 |
Астронет: С. Б. Попов, М. Е. Прохоров Обзоры препринтов astro-ph за 1 - 12 мая 2004 года (Выпуск 77) http://variable-stars.ru/db/msg/eid/rap77 |
|
Содержание и быстрый переход к разделам обзора
Пятьдесят девять причин чтобы сверхновая не взорвалась
Альтаир: Самая яркая звезда типа δ Щита
Отдельные статьи
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 астрономии от ПРАО Текущие открытия в ФЭЧ Новости космонавтики Новости от УФН Информнаука Перст Подписка на рассылку обзоров на Subscribe.Ru
Дружественная рассылка
Замечательный сайт 
|
Обзоры препринтов astro-ph
Выпуск N77
astro-ph за 01 - 12 мая 2004 года: избранные статьи
Рефераты отдельных статей
Authors: M. Liebendoerfer Comments: 5 pages, 2 figures, to appear in Proceedings of the 12th Workshop on "Nuclear Astrophysics" held at Ringberg Castle, March 22-27, 2004
Ряд проблем в моделировании сверхновых сводится к следующему:
НЕ ВЗРЫВАЮТСЯ!
На четырех страницах автор перечисляет основные причины для такого "неправильного" поведения моделируемых сверхновых.
На самом деле обсуждается не 59, а 5.9 причин (последняя не засчитана за
целую, т.к. связано с техническими трудностями в моделировании).
Так что физических причин пять. Четырех страниц мало для подробного описания, поэтому разобраться не так уж легко..... Возможно, что все-таки механизм "чуть-чуть другой". Например, магнитные поля и вращение могут сыграть решающую роль.
Authors: S.Desidera et al. Comments: 4 pages, 4 figures, A&A Letters В 2003 году у звезды HD 219542 B были обнаружены небольшие периодические вариации лучевой скорости, что позволило предположить существование у нее планеты с массой как у Сатурна. Увы, продолжение наблюдений в конце 2003 и в 2004 году показало, что наблюдаемые вариации скорее всего связаны с собственной активностью звезды.
Бывает и так.
Authors: S. Michael Fall Comments: 10 pages, 3 figures; latex, uses asp2004.sty. To appear in Formation and Evolution of Massive Young Star Clusters, eds. H.J.G.L.M. Lamers, A. Nota, & L.J. Smith (ASP, San Francisco), 2004 Автор дает обзор по результатам исследований звездных скоплений во взаимодействующих галактиках Антенны. Заметка понятная и интересная. Выделим из нее лишь один сюжет. Оказывается, распределение скоплений по возрастам во многом определяется темпом разрушения этих объектов. Дело в том, что они довольно слабо связаны гравитационно. Поэтому даже одна массивная звезда за короткую свою жизнь может успеть "выдуть" из скопления достаточную массу межзвездной среды, чтобы система стала гравитационно несвязанной. Также выскажем короткую идею. Ранее мы писали о работах Мигеля Червино, в частности о работе Statistical Synthesis Models. В ней авторы показали, что в маломассивных скоплениях одна наиболее яркая звезда может доминировать в общем спектре, и что это существенно для интерпретации данных и для моделирования. Разумно предположить, что точно также одна звезда может доминировать в процессе разрушения скопления за счет выметания вещества. Такая ситуация будет приводить к тому, что на малых массах скоплений в распределении числа от возраста будут существенные флуктуации. С одной стороны, скопление может выжить, если в результате флуктуации в нем не появились достаточно массивные звезды, с другой - случайное появление нескольких массивных звезд может разрушить скопление, которое "в среднем" должно было бы жить дольше.
Authors: T.Damour et al. Comments: 49 pages, 6 figures Сливающиеся нейтронные звезды (или черные дыры) наиболее понятный и ожидаемый источник гравитационных волн в диапазоне наземных (типа LIGO) и космических (LISA) гравитационных антенн. Обычно предполагают, что эксцентриситет орбиты у таких систем равен нулю. Это вполне обоснованно - по мере сближения компонент системы эксцентриситет ее орбиты быстро убывает. Для сливающихся звезд на строго круговых орбитах рассчитаны многочисленные шаблоны деформаций антенн, вызываемых гравитационным сигналом. Однако, если эксцентриситет орбиты системы оказывается недостаточно мал, ситуация резко ухудшается. Для описания подобной системы требуются еще два дополнительных параметра, а число шаблонов, с которыми надо сравнивать принимаемый сигнал, возрастает на порядки. В данной работе получено аналитическое описание формы волнового сигнала от сливающихся двойных звезд с некруговой орбитой. К сожалению качество приведенных в препринте рисунков не позволяет их хорошо рассмотреть.
