На фото изображено, как горячий газ танцует на поверхности Солнца. Картинка получена спутником по исследованию переходных областей и короны Солнца (TRACE). Цвета на картинке соответствуют газу различной температуры. Так, голубым цветом показан газ с температурой сотен тысяч o, красным - газ с очень высокой температурой, миллионов градусов. Горячий газ движется вдоль линий хаотического магнитного поля Солнца. На подобных картинках видно, что нагревание плазмы происходит только в относительно небольших областях.

---------- Добавлено в 13:57 ---------- Предыдущее было в 13:57 ----------



Планетарная туманность Mz3 - это оболочка, сбрасываемая звездой вроде нашего Солнце, то есть объект вне всякого сомнения шарообразный. Почему же тогда истекающий со звезды газ порождает муравьеобразную туманность, форма которой не имеет ничего общего с шаром? Причинами этого могут быть чрезвычайно высокая - до 1000 км/с – скорость выбрасываемого газа; гигантские размеры структуры, дости-гающие одного светового года; или же наличие у расположенной над центром туманности звезды сильного магнитного поля. В недрах Mz3 может также скрываться еще одна звезда меньшей светимости, которая об-ращается вокруг яркой звезды на очень малом расстоянии от последней. Согласно другой гипотезе своим направлением потоки газа обязаны вращению центральной звезды и ее магнитному полю. Астрономы надеются, что благодаря сходству центральной звезды с Солнцем исследование истории этого гигантского космического муравья позволит заглянуть в будущее Солнца и нашей Земли.

---------- Добавлено в 13:58 ---------- Предыдущее было в 13:57 ----------



Кажется, что спиральные рукава загадочной галактики NGC 1097 обхватывают ее маленького спутника. Это удивительно глубокое изображение пекулярной спиральной системы, известной также как Арп 77, составлено на основании наблюдений с двумя телескопами, один из которых находится в северном, а другой - в южном полушарии планеты Земля. На нем видны очень слабые детали, включая намек на загадо-чный выброс, направленный вверх на этой фото. Галактика-спутник находится на расстоянии ~42 000 свето-вых лет от центра большой галактики. Между ними происходит гравитационное взаимодействие, и в конце концов спиральная галактика поглотит своего спутника. В центре NGC 1097 находится массивная черная дыра. Расстояние до NGC 1097 - около 45 миллионов световых лет, она расположена в созвездии Печь.

---------- Добавлено в 13:58 ---------- Предыдущее было в 13:58 ----------



О, как сложно может быть соткана запутанная паутина планетарной туманности. Планетарная туманность Красный Паук демонстрирует нам, какую сложную структуру могут породить газы, выбрасываемые нормальной звездой, когда она превращается в белого карлика. Официально обозначаемая NGC*6537, эта планетарная туманность, состоит из двух симметричных взаимопроникающих структур и содержит один из самых горячих известных белых карликов, входящий, вероятно в состав двойной звездной системы. Скорость внутренних ветров, истекающих со звезд в центре системы, согласно проведенным измерениям превышает по 1000*км/с. Эти ветры заставляют туманность расширяться и приводят к столк-новениям волн горячего газа и пыли. Атомы, вовлеченные в столкновения, испускают свет, который мы видим на этом снимке, сделанном в искусственных цветах. Туманность Красный Паук находится к созвездии Стрельца. Расстояние до нее по некоторым оценкам составляет около 4000 световых лет.



Какую запутанную паутину может сплести планетарная туманность. Сложная структура планетарной туманности Красный Паук образовалась в результате выброса из обычной звезды внешних газовых оболочек и превращения ее в белый карлик. Эта симметричная туманность с двумя ушами, обозначаемая также NGC 6537, содержит самый горячий белый карлик. Этот белый карлик возможно является частью двойной звездной системы. Внутренние ветры, дующие из центральных звезд, показаны в центральной вставке на этой картинке и имеют скорость 300 км в секунду. Эти ветры заставляют туманность расширяться, что приводит к столкновению газа и пыли. Атомы сталкивающегося вещества излучают характерный свет.

---------- Добавлено в 13:58 ---------- Предыдущее было в 13:58 ----------



Эта планетарная туманность с двумя пузырями, изображенная космическим телескопом им. Хаббла, красиво "кипит". Обозначаемая Хаббл-5 эта биполярная планетарная туманность была образована горячим ветром частиц, вылетающим из центральной звездной системы. Горячий газ расширяется в окружа-ющую межзвездную среду в виде надувающихся горячих газовых шариков. На границе образуется сверхзвуковая ударная волна, которая возбуждает газ. Газ светится, когда электроны рекомбинируют с атомами. На фото цвета соответствуют энергии рекомбинационного излучения. Эта туманность находится на расстоянии 2200 световых лет от Земли. В центре туманности скорее всего находится звезда типа Солнца, которая медленно превращается в белый карлик.

