Но пока это совсем не рядовой случай, тем более, что и галактики-то самые близкие из крупных.

Авторы обнаружили новую крупномасштабную структуру в распределении локальной межзвездной среды. Анализ показывает, что свойства структуры согласуются с гипотезой о том, что она является волной с длиной около 2 кпк и амплитудой 160 пк. Полная масса обнаруженной структуры около 3 млн масс Солнца. Данная структура может иметь отношение к т.н. Поясу Гулда - локальной структуре из молодых звездных скоплений и ассоциаций. Более того, авторы высказывают довольно радикальную гипотезу, что Пояс Гулда обязан своим происхождением обнаруженной волновой структуре. Структура хорошо вписывается в Местный галактический рукав. Происхождение структуры не вполне ясно.

Большой подробный обзор по теме. Правда, заметную часть объема занимают таблицы, графики, список литературы. Так что собственно текста намного меньше 68 страниц.

Описана и история вопроса, и разные методы и подходы, ну и, разумеется, итоговые результаты.

Проведя новый детальный анализ, авторы показывают, что старый добрый закон квадрата плотности работает. Т.е., темп звездообразования в единице объема примерно пропорционален квадрату плотности межзвездного вещества в этом объеме.

В Германии проведено самое крупное (10048³ ячеек) моделирование турбулентности. Основное примененеие - астрофизика. Точнее - межзвездная среда. Это важно и для понимания того, как сверхновые воздействуют на межзвездный газ, и как образуются первые звезды, и т.д.

Видео доступно в Ютьюбе.

Исследования быстрых радиовсплесков стимулируют более детальное изучение и нашей Галактики. Дело в том, что надо аккуратно учитывать, как галактическая межзвездная среда влияет на распространение радиосигнала (в частности, влияние выражается в том,ч то сигналы на низких частотах приходят позже).

Галактика состоит из несколькоих компонентов. В данной статье исследуется вклад среды гало Галактики в меру дисперсии.

Авторы детально изучают вопрос. Удобно, что они дают аналитическое выражение для учета вклада гало. Новые результаты дают чуть большую меру дисперссии, чем "классическая" величина. С другой стороны, получается чуть меньше, чем в другом недавнем исследовании, с чьими результатами авторы сравнивают свои.

С помощью системы телескопов ASKAP авторы обнаружили радиовсплеск, который удалось хорошо локализовать. Удалось выявить галактику, в которой он вспыхнул. Она имеет не очень большую массу, находится на красном смещении z=0.48 и в ней идет вполне приличное звездообразование. Но кроме того, по дороге всплеск "прошил" гало массивной галактики на z=0.36. В результате удалось ограничить параметры газа в гало.

Авторы представляют наблюдения, в которых впервые удалось увидеть, как формируется облако молекулярного газа. Конечно, это медленный процесс, и речь идет лишь о том, что обнаружено облако в стадии формирования, когда атомарный водород превращается в молекулярный. Соответвенно, можно видеть, что в разных частях облака отношение концентраций атомов и молекул водорода сильно отличается.

Также авторы определяют характерный масштаб времени образования облаков. Он получается равным примерно 6 миллионам лет. Эта величина важна для понимания динамики звездообразования в Галактике. Ранее обсуждались характерные величины 1 и 10 миллионов лет.

Дан список 204 молекул, в которые входят 16 элементов таблицы Мендлеева, встреающихся в астрономических условиях: от экзопланет и протопланетных дисков до других галактик. Если отбросить фуллерены, до встречаются молекулы из 13 атомов.

Рассмотрены методы наблюдений, а также каждой молекуле посвящена отдельная маленькая подсекция, в которой указано как, кем и когда эта молекула была идентифицирована в астрономии.

Используя данные рентгеновских наблюдений и новые данные Gaia, авторы строят карты поглощения рентгеновского излучения для окрестностей Солнца. Речь идет о расстояниях до 600 пк. Отмечу, что это полезно для изучения и поиска близких нейтроных звезд.

За последние годы достигнут большой прогресс в понимании эволюции остатков сверхновых. Детальное моделирование позволяет связывать наблюдаемые данные по остатку со свойствами взорвавшейся звезды. Этому и посвящен обзор.

Формула воды...

Вода - одно из самых распространенных веществ во вселенной. В самом деле, молекула воды состоит из водорода и кислорода - первого и третьего по распространенности элементов. Учитывая, что гелий молекул не образует, можно догадаться, что вода - в общем-то самая распространенная молекула, состоящая из атомов разных элементов. Именно воде в контексте существования жизни и посвящен обзор.

Начинается все с основ, т.е. разбираются физические и химические свойства воды. Затем авторы рассматривают синтез элементов. После этого дана сводка наблюдательных данных по воде (межзвездная среда, протопланетные диски, атмосферы экзопланет и т.д.). Большой раздел посвящен воде в Солнечной системе. И завершается все темой "вода и жизнь".

Из 32 страниц текст занимает лишь около половины, так что читается быстро.

Небольшой обзор, в котором компактно изложены основные свойства межзвездной среды и собраны хорошие (и красивые, и информативные) иллюстрации.

Очень хороший обзор по астрохимии. Все понятно и интересно описано. Хочется сказать - популярно. Да, вобщем, так оно и есть. Для узких специалистов, может, будет скучновато. Но мы-то не из таких!

Кроме межзвездной и межгалактической среды бывает еще окологалактическая. Ее трудно наблюдать, но она интересна тем, что в ней отпечатана история формирования галактики. Этому и посвящен обзор.

Авторы рассматривают методы изучения этой среды, ее свойства, а также, что мы можем узнать об истории галактики, наблюдая окологалактический газ.

Авторы дают обзор и теории, и наблюдений, связанных с формированием массивных звезд и скоплений в нашей Галактике. Основной упор сделан на наблюдения. В последние годы благодаря таким инструментам как Hershel, ALMA и др. было получено множество важных результатов по образованию звезд большой массы и скоплений.

В обзоре много полезных рисунков, включая хорошую ифнографику (например, рисунок 8).

Обзор посвящен условиям в межзвездной среде во внутренних 600 парсеках (4 градуса) Млечного Пути. Газ там плотный и сильно турбулизованный - что нетипично для диска Галактики, а скорее похоже на межзвездную среду в областях бурного звездообразования.

Разумеется, в центральной области наблюдаются многочисленные структуры в различными параметрами. Все они являются предметов рассмотрения данной статьи. Некоторые наблюдательные проявления межзвездной среды позволяют восстанавливать прошлую активность центральной черной дыры, что также представляет большой интерес.

Проанализировав данные спутника Ферми, авторы показывают, что в Туманности Андромеды есть аналог структуры, которую в нашей Галактике мы называем "Пузыри Ферми" (Fermi bubbles). Появление такой структуры можно связать или с активностью (прошлой) черной дыры, или со вспышкой звездообразования.

Изучать межгалактическую среду непросто, но интересно. С ней связано много вопросов истории вселенной: формирование структуры, условия в "темные века" и т.д. Так или иначе, все это затрагивается в большом обзоре.

Это книга. Она существует в рамках проекта Open Astrophysics Bookshelf. Пока работ там немного, но идея любопытная.

В книге есть все: и теория, и данные наблюдений, и задачи с разбором. Начинается все с межзвездной среды, а доходит аж до образования планет.

Описываются протозвездные диски и истечения, обсуждается начальная функция масс, рассматривается образование разных типов звезд в ращзном окружении и темпы звездообразования. И т.д., и т.п.

Авторы представляют новые карты трехмерного распределения нейтрального (HI) и молекулярного водорода в Галактике.

Большой обзор по магнитным полям галактик. Рассматривается как теория, так и наблюдения. Хорошо выделены важные частные случаи и нерешенные проблемы.

Авторы детально изучают звездный состав и распределение вещества в окрестностях Солнца. Стандартные значения несколько уточнены. В частности, красных карликов оказывается несколько больше, чем считалось ранее. Получены новые оценки для распределения звезд разного типа перпендикулярно плоскости галактического диска. Кроме этого, исследовано распределение газа и темного вещества. Получены новые оценки пространственной плотности различных составляющих Галактики в солнечных окрестностях.

Видимо статья может стать новой стандартной ссылкой в соответствующей области.

Карты пыли крайне важны и для изучения пыли (и структуры Галактики), и для того, чтобы ее "убрать" - исключить ее вклад в данные наблюдений. Изучать пыль можно или по ее излучению, наблюдая ее в ИК и миллиметровом диапазоне (например, известная комбинация данных IRAS и COBE дала в свое время прекрасную карту пыли), или по поглощению. Во втором случае надо наблюдать много звезд с известными свойствами на разных расстояниях. Именно так и поступили авторы.

Использованы данные каталогов Pan-STARRS и 2MASS по 800 миллионам звезд. В итоге построена карта пыли, покрывающая три четверти неба (кроме самого юга). По глубине это примерно пол-Галактики. Угловое разрешение от 3 до 13 минут дуги.

Авторы сравнивают свою карту с другими, в том числе построенными другим методом. И находят хорошее согласие.

Пульсарные туманности - это не остатки сверхновых. Они возникают благодаря активности пульсара и взаимодействию пульсарного ветра с межзвездной средой. Некоторые из них довольно красивые. Но, главное, что там есть красивая физика.

В обзоре обсуждаются и данные наблюдений, и физика дела.

Большой хороший обзор по наблюдению пылевой составляющей протопланетных дисков. Уже лет 20 люди активно занимаются этой тематикой, а теперь - с вводом в строй ALMA, - видна просто неописыемая красота.

Радионаблюдения позволяют изучать свойства межзвездной среды. В частности,- спектр турбулентности. Турбулентность, похоже, неплохо описывается колмогоровским законом. Кроме того, можно изучать распределение межзвездного газа по фазам (холодная, горячая и т.д.). И тут есть сюрприз: много газа в неустойчивой промежуточной фазе.

По сути, это небольшой учебник по физике межзвездной среды. Написано все на основе серии лекций. Более того, доступны видео лекций.

