Сейчас есть много хороших обзоров неба с фотометрическими данными в широких полосах. Из этих данных можно было бы попробовать оценить параметеры звезд (эффективные температуры, металличность, силу тяжести), но не все так просто - есть межзвездное вещество, которое приводит к покраснению. Авторы предлагают метод, который, по их утверждению, хорошо справляется с этой непростой и актуальной задачей.

См. также arxiv:0808.1848 об абсолютной калибровке звезд главной последовательности тонкого диска по наблюдениям в оптике и ближнем ИК.

В статье подробно описаны результаты проекта, в рамках которого множество независимых (в основном не профессиональных) пользователей визуально инспектировало SDSS на предмет классификации галактик по их морфологии. Всего в проекте приняло участие около 100 000 пользователей, сделавших около 40 млн. оценок.

Разумеется, проводились тесты, когда небольшие выборки галактик просматривались профессионалами, а потом результаты сравнивались с оценками непрофессионеальных пользователей. Согласие было хорошим.

Описывается методика автоматического классифицирования транзиентных объектов при проведении массовых широкопольных обзоров неба.

ZEBRA - Zurich Extragalactic Bayesian Redshift Analyzer. Это открытая программа, позволяющая проводить массовые определения красных смещений внегалактических объектов по фотометрическим данным. Статья является руководством к этой программе.

В самам деле, никакого бла-бла-бла. Практическое руководство. Даже задачи есть. Наверное, будет полезно не только тем, кто начинает изучать обработку космологических данных, а вообще всем, кто начинает использовать статметоды для работы с данными.

Астрометрический спутник GAIA будет передавать очень большой поток данных. Речь идет примерно о 100 Терабайтах за пять лет работы. В статье описываются основные сложности при работе с этими данными и пути решения проблем.

На картах микроволнового фона (реликтового излучения), построенных командой WMAP, есть загадочное холодное пятно на галактической широте -57 и долготе 209 градусов. Авторы статьи проводят подробный анализ. Хитрость тут в том, что карты микроволнового фона строятся совсем не так, как обычные карты. Т.е. это не нанесение на карту неба "точек" с измеренной температурой. Построение карты завязано здесь на сложные методы обработки. В итоге может получиться так, что некоторые "детали" на карте возникают именно в следствии применения конкретного алгоритма построения, а вовсе не из-за существования каких-то выделенных областей на небе. Похоже, что именно так и появилось холодное пятно. Авторы детально разбирают, какие гармоники могли внести вклад в появление этого "миража".

WFCAM - это широкопольная инфракрасная камера телескопа UKIRT. В статье описан архив данных с этого прибора.

Методы определения красного смещения галактик на основе фотометрических наблюдений играют важную в современной космологии и внегалактической астрономии. Спектроскопические красные смещения найдены для миллиона галактик, в то время как цифровые обзоры неба в нескольких фильтрах уже содержат информацию о сотнях миллионов галактик. Прогноз на следующее десятилетие - несколько миллиардов. Подобная ситуация стимулирует развитие методов, позволяющих находить красные смещения галактик на основе фотометрии во многих фильтрах. Данная работа посвящена обсуждению ошибок этих методов и их сравнению с обычными спектроскопическими.

Небольшой содержательный обзор метода TRGB (the Tip of the Red Giant Branch), незаменимого в определении расстояний до галактик разных морфологических типов. Представлен краткий обзор последних результатов, касающихся калибровки вершины красной ветви гигантов в качестве "стандартной свечи". Обсуждается достигнутое согласие среди независимых эмпирических калибровок этого метода.

Авторы работы попробовали ответить на вопрос, можно ли найти эмпирические соотношения между эквивалетными ширинами галактических эмиссионных линий и цветами, полученными из широкополосной фотометрии. Для этого были использованы два разных метода "Artifical Neural Neworks" и "Locally Weighted Regression", суть которых сводится к поиску корреляций между эквивалентными ширинами линий и показателями цвета в многомерном цветовом пространстве. Методика была протестирована на двух образцах: для галактик на малых красных смещениях использовался обзор SDSS, а для галактик на больших красных смещениях результаты первого релиза обзора DEEP. Методы привели к похожим результатам. В частности, было найдено, что рекомбинационные линии могут быть достоточно хорошо предсказаны на основе галактических цветов, но для столкновительных линий прогноз сделать сложнее. Было найдено, что на основе одних только показателей цвета можно достаточно надежно классифицировать галактики с активными галактическими ядрами или звездообразованием.

Работа с большими современными обзорами, типа Слоановского, требует совершенно новых численных методов. Им и посвящена данная статья. Идея состоит в разработке алгоритмов, позволяющих компьютеру "обучаться" классифицировать объекты.

