Scott Jay Kenyon - Scott Jay Kenyon - Wikipedia

Scott Jay Kenyon
narozený
Scott J. Kenyon
NárodnostSpojené státy americký
Alma materArizonská státní univerzita (1978)
University of Illinois, Champaign-Urbana (1983)
Vědecká kariéra
PoleAstrofyzika:
tvorba hvězd a planetární formace
InstituceSmithsonian Astrophysical Observatory
Doktorský poradceRonald F. Webbink

Scott Jay Kenyon (narozen 1956) je americký astrofyzik. Jeho práce zahrnovala pokroky v symbiotických a jiných typech interagujících dvojhvězd, vznik a vývoj hvězd a formování planetárních systémů.

Kariéra

Kenyon obdržel B.S. ve fyzice od Arizonská státní univerzita v roce 1978 a Ph.D. v astronomii z University of Illinois v Champaign-Urbana v roce 1983. Jeho disertační práce je oprávněna Fyzická struktura symbiotických hvězd[1] a byla rozšířena do knihy, Symbiotické hvězdy.[2] Po postdoktorských pracích na Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, včetně Společenstva CfA, se připojil k vědeckému personálu v Smithsonian Astrophysical Observatory.[Citace je zapotřebí ]

Kenyon je a Člen AAAS, Fellow[3] z Americká fyzická společnost, a je součástí Web znalostí index vysoce citovaných výzkumných pracovníků.[4]

Vědecká práce

Kenyon intenzivně pracoval na symbiotických dvojhvězdách.[5] Jeho kniha Symbiotické hvězdy jako první shrnula pozorování a teorie pro tyto interagující binární soubory.[6] Kniha shrnuje obecný stav znalostí v této oblasti c. 1984 a obsahuje případové studie dobře prostudovaných binárních souborů[7] a kompletní odkazy na všechny příspěvky publikované na symbiotických hvězdách před c. 1984.[8] S více než 350 citacemi[5] kniha je standardem v oboru.

Kenyon a Lee Hartmann nejprve vypracovali podrobně akreční disk modely pro hvězdy před hlavní posloupností a aplikoval tyto modely na optická a infračervená spektra FU Orionis předměty.[9]Kromě vysvětlování mnoha podrobností ve spektrech FUors,[9][10] pozorování velikosti disku v předpovědích modelu FU Orionis.[11] Pozorování dlouhodobé variability ve FUors také obecně odpovídají modelovým předpovědím.[12][13] Kenyon a Hartmann pomocí fotometrických pozorování a modelů disků ukázali, že disky FUors jsou obklopeny padajícími obálkami s bipolární dutinou.[12] Bipolární dutina je výsledkem větru[14] z disku, který interaguje s okolním materiálem za vzniku a bipolární odtok a (snad) a Objekt Herbig – Haro,.[10][15]

Kenyon a Hartmann později vyvinuli první model rozšířeného akrečního disku, který vysvětlil velké infračervené světelnosti Hvězdy T Tauri.[16]V tomto modelu je každý soustředný prstenec disku hydrostatická rovnováha. Povrch disku se pak vznáší vzhůru jako povrch mělké mísy. Rozšířený disk zachycuje a znovu vyzařuje více světla z centrální hvězdy než plochý disk a vytváří větší předpokládanou infračervenou svítivost, která souhlasí s pozorováním hvězd T Tauri.[16] Teoretické obrazy[17] okrajově rozšířených disků vypadá stejně jako skutečné obrázky,[18][19][20] vzít s Hubbleův vesmírný dalekohled, ilustrující přímé důkazy o rozšířených discích.[21]