Тему продолжает этот сжатый учебник (вместе с третьей частью они формируют полноценный учебник). На этот раз речь уже идет о межгалактической среде и о том, как галактики с ней взаимодействуют. В частности, подробно обсуждается окологалактическая среда (curcumgalaxy medium - CGM). Но затрагиваются и большие масштабы - крупномасштабная структура вселенной.

Также доступны видео.

Довольно популярный обзор о том, что мы знаем о магнитных полях в нашей Галактике. Речь идет о полях в межзвездной среде. Интересно, что люди умеют измерять даже поля в гало Галактики, и изучают, как они связаны с полями в диске.

Авторы строят довольно детальную карту (6 на 6 угловых минут и 0.5 кпк по лучу зрения) довольно большого куска центральной области Галактики (20 градусов по долготе и 15 - по широте). Дотягиваются до расстояний 10 кпк.

Отдельно отмечу другую работу - arxiv:1405.0898, где речь идет о пляриметрическом картировании облаков в центре Галактики. И раз уж мы заговорили о картах и поляризации, то нельзя не отметить серию свежих статей от команды Планка по поляриметрическим картам галактической пыли (arxiv:1405.0871, arxiv:1405.0872, arxiv:1405.0873, arxiv:1405.0874).
А пыль на больших красных смещениях обсуждается в работе arxiv:1405.0927.

Полезная для многих работа.

По данным о полумиллиарде звезд авторы строят карту распределения пыли вплоть до 4.5 кпк (это более половины расстояния до центра Галактики). Данные покрывают все северное небо (плюс часть южного до склонения -30 граусов) с разрешением 7-14 угловых минут.

Турбулизованность межзвездной среды - важное свойство. В самых разных ситуациях ее приходится учитывать. В обзоре авторы, начиная в общем-то с основ, разбирают все основные свойства и параметры межзвездной турбулентности. Очень полезная статья.

Большущий обзор. По сути, это книга. Начинается все с довольно понятного (педагогического, как обозначает это автор) введения в современное понимание звездообразования. Далее автор постепенно выруливает на детальное обсуждение трех задач, обозначенных в названии статьи.

См. также arxiv:1402.0919, где речь идет об образовании массивных звезд.

Как я понимаю, это первая статья с оригинальными результатами РадиоАстрона в Архиве.

Наблюдался пульсар B0950+08. База интерферометра составляла 220000 км. Это рекорд. Соответственно, было получено рекордное угловое разрешение. Удалось померить параметры турбулентности. Они оказались существенно отличающимися от колмогоровской.

Начнем с того, что самой цитируемой статьей в астрофизике сейчас является вот эта: Maps of Dust Infrared Emission for Use in Estimation of Reddening and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds. По всей видимости, появилась ее "сменщица".

По данным спутника Планк построена новая карта теплового излучения галактической пыли. Это результат, востребованный во всей астрофизике, т.к. мы все наблюдаем сквозь эту пыль, а значит, всем надо уметь учитывать ее вклад, очищать свои данные от вклада пыли и т.д.

Благодаря высокому угловому разрешению и работе на многих частотах, новая карта пыли является наиболее детальной.

Описываются и данные наблюдений, и теоретические подходы в деле понимания поведения протопланетных дисков. Основная тема: состав этих объектов и его эволюция.

По наблюдения большого числа звезд в пределах 2.5 кпк от нас построена карта распределения межзвездной среды. С высокой точностью авторы приводят карты для 300-парсековой окрестности, и несколько более грубые результаты - для большего объема.

Суммированы основные результаты работы спутника Гершель по изучению звездообразования. Обзор скорее для специалистов, тем не менее, т.к. описываются в основном наблюдения, во всем можно разобраться. Основное внимание уделено волокнам в облаках газа.

Обсуждаются теоретические модели описания химии межзвездной среды. Другие главы книги также появляются в Архиве.

Большой обзор по всей астрохимии за все время ее развития.

Сложных молекул в межзвездной среде извесино очень много. Как они образуются и какова их дальнейшая судьба? В стаье детально рассматриваются все процессы, отвечающие за это.

А популярно об астрохимии можно послушать здесь.

Что будут делать спиральные галактики, когда в них кончится имеющийся сейчас газ? К счастью, "голод" им не грозит. Вблизи многих галактик есть облака нейтрального газа. Аналогичным образом дело обстоит и в нашей Местной группе.

В статье представлены детальные исследования волокна газа между М31 и М33. Показано, что примерно половина газа собрана в облака. В будущем они могут питать звездообразование в этих галактиках. Происхождение этого волокна газа с облаками пока до конца не ясно.

Большущий обзор по космологическим магнитным полям. Рассмотрены все ключевые вопросы, приводится масса ссылок. Откуда берутся космологические магнитные поля - так и не ясно, и атворы обзора подробно рассматривают все основные модели.

Обзор состоит из трех частей. Первая - очень важна и хорошо написана. В ней содержатся физические основы для измерений магнитных полей в межзвездной среде астрономическими методами. Написано коротко и толково. Идеально для студентов. Далее авторы рассказывают о том, что мы знаем о распределении магнитных полей в нашей Галактике. И, наконец, описывают современные измерения магнитного поля у близких галактик. Очень много картинок и есть полезные таблицы со сводками данных и ссылок на данные.

Небольшой обзор по звездообразованию. В основном исследуются глобальные характеристики (собственно, сама величина темпа образования звезд). Существенно, что рассматриваются масштабы от отдельных облаков до галактик (кто не знал: единая зависимость связывает эти масштабы). Представлено много новых результатов, полученных благодаря работе спутников Гершель и Спитцер.

Электромагнитное излучение может испускаться, если какие-то изменения происходят в атомных ядрах (это может быть и распад ядра, превращения частиц, или просто возбужденные состояния). Обычно энергии таких переходов - это МэВы. Т.е., наблюдать надо в гамма или жестком рентгене. Спутник INTEGRAL был сделан во многом для этого. Т.о., ядерная астрофизика входила (и входит) в приоритетные направления исследований для ученых, работающих с данными с этого аппарата. У спутника юбилей, и в обзоре рассказывается о том, что же было сделано за 10 лет работы.

Химия появилась раньше звезд! Этому и посвящен обзор. Т.е., молекулы появились уже после рекомбинации. И там должно было происходить много всего интересного. Собственно, чтобы первые звезды начали образоываться должна была случиться "химия" - образоваться молекулы. Так что это не только интересно, но и важно.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Небольшой обзор по молекулярным облакам и звездообразованию в них. Сильная турбулентность и клочковатость облаков позволяют формироваться плотным скоплениям звезд.

Подробный обзор по молекулярным облакам с упором на свойства турбулентности в них.

Большой обзор по молекулярным облакам и звездообразованию. Рассмотрены и теоретические основы, и наблюдательные данные. Последние касаются и нашей, и других галактик. Отдельно рассмотрена эволюция галактик на больших красных смещениях. Автор полагает, что обзор будет полезен в связи с началом работы установки ALMA.

Используя в первую очередь данные WMAP, авторы строят многопараметрическую модель магнитного поля Галактики. Получен хороший фит для более чем 40000 измерений фарадеевского вращения (наблюдения внегалактических источников). Важная черта новой модели состоит в том, что регулярное поле выходит из галактической плоскости.

Как известно, существует некоторая проблема стем, как делать массивные звезды при солнечной металличности. Проблем две. Меньшая состоит в том, что формирующийся объект норовит разбиться (фрагментировать) на более мелкие. Большая - в том, что большая светимость массивной формирующейся звезды приводит к тому, что аккреция останавливается из-за мощного потока излучения. Авторы описывают, как в различных усложняющихся численных моделях это исследовалось. Современные многомерные модели с учетом магнитного поля таки позволяют сформировать достаточно массивные звезды.

Полезный, не перегруженный формулами обзор. Рассмотрена турбулентность во всех составляющих межзвездной среды. Полезно тем, кто использует эти данные и основные уравнения (а не занимается собствнно этой узкой тематикой).

Авторы изучили распределение газа в нескольких десятках близких дисковых галактик. Показано, что при нормировке на радиус звездного диска (r₂₅) профиль полной поверхностной плотности (HI+H2) ведет себя универсальным образом. Распределение экспоненциальное, а нормировочным коэффициентом служит поверхностная плотность газа на т.н. переходном радиусе, где поверхностная плотность атомарного газа равна плотности молекулярного. Почему газ выстраивается в зависимости от свойств звездного диска в деталях непонятно.

Обычно говорят о звездах в гало, и меньше - о газе. Но вот, целый обзор посвящен газу в гало нашей и других близких галактик. Обсуждается его происхождение и дальнейшая судьба, а также, какие фудаментальные вещи можно узнать, изучая эту составляющую.

ASKAP - астралийский прототип SKA. Это большой инструмент, поэтому используется он не только для отработки технологий. Одна из задач прибора и описана в статье. Это галактический обзор.

Обзор будет проведен на 4 волнах (21 сантиметр - атомарный водород, и три линии вблизи 18 см - это уже молекула OH). Будет отсканирована не только плоскость нашей Галактики, но и Магеллановы облака.

В статье детально рассматриваются многочисленные научные задачи проекта.

Данные по первичному нуклеосинтезу - один из важных источников космологических данных. Ключевую роль играют наблюдения, определяющие содержания лития. Обычно его содержание определяют в звездах. Но там есть тонкости, т.к. содержание элементов в звездах подвержено изменениям (уменьшению). Есть различия в предсказании стандартной модели и данных наблюдений. Поэтому важно регистрировать литий вне звезд.

В статье представлены результаты наблюдений межзвездной среды в Малом Магеллановом Облаке, где удалось измерить содержание лития (⁷Li). Оно качественно совпадает с предсказаниями космологической модели. Однако есть и тонкости. Совпадение не очень идеально - все-таки лития меньше, чем предсказывает самая расстандартная модель. Но и в стандартной модели есть что подкрутить. Авторы полагают, что будущие измерения ⁶Li помогут внести ясность.

