Статьи недели
"Лучшие из лучших"
Магнитные поля и космические лучи в потоках охлаждения
Морфогенез звездных потоков в приложении к планетарным туманностям
Кометная панспермия может объяснить красные дожди в Керале
Додекаэдральная топология Вселенной
Исследование эффекта "черной капли" при прохождении Меркурия до диску Солнца по наблюдениям из космоса
Полный Архив предыдущих выпусков.
Архив статей, вошедших в выпуски с 01 июля 2002 г. по 31 марта 2003 г.
Разделы архива (с апреля 2003 г.):
космология,
нейтрино,
космические лучи и гамма-астрономия,
галактики, АЯГ, квазары,
наша Галактика,
межзвездная среда,
звезды,
сверхновые,
остатки сверхновых,
черные дыры,
нейтронные звезды,
линзирование,
Солнце,
экзопланеты,
Солнечная система,
аккреция,
тесные двойные системы,
гамма-всплески,
гравитационные волны,
механизмы
излучения,
численное
моделирование,
динамика,
механика
методы обработки
данных,
МГД,
методы
наблюдений,
будущие наблюдательные проекты,
прочее.
Полезные астрономические ссылки.
Короткое эссе об электронных препринтах.
Обзорные статьи в astro-ph с 2001 г.
Авторы проекта
Сергей Попов
Михаил Прохоров
Поставьте у себя нашу кнопку!
Проект размещен на сайтах:
Вы может также разместить на своем сайте нашу ленту обзоров
Новости астрономии от ПРАО
Текущие открытия в ФЭЧ
Новости космонавтики
Новости от УФН
Информнаука
Перст
Подписка на рассылку обзоров на Subscribe.Ru
astro-ph за 01 - 17 октября 2003 года: избранные статьи
Authors: Matthew Browning et al.
Comments: 48 pages, 16 figures, Accepted to ApJ. http://lcd-www.colorado.edu/~brownim/core_convectsep24.pdf
Название этой работы полностью описывает то, что в ней было сделано. Однако надо дать некоторые пояснения:
- Звезды типа A несколько более массивные, чем Солнце, и обладают конвективными ядрами.
- Все расчеты велись для звезд с массой 2Mo, но для разных скоростей их вращения.
- Расчеты велись с помощью трехмерного кода, поскольку полноценное моделирование конвекции можно провести только в трех измерениях.
- Ядра маломассивных звезд (в том числе и Солнца) вращаются заметно быстрее, чем их поверхностные слои.
- Овершутинг (overshooting) - явление, когда конвективные ячейки "по инерции" проникают в области (выше или ниже конвективного слоя), которые уже являются конвективно устойчивыми.
|
| Полученные при моделировании карты радиальных скоростей (Vr) и соответствующих температур (T) для двух глубин (0.10 и 0.16 радиуса звезды) для двух моделей. |
Выводы автора таковы:
- Внутри конвективных ядер наблюдается заметная дифференциальность вращения.
- Расчеты показывают заметный овершутринг.
- Во внешней радиативной оболочке звезды оказываются неустойчивыми и достигают больших амплитуд возмущения, порождаемые вихрями и гравитационными волнами в конвективном ядре.
Authors: Mario Hamuy
Comments: 8 pages, 4 figures.
Сверхновые типа II-P имеют на кривой блеска вскоре после максимума достаточно продолжительный участок с медленным спаданием светимости - "плато". В данной работе исследованы 24 таких сверхновых. Многие из параметров этих сверхновых меняются в широких пределах: светимость на плато и на последующем спаде, скорость расширения оболочки, начальный радиус звезды, энергия взрыва, сброшенная масса оболочки и 56Ni. Несмотря на этот разброс наблюдаются определенные свойства и зависимости параметров:
- Все параметры меняются непрерывно (внутри некоторых интервалов значений).
- В первом приближении все эти зависимости можно описать как однопараметрическое семейство.
- Роль основного параметра играет масса предсверхновой.