V roce 1990 identifikovali Kenyon, Hartmann a Karen & Steve Strom problém se světelností: protostars v Oblast tvorby hvězd Taurus-Auriga jsou přibližně 10krát méně světelné, než předpovídala teorie formování hvězd.[22] V této teorii se protostary tvoří gravitačním zhroucením oblaku plynu a prachu. Během svého života vyzařují protohvězdy celkovou energii srovnatelnou s jejich vazebnou energií. Se zdánlivou životností kolem 100 000 let očekávali světelnost o 10–20 větší než sluneční svítivost. Nedávná pozorování většího počtu protohvězd s Spitzerův kosmický dalekohled potvrzují, že protohvězdy mají typické jasy blíže sluneční svítivosti.[23] Kenyon a kolegové identifikovali několik možných řešení tohoto problému světelnosti. Přijetí většího věku umožňuje protostarům vyzařovat stejné množství energie po delší dobu, což snižuje jejich průměrnou svítivost. Li protostars tráví malou část svého života při mnohem vyšší svítivosti, jako v Hvězdy FU Orionis pak může být jejich průměrná svítivost mnohem větší než jejich typická svítivost. McKee & Offner poznamenávají, že vysunutí materiálu v bipolárním výtoku snižuje očekávanou svítivost protohvězd, ale problém světelnosti nevyřeší.[22] Data z Spitzer vyřešit problém svítivosti odvozením lepších odhadů času stráveného ve stavu vysoké svítivosti a většího věku 300 000 let pro protohvězdy.[24] Toto rozlišení vede k lepšímu porozumění dějin raného života hvězd.[22][24]

Kenyon vyvinul numerické modely pro formování planet a tyto výpočty použil při formování disky trosek[25] a Objekty Kuiperova pásu.[26] Kenyon a Ben Bromley navrhli, že trpasličí planeta Sedna v vnější sluneční soustava může být exosolární objekt zachycený během blízkého setkání s jiným planetárním systémem, když bylo Slunce staré jen několik milionů let.[27][28][29] Tento mechanismus zachycení může také vysvětlit další neobvyklé [trpasličí planety], jako je (2004) XR 190[30]

Publikace

Zde je průřez publikací Kenyonu s více než 100 citacemi.

  • Kenyon, S. J .; Webbink, R. F. (1984). „Povaha symbiotických hvězd“. Astrofyzikální deník. 279: 252. Bibcode:1984ApJ ... 279..252K. doi:10.1086/161888.
  • Kenyon, S. J .; Hartmann, L. (1987). „Spektrální distribuce energie hvězd T Tauri - rozšiřování disku a limity narůstání“. Astrofyzikální deník. 323: 714. Bibcode:1987ApJ ... 323..714K. doi:10.1086/165866.
  • Kenyon, S. J .; Hartmann, L .; Strom, K.M .; Strom, S.E. (1990). „Průzkum IRAS molekulárního mraku Taurus-Auriga“. Astronomický deník. 99: 869. Bibcode:1990AJ ..... 99..869K. doi:10.1086/115380.
  • Kenyon, S. J .; Hartmann, L. (1995). „Evoluce před hlavní sekvencí v molekulárním mračnu Taurus-Auriga“. Dodatek k astrofyzikálnímu deníku. 101: 117. Bibcode:1995ApJS..101..117K. doi:10.1086/192235.
  • Hartmann, L .; Kenyon, S. J. (1996). „FU Fenomén Orionis“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 34: 207. Bibcode:1996ARA & A..34..207H. doi:10.1146 / annurev.astro.34.1.207.
  • Kenyon, S. J .; Luu, J. X. (1998). „Akrece v raném Kuiperově pásu II. Fragmentace“. Astronomický deník. 118 (2): 1101. arXiv:astro-ph / 9904115. Bibcode:1999AJ .... 118,1101K. doi:10.1086/300969.
  • Kenyon, S. J .; Bromley, B.C. (2004). "Kolizní kaskády na planetesimálních discích II. Vestavěné planety". Astronomický deník. 127 (1): 513. arXiv:astro-ph / 0309540. Bibcode:2004AJ .... 127..513K. doi:10.1086/379854.
  • Brown, Warren R .; Geller, M. J .; Kenyon, S. J .; Kurtz, M. J. (2005). „Objev nevázané hvězdy hyperrychlosti v halo Mléčné dráhy“. Astrofyzikální deníkové dopisy. 622 (1): L33. arXiv:astro-ph / 0501177. Bibcode:2005ApJ ... 622L..33B. doi:10.1086/429378.
  • Kennedy, G. M.; Kenyon, S. J. (2008). „Planetární formace kolem hvězd různých hmot: sněhová hranice a frekvence obřích planet“. Astrofyzikální deník. 673 (1): 502. arXiv:0710.1065. Bibcode:2008ApJ ... 673..502K. doi:10.1086/524130.

