 |
Астронет: С. Б. Попов, М. Е. Прохоров Обзоры препринтов astro-ph за 1 - 15 июня 2003 года (Выпуск 46) http://variable-stars.ru/db/msg/1190923/index.html |
Приближается годовщина со дня выхода первого обзора ...
Подписка на рассылку обзоров на Subscribe.Ru
|
Содержание и быстрый переход к разделам обзора
Модели химической эволюции
PSR J1847-0130: радиопульсар с вращательными свойствами магнитара
Черные дыры в двойных системах
Динамика звезд в центральной угловой секунде нашей Галактики
Геометрическое определение расстояния до центра Галактики
Отдельные статьи
Из раздела physics
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.): Полезные астрономические ссылки. Короткое эссе об электронных препринтах. Обзорные статьи в astro-ph с 2001 г.
Авторы проекта
Проект размещен на сайтах:
Вы может также разместить на своем сайте нашу ленту обзоров Новости от УФН Информнаука Перст Новости астрономии от ПРАО Текущие открытия в ФЭЧ Новости космонавтики Подписка на рассылку обзоров на Subscribe.Ru |
Обзоры препринтов astro-ph
Выпуск N46
astro-ph за 01 - 15 июня 2003 года: избранные статьи
Рефераты отдельных статей
Authors: Emory F. Bunn Comments: 10 pages. To be published in the proceedings of "The Cosmic Microwave Background and its Polarization", New Astronomy Reviews Изучение собственно температурных флуктуаций реликтового излучения за последнее десятилетие продвинулось очень далеко. Конечно, дальнейшее повышение точности таких экспериментов принесет еще много интересного, но качественно новой информации космологи ожидают от наблюдений поляризации микроволнового фона. В распределении поляризации по небу можно выделить ортогональные моды (E и B). Первая из них (E) связана с начальными адиабатическими возмущениями плотности, а вторая (B) - с гравитационными волнами. Однако, при проведении процедуры разделения мод могут возникнуть сложности. Одна из них обсуждается в данной статье: если распределение поляризации измерено не на всем небе, а только на каком-то его участке (это типичная ситуация для большинства экспериментов по измерению флуктуаций реликта), то E и B моды не удается разделить "чисто". В этом случае более слабая B-мода может оказаться очень сильно искаженной.
Распределение E-моды поляризации в горячем пятне реликтового излучения
Authors: S. Henrot-Versill\'e (on behalf of the Archeops collaboration) Comments: 6 pages, Proceeding of the Moriond ElectroWeak 2003 conference Короткое описание основных результатов работы баллонного эксперимента Археопс (Archeops). Статья начинается с короткого введения, посвященного реликтовому излучению. Затем описывается сам эксперимент. Это охлаждаемые гелием приборы, аналогичные тем, что будут установлены на спутнике Planck. Вторая половина статьи посвящена результатам наблюдений. Археопс получил спектр мощности реликтового фона от l порядка 10 до l порядка 300. Т.е. хорошо прописался первый пик, что находится в прекрасном согласии с данными других экспериментов. Основной задачей было прописывание спектра от 10 до 100, чтобы связать данные COBE на малых l с данными множества наземных и баллонных экспериментов на l больше 100.
Authors: Francesca Matteucci Comments: 14 pages, 7 figures, To appear in Carnegie Observatories Astrophysics Series, Vol. 4: Origin and Evolution of the Elements, ed. A. McWilliam and M. Rauch Очень хороший обзор по химической эволюции. Под этим термином понимается эволюция обилия различных химических элементов в первую очередь в межзвездной среде (ну а поскольку из нее образуются звезды, то и в звездах разных поколений). Автор начинает с самых основ. Описываются основные подходы и модели, причем все это довольно просто, понятно, со всеми необходимыми ссылками. Проводятся сравнения предсказаний различных моделей с наблюдениями (в том числе и с наблюдениями источников на больших красных смещениях). Об исследовании химического состава квазаров и эволюции их "хозяйских галактик" см. статью Хаманна и др. "Quasar Elemental Abundances and Host Galaxy Evolution". Важный вывод этой статьи состоит в том, что галактики успевали существенно химически проэволюционировать до образования квазара. Прочтение обзора Франчески Маттеучи до чтения этой работы будет весьма кстати.
