Авторы рассматривают эволюцию звезд с массами от 10 до 30 солнечных вплоть до взрыва сверхновой и формирования остатка. Пока звезда эволюционирует - она теряет вещество. После взрыва сброшенная оболочка взаимодействует с веществом, ранее потеряным в виде ветра. Вот это и интересует авторов.
Авторы используют последовательно три кода, чтобы отследить эволюцию звезды, взрыв и эволюцию остатка. В итоге, в статье приводится много интересных графиков. КОнечная цель - параметры остатков сверхновых, но мне и промежуточные результаты, касающиеся параметров звезд перед взрывом, кажутся весьма интересными (и хорошо показанными).
Авторы обсуждают обилие и образование легких элементов: литий, бериллий, бор, углерод, азот, кислород. Все они имеют разное происхождение. Li-7 образуется в ранней вселенной. Li-6, бор и бериллий - в результате реакций скалывания (т.е., с помощью космических лучей, и тут тоже есть варианты: или протоны и альфа-частицы высокой энергии налетают на CNO ядра, или CNO ядра высокой энергии налетают на протоны и альфа-частицы). Кроме того, LiBBe разрушаются в звездах. CNO синтезируются в звездах, но по-разному. Кислород - в массивных звездах, взрывающихся как сверхновые. Углерод в результате термоядерного горения в звездах умеренных масс. А азот вообще появляется как побочный продукт CNO-цикла за счет углерода и кислорода.
Все это обсуждается в статье. Кроме того, там подробно рассмотрены наблюдения, позволяющие определить обилие шести рассмотренных элементов, а также всякие важные связанные вопросы. Вдобавок приводится много полезных ссылок на свежие более подробные обзоры по всем темам.
Упор в обзоре, конечно, на Солнце. Но по сути, это обзор по звездным ветрам
вообще, и звезд, похожих на Солнце, - в особенности.
Мы будем стараться хотя бы перечислить интересные (для широкой публики)
статьи, появившиеся в разделе
physics
(включая cross-listing).
С помощью радиоастрометрии авторы уточнили расстояние до известной двойной системы с черной дырой - источника Лебедь Х-1. В результате уточнения расстояния были уточнены и другие параметры системы. В частности, возросла оценка массы черной дыры. Теперь это 19-23 масса Солнца. Много, раньше получалось 14-15 масс Солнца. И это существенно для моделей потери массы массивными звездами (из такой звезды дыра и образовалась).
У этой статьи есть две сопровождающие. В одной в деталях рассматривается проблема звездных ветров (темп потери массы, разумеется, ниже, чем считалось ранее). А во второй - вопрос вращения черной дыры (вращается она быстро - прямо на пределе возможного).
Забавная система. Это не первая шестерная (т.е., гравитационно связанная система из шести звезд), зато первая, где все три пары (а система, конечно же, иерархически сложена из пар) затменные! Все три пары довольно тесные - с периодами несколько дней. Две пары образуют четверную с периодом 3.7 лет. Наконец, эта четверная с оставшейся парой вращаются вокруг общего центра масс с периодом около 2000 лет. Красота!
Вот и вышел третий релиз данных Gaia.
В третий релиз попало уже 1.8 миллиарда объектов. Из них более миллиона - внегалактические. Для полутора миллионов звезд даны параллаксы и собственные движения, а также показатели цвета. Возросла точность определения всех параметров, т.к. в обработку был включен более длительный период наблюдений.
Также сразу же вышло несколько сопутствующих статей, в которых представлены различные результаты, основанные на данных третьего релиза (например, по Магеллановым облакам, по измерению ускорения Солнца в Галактике, по поиску убегающих из Галактики звезд). В отдельной статье представлен каталог объектов на расстояниях менее 100 пк от Солнца.
Очередная порция расчетов женевской группы. На этот раз представлены эволюционные треки и изохроны звезд нулевой металличности с лучистыми оболочками. Моделирование проведено с учетом вращения звезд.
Собственно, большой обзор по теме - ни прибавить, ни убавить. Важно, что обзор все-таки для профессионалов, потому что много деталей про определения полей (а это всегда непросто). Ну а важность, конечно, связана и с тем, что пока потенциально обитаемые планеты нам проще искать и изучать именно у красных карликов.
Самые мощные наблюдавшиеся на Солнце вспышки имели полную энергию около 1032 эрг. А может ли быть сильно больше? Мы не знаем точно. Поэтому важно изучать звезды, походие на Солнце. Отличную возможность для этого дают данные Кеплера.
Авторы уже несколько лет заняты поиском супервспышек в данных Кеплера. В данной статье дана статистическая сводка по всем 4 годам работы Кеплера в штатном режиме.
Результаты таковы. Да, на солнцеподобных звездах происходят вспышки на два порядка более мощные, чем известные солнечные рекордсмены. Однако все они связаны с очень большими группами пятен. Чтобы такое могло появиться на Солнце, нужен сильный сбой солнечных циклов, который приведет к длительному росту групп пятен. Видимо, такое происходит раз в несколько тысяч лет.
Подвалило фотонной руды! Выложены данные по миллионам звезд, наблюдавшимся TESS на протяжении первых двух лет программы.
В короткой статье описано, что и где лежит. Все звезды ярче 13.5 величины. Т.е., последующие наблюдения можно и с любительскими инструментами проводить. Точность фотометрии, конечно, зависит от звездной величины. Для многих объектов точность доходит до пятого знака после запятой.
Собственно, большой обзор по теме. Мне кажется, что про ОВ ассоциации мне давно не попадались такие исчерпывающие обзоры. Все это важно и интересно, поскольку массивные звезды в основном формируются в таких группах, а с этими звездами связаны молодые нейтронные звезды .... ВОобще, много что оказывается так или иначе связано с ОВ ассоциациями.
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.
В атмосферах белых карликов тяжелые элементы быстро оседают, а потому не проявляются в спектрах. Соответственно, когда линии видны - это является следствием недавнего выпадения вещества. Очевидным источником является разрушение планетных тел (включая малые тела). Конечно, на стадии красного гиганта звезда поглощает все объекты вплоть до нескольких астрономических единиц. Но после сброса звездой внешних слоев (и соответствующего уменьшения массы) тела на далеких орбитах могут начать активно взаимодействовать друг с другом. В результате некоторые из них оказываются вблизи "вылупившегося" белого карлика, приливы которого разрушают их - и тогда "загрязняется" атмосфера.
Разрушение тел и выпадение вещества на карлик нередко должно сопровождаться формированием диска. Диски видят редко - было известно всего 8 штук. И тут разом авторы статьи удваивают выборку, представив данные по девяти дискам.
Все это весьма интересно для изучения эволюции планетных систем после того, как звезды превратились в белые карлики.
В предыдущий раз авторы писали о белом карлике G 117-B15A 15 лет назад. И по-прежнему этот объект демонстрирует потрясающе стабильный период пульсаций.
Этот объект относится к переменным типа ZZ Кита и имеет период пульсаций около 215 секунд. А вот производная периода меньше 10-14. Наблюдения объекта ведутся уже почти полвека, и за все это время не было зарегистрировано ни сбоев, ни каких-то еще нерегулярностей.
Такая стабильность периода позволяет использовать источник для всяких фундаментальных целей (ограничения на изменение гравитационной постоянной, ограничения на экзотические частицы типа аксионов и т.д.).
Мы будем стараться хотя бы перечислить интересные (для широкой публики)
статьи, появившиеся в разделе
physics
(включая cross-listing).
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.
Некоторые белые карлики имеют большие магнитные поля. В среднем это более массивные объекты - раза в полтора тяжелее, чем в среднем. Причины этого до конца не ясны. Например, очень популярна гипотеза, что большие поля и массы - результат слияния.
В данной работе предъявлены аргументы в пользу другой точки зрения. Белые карлики с большими полями происходят из звезд, в несколько раз более массивных, чем Солнце.
Авторы использовали наблюдения магнитных белых карликов в молодых (малые сотни миллионов лет) скоплениях. Там успели проэволюционировать только самые массивные звезды из числа тех, что дают белые карлики. Если бы такие белые карлики сливались, то их массы превосходили бы чандрасекаровский предел. Соответственно, можно считать, что наблюдаемые объекты не являются результатами слияний. Стало быть, заключают авторы, магнитные белые карлики в таких скоплениях происходят из более массивных звезд, чем в среднем у прародителей белых карликов.
Надежные данные удалось получить благодаря использованию результатов Gaia.
На ALMA провели наблюдения дюжины звезд на поздних стадиях эволюции, когда они активно теряют вещество за счет звездного ветра. Обнаружены серьезные отклонения формы истекающего потока от сферической. Авторы связываают это с влиянием маломассивных компонентов. Важно, что авторам также удается увидеть намеки на эволюционную последовательность: форма зависит от стадии эволюции звезды. Это связывают с тем, что по мере истечения двойная система становится все более широкой, что, в свою очередь, меняет режим взаимодействия и приводит к изменнеиям в форме истечения.
Авторы по-новой проводят обработку наблюдений 30-гг 19 века, которые позволили впервые определить расстояния до звезд.
В общем-то, выводы статьи подтверждают стандартную точку зрения, что первым надежный параллакс получил Бессель. Новый анализ показывает, что у Струве и Хендерсона ошибки были так или иначе занижены (детали есть в статье). С первым (правильным) значением параллакса Веги Струве, видимо, просто повезло (неопределенности скомпенсировали друг друга).
Любопытная статья. Часто спрашивают, что будет с белыми карликами в далеком будущем. Стандартный ответ состоит в том, что они остывают, кристаллизуются, и ... дальше остывают. И все. Оказывается, есть еще одна интересная возможность. Некоторые из них могут взрываться.
Идея состоит в том, что из-за пикнорядерных реакций в карликах постепенно растет количество железа. Уменьшается количество электроном, поэтому немного уменьшается и чандрасекаровский предел. В итоге, часть сильно остывших белых карликов (которые иногда называют черными - отсюда и заголовок) будет коллапсировать, что может давать вспышки сверхновых.
Правда, произойдет это не скоро. Автор дает оценку 101100 лет. Чтобы скоротать время, можете попробовать написать это число на листочке(ах). Это дольше времени испарения сверхмассивных черных дыр. Поэтому автор считает такие события последними взрывами во вселенной.
Есть еще один момент. Все это произойдет, только если протоны не распадаются. Если же распадаются, то карлики недоживут до наработки критического количества Fe-56.
А о том, что может происходить с белыми карликами по мере накопления в недрах темного вещества, можно прочесть в другой статье: arxiv:2008.03291.
Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Большая работа, посвященная детальному моделированию обилия элементов. Результаты суммированы на рис. 39 (стр. 30), где традиционно в таблице Менделеева указан относительный вклад разных процессов. Но при этом отражен и абсолютный вклад, и вклад относительно солнечного содержания, и эволюция обилия каждого элемента со временем. Очень интересная таблица получается!
Авторы заявляют об обнаружении нового пласса пульсирующих переменных. Это желтые сверхгиганты. Ключевые результаты хорошо суммированы на рис. 5 в статье. Звезд лежат выше традиционной полосы нестабильности. Это все довольно интересно, т.к. потенциально (по мере обнаружения новых объектов) может пролить свет на всякие (довольно многочисленные) вопросы в эволюции массивных звезд. Чтобы проиллюстрировать, насколько там все запутано, скажу, что про обнаруженные пять объектов не известно - двигаются ли они сейчас по диаграмме Г-Р слева направо или справа налево.
Интерферометр интенсивности (или корреляционный интерферометр) по своему приницпу работы отличается от привычных и широко распространенных интерферометров. Уже давно проводили с одной стороны успешные работы в этой области, с другой, область их применения оставалась довольно узкой, и как-то дело не шло. Эти приборы, как было показано, могут успешно работать в оптическом диапазоне для, например, измерения диаметра звезд (речь идет об угловых размерах в сотни микросекунд дуги). Может быть, новое дыхание эта деятельность обретет в связи с полученным в статье результатом.
Идея тут в том, чтобы использовать наземные оптические системы телескопов, предназначенных (в качестве основной задачи) для ТэВной гамма-астрономии. Т.е., новые установки строить не надо. К тому же, часть времени эти телескопы все равно простаивают из-за лунного света. Тэвные телескопы активно развиваются, вскоре появятся системы (Telescope Array) из десятков и сотен телескопов, имеющих довольно большую базу и высокоточную фотометрию. Это делает их весьма эффективными для подобных наблюдений.
В работе в качестве демонстрации измерены диаметры двух ярких звезд. Достигнута хорошая точность (5%).
Появилось сразу несколько статей, посвященных детальным исследованиям близких белых карликов. В данной статье приводится спектроскопия 711 белых карликов в объеме, ограниченном расстоянием 100 пк. Данные проанализированы, построено много всяких распределений. Некоторые из них довольно любопытные, видимо, они связаны с особенностями эволюции белых карликов (в частности, с кристаллизацией вещества в их недрах). Кроме всего прочего исследованы ультрахолодные белые карлики (температуры ниже 5000К), наблюдаемые в ИК диапазоне.
См. также arxiv:2006.00874, arxiv:2006.00965, где приводятся данные по спектральным исследованиям белых карликов в пределах 40 пк от нас, выделенных в данных Gaia.
Среди сверхновых типа Ia существуют пекулярные события. Есть гипотеза, что они связаны со взрывами белых карликов с массой заметно меньше чандрасекаровской, при этом полного разрушения компактного объекта не происходит. Уже были выделены кандидаты в такие белые карлики, пережившие катаклизм. Вот еще один кандидат.
Такие белые карлики выделяются по своему химическому составу, не соответствующему низкой массе, а также по относительно большому радиусу (о временем они, разумеется, сжимаются, но это занимает более 10 млн лет).
Обзор большой, но надо читать.
Достаточно подробно рассмотрены все основные методы определения масс звезд разных типов. Двойные системы, линзирование, астросейсмология, различные приближенные методы .... - все побывали тут.
Благодаря Gaia можно хорошо изучать красные карлики. Авторы исследуют в основном их двойственность. Известно, что с ууменьшением массы доля двойных уменьшается. В самом деле, у легких красных карликов она на уровне 16-17%. При этом в основном в пары входят звезды примерно равных масс.
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.
У белых карликов есть верхний предел массы. Так что, если мы постепенно или вдруг увеличим массу такого объекта, то его ждут приключения. Во-первых, он может взорваться - сверхновая типа Ia. А во-вторых, он может таки добраться до чандрасекаровского предела и сколлапсировать в нейтронную звезду. Какой сценарий реализуется, зависит от относительной роли реакций захвата электронов, приводящих к коллапсу, или термоядерного горения, приводящего к взрыву. Полной детальной ясности тут нет, и авторы обозревают, что было получено в последние годы в смысле изучения канала с коллапсом.
Основной интерес связан с тем, что в результате аккреционно-индуцированного коллапса белых карликов можно рождать нейтронные звезды с необычными параметрами. На этом, по большей части, и фокусируются авторы.
Короткий ответ: вероятнее всего.
У Бетельгейзе есть пара интересных свойств. Во-первых, она довольно быстро (для красного сверхгиганта) вращается. А во-вторых, имеет довольно большую пространственную скорость - 30 км в сек. Авторы, не забывая про второе, концентрируются на первом.
Как-то звезду надо было раскрутить. Это можно сделать или за счет аккреции со второго компонента (тогда его взрыв заодно может помочь объяснить скорость), или за счет слияния звезд. Расчеты показывают, что за счет слияния проще. Значит, возможно, еще миллион лет назад Бетельгейзе была двойной звездой, но потом более массивная звезда, начав расширяться, поглотили своего мелкого (как Солнце) соседа. Теперь ее крутит.
Красивую работу сделали коллеги по ГАИШ (включая студентов) на новом телескопе Кавазской Горной Обсерватории.
В телескопе важен не только (а иногда и не столько) сам телескоп, сколько приборы. Борис Сафонов сделал прекрасный поляриметр, на котором уже были получены интересные результаты. Вот еще один.
Авторы изучали Бетельгейзе в период падения и роста блеска в 2019-2020 гг. Прибор позволяет буквально разглядеть (см. видео) что происходит во внешних слоях звезды, поскольку потемнение связано с пылью, а пыль дает поляризацию. Образуется отражающая пылевая оболочка, которая, собственно, и наблюдается в поляризованном свете.