Reference

  1. ^ Kenyon, S. J. (1983). "Fyzická podstata symbiotických hvězd". Astrofyzikální datový systém NASA: 8. Bibcode:1983PhDT ......... 8K. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
  2. ^ Kenyon, S. J. (1986). Symbiotické hvězdy. Cambridge University Press. doi:10.1017 / CBO9780511586071. ISBN  9780511586071.
  3. ^ „2013 APS Fellows“. Citováno 9. února 2014.
  4. ^ „Index vysoce citovaných vědců“. Web znalostí. Citováno 25. října 2012.
  5. ^ A b „Publikace S. Kenyon o symbiotických hvězdách“.
  6. ^ Selvelli, P. L. (1988). „Recenze knihy: Symbiotické hvězdy“. Recenze vesmírných věd. 47 (3–4): 402. Bibcode:1988SSRv ... 47..402S. doi:10.1007 / BF00243559.
  7. ^ Stickland, D. (srpen 1987). „Recenze knihy: Symbiotické hvězdy“. Hvězdárna. 107: 170. Bibcode:1987Obs ... 107..170S.
  8. ^ Chochol, D. (1988). „Recenze knihy: Symbiotické hvězdy“. Věstník astronomických ústavů Československa. 39 (2): 128. Bibcode:1988BAICz..39..128C.
  9. ^ A b Bertout, C. (1989). „T Tauri Stars-Wild as Dust“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 27: 351. Bibcode:1989ARA & A..27..351B. doi:10.1146 / annurev.aa.27.090189.002031.
  10. ^ A b Reipurth, B. (1990), „Erupce FU Orionis a časný vývoj hvězd“, Světlice ve hvězdokupách, 137: 229, Bibcode:1990IAUS..137..229R
  11. ^ Malbet, F .; et al. (1998). „FU Orionis vyřešen infračervenou dlouhodobou interferometrií v měřítku 2 AU“. Astrofyzikální deník. 507 (2): L149. arXiv:astro-ph / 9808326. Bibcode:1998ApJ ... 507L.149M. doi:10.1086/311688.
  12. ^ A b Clarke, C .; G. Lodato; S. Y. Melnikov; M. A. Ibrahimov (2005). „Fotometrický vývoj objektů FU Orionis: nestabilita disku a interakce větru a pláště“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 361 (3): 942–954. arXiv:astro-ph / 0505515. Bibcode:2005MNRAS.361..942C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2005.09231.x.
  13. ^ Bell, K. R .; D. N. C. Lin (1994). „Použití výbuchů FU Orionis k omezení samoregulačních protostelárních diskových modelů“. Astrofyzikální deník. 427: 987. arXiv:astro-ph / 9312015. Bibcode:1994ApJ ... 427..987B. doi:10.1086/174206.
  14. ^ Bastian, U .; R. Mundt (1985). "FU Orionis hvězdné větry". Astronomie a astrofyzika. 144: 57. Bibcode:1985 A & A ... 144 ... 57B.
  15. ^ Reipurth, B. (1985). „Objekty Herbig-Haro a erupce FU Orionis Případ HH 57“. Astronomie a astrofyzika. 143: 435. Bibcode:1985 A & A ... 143..435R.
  16. ^ A b Chiang, E. I .; P. Goldreich (1997). „Spektrální distribuce energie hvězd T Tauri s pasivními kruhovými disky“. Astrofyzikální deník. 490 (1): 368–376. arXiv:astro-ph / 9706042. Bibcode:1997ApJ ... 490..368C. doi:10.1086/304869.