Межзвездная пыль во-первых, мешает наблюдать далекие объекты. Поэтому надо знать и понимать ее свойства, чтобы понять, как "портится" сигнал. Во-вторых, межзвездная среда важна и интересная сама по себе. И один из лучших способов узнать что-то про межзвездную пыль - это как раз смотреть, как она поглощает и поляризует проходящее через нее излучение. Всем этим вопросам и посвящен подробный понятный обзор.

С соответствующим введением описаны результаты работы инструментя HIFI на борту спутника Гершель. Объекты наблюдения: от солнечной системы до внегалактических источников. Но основные данные посвящены галатической межзвездной среде и протопланетным дискам.

Гелия для охлаждения аппаратуры хватит как минимум до февраля 2013 года. Так что будут и новые обзоры с новыми данными.

Большой обзор по звездообразованию. Рассмотрены свойства межзвездной среды в областях формирования звезд. Описано, как коррелируют свойства среды с темпом звездообразования и т.д.

Обсуждаются физические процессы, связанные с турбулентностью в межзвездной среде в разных фазах и на разных масштабах.

Еще один обзор из сборника недавней школы в Коуровке.

В протопланетных дисках должны идти многочисленные интересные процессы, связанные с химией, в том числе - органической. Основные из них рассмотрены в статье.

У астрохимии есть экспериментальный аспект. Некоторые процессы можно изучать в лабораториях. Авторы рассматривают те из них, которые связаны с мягким рентгеновским излучением. Оказывается, оно существенно влияет на ряд процессов в межзвездной среде в областях мощного звездообразования, где молодые звезды и протозвезды обеспечивают большой поток рентгена.

Как появились саые первые магнитные поля? Как они эволюционировали? Какую роль играли в формировании структур? В ответах на все эти вопросы есть еще много неопределенностей. Авторы дают достаточно подробный обзор современного состояния дел в этой области астрофизики.

См. также arxiv:1109.4055.

Довольно популярно рассказывается о современных моделях звездообразования, а также о данных наблюдений. Формул почти нет, рассказывается "на пальцах", с иллюстрацией данными наблюдений и качественными рисунками.

Кратко рассмотрены основные стадии расширения остатка в разных типах сред.

В спектрах далеких (z>6) квазаров и галактик уже видно влияние заметного количества пыли. Авторы подробно разбирают, что может являться ее источником. По всей видимости, звезд тут не достаточно: некоторая доля пыли должна образовываться после взрывов сверхновых.

Большой подробный и понятный обзор по всем аспектам ядерной астрофизики. Рассмотрен первичный синтез, синтез в звездах и сверхновых, а также всякие другие процессы, формирующие новые элементы.

Достаточно доступный обзор по некоторым аспектам звездообразования. Очень удобно основные пункты собраны в конце статьи.

Большой подробный обзор, который доступен и интересен любому интересующемуся астрофизику. Если вы нуждаетесь в информации на детальном серьезном уровне-читайте все. Если же теория на уровне уравнений вас не очень тут занимает-пропустите раздел 3, все остальное понятно разъясняется без сложных формул (да и вообще почти без формул, которые плотно упакованы в третий раздел).

Наблюдения на космическом телескопе имени Гершеля позволили увидеть интересное образование в области центра Галактики. Это кольцо в виде эллипса размеров 100 на 60 парсек. Причем кольцо изогнуто так, что в проекции мы видим восьмерку. Оно образовано холодными облаками газа, чья суммарная масса составляет около 30 миллионов масс Солнца.

На снимках Гершеля все это выглядит очень впечатляюще!

Закончился период низкой солнечной активности, который ученые активно использовали для изучения свойств спокойного солнца. Пришло время обозреть сделанное. В обзоре рассматривается магнитное поле. В это области за 10 лет произошла "тихая революция". Наблюдения, опубликованные за последние 7-8 лет (начиная с 2003 года), позволили напрямую изучать структуру магнитного поля спокойного солнца. Это огромный шаг вперед, а некоторые новые результаты просто не укладываются в существовавшую ранее модель. Поэтому и говорят о революции. Ранее полагали, что большая часть поверхности спокойного солнца не имеет существенных магнитных полей. Теперь ясно, что это не так. Открыты новые магнитные структуры, которые не просто существуют в небольшом масштабе, меняя какие-то незначительные локальные свойства участка поверхности, но вносят существенный вклад в глобальные проявления солнечной активности во время спокойных периодов.

Дан краткий, но емкий обзор по всем типам мазеров, встречающимся в астрофизики, по их наблюдениях, приложениям, а также по перспективам на ближайшее будущее в этой области исследований.

Описано состояние дел (и в теории, и в наблюдениях) в изучении магнитных полей близких спиральных галактик.

См. также arxiv:1104.3749, где также дается обзор по магнитным полям галактик, а также рассматривается и более широкий круг вопросов по возникновению магнитных полей в космосе и по полям в больших масштабах (скопления галактик и более).

Хороший обзор по межзвездной пыли. Небольшой, но про все основное. Всем рекомендуется.

Автор обнаруживает интересную корреляцию. Темп звездообразования оказывается связанным с самым большим масштабом масс, нестабилизированным вращением. Это единственная корреляция глобального темпа звездообразования с величиной, связанной с динамикой галактики. Физическая причина, видимо, связана с ростом роли турбулентности при увеличении масштаба нестабилизированной вращением массы. Турбулентность приводит к усилению темпа звездообразования.

В обзоре рассказывается, как измеряют поля массивных звезд, какие модели образования этих полей существуют, как поля влияют на эволюцию звезд, и как замагниченные звезды теряют вещество.

Авторы используют данные Кеплера, чтобы оценить частоту встречаемости планет типа Земли в зоне обитания у солнцеподобных звезд. Под последними понимаются звезды классов FGK. Под аналогами Земли - планеты с радиусом от 0.8 до 2 земных (этого должно хватать, чтобы удержать кислородную атмосферу. Зона обитания взята довольно узкой: для солнечной системы это 0.95-1.37 а.е. (т.е., скажем, у нас бы ни Венера, ни Марс туда не попали бы). Поскольку Кеплер пока сделал доступными данные за довольно кроткий период времени, то планеты с орбитами больше 0.5 а.е. практически не регистрировались. Поэтому авторы использую экстраполяции обнаруженных Кеплером зависимостей. В итоге получается, что примерно 1.5-2 процента звезд типа солнца имеют планеты типа Земли в зоне обитания. Это немного. В пределах ошибок эта величина может даже опуститься до 1 процента и даже чуть ниже(но может и подняться до 3.5).

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

CCCP - Chandra Carina Complex Project. Это проект по изучению комплекса звездообразования в созвездии Киль. Используя более мегасекунды оригинальных наблюдений на Чандре, а также множество архивных данных, авторы изучили область размером примерно градус на градус. Составлен каталог из почти 15 000 точечных источников. Примерно 10 000 из них найдены и в других диапазонах спектра.

Результаты суммированы в 16 статьях, которые войдут в специальный номер ApJS, который появится в мае. Данная же работа служит детальным введением.

Каталог источников опубликован в е-принте arxiv:1102.5121.

Большой подробный обзор по звездообразованию. По сути это лекции. Основное внимание уделено физическим условиям в молекулярных облаках, приводящим к процессу звездообразования. Описано все на количественном уровне. В обзоре более полутора сотен формул.

В рамках обзоров SDSS-I и SDSS-II был сделан обзор 8400 квадратных градусов неба, а также были получены спектры миллиона галактик, 100 000 квазаров и 200 000 звезд. Но проект продолжается. С 2008 года идет шестилетняя программа SDSS-III. Ей и посвящена статья.

Новая программа - это спектроскопические обзоры (их 4 штуки). Основные научные задачи распадаются на три направления: космология, Галактика и экзопланеты. Начали появляться первые данные, чему посвящена отдельная статья с данными восьмого релиза SDSS: arxiv:1101.1559.

Звезды образуются, живут, взрываются . . . При вспышке сверхновой в межзвездную среду выбрасывается вещество и впрыскивается энергия. Это влияет на свойства межзвездной среды и на формирование нового поколения звезд. В моделях эволюции галактик это необходимо учитывать. О том, как это делается, написано в обзоре.

Небольшой, но подробный обзор для специалистов по химии протопланетных дисков. Поскольку в диске плотность вещества относительно велика, условия постоянно меняются, плюс есть поверхности для протекания реакций, то возникают условия для интересных химических процессов.

Кроме теории и моделей автор много внимания уделил и наблюдениям в разных диапазонах.

Обзор не претендует на всеохватность. Тем не менее, его можно рекомендовать из-за исторического введения. Переходя к современным работам и проблемам, автор ограничивает себя узкой (своей) тематикой, но первые 4 страницы весьма познавательны для тех, кто мало что о химической эволюции знает.

Авторы описывают две наиболее популярные теории, точнее два подхода, в рамках которых может быть развито множество моделей, объясняющие какие процессы отвечают за формирование вида начальной функции масс звезд. Первый подход связан с аккрецией. Второй связан с турбулентностью.

Подробный, но вполне доступный, обзор по типам астрофизических детекторов в жестких диапазонах, а также по особенностям их функционирования на орбите.

Потихоньку люди обсуждают концепцию миссии к ближайшим звездам. Эта статья - очередной кирпичик в этом обсуждении. Автор дает обзор свойств межзвездной среды в пределам 5 пк от Солнца, актуальных при планировании межзвездной миссии со скоростью полета более 0.1 скорости света.

Небольшой обзор по гамма-всплескам. Он включает в себя не все (например, совсем ничего нет о поляризации), но тем не менее, основная часть достаточно хорошо собрана и упорядочена. Можно придираться к некоторым идеям (например, о кварковых звездах), тем не менее, на мой взгляд, заслуживает прочтения.

Авторы установили, что Магелланов поток на 40 градусов длиннее, чем считалось ранее. Это удалось показать с помощью радионаблюдений на волне 21см на GBT. В статье есть очень красивые картинки (например, рисунок 9).

