 |
Астронет: С. Б. Попов/ГАИШ Обзоры препринтов astro-ph за 17 - 28 октября 2005 года (Выпуск 118) http://variable-stars.ru/db/msg/eid/rap118 |
Одна из малых планет
названа в честь
Николая Ивановича Шакуры
Подписка на рассылку обзоров astro-ph на Subscribe.Ru
|
Содержание и быстрый переход к разделам обзора
Звезды, образованные в результате гравитационного коллапса, а не аккреции
Математика, материя и мышление
Новый механизм взрывов сверхновых
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 2001-2003 гг.
Автор проекта
Дискуссии по статьям Архива
Проект размещен на сайтах:
Вы может также разместить на своем сайте нашу ленту обзоров 
Новости астрономии от ПРАО Новости космонавтики Новости от УФН Astronomer.Ru Информнаука Researcher@ Элементы.Ру Грани.Ру Перст Подписка на рассылку обзоров на Subscribe.Ru
Дружественные рассылки: "Астрономия сегодня" "Астрономия для школьников" "Окно во Вселенную" Список астрорассылок 
|
Обзоры препринтов astro-ph
Выпуск N118
astro-ph за 17 - 28 октября 2005 года: избранные статьи
Рефераты отдельных статей
Authors: Mark R. Krumholz et al. Comments: Accepted for publication in ApJ; 13 pages, 9 figures, emulateapj Классическая формула аккреции Бонди неприменима в случае сильно турбулизованной среды. Авторы обсуждают, как сильная сверхзвуковая турбулентность повлияет на темп аккреции. Эффекты турбулентности достаточно сложно учесть. Даже выводы работы трудно четко и кратко сформулировать. Возможна ситуация, когда темп будет выше, чем формально вычисленный по формуле Бонди, возможна и обратная ситуация. Отмечу, что авторы пренебрегали ролью магнитных полей. Учесть сразу и турбулентность и поля будет очень сложно даже в численных расчетах. Авторы прилагают свои расчеты к формированию молодых звезд (см. более подробно статью тех же авторов ниже - astro-ph/0510412) и аккреции на звезды до стадии главной последовательности. Показано, что для массивных объектов возможно существенное изменение по-сравнению с более ранними моделями. Кроме того, кратко рассмотрена аккреция на сверхмассивные черные дыры в центрах галактик.
Authors: M. Cervino, V. Luridiana Comments: 35 pages, 16 figures. Invited review to "Resolved Stellar Populations", Cancun (Mexico) Apr 2005. To appear on the proceedings of the conference edited by D. Valls-Gabaud & M. Chavez, ASP Conf. Ser. (ASP: San Francisco) Подробно обсуждается один из важных аспектов популяционных моделей в астрофизике.
Authors: Mark R. Krumholz et al. Comments: Accepted for publication in Nature; 13 pages, no figures, Nature manuscript style Авторы обсуждают две популярные на сегодняшний день модели образования звезд. В первой все происходит так. Молекулярные облака распадаются на газовые сгустки (ядра), которые затем коллапсируют. Соответственно, масса сгустка определяет массу звезды. Во второй изначально образуются ядра примерно одинакового размера, а затем их масса увеличивается путем аккреции. Соответственно бурые (коричневые) карлики объясняются в такой модели выбросом ядра до того, как его масса существенно возросла. В статье показано (а статья-то, заметьте, принята к публикации в Nature!), что в реальных областях звездообразования аккреция будет недостаточно сильна. Т.о., утверждают авторы, именно модель коллапса "единственно верная".
Authors: Timothy R. Bedding, Hans Kjeldsen Comments: 6 pages, Invited review talk at the meeting on Stellar Pulsation and Evolution, June 2005, Rome. Proceedings to appear in "Memorie della Societa' Astronomica Italiana", Vol. 76/4, eds. A.R. Walker & G. Bono Вот уже несколько лет как астросейсмологи активно и успешно изучают не только Солнце, но и близкие звезды. В статье представлен краткий обзор последних достижений, проблем и планов астросейсмологов.