Authors: C.S. Kochanek, P.L. Schechter Comments: 21 pages, to appear in Measuring and Modeling the Universe (Carnegie Observatories Astrophysics Series, Vol. 2), ed. W.L. Freedman Как определить постоянную Хаббла? Для этого надо разделить скорость с которой далекая галактика удаляется от нас на расстояние до нее. Скорость измеряется просто и точно - по красному смещению спектральных линий. Процедура определения расстояния гораздо сложнее. Классическая шкала расстояний состоит из многих частей - расстояния до самых близких звезд, затем до более далеких и ярких, потом до самых ярких, таких как цефеиды и Сверхновые, которые можно обнаружить в других галактиках. Но каждый шаг вносит свою погрешность, в результате чего ошибка в расстоянии до удаленной галактики может оказать достаточно большой. Гравитационное линзирование на галактиках и их скоплениях позволяет измерять расстояние до источника излучения минуя промежуточные шаги. Для этого необходимо измерить разницу времен прихода сигнала от разных изображений источника. Для этого, конечно, необходимо, чтобы линзируемый объект был переменным. Идея подобных измерений была предложена давно, с момента открытия первых гравлинз интерес к ней не исчезает. В настоящее время временная задержка измерена уже для 10 гравитационных линз.
Временная задержка не единственная величина, необходимая для получения
расстояния или постоянной Хаббла, еще необходимо знать распределение
вещества в гравитационной линзе (или задать какую-то ее модель).
Разница оказывается довольно сильна - при изотермическом распределении
вещества (которое соответствует плоским кривым вращения галактик)
авторы дынной статьи получили значение постоянной Хаббла
H0=48 Смотри также статью Кумпанса astro-ph/0306216.
Authors: Mark G Alford Comments: 11 pages, for proceedings of SQM 2003 conference
Кратко излагаются основные понятия, связанные с кварковыми звездами.
Ввиду краткости изложения и сложности предмета многие вещи требуют
дополнительных пояснений, которые предлагается искать в цитируемых обзорах.
Обзор будет наиболее понятен тем, кто не понаслышке знает о полях и
частицах, симметриях и их нарушениях,
но еще почти ничего не знает о кварковых звездах.
Эти люди найдут изложение прозрачным, последовательным и т.д.
С другой стороны, обзор не перегружен формалами (их практически нет),
поэтому, если смириться с неполным пониманием каких-то терминов (как то
"нарушение киральной симметрии"), то статья будет доступна гораздо более
широкому кругу читателей.
Authors: S. Udry et al. Comments: 9 pages, Accepted in A&A
Сейчас известно уже достаточно много экзопланет (около сотни),
поэтому можно наводить статистику, что и делается в работах многих авторов
(мы уже писали о некоторых из них). В этой статье авторы проводят детальное
исследование распределения планет различной массы (выделяя две основные группы:
массивные - с массой более 2 масс Юпитера, и маломассивные - с массой менее
0.75 массы Юпитера) по орбитальным периодам.
Показана статистическая значимость некоторых важных особенностей
распределений. Такие данные накладывают ограничения на сценарии миграции
планет. Кроме того, имеющиеся распределения позволят более продуктивно
проводить последующие поиски.
Authors: J. Lazendic et al. Comments: 8 pages, 2 figures, submitted to ApJ Letters Описываются рентгеновские наблюдения компактного источника в остатке сверхновой, проведенные на спутниках Chandra, XMM-Newton и RXTE. Авторы показывают, что именно этот радиотихий непульсирующий источник связан с остатком, а не известный радиопульсар PSR J1713-3945 с периодом 392 мсек. По всей видимости компактный источник является молодой нейтронной звездой, которая не является стандартным радиопульсаром.
Т.о. группа радиотихих непульсирующих рентгеновских центральных
компактных источников в остатках сверхновых пополнилась еще одним объектом.
Это очень важно, т.к.