Очень близким темам посвящены еще две статьи:
astro-ph/0310056 A.Pastorello et al. Наблюдательные свойства сверхновых типа II с плато (Observational Properties of Type II Plateau Supernovae)
astro-ph/0310057 L.Zampieri et al. Наше понимание сверхновых второго типа (Understanding Type II Supernovae)
|
| Точки - наблюдательные кривые блеска сверхновых из работы astro-ph/0310056. Разным цветом показаны сильные, слабые и промежуточные сверхновые. Синяя линия - SN 1987a. |
Authors: Lucas Macri
Comments: Invited talk (6 pages, 5 figures). http://cfa-www.harvard.edu/~kstanek/DIRECT/macri_iau193.ps.gz
Основной целью проекта DIRECT было измерение прямыми методами расстояния до наших "ближайших соседей" - галактик M31 (туманности Андромеды) и M33. Измерения основывались на наблюдениях разделенных затменных двойных и на цефеидах. Проект был начат в 1996 году. За это время по программе проекта было проведено более 200 ночей наблюдений на малых (1.2-1.3 метровых) телескопах. Дополнительно был проведен ряд наблюдений в ИК-диапазоне на 8.1 метровом телескопе Gemini. Проект еще далек от завершения - в статье обсуждаются только промежуточные результаты.
|
|
| Кривые блеска Цефеид в M33 (верхний график) и затменных двойных в M33 (нижние кривые). |
Authors: Torsten Ensslin et al.
Comments: 7 pages, 11 figures
Cooling flows (потоки с охлаждением) наблюдаются в скоплениях галактик. Горячий (очень горячий) раз в скоплениях слабо излучает и остывает очень медленно. Однако, если его температура опускается ниже некоторого уровня, его излучательная способность быстро растет (с понижением температуры), охлаждение газа усиливается, его давление падает, плотность растет (его сжимают все еще горячие окружающие слои) и он начинает падать к центу скопления галактик. Свое название такие потоки вещества получили из-за того, что в центре скопления их температура ниже, чем на периферии.
Все описанное выше - предисловие к данной статье (практически в ней не рассматриваемое). Тема данной статьи - магнитные поля и энергичные частицы (космические лучи) в потоках охлаждения. Их роль там достаточно велика, а физические условия позволяют эффективно изучать свойства этих компонент межзвездной (и межгалактической) среды.
Статья очень понятно написана и прекрасно проиллюстрирована.
|
| Геометрия измерения магнитных полей в скоплении галактик по Фарадеевскому вращению плоскости поляризации излучения. |
Authors: John N. Bahcall
Comments: 18 pages, 6 figures.
Нейтрино от Солнца наблюдаются уже в течение 40 лет. И почти все это время с переменным успехом шла "борьба" между теоретическими моделями Солнца и данными полученными в экспериментах. Основное противоречие сводилось к тому, что на Землю приходит примерно на 1/3 меньший поток нейтрино, чем надо. Сначала это несоответствие считалось недостатком моделей Солнца, затем - экспериментов по регистрации нейтрино, а после того, как эксперименты стали достаточно точными - теории нейтринных процессов. Битва завершилась год назад - после экспериментального доказательства существования осцилляций нейтрино.
Гораздо более подробный - в лицах и деталях - рассказ бы найдете в обзоре классика современной астрофизики Джона Баккала.
Authors: Daniel da Rocha, Laurent Nottale
Comments: 12 pages, 78 small figures
Планетарная туманность образуется на последних стадиях эволюции звезд промежуточных масс, когда они сбрасывают остатки своей оболочки и оголяют ядро - горячий белый карлик. Какую форму может иметь планетарная туманность? Это определяется геометрией истекающего потока: он может быть сферически-симметричным, дискообразным, иметь вид пары противоположно направленных конусов (широких, средних или узких) или джетов. Возможно, также, сочетание различных типов истечения. Кроме того вид туманности на небе зависит от того с "какой стороны" мы на нее смотрим.
|
| Классификация форм планетарных туманностей |
Еще одна близкая по теме статья:
astro-ph/0310269
Hans-Reinhard Muller et al. Влияние межзвездной среды на форму
планетарных туманностей
(Influence of the Interstellar Medium on the Shaping of Planetary Nebulae).