---------- Добавлено в 13:58 ---------- Предыдущее было в 13:58 ----------





Это призрачное видение - Эйбелл 39 - удивительно простая сферическая туманность диаметром ~5 световых лет. Космическая сфера находится на расстоянии примерно 7 000 световых лет в созвездии Геркулеса, внутри нашей Галактики Млечный Путь. Эйбелл 39 - это планетарная туманность, она образовалась, когда внешняя атмосфера когда-то похожей на Солнце звезды была сброшена за несколько тысяч лет. В центре туманности все еще видна центральная звезда, которая постепенно превращается в горячий белый карлик. Хотя туманность довольно слабая, ее простая форма делает ее удобным объектом для астрономов, исследующих химический состав и эволюцию звезд. На этом глубоком изображении, видны очень далекие галактики - некоторые просвечивают сквозь саму туманность.

---------- Добавлено в 13:59 ---------- Предыдущее было в 13:58 ----------

Нейтронная звезда в углеродной дымке



Загадка компактного источника в центре остатка сверхновой Кассиопея А, возможно, решена. Основные наблюдаемые параметры объекта можно увязать со стандартными свойствами нейтронных звезд, предположив наличие углеродной атмосферы. Среди молодых нейтронных звезд есть небольшая группа т.н. центральных компактных источников в остатках сверхновых. Их меньше десятка. Это очень юные объекты с возрастами менее нескольких десятков тысяч лет. Кассиопея А - самый молодой. Вспышка наблюдалась всего лишь в 1680 году. Остаток сверхновой Кассиопея А по данным обсерватории Чандра Нейтронные звезды, относящиеся к этому классу, выделяются следующей особенностью. Мы видим от них тепловой рентген (нейтронные звезды рождаются горячими, а потом потихоньку остывают), но не видим ни радиопульсарной активности, ни каких-то бы то ни было других проявлений. Т.е., эти нейтронные звезды не похожи ни на радиопульсары, ни на магнитары. По всей видимости, они имеют слабые магнитные поля - в несколько сотен раз меньшие, чем у обычных радиопульсаров. Тот факт, что известно всего лишь около восьми таких объектов не должен вводить нас в заблуждение. Источники молодые, и оценки темпа их рождения говорят о том, что они могут быть столь же типичны, как обычные радиопульсары или источники типа Великолепной Семерки, и более типичны, чем магнитары. С источников в Кассиопее А связана одна загадка. Если по данным о расстоянии, рентгеновском потоке, и по спектральным данным мы попробуем определить размер излучающей области, то он получается небольшим - что-то вроде нескольких километров. При том, что размер нейтронной звезды - около 10 км. В этом еще нет проблемы: на поверхности может быть горячее пятно, и есть несколько способов это объяснить. Но если есть пятно, то мы должны видеть пульсации излучения. А в случае Кассиопеи А их нет. Для описания спектров остывающих нейтронных звезд очень важно учитывать свойства их атмосфер. Это слой толщиной всего лишь в несколько сантиметров, но он сильно влияет на параметры выходящего излучения. Для Кассиопеи А пробовали разные варианты состава атмосфер, но только сейчас, похоже, удалось все удовлетворительно описать. Авторы рассмотрели углеродную атмосферу в слабом магнитном поле. При таких предположениях их удалось описать все, что нужно. Причем радиус нейтронной звезды оказывается равным 8-18 км, т.е. вполне соответствует ожидаемому для этих объектов. Нет нужды в горячем пятне для объяснения отсутствия пульсаций. На верхнем рисунке показана диаграмма масса-радиус для нейтронных звезд. Нарисованы кривые, соответствующие нескольким уравнениям состояния вещества в недрах компактных объектов. Вверху показаны три возможные области параметров для источника в остатке Кассиопея А. Они соответствуют трем значениям расстояния до источника. Хорошо, но почему это представляется важным результатом? Потому, что углеродная атмосфера - это необычно. Ранее считалось, что атмосфера или железная (кора нейтронной звезды в основном состоит из железа), или водородно-гелиевая (этих элементов много вокруг, и они могли нападать на нейтронную звезду), или же использовалась модель т.н. "кремниевого пепла" (такое вещество должно в основном выпадать на поверхность нейтронной звезды после взрыва сверхновой). Пекулярный состав атмосферы источника в Кассиопее А может быть ключом к объяснению свойств всех источников этого типа. Вот в чем дело! Пока ясности тут нет. Но зато есть хорошие данные, позволяющие строить модели.