Удалось рассмотреть, как пыль появлялась, и как она исчезала. Происходило это несимметричным образом. ПРичем, по сути, прямо видны отдельные гигантские пылевые структуры - облака, - во внутренней атмосферы звезды.
Дополнительные материалы (включая видео) можно посмотреть здесь.
Планетарные туманности - как бабочки: красивые (некоторые) и живут недолго. Туманность светится, пока достаточно горяча звезда в центре. Изучать такие звезды довольно интересно. Ведь вид туманности зависит от свойств звезды, сбросившей вещество. Например, входит она в двойную систему или нет, какое у нее было магнитное поле, и т.д.
Представлен дополненный каталог центральных звезд планетарных туманностей. Там уже более 600 объектов (до этого было менее 500). Для некоторых (таких около половины) удается определить все ключевые параметры. Многие (117) входят в двойные системы. Авторы обсуждают распределения параметров и корреляции между ними. В частности, это важно для понимания, в чем разница между туманностями, порожденными двойными и одиночными звездами.
В звездной эволюции есть еще много вопросов. Поэтому постоянно совершенствуются и создаются новые компьютерные коды для ее моделирования. При этом расчеты получаются детальные, многопараметрические, долгие .... Хочется иметь какие-то более простые, но быстрые и надежные средства. В течение долгого времени наиболее популярным был код SSE. В нем использовались аппроксимирующие аналитические формулы, позволяющие быстро посчитать эволюционный трек. Но, возможно, на смену ему идет METISSE.
В данной статье авторы представляют новый код, основанный не на наборе формул, а на интерполяции между предварительно посчитанными высокоточными треками. Новый код работает и быстрее, и точнее, чем SSE.
Пока код публично не доступен, но будет. А кроме того, его структура совместима с SSE. Соответственно, относительно легко будет заменить один на другой в моделях попсинтеза, а также авторы обещают новую версию BSE (кода для расчета эволюции двойных, основанного на SSE) на основе METISSE.
Авторы используют данные Кеплера и Gaia, чтобы рассмотреть, как планетные параметры связаны со свойствами звезд. В выборку вошло около 3000 звезд и чуть больше планет (поскольку у одной звезды может наблюдаться более одной планеты).
Какие-то полученные зависимости безусловно отягощены эффектами селекции. но, например, очень ярко показано, что провал в распределении планет по радиусам (соответствующий переходу от сверхземель к мини-нептунам) присутствует при всех массах звезд. Но при этом точное положение провала зависит от массы звезды (чем массивнее звезда - тем большим радиусам планет соответствует провал).
Есть и другие результаты, которые не требуют детального учета эффектов селекции, а потому могут достаточно надежно делаться по имеющимся данным. В частности, больше стало планетных кандидатов в зонах обитаемости.
Как известно, телескопы VLT могут работать в интерферометрической моде. Это позволяет достичь очень высокого углового разрешения. В частности, можно напрямую измерять размеры звезд.
В статьие представлены данные по 16 объъектам разных типов: от карликов до гигантов. Это все крайне важно, т.к. вместе с данными Gaia позволяет получить очень точные звездные параметры. В частности, удается очень точно определить светимость и эффективную температуру фотосферы. Неопределенность в измерении радиуса - только в третьем знаке!
Звезды иногда сливаются друг с другом. Это сопровождается мощной вспышкой, длящейся десятки дней. В статье представлены новые данные наблюдений одной из самых хорошо изученных подобных вспышек (их относят в классу мощных красных новых), произошедшей в Туманности Андромеды.
Основная новизна работы связана с детальным изучением того, как менялись свойства системы за несколько лет до слияния и в течение нескольких лет после.
Фактически, это небольшая книга, охватывающая все темы, связанные с новыми. Причем, речь идет не только о наблюдениях, но и о теории. Конечно, обзор не теоретический в том смысле, что представлены (чаще в виде таблиц и рисунков) в основном выводы теоранализа. Тем не менее, есть ощущение, что в обзоре собрано практически все, что надо знать о новых. Очень полезно и удобно.
Десятки процентов звезд (маломассивные - реже, массивные - чаще) входят в тройные системы. Разумеется, системы иерархические, поэтому довольно часто эволюция сводится к парному взаимодействию компонент. Тем не менее, учет тройственности бывает важен. Этому и посвящена работа.
Кроме очевидного варианта с неустойчивостью тройной системы (это происходит в нескольких процентах случаев) важно влияние третьего (внешнего) компонента на динамику внутренней двойной. Например, за счет внешнего влияния заполнение полости Роша в двойной наступает немного раньше. Здесь важно не только "раньше по времени", потому что иногда взаимодействие просто начинается на более ранней эволюционной стадии (Главная последоваательность вместо провала Герцшпрунга).
Примерно в 1% случаев внешняя звезда заполняет полость Роша, и тогда начинается сложное взаимодействие.
У яркой звезды Фомальгаут уже давно открыли нечто, что выглядело, как планета. Но не совсем (источник слишком яркий в оптике, при том, что он не может быть массивной молодой планетой, что следует из верхнего предела на ИК-поток). Поэтому было заподозрено, что это пылевое облако, возникшее в результате столкновения массивных тел. Кажется, в этом вопросе появляется ясность.
Анализ многолетних наблюдений на Хаббле показывает, что источник расширяется и слабеет, т.е. ведет себя, как облако. Кроме того, анализ его траектории также говорит в пользу формирования в результате столкновения. Столкнуться должны были массивные тела - километров по сто размером, а то и поболее..... Причем столкновение должно было произойти недавно. Видимо, система Фомальгаута недавна претерпела динамическую неустойчивость (например, такую как в молодой СОлнечной системе, что привело к ПОздней тяжелой бомбардировке).
В некоторых случаях интенсивное взаимодействие звезд с планетами может происходить уже на стадии красного гиганта или асимптотической ветви. Если планета массивная, то она может способствовать сбросу звездой-гигантом внешней оболочки. Это, в свою очередь, повлияет на форму туманности, формирующейся вокруг.
Авторы рассматривают шесть систем звезда-планета, используя код MESA. Показывается, что в одном случае сброс оболочки произойдет еще на стадии красного гиганта. В результате образуется гелиевый белый карлик. Еще в одной системе сброс оболочки случится на стадии асимтотической ветви. В этом случае можно получить эллиптическую оболочку в планетарной туманности вокруг медленно вращающейся звезды. Без планеты следовало бы ожидать лишь сферически симметричное распределение вещества планетарной туманности.
В рамках Zooniverse идет проект по визуальной идентификации слабых объектов в данных инфракрасного спутника WISE - Backyard Worlds: Planet 9 . Основная цель (и замануха) - поиски Планеты 9. Ее пока не нашли, но находят много что. В первую очередь, близкие холодные бурые карлики. Вот один из них и стал главным героем данной статьи.
Объект WISEA J083011.95+283716.0 находится на расстоянии около 11 пк. Это бурый карлик спетрального класса Y с температурой около 350К. Также в статье представлено еще несколько менее интересных объектов - тоже бурые карлики.
Несколько месяцев назад двойная система LB-1 наделала шуму. Появилась статья, в которой авторы представили данные, проинтерпретированные ими, как доказательство наличия очень массивной черной дыры в ширкоой невзаимодействующей двойной системе. Сразу же появилась критика этого результата (о многих статьях я рассказывал в Обзорах). И вот изначальный результат попросту закрыт.
Спектральные исследования показали, что там вообще нет черной дыры - две нормальные звезды. Ну относительно нормальные: ободранная более яркая звезда и Ве-звезда в качестве компаньона. Система, к слову, все равно очень интересная. Обе звезды несут следы интенсивного взаимодействия.
Звезды проще изучать, если они входят в двойные системы (например, можно измерять массы). А среди двойных - те, в которых есть затмения (тогда модно и размеры определить). Ну а уж наблюдения звездных пульсаций, благодаря астросейсмологии, открывают множетсво возможностей для получения информации о внутренней структуре звезды. Авторы представляют первый пульсирующий белый карлик в затменной двойной.
Система SDSS J115219.99+024814.4 состоит из двух белых карликов. Орбитальный период 2.4 часа, т.е. в двойной было существенное взаимодействие с перетеканием вещетва. Удается наблюдать линии и от более горячего, и от более холодного компонента. Пульсирует более холодный. Расстояние хорошо известно по данным Gaia.
Полученные данные сразу дают кое-чтоо интересное. Оба карлика относительно легкие (~0.35 масс Солнца). Значит, у них гелиевые ядра? Не похоже, потому что радиусы маловаты. Стало быть, в ядре есть углерод и кислород. А это уже говорит о том, что на эволюцию влияло взаимодействие в двойной, потому что у одиночных карликов таких парадоксов не должно быть. А тут прародителями были относительно массивные звезд, которые на стадии гиганта теряли свою массу из-за присутствия второго компонента. Но и тут есть проблемы. В таком сценарии карлики сейчас были бы относительно молодыми (около миллиарда лет), а а кинематические данные, полученные благодаря Gaia, говорят о том, что они старше. Так что обсуждаются и другие варианты, связанные с взаимным влиянием компаньонов.
Обнаружен белый карлик с рекордными параметрами. Его наблюдали в рамках программы К2 на Кеплере (эта часть миссии соответствует периоду, когда аппарат не мог уже поддерживать устойчивую трехосную ориентацию), а затем на 4-метровом наземном телескопе SOAR и 2-метровом телескопе Otto Struve в обсерватории McDonald.
Период вращения составляет 317 секунд - это рекорд для одиночного белого карлика. Верятнее всего такие объекты формируются в результате слияний пары белых карликов. Источник находится на расстоянии 77 пк, что определено по результатам измерения параллакса с помощью спутника Gaia. Известное расстояние упрощает оценку некоторых других параметеров. Так, например, масса оценивается в 0.6-0.7 масс Солнца, температура поверхности: 8000-8500К.
Спектральные наблюдения позволили определить магнитное поле на поверхности - 5 мегагаусс. Это довольно много, но вполне ожидаемо для объектов, возникших в результате слияния.
Есть и еще одна интересная идея, связанная со слиянием. Это то самое "магнитное излучение" упомянутое в заголовке. Речь идет о механизме униполярного индуктора, реализованного, например, в системе Юпитер-Ио. Легкий спутник движется в сильном магнитном поле центрального объекта, что приводит к высвечиванию энергии. В случае белых карликов такая идея уже предлагалась для одного из объектов. Может быть, она применима и здесь. Моделирование показывает, что слияние двух белых карликов может приводить к формированию тела планетной массы на орбите вокруг центрального тела. Пока прямых указаний на наличие у белого карлика легкого партнера нет, то "будем искать".
Все знают, что сейчас в Галактике не образуются звезды с массами более 200 солнечных. Также, многие в курсе, что звезды населения III могли иметь массы в сотни солнечных. Такие объекты должны были порождать черные дыры, которые затем стали "семенами", из которых выросли сверхмассивные черные дырры (подробнее об этом см. сввежий обзор arxiv:2003.10533). Однако расчеты показывают, что из таких "семян" нельзя было к z=7 (чуть менее 1 млрд лет после Большого взрыва) вырастить очень массивные объекты. Тогда что? Значит, надо делать более массивные "семена". Отсюда лишь один шаг до гипотезы существования сверхмассивных звезд в молодой вселенной, которые затем превращались в черные дыры с массами от 100 000 солнечных и выше. Вот это и рассматривается в статье.
"Монолитчность" рассматриваемых объектов связана с их начально й структурой (и, косвенно, с механизмом формирования). Они вознникают "мгновенно" (примером может быть очень быстрое слияние скопления звезд), а не постепенно (например, в результате аккреции). Оказывается, "монолитные" сверхмассивные звезды с массами менее 150 000 масс Солнца успевают пожить около миллиона лет, пережигая водород и гелий в своих недрах. Знначит, потенциально в будущем их можно будет зафиксировать. А вот более массивные объекты коллапсируют очень быстро - через несколько тысяч лет после формирования.
Отметим, что конечно речь идет о приближенных расчетах. Так что в будущем кое-что в нашем понимании функционирования сверхмассивных звезд может измениться.
Исследованная звезда находится на Главной последовательности и имеет спеткральный класс O6.5. Т.е., это массивная, причем убегающая звезда. Последнее указзывает на то, что она была компонентом двойной системы, где почти наверняка шло взаимодействие. По спектру удалось определить проекцию скорости вращения на луч зрения. 540 км в сек. Для нашей Галактики это рекорд (чуть больше - 610 км в сек, - наблюдается у пары звезд в Магеллановых облаках).
Моделируя формирование первых звезд (население III), авторы впервые, учтя некоторые детали процесса, получили массивные широкие двойные системы. Массы звезд в одной из них 60 и 70 солнечных, а полуось орбиты - более 10 000 а.е. Есть и более тесные системы (сотни а.е.) со звездами по 10 масс Солнца. Все это интересно и само по себе, и с точки зрения параметров черных дыр, ответственных за некоторые гравитационно-волновые события.
А у некоторых получается даже формировать в первых минигало двойные черные дыры за счет прямого коллапса газа: arxiv:2002.00983. Этот результат также связан с большей детализацией в моделях.
Всех астрономов задергали вопросами про Бетельгейзе. Ну почти всех, некоторым повезло. В этой статье даны ответы на многие вопросы.
До Бетельгейзе всего лишь около 200 пк, а ее размер - под 1000 солнечных. Так что кое-что можно разглядеть. Кое-что, да не все.
В конце 2019 г. появились многочисленные сообщения о том, что блеск Бетельгейзе существенно упал. В принципе, светимость красных гигантов меняется. Наблюдалось такое и у Бетельгейзе. Ее блеск квазипериодически изменяется. Это не строгая периодика. Выделяют как минимум два периода: чуть более года и около 6 лет. Возможно, глубокое падение блеска связано с наложением двух минимумов. Если так, то уже весной блеск начнет возрастать.
Как бы то ни было, взрываться Бетельгейзе пока не собирается. Но чем же объясняется уменьшение блеска? Можно выделить два основных подхода. Или конвекция в облочке красного гиганта привела к уменьшению температуры верхних слоев, или было выброшено немного вещества, что привело к формированию пыли в оттекающем веществе. Представленные в статье исследования показывают, что вероятнее второй вариант.
В 2004 г., когда Бетельгейзе была в три раза ярче, ее эффективная температура составляла 3650К. Сейчас это значение меньше, но совсем чуть-чуть: 3600К. Более того, в пределах ошибок можно получить и идентичные значения (примерно 3625К). Т.е., дело не в охлаждении внешних слоев. Значит - пыль. Причем не всякая, потому что, если бы просто стало больше пыли, то звезда покраснела бы, что не наблюдается. Все можно объяснить формированием крупных пылинок в оттекающем веществе. Тогда и поток излучения упадет (при той же температуре поверхности), и покраснения не будет.
По всей видимости, в ближайшие месяцы мы получим окончательный ответ, что там с Бетельгейзе.
В статье приведены новые результаты по поиску планет в двойный системах и дан небольшой обзор состояния дел в этой области. Новые результаты говорят, что, исключая самые тесные двойные, доля звезд с планетами примерна такая же, как для одиночных.
Интересно отметить, что чаще всего не планету обнаруживают в известной двойной, а открыв экзопланету, и продолжив изучение системы, выясняют, что звезда имеет компаньона.
Заметную долю объема статьи занимают таблицы с параметрами звезд и планетных систем.
См. также arxiv:2002.12006. В этой статье обсуждается формирование и эволюция планет в двойных системах. С точки зрения "научно-популярного" прочтения эта статья будет даже интереснее, на мой взгляд.
Приливные разрушения звезд сверхмассивными черными дырами начали открывать в 1990-е, после запуска спутника ROSAT. С тех пор их количество росло, а вскоре много новых данных даст eROSITA. Соответственно, растет число теоретических исследований в этой области. Авторы представляют серию работ (см. 2001.03502, 2001.03503, 2001.03504), в которых детально рассматривают процесс приливного разрушения. В частности, изучается, как наблюдаемые параметры транзиента, возникающего вследствие разрушения звезды, зависят от масс объектов.