проблема начальных параметров нейтронных звезд
далека от разрешения. Все более очевидно, что не все нейтронные звезды
рождаются похожими на пульсар в Крабе.
Authors: M. A. McLaughlin et al. Comments: 6 pages, Accepted by ApJ Letters Открыт очень интересный радиопульсар. Его период вращения 6.7 секунды - это много. Чтобы такая нейтронная звезда могла быть пульсаром, у нее должно быть большое магнитное поле. И это в самом деле так: 1014 Гс. Т.е. по всем параметрам это магнитар.
Аномальные рентгеновские пульсары (АРП) и источники мягких повторяющихся
гамма-всплесков (МПГ) не показывают активности в радиодиапазоне.
Теоретики быстро придумали,
как в сильном поле можно подавить генерацию радиоизлучения
(в поле, превышающем 4 1013 Гс, включаются различные квантовые
эффекты).
Но наблюдатели ответили открытием нескольких радиопульсаров, которые с точки
зрения параметров вращения (период и производная периода) не отличаются от
АРП и МПГ. Вот еще один пример. Причем, пример самый сильный.
У этого пульсара самое сильное поле (заметим, что поле определяется по
замедлению вращения в рамках некоторых предположений, но эти предположения
для всех одинаковы, так что PSR J1847-0130 "выигрывает" по "общим правилам").
Authors: J.D.M.Dewi, O.R.Pols Comments: 16 pages, latex, 12 figures, accepted for publication in MNRAS Тесные системы, состоящие из двух нейтронных звезд, очень интересные и, главное, полезные астрофизические объекты. Это и очень точная космическая лаборатория (только по одному двойному пульсару B1913+16 [правда следует признать, что этот пульсар наблюдался дольше и точнее всех остальных.] Общая Теория Относительности проверена с точностью лучше 1%, а в некоторых аспектах - с точностью 0.1%.) и один из самых перспективных источников гравитационных волн, и возможный источник гамма-вспесков (более популярной сегодня считается модель в которой гамма-всплески сопровождают взрывы редкого типа сверхновых звезд - так называемых гиперновых.) Как и откуда могут рождаться тесные двойные нейтронные звезды? Авторы данной работы рассмотрели эволюцию двойных систем состоящих из нейтронной и гелиевой звезд. Масса нейтронной звезды полагалась стандартной (1.4Mo), а гелиевой - варьировалась от 2.8 до 6.4Mo. Полуось системы также варьировалась. Подобная система сама является довольно поздней эволюционной стадии массивной двойной системы, в которой одна звезда уже взорвалась как Сверхновая, оставив после себя нейтронную звезды, а вторая находится на стадии непосредственно предшествующей этому. Авторы статьи показали, что эволюция описанных систем может идти двумя путями: самые легкие He-звезды в наиболее тесных системах проходят стацию общей оболочки, когда нейтронная звезда проникает во внешние слои гелиевой, при этом оболочка невырожденной звезды сбрасывается, а компоненты системы очень сильно сближаются. Если стадия общей оболочки продолжается до конца, то после взрыва Сверхновой из такой системы образуется двойная нейтронная звезда с орбитальным периодом около 0.01 дня (=15 минут), которые затем сливаются за время порядка 1 миллиона лет. Если гелиевая звезда взрывается во время стадии с общей оболочкой, то образуется несколько более широкая пара нейтронных звезд. Более массивные (из указанного выше интервала масс) и широкие пары общую оболочку не проходят, из них образуются двойные нейтронные звезды с орбитальными периодами порядка 0.1-1 дня - подобные двойным пульсарам B1913+16 and B1534+12.
Эволюционные треки гелиевых звезд с массами 2.8Mo и 3.6Mo на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.