Представлены результаты наблюдений, проведенных на индийском инфракрасном 1.2 м телескопе GIRT (Gurushikhar Infrared Telescope). Авторами приведена библиотека инфракрасных спектров для 126 звезд спектральных типов O5-M8 и классов светимости I-V. Все спектры были получены в полосе J с разрешением 12.5 A. Данная публикация является третьей в серии работ на эту тему. Ранее опубликованы спектры 135 звезд в полосе H с разрешением 16 A (Ranade et al, 2004) и спектры 114 звезд в полосе K с разрешением 22 A (Ranade et al., 2007). Полностью библиотека спектров звезд в инфракрасных полосах J, H & K суммирована в в виде ASCII таблиц и доступна на авторском веб-сайте по адресу http://vo.iucaa.ernet.in/~voi/NIR_Header.html

Систематический поиск так называемых новых звезд в галактике M31 впервые был начат Эдвином Хабблом в 1929 и не прекращается до сих пор. Такой мониторинг требует большого количества наблюдательного времени, поэтому архивные шмидтовские пластинки по-прежнему имеют большую наблюдательную ценность. Авторы данной работы оцифровали 306 таких пластин, получив тем самым доступ к данным за 36 лет наблюдений с 1960 по 1996 год. Разработанный авторами автоматизированный анализ кривых блеска позволил им выделить 84 кандидата в новые звезды. Положения звезд определены с точностью 0."4. Кривые блеска новых звезд доступны на соответствующем веб-сайте. Проведенный авторами анализ показал, что при соответствующей обработке старые шмидтовские пластины могут быть весьма полезны.

При наблюдениях галактик на больших красных смещениях ультрафиолетовая часть спектров смещается в оптический диапазон. Поэтому детали и характер эволюции далёких галактик в коротковолновой области изучены намного лучше. Для анализа спектров далёких галактик в качестве образцов (galactic templates) используются ультрафиолетовые спектры близких галактик, полученные со спутников. В таком эмпирическом подходе локальные свойства галактик просто экстраполируются на большие красные смещения. Альтернативный способ появился совсем недавно. Благодаря прогрессу в моделировании звёздных атмосфер, были созданы библиотеки звёздных спектров и для коротковолновой (<3000 ангстрем) области, которые теперь могут быть использованы для создания модельных галактических спектров. Варьируя те или иные параметры, можно будет добиться лучшего совпадения наблюдаемых и модельных спектров, точнее описать свойства далёких галактик. Авторами представлены первые результаты такого моделирования, детальное описание проекта готовится к публикации (Bertone et al., 2007).

В статье описывается, как можно, используя новую версию Acrobat Portable Document Format и библиотеку S2PLOT, включить в текст статьи (размеется, в электронную версию) трехмерную графику в интерактивном режиме (т.е. картинки можно вращать и тп.). Кроме прочтения статьи рекомендуется также заглянуть на сайт.

Сравниваются два подхода при организации доступа к данным о звездных популяциях в Виртуальной обсерватории. К сожалению, заметка очень короткая, поэтому, по сути, приходится довольствоваться лишь выводами автора. Все детали остаются за бортом.

Авторами были изучены 59 цефеид с известными параллаксами с целью откалибровать соотношение период-светимость для цефеид Галактики и сравнить его с аналогичным соотношением для цефеид Большого Магелланова Облака (БМО). Наблюдения проводились в семи фильтрах (B, V, Rc, Ic, J, H, Ks), а расстояния до цефеид были независимо измерены пятью способами. Существенных отличий между наклонами в соотношениях период-светимость для цефеид Галактики и БМО в спектральном диапазоне от B до K найдено не было. По-видимому, данное соотношение имеет универсальный наклон и не зависит от металличности галактики.

Сейчас в астрономии зайцев много, а ... исследователей мало. Т.е., ситуация такова, что есть огромное количество хороших данных, лежащих в открытом доступе, с которыми можно работать. Например, можно искать новые скопления. Для этого нужно создать хороший софт - и вперед!

Авторы используют свой метод поиска рассеянных скоплений. Как видно, метод весьма эффективен. В качестве иллюстрации авторы провели поиск скоплений в направлении галактического антицентра по данным обзора 2MASS. Найдено 15 новых скоплений.

Приведены данные обработки очередного (четвертого) отрезка научной работы гравитационно-волновой антенны LIGO. Это был достаточно короткий прогон - около месяца - в начале 2005 года. Но важно понимать, что обработка данных занимает очень большое время!

Авторы обсуждают поиски периодического сигнала. Ничего не найдено, но пределы (особенно для некоторых участков небесной сферы) становятся уже интересными.

Автор описывает (и рекламирует) софт для визуализации гидродинамических расчетов методом сглаженных частиц. Программа доступна для скачивания.

Представлены данные второй эпохи обзора галактической плоскости, проводимого на частоте 843 МГц в обсерватории Молонгло. Покрыта область неба с галактической широтой до 10 градусов, и долготой от 245 до 365 градусов. В данной статье описаны результаты, полученные по компактным источникам. Вошло 48 850 объектов.

Описывается один из инструментов, предоставляемый Немецкой Виртуальной обсерваторией (GAVO). Речь идет о программном обеспечении для моделирования спектров звезд и туманностей. Это нужно для быстрого сравнения данных наблюдений с теоретическими моделями.

На самом деле состояние не совсем "текущее" - статья 2005 года, но все равно рекомендуется к прочтению.

Речь идет о полезнейшей базе данных CATS.

Часто спрашивают: "А как определяют массы черных дыр в галактиках?" А вот так! Читайте об одном из методов.

Идея состоит в том, что по изменениям потока излучения от активного ядра можно судить о поведении газа вокруг черной дыры. Нужно только достаточно часто и регулярно проводить фотометрические наблюдения и получать спектры (важно ведь также и то, как меняется интесивность спектральных линий и тп.). Ну а поведение газа содержит в себе информацию о массе дыры.

Конечно, метод более чем не прямой. Тем не менее, вполне полезный.