Слово "ядерные" означает, что речь идет о звездных скоплениях в ядрах галактик, т.е., как правило, вокруг сверхмасивных черных дыр. Речь идет о масштабах в десятки парсек (чаще - порядка нескольких парсек) вокруг центра, и в этом объеме могут быть сконцентрированы миллионы (а иногда и десятки, и даже малые сотни! миллионов) звезд. Получается похоже на большое шаровое скопление. Такие скопления есть у большей части галактик со сверхмассивными черными дырами.
В последние годы, как благодаря миллиметровым наблюдениям (ALMA), так и благодаря оптическим телескопам (Хаббл, VTL, Subaru, ...) появилось множество данных по протопланетным дискам. В статье дается обзор полученных результатов по структурам в дисках: кольца, спирали, .... Важно. что в обзоре рассматриваются связи свойств дисков с их окружением и зависимость от параметров звезды. Также приводятся полученные данные по эволюции (в том числе - миграции) частиц в диске. В основном автор основывается на данных ALMA.
Обычно протопланетные диски существуют лишь несколько миллионов лет (в среднем, у более массивных звезд меньше, у менее массивных - слегка дольше). Авторы ищут (с участием citizen scientists) "долгоживущие" диски у маломассивных звезд. Ищут и находят. И называют их "диски Питера Пэна", поскольку они (диски) долго (около 40 млн лет) "не стареют". Откуда берутся такие диски пока не ясно, авторы обсуждают несколько вариантов (мне нравится приливное разрушение планеты, но есть аргументы против этого сценария, см. статью).
Авторы представляют каталог параметров звезд, наблюдавшихся Кеплером. Он построен на основании данных Кеплера и Gaia. Это важно, т.к. позволяет сделать очень точную и однородную выборку (этого нельзя добиться, если использовать данные из множества разнородных источников). Также это, разумеется, важно для более точного изучения свойств экзопланет и для поиска корреляций свойств планет со свойствами звезд.
Большой обзор по магнитным белым карликам. Детально обсуждаются наблюдательные данные и их интерпретация. Также весьма подробно рассмотрены популяционные аспекты, связанные с происхождением магнитных белых карликов и их эволюцией.
Есть важные темы, но обзоры по ним выходят не так уж часто. Поэтому, когда они появляются - то сразу босаются в глаза. Вот такой пример.
В данном случае мы имеем обзор по тепловой конвекции с приложением к звездам. Важно, что начинается все с понятных основ, а в приложениях обзор включает в себя свежие результаты и вообще помещает всю классику в современный контекст.
Где-то в районе 6й формулы на 6й странице обзор перестает быть общедоступным, и тут начинается самое интересное ....
Обнаружен белый карлик с мощным аккреционным диском довольно нетривиального состава. Карлик одиночный. Наиболее вероятная причина возникновения диска - постепенное разрушение массивной планеты (состав ее внутренней атмосферы сейчас и виден в диске).
Сама планета может быть еще не совсем разрушена. Возможно, она находится на расстоянии около 15 солнечных радиусов от белого карлика. Не исключено, что планета так близко подошла к ьелому карлику из-за влияния внешних планет в этой системе. Будут искать.
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.
Небольшая (две страницы текста) заметка об истории исследования начальной функции масс звезд. Особое внимание уделено пионерской работе Солпитера.
На протяжении 2011-2015 гг. было издано пять томов, посвященных разным аспектам гелиофизики и всяким связанным вопросам. В Архиве представлены некоторые тексты из этих книг (примерно 20%).
Авторы адресуют книгу студентам старших курсов. Тематика охватывает физику Солнца и звезд, влияние звезд на планеты, свойства планет, влияние на планеты таких внешних факторов, как космические лучи, и, наконец, формирование и эволюцию звезд и планет. В общем - большой учебник. Не все процессы описаны так уж детально. Но это и невозможно в рамках одной книги. тем не менее - отличный ресурс!
Симбиотические двойные были открыты в 1932 г. Они состоят из красного гиганта и белого карлика, а потому характеризуются интересными спектрами, которые поначалу было трудно интерпретировать. Обзор охватывает более-менее всю тематику, связанную с этими объектами, давая хорошую современную сводку данных о них и физических процессах, протекающих в этих системах.
С возрастом ядра белых карликов должны кристаллизоваться. Так предсказывает теория. Проверить это по данным наблюдений непросто. Иногда появляются статьи, в которых авторы утверждают, что тем или иным способом им впервые удалось показать, что это явление имеет место. Вот еще одна попытка.
Идея состоит в том, что при кристаллизации выделяется тепло. Т.е., белые карлики начинают медленнее остывать, задерживаются в определенных местах кривой остывания. Именно это и искали авторы. Сейчас выборка белых карликов велика, а данные Gaia позволяют точно определять расстояния (речь идет о близких объектах - десятки пк, т.к. кристаллизация происходит на поздних стадиях эволюции, когда объект уже остыл, поэтому видно их только вблизи). Все это делает результаты куда как более надежными. Так что да - видно накапливание белых карликов в нужных участках кривой остывания, и это, вероятнее всего, результат кристаллизации.
Большой обзор по белым карликам. Основная тема - пульсации этих объектов.
Если звезда пролетаеи слишком близко от черной дыры (обычно речь идет о сверхмассивных черных дырах в центрах галактик), то приливные силы могут разорвать звезду. Часть вещества образует аккреционный диск вокруг компактного объекта. Зажигается яркий источник. Его блеск постепенно спадает. Такие события наблюдают с 1990-х гг. в рентгеновском диапазоне. Начало было положено благодаря обзорным наблюдениям на спутнике ROSAT. К настоящему моменту обнаружено много таких транзиентных источников.
Процесс приливного разрыва и последующей аккреции достаточно сложен. Поэтому много сил тратится на моделирование этой ситуации. Сейчас, особенно в связи с запуском телескопа еРОЗИТА, такое моделирование становится еще более актуальным. Авторы статьи впервеы используют реалистичную внутреннюю структуру звезды (с учетом состава) для проведения такого моделирования.
Пока авторы представили лишь несколько примеров: звезды с массами 1 и 3 солнечных на разных эволюционных стадиях. В будущем планируется сосздать библиотеку моделей для звезд разных масс и возрастов и для разных параметров черных дыр.
См. также arxiv:1907.05895, где авторы также моделируют приливные разрывы реалистичных звезд.
Красота-то какая!
Т.н. гиперскоростные звезды могут приобретать свои скорости в результаты тесного динамического взаимодействия звезд, разрыва тесных двойных систем, но большинство самых быстрых, видимо, рождается из двойных, разрушенных приливными силами при пролете вблизи сверхмассивной черной дыры в центре Галактики. Типичные скорости таких объектов 500-700 км/с. А тут..... 1700!!!!!
Авторы детально рассматривают, как мощные вспышки на звездах (красных карликах) влияют на обитаемость обращающихся вокруг них планет. Получается, что только при экстремальных параметрах (и более тонкой, чем у Земли, атмосферы) гарантируется фатальная доза на поверхности.
Любопытная работа. Авторы показывают, что длительная (10 лет) высокоточная астрометрия системы альфа Центавра, а именно - движение Проксимы, могут стать хорошим тестом теорий гравитации. Выбор Проксимы не случаен. Ее ускорение при движении вокруг пары более массивных звезд как раз соответствует диапазону, интересному с точки зрения описания кривых вращения галактик в рамках MOND. Параметров спутника Gaia для получения столь высокоточной астрометрии маловато, а вот проект следующего поколения - Theia, - уже сможет дать результаты. Как вы понимаете, речь идет в лучшем случае о середине нашего века. К тому же важно еще с высокой точностью (и стабильно на протяжении длительного времени) измерять лучевую скорость Проксимы. Сейчас это невозможно, но в ближайшие десятилетия, видимо, необходимой точности можно будет достичь.
Представлены результаты по очень интересному объекту, обнаруженному спутником Кеплер в рамках миссии К2. Снова звезда с очень необычными транзитами. Или не транзитами.... Как бы то ни было, за 87 дней наблюдений авторы зафиксировали 28 падений блеска длительностью порядка 2 часов. Периодичности в появлении событий нет. 26 из 28 имеют примерно одинаковую глубину падения блеска. Транзиты (если это они) не симметричные. Звезда вполне нормальная (правда, не исключено, что у нее есть менее массивный спутник на расстоянии несколько сотен а.е.). Авторы обсуждают много возможных вариантов (включая короткоживущие пятна на звезде), но ничто не подходит полностью. Так что - загадка.
Авторы продолжают исследовать возможность супервспышек у звезд типа Солнца. Новые тщательные наблюдения показывают сильную корреляцию энергии вспышек с возрастом и скоростью вращения звезд. Солнцеподобные (старые и медленно вращающиеся) порождают вспышки с энергией до 5 1034 эрг (это все равно много! На Солнце пока таких не видели, к счастью) примерно раз в 2-3 тысячи лет. А вот молодые и быстро вращающиеся могут давать вспышки с энергией порядка 1036 эрг. Энергия вспышек связана с размером областей пятен, а также, видимо, с их структурой. Так что, пока на Солнце не видно очень-очень больших пятен - можно спать спокойно.
Представлен анализ обзора 300 звезд с чцелью поиска планет-гигантов и бурых карликов. Показано, что планеты-гиганты в основном имеют орбиты с полуосями 1-10 а.е. Планет больше у звезд с массой >1.5 масс Солнца. Есть указания на то, что планеты-гиганты и бурые карлики имеют разные механизмы формирования.
Представлено расширение моделей звезлной эволюции женевской группы (одной из самых известных и влиятельных в этой области). Новизной является аккуратный учет стадии аккреции вещества до выходы звезды на Главную последовательность. Треки охватывают звезды с массами от 0.8 до 120 солнечных. Пока приведены треки только для соднечной металличности.
Авторы рассматривают, как астероиды могут нагревать токами, возникающими при движении тела в магнитосфере звезды (это может быть и белый карлик, и нейтронная звезда). Показано, что при сильных, но реалистичных полях (разумеется, речь идет о большим магнитных моментах, а не о полях на поверхности) могут возникать важные эффекты. Астероид может достаточно разогреться, чтобы его недра начали плавиться. Это может приводить к серьезным последствиям для орбитальной динамики. Кроме того, на астероидах могут возникать квазивулканические выбросы.
Потенциально, ситуация должна быть достаточно редкой (надо сильно приблизиться к телу с очень большим магнитным моментом), но было бы интересно такое обнаружить.
Используя спектральные данные по звезду S2 - самой близкой в сверхмассивной черной дыре Sgr A* в центтре нашей Галактики, - авторы проверяют принцип эквивалентности. Это удается сделать по анализу спектральных линий. Т.о., тестируется не меняются ли атомные переходы вдали и вблизи от дыры (т.е., в более слабом и сильном гравполе).
Точность измерений уступает земным, однако удалось провести проверку в сильном поле, что раньше не удавалось сделать (например, по наблюдениям белых карликов, где поле ниже). Отклонений от ОТО не выявлено.
Авторы обещают, что когда заработает E-ELT, точность существенно возрастет (плюс, можно будет использовать карликовые звезды, что лучше). Но это, как вы понимаете, будет еще не скоро. Ведь надо не только E-ELT запустить и наладить соответствующие приборы, но и дождаться, пока звезды совершат по обороту вокруг Sgr A* (от апоботраса - к периботросу). Так что это будет уже ближе к середине века.
Представлена сетка эволюционных моделей для массивных гелиевых звезд, родившихся в тесных двойных системах. Разумеется, свойства этих звезд, их дальнейшая эволюция, взрыв сверхновой и получающиеся компактные объекты отличаются от того, что получается в случае одиночных звезд. Учитывая, что черные дыры звездных масс мы наблюдаем в двойных системах, это все крайне важно.
Большой обзор, посвященный r-процессу.
Лишь относительно недавно удалось понять, что значительная доля тяжелых элементов формируется не в результате взрывов сверхновых с коллапсом ядра, а в результате слияния нейтронных звезд. Наблюдения т.н. килоновых подтверждают этот вывод.
Обычно, обсуждая звездный нуклеосинтез, говорят о s-процессе, r-процессе, а иногда еще и о p-процессе. А меж тем, кроме нейтронов и протонов важны и нейтрино. Во время вспышки сверхновой их образуется много, и плотный поток этих частиц также может приводить к синтезу элементов. Вот этому и посвящен совсем небольшой обзор.
Авторы идентифицировали звезду массой 0.14 солнечных с ультранизким содержанием тяжелых элементов. Она является компаньоном тесной двойной системы. Т.е., сформировалась она, скорее всего, из-за фрагментации диска. Это хорошая новость, т.к. дает аргументы в пользу того, что звезды населения III могли быть маломассивными и дожить до наших дней (сама идентифицированная звезда к таковым не относится).
Прекрасный обзор, где достаточно детально объясняются многие первоосновы формирования звезд и бурых карликов.
Впервые детально исследована система из трех белых карликов. Она находится в 130 пк от нас. Последние два карлика, образующие тесную пару, "вылупились" всего лишь несколько десятков миллионов лет назад.
В Архиве появилась пачка статей от проекта LOFAR. Это самый низкочастотный проект в радиодиапазоне (а значит, и во всех диапазонах, разумеется). Пока обзор не закончен, но представлен первый релиз. В нем пока только 1% неба (т.е., 2% он плана - в проекте будет обозреваться северное небо). Но сообществу и это важно и полезно, к тому же важно начать работать с обзором, понять структуру данных и тп.
Заметьте, что уже в этом релизе треть миллиона источников. Т.е., в полном их будут десятки миллионов.
Практически книга!
Рассмотрены все осноные вопросы, так или иначе связанные с химической эволюцией галактик: от происхождения элементов, до методов измерений обылия, от наблюдаемых корреляций и зависимостей до теоретических моделей эволюции. Разумеется, в конце авторы обсуждают нерешенные проблемы и ожидаемый в ближайшие годы прогресс.
Все-таки не устаю удивляться возможностям современных методов наблюдений и обработки данных!
Удалось рассмотреть конвективные ячейки в оболочках Бетельгейзе, мю Цефея и СЕ Тельца.
Интересно, что наблюдения проводились всего лишь на 2-метровом телескопе TBL в Европе.
Кеплер - все. Но остаются архивы, и в них еще целые залежи всего. Статья содержит описание того, что можно (и нужно) делать с кеплеровскими архивами, и каких еще открытий нам ждать.
Очень полезная (для многих) статья. Приведены новые данные по связи между массой одиночных белых карликов и массой звезд-прародителей. Использована большая выборка объектов.
ALMA провела новые наблюдения объекта CK Vulpeculae. В 1670 г. этот источник вспыхнул. Последующий анализ показал, что событие похоже на вспышку новой, но очень уж пекулярную. Новые данные показывают довольно сложную структуру распределения выброшенного вещества. Удается оценить и его массу. Все это наводит аворов на мысль, что произошло слияние белого карлика с бурым.
Многие параметры звезд зависят от их вращения. Темп вращения может быть различным в разных слоях звезды, а кроме того, он меняется по ходу эволюции звезды. Расчеты этого очень сложны, и окончательной ясности тут нет. Авторы дают подробный обзор моделей, увязывая их, в основном, с данными астросейсмологии. Кроме того, обсуждается, какого прогресса нам ждать в ближайшие годы после получения данных со спутников TESS и PLATO.
Кстати, новые астросейсмологические данные по дифференциальному вращению звезд представлены в статье arxiv:1809.07938. А эволюции темпа вращения (и связанной с этим магнитной активности) звезд типа Солнца посвящен небольшой обзор HREF="http://Arxiv.Org/abs/1809.08065">arxiv:1809.08065.
Отличный обзор по субзвездным телам, не являющимися спутниками звезд. В основном обсуждаются тела с массой ниже стандартного предела для бурого карлика (т.е., для загорания дейтерия в недрах). Их стату не до конца понятен. Их не относят к планетам, поскольку они образовались самостоятельно. Их не относят к бурым карликам. Общепринятого названия для них нет. Крайне интересен вопрос, насколько маленькими могут быть такие объекты. И, конечно, важно понять, сколько же их в Галактике.
Подробно рассказана история изучения бурых карликов и более мелких объектов. Ожидается, что в ближайшие годы новые телескопы и спутники расскажут нам много нового об этих объектах, их формировании и эволюции.
Красивый результат. Напрямую по данным о гравитационном микролинзировании получена масса ближайшей звезды - Проксимы Центавра. Было предсказано два события линзирования: в 2014 и 2016 гг. Наблюдения проводились на VLT с помощью прибора SPHERE. По данным 2016 г. удалось получить достаточно точный результат: 0.15 масс Солнца с ошибкой около 40%.