Authors: F. Haberl Comments: Proceedings of the 2005 EPIC XMM-Newton Consortium Meeting, Ringberg Castle, Germany, April 11-13 2005, Edt. U.G. Briel, S. Sembay and A. Read, MPE Report 288, June 2005 Дана сводка современных наблюдательных данных по Великолепной семерке. Приятно, что предложенное нами имя все-таки прижилось :) По всей видимости, это объекты с достаточно сильным магнитным полем 1013-1014 Гс.
Authors: Rosina C. Iping et al. Comments: 13 pages with figures То, что известная звезда эта Киля (Carina) является двойной в принципе известно достаточно давно. Однако до сих пор не удавалось прямо выделить излучение более слабого компонента.
С помощью спутника FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) удалось во время рентгеновского затмения выделить спектр горячего компонента. Несмотря на то, что компонент А доминирует в оптике, в далеком ультрафиолете почти все излучение связано с более горячим компаньоном В. По параметрам спектральных линий удалось поставить некоторые ограничение на параметры второй звезды системы. В частности, скорость звездного ветра оказалась в несколько раз ниже предсказывавшейся.
Authors: D. J. Champion, M. A. McLaughlin, D. R. Lorimer Comments: 5 pages, 1 figure. Accepted for publication in MNRAS На большом радиотелескопе в Аресибо проведен поиск пульсаров в 19 областях локализации источников, обнаруженных прибором EGRET на борту CGRO. Предполагается, что эти источники могут быть связаны с Поясом Гулда. В ходе поиска обнаружен один новый пульсар, однако авторы полагают, что он не связан с гамма-источником. Т.о., основываясь на негативных результатах поиска, авторы заключают, что или неотождествленные источники EGRET, связанные с Поясом гулда не являются радиопульсарами, или же их светимость аномально мала.
Authors: M. Ruderman Comments: 17 pages, 19 figures Рудерман - классик физики нейтронных звезд. В этой статье он рассматривает возможные сценарии эволюции магнитного поля нейтронных звезд. В основе рассмотрения лежит идея о том, что в не очень молодой нейтронной звезде (старше примерно тысячи лет) происходит следующее. Сверхтекучие нейтроны, чтобы участвовать во вращении звезды, обязаны образовать вихревые нити. В процессе замедления (ускорения) эти нити будут двигать от центра звезды наружу (внутрь). Магнитное поле, в свою очередь, также порождает похожие структуры, но уже из протонов. Формируются квантовые "трубки", в которых и сосредоточено поле. Магнитные трубки могут взаимодействовать с вихревыми нитями. В процессе своего смещения вихревые нити тянут трубки за собой. Соответственно, изменяется топология магнитного поля. Рассмотрено, как такая эволюция может выглядеть на диаграмме период - производная периода. Также обсуждается связь глитчей с взаимодействием нитей и трубок.
Authors: Antoine Letessier-Selvon Comments: 12 pages, 7 figures. Proceedings of the PIC 2005 conference. Praha, July 2005 Очередной обзор, посвященный обсерватории имени Пьера Оже. Кроме описания дизайна и целей представлены первые результаты. Для тех, кто еще не успел познакомиться со всем этим, будет очень интересно, т.к. именно эта обсерватория в ближайшие несколько лет призвана решить загадку космических лучей сверхвысоких энергий.