За счет электронного захвата могут взрываться одиночные звезды массой 8-10 солнечных, а также некоторые звезды в двойных. Авторы рассматривают нуклеосинтез в таких сверхновых. Они делают вывод, что за всю историю Галактики около 4 процентов сверхновых принадлежали к этому типу. Причем, на ранних этапах эта доля могла быть выше, т.к. состав звезд гало несет на себе следы таких сверхновых.

Полеты автоматических станций к ближайшим звездам пока существуют только в мечтах. Однако это не мешает достаточно детально обсуждать, какие научные задачи можно ставить перед такими миссиями. В статье обсуждается широкий спектр задач, которые могут быть поставлены перед таким спутником.

Аппарат должен набрать крейсерскую скорость порядка 0.1 скорости света, чтобы миссия была реализована в разумные сроки. Это налагает ряд ограничений. Если спутник не тормозить около звезды, то круг решаемых задач резко сужается. А если тормозить, то это значительно более сложная и дорогая миссия.

Основные обсуждаемые цели - система Альфа Центавра (вместе с Проксимой) и Эпсилон Эридана. Учитывая, то Эпсилон Эридана почти в три раза дальше (10 световых лет, при том, что это девятая по удаленности звезда от нас), Альфа Центавра-основной кандидат. Жаль только там пока планеты не открыли ... Но, могут и открыть. Вообще, большая трудность при обсуждении межзвездной миссии состоит в том, что трудно предсказать, что откроют, и что станет технически возможным для наблюдений с Земли за время, пока спроектируют, сделают, запустят и долетит.

На мой взгляд, ни одна из обсуждаемых задач не выглядит пока достаточно интересной, чтобы браться за столь дорогой и амбициозный проект. Правда, я - скептик. Зато, если у одной из, скажем, 10 ближайших звезд будет обнаружена твердая планета в зоне обитаемости, то это даст достойную задачу.

С осени 2008 года на 100-метровом радиотелескопе в Эффелсберге идет обзор северного неба на волне 21 см. Пока закончено и обработано примерно 20 процентов. Обзор глубже предыдущего на порядок. Задачи стоят как галактические, так и внегалактические. В короткой заметке описываются основные результаты по межзвездной среде нашей Галактики.

В "слепом поиске", проведенном на гамма-обсерватории имени Ферми, открыто восемь новых пульсаров. Ни один из них пока не обнаружен в радиодиапазоне. Это большая прибавка к уже обнаруженным на Ферми 16-ти гамма-пульсарам. Среди новооткрытых есть очень примечательные. Например, пульсар с самым большим темпом потери вращательной энергии среди гамма-пульсаров, открытых в слепых обзорах: 10³⁷ эрг/c.

Сверхмассивная черная дыра в центре нашей Галактики сейчас "тише воды, ниже травы". Но так было не всегда. Есть красивая гипотеза (Сюняев и др.), что молекулярное облако, известное как Sgr B2, является сейчас источником рентгеновского излучения потому, что сотни лет назад оно было "накачано" рентгеновским излучение центра Галактики, а сейчас мы видим флуоресцентное излучение (линия железа). Сейчас гипотеза получила мощное подтверждение.

Авторы используют данные многолетних наблюдений на спутнике INTEGRAL. Они показывают, что Sgr B2 становится заметно слабее. Причем, характерное время ослабления (7-10 лет) сравнимо со временем, необходимым свету для пересечения облака. С энергетикой тоже все в порядке. Получается, что примерно 75-155 лет назад активность Sgr A* (т.е., источника со сверхмассивной черной дырой) прекратилась.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Спутник INTEGRAL работает уже восьмой год. Работает вполне успешно. Основное достоинство его приборов - возможность построений изображений и хороших спектров в очень жестком рентгеновском (или, если угодно, в мягком гамма) диапазоне.

За годы работы сделано немало интересных открытий. Это, собственно, и посвящен обзор.

Новая работа, пытающаяся пролить свет на самые ранние этапы формирования солнечной системы, используя для этого "косвенные улики".

В данном случае косвенной уликой является равномерность распределения алюминия-26 во внутренней солнечной системе. Элемент должен иметь звездное происхождение. Его источником являются массивные звезды. Но, чтобы достаточное количество попало внутрь образующейся планетной системы и оказалось там хорошо перемешано, надо, чтобы источник(и) были совсем рядом. Если система образуется рядом, но "сбоку" от скопления массивных звезд, то, как считают авторы, нужный эффект не будет получен. Надо, чтобы система образовывалась бы прямо внутри ассоциации массивных звезд. Но тут есть ряд проблем. Поэтому авторы предлагают другой сценарий.

Они разрабатывают модель, в которой источником алюминия (а возможно и триггером образования системы за счет взрыва сверхновой) стала убегающая звезда. Т.е., не солнечная система образовалась внутри ассоциации, а один из ее членов вылетел из звездной группы и подлетел к месту, где позже возникнет планетная система.

Простой обзор по магнитным полям. В основном описана "зоология". Читается как "популярный текст для астрономов".

Представлены результаты более чем годичного обзора неба на волнах 9 и 18 микрометров с борта японского спутника AKARI. Каталог включает в себя почти миллион источников (851189 на волне 9 микрон и 195893 - на 18 микронах).

Популярно рассказывается о моделях химической эволюции нашей Галактики и карликовых галактик (наших спутниках).

По данным о молодых звездных объектах, обнаруженных на Спитцере авторы оценивают темп звездообразования в Галактике. Получается около одной массы Солнца в год (от 0.68 до 1.45). Это чуть меньше, чем традиционно считается, но не сильно. Авторы полагают, что их метод более прямой, но свои результаты не считают пока окончательными.

Небольшой очень понятный обзор о методах определения металличности далеких галактик, о том, зачем это нужно, каковы основные результаты, в чем сложности измерений, и как можно будет продвинуться в этом направлении в ближайшие годы.

Всего лишь 60-70 лет назад люди не знали совсем-совсем базовых вещей об образовании звезд их межзвездной среды в настойщее время. В статье дается подробный рассказ того, как и кем впервые было осознанно, что есть межзвездная среда, что из нее в настоящее время образуются звезды и тп. Интересно и поучительно.

По данным о поглощении в направлении сотен звезд построена детальная карта распределения нейтрального и частично ионизованного газа в пределах 300 пк от Солнца.

Известно, что Солнце расположено в некоторой каверне в межзвездной среде. Размер каверны примерно 100-150 пк (разный в разных направлениях). Считается, что она порождена несколькими взрывами сверхновых за последние несколько миллионов лет и заполнена горячим газом (разумеется, Солнце тут находится достаточно случайно). В последние годы, однако, стали появляться данные, которые немного меняют картину Местного пузыря. Об этом и идет речь в статье.

Основной момент связан с наличием, свойствами и происхождением горячего газа. Новые данные говорят о том, что или газ не столь горяч, как считалось ранее, или же газ не заполняет всю каверну. А сосредоточен в небольших облачках. Механизм формирования все равно остается до конца непонятным.

Условия в центральных нескольких десятках парсек нашей Галактики конечно же отличаются от условий в диске. Но оказалось, что звездная функция масс там такая же, как в других частях Галактики. Этот вопрос и обсуждается авторами. Похоже, что им удалось сформулировать сценарий, который приводит к такой же функции масс, как и в близких областях звездообразования. Но пока это именно что сценарий. Детали еще предстоит выяснить.

По данным рентгеновского спутника Сузаку авторы обнаружили образование, которое может являться остатком сверхновой, вспыхнувшей около 100000 лет назад на высоте 1-2 кпк над диском Галактики. Это было бы интересной возможностью, важной в плане объяснения существования горячего газа в гало Галактики.

Как можно понять из объема - это фундаментальное исследование. Автор предлагает новый метод оценки недостатка содержания различных элементов в газовой фазе межзвездной среды. Нестотаток считается относительно солнечного химсостава. Недостающее вещество перешло из газовой фазы в пылинки. Т.е., по сути речь идет о составе пылинок. Разумеется, метод не только предложен, но и использован. Поэтому в работе много графиков и таблиц.

Небольшой обзор, посвященный последним данным по горячему газу в нашей Галактике. Кроме наблюдательных данных обсуждаются вопросы происхождения этой составляющей межзвездной среды, а также ее эволюция.

Короткий достаточно специальный обзор по роли магнитных полей в образовании планет. На самых ранних этапах она может быть достаточно велика. Протопланетная туманность турбулизована, там есть магнитные поля, которые динамически важны. В результате движение пылинок в заметной степени определяется магнитными полями.

Пока там остается много вопросов. Собственно, их больше, чем ответов.

Автор дает обзор новых результатов по измерению магнитных полей в нашей Галактике. Новые измерения производятся в первую очередь с помощью наблюдений радиопульсаров и определения для них меры вращения. Также рассматривается, какое влияние эти данные могут оказать на модели генерации магнитного поля. Например, сейчас известно, что тороидальное поле в гало по разные стороны диска Галактики имеет разное направление. Это ограничивает класс моделей динамо.

Автор отмечает, что знание структуры магнитного поля Галактики кроме самостоятельного интереса очень важно для физики космических лучей, ведь заряженные частицы могут существенно отклоняться магнитным полем.

Обзор по динамо-механизмам, работающим на больших масштабах, можно прочесть здесь. Свежую работу по расчетам галактического динамо см. тут.

Большой обзор по содержанию элементов в протосолнечном веществе, Солнце и в хондритах. Кроме этого, обсуждается содержание элементов в близких звездах. Обзор чисто наблюдательный. Пожалуй, очень полезный.

Небольшой толковый обзор, в котором в начале дается описание радиопульсаров, а потом показывается, как эти объекты могут "просвечивать" межзвездную среду, давая нам возможность восстановить информацию о распределении плотности электронов и магнитных полях.