Результат тем более важен, что у Проксимы есть небольшая планета в зоне обитаемости. До этого оценки массы звезды основывались только на спектральных данных. Новая оценка совпадает со старой (0.12+/-0.2) в пределах ошибок. Но смещение оценки массы на 20% пропорционально увеличивает массу планеты (вместе 1.27 масс Земли - 1.56 земных масс).
Замечу, что речь идет о т.н. астрометрическом микролинзировании. Т.е., это не фотометрические измерения изменения блеска звезды-источника, а высокоточные измерения положения центроида ее изображения.
Также в ближайшем будущем будут представлены результаты мониторинга того же события 2016 г. на Космическом телескопе им. Хаббла, который проводился другой группой ученых.
Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Статья по своему дополняет работу arxiv:1806.06574, о которой в обзорах рассказывалось недавно. Если в той работе речь шла об эмпирических соотношениях между разными параметрами звезд (находящихся на разных стадиях эволюции), то в новой статье (других авторов) речь идет о фитировании зависимости масса-светимость, масса-радиус и масса- эффективная температура по более чем 500 звездам Главной последовательности.
Представлен каталог из почти что полумиллиона белых карликов по данным второго релиза Gaia. Для получения критерия выделения белых карликов использовались данные SDSS.
Каталог доступен он-лайн.
Большой полезный обзор, посвященный начальной функции масс. Студентам-астрономам я бы советовал его читать практически в обязательном порядке. В основном речь идет о наблюдениях, позволяющих в итоге определить эту велчину (существенно, чот напрямую она вообще никак в общем-то не определяется). Но начинается все с понятного введения, где сказаны важные слова и об истории вопроса, и о всяких определениях и номенклатуре.
На основе новых наблюдений (астросейсмология, разделенные двойные, интерферометрия) авторы выводят новые эмпирические соотношения между ключевыми макроскопическими параметрами звезд.
Таблица с зависимостями и коэффициентами приведена на стр. 42-43, а короткое необходимое описание - на стр. 22.
Очень полезный обзор о том, как свойства планет связаны со свойствами звезд, вокруг которых они вращаются. Разобраны все основные корреляции (например, большие планеты реже встречаются у красных карликов, и чаще - у звезд с более высокой металличностью) и возможные причины для их появления.
Продолжается публикация данных Gaia. В данном случае - по цефеидам и переменными типа RR Лиры.
В данных второго релиза удалось выделить почти 10 000 цефеид и почти 150 000 переменных типа RR Лиры. Более трети последних - новые открытия. Среди цефеид тоже есть ранее неизвестные объекты. Некоторые из обнаруженных переменных находятся в шаровых скоплениях или карликовых галактиках, включая Магеллановы облака. Разумеется, самое существенное, что для этих объектов есть (или будут) расстояния и кинематические параметры.
Представлен полный каталог транзитных событий, зарегистрирвоанных на спутнике CoRoT. Аппарат исследовал более 160 000 звезд. В итоге в каталоге несколько десятков планет и более 500 кандидатов в экзопланеты, которые надо дополнительно изучать. Кроме того, обнаружено много двойных систем.
Название длинное, но не вполне понятное (тем более в моем переводе). Речь идет вот о чем. В течение уже нескольких лет космический телескоп Спитцер используют для совместных наблюдений событий линзирования. Это позволяет (благодаря тому, что телескоп находится далеко от земных) точнее измерить параметры линзы (речь не идет о настоящем годичном паралласке). В данном случае было показано, что линзой является объект с массой около 19 юпитерианских. Причем, он обладает необычным кинематическим свойством. Его движение в Галактике не как у всех. Возможно, пишут авторы, это объект гало (что уже интересно). А возможно, что это первый представитель какой-то новой популяции галактических объектов.
Обзор посвящен уникальному объекту WD 1145+017. Это белый карлик, вокруг которого обнаружен "планетный мусор", постепенно сваливающийся на компактный объект.
Открытие было сделано по результатам наблюдений на Кеплере в рамках программы К2. были обнаружены странные транзиты, которые удалось проинтерпретировать как результат загораживания белогок арлика обращающимися вокруг него пылевыми облаками. Причина формирования облаков состоит в том или ином разрушении твердых тел с массами порядка масс крупных астероидов.
В обзоре более половины места отведено под данные наблюдений. Затем рассмотрены возможные теоретические сценарии. Наконец, обсуждаются нерешенные вопросы и будущие наблюдения.
Описаны наблюдения супервспышки на ближайшей звезде. Событие наблюдалось два года назад - в марте 2016-го. Поток в видимой области возрос в 68 раз (т.е., более чем на 4 звездные величины), так что видимая звездная величина стала меньше 7. Конечно, открыли вспышку не по наблюдениям невооруженным глазом (и вообще, увидеть такое событие глазом все-таки было бы почти невозможно: нужно чтобы хороший наблюдатель был в месте с очень хорошим небом, и знал когда и куда смотреть). Но все равно красиво!
Мощные вспышки наблюдались на Проксиме и раньше, но это - рекорд. Разумеется, такие события весьма негативным образом сказываются на процессах появления жизни на планетах вокруг красных карликов вообще, и Проксима Центарва - в частности.
С появлением больших быстрых обзоров всего неба в области изучения переменных звезд произошел настоящий прорыв. Вот очередной пример. Система по поиску потенциально опасных тел ATLAS представляет свой каталог, основанный на автоматическом анализе данных по 142 миллонам звезд. Для каждой звезды есть около 100 измерений блеска. На первом этапе было выделено чуть менее 5 миллионов кандидатов, с которыми потом работали более тщательно. В итоге обнаружены десятки тысяч новых переменных звезд.
В ходе обзора по поиску оптических транзиентов (в основном - вспышек сверхновых) обнаружена мощная оптическая вспышка не красном карлике в 2.2 кпк от нас. Во время вспышки блеск звезды вырос на 10 величин в фильтре V. Это соответствует тому,ч то звезда достигла пиковой светимости около 1000 солнечных. Это одна из самых мощных известных вспышек на звездах.
Исследуя новую выборку бурых карликов, авторы подтверждают единую зависимость масса-вращение для объектов дозвездных масс. Зависимость тянется от Марса до минимальной звездной массы. Скорость вращения пропорциональна квадратному корню из массы.
Собственно - каталог. Он занимает три четверти статьи. А на первых 11 страницах приведено описание данных и методов, использованных для получения параметров скоплений. Для любителей экстремальных значений. Самое легко скопление - чуть больше 10000 масс СОлнца. Самое тяжелое - чуть меньше 4000000.
Авторы предлагают остроумный метод уточнения положения Солнца в Галактике. Метод основан на точных данных по т.н. гиперскоростным звездам (см. лекцию). Ожидается, что Gaia сможет открыть большое количество таких объектов в наших окрестностях.
Гиперскоростные звезды ускорены взаимодействием с центральной черной дырой. Т.е., летят точно от нее (можно оценить, насколько траектория повернула за время движения от центра к нам - получается небольшая величина). Если же моделирование траектории покажет, что у ниперскоростной звезды все-таки есть заметный орбитальный момент - значит, мы (в модели) неточно заложили расстояние Солнца от центра Галактики и его скорость.
Конечно, по данный Gaia можно будет и другими (более привычными) способами точнее определить положение Стлнца и его кинематические параметры. Но еще один метод лишним не будет. Тем более такой остроумный.
Вышел второй релиз Gaia. В связи с этим в Архиве появилась пачка статей, в которых описываются как свойства нового набора данных, так и результаты приложения этих данных к изучения ряда типов объектов. В каталоге приведены координаты, параллаксы, радиальные скорости, собственные движение, данные по переменности и некоторые другие параметры для звезд ярче 21 величины. Разные данные доступны для разного количества объектов. Положение и блеск в одном из фильтров - для 1 692 919 135 звезд. Для 1 331 909 727 из них также доступны параллаксы и собственные движения. Радиальные скорости даны для более чем 7 миллионов звезд. Данные по переменности приведены для более чем полумиллиона звезд. Также есть данные по 14 099 телам Солнечной системы (в основном - астероидам Главного пояса).
Популярное изложение того, что даст Gaia для измерения расстояний (путем измерения параллаксов цефеид и звезд RR Лиры), можно прочесть в arxiv:1804.09575.
Разумеется, появляется большое количество исследований разных групп, использующих DR2. Часто это данные уточняющие свойства одного важного для данной группы объекта (например, кандидата в объекты Торна-Житков). Иногда - работа с большим куском данных и создание каталогов объектов с какими-то выделенными свойствами. Отмечу, например, поиск гиперскоростных звезд - arxiv:1804.10607. Любопытно, что наряду с классическими гиперскоростными звездами, приобретшими свои скорости благодаря взаимодействию с центральной черной дыой, выделено много звезд, ускорившихся в диске, а также, видимо, пара звезд не из диска, и не из центра (нет повода не вспомнить ДМБ: "Ааааа! Эти? Эти не из нашей Галактики."). Возможно, они связаны со звездными потоками в гало.
Также интересный результат связан с быстрыми белыми карликами: arxiv:1804.11163. Авторы обнаружили три гиперскоростных объекта этого класса. Их возникновение связывают с особенностями некоторых сверхновых типа Ia (двойная детонация в сценарии слияния двух белых карликов).
Очередная глава из сборника "Настольная книга по экзопланетам". Рассмотрены основные методы определения возрастов звезд, имеющих экзопланеты, и приведены результаты соответствующих исследований. Рассмотрены такие методы определения возрастов как замедление звезды, изменение обилия лития, астросейсмология и, конечно, просто изохроны. Правда, астросейсмология рассмотрена лишь кратко, поскольку ей посвящена отдельная глава в этом сборнике.
Большой обзор по сверхновым, связанным с термоядерным взрывом сверхкритических белых карликов в двойных системах. Это могут юыть слияния двух белых карликов или же аккреция на белый карлик с нормальной звезды. Что происходит чаще доподлинно неизвестно, но похоже, что слияния белых карликов. Более того, сценарии сталкиваются с некоторыми сложностями, которые также подробно обсуждаются в обзоре.
Небольшой, но удивительно концетрированный обзор по свойствам массивных звезд незадолго до коллапса ядра.
Авторы объяснятют бимодальность распределения части звезд в молодых скоплениях по периодам вращения поглощением массивных планет. Захват тяжеой планеты легкой звездой приводит к ее заметной раскрутке. Т.о., те звезды, которые вращаются быстро, поглотили в молодости что-то вроде юпитера.
Сейчас известно более 100 экзопланет в системах двойных звезд, а также в системах более высокой кратности. В статье дается обзор этого многообразия. Обсуждаются вопросы устойчивости систем (по этому поводу см. также arxiv:1802.08868) и их эволюции, а также ряд наблюдательных аспектов.
Представлены новые измерения параллаксов для семи галактических долгопериодических цефеид: (SS CMa, XY Car, VY Car, VX Per, WZ Sgr, X Pup и S Vul. Это большой шаг вперед, т.к. резко увеличивает число таких объектов с точно измеренными расстояниями. А это,в свою очередь, важно для уточнения космологической шкалы расстояний. Т.е., в том числе, и для измерений постоянной Хаббла. Новые данные дают величину 73.45+/-1.66 км/с/Мпк. И эта возросшая точность приводит данные в несоответствие с данными спутника Планк на уровне 3.7 сигма. В ближайшие годы эти данные могут быть еще существенно уточнены, как за счет новых хаббловских данных, так и за счет данных спутника Gaia.
Небольшой популярный обзор про современное состояние дел в понимании происхождения самых тяжелых элементов. Еще раз рассказано о том, что именно слияния нейтронных звезд, а не сверхновые, ответственны за производство значительной части определенных элементов (и да - золото среди них). Основное внимание уделено химическому составу старых звезд (звезд гало и звезд в карликовых галактиках, являющихся спутниками нашей), которые помогают понять, что синтез многих тяжелых элементов в основном не связан со сверхновыми.
Это сводный каталог оптических источников до 23 величины по данным обзоров на 4-метровых телескопах в обоих полушариях. Данные покрывают не все небо, а около 70%. В каталог вошло почти 3 миллиона отдельных объектов.
Большой обзор, посвященный шаровым скоплениям. Статья написана коллективом авторов, каждый из которых является специалистом в том или ином аспекте образования и эволюции этих объектов. Соответственно, затронут широкий круг вопросов. Упор в итоге сделан на нерешенных проблемах, коих тут предостаточно.
Хороший небольшой обзор, интересный астрономам из разных областей. Написано понятно с понятной связью наблюдений и физики дела.
Обзор по магнитному полю обычных звезд. Кроме основных данных по звезонму магнитному полю обсуждается его происхождение. И, конечно, этот автор не могла пройти мимо своих любимых магнитных белых карликов. Им тоже посвящен раздел обзора.
Представлена обновленная версия каталога кратных звезд (начиная с тройных и выше). В каталоге около 2000 систем с кратностью до 7 (так что Кастор с шестью звездами уже не рекордсмен, хотя формально семерные системы не имеют надежного подтверждения, т.е. нет уверенности, что это именно семь гравитационно связанных звезд).
Сам каталог можно найти на этом сайте
Почему бы разок не написать и о своей статье?
Мы предложили гипотезу, которая объясняет весь комплекс данных по загадочной рентгеновской двойной HD 49798/RX J0648.0--4418. В системе есть компактный объект с периодом вращения и очень стабильной отрицательной производной периода (период сокращается). Объяснить производную периода не получается, особенно в модели с белым карликом. а модель с нейтронной звездой не проходит, т.к. спектр говорит о большой площади излучающей поверхности.
Наша идея состоит в том, что белый карлик сжимается, и поэтому раскручивается. Моделирование эволюции этих компактных объектов давно предсказывало эту стадию, но ее не удавалось идентифицировать. И вот - удалось. Так сложилось. Белый карлик мы застали вовремя - он еще довольно молодой, пара миллионов лет. Мы видим его из-за аккреции, но аккреция слабая, и сама на вращение влияет слабо. Это связано с тем, что у белого карлика уникальный сосед - горячий субкарлик. И аккреция идет из звездного ветра. Моделирование эволюции двойных показало, что подобные системы могут встречаться в необходимом количестве, чтобы мы могли застать одну ближе килопарсека от нас.
В сентябре 2014 г. паломарский проект по поиску сверхновыхх обнаружил вспышку, которая впоследствии оказалась началом весьма и весьма любопытной серии.
Вспышка произошла в не такой уж далекой-далекой галактике на расстоянии всего лишь около полумиллиарда световых лет от нас. Событие классифицировали как сверхновую типа IIP. Ну и все хорошо. Казалось бы. Но не тут-то было!
Вспышки продолжились! Конечно, это не такие же мощные всплески, как сама сверхновая. Тем не менее. Это не очень типично. Кроме того, сверхновая демонстрировала очень нетипичную спектральную эволюцию на протяжении примерно двух лет наблюдений.
По всей видимости, на протяжении десятков лет до взрыва сверхновой звезда-прародитель испытывала глобальные потрясения, сопровождавшиеся выбросом большим масс (десятки солнечных). В принципе, такое поведение - не новость. Но детали наблюдений (водород в спектре) не укладываются в существующую модель. Так что новые данные надо объяснять новой моделью поведения предсверхновой в течение последних лет перед вспышкой.
Рисунок 1 в статье прекрасно иллюстриует основную необычность сверхновой.
В обзоре подробно рассмотрено, как эффекты вращения звезд могут повлиять на параметры сверхновой. Рассмотрены и одиночные, и двойные звезды. И звезды солнечной металличности, и звезды первичного состава. Также обсуждаются гамма-всплески и некоторые другие связанные явления. Вот только магнитары не упоминаются, что странно: вращение прародителей может иметь здесть большое значение.
В обзоре много рисунков. Так что сам текст не такой уж и большой - стоит просмотреть.
Красивый небольшой обзор по наблюдениям протопланетных дисков на приборе SPHERE на VLT. Много картинок (причем не только со SPHERE, но и с ALMA). При этом авторы умудрились еще и рассказать кое-чо важное про физику дела. Всем рекомендую.