  17. ^ Whitney, Barbara A .; Lee Hartmann (1992). „Modelové rozptylové obálky mladých hvězdných objektů. I - Metoda a aplikace na okolní disky“. Astrofyzikální deník. 395: 529. Bibcode:1992ApJ ... 395..529W. doi:10.1086/171673.
  18. ^ Burrows, Christopher J .; et al. (1996). „Pozorování HST 30 pomocí Hubblova kosmického dalekohledu“ (PDF). Astrofyzikální deník. 473: 437. Bibcode:1996ApJ ... 473..437B. doi:10.1086/178156.
  19. ^ Stapelfeldt, Karl R. (1998). „Circumstellar Disk Edge-On v Young Binary System HK Tauri“. Astrofyzikální deník. 502 (1): L65. Bibcode:1998ApJ ... 502L..65S. doi:10.1086/311479.
  20. ^ Padgett, Deborah L .; et al. (1999). „HUBBLE SPACE TELESCOPE / NICMOS Zobrazování disků a obálek kolem velmi mladých hvězd“. Astronomický deník. 117 (3): 1490–1504. arXiv:astro-ph / 9902101. Bibcode:1999AJ .... 117.1490P. doi:10.1086/300781.
  21. ^ Cotera, Angela; et al. (2001). „Blízké infračervené snímky a modely cirkumstelárního disku ve vysokém rozlišení v HH 30“. Astrofyzikální deník. 556 (2): 958. arXiv:astro-ph / 0104066. Bibcode:2001ApJ ... 556..958C. doi:10.1086/321627.
  22. ^ A b C McKee, C. F .; Offner, S.R.R. (2010), „The Luminosity Problem: Testing Theories of Star Formation“, Sborník Mezinárodní astronomické unie, 6: 73–80, arXiv:1010.4307, Bibcode:2011IAUS..270 ... 73M, doi:10.1017 / S1743921311000202
  23. ^ Dunham, M.M. (2010). „Evoluční podpisy při tvorbě protostarů s nízkou hmotností. II. K usmíření modelů a pozorování“. Astrofyzikální deník. 710 (1): 470–502. arXiv:0912.5229. Bibcode:2010ApJ ... 710..470D. doi:10.1088 / 0004-637X / 710/1/470.
  24. ^ A b Offner, S. S. R .; McKee, C. F. (2011). "Protostelární funkce svítivosti". Astrofyzikální deník. 736 (1): 53. arXiv:1105.0671. Bibcode:2011ApJ ... 736 ... 53O. doi:10.1088 / 0004-637X / 736/1/53.
  25. ^ Kennedy, G. M.; M.C. Wyatt (2010). „Jsou disky trosek míchány samy?“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 405 (2): 1253. arXiv:1002.3469. Bibcode:2010MNRAS.405.1253K. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.16528.x.
  26. ^ Goldreich, P .; Lithwick, Y .; Sari, R. (2004). „Formace planety koagulací: zaměření na Uran a Neptun“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 42 (1): 549–601. arXiv:astro-ph / 0405215. Bibcode:2004ARA & A..42..549G. doi:10.1146 / annurev.astro.42.053102.134004.
  27. ^ Quandt, Matthew (prosinec 2004). "Dvě mladé hvězdy Scuffle". Astronomie.
  28. ^ Gugliotta, Guy (13. února 2005). „Vzdálený objekt mohl držet tajemství minulosti Země“. Washington Post.
  29. ^ Overbye, Dennis (2. prosince 2004). „Slunce mohlo vyměnit věšáky s konkurenční hvězdou“. New York Times.
  30. ^ Spotts, Peter (19. prosince 2005). „Jak vysvětlit lichou oběžnou dráhu miniplanety?“. Christian Science Monitor.

externí odkazy