Authors: Maxim Lyutikov (McGill University)
Comments: 5 pages, 4 figures
Короткие и ясные статьи Максима Лютикова всегда очень интересно читать. В этот раз идеей статьи является утверждение, связанное с недавно открытым высоким (несколько десятков процентов) уровнем поляризации излучения одного из гамма-всплесков (самого всплеска, а не его ореола - послесвечения). Автор показывает, что при уровне поляризации >10% модель фаербола с внутренней ударной волной можно исключить, а электромагнитная модель гамма-всплеска позволяет объяснить наблюдаемую поляризацию излучения.
|
| Схема электромагнитной модели гамма-всплеска |
Отметим, однако, что в своей недавней статье Ратледж и Фокс оспаривают высокую поляризацию для всплеска GRB 021206.
Authors: Todd C. Hillwig
Comments: 4 pages, 4 figures
У двух планетарных туманностей на южном небе - NGC 6026 и NGC 6337 - по результатам длительной и точной фотометрии обнаружена периодичность: 0.26 и 0.17 дня, соответственно. Наличие такой переменности, величина и постоянство периода являются прямыми указаниями на то, что ядра этих туманностей - тесные двойные системы, состоящие из белых карликов.
Authors: F.K. Liu et al.
Comments: 6 pages, 2 figures, MNRAS, 340 (2003) 411
Из центров радиогалактик в противоположных направления выбрасываются два пучка релятивистских частиц, которые на некотором расстоянии от галактики тормозятся и образуют видимые в радиодиапазоне "радиоуши". Одна из теорий полагает, что подобная активность является результатом слияния в центре галактики двух сверхмассивных черных дыр неравной массы. В данной статье подробно рассмотрен случай галактики с которой связан радиоисточник B1834+620.
Authors: A.D.Chernin et al.
Comments: 10 pages, 4 figures, accepted in A&A
Хаббл подтвердил свой закон разбегания галактик по наблюдениям близких объектов местной группы галактик (r<3 Мпк). Позже, когда были измерены расстояния и красные смещения гораздо более далеких галактик, выяснилось, что это подтверждение было случайным: пекулярные скорости близких к нам галактик намного превышают скорости систематического Хаббловского удаления. Таким образом, обнаруженная Хабблом зависимость на малых расстояния отражает не общее расширение Вселенной, а структуру местного потока галактик.
В данной работе проведено моделировании движений галактик местной группы и показано, что в прошлом "постоянная Хаббла"определенная по этим галактикам была бы существенно больше ее истинного значения.
|
| Отношение скорости к расстоянию ("постоянная Хаббла") для некоторых галактик местной группы в прошлом |
Authors: G. Chadzitaskos, J. Tolar
Comments: 6 pages, 2 figures
Чувствительность телескопа определяется площадью зеркала (или антенны), а разрешение - его линейными размерами. Ситуация, когда площади круглого зеркала достаточно для наблюдения какого-либо объекта, а разрешения не хватает, встречается достаточно часто. Эта проблема решается с помощью построения интерферометров или (в радиодиапазоне) методом синтеза апертур.
В данной заметке предложен другой метод: зеркало оптического телескопа делается вытянутым в одном направлении и вращается вокруг осей оптической оси.
|
| Пример асимметричного зеркала |
За один оборот зеркала делается последовательность снимков при разных его положениях. Изображения записываются в компьютер, а затем из них строится единое изображение, соответствующее круглому зеркалу с диаметром, равным наибольшему из размеров вращающегося элемента. Алгоритмы создания подобного изображения на сегодняшний день хорошо известны. А главное, такой телескоп будет меньше весить и меньше стоить.
Authors: Stuart L. Shapiro
Comments: 11 pages, 6 figures
В принципе звезды могут иметь очень большую массу - до миллиона масс Солнца и выше. Давление в этих звездах определяется излучение