Авторы рассматривают параметры зон обитаемости в системах двойных звезд. Основным результатом является получение фитирующих формул для расчета параметров таких зон в случае когда планета вращается вокруг одного из компонентов двойной, или же сразу вокруг всей системы. Метод, правда, подгоночный, а не основан на понятной физике.
См. также полезную статью 1605.06769, посвященную динамике и обитаемости экзопланет в двойных системах.
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!
Иногда меня просто бесит, когда популяризаторы (и не только) пишут или говорят, что "Сверхновые типа Ia являются стандартными свечами, потмоу что у них одинаковая светимость в максимуме". Нет, нет и еще раз нет. Другое дело, что для основного числа сверхновых этого типа можно по кривой блеска с хорошей точностью рассчитать светимость в максимуме. Но светимости эти очень разные. Прочтите самое первое предложение абстракта этой статьи и замопните на всю жизнь.
А статья весьма интересная. Причины разной светимости могут быть разными, но одним из ключевых моментов является то, что большая часть SNIa - это взрывы в результате слияния двух белых карликов. И, разумеется, суммарная масса сливающихся объектов может быть разной (от предельной до примерно двух предельных). Соответственно, и взрывы будут разные. Разумеется, слияния карликов разных масс будет в среднем соответствовать разным возрастам звездного населения. Это и моделируют авторы, изучая т.о., как эволюционирует функция светимости сверхновых Ia.
По зеемановского расщеплению линий впервые измерено сильное (более 5 килогаусс) магнитное поле у молодого вспыхивающегго бурого карлика. Т.о., наглядно продемонстрировано, что активность (как и ожидалось) связана с выделением энергии поля и вызывается его эволюцией. Активными областями покрыто более 10% поверхности карлика. Возможно, высокая активность частично объясняется молодостью объекта, у которого даже могг сохраниться диск.
Авторы исследовали пару звезд типа Солнца с идентичными кинематическими параметрами и возрастами. Это все указывает на то, что звезды образуют двойную систему. Но есть и отличия: состав внешних слоев. В спектре одной из звезд заметно больше тяжелых элементов. Авторы полагают, что объяснение может состоять в том, что эта звезда поглотила примерно 15 масс Земли каменного вещества. А это тянет, соответственно, на поглощение целой системы каменных планет.
В ходе своей эволюции планеты могут падать на свои звезды. Это может происходить из-за приливов, из-за взаимодействия с магнитным полем, наконец, из-за превращения звезды в красный гигант. Все эти аспекты рассмотрены в небольшом обзоре.
Обзор посвящен методам измерения расстояний до галактик, основанным на звездах, являющихся "стандартными свечами". Это цефеиды, мириды и звезды красного сгущения (red clump).
Обзор очень подробный, но при этом очень феноменологически-описательный. Т.е., все понятно. Хотя, детали-то нужны только специалистам. Поэтому наиболее полезно это все будет профильным студентам-аспирантам, а также астрономам из близких областей.
Основной упор сделан на определение возрастов шаровых скоплений. Также обсуждаются проэволюционировавшие звезды гало (субгиганты). Обсуждаются некоторые "особенности", когда оценки возрастов звезд на уровне одной сигмы не совпадают с ксмологическими оценками возраста вселенной. Интересно, что неопределенность почти во всех вариантах определения возрастов звезд завязана на определение расстояния. Так что ждем результатов Gaia!
Планета WASP-12b настолько близко подобралась к своей звезде, что начала потихоньку перетекать не нее. При этом происходит ряд интересных сопутствующих явлений: часть вещества разбрасывается вокруг, а сама звезда начинает проявлять высокую активность. Эта ситуация и является предметом обзора.
Обзор понятный, но адресован явно специалистам. Т.е. нет "захватывающей популярности".
В некоторых моделях получается, что слабые сверхновые Ia сохраняют белые карлики, т.е. те не взрываются целиком. При этом компактный объект приобретает большую пространственную скорость. Авторы рапортуют об открытии такого объекта.
Белый карлик LP 40-365 имеет малую массу (0.15 солнечных) и очень высокую пространственную скорость. Только радиальная скорость составляет почти 500 км в сек. Анализ собственного движения приводит к выводу, что полная скорость превосходит 500 км в сек. Это означает, что карлик сможет покинуть нашу Галактику.
Новые данные по знаменитой звезде KIC 8462852, у которой по кеплеровским наблюдениям были обнаружены странные эпизоды уменьшения блеска (которые не замедлили связать со сферами Дайсона). На этот раз представлены результаты совместного мониторинга на Swift и Spitzer.
Причины странного поведения звезды так и остаются непонятными. Авторы пишут, что вероятнее всего это пыль вокруг звезды. Но ее происхождение так и остается непонятным.
См. также arxiv:1708.07822, где представлены данные более чем 10-летнего оптического мониторинга этого источника. За два года оптический поток от звезды упал на 1.5%. А на протяжении 11-летнего преиода наблюдений было два эпизода поярчания.
Авторы представляют популяционную модель для магнитных полей массивных (ОВА) звезд. Соответственно, дается обзор наблюдательных данных в этой области.
Основной вывод состоитт в том, что распределение хорошо описывается нормальным распределением в логарифмическом масштабе со средним около 2.5 (т.е. 300 гаусс с небольшим) и сигмой 0.5.
Часто спрашивают, как гравволны влияют на разные объекты. В частности, на звезды. Вот очередная статья, где рассчитывается такой эффект. Чаще рассматривают гравволны от сливающихся сверхмассивных черных дыр, но здесь речь идет о черных дырах звездных масс и, соответственно, о событиях, подобных уже наблюдавшимся.
Если звезда находится на расстоянии в несколько астрономических единиц от сливающейся пары черных дыр, то гравволны могут накачать довольно много энергии в волны колебаний на частотах, резонансных по отношению к гравволне, что приведет к потенциально наблюдаемым фотометрическим эффектам. Если такую звезду увидит спутник PLATO, то эффект можно будет измерить. Разумеется, вероятность этого ничтожно мала.
Авторы используют большой объем данных по микролинзированию (2617 событий), чтобы исследовать параметры свободно летающих планет и планет на очень широких орбитах.
Показано, что число массивных планет с такими свойствами невелико: менее одной планеты на 4 звезды Главной последовательности. А вот с менее массивными планетами ситуация менее ясна. Среди событий микролинзирования есть неплохие кандидаты в события, связанные с такими объектами. Поэтому число свободно летающих планет земной и сверхземной массы может быть велико. Это находится в соответствии с современными моделями формирования планет.
Впервые обнаружено линзирование двойной звезды звездой с экзопланетой. Событие получило обозначение MOA-2010-BLG-117. Планета имеет массу около половины юпитеринаской и обращается примерно в трех а.е. от звезды с массой около половины солнечной. До линзы 3.4 кпк, до источника - в два раза больше.
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).
Большой обзор в основном посвящен эволюции массивных звезд непосредственно перед вспышкой сверхновой, а не физике взрыва. Рассмотрен ряд особенностей, делающих взрывы массивных звезд особенными.
Красивый результат!
Авторы обнаружили эффект астрометрического микролинзирования. Т.е., так же как смещаются изображения звезд при их наблюдении вблзи солнечного диска при затмении, удалось пронаблюдать смещение видимых положений звезд вблизи более близкого объекта. Им был белый карлик Stein 2051B. В результате, кроме демонстрации красивого эффекта, авторы смогли измерить массу этого карлика. Она оказалась вполне заурядной - две трети массы Солнца.
Наблюдения проводились на Космическом телескопе.
Спутник PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) будет запущен в 2024 году. Если CoRot был изначально предназначен для гелиосейсмологии, а потом приспособлен для поиска экзопланет, то PLATO, скорее наоборот. Тем не менее, изучение звезд - важная задача в рамках этой миссии. Статья посвящена тому, что PLATO может дать для изучения структуры и эволюции Галактики.
Данные PLATO позволят с высокой (10%) точностью определить возраста большого числа красных гигантов в диске Галактике, в балдже и баре. Это (вместе с данными Gaia) даст возможность определить историю формирования этих структур. Соответственно, ученые смогут получить ответы на несколько фундаментальных вопросов, обсуждающихся в статье.
Открыт новый класс переменных звезд. Они отличаются голубым цветом (температура 30 000К) и быстрыми (20-40 минут) сильными (0.2-0.4 звездные величины) пульсациями. Периоды очень стабильны. Есть указания, что во многих случаях они растут. Возможно, это проэволюционировавшие маломассивные звезды с геливевыми оболочками, но точный эволюционный статус объектов неизвестен.
Обзор посвящен вопросам измерения расстояний в астрономии. Начинается все с расстояния до центра Галактики и доводится до космологических масштабов. В основном авторы концентрируются на расстояниях до галактик Местной группы и переменных RR Лиры.
Впервые с помощью ALMA удалось увидеть в миллиметровом диапазоне аккреционный диск вокруг одиночного объекта планетной массы. Источник OTS44 является молодой свободной планетой с массой около 12 юпитерианских. Масса диска составляет десятые доли массы Земли.
Поскольку неясным остается происхождение зародышей первых квазаров (т.е., что дало достаточно массивные черные дыры в первые десятки миллионов лет жизни вселенной), обсуждаются разные гипотезы. Одна из них состоит в том, что в молодой вселенной могут существовать звезды с массой в десятки тысяч солнечных, которые быстро коллапсируют в черные дыры. Эти гипотетические звезды и рассмотрены в статье.
Такие звезды формируются при некоторых условиях в первых гало. Разумеется, время жизни такой звезды невелико, поэтому всю дорогу на нее идет аккреция вещества. Именно это позволяет нарастить массу до десятков тысяв масс Солнца (а иногда - даже выше 100 000 солнечных масс). Авторы моделируют эволюцию такой звезды, которая определяется, в первую очередь, темпом аккреции.
Авторы используют данные Кеплера (программа К2) дл изучения свойств белого карлика SDSSJ0837+1856. Судя по всему он является результатом эволюции одиночной звезды с массой около 4 солнечных. Интересным является то, что у карлика рекордно короткий период вращения - 1.13 часа. Все более короткие периоды принадлежат белым карликам, родившимся в двойных системах. Карлик относительно массивный (0.87 масс Солнца), и авторы обсуждают, как быстрое вращение может быть связано с массой.
Краткий обзор достижений в изучении кратности массивных звезд за последние 5 лет. В основном успехи связаны с разными обзорными программами. Подтверждается тот факт, что почти все массивные звезды входят в кратные (чаще, конечно, двойные) системы. Поэтому это все надо учитывать во всяких эволюционных моделях.
Методами астросейсмологии авторы смогли определить направления вращения звезд в двух старых рассеянных скоплениях. Оказалось, что в каждом скоплении оси довольно сильно выровнены. Это интересно, т.к. отчасти противоречит ожиданиям, а потмоу проливает новый свет на формирование звезд в скоплениях. Это означает, видимо, что изначально большая доля кинетической энергии находилась во вращении, и момент импульса эффективно распределялся между звездами.
Подробно рассмотрены аккрецирующие белые карлики в тесных двойных системах. Т.е., герои обзора - катаклизмические переменные разных типов. В основном приводятся наблюдательные жданные, после чего рассмотрены нерешенные вопросы и планы на будущее.
См. также arxiv:1703.06893, где рассматривается статистика двойственности белых карликов в нашей окрестности.
Собственно, обзор по астросейсмологии. На мой взгляд, хороший. Автор не залезает в теоретические дебри, а честно обозревает основы, феноменологию и основные выводы по физике звезд, сделанные на основе астросейсмологических исследований. Все понятно и интересно. Что называется, "для широкого круга читателей".
Хороший обзор по протопланетным и остаточным ((debris) дискам. И обязательно посмотрите на "загогулину" на рис. 1. ALMA открывает нам просто потрясающие структуры в протопланетных дисках.
Большой подробный обзор о развитии концепции сверхплотных звездных конфигураций. Основные события разыгрываются в 20-30е гг. XX века, когда строятся модели белых карликов и появляются первые попытки описать идею того, что мы теперь знаем как нейтронные звезды. Автор дает много исторического контекста (ОТО, квазары, квантовая физика). Очень интересное чтение. И, к слову, очень доступное.
Пока все радуются обнаружению семи землеподобных планет в системе TRAPPIST-1, кое-кто посчитал, а можно ли там жить.
Жить там непросто. Звезда маломассивная (на пределе - 0.08 масс Солнца), а потому целиком конвективная и очень активная. О чем и речь.
У таких звезд есть довольно мощное УФ излучение, которое для жизни не полезно. Поэтому на поверхности будет сложно выживать. Никакой ясности статья, в общем-то, не вносит. И так было ясно, что надо пытаться на JWST искать на этих планетах озон. Если он есть - может кто и выживет. А если нет - то только под водой или под еще какой-то защитой.
Также вопросу активности звезды TRAPPIST-1 посвящена статья arxiv:1702.07004. В ней описаны наблюдения линии лайман-альфа. Оценки авторов показывают, что за несколько миллиардов лет внутренние планеты должны терять атмосферу.
Авторы изучают звезды с избытком инфракрасного излучения. ЗВезды не молодые, а излучение, очевидно, вызвано большим количеством пыли. Проанализировав данные, авторы приходят к выводу, что источником пыли может быть столкновение планет примерно земной массы.
Представлены данные по огромному числу переменных звезд, обнаруженных в рамках проекта OGLE. Речь идет о системах, переменность которых обусловнела двойственностью.
Большой обзор по ветрам массивных звезд с упором на двойные системы с рентгеновскими источниками. Существенно, что кроме свежих наблюдательных данных, хорошо описаны основы физики звездного ветра с ускорением в линиях. Включая роль структуры ветра.
В популярных материалах обычно пишут, что Проксима Центавра - третий компаньон системы альфа Центавра. Между тем, это утверждение нуждается в уточнении. Проксима и две звезды Альфы находятся близко и в пространстве, и на небе. И собственные движения у них похожие. Все говорит о том, что это должна быть тройная. Но важно доказать.
Система очень широкая, поэтому орбитальное движение Проксимы вокруг пары трудно выделить. Собственно, напрямую это не сделано до сих пор. Поэтому все-таки речь идет о вероятности того, что это связанная система. Расчету этой вероятности и посвящена новая статья.
Авторы показывают, что с высокой надежностью все-таки можно говорить о том, что мы имеем дело с физически связанной тройной системой. Точно оценить параметры орбиты Проксимы все равно трудно. Получается, что орбитальный период должен составлять около 600 000 лет. Эксцентриситет - 0.4-0.5. Максимальное сближение Проксимы с двойной может составлять примерно 5000 а.е.
Обзор посвящен разным аспектам эволюции двойных систем. Описано много всего. В частности - более-менее все пакеты, использующиеся для моделирования эволюции двойных или отдельных аспектов этого процесса. Рассмотрено много всяких интересных результатов эволюции двойных, проявляющихся как интересные необычные источники.
Небольшой обзор по ветрам массивных звезд, которые вот-вот должны стать сверхновыми.
Открытие планеты у Проксимы Центавра подстегнуло исследования в области обитаемости таких объектов. НАстало время обозреть сделанное. ИМенно этому и посвящена статья.
Авторы обсуждают и статистику земноподобных планет в зонах обитаемости красных карликов, и архитектуру планетных систем, в которые они входят, и вопросы климата, и активность здвед. В общем - все, что сделано к настоящему моменту. Учитывая, что телескопы следующего поколения в течение ближайшего десятка лет смогут рассказать нам много нового о таких объектах, скоро снова надо будет обозревать.
С помощью системы телескопов ALMA авторам удалось разобраться в особенностях рождения тройной системы L1448 IRS3B.
Система только образуется - ей около 150 000 лет. Хорошо видны три протозвезды, а новые данные позволили уточнить структуру диска вокруг них.
В центре находятся две протозвезды с суммарной массой порядка солнечной. А на расстоянии более 180 а.е. от них (это расстояние в проекции на небо, реально оно должно составлять около 250 а.е.) находится легкая протозвезда с массой 0.085 солнечных. Вот она, по-видимому, и возникла в результате неустойчивости в диске. К такому выводу авторы пришли, определив параметры диска. Сравнение данных с моделями показывает, что на расстояниях 150-320 а.е. от центральной звезды он должен быть неустойчивым. Т.е., там возможна фрагментация с образованием крупных объектов. Наверное, мог бы и бурый карлик получиться - но получилась легкая звезда.