По данным наблюдений молекулярного газа (СО) авторы строят трехмерную карту Галактики, прорисовывая спиральные рукава. Видны два рукава, начинающиеся у бара во внутренней части Галактики. Кроме того, во внутренней части есть еще пара рукавов. Затем эти рукава переходят в четырехрукавную структуру, наблюдающуйся в линии нейтрального водорода во внешних частях Галактики. Впервые удалось проследить спиральные рукава в области за центром Галактики.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Выходит замечательный сборник статей, в котором описываются различные области звездообразования. Практически все статьи из сборника доступны в Архиве. Очередная появившаяся статья посвящена ближайшей области звездообразования в Орионе, в которой и сейчас образуются массивные и маломассивные звезды. Кроме описания собственно комплекса звездообразования в Орионе автор достаточно детально описывает один из сценариев формирования пояса Гулда, и вообще картину недавнего звездообразования в солнечной окрестности. Очень интересно и познавательно.

Авторы описывают (весьма кратко, это же материалы конференции) свою новую численную модель формирования и эволюции Местного Пузыря, основанную на новых наблюдательных данных. Пузырь начал формироваться почти 15 миллионов лет назад. В этом "принимали участие" 19 сверхновых, последняя из которых рванула примерно полмиллиона лет назад. Это были звезды из подгруппы B1 Плеяд. В будущем Пузырь будет поглощен образованием Loop I, которое было порождено 39 сверхновыми (разумеется, число взрывов - это модельный параметр и там есть некоторая неопределенность), связанными с ассоциацией Скорпион-Центавр.

Авторами обзора просуммированы последние достижения в теоретическом изучении процессов формирования и эволюции пыли в первых сверхновых, рассматриваемых как наиболее вероятных источниках пыли в ранней вселенной. Рассмотрены результаты расчетов формирования пыли в сверхновых звездах Pop III и эволюции пыли в остатках сверхновых. Проанализировано, почему на больших красных смещениях межзвездный газ характеризуется плоской кривой экстинкции.

Авторами изучено содержание железа в 33 планетарных туманностях Галактики. Это наиболее полное исследование на эту тему, поскольку остается немало вопросов о том, сколько пыли содержится в этих объектах. Анализ наблюдательных данных, проведенный в работе, показал, что до 90 процентов атомов железа в планетарных туманностях конденсируется в пыль.

H.E.S.S. - наземная система гамма-телескопов. Одна из очень результативных программ этого проекта - обзор плоскости Галактики. При этом было открыто множество источников. Часть из них удалось отождествить с известными объектами (остатки сверхновых, пульсары, тесные двойные системы и тп.), а часть - нет. Источник J1503-582 - один из неотождествленных. Ничего особенно примечательного из числа обычных гамма-источников там не обнаружено. Авторы обсуждают любопытную возможность. Истоник совпадает с т.н. forbidden-velocity-wing. FVW - это газовая структура, наблюдаемая в радиодиапазоне, выделяющаяся своей "Неправильной" скоростью.

Хороший обзор по магнитным полям. Много фактических данных, иллюстраций и ссылок. Формул нет - одна феноменология. Читается легко.

Довольно большой обзор, посвященный тому, что мы сможем узнать в ближайшие годы о рождении, жизни и смерти звезд с помощью таких телескопов как Herschel, SOFIA, JWST.

Гелиосфера постоянно изменяется, поскольку Солнце пролетает сквозь межзвездную среду с разными параметрами. Изменяются свойства среды - плотность, температура, скорость относительно Солнца - "дышит" гелиосфера. Авторы обсуждают какой могла быть гелиосфера в прошлом и какой может стать в будущем. Все эти изменения "галактической погоды" могут иметь совсем неакадемическое значение! Используя данные радионаблюдений, авторы делают вывод, что более 9 процентов времени Солнце проводит в теплой нейтральной (или частично ионизованной) среде.

ГМО - гигантские молекулярные облака. Как они образуются точно не известно. Видимо работает несколько механизмов. В данной статье с помощью численного моделирования исследуются два из них.

Компьютерные симуляции показали, что при низкой поверхностной плотности газа ГМО образуются в ударных волнах, связанных со спиральной структурой, путем аггломерации. Т.е., относительно небольшие сгустки газа образуют структуру большого масштаба. При высокой поверхностной плотности газа становится важной самогравитация. И ГМО образуются в результате развития гравитационной неустойчивости. В нашей Галактике плотность газа такова, что как раз начинает доминировать гравитационная неустойчивость.

Автор подробно перечисляет, что не было учтено в модели. В итоге все-таки создается ощущение, что: "Многое сделано, но многое еще предстоит."

Небольшой понятно написанный обзор по органическим молекулам в космосе (от солнечной системы до дальних уголков галактики). Описано что и как наблюдают, и как оно могло образоваться.

В Архиве потихоньку появляются статьи, которые будут опубликованы в материалах конференции по изучению нейтрального водорода. Эти исследования важны для понимания процесса формирования галактик, некоторых космологических аспектов.

О проекте ALFALFA (The Arecibo Legacy Fast ALFA) можно прочесть тут arxiv:0806.1670. В его рамках проводится обзор внегалактического нейтрального водорода (разумеется, речь идет о волне 21 см). На настоящий момент закончено более половины наблюдательной работы и около четверти работы по обработке данных.

Об истории и результатах исследования близких галактик на волне 21 см см. arxiv:0806.1712. Разумеется, на радиотелескопе в Аресибо, который сейчас играет ведущую роль в исследовании галактик на волне 21см, планируются новые наблюдения. Про то написано здесь arxiv:0806.1714.

Представлена новая модель трехмерного распределение молекулярного газа в нашей Галактике. Авторы используют и данные по излучению молекулы СО, и данные численного моделирования, и некоторую другую информацию. Важно, что модель будет доступна для скачивания.

Небольшой обзор, посвященный достаточно популярному изложению того, как моделируют турбулентность вообще, а в особенности в случае межзвездной среды.

Если вы хотите узнать, как много мы еще не понимаем в вопросе формирования массивных звезд, и сколь велико количество обсуждаемых интересных идей, то вам сюда.

Автор дает обзор по следующей проблеме: что определяет максимальную массу звезд. По всей видимости, верхний предел на массу звезд в каждом конкретном случае определяется суммарным действием многих факторов, которые все связаны с "обратной связью". Т.е., чем массивнее образующаяся звезда, тем больше она излучает, тем сильнее ветер и истечения, что, в свою очередь, препятствует дальнейшему увеличению массы.

Обсудив множество механизмов (замечу, что в основном ссылки на работы 2006-2007 года, т.о., все "с пылу с жару"), автор резюмирует, что мы все-таки пока не понимаем, что определяет максимальную массу звезды.

См. также обзор по образованию массивных звезд arxiv:0711.4912.

Поскольку содержание кислорода в межзвездной среде велико, а дублет линии O VI 1032, 1037A удобен для наблюдений в ультрафиолетовом диапазоне, пятикратно ионизованный кислород OVI является хорошим индикатором распределения горячего межзвездного газа с температурой T= 3 x 10⁵ K. Самый простой способ поиска абсорбционных линий OVI - это мониторинг горячих звезд ранних классов O2-B3, являющихся яркими ультрафиолетовыми источниками. Авторы работы изучили абсорбционные спектры 148 звезд, полученные с помощью спутника FUSE. По результатам измерений найдено, что средняя концентрация атомов O VI в диске Галактики составляет порядка n= 1-3 x 10^-8 cm^-3 и экспоненциально убывает с расстоянием от галактической плоскости.

Данная работа посвящена поиску эмисионных линий молекул CO в трех галактиках, находящихся на красных смещениях от 0.4 до 1.5. Наблюдения проводились на радиотелескопе IRAM-30м. Суть работы состояла в том, чтобы исследовать содержание молекулярного водорода в галактиках, активно излучающих в инфракрасном диапазоне. Однако ни в одной из галактик-кандидатов зафиксировать существенного количества молекулярного водорода авторам не удалось.

Работа посвящена поиску органических молекул в удаленных галактиках. Если та или иная галактика находится между наблюдателем и квазаром, попадая на луч зрения на квазар, то галактика оставит свои "отпечатки" в абсорбционном спектре квазара. В частности, таким способом может быть определен химический состав ее межзвездной среды. Сложные органические молекулы проявляют себя в виде диффузных полос поглощения. Авторы работы попытались найти и изучить диффузные полосы в абсорбционых спектрах квазаров. Сложные органические молекулы, безусловно, не могут рассматриваться как жизнь, но они представляют определенный интерес для астробиологии.

В рамках проекта было отобрано несколько галактик с большим содержанием нейтрального водорода, называемых насыщенными лайман-альфа системами (damped Ly-alpha systems). Результаты показали, что для поиска диффузных полос такая изначальная селекция бедных металлами и пылью галактик не является эффективной. Содержание органических молекул в DLA-галактиках недостаточно, чтобы быть зафиксированным современными приборами.

В работе приведен анализ наблюдательных данных по карликовой иррегулярной галактике NGC 3741. Изучив распределение нейтрального водорода HI, изображение в линии H_alpha и содержание кислорода в межзвездной среде, авторы пришли к выводу, что NGC 3741 представляет собой протяженный газовый диск (8.8 радиусов Холмберга). Полная масса неизлучающей материи превышает звездную в 149 раз, тем не менее отношение барионов к самой темной материи типично для этого класса галактик. У галактики сформирован центральный бар и есть протяженная газовая спиральная ветвь. NGC 3741 эволюционирует очень медленно. Средний темп звездообразования составляет 0.0034 солнечных масс/год. По оценке авторов, NGC 3741 не сильно отличается от других карликовых иррегулярных галактик, поскольку найденные параметры являются типичными.

Природа диффузных полос поглощения остается нерешенной проблемой физики межзвездной среды. В оптическом и инфракрасном диапазонах современные каталоги насчитывают уже более двухсот таких полос, но вопрос, какие именно молекулы ответственны за поглощение, остается открытым. Наиболее вероятными кандидатами называют сложные огранические молекулы. Существует принципиальная разница между полосами поглощения, формирующимися в диффузной МЗС и в протяженных оболочках пост-AGB звезд. Физические условия (плотность, уровень ионизации, химический состав газа) в этих случаях совершенно различны. Описать состояние диффузной МЗС на основе наблюдений часто очень трудно, зато определить состав газа и пыли в оболочках пост-AGB звезд в последние годы стало возможным. Наблюдения диффузных полос поглощения в атмосферах пост-AGB звезд (если они там есть!) могли бы прояснить общий механизм формирования диффузных полос в МЗС. Именно этой цели посвящена данная работа.