Authors: Ding-Xiong Wang, Yong-Cun Ye, Ren-Yi Ma Comments: 24 pages 9 figures, аccepted by New Astronomy На сегодняшний день были предложены три механизма, позволяющих извлекать энергию из вращающейся черной дыры, окруженной аккреционным диском:
 На рисунке показаны структуры линий, необходимые для работы трех перечисленных механизмов
Authors: Rohta Takahashi Comments: 13 pages, 6 figures, accepted in ApJ Можно ли определить спиновый параметр ("скорость вращения") черной дыры просто глядя на нее? Да, по форме и положению ее "тени" на фоне яркого аккреционного диска ("тень" - область откуда к нам не приходят фотоны), хотя такое определение иногда не дает однозначного результата.
Authors: H. Bouy et al. Comments: 16 pages, 7 figures, 6 tables В классическом ряду спектральных классов звезд O-B-A-F-G-K-M класса L не было. Он появился с созданием нового поколения инфракрасных приемников излучения и соответствующих телескопов. Это самые маленькие (по массе и по размеру), самые тусклые и самые холодные звезды. До сих пор их массы оценивались путем сравнения с теоретическими моделями спектров или другими косвенными путями. Но вот появилось первое динамическое измерение массы классическим способом: по наблюдению компонент двойной системы. Наблюдался двойной L-карлик 2MASSW J0746425+2000321. Наблюдения велись на Хаббловском телескопе и на VLT в течении нескольких лет. Спектральные классы и массы компонент оказались следующими:
Authors: T. York et al. Comments: 15 pages, 7 figures, submitted to MNRAS Идея о том, как определить постоянную Хаббла (H) по наблюдениям одной космологической гравитационной линзы, была высказана около 20 лет назад. Тогда это был новый независимый от имеющихся шкал расстояний метод определения данного космологического параметра. Кроме того предположения, требуемые для проведения подобного эксперимента, вносили достаточно малую погрешность в величину H. Сегодня постоянная Хаббла определена несколькими независимыми методами, в том числе и по ряду гравитационных линз. В данной работе исследована линзированная система CLASS B0218+357, содержащая радиотихую галактику. Для получения H используется информация только о положении наблюдаемых изображений галактики относительно линзы, расстояние между двумя самыми яркими изображениями которой составляет 334 mas. Постоянная Хаббла, полученная по этой линзе, равна:
H=73+/-8 км/с/Мпк (на уровне значимости 68%)
Authors: D.L. Buzasi et al. Comments: 15 pages, 5 figures, 2 tables Альтаир (α Орла; α Aql) по своим физическим параметрам лежит внутри полосы пульсационной неустойчивости, которая вызывает колебания звезд типа δ Щита. Однако, до сих пор никакие пульсации у Альтаира не наблюдались. Новые наблюдения, с использованием звездой камеры Wide-Field Infrared Explorer'а показали, что пульсации все таки есть, только их амплитуда очень невелика и составляет всего около 0.001 звездной величины. Более того, в спектре пульсаций Альтаира удалось с уверенностью выделить присутствие по крайней мере семь различных мод колебаний.
Authors: Charles R. Keeton (Chicago), Michael Kuhlen (Santa Cruz), Zoltan Haiman (Columbia) Comments: 15 pages, 17 figures, submitted to ApJ Может ли гравитационная линза дать усиленное изображение удаленного источника, причем только одно? Теоретически - нет, гравитационные линзы всегда создают несколько изображений. Но остальные изображения могут быть очень слабыми и мы их не увидим. В качестве типичных можно рассмотреть ситуации, когда второе по яркости изображение в 10 или в 100 раз слабее самого яркого. Для того, чтобы это произошло источник света должен быть расположен вблизи каустики, тогда одно из изображений (оно и будет самым ярким) окажется вблизи критической кривой. Усиление яркости остальных изображений при этом невелико и они оказываются во много раз слабее, чем самое яркое. В случае строгой сферической симметрии линзы каустика (линия на которой точечный источник усиливается бесконечно) вырождается в точку в центре линзы, а изображение источника превращается в кольцо Эйнштейна. Но большинство галактик имеют эллиптическую форму (т.е. не обладают сферической симметрией). Соответствующая ситуация показана на рисунке.
На рисунке черным цветом (жирными точками на вставке в верхнем углу) выделены области в которых главное изображение оказывается в 100 и более раз ярче остальных. Более широкие области, показанные серым (и мелкими точками), соответствуют отношению яркостей в 10 раз.
|