Некоторое время назад появилась статья, в которой авторы впервые смогли увидеть исчезновение массивного гиганта без сверхновой. Это предсказанное явление, связанное с формированием черной дыры. При этом не происходит отскок в результате коллапса ядра - нет и мощного энерговыделения. Для подтверждения результата были проведены наблюдения на Большом бинокулярном телескопе. Выводы первой работы подтверждаются. Так что, видимо, в самом деле впервые увидели, как образуется черная дыра.
Большой обзор, из которого можно узнать, что нового поняли про внутреннее строение звезд на стадии гигантов по результатам измерений на CoRot и Кеплере.
Помните звезду KIC 8462852? Это та, вокруг которой прошлой осенью искали инопланетян (их сферы Дайсона). Она продолжает оставаться загадочной. Однако даже инопланетяне не помогают объяснить все особенности ее поведения.
Авторы провели очень детальный анализ свойств звезды по всем доступным данным, в первую очередь - по данным Кеплера. У звезды выявлены очень разные и странные режимы изменения блеска. Он падает и медленно, и быстро, и долго, и нет. Анализ архивных данных показывает, что сто с лишним лет назад звезда была ярче. Правда, неясно, было ли падение блеска постепенным, или быстрым (не весь период достаточно плотно покрыт наблюдениями). За время работы спутника Кеплер звезда показывала три режима изменения блеска. В начале он падал (по меркам этого удивительного объекта) не слишком быстро (0.3% в год), а потом вдруг за несколько месяцев упал на 2.5%. Кроме этого, были события быстрого изменения блеска (которые и обсуждали как следсвтие существования сфер Дайсона). При этом не меняется цвет звезды, а инфракрасные наблюдения исключают существование большого диска вокруг. В общем, - чудеса.
Авторы рассматривают разные варианты объяснений, но нет такого, который сразу объяснил бы все. Вроде бы, очень экзотические (тем более для такой звезды - спектральный класс F3V) пятна могут объяснить многое, но исключая быстрые изменения транзитного типа. Так что, кажется впервые за долгое время, самая обычная звезда главной последовательности подкинула интересную загадку.
Большой обзор по белым карликам. Основной темой является их функция светимости. Поскольку у белых карликов нет внутренних источников энергии, кроме запасенного тепла, то функция светимости непосредственно связана с кривыми остывания этих объектов. А также, разумеется, с их массами, возрастами и тп. Поэтому это все очень интересно.
Используя данные спутника Кеплер, авторы нашли гигантскую планету около звезд класса А. Но открыли ее не по транзитам!
Звезда пульсирует. Из-за присутствия массивной планеты наблюдаемый период пульсаций будет испытывать периодические вариации. Именно это и было обнаружено. Период велик - 840 дней. Авторы обсуждают, что у звезд класса А должно быть много массивных планет на широких орбитах.
После появления статьи об обнаружении планеты с массой чуть более земной в зоне обитаемости Проксимы Центавра в Архиве появилось много публикаций, посвященных вопросам обитаемости этой конкретной планеты, и планет такого типа вообще. Основная проблема здесь в свойствам звезды. Надо находиться близко от красного карлика, а эти объекты очень активны. Поэтому возникает много проблем с выживанием.
В работе arxiv:1608.06672 авторы приводят статистику вспышек на Проксиме по данным спутника MOST. Вспышек много, учитывая большой (83 дня) период вращения звезды. Несколько раз в год происходят супервспышки, более мощные, чем все наблюдавшиеся на Солнце.
Вопросы активности красных карликов в связи с обитаемостью планет вокруг них также рассматриваются в статье arxiv:1608.06772.
Очевидно, что в ближайшее время появится еще несколько работ на эту тему.
В двух больших статьях arxiv:1608.06813 и arxiv:1608.06827 детально рассматривается именно вопрос обитаемости Проксима Центавра b (кстати, интересно, какое имя получит эта планета). Тому же посвящена и статья arxiv:1608.06908. А также arxiv:1608.07263.
Наконец, в большой 62-страничной статье Barnes et al. подробно рассматривают различные эволюционные сценарии для жизни на Проксиме b. Ее продолжение - статья arxiv:1608.08620.
Обсудить в ЖЖ-сообществе
ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в
Научной панораме.
Речь идет о выходе ударной волны сверхновой из звезды. В последние годы появились прямые наблюдения этого события. В связи с этим возникли надежды узнать много нового и о взрывающихся звездах, и о физике сверхновых. Этому и посвящен обзор.
Обзор написан для специалистов.
Для многих массивных звезд именно рентгеновские наблюдения позволяют наиболее точно определять параметры звездного ветра благодаря наличию эмиссионных линий в этом диапазоне спектра. Этому в основном и посвящен обзор.
В каталог попал почти миллион (точнее 851168) событий. Они связаны с более чем четырьмя тысячами (4041) звезд. В среднем энергия вспышек 1035 эрг.
Напомню, что это все не только интересно, но и важно, потому что вдруг и у нас когда-нибудь шарахнет.
Одиночные звезды Вольфа-Райе являются довольно сильными (светимость Солнца) источниками рентгеновского излучения. В том, как это излучение возникает, есть много неясного. В обзоре в основном суммированы феноменологические данные.
Звезда AR Скорпиона была когда-то классифицирована как переменная типа дельта Щита. Но авторы показали, что это куда как более интересная система.
Это двойная звезда с орбитальным периодом три с половиной часа. В систему входят красный карлик и белый карлик. Белый карлик всему виной.
Он работает как радиопульсар. Объект вращается с периодом почти две минуты. На протяжении лет удалость увидеть, как он замедляется. И энерговыделение системы находится в согласии с тем, что источником является вращение белого карлика.
Система переменная и излучает от радио до рентгена. Оптический блеск может возрастать в несколько раз за десятки секунд (вообще же оптический блеск меняется раз в 20). Часть излучения приходит от красного карлика, но причиной является его взаимодействие с магнитосферой и релятивистскими частицами белого карлика.
Аккреции в системе нет. Но раньше могла быть. Возможно, что периодически аккреция раскручивает белый карлик. Затем начинается период, когда аккреции нет, и наблюдается такое пульсароподобное поведение, а потом снова включается аккреция.
Авторы рапортуют об открытии горячего юпитера, который настолько близок к своей звезде (орбитальный период 20 часов, а звезда имеет массу, равную солнечной), что между планетой и звездой существует мощное приливное взаимодействие. Оно приводит к тому, что планета раскручивает звезду. Данная система позволяет уточнить приливной отклик звезд на приливное воздействие, что крайне интересно.
Еще один большой обзор по ядерной астрофизике.
Авторы исследовали большую выборку кандидатов в кеплеровские транзитные планеты (более 380 объектов). На телескопе Кек-II проводились наблюдения с целью разрешить двойные системы. В ряде случаев это удалось сделать - т.е. планеты находятся в двойных. Однако количество обнаруженных двойных с полуосью менее 50 а.е. недостаточно велико. В итоге, авторы полагают, что в таких двойных планеты встречаются в 2-4 раза реже. Это означает, что порядка 20% звезд типа Солнца не имеют планет из-за присутствия компонента на близкой орбите.
Авторы исследовали довольно большую выборку двойных звезд, где более массивная имеет спектральный класс А или В. Оценивалось отношение масс. В результате авторы получили, что у самых тесных систем падает доля пар с большим отношением масс. Авторы полагают, что легкие компоненты успевают нааккрецировать вещество, которое иначе вошло бы в состав более массивного соседа. Кроме того, авторы получили, что распределение по массам лучше описывается не степенным, а лог-нормальным распределением.
Большие аналитические доклады об актуальных задачах и планах исследований (white papers) - прекрасное чтение, для того, чтобы создать впечатление о ситуации в какой-то области исследований. Вданном случае речь идет о ядерной астрофизике.
Эта область охватывает и звезды, и космологию, и слияния нейтронных звезд, и сверхновые. И много разных методов наблюдений. В общем - почти все.
Авторы рапортуют об открытии первой многопланетной системы в рассеянном скоплении. Почему это важно? Во-первых, в скоплениях хорошо известны возраста звезд и их состав. Но, кажется, важнее второе. В скоплениях звезды на ранних стадиях эволюции могут чатос проходить вблизи друг друга, что будет влиять на орбиты планет. Потом скопления рассеиваются. И, очевидно, многие планетные системы, которые мы видим, формировались в скоплениях и несут на себе отпечаток этого. Важно понять, насколько орбиты планет, образованных в скоплениях, испытали на себе влияние других звезд, и как это влияет на общую статистику. Иначе мы будем пытаться объяснить все данные образованием планет вокруг одиночных звезд, а это не вся картина.
Авторы сообщают, что им удалось идентифицировать самый длинный период у затменной двойной системы - почти 70 лет. Но свойства у системы довольно странные. Авторы предлагают такое объяснение: красный гигант затмевается диском частиц, вращающихся вокруг второго (невидимого) компаньона.
В последние несколько лет появилось много прямых данных по дискам вокруг молодых звезд. Это имеет отношение и к звездообразованию, и к формированию планет (плюс - просто к физике дисков). Поэтому это все весьма интересно и актуально.
В обзоре обсуждаются и наблюдения, и модели. Без формул. Однако для неспециалиста, мне кажется, не хватает введения. Что не удивительно, т.к. этот обзор является частью спецвыпуска журнала, и было бы неразумно тратить время на повторы. Но читать из-за этого не всем будет комфортно.
Продолжаются споры о природе источника HV2112. Изначально было заявлено, что это лучший кандидат в объекты Торна-Житков (красный гигант, поглотивший нейтронную звезду). Затем, на основе анализа собственного движения, было показано, что источник может и не находиться в ММО. Тогда для объяснения его свойств не нужна столь экзотическая модель. Теперь же авторы обсуждаемой статьи проводят новый анализ собственного движения и показыают, что эти данные могут быть совместимы с нахождением источника в ММО, а значит, он остается кандидатов в объекты Торна-Житков.
Маломассивные звезды активно тормозят свое вращение за счет магнитного звездного ветра. Связано это с тем, грубо говоря, что частица, уносящая момент, как бы отрывается от звезды не когда покинула ее поверхность, а когда вырвалась из магнитного поля. Т.е., силовые линии поля работают как рычаги. Поэтому старые маломассивные звезды, казалось бы, всегда должны медленно вращаться. Однако теперь мы знаем, что это не так.
Авторы анализируют эту ситуацию и предлагают решение. Если динамо внутри звезды со временем ослабевает, то будет слабее и поле, т.е. "рычаг" будет короче, а значит и вращение затормозится не столь сильно. В итоге, будем иметь относительно быстро вращающиеся старые звезды.
Большой интересный обзор. Посвящен он тому, что происходит с планетами и планетными системами после того, как звезда покидает главную последовательность.
Описание начинается с азов. Так что можно разобраться во всех деталях. Заодно, обзор прекрасно иллюстрирован.
Закрытие.
Несколько лет назад был обнаружен лучший за все время кандидат в объекты Торна-Житков. Такие объекты возникают, когда в тесной двойной системе нейтронная звезда оказывается внутри красного гиганта. Выявить природу такого монстра непросто. Обычно смотрят на аномалии химического состава.
Детальные исследования лучшего кандидата показали, что у него большое собственное движение. Это дает аргументы в пользу того, что мы имеем дело не с гигантом в Малом Магеллановом облаке, как думали раньше, а с S-звездой в гало нашей Галактики. Тогда это никакой не объект Торна-Житков. А жаль. Многие коллеги уже начинают думать, что объекты Торна-Житков практически невозможно открыть, т.к. их время жизни до коллапса в черную дыру гораздо меньше, чем оценивалось первоначально.
Многие элементы тяжелее железа синтезируются в маломассивных звездах в результате т.н. s-процесса (медленный процесс). Качественно так все ясно, но многие важные детали были не до конца ясны. Авторы разбираются в них.
Авторам удалось, используя данные по обилию в звездах циркония и ниобия, во-первых, показать, что источником нейтронов в основном является цепочка реакций от углерода-12 до кислорода-16 (самый важный момент - захват углеродом-13 альфа частицы, а затем превращение в кислород-16 с испусканием нейтрона), а не цепочка с участием неона и магния. А во-вторых, определить температуру, при которой идут реакции s-процесса.
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.
Большой хороший обзор по магнитным полям в звездах и их остатках. Рассмотрены и наблюдения, и теория. Но теория на вполне понятном языке. Посколько в этой области много неясного, читать очень интересно.
Очень хорошая статья.
Недавно популярным стал некий общий подход к созданию скалярно-тензорных теорий гравитации. Одним из предсказаний является уменьшение влияния гравитации внутри, например, астрофизических тел. Скажем, звезд. Автор исследует этот вопрос, рассматривая, как будет меняться нижний предел на массу звезд, связанный с зажиганием водородных реакций. Оказывается, что этот предел весьма чувствителен к параметрам модели. Настолько, что позволяет закрыть некоторый важный диапазон параметров. Т.о., если скалярно-тензорные теории и верны, то параметры должны быть таковы, что известные эффекты (здесь речь идет о космологической постоянной, кривых вращения галактик и т.д.) нельзя будет объяснить альтернативной гравитацией.
Атмосферы заметной доли белых карликов обогащены тяжелыми элементами. Поскольку из-за сильной гравитации они должны бы доволно быстро "выпадать в осадок", нужен какой-то канал подпитки. Поэтому давно считалось, что на поверхность белых карликов выпадают кометы, астероиды, планеты и т.д. (есть даже люди, полагающие, что первое неопровержимое доказательство существования экзопланет - это довольно древнее обнаружение первого белого карлика с тяжелыми элементами в атмосфере). Но пока не удавалось застать процесс. Всегда бывает первый раз.
Впервые удалось зарегистрировать, как перед белым карликом пролетаеет какой-то мусор. Т.е., зарегистрирован транзит. Происходит это периодически - каждые 4-5 часов. Больше всего похоже на астероид.
Сам белый карлик имеет обогащенную тяжелыми элементами атмосферу и обломочный (debris) диск вокруг. Так что все сходится.
Наблюдения проводились на Кеплере в рамках программы К2 (т.е., когда он уже поломался). Затем подключились и наземные инструменты.
Скорее всего, авторы смогли увидеть не одно тело вокруг белого карлика, а несколько (до 6). Все эти тела "газят" (выдают облака пыли), и именно поэтому возникает заметный транзитный эффект. Массы тел оценивают в сотые доли массы Луны (но это уже завязано на модели, поэтому тут можно сильно ошибиться).
Авторы подчеркивают, что в принципе возможна и другая интерпретация данных (кольца вокруг белого карлика, просто обака пыли без массивных центральных тел). Но поскольку объект яркий и транзиты заметные, то изучать систему можно с помощью относительно небольших наземных инструментов, так что, скорее всего, совсем скоро все выяснится.
Обсудить в ЖЖ-сообществе
ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в
Научной панораме.
Наблюдения красных гигантов показали, что некоторые из них имеют следующую особенность.
Как известно, звезды осциллируют. В них "гуляют" волны, проявления которых мы можем наблюдать, изучая кривые блеска. Например, с помощью спутника Кеплер. Волны бывают разные. Очень удобно разложить их на гармоники: монополь, диполь, квадруполь и т.д. Так вот, есть красные гиганты, у которых монопольная (сферически-симметричная) составляющая сильна, а дипольная сильно подавлена. Хорошего объяснения этой особенности до недавнего времени не было.
Волны возбуждаются на поверхности и идут внутрь. Там они частично отражаются и выходят обратно во внешние слои. Чтобы объяснить подавление дипольных волн, надо объяснить, почему они не выходят из ядра обратно.
Идея авторов состоит в том, что волны взаимодействуют с магнитным полем внутри звезды. Это приводит к их превращению в другой тип волн (в частности, у них выше частота), которые уже не могут выйти наружу. И итоге получается, что мы не видим соответствующих осцилляций на поверхности.
Для объяснения данных наблюдений нужны довольно большие поля (начиная от 0.1 мегагаусса) внутри красных гигантов (уточним, что речь идет об относительно легких звездах, не являющихся прародителями нейтронных звезд). Возможно, часть из них были магнитными звездами и на стадии главной последовательности. Новые результаты косвенно указывают на то, что в недрах сильнозамагниченных нейтронных звезд на главной последовательности могут присутствовать поля порядка мегагаусса.