Наблюдения проводились в течение 1993-2003 гг на телескопах WHT 4.2м, TNG 3.58м, VLT 8м, NTT 3.5м, ESO 1.52м. Авторами были получены спектры высокого разрешения для 33 пост-AGB звезд в оптическом интервале длин волн 4000-10000 A. Типичное время экспозиций составило около получаса, отношение S/N 20-200. Целью наблюдений был поиск девяти наиболее сильных дифузных полос поглощения на длинах волн 5780, 5797, 5850, 6196, 6284, 6379, 6614, 6993 и 7224 A. Ни одной из девяти полос в оболочках 33 пост-AGB звезд обнаружено не было. Разделение звезд на группы в зависимости от спектрального класса и химического состава оболочки (углеродные или кислородные звезды) также не позволило выявить какой-либо корреляции. По мнению авторов, диффузные полосы в оболочках пост-AGB звезд либо отсутствуют вообще, либо слишком слабы для того, чтобы их можно было зафиксировать современными приборами. Химический состав звездных оболочек и условия, отличные от типичных условий в диффузной МЗС, вероятно, приводят к тому, что молекулы, вызывающие диффузные полосы, в атмосферах пост-AGB звезд просто не формируются.

Индий - химический элемент с рекордным отличием солнечного и метеоритного обилий. Метеоритное значение составляет A(In)=0.8 +/- 0.03, в то время как содержание индия в солнечной фотосфере на 0.8 dex больше. Чтобы объяснить разницу, авторы работы заново рассмотрели методику нахождения солнечного обилия. Анализ показал, что линия 4511.3 A, обычно рассматриваемая как линия In I, вызвана отнюдь не индием, а другим, не индентифицированным пока элементом (предположительно, ионом с высокой энергией возбуждения). Учет этих поправок приводит к хорошему согласию между солнечным и метеоритным содержанием индия, устраняя вышеназванное противоречие.

Богатые газом карликовые галактики подразделяют на карликовые иррегулярные низкой поверхностной яркости (dIrr), и яркие голубые карликовые галактики (BCD). И те, и другие имеют низкую металличность и сложную многокомпонентную газовую структуру. Их межзвездная среда состоит из холодной, теплой и горячей диффузной фаз. Авторы данной работы исследовали, как учет холодных облаков повлияет на динамическую и химическую эволюцию карликовых галактик. Результаты моделирования сравнивались авторами с их же результатами, но полученными в рамках стандартного общепринятого подхода. Численные эксперименты показали, что учет холодной облачной фазы уменьшает тепловую энергию МЗС на 20-40%, что существенно уменьшает вероятность образования крупномасшабных истечений. Общая металличность МЗС карликовой галактики при этом понижается на 0.2-0.4 порядка dex, хотя относительные содержания элементов остаются прежними.

Эволюция галактик полностью определяется количеством межзвездного газа. Чем больше газа, тем более продолжительна эволюция. Строгой границы между галактиками и межгалактической средой не существует, происходит постоянный обмен. Обогащенный металлами газ покидает галактику в виде галактического ветра, а низкометалличный газ аккрецируется из межгалактической среды. Наличие аккреции газа с низким содержанием тяжелых элементов косвенно следует из моделей химической эволюции, поскольку наличие аккреции необходимо для объяснения обширного наблюдательного материала. Непосредственным доказательством пополнения Галактики газом служит существование высокоскоростных облаков (ВСО) - протяженных облаков нейтрального газа, имеющих скорость порядка 100 км/с относительно Галактики. Авторы данной работы проанализировали расстояние до системы облаков "комплекс С". Данная статья - продолжение их работ на эту тему (к примеру, astro-ph 0709.1926). Суть метода проста: в направлении высокоскоростного облака выбираются звезды, расстояния до которых известны с хорошей точностью. Оценку расстояния до облака можно получить, изучая линии межзвездного поглощения в спектрах этих звезд. Наблюдения проведены авторами в обсерваториях McDonald, Keck и WHT. В работе использованы данные радионаблюдений. По мнению авторов, расстояние до облака "комплекс С" находится в пределах от 3.7 кпк (по другой оценке 6.7 кпк) до 11.2 кпк. Оценка расстояния проведена впервые. Большой интервал в несколько килопарсек связан как с протяженностью самого облака, имеющего большой угловой диаметр, так и с необходимостью уточнения этого результата с помощью дальнейших наблюдений. Металличность "комплекса С" составляет 15% от солнечной. Измерение количества нейтрального водорода вдоль облака по лучу зрения позволило оценить массу нейтрального водорода. Наблюдений в линии H_alpha показали, что содержание нейтрального и ионизованного газа в облаке примерно одинаковы. Общая оценка массы облака составила 3.-14. x 10⁶ солнечных масс, что соответствует темпу аккреции 0.1-0.25 масс Солнца/год. Общий темп аккреции межгалактического газа Галактикой оценивается как 1 масса Солнца/год, потому вклад облака "комплекс С" составляет от 10 до 25%. Расстояние до высокоскоростных облаков оставалось загадкой долгое время. Современные наблюдения показывают, что ВСО находятся в пределах гало Галактики, а их низкая металличность и направление движения подтверждают тот факт, что Галактика на протяжении всей эволюции непрерывно "подпитывается" газом извне. Задачей последующих исследований будет построение трехмерной карты распределения ВСО.

Природа диффузных линий поглощения (diffuse bands) остается одной из нерешенных задач спектроскопии. Просхождение их связано с некими механизмами поглощения в межзвездной среде, поскольку интенсивность этих линий четко коррелирует с величиной межзвездного поглощения E(B-V) и концентрацией нейтрального водорода на луче зрения N(HI). В Галактике и Магеллановых Облаках диффузные линии поглощения наблюдаются на длинах волн 4428, 5705, 5780, 5797, 6284, 6613 A. Наиболее вероятным объяснением диффузных полос считают сложные органические молекулы. Так называемые абсорбционные системы Ca II - это удаленные галактики, которые наблюдаются только в линиях поглощения в спектрах квазаров. Они как раз характеризуются большим содержанием нейтрального водорода N(HI) и существенным значением E(B-V). Эти системы могут быть полезны в качестве инструмента изучения диффузных линий поглощения на космологических расстояниях, и тем самым для изучения свойств межзвездной среды в далеких галактиках.

В данной работе предпринята именно такая попытка. На телескопе VLT были проведены наблюдения 9 абсорбционных систем CaII (галактик), находящихся на красных смещениях 0.07 < z_abs < 0.55. Диффузная полоса на 5780 A была детектирована только для одной галактики, находящейся на красном смещении z=0.1556 в направлении квазара J0013-0024. Это второй известный случай обнаружения диффузной линии поглощения на космологическом расстоянии. В предположении галактических свойств межзвездной среды, авторы оценили, что для этой галактики содержание нейтрального водорода превышает logN(H I) > 20.9 см^-2, а E(B-V)=0.23 mag. Эти оценки косвенно подтверждают общее представление о системах CaII как галактиках, имеющих наибольшую среди абсорбционных систем N(H I) и запыленность. Перспективы дальнейших наблюдений авторы связывают именно с этими системами, хотя с наблюдательной точки зрения это представляет собой очень сложную задачу. Эквивалентная ширина линии 5780 A для галактики с E(B-V) = 0.1 mag составляет всего 30 mA, а это меньше современного предела детектирования в 2-3 раза. Поэтому обнаружение диффузных полос поглощения наиболее вероятно только в абсобционных системах с наибольшим содержанием пыли.

Железо - один из самых распространенных в природе тяжелых элементов. В межзвездной среде атомы железа содержатся в основном в твердой (пылевой) фазе. Для количественного описания степени конденсации атомов того или иного элемента из газовой в пылевую фазу введено понятие деплеции. Это логарифм отношения полного количества атомов данного элемента к количеству атомов в газовой фазе. Увеличение деплеции неизбежно означает рост числа атомов, перешедших в твердую фазу. Наблюдаемые вариации значения деплеции зависят от условий в межзвездной среде и могут быть косвенной характеристикой ее состояния. Авторы работы просуммировали данные наблюдений FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) и HST (Hubble Space Telescope) для атомов однократно ионизованного железа (FeII). Содержание железа в газовой фазе межзвездной среды было изучено ими для 51 направлений. Для этого были измерены эквивалентные ширины абсорбционных линий железа, а затем его содержание найдено методом кривых роста. На основе большого статистического материала авторами были подтверждены найденные ранее корреляции между деплецией железа и полной лучевой концентрацией водорода, усредненной объемной плотностью водорода, долей молекулярного водорода, экстинкцией и другими характеристиками. Некоторые из перечисленных в статье зависимостей обнаружены впервые. Исследование для другого химического элемента - магния - представлено авторами в работе arxiv:0710.1064.

Длинные гамма-всплески (GRB) на больших красных смещениях могут стать одним из эффективных тестов теории реионизации. На сегодня известно уже пять очень далеких гамма-всплесков на z > 5, рекордный из которых GRB 050904 находится на красном смещении z=6.29. Спектры далеких квазаров и гамма-всплесков характеризуются глубокими провалами (gaps) левее линии Ly-alpha, природа которых состоит в том, что все излучение в этой области поглощается нейтральным водородом на луче зрения между источником и наблюдателем. Статистика таких "провалов" в спектрах далеких квазаров недавно была признана эффективным средством изучения ионизационного состояния межгалактической среды (МГС). Абсорбционные спектры очень далеких гамма-всплесков так же могут быть использованы для этой цели, но они имеют свою особую специфику. Прежде всего сама природа квазаров и гамма-всплесков существенно различна. Послесвечение гамма-всплесков убывает со временем, потому наблюдения МГС в направлении гамма-всплеска в различные дни послесвечения представляет дополнительную возможность изучения временной эволюции "провалов" и позволяет отобрать наиболее реалистичные модели реионизации. Так, авторы предсказывают, что если реионизация закончилась позже, то "провалы" в абсорбционных спектрах гамма-всплесков на z > 6 будут шире и гораздо многочисленнее. Представленный в работе подход имеет большие преимущества. Ожидается, что в ближайшем будущем будут открыты гамма-всплески на z > 6 и что таких наблюдений будет много. Это позволит значительно улучшить статистический анализ и восстановить историю реиониации в деталях.