Authors: Matthew D. Duez et al. Comments: Submitted to Phys. Rev. Lett Вот уже более 20 лет активно обсуждаются возможные наблюдательные проявления слияний нейтронных звезд. Проблема состоит в очень сложных процессах, происходящих при этом. Так, неизвестно, что же образуется в результате слияния. Одной из возможностей является формирование т.н. гипермассивных нейтронных звед, которые впоследствии коллапсируют в черные дыры. Приставка "гипер" отражает тот факт, что образовавшийся компактный объект имеет нетипично большую массу. В самом деле, стандартные модели говорят, что удвоение массы нейтронной звезды приведет к ее коллапсу (типичная масса пульсара порядка 1.3-1.5 масс солнца, а массы более 2 солнечных уже могут приводить к коллапсу). Однако это приложимо к обычным - холодным и довольно медленно вращающимся - нейтронным звездам. После слияния же образуется очень быстро вращающийся (причем дифференциально вращающийся!) горячий объект. Эти свойства являются дополнительными источниками устойчивости (в статье рассмотрена ситуация, в которой именно дифференциальное вращение стабилизирует компактный объект). На какое-то время нейтронная звезда может избежать коллапса, который, однако, неизбежен. Авторы провели детальное моделирование с учетом магнитных полей и эффектов общей теории относительности. Расчеты показывают, что коллапс гипермассивной нейтронной звезды в черную дыру может являться хорошим кандидатом в механизмы, отвечающие за короткие гамма-всплески. О другом механизме таких всплесков, связанном с образованием кварковой звезды, см. в статье astro-ph/0510691, о которой мы не будем детально рассказывать в обзоре. Кроме того, слияниям нейтронных звезд посвящено еще несколько свежих статей. В работе astro-ph/0510682 речь идет об остатках слияний, но не в смысле "компактный остаток", а об аналогах остатков взрывов сверхновых - выброшенных оболочках. Про эту работу я также не буду детально рассказывать, а обращу внимание читателя на следующую статью - astro-ph/0510668.
Authors: Marc Favata Comments: 26 pages, 7 figures Несколько лет назад группа теоретиков представила расчеты, согласно которым при слиянии двух нейтронных звезд возникало интересное явление. Под действием приливных сил плотность в центре нейтронной звезды возрастала, в результате чего она коллапсировала в черную дыру. Результаты были, что называется, контринтуитивны, поэтому они сразу же подверглись жесткой критике. Была обнаружена ошибка в расчетах. Авторы согласились с критикой и повторили расчет. Коллапс больше не появлялся, однако некоторое увеличение плотности все равно наблюдалось в моделях. Последний факт сподвиг автора настоящей статьи рассмотреть более общую задачу о возможном сжатии нейтронной звезды в процессе слияния. Данное исследование показало, что в численном расчете все-таки может возникнуть ситуация, когда коллапс произойдет. Для этого нейтронная звезда должна обладать квадрупольным моментом. Однако автор не исключает того, что эффект является артефактом численной реализации.
Authors: J.F. Perez-Azorin, J.A. Miralles, J.A. Pons Comments: 18 pages, 20 figures, submitted to A&A В последнее время появилось много новых интересных данных по тепловому излучению нейтронных звезд. В первую очередь это связано с объектами, составляющими Великолепную семерку. Естественно, что с детализацией данных приходится строить более сложные модели, которые могли бы описать новые наблюдения. В этой статье авторы рассматривают анизотропию теплового излучения нейтронных звезд, возникающую за счет сильного магнитного поля. Построенные модели удовлетворительно описывают наблюдательные данные. Т.о., наблюдения излучения могут помочь определить распределение магнитного поля внутри нейтронных звезд.
Authors: Adam Burrows et al. Comments: 19 pages, including nine figures (in emulateapj format), submitted to the Astrophysical Journal За недостатком времени не будем подробно разбирать статью. Отметим только, что речь идет о роли акустических волн в сбросе оболочки. Авторы показывают, что после стадии отскока (bounce) аккрецирующая нейтронная звезда (часть вещества всегда выпадает обратно) является самовозбуждающимся осциллятором. Генерируемой энергии хватает для взрыва. Выделение энергии асимметрично.