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.
Описана программа grayStar3, доступная в сети. Это и интересная "игрушка", и хороший инструмент для преподавания астрономии.
Программа написана на JavaScript. Работает на любом броузере в любой системе. Позволяет моделировать некоторые свойства звезд и планетных систем. Сделана хорошая визуализация в HTML. Можно менятть параметры звезды и получать ее цвет (что я давно хотел!), спектр, параметры зоны обитаемости и т.д. Стоит зайти и поиграться!
Задача этого обзора - ввести аспирантов в мир астросейсмологии. Но ввести не так, чтобы они могли разговор поддержать, а чтобы они могли работать в этой области. Поэтому автор сразу берет быка за рога. В статье только пронумерованных формул несколько сотен. Так что и правда можно разобраться в основах. А потом переходить на следующий уровень....
Пояс Гулда - это молодая локальная структура из ассоциаций молодых звезд. Ее возраст 30-70 миллионов лет. Размер - сотни парсек. По форме это примерно бублик, а Солнце, волею судеб, находится вблизи его центра. Бублик наклонен к плоскости Галактики под углом чуть менее 20 градусов.
В статье дается обзор свойств этой структуры, а также обсуждаются основные гипотезы ее происхождения.
Авторы рассматривают, с какого расстояния нейтринный детектор KamLAND может увидеть нейтрино, излучаемые массивными звездами на стадиях, предшествующих взрыву сверхновой. Получается, что в зависимости от массы звезды детектор может поймать нейтринный сигнал предсверхновой на расстоянии в несколько сот световых лет за несколько часов или даже суток до регистрации самого взрыва.
Авторы публикуют каталог из ~70 рентгеновских двойных с Ве-звездами в ММО и анализируют их свойства. Подключение данных обсерватории им. Спитцера (космический ИК-телескоп) позволяет провести интересный дополнительный анализ, ранее не делавшийся для столь большой и однородной выборки таких объектов.
Вышла новая версия программы MESA, которую весь мир применяет для моделирования эволюции звезд, в первую очередь двойных.
Авторы рапортуют об исследовании двух десятков гигантов с аномально быстрым вращением. Массы составляют от 1 до 4 масс Солнца. Происхождение быстрого вращения неизвестно, но вероятно, что было слияние звезд или поглощение субзвездного компонента.
А с Альдебараном - наоборот. Достаточно надежно никто не может сказать, что там есть экзопланета, но аргументу в пользу этого продолжают накапливаться.
Проанализировав 20 лет наблюдений альфа Тельца, авторы выявили два периода. Один - 629 дней, - они связывают с массивной (6-7 масс Юпитера) планетой, а другой - 520 дней, - с вращением звезды.
Авторы исследовали любопытную пару белых карликов. Один - массивный, с массой около 1.06 солнечной. Второй - существенно менее массивный, но его масса плохо определена. Что хорошо определено - это температуры. И вот тут сюрприз. Более тяжелый карлик выглядит моложе! А ведь мы ожидаем, что более тяжелые карлики дают более массивные звезды, которые эволюционируют быстрее. Авторы обсуждают разные сценарии, но, видимо, реализоваться могут только экзотические. Например, образование более массивного карлика недавно в результате слияния (т.е. система была тройной), или же, что вообще это тройная система, но ориентация сейчас такова, что мы думаем, что это двойная и потому неправильно определяем параметры звезд.
Сверхновые типа Ia - это взрывы белых карликов. Есть два сценария. Или белый карлик сливается с другим белым карликом, или на белый карлик идет аккреция с нормальной звезды. Сейчас первый сценарий считается более часто встречающимся, но работать должны оба.
Авторы рапортуют об обнаружении ультрафиолетового излучения от недавней сверхновой. Наблюдали на Swift'е. Параметры излучения совпадают с ожидающимися от взаимодействия выброса сверхновой с нормальной звездой. Т.е., есть довольно хорошие указания, что в данном случае не было слияния двух белых карликов.
С помощью нового оборудования на телескопе Джемини (Gemini) авторы открыли структуру около молодой (15 миллионов лет) солнцеподобной (масса 1.4-1.5 солнечных) звезды. Структура напоминает пояс Койпера в Солнечной системе. Важность состоит, в первую очередь, в демонстрации возможностей нового инструмента. Внесолнечный остаточный диск удается рассмотреть и изучить в деталях.
В обзоре подробно обсуждается эволюция звезд-прародителей сверхновых типов Ib/c. Это могут быть и одиночные, и двойные звезды. Автор описывает все возможности. Доминируют, по всей видимости, двойные системы. Но и одиночная звезда при некоторых довольно экзотических условиях может дать сверхновую без водородных линий. Здесь еще много вопросов и загадок.
Авторы моделируют сверхновую iPTF 13bvn типа Ib. Такие взрывы, скорее всего, происходят, если звезда входила в двойную систему (см. обзор выше). Но доказать это трудно. Возможно, впервые это удастся сделать. Авторы представляют анализ, который говорит, что выброс при взрыве должен провзаимодействовать со звездой-соседкой, и это можно будет обнаружить впоследствии. Звезда-соседка (которая на момент взрыва скорее всего была ОВ-звездой) потом должна быть видна как "звезда, похожая на красного сверхгиганта".
В 45 случаях у нас есть данные о прародителях сверхновых с коллапсом ядра. В 18 случаях прямо видны прародители, в 27 есть хорошие верхние пределы. И тут возникает проблема: не хватает массивных прародителей, т.е. очень тяжелых звезд. Автор полагает, что возможно, звезды тяжелее 18 масс Солнца часто дают "неудавшиеся" сверхновые, сопровождающиеся коллапсом в черную дыру.
Белые карлики, как и звезды, и нейтронные звезды, имеют магнитные поля. У некоторых они очень сильные - до миллиарда гаусс. Учитывая размер карликов - это очень много. Такие белые карлики массивнее, чем такие объекты с более низкими полями. Кроме того, магнитные белые карлики часто встречаются в двойных. Это может быть ключом к происхождению их полей.
Обзор дает возможность подробно узнать об объектах этого типа и о гипотезах, касающихся их происхождению.
Обзор посвящен не только магнитным полям звезд, но и полям компатных объектов. Авторы продолжают настаивать на гипотезе "остаточного поля" для объяснения магнитных полей магнитаров. Вряд ли это правильно, но обзор все равно интересный.
Авторы исследуют гиперскоростную звезду US 708. Она имеет скорость 1200 км в сек и является компактной гелиевой звездой. Анализ траектории показывает, что крайне маловероятно, что звезда летит из центра Галактики (обычно гиперскоростные звезды становятся таковыми после пролета звездной пары вблизи сверхмассивной черной дыры в галактическом центре). Новые исследования показали, что звезда быстро вращается. Это делает весьма вероятным такой сценарий. Звезда входила в двойную систему (где и произошла раскрутка и обдирание водородной оболочки), а потом второй компонент взорвался. Вторым компонентом на момент взрыва должен был бы быть белый карлик. Т.е., это термоядерная сверхновая. Современная скорость звезды связана с ее высокой орбитальной скоростью в двойной в момент взрыва, т.е. это была ультракомпактная двойная.
Наконец-то появилась статья, связанная с самой красивой картинкой прошлого года.
На картинке появился масштаб и т.д. Есть много сопровождающих данных. Теперь за это возьмутся теоретики, моделирующие образование планет.
Авторы представляют большую выборку звезд-гигантов с быстрым вращением. Интересно, что среди них есть не только маломассивные объекты (классы светимости IV, III), но и массивные звезды (Ib). А из них потом образуются нейтронные звезды. Это может быть важно в связи с формированием магнитаров.
Что же раскрутило эти звезды? Мы не знаем. Скорее всего, или вторая звезда (произошло слияние), или планета (правда, планеты подойдут, скорее, только для маломассивных гигантов).
"То, что нас не разрывает, делает нас быстрее,-" могли бы сказать звезды, пережившие близкий пролет сверхмассивной черной дыры.
Если одиночная звезда пролетает вблизи массивной черной дыры, то звезду может разорвать приливом. Но если она все-таки виживает, то обычно приобретает скорость. Так можно разгонять звезды до сотен км в сек. Т.е., так можно делать гиперскоростные звезды, к тому же с экзотическими свойствами, т.к. внешние слои сорваны. Правда, надо пролететь довольно близко от дыры.
Большой Бинокулярный телескоп построили 10 лет назад. Но хорошие интерферометрические наблюдения только начинаются. О первых результатах рассказывается в статье. Авторы исследовали пылевую составляющую (аналогичную зодиакальному свету у нас) на расстояниях, соответствующих зоне обитаемости. Пыль, очевидна, возникла благодаря недавним столкновениям крупных тел.
Несколько лет назад начали открывать т.н. гиперскоростные звезды. Они имеют достаточные скорости, чтобы покинуть Галактику. Основным механизмом разгона считается взаимодействие двойной системы с центрльной черной дырой. Один из компонентов двойной может оказаться выброшенным с большой скоростью. Но есть еще один очевидный канал.
Если в двойной системе происходит взрыв сверхновой, то система может распасться. Тогда вторая звезда примерно с орбитальной скоростью улетит. Насколько велика может быть эта скорость? Это и является преметов исследования в статье.
Автор показывает, что К-карлики могут приобретать скорости выше 1000 км в сек. Т.е., часть гиперскоростных звезд может лететь не от сверхмассивной черной дыры, а просто из галактического диска.
Автор рассчитывает, какие звезды могли за последние миллионы лет достаточно сильно сблизиться с Солнцем, чтобы повлиять на орбиты кометных ядер в облаке Оорта. Считать сложно, т.к. данные имеют конечную (и не супервысокую для таких целей) точность. Однако, похоже, несколько звезд несколько миллионов лет назад приближались к нам на расстояния раза в два меньше, чем до Проксимы. А сами звезды потяжелее, чем она.
Авторы этой статьи (см. также arxiv:1412.8245) продолжают изучать солнцеподобные звезды, на которых наблюдались супервспышки. Детально были изучены спектры полусотни таких объектов. Некоторые из них выглядят очень похожими на Солнце. Это говорит в пользу того, что и у нас могут происходить супервспышки. Для жизни как таковой они не опасны, а вот для техники (от линий электропередач до спутников) - весьма. Так что самая реалистичная глобальная катастрофа - это супервспышка на Солнце. Происходят они где-то раз в тысячу лет. Может быть одна из них произошла в конце 19 века. Правда, внезапно такое случиться не может. Новые наблюдения авторов показывают, что на звезде перед вспышкой появляются ОЧЕНЬ крупные пятна.
Известно всего лишь около десятка массивных звезд спектрального класса О, у которых измерены сильные магнитные поля. Тем не менее, это очень важная тематика, и ей посвящен обзор.
Оценки показывают, что сильные магнитные поля - это не типичное свойство О-звезд. Лишь 5-10 процентов из них имеют большие поля. Соответственно, распределение по полям бимодально. Причины - неизвестны.
Вообще, с магнитными О-звездами связано много загадок. Многие из них упомянуты в обзоре. Отдельно отметим обсуждавшуюся связь таких объектов с магнитарами.
Авторы обнаружили и исследовали интересную систему. Во-первых, это красный гигант с транзитной планетой. Планета очень интересная. О ней ниже. Во-вторых, длительный мониторинг радиальной скорости позволил установить, что в системе есть вторая массивная планета на более широкой орбите. Наконец, получение высококачественных изображений позволило открыть вторую звезду - красный карлик на очень широкой орбите.
Самое интересное - это внутренняя планета и ее взаимодействие со звездой. Благодаря астросейсмологическим данным удалось хорошо определить параметры звезды. Для планеты удалось измерить и радиус, и массу. Планета одна из самых массивных. Причем, она не слишком близка к звезде, т.е. не очень сильно нагревается. Это важно, т.к. позволяет изучать не прогретый гигантсткий гигант. Кроме того, планета сидит на очень эксцентричной орбите и взаимодействует со звездой за счет приливов. Наконец, редко когда планета у звезды гиганта находится на орбите размером менее 0.5 а.е. Соответственно, изучение этой системы важно в контексте исследования распределений экзопланет по большим полуосям.
Детальные наблюдения показали, что и на Веге есть пятна. Это довольно удивительно. Дело в том, что внешние слои таких звезд устроены не так, как, скажем, у Солнца. Для того, чтобы сделать более-менее устойчивые поверхностные структуры необходимо магнитное поле. С этим у А-звезд вообще, - и Веги, в частности, - есть проблемы. Кроме пекулярных Ap-звезд, у таких светил поле невелико (и, кстати сказать, его происхождение неясно). Авторы надеются, что изучение поверхностных структур Веги сможет пролить свет на происхождение магнитного поля А-звезд.
Небольшой обзор по темпу образования звезд, образованию крупных скоплений и тп. Местами довольно эклектично и "лоскутно", но местами крайне полезно и ясно.
Большой полезный обзор. Автор постарался упомянуть все-все-все основные работы по формированию первых звезд, написанные за последние 10-15 лет. В итоге из 103 страниц почти 40 занимает список литературы. Объяснение порою слишком краткие, но это неизбежно. Никакой лишней зауми и деталей.
Небольшой обзор по ветрам массивных звезд. Несмотря на скромный объем, автор включил все основные формулы, поэтому для людей в теме обзор будет очень полезен, а для людей не в теме - непонятен.
В Архиве появилось много работ из материалов конференции по астросейсмологии (список статей можно найти в arxiv:1409.2270). Другие статьи также могут быть многим интересны, но остановимся на этой, посвященной возрастам звезд.
Автор на пальцах, в достаточно популярной форме, описывает основные методы определения возрастов звезд, а также, зачем они нужны в решении реальных задач. В осноном все это надо для понимания того, как наша Галактика формировалась и эволюционировала.
Небольшой, но очень информативный обзор. Важно, что рассмотрена потеря вещества на всех эволюционных стадиях, а не только на главной последовательности (про что есть много больших подробных свежих обзоров).
Кратко и информативно - означает "не для всех", но это хорошее "не для всех". Любой, кому действительно надо что-то про потерю массу такими звездами, легко разберется.
Большой обзор по новым результатам в деле изучения атмосфер экзопланет и бурых карликов. Автор начинает с карликов, поскольку они лучше изучены. Рассмотрев данные наблюдений по обоим классам объектов, автор переходит к описанию того, как строятся модели атмосфер. Завершается все обсуждением поисков жизни (биомаркеры, зоны обитаемости и т.д.).qq
Подробно рассматривается, что новые наблюдения и расчеты говорят об эволюции массивных звезд (тяжелее 100 масс Солнца) и о том, как там синтезируются элементы.
Появилось сразу две статьи, посвященных одному объекту (вторая - arxiv:1408.0813). Объект этого заслуживает.
Переходные (transitional) диски соответствуют стадии, когда протопланетный диск уже частично израсходован, а остаточный (debris) еще не сформировался. Газ уже практически полностью исчез, а пыль осталась. Исследуя такой диск у звезды HD 169142, авторы двух статей обнаружили в нем новый объект. Он находится на расстоянии 20-25 а.е. Масса составляет около 30 масс Юпитера или чуть больше.
Во второй статье (arxiv:1408.0813) авторы также пишут о еще одном объекте на расстоянии около 50 а.е. Если он подтвердится, то мы видим формирующуюся многопланетную систему.
На протяжении эволюции звезды меняется темп вращения ее частей. Особенно важен темп вращения ядра, т.к. потом из него формируется компактный объект, и здесь еще много неясного. В частности, не ясно, как эффективно ядро может терять угловой момент на стадии красного гиганта, когда оболочка сильно расширилась и замедлилась.
Связь между ядром и оболочкой осуществляется в основном с помощью магнитного поля. Вот эту проблему и рассматривают авторы статьи.
Авторы сами пишут, что до окончательного решения этой задачи еще далеко. Пока же у них получается, что ядро все-таки может эффективно замедляться, что приводит к появлению относительно медленно вращающихся нейтронных звезд и белых карликов (что и наблюдается в среднем). Однако, отдельно замечу, что эт оделает еще более острой проблему возникновения сильных полей у магнитаров.
С магнитными полями массивных звезд много всего неясного, а это важно не только для звездной астрофизики, но и для нейтронных звезд. Авторы приводят предварительные результаты обзора почти сотни звезд с целью поиска магнитных полей. Основной результат состоит в том, что лишь небольшая доля массивных звезд имеет упорядоченные немаленькие магнитные поля.