Authors: Brad Hansen, Milos Milosavljevic Comments: 5 pages, 2 postscript figures, submitted to ApJ letters The introduction section has been updated since submission to ApJ Похоже все уже согласились с наличием черной дыры массой примерно 3.106 Mo в центре нашей Галактики. Это утверждение подтверждается как инфракрасными наблюдениями источника Sagitarrius A*, так и динамикой звезд внутри центрального 0.1 пк. Вопросы вызывает другой факт - наиболее яркие звезды на расстоянии 0.1 пк, собственные движения которых наблюдаются, являются массивными и, следовательно, молодыми. Откуда они взялись? Там где они находятся сейчас им образоваться просто не из чего. Приблизиться к центральной черной дыре с бОльших расстояний (например с 1 пк) под действием динамического трения они бы не смогли - характерное время подобной диффузии существенно превышает время жизни массивных звезд. Авторы данной работы предполагают, что наблюдаемые нами звезды были сброшены со своих орбит за пределами 1 пк черной дырой промежуточной массы (103-104 Mo), обращающейся вокруг центра Галактики по достаточно удаленной орбите. Подтверждением существования второй черной дыры может послужить обнаружение смещения связанного с центральной черной дырой радиоисточника под действием гравитации второй дыры. Несмотря на то, что масса второй дыры составляет долю процента от центрельной - современная астрометрия может зарегистрировать подобное смещение.
Authors: Woods et al. Comments: 13 pages, 3 figures, accepted for publication in ApJ Authors: Feroci et al. Comments: 18 pages - 2 Figures (one in color) - Astrophysical Journal (Part I), in press Две статьи, посвященные вспышечной активности источника мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) SGR 1900+14 в апреле 2001 г. Обсудим в основном первую статью, посвященную свойствам импульса и вращения. МПГ по всей видимости являются сверхзамагниченными нейтронными звездами. SGR 1900+14 - пожалуй самый известный из четырех МПГ. Этот источник был открыт в 1979 г. группой Мазеца. В 1998 г. была зарегистрирована самая мощная среди всех МПГ вспышка. За несколько минут источник выделил 1044 эрг (Солнце высвечивает столько за тысячу лет), достигнув в пике светимости 4 1044 эрг/с. Вспышка сопровождалась изменением профиля импульса и существенным замедлением вращения. В апреле 2001 г. была зарегистрирована менее мощная вспышка (1043 эрг) длительностью около 40 секунд. После нее наблюдалось несколько обычных слабых вспышек.
После вспышки 2001 г. не наблюдалось существенного изменения профиля
импульса. Зато после вспышки наблюдалось существенное замедление периода
вращения. Это означает, что величина замедления не коррелирует напрямую с
мощностью (и полной энергетикой) вспышки.
Authors: H. Sudou et al. Comments: 8 pages, 3 figures, to appear in the Science Journal-ref: Science 300 (2003) 1263 Сверхмассивными черными дырами в ядрах галактик уже никого не удивишь. Также как и слияниями галактик. Однако, если рассмотреть два этих феномена вместе, то с неизбежностью мы приходим к выводу о том, что после слияния двух галактик с черными дырами в центрах образуются двойные сверхмассивные черные дыры. Предложено уже несколько кандидатов. В данной статье речь идет еще об одном. Авторы провели детальные радионаблюдения, которые показали существование эллиптического движения центрального неразрешенного радиоисточника в ядре галактики 3C 66B. Это может служить серьезным указанием на наличие двух массивных объектов в центре - двух сверхмассивных черных дыр. Отметим, что статья написана для Science, т.е. является в меру популярным изложением.
Authors: C.J.Conselice, M.A.Bershady, M.Dickinson, C.Papovich Comments:42 pages with 17 figures, Accepted to Astron. Journal Долгое время в вопросе о ходе формирования галактик друг с другом конкурировали две теории: теория фрагментации утверждала, что сначала газ (вещество) собиралось очень крупные облака (из-за плоской формы из назвали "блинами"), эти облака затем из-за гравитационной неустойчивости распадались на части из которых и образовывались галактики. Причем крупные галактики в среднем появлялись быстрее и раньше, чем мелкие. Теория иерархического скучивания описывала противоположное направление эволюции - от мелких газовых облачков (которых наблюдаются в Лайман-альфа-лесе) - к карликовым галактикам, а от них - к крупным массивным спиралям. Наблюдения с Хаббловского телескопа нашли подтверждение второй теории, на красных смещениях z~3 иерархическая "сборка" галактик из мелких частей наблюдается напрямую.