Authors: Silvia Zane, Roberto Turolla Comments: 17 pages, 9 figures. Figures 3 and 5 (top panel) are provided separately as .png files. Accepted for publication in MNRAS Работа тесно примыкает к статье astro-ph/0510684. Авторы также рассматривают тепловое излучение объектов Великолепной семерки.
Авторы пытаются дать удовлетворительное описание для наблюдаемых вариаций
спектра источника RX J0720.4-3125. Для этого к дипольному полю добавлена
квадрупольная компонента. Показано, что это разумная идея. Т.е. описать
зарегистрированные изменения в излучении этого источника невозможно без
привлечения высших мультиполей.
Мы будем стараться хотя бы перечислить интересные (для широкой публики) статьи, появившиеся в разделе physics (включая cross-listing).
Authors: Pablo Diniz Batista et al. Comments: 5 pages, 1 figure and supplementary material Очередная заметка, посвященная совершенствованию индекса цитирования. Поскольку эта тема мне интересна, то, наверное, я буду упоминать обо всех статьях на эту тему.
Авторы пытаются учесть количество соавторов работ. Вводится модифицированный
индекс hI=h/[Na], где [Na]=
N(T)a/h
- среднее число соавторов в h статьях.
h - индекс, введенный Хиршем
(
я о нем рассказвал).
N(T)a -
полное число соавторов в h статьях (если соавтор появляется несколько раз,
то он столько раз и учитывается). Т.о.
hI=h2/N(T)a.
В статье приведены данные по ведущим физикам. Виттен, как был на первом месте, так и остается, а вот дальше есть некоторые перестановки. Кроме того, шкала растягивается. Есть для Виттена h=110, а для стоящего на десятом месте Джона Бакала (Bahcall) h=76, то hI для Виттена равен 65.05, а для стоящего на десятом месте Кардоны (Cardona) hI=6.21 (Бакал переместился на 7-е место с hI =20.33). Кроме того, проведено исследование на базе данных по бразильским ученым (авторы бразильцы - им и бразильский флаг в руки). Отдельно хочу высказать одну мысль, напрямую связанную с оценкой цитируемости. В недавней редакционной статье в Nature (N7045, pp. 1003-1004 (2005)) был поднят вопрос о роли небольшого числа активно цитируемых статей: они вносят большой вклад в импакт-фактор конкретного журнала. Представляется интересным применить методику, предложенную Хиршем, не только для оценки вклада отдельного ученого, но и для расчета импакт-фактора. Соответственно, к этим расчетам можно применять и некоторые модификации h-индекс (разумеется, не ту, что обсуждается в статье бразильских авторов). Можно применить Хиршеву методику к журналам, когда будет оцениваться не среднее количество цитирований на статью, а нечто другое. Разные варианты возможны (однако почти наверняка придется делить на количество статей, или рассчитывать на тысячу, плюс надо учитывать фактор времени, чтобы старые журналы не имели преимущества перед молодыми, но успешными). Если применять методику "в лоб", то для Nature получится что-нибудь порядка 1000 (тысяча статей с индексом цитирования выше 1000), а для АЖ, скажем 100 (сто статей с индексом цитирования выше 100). Потом можно делить это на число статей, на время существования журнала. Можно число цитирований для каждой статьи делить на время с момента ее публикации (тогда, конечно, не надо больше никак учитывать фактор времени - только число публикаций). Можно просто рассчитывать индекс за последние несколько лет. В общем, видно, что методика может сработать. Интересно, кто-нибудь сделает статью с такой идеей? Жалко, что у нас недоступна система ISI. P.S. Как мне любезно сообщил сам профессор Хирш, он проводил некоторые оценки. Например, для Solid State Communications h=147. а для Physics Letters A h=125. Кстати, было бы также интересно оценивать h-индекс для институтов.
Authors: Piet Hut, Mark Alford, Max Tegmark Comments: 15 pages with figures Всем советую хотя бы просмотреть. Три известных исследователя рассуждают о триаде Менроуза (math. matter, mind). Речь идет философских основах науки.
|