Минералогический состав пыли, принадлежащей квазару PG 2112+059, был детально изучен авторами с помощью данных, полученных космическим телескопом Spitzer. Анализ спектра квазара в инфракрасном диапазоне и попытка воспроизвести его посредством моделирования показали наличие богатых магнием аморфных силикатов (56.5+/-.4)%, а также присутствие Al₂O₃ (38+/-)% и MgO (2.7+/-1.7)%. Хотя формирование пыли происходит в атмосферах звезд и остатках сверхновых, наблюдаемые в случае квазара PG 2112+059 свойства пылевых частиц не исключают возможности дальнейшей аккумуляции пыли в галактическом ветре самого квазара.

Недавние открытия большого количества пыли (10⁸ - 10⁹ масс Солнца) в галактиках и квазарах на больших красных смещениях говорят о том, что именно сверхновые второго типа SNe II являются эффективным источником пыли в ранней Вселенной. Результаты расчетов формирования пыли при взрывах сверхновых SNe II (Todini, Ferrara, 2001; Nozawa et al 2003) подтверждают этот факт, предсказывая, что одна SN II может производить от 0.1 до 1.0 масс Солнца пыли. Тем не менее наблюдения близких остатков сверхновых до сих пор были более чем пессимистичны, давая верхний предел пылевой массы на два порядка меньше предсказанного. Кассиопея A (Cas A) - молодой остаток галактической сверхновой возрастом 335 лет. В статье приведены результаты наблюдений Cas A с помощью инфракрасного спектрографа на борту Spitzer на длинах волн от 5.5 - 70 мкм. По оценкам авторов, масса пыли в Cas A составляет от 0.020 до 0.054 масс Солнца. Это в десять раз меньше значения, предсказанного теорией, но зато в десять раз больше предыдущих оценок 3.5 10^-3 масс Солнца и 7.7 10^-5 масс солнца. Такой результат не случаен. Во-первых, в данной работе инфракрасный спектр Cas A анализировался вплоть до 70 мкм, тогда как авторы предыдущих работ останавливались на 30-40 мкм. Во-вторых, инфракрасный спектрограф (IRS) телескопа Spitzer имеет большое разрешение, и для того, чтобы воспроизвести в расчётах наблюдаемый спектр потребовалось значительно усложнить модель, включив в нее пылевые частицы разного химического состава. Поскольку наблюдения велись только до 70 мкм, в данной работе не учтена холодная пыль Cas A, это одна из возможных причин разногласия с теоретическим значением. Но ответить на этот вопрос позволят только будущие инфракрасные и субмиллиметровые наблюдения с помощью телескопов Herschel, SCUBA-2 и ALMA. Важно отметить, что количество пыли, формирующееся в остатке сверхновой, есть функция массы и металличности звезды. А темп сверхновых (количество сверхновых, взрывающихся в единицу времени) зависит от начальной функции масс звёзд, темпа звездообразования в галактике, моделей звездной эволюции и других причин. Потому результат по Cas A не может быть принят за среднее значение. Реальность сложнее, и для понимания процессов формирования пыли требуются дополнительные наблюдения. Но то, что нам уже известно, позволяет утверждать, что SNe II действительно являются эффективным источником пыли.

Наблюдения карликовых галактик в эмиссионных линиях выявили многочисленные структуры ионизованного газа на расстояниях до килопарсека от областей звездообразования. Эти структуры окаймляют большие группы массивных звезд, называемые OB-ассоциациями. Взрывы сверхновых и интенсивный звездный ветер передают энергию массивных звезд окружающей межзвездной среде. Образующиеся вокруг OB-ассоциаций пузыри (superbubble) горячего газа, расширяясь, выметают окружающий газ. Тонкие плотные оболочки таких "пузырей" хорошо различимы на оптических снимках в эмиссионных линиях. Карликовые галактики сравнительно маломассивны, поэтому возникает вопрос о дальнейшей судьбе ионизованного газа. Будет ли он гравитационно связан с галактикой (в литературе этот вариант известен как outflow - истечение) или сумеет преодолеть гравитационный барьер и навсегда покинет галактику в виде галактического ветра (galactic wind)? Ответ на этот вопрос важен для понимания химической эволюции галактик и процессов обогащения межгалактической среды тяжелыми элементами. Если газ покидает галактику, звездообразование в ней на какое-то время прекращается, а металличность межзвездной среды уменьшается. С точки зрения теории, галактический ветер хорошо изучен и активно используется в моделях динамической и химической эволюции галактик, но убедительные примеры таких наблюдений пока привести трудно. Интерпретацию данных усложняет учет невидимой темной материи в гало галактик, распределение и масса которой не до конца ясны. Численное значение скорости "убегания", достигая которую газ может покинуть галактику, неоднозначно, поскольку зависит от принятой модели темной материи. С целью выяснить связан или нет гравитационно ионизованный газ, наблюдаемый около иррегулярных карликовых галактик NGC 2366 and NGC4861, авторами работы были получены глубокие снимки галактик в линии H_alpha. Найденные многочисленные структуры ионизованного газа (размером от сотен парсек до килопарсека в диаметре) были детально исследованы с точки зрения кинематики с помощью длиннощелевой эшеле-спектроскопии высокого разрешения на 4-м телескопе Обсерватории Китт Пик. Анализ результатов показал, что облака ионизованного газа покидают обе галактики со скоростями от 20 and 110 км/c. Чтобы выяснить, имеет ли место в данном случае истечение (outflow) или галактический ветер (galactic wind), эти скорости нужно было сравнить со скоростью "убегания", определяемой моделью темной материи. Проведенное авторами сравнение показало, что обоих случаях газ гравитационно связан с галактиками. По мненинию авторов, для наблюдательного подтверждения идеи галактического ветра нужно обратиться к менее массивным галактикам с меньшим гравитационным потенциалом, а также увеличить чувствительность наблюдений, что позволило бы детектировать более слабое излучение ионизованного газа в гало галактик.

Подробный обзор по "молекулам в других галактиках". В других галактиках мы можем наблюдать межзвездную среду при очень разных условиях. Разумеется, этот материал гораздо богаче того, который мы находим в нашей Галактике. Кроме того, в ближайшем будущем, благодаря вводу в строй новых инстурментов, количество и качество наблюдений в этой обалсти еще возрастут. Об этом также идет речь в обзоре.

На основании данных по близким звездам (они выстумают в роли тестеров, просвечивающих межзвездную среду) представлена модель локальной межзвездной среды. Речь идет о масштабах несколько десятков парсек и меньше. Модель очень детальная, поэтому за подробностями - в статью.

Хорошо известно, что галактики - открытые системами. Они активно аккрецируют газ из межгалактической среды ( HVC, IVC ) и выметают собственный межзвёздный газ посредством галактического ветра ("галактические фонтаны" и т.д.). Анализ этих процессов, столь важных для понимания динамической и химической эволюции галактик, невозможен без наблюдений. С этой целью на VLT наблюдались 24 удалённые звезды Галактики с известными расстояниями. Анализ межзвёздной абсорбции на луче зрения в спектрах этих звёзд позволил оценить диапазон расстояний до интересных четырёх облаков с массами порядка M~ 10^5 солнечных масс. Оказалось, что облако " Cohen Stream" находится на расстоянии от 5.0-11.7 кпс и вместе с облаком " complex GCP" (расстояние 9.8-15.1 кпс) движется в направлении Галактики. Облака же "Fountain in Perseus Arm" (расстояние 1.0-2.7 кпс) и "cloud g1" (1.8-3.8 кпс) являются галактическими фонтанами.

Небольшая статья, в которой дана сводка данных по планетарным туманностям, полученных на космическом инфракрасном телескопе имени Спитцера.

Другой полезный короткий обзор из того же сборника (уже ясно, что таким миниобзоров будет много) посвящен асимметрии планетарных туманностей.

С помощью VLBA измерен тригонометрический параллакс для нескольких членов скопления в туманности Ориона. Расстояние равно 414+/-7 пк.

Проведенный автором анализ наблюдательных данных показал, что законы поглощения в нашей Галактике, Большом и Малом Магеллановом облаках имеют одинаковую природу и, следовательно, нет необходимости в предположении о том, что свойства пылевых частиц в этих галактиках сильно отличаются друг от друга. С точки зрения автора современный уровень знания не позволяет выделить и описать такие различия.

Обсуждаются все аспекты образования звезд.

Большая работа, в которой подробно рассматривается коллапс, приводящий к появлению звезд в гигантских молекулярных облаках.

Очень детальная лекция по химической эволюции. Термин "химическая эволюция" применим, разумеется, в первую очередь или к межзвездной, или к межгалактической среде. Все это в обзоре есть. Есть там еще и описание различных процессов, определяющих эту эволюция. Т.о., автору приходится говорить едва ли не о половине всей астрофизики!

Авторы численно моделировали процесс звездообразования с учетом влияния магнитных полей. Результаты расчетов несколько отличаются от основной массы аналогичных работ, проделанных ранее. Роль магнитных полей, по расчетам авторов, оказывается очень велика. Магнитное давление существенно препятствует фрагментации молекулярного облака. В частности, сильные поля могут препятствовать формированию тесных двойных звездных систем, а также планетных систем. Зато могут образовываться широкие двойные звезды (те. системы с большим орьитальным периодом).

Дано описание межзвездной среды и происходящих в ней процессов для растояний порядка 100-200 парсек от нас. В этой области недавние вспышки сверхновых и мощный ветер массивных звезд привели к появлению интересных структур, которые мы можем изучать в мелких деталях, благодаря близкому расстоянию. Самая важная для нас структура - это Local Bubble т.е. Местный пузырь.