Authors: David B. Cline Comments: 10 pages, 8 figures, invited talk at the SUGRA 20 Meeting, Boston, MA 2003 Короткий обзор без формул, но с множеством картинок про то, как в лабораториях ищут частицы темной материи, какими они иогут быть, и что такое, в частности, суперсимметричная темная материя. Занимательной информации в статье немного. В основном "шершавым языком плаката" рассказывается о конкретных экспериментах (как работающих, так и планирующихся) и об их результатах (результат, как известно, нулевой, есть только верхние пределы. Однако, деятельность эта абсолютно необходимая, т.к. пока частицы темной материи "не поймают за бороду и не засунут в пробирку", мы не сможем быть окончательно убеждены в правильности многих космологических теорий). См. также следующую статью, посвященную той же тематике.
Authors: Gabriel Chardin Comments: 9 pages, 3 figures Скорее всего частицы, составляющие темную материю, будут достаточно (или очень) массивными и слабо взаимодействующими с обычным веществом. (С этим утверждением согласно большинство космологов и астрофизиков.) Для класса этих частиц была даже придумана специальная аббревиатура, отражающая их феноменологические свойства, WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles - Слабо Взаимодействующие Массивные Частицы). До сих пор не открытые суперсимметричные партнеры обычных частиц, которым посвящен данный обзор, вполне подходят на это роль. Такие частицы можно искать "косвенным" образом - по реакциям в которые они вступают (для каждого типа WIMPs будут характерны свои реакции) или "прямым" методом - по механическому воздействию этих тяжелых частиц на детектор. Сравнение прямых и непрямых методов регистрации, результаты проводимых экспериментов и перспективы будущих - вот основная тема обзора.
Authors: R.A.Burenin et al. Comments: 6 pages, 5 figures, accepted for publication in Astronomy Letters Один из самых ярких гамма-всплесков вспыхнул 29 марта 2003 г. Его оптическое послесвечение наблюдалось на 1.5 метровом Российско-Турецком телескопе RTT150 (обсерватория Тубитак, Турция). Наблюдения начались спустя 6 часов после всплеска. В течение первых 5 часов наблюдений блеск послесвечения падал по строгому степенному закону с показателем -1.19+-0.01 во всех фильтрах (B, V, R и I). Затем он изменился на более крутой (с показателем примерно -1.9), точка излома находится на момент примерно 0.57 дня после всплеска.
Русскую версию статьи можно прочесть здесь.
Authors: D. G. Yakovlev et al. Comments: 10 pages, 3 figures, Proceedings of the 34th COSPAR Scientific Assembly (Adv. Sp. Res., accepted) Очередной короткий обзор питерской группы, посвященный остыванию нейтронных звезд. В статью включены новые результаты: как теоретические, так и наблюдательные. Особо отметим удачное краткое описание основных регуляторов охлаждения на разных этапах эволюции.
Authors: Thibault Damour Comments: 15 pages; talk given at the 10th international workshop on "Neutrino Telescopes", 11-14 March 2003 (Venice, Italy) В последнее время проблема изменения констант (в первую очередь постоянной тонкой структуры) привлекает все большее внимание теоретиков. Связано это, по всей видимости, с неподтвержденным результатом о наличии вариации постоянной тонкой структуры с космологическим красным смещением. В данной работе дается небольшой обзор теоретических моделей (в основном струнных), в которых "постоянные непостоянны". Обсуждаются планируемые эксперименты по проверке этих сценариев.
Authors: G.Bazan et al. Comments: 14 pages, 8 figures. Proceedings of the 3D Stellar Evolution workshop held in Livermore, July 22-26 2002. ASP Conf. Series vol. 293 Совершенно очевидно, что более правильно строить 3-мерные, а не 1-мерные модели звезд, поскольку именно они соответствуют физической реальности. Трудность состояла только в одном - до сих пор почти нигде не существовало компьютеров, мощности которых хватило бы для проведения подобных расчетов. В последние годы они появились и стало возможным ответить на вопрос какие эффекты не воспроизводятся в 1-мерных расчетах и насколько их результаты отличаются от полученных на 3-мерном коде. Часть данной статьи отвечает именно на этот вопрос и, поэтому может быть интересна широкой аудитории читателей. Другая часть статьи касается непосредственно особенностей кода Джегути и интересна только специалистам. (Джегути (Djehuty) - Египетский бог письма и счета.)
