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.