На мой взгляд, история происхождения Местного Пузыря и Пояса Гулда даны слишком уж безаппелляционно. Тем не менее, обзор заслуживает внимания.

Небольшой, но очень емкий обзор. Как читатель помнит, я не раз рассказывал о проблеме формы планетарных туманностей. О роли двойственности звезд и о роли магнитных полей в этом вопросе. Все, что касается двойственности суммировано в данном обзоре.

Двойственность может влиять на форму туманности трояким образом. Во-первых, может иметь место стадия общей оболочки. В этом случае наличие компаньона приводит к очень существенной и быстрой потери массы. Если система более широкая, то компаньон может не влиять на темп сброса вещества, зато повлияет на форму туманности. Наконец, в случае самых широких систем из-за смещения центра масс форма туманности также окажется не такой, как у одиночных звезд.

Ясно, что двойственность влияет на форму планетарной туманности. Но интересно, что остается много нерешенных проблем. Так, например, для многих туманностей с весьма экзотической формой пока не удается получить какие-то данных о двойственности звезд, их породивших.

По радионаблюдениям построена трехмерная карта распределения молекулярного газа в Галактике. Хорошо видны спиральные рукава. Заметно также, где максимумы в распределении газа лежат не в плоскости Галактики.

Красиво!

Довольно сложный обзор по плазменной турбулентности в астрофизике (в качестве простого популярного введения см. статьи в "Физике космоса" по турбулентности и плазменной турбулентности). Посвящен он в первую очередь теории, а не наблюдениям.

С помощью численного моделирования авторы показывают, что ионизирующее излучение массивных молодых звезд способно индуцировать звездообразование в близких молекулярных облаках.

Очередной обзор Лазаряна по МГД турбулентности в астрофизике.

По данным наблюдений в микронном диапазоне на COBE/DIRBE авторы строят трехмерную картину распределения газа и звезд в Галактике. Кроме того, получены оценки распределения темпа звездообразования по радиусу.

С помощью т.н. 2-микронного обзора неба (2MASS) авторы восстанавливают трехмерное распределение межзвездного поглощения в нашей Галактике.

Глава из книги (см. также astro-ph/0601359).

ММЗС - Местная межзвездная среда. Обсуждается, как вариации ММЗС могут влиять на земной климат.

Всем советую!!!!

По данным обзора галактической плоскости на VLA открыто 35 новых остатков сверхновых. Все они лежат на галактической долготе от 4.5 до 22 градусов, а по широте в поясе +/-1.25 градусов.

Глава из книги (см. также astro-ph/0601359).

ММЗС - Местная межзвездная среда. Обсуждается, как вариации ММЗС могут влиять на земной климат.

Всем советую!!!!

По данным обзора галактической плоскости на VLA открыто 35 новых остатков сверхновых. Все они лежат на галактической долготе от 4.5 до 22 градусов, а по широте в поясе +/-1.25 градусов.

Обзор по астрофизической плазме. Начинается все с истории и основ. Детально рассмотрена плазма солнечного ветра и межгалактическая среда в скоплениях.

Появилось сразу несколько обзоров Лазаряна и его коллег, посвященных межзвездной тутрулентности. В данном обсуждается интересный процесс пересоединения магнитных силовых линий за счет турбулентности межзвездного газа. Этот процесс может существенно влиять на процессы ускорения космических лучей, а также на звездообразование.

Aigen Li выложил несколько своих обзоров, посвященных межзвездной пыли. Семидесятипятилетие, упомянутое в заголовке связано со статьей Трюмплера 1930 г., где впервые достоверно было показано наличие межзвездной пыли.

Другие обзоры того же автора - это статьи astro-ph/0503567 и astro-ph/0503271

Кратко описывается очередная попытка численно промоделировать образование Местного пузыря. Результаты показывают, что последний взрыв произошел 0.4-1.1 миллиона лет назад, а наиболее близкий к Солнцу имел место 2.1-3.5 миллиона лет назад.

Также см. статью тех же авторов astro-ph/0501586

Как известно, во Вселенной магнитные поля существую на самых разных масштабах. Есть, в том числе, и галактическое магнитное поле. Оно как-то было создано, и его постоянно необходимо поддерживать. На сегодняшний день теория галактического динамо с одной стороны достаточно хорошо разработана, с другой - есть ряд нерешенных вопросов. Обо всем этом - в обзоре Анвара Шукурова.

О том, что межзвездная среда турбулизована, всем давно и хорошо известно, однако до сих пор наблюдения такой турбулентности велись только на очень больших масштабах. Кажется в ближайшем будущем, с появлением SKA (антенны-в-квадратный-километр) такая возможность появится. Ее разрешение будет составлять миллионные доли угловй секунды, что позволит различать детали от долей астрономических единиц до сотен километров(!).

Как известно, уже на больших красных смещениях наблюдается практически солнечный химический состав вещества. Кроме того наблюдается и межзвездная пыль. Происхождение ее до конца не ясно, однако наиболее очевидным кандидатом являются сверхновые (другой вариант - поздние стадии эволюции звезд).

Майолино и др. исследовали спектр квазара на красном смещении z=6.2. Наблюдения проводились в ИК диапазоне на итальянском телескопе им. Галилея.

Обработка данных показала, что наблюдаемое поглощение прекрасно описывается моделями, в которых пыль порождается сверхновыми типа II, т.е. взрывами массивных звезд.

История локальной межзвездной среды и локального (же) звездообразования на расстоянии до нескольких сот парсек и за период в несколько десятков миллионов лет почти полностью определяется поясом Гулда. Автор рассматривает почти все: зоны HI и H₂, образование обычных и массивных звезд, а из последних - рентгеновских источников.

Эта работа, как назвал ее автор, "комбинированное исследование" гелиосферы (до 500АЕ) и ближайших межзвездных окрестностей (до 10⁶АЕ) [Хотя, как такое можно скомбинировать? Масштабы различаются на 3 порядка]. Динамика облаков подтверждает существование сверхоболочки (supershell) вокруг ассоциации Скорпиона-Центавра. Солнце вошло в это скопление межзвездных облаков уже после его образования.

Схема Солнечной окрестности по Фричу

Обзор в двух частях по межзвездной турбулентности.

Авторы подробнейшим образов разбирают все базовый проблемы, связанные с турбулентностью, включая неплохой обзор основных понятий (т.е. теории). Конечно же приводится много данных наблюдений и подробная библиография. Пожалуй именно этим обзор и ценен: изложение основ + библиография.

Туманность МакНейла явилась очень интересным открытием зимы этого года. Действительно, любитель астрономии прямо рядом с суперизвестной Туманностью Ориона открыл новый объект! Еще в сентябре 2003 г. никакой туманности там не было, и вот ....

В статье авторы представляют результаты наблюдений туманности на метровом шмидтовском телескопе в Венесуэле. Ряд данных охватывает 5-летний период. Начало вспышки авторы датируют между 28 октября и 15 ноября 2003 г. Обсуждается возможность того, что в случае этой туманности мы имеем дело с фуором (источником типа FU Ori).

Ядра активных (и не очень активных) галактик и их окрестности - это бурный котел. Разумеется, центральная часть нашей Галактики является самым близким примером таких областей. Поэтому ее исследование представляет дополнительный интерес, т.к. мы можем узнать кое-что о процессах, которые не можем рассмотреть в далеких галактических ядрах.

В этом обзоре рассказывается о центральном молекулярном диске (слое) размером примерно 450 на 50 пк. Его масса составляет около 10⁸ солнечных масс. Описывается, как эти молекулярные облака связаны со звездообразованием в галактическом центре.

Авторы упоминают филаменты (волокна) в центре Галактики. Более детально об этих образоавниях можно прочесть в работе New Nonthermal Filaments at the Galactic Center: Are They Tracing a Globally Ordered Magnetic Field?.

Читатели наверняка помнят, что первые попытки установить форму и размер нашей Галактики приводили к странным результатам: Солнце оказывалось вблизи центра. Дело отчасти было в том, что тогда не знали о межзвездном поглощении света. Если вы не хотите оставаться в положении ученых 18 века, то читайте этот обзор. Там про поглощение света (от ИК до УФ) подробно рассказано.

Мы уже писали о Местном пузыре. Это своего рода полость неправильной формы внутри которой мы и находимся. Полагают, что причиной образования Пузыря стало несколько взрывов сверхновых, произошедших на протяжении нескольких миллионов лет. С Пузырем и взрывами связывают несколько интереснвых феноменов: от особенностей в спектре космических лучей до исчезновения видов на Земле.

В статье дается краткий очерк последних исследований Местного пузыря. В основном описываются данные наблюдений (в том числе в их историческом развитии). Некоторое место отведено и моделям (старым и новым).

Авторы данной работы предприняли поиск кольцевых (и дугообразных) структур в планетарных туманностях. И нашли их! У восьми объектов. Теперь таких туманностей стало втрое больше. Наличие таких структур указывает, что переменность звездного ветра в планетарных туманностях на временных шкалах от 100 до 1000 лет, гораздо более частое явление для звезд вблизи конца асимптотической ветви гигантов (на диаграмма Герцшпрунга-Рассела), чем полагалось ранее. Число таких систем должно составлять примерно 35%.

Негативные изображения четырех из восьми туманностей, у которых найдены кольцевые структуры. Слева - исходные негативы, в центре и справа изображения, повергнутые специальной обработке, на которых хорошо видны кольца.

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

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

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

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

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

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

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

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

Распределение 550 областей HII в плоскости Галактики.

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

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

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

Обзор достаточно понятен и интересен не только специалистам.

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

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

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

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

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

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

Типичная структура пузыря звездного ветра вокруг одиночной массивной звезды

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

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

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

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

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

Серия из двух статей одной и той же группы авторов.

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

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

6 галактик из данной работы

Флокуллентная спиральная галактика NGC 4414

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

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

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

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

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

Распределение нейтрального водорода в диске Галактики и схематическое изображение спиральных рукавов

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

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