Authors: S.S.Komissarov, Y.E.Lyubarsky Comments: Rejected by Nature, submitted to MNRAS Letters Когда рентгеновские наблюдения обнаружили в Крабовидной туманности светящуюся структуру, состоящую из двух джетов, направленных вдоль оси вращения пульсара, и диска, пришлось отказаться от всех предыдущих МГД теорий, в которых предполагалась сферическая симметрия туманности. Теперь картина представляется следующей: вблизи пульсара энергия, выделяющаяся при торможении вращения нейтронной звезды, переносится электромагнитным полем (вектором Пойнтинга), частицы пульсарного ветра несут только незначительную часть этой энергии. Однако очень быстро, еще до достижения ударной волны, которая возникает при столкновении релятивистского ветра с окружающей межзвездной средой, соотношение меняется на обратное - бОльшая часть энергии электромагнитного поля передается потоку частиц. Для решения задачи о структуре релятивистского ветра вокруг пульсара существуют хорошие численные методы, если сделать некоторые упрощающие (но реалистичные) предположения о структуре магнитного поля на больших расстояниях от пульсара. Это и было проделано авторами данной заметки. Оказалось, что в рамках сделанных простых предположений удается качественно воспроизвести наблюдаемую в рентгене структуру туманности.
Authors: Roger D. Blandford and Mitchell C. Begelman Comments: 21 pages, 9 figures, submitted to MNRAS
Всем, всем, всем, кто интересуется аккрецией!
Роджер Блэнфорд - живой классик современной астрофизики, его соавтор - Митчел Бегельман, также очень известный исследователь. Представленная ими работа сочетает в себе оригинальные результаты с обзором современного состояния гидродинамической аккреции (без существенного влияния магнитных полей). При аккреции на черные дыры вещество излучает очень неэффективно. Диски оказываются полностью конвективными. Авторами получена серия 2-мерных автомодельных решений для конвективных дисков.
Распределение физических параметров в аккреционном диске без конвекции. Показаны поверхности постоянных значений (снизу вверх на рисунке) плотности p, давления P, сферического радиуса r, угловой скорости W, цилиндрического радиуса R, удельного углового момента L, интеграла Бернулли B и энтропии S. Все поверхности проходят через одну и ту же точку на экваторе диска. В обзоре рассмотрены также следующие темы: одно- и двумерное описание дисков, циркуляция и отток вещества в дисках, отклонения от автомодельности во внутренних и внешних частях дисков, альтернативные модели адиабатической аккреции (неконвективные диски, адвекционно-доминированные диски, полностью конвективные диски, слабо связанные диски).
Authors: Milan M. Cirkovic Comments: 16 pages, 2 figures, submitted to "Earth, Moon, and Planets" Наше существование, с учетом всех совокупности наших с вами физических и биологических свойств и условий для их возникновения) накладывает очень серьезные ограничения на свойства нашей Вселенной. Этот принцип может рассматриваться как эффект селекции ("там, где мы есть, не может быть того-то и того-то") и применяться ко всей Вселенной или к отдельным ее частям (например к Галактике или Солнечной системе). В 1686 году философ и естествоиспытатель Фонтенелли (Fontenelle) в одном из своих трудов задал вопрос: "Почему кометы движутся по вытянутым орбитам сильно наклоненным к эклиптике? Почему плоскости их орбите не совпадают с орбитой ни одной (из тогда известных) планет?" И сам же на него ответил: "Иначе бы нас здесь не было". Вряд ли он представлял теорию кометных катастроф в том виде, как она складывается сегодня, но его аргумент сводился именно к этому. О дискуссии между сторонникам теории "вселенского порядка" и "антропного принципа", о востребованности этой идеи сегодня, когда открыто уже более ста экзопланет, вы сможете прочесть в данной статье.