Очень популярный обзорчик касательно того, как синтезируются элементы, и почему важно изучать звезды, бедные металлами.
Планеты с орбитальными периодами в несколько дней и меньше могут существенно взаимодействовать со своей звездой.
Самое очевидное - приливы. И это уделено внимание. Но затем идут всякие другие. Это и потеря вещества планетой из-за заполнения полости Роша, и взаимодействия, связанные с магнитными полями, и еще кое-что. Включая непонятные случаи, когда наблюдения показывают, что какие-то процессы на звезде коррелируют с орбитальным периодом планеты, но причины - непонятны.
Авторы проводят детальные расчеты формирования первых звезд в минигало. Массы оказываются заключенными между 1 и 300 массами Солнца. В некоторых минигало формируется несколько звезд (до 6 в данных расчетах). У авторов получаются в среднем более низкие массы, чем в других расчетах этого типа. Это довольно интересно, т.к. легкие звезды (чуть-чуть легче солнца) могли бы дожить до наших дней.
Впервые обнаружены звезды далее 200 кпк от центра Галактики.
Звезды ULAS J001535.72+015549.6 и ULAS J074417.48+253233.0 были отобраны как кандидаты в далекие красные гиганты в гало Галактики. Детальные наблюдения это подтвердили. Оценки расстояния составили 274+/-74 кпк и 238+/-64 кпк. Это рекорд. Кстати, расстояние этих звезд от центра Галактики потихоньку растет, т.к. сейчас они двигаются от него (пусть и медленно - скорости составляют малые десятки километров в секунду).
Авторы обсуждают, откуда эти два гиганта могли появиться в гало. То ли это остатки какой-то поглощенной карликовой галактики, то ли еще что. Пока непонятно.
Обсудить в ЖЖ-сообществе
ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в
Научной панораме.
Авторы проводят детальный поиск легких одиночных объектов (бурые карлики и самые крупные планеты) в скоплении Плеяды. Обнаружено несколько объектов, что позволяет построить функцию масс.
Результат очень интересный. Видно, что функция масс тянется с тем же
наклоном в область низких масс.
Знаете ли вы, что то, как образовались шаровые скопления, остается непонятным?
Наблюдаемые сейчас шаровые скопления сформировались давно. Объекты это не
ахти какие большие (если сравнивать с галактиками), поэтому рассмотреть на
больших красных смещениях, как они появлялись, мы не можем. Остается
надеяться, что образование шаровых скоплений "тогда" происходило также, как
образование молодых массивных скоплений (YMC) "сейчас". Во многом на этой
аналогии и построен обзор.
Весьма интересно.
Свободно перемещающиеся планеты (free-floating planets) - это планеты, не вращающиеся вокруг звезд, а объекты планетных масс, не являющиеся чьими либо спутниками. Есть проблема, связанная с тем, как они образуются, и как к ним относится. Дело в том, что часть людей считает, что собственно планетами надо называть только объекты, образовавшиеся в дисках вокруг звезд. А объекты, которые образовались сами как звезды, но имеют планетные массы, надо классифицировать отдельно. Но пока нет ясности, насколько легкие объекты могут возникать в процессе звездообразования. Авторы пытаются пролить свет на эту проблему.
Авторы показывают, что недавно открытый объект OTS44 имеет диск, и на него идет аккреция. Масса источника - около 12 юпитерианских. Он молодой (2 миллиона лет). И он один.
Если все так, то действительно объекты планетных масс могут образовываться, как звезды. Вопрос только в том, насколько точно авторы определили все параметры. Вдруг это бурый карлик?
Объекты Торна-Житков, это ожидаемый (но пока - гипотетический) класс источников, являющихся продуктом эволюции двойных систем: нейтронная звезда оказывается внутри звезды-гиганта. Их пытаются искать по особенностям химического состава. Иногда появляются заявления об обнаружении хороших кандидатов. Вот очередное. Важно, что это действительно наиболее сильный на данный момент кандидат.
Речь идет о звезде HV 2112 в Малом Магеллановом облаке. У нее обнаружен ряд химических аномалий, которые проще всего объяснить, предположив, что это объект Торна-Житков, т.е., что внутри сидит нейтронная звезда.
А вот появилась и статья с участием Анны Житков: arxiv:1406.6064. В ней авторы также приходят к выводу, что HV2112 - это, скорее всего, объект Торна-Житков.
Обсудить в ЖЖ-сообществе
ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в
Научной панораме.
Для близкого миллисекундного пульсара (260 пк) в двойной системе промерили эффект Шапиро. Это дает возможность довольно точно оченить массу пульсара и его невидимого спутника. Для пульсара получают 1.2+/-0.14,, а для спутника 1.05+/-0.06. Спутник, скорее всего, белый карлик. Это следует в основном из косвенного аргумента, связанного с очень маленьким эксцентриситетом (в системе из двух нейтронных звезд такое очень трудно получить с эволюционной точки зрения). Поэтому авторы попытались увидеть белый карлик. и не увидели. Это дает возможность поставить верхний предел на его температуру: < 3000K. Это рекорд для известных белых карликов.
На этот раз пульсирует звезда.
Звезда является массивной переменной с сильным магнитным полем (звезда довольно яркая, находится в созвездии Большого Пса). Наблюдения на спутнике XMM-Newton позволили увидеть пульсации в рентгене. Связаны они не с вращением (как у обычных рентгеновских пульсаров - нейтронных звезд и белых карликов), а с пульсациями звезды. Период - чуть менее 5 часов. В оптике период уже давно был известен. Интересно, что и в ренгене его видно. Ничего подобного ранее не наблюдаось. Поэтому объяснить, что же в случае кси Большого пса не так будет не так уж тривиально, если говорить о мелких деталях.
Обсудить в ЖЖ-сообществе
ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в
Научной панораме.
С одной стороны, авторы рапортуют об открытии очередной такой планеты (всего их известно несколько десятков, уже почти под сотню). С другой, - и это более интересно,- дают хороший обзор свойств планет, обнаруженных у звезд-гигантов.
Очень подробно разбирается много вопросов, связанных с существованием экзопланет в двойных системах. Образование, эволюция, зоны обитаемости.....
Подробный обзор по приливной диссипации. Все написано в деталях, т.е., с одной стороны, нужно это только специалистам, с другой - для их это очень полезно.
Приливная диссипация может сильно менять орбиты планет и спутников планет-гигантов. Сейчас это весьма актуальная тематика, поэтому обзор как нельзя "в тему".
В Архив выложили книгу. Это ее первая глава. Вообще, книга посвящена "голубым бродягам", но по ходу затрагивается много аспектов эволюции одиночных и двойных звезд.
Остальные главы.
Blue Straggler Stars: Early
Observations that Failed to Solve the Problem
The Blue Stragglers of the
Old Open Cluster NGC 188
Field Blue Stragglers and
Related Mass Transfer Issues
Blue Straggler Stars in
Globular Clusters: a powerful tool to probe the internal dynamical
evolution of stellar systems
The Blue Straggler
Population in Dwarf Galaxies
Mass Transfer by
Stellar Wind
Binary Evolution:
Roche Lobe Overflow and Blue Stragglers
Formation
Channels for Blue Straggler Stars
Dynamical
Processes in Globular Clusters
The Multiple
Origin of Blue Straggler Stars: Theory vs.
Observations
Models of
Individual Blue Stragglers
Blue
Stragglers in Globular Clusters: Observations,
Statistics and Physics
Blue
Stragglers in Clusters and Integrated Spectral
Properties of Stellar Populations
Очень подробный, очень полезный обзор для тех, кто в теме.
Ветер от массивных звезд - это сложная тема, где много неясного, а учитывать потерю массы приходится много где. Обзор насыщен и теорией, и данными наблюдений.
См. также другую главу в arxiv:1406.5657.
Рассматриваются поздние стадии эволюции (и взрывы) звезд с массами более 30 солнечных. Современные модели уже позволяют обсуждать всякие тонкие эффекты. Например, роль вращения. Кроме того, такие объекты, видимо, связаны с длинными гамма-всплесками, что также обсуждается в обзоре.
Завершается статья списком нерешенных проблем. Их много, и они важные.
Пояс Гулда - это локальная (500 парсек) относительно молодая (десятки миллионов лет) структура. Солнце находится примерно в его центральной области. Пояс Гулда образован молодыми звездными ассоциациями. Там сосредоточено основное количество массивных звезд солнечной окрестности. Из-за этого распределение ярких звезд на небе не совпадает с плоскостью Млечного пути (Пояс Гулда - относительно плоское образование, и он наклонен по отношению к галактическому экватору).
Происхождение Пояса до конца не ясно. Авторы обсуждают различные модели.
Авторы демонстрируют, что на другом краю Галактики молодые звезды наблюдаются на значительной высоте над плоскостью галактического диска. Речь идет о расстояниях 13-22 килопарсека от центра Галактики и 1-2 килопарсека на плоскостью диска. Молодыми звездами являются цефеиды, т.е. расстояния должны быть измерены довольно точно. Такое расширение галактического диска предсказывалось и косвенно наблюдалось и раньше, но все удавалось определить недостаточно точно. Теперь есть надежные данные. Далекие цефеиды могут быть связаны с молекулярным рукавом "с той стороны" Галактики, а распухание диска - с ростом влияния темного вещества на больших расстояниях от центра. В частности, вероятно, что там есть остаток какой-то небольшой галактики, поглощенной нашей.
Очень красивая идея: звезда выступает в роли гравитационно-волнового детектора.
Поиск гравитационных волн - важная задача. Для этого строят и разрабатывают сложные дорогие и установки. Но кое-что можно узнать и с помощью астрономических наблюдений. Например, наблюдая за несколькими радиопульсарами, можно также видеть гравитацинно-волновой сигнал. А можно наблюдать за звездами.
Звезды колеблются. В начале были открыты солнечные осцилляции. Затем были открыти колебания других звезд, и появилась целая наука - астросейсмология. Изучение звездных осцилляций позволяет поразительно много узнать о недрах этих объектов. Поэтому эта область астрофизики активно развивается. Запускают специализированные спутники (как CoRot) для наблюдения колебаний звезд. В основном именно для изучения их недр. Но оказывается, их можно использовать и для других целей.
Несколько лет назад начали появляться работы, в которых авторы указывали, что звезды будут "чувствовать" гравитацонные волны. В первую очередь речь идет о волнах от сливающихся сверхмассивных черных дыр в центрах далеких галактик, а также о двойных звездных системах в нашей окрестности. Гравитационные волны должны возбуждать звездные колебания (так же, как гравволны заставляют колебаться лабораторные детекторы). Затем методами астросейсмологии можно увидеть эти колебания, выделить их на фоне других осцилляций звезд. И вот впервые показано, что действительно можно надеяться использовать наблюдения звездных осцилляций для изучения гравволн.
Основным неизвестным ингредиентом является темп затухания возбужденных гравволнами звездных колебаний. Если современные оптимистические оценки верны, то высокоточные наблюдения многих звезд могут по чувствительности в некотором диапазоне частот поспорить даже с планируемым космическим интерферометром eLISA!
См. также arxiv:1405.1414.
Обсудить в ЖЖ-сообществе
ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в
Научной панораме.
Авторы представили детальные наблюдения звезды Кеплер-93 и транзитов планеты Кеплер-93b.
Во-первых, авторы смогли двумя независимыми способами (астросейсмология и транзиты) получить оценки параметров звезды. Причем разные методы дают согласующиеся величины. Во-вторых, удалось очень точно померить параметры планеты. Это земноподобный объект с радиусом 1.481 радиуса Земли. Точность измерения радиуса - 120 километров! Масса известна хуже (3-5 масс Земли). Но ясно, что это железно-каменная планета. Правда, планета находится довольно близко от звезды. Температура поверхности может быть порядка 1000 градусов, поэтому о жизни там речь не идет.
Авторы представляют каталог, включающий около 47000 периодических переменных. Эти данные получены после анализа 5.4 миллиона переменных звезд на половине неба (20 000 квадратных градусов).
Авторы провели частичный анализ каталога и выявили несколько интересных особенностей.
Хороший феноменологический обзор про самые массивные звезды (речь идет об объектах с массой порядка ста солнечных и больше). Описаны их наблюдаемые параметры. Аккуратно объясняется, какие есть неопределенности измерений, а также неопределенности в моделях, если параметры восстанавливаются по ним (например, по эволюционным трекам). В поле зрения автора попали не только одиночные звезды, но и компоненты двойных систем.
Авторы используют любопытную методику. В физике часто возникает проблема контролируемых экспериментов. Иногда ее удается элегантно реить, найдя два идентичных объекта.
В статье исследуется влияние горячих юпитеров на свойства звезд, вокруг которых они вращаются. Авторы берут широкие двойные, где около одной звезды есть массивная близкая планета, а у другой - нет. При это звезды должны быть довольно похожи друг на друга. В таком случае можно надеяться, что лишним элементов является именно присутствие горячего юпитера, а значит - узнать, как он влияеет на материнскую звезду.
К сожалению, пока таких систем мало,так что статистики никакой в общем-то нет. Но уж как есть. Авторы показывают на двух примерах, что горячий юпитер способствует активности звезды. Еще три системы, не являющихся идеальными с точки зрения чистоты эксперимента, качественно подтверждают этот вывод.
Довольно концентрированный обзор по разным типам переменных пульсирующих звезд. При этом автор рассказывает не только о разных типах объектов, не только о свежих данных, но и о будущих проектах, и вообще о том, как и какие данные люди надеятся получить в ближайшее время. В частности, спутник GAIA даст кучу данных, а кроме того новые крупные наземные обзорные инструменты дадут массу информации.
Исследована очень интересная двойная система. Она состоит из нормальной звезды и белого карлика. Существенно, что систему мы видим с ребра (в плоскости орбиты). Это приводитт к тому, что обычная звезда линзируется на белом карлике. Это позволяет довольно точно определить массу белого карлика. В итоге можно продвигаться в изучении белых карликов и эволюции тесных двойных систем.
Авторы рассматривают "галактические зоны обитаемости". Впервые их ввели в астрофизический обиход в 2001 году. Эти области определяют, используя модели химической эволюции галактик. Дело в том, что распределение тяжелых элементов по радиусу не равномерно. Соотвественно, в разных частях галактик возникают разные условия для формирования железно-каменных планет (и жизни на них).
Показано, что в нашей Галактике наилучшие условия достигаются на расстоянии 8 кпк от центра (как раз, где мы и находимся), а в Туманности Андромеды (галактике М31) такая область соответствует 16 кпк. Авторы учитывали радиальные потоки вещества. Они приводят к тому, что земноподобных планет образуется больше (примерно на треть, если говорить о нашей Галактике, и на 10% в случае М31).
Конечно, обитаемые планеты могут появляются и на других расстояниях от галактических центров (важно только, чтобы металличность не была сильно ниже солнечной), но максимум (согласно представленным в статье расчетам) находится именно там. Наверное, это неплохо, т.е. "братья по разуму" могут быть вблизи. Но могут быть и ровно на противоположном краю галактики ....
Речь идет о звездах с массами в сотни солнечных при нормальном химсоставе. Их можно делать или слияниями, или обычной аккрецией. Эти механизмы и затрагиваются в обзоре.
Автор понятно, но без лишних деталей, описывает физику процессов. Разообраться во всем можно довольно легко. Правда, некоторые моменты (например, собственно существование верхнего предела массы) затронуты лишь мельком. Но обо всем сразу и не расскажешь.
Существенно обновленная и дополненная версия отличного обзора по тесным двойным системам с релятивистскими объектами. Более-менее там есть все, что касается данной области астрофизики.
Скат (stingrey) - это планетарная туманность. В ней находится очень интересный объект.
Обычно звезды эволюционируют слишком медленно, чтобы за несколько лет наблюдений можно было бы заметить существенное изменение их параметров (переменные или взрывающиеся объекты тут не в счет). Но не у звезды в этой туманности!
С 1971 года по 2002 год звезда сжималась и нагревалась (ее температура возросла с 21 до 60 тысяч градусов). А потом она начала снова остывать. Эволюционный статус звезды до сих остается загадочным. Возможно, это результат эволюции тесной двойной системы.