---------- Добавлено в 13:59 ---------- Предыдущее было в 13:59 ----------

Иерархическое формирование звездных скоплений



из работы Я.Боннела и др. (Ian A. Bonnell, Matthew R. Bate, Stephen G. Vine) astro-ph/0305082

Сегодня считается, что звезды образуются из плотных молекулярных облаков, по крайней мере так рождается бОльшая часть звезд. Молекулярные облака очень массивные объекты, их массы достигают сотен тысяч масс Солнца. Это существенная деталь, поскольку образование звезд начинается со сжатия (коллапса) таких облаков под действует Джинсовской гравитационной неустойчивости, а она раньше всего наступает и быстрее всего развивается в наиболее массивных объектах. Но по мере сжатия облака, с ростом плотности вещества, размеры неустойчивых областей, которые могут коллапсировать самостоятельно (так называемая "Джинсовская длина"), уменьшаются и коллапсирующее как единое целое молекулярное облако разбивается на несколько частей, которые в свою очередь распадаются на части. В результате подобного иерархического процесса образуется много (сотни и тысячи) комков вещества из которых затем образуются индивидуальные звезды. Разбиению коллапсирующего облака на части также может способствовать его начальное вращение и крупномасштабные турбулентные движения газа. Качественное описание подобной картины было получено давно, однако простые аналитические оценки здесь почти не работают, какие-либо реалистичные результаты могут быть получены только с помощью численного моделирования. Описанная выше картина иерархической фрагментации предсказывает определенные - фрактальные - свойства начального распределения звезд в скоплении. Распределение должно быть очень неравномерным, а именно должны образоваться несколько групп, содержащих большое число звезд. Однако такого не наблюдается в действительности. Это связано с тем, что крайне неоднородное начальное распределение быстро замывается за счет динамического взаимодействия звезд всего за несколько времен пролета звезды через скопление. На изображении показаны результаты численного моделирования скопления массой в 1000 масс Солнца в четыре различных момента времени (1.0, 1.4, 1.8 и 2.4 времени свободного падения, равного для данного скопления 1.9 x 10^5 лет). Цвет обозначает плотность вещества: от самого темного (черного) - 0.025 г/см^3, до самого светлого (белого) - 250 г/см^3; звезды обозначены точками. На рисунке А видно как образуются плотные ядра скопления и первые индивидуальные звезды. На рисунке B - звезды начинают скатываться сначала в локальные, а затем и в глобальный минимум гравитационного потенциала, так образуются звездные субскопления. На рисунке C видно как субскопления эволюционируют и сливаются друг с другом. На последнем изображении (D) - видно, что образовалось единое звездное скопление, почти лишившееся своей структуры. В не сконденсировавшемся в звезды газе структура по прежнему видна.

---------- Добавлено в 13:59 ---------- Предыдущее было в 13:59 ----------

Очень горячий газ в М17

из статьи Таунсли и др. ( L. K. Townsley et al.) astro-ph/0305133



Что на самом деле "видит" рентгеновский спутник, и как получаются "красивые картинки"? На рисунках приведено исходное рентгеновское изображение туманности M17, полученное на Чандре, и показана последовательная обработка данных, проведенная с целью изучения диффузного излучения (красный цвет соответствует более холодному газу - ~1 милл. градусов, а синий - горячему - ~10 милл. градусов). M17 - туманность Омега - это область ионизованного водорода. Она подсвечивается скоплением молодых массивных звезд (NGC 6618). Туманность расположена на границе массивного молекулярного облака. Расстояние до М17 примерно полтора килопарсека. На первом рисунке видно множество (около 900) точечных источников - это звезды скопления. Затем их последовательно убирали и "заделывали дыры", оставшиеся после "уборки", чтобы выделить диффузную компоненту. Это совсем непросто. Представьте, что вы сфотографировали станцию московского метро в час пик, а потом решили убрать с фотографии всех людей, и рассмотреть саму станцию! За диффузное излучение отвечает очень горячий (10 млн. градусов) газ. Откуда он берется? До конца это неясно, но скорее всего он связан с мощным ветром О-звезд. Столкновение ветров приводит к образованию ударных волн, и в них-то газ и разогревается до миллионов градусов. Есть и другие варианты, которые авторы подробно рассматривают: Инструментальные эффекты. Авторы показывают, что методика выделения диффузного излучения достаточно надежна, а значит эти эффекты не существенны. Маломассивные звезды до главной последовательности. Возможно, что даже убрав 900 источников не удалось избавиться от влияния множества более слабых, которые сливаются в единый фон. Первым кандидатом в такие объекты являются молодые формирующиеся звезды, которые являются известными слабыми источниками рентгеновского излучения. Коли в скоплении есть множество массивных звезд, значит должно быть и много (еще больше) маломассивных, в том числе формирующихся. Авторы показывают, что такие источники отвечают лишь за малую долю (несколько процентов) диффузного излучения. Остатки сверхновых. Аккуратно обсуждается, почему эти объекты не могут давать вклада в излучение М17. Какова же мораль? Современные рентгеновские данные, полученные с высоким пространственным разрешением, позволяют выделить множество точечных источников (звезд и т.д.), убрать их, и детально рассмотреть оставшуюся (в основном газовую) диффузную компоненту. В случае туманности М17 открыт газ с температурой около 10 млн. градусов.