Бернард ле Бойер де Фонтенелли Beranrd Le Bouyier de Fontenelle (1656-1757)
Authors: Milan M. Cirkovic Comments: 8 pages, plain Latex Формула, обсуждаемая в данной статье, была предложена Фрэнком Дрейком на первом симпозиуме по SETI в 1961 году. Она позволяет оценить количество цивилизаций в Галактике с которыми мы могли бы вступить в контакт:
N=R* fg fp ne fl fi fc L,
N - оценка числа цивилизаций, R* - средний темп звездообразования в Галактике, fg - доля звезд пригодных для жизни, fp - доля звезд с планетами, ne - среднее число пригодных для жизни планет в одной планетной системе, fl - доля планет на которой возникли сложные живые организмы, fi - доля планет с жизнь, где возник разум, fl - доля планет с разумной жизнью, достигшей стадии технологической цивилизации, L - средняя длительность жизни технологической цивилизации. Автор статьи показывает, что формула Дрейка не учитывает эволюцию со временем входящих в нее факторов (например, если цивилизации выходят на стадию технологического развития практически одновременно, то фактор fl скачком меняется от 0, до некоторой величины близкой к 1),
Author: Steven A. Balbus (Dept. of Astronomy, University of Virginia) Comments: 43 pages, 2 figures, to appear v.43 A.R.A.A. October 2003 Фундаментальны астрофизический обзор, который выйдет в томе Annual Reviews этого года. За последние десятилетие астрофизика существенно продвинулась, как в понимании ключевых физических процессов дисковой аккреции, так и в наблюдениях аккрецирующих рентгеновских источников. В обзоре рассмотрены следующие вопросы: современная теория аккреции с учетом нелинейных флуктуаций, гидродинамические волны в дисках, гидродинамические неустойчивости, роль МГД турбулентности и ее численное моделирование, 2- и 3-мерное моделирование дисков.
Схема аккреционного диска с малым вкладом давления излучения
Authors: J.E. McClintock, R.A. Remillard Comments: 62 pages, 20 figures, 4 tables; draft 1 of review В этом обзоре подробнейшим образом рассмотрены свойства рентгеновских двойных систем с черными дырами: 18 "систем с подтвержденными черными дырами" и 22 "кандидата в черные дыры". (Термины, используемые авторами, отличаются от обычно употребляемых, выражая уверенность авторов в существовании предмета о котором они пишут.)
Схематическое (диск+корона) изображение различных (по рентгеновскому спектру и светимости) состояний черных дыр. Ось справа показывает темп аккреции в единицах Эддингтоновского. Вот основные пункты обзора: рентгеновские двойные, рентгеновские новые, аккреция на черные дыры, спектры и светимости черных дыр (по данным разных аппаратов), линии излучения железа, сврехэддингтоновские светимости, различные состояния рентных дыр (рассмотрено подробно), быстрая переменность и квазипериодические осцилляции.
Authors: R.Schoedel et al. Comments: 51 pages, 16 Figures, submitted to ApJ В кружке радиусом 1.2" вокруг центра нашей Галактики - источника Sagittarius A* (Sgr A*) - наблюдается более 40 звезд. На их динамику влияет центральная черная дыра. (Точнее, наиболее строгим доказательством существования центральной черной дыры является изучение динамики звезд наиболее близких к центру Галактики.) Об этих исследованиях уже неоднократно писалось, но здесь вы нейдете детальное изложение, как методик наблюдения, так и результатов наблюдений и их интерпретацию.
Authors: F.Eisenhauer et al. Comments: 13 pages, 3 figures, 1 table, submitted to ApJL, May 27th, 2003 Существует огромное число способов измерить расстояние до центра нашей Галактики. Большинство из них косвенные или многошаговые. Оценки расстояния получаются разными - от 5 до 10 кпк, наиболее достоверные лежат в интервале от 7 до 8.5 кпк. В данной работе предложен новый прямой метод определения этой величины. После почти десяти лет наблюдений были определены орбиты звезд, обращающихся вокруг центральной сверхмассивной черной дыры Млечного Пути (см., например, обзор Шоделя). Самая близкая к центру звезда S2 делает оборот за 15.5 лет. Одним из параметров, определяемым одновременной с параметрами орбиты, является расстояние этой звезды от наблюдателя, т.е. удаление Земли центра Галактики.
Орбита звезды S2, определенная по наблюдениям 1994-2003 гг. Итого: расстояние полученное новым прямым методом равно
R0 = 8.0+/-0.4 кпк.
Authors: W.F.Brisken et al. Comments: 7 pages including 1 figure. Submitted to ApJL. AAStex
С помощью сети антенн VLA был измерен годичный параллакс пульсара
PSR B0656+14, который оказался равным 3.47 Смотри также статью astro-ph/0306235, посвященную этому же пульсару.
Authors: F.Crawford, M.Demianski Comments: 8 pages, including 3 figures and 1 table. Accepted in ApJ Глитчи - это сбои периодов вращения пульсаров. Сам сбой происходит почти мгновенно, при этом период вращения нейтронной звезды скачком укорачивается. В течение некоторого времени после сбоя (1-3 месяца) вращение пульсара тормозится более быстро, после чего восстанавливается обычное значение производной периода. Существую две наиболее популярные теории их возникновения: теория "звездотрясений", связывающая сбои с разломами и перестройкой коры нейтронной звезды, и теория сверхтекучих нейтронных звезд, в которой глитч вызывается выходом из сверхтекучего ядра очередного вихря (ядро может быть сверхтекучим и в первой модели). Эти теории предсказывают разные значения параметра затухания глитчей Q. Для первой модели величина Q равна отношению момента инерции сверхтекучего ядра к полному моменту инерции нейтронной звезды. Современная теория строения нейтронных звезд говорит, что данное отношение для звезды стандартной массы 1.4Mo не может быть меньше 0.55. Большое число сбоев вращения наблюдалось только у двух пульсаров: в Крабовидной туманности (PSR B0531+21) и в Парусах (PSR B0833-45). У первого из них Q лежит в интервале 0.7-1.0 (за исключением одного глитча), что хорошо согласуется с теорией "звездотрясения". У пульсара Vela значение Q мало (0.03-0.3). Это подтверждает результаты предыдущих исследований, утверждавших что сбои вращения пульсара Vela вызываются другой причиной.
Authors: Robert H. Brandenberger (Brown University) Comments: 41 pages, 3 figures Теория космологических возмущений наиболее точный количественный аппарат, который в последнее время все шире применяется для оценки различных космологических параметров и проверки различных моделей. В этой лекции дан обзор классической (Ньютоновской) теории неустойчивостей, развитие космологических неустойчивостей в ОТО, связь с начальными условиями на инфляционной стадии и с квантовыми возмущениями на субпланковских масштабах.
Мы будем стараться хотя бы перечислить интересные (для широкой публики)
статьи, появившиеся в разделе
physics
(включая cross-listing).
Authors: I. A. Danilchenko Comments: Latex, 9 pages, 5 eps figure, 1 table, (To be submitted to Nucl. Instrum. Meth. A)
Для ряда приложений (например, для
нейтринных экспериментов) очень важно
в мелких деталях знать, как свет определенных длин волн распространяется
в разной воде (соленость, давление, температура).
В данной довольно-таки технической статье автор рассматривает
распространение света в пресной и соленой воде при разных условиях (многие
планируемые эксперименты будут работать о морях и океанах).
Authors: Teresa Montaruli for the ANTARES Collaboration Comments: 4 page, 1 figure. To appear in Proceedings of 28th International Cosmic Ray Conference (ICRC 2003), Tsukuba, Japan, 31 Jul. - 7 Aug. 2003
ANTARES - это нейтринный телескоп, который строится на глубине в полтора
километра у южного побережья Франции.
В следующем году начнется активная фаза создания телескопа, т.к.
основные силовые линии протянуты, и необходимые тесты проведены.
Будем надеяться, что все у них получится.
|
3 км/c/Мпк, а для более концентрированных к
центру галактик с гало из темной материи при постоянном отношении
масса/светимость - значение H0=71
конусами).
Показана область 0.6"x 0.7" вблизи центра.