近期综述文章导读: 超新星激波的传播+红巨星演化模型
(在astroph的更新中有一类文章其实很有价值，就是来自各种期刊和会议报告中的小综述文章，这些文章往往信息量很大，而且结合前沿，又不像ARA&A综述那样的恐怖，对科研和学习都很有帮助，我们正好尝试一下用导读的形式来介绍这类文章，如果大家觉得这种形式可以接受，希望也可以帮助我们多推荐一些可靠的综述文章)
1.超新星激波在星周和星际介质中的传递
文章：Supernova Propagation in the Circumstellar and Interstellar Medium
超新星在致密介质中暴发和抛射物与环境相互作用的数值模拟
这篇只有6页的短小综述来自芝加哥大学的一位天文学家，我对超新星和超新星遗迹研究实在不了解，不过这个综述我自己从头读了一遍，感觉把一个非超新星遗迹研究领域的学生需要了解的关于超新星激波和星际介质的相互作用中一些比较重要的地方都介绍的比较清楚。综述基本分成了2个部分，第一部分按照教科书的结构把超新星暴发后激波传播过程中的三个阶段简单概述了一下，后面又分别的介绍了一些比较有意思的特殊情况，如和分子云的相互作用以及星风Bubble中的超新星暴发等概括了一下。
作者首先用比较大的篇幅介绍了超新星暴发后的抛射物主导阶段(Ejecta-Dominated Phase)，在这个阶段中，密度较高，速度很快的暴发抛射介质向外膨胀和周围的星际介质相互作用，触发激波和反向激波，而且，激波扫过的星际介质物质质量低于抛射物的质量；对于抛射物主导阶段，通过对超新星周围星际介质的分布建立适当的简化模型，可以获得抛射物传播的图像，这里需要注意的是对于Core-Collapse超新星和SNIa型超新星的不同假定。在随后的 Sedov-Taylor绝热阶段中，作者概括了进入这个阶段的几个需要满足的条件，实际情况和一般书本定义上的差别，并简单的描述了这个阶段的依赖于两个参数 (暴发能量E和ISM密度分布)的自相似的解；在前面这两个阶段的介绍中，作者还特别强调了对与宇宙线加热的作用；随后，作者用简短的笔触描述了一下第三阶段：辐射阶段，也叫做”Snowplow” Stage，在这个阶段中，激波减速，激波后物质的辐射冷却时标比较短，辐射冷却开始占主导地位。
在后一个部分中，作者针对超新星和分子云相互作用以及星风Bubble中的超新星暴发两个特殊但重要的情况做了简单的总结，其中包含了很多近期的研究文献；对于前者，主要的兴趣在于对超新星遗迹的gamma波段观测显示，很多有gamma辐射的超新星遗迹都有和周围分子云相互作用的证据，因此，对于宇宙线起源相关的研究比较有意义；对于后者，由于我们已经知道大质量恒星在演化晚期会通过星风质量损失形成Bubble结构，那么，考虑核塌缩型超新星暴发的时候，不能不考虑星风泡环境和前面假定的简单密度分布的不同，以及对超新星激波传递的影响，一个有趣的特征是可以形成几个激波在Bubble的空腔结构中来回反弹，这个过程中，激波至少有能力在短暂的时间内加速粒子到很高的能量；而当激波与Bubble边界相对致密的壳层相互作用的时候，还会引起X射线和光学辐射的加强，就像我们在 SN 1987A中看到的那样。
对于这篇综述，很适合学习星际介质物理的同学作为联系实际的阅读材料，其中的很多描述，可以帮助你理解ISM中的激波传递和不稳定性的图像，也可以补充一下像Richtmeyer-Meshkov不稳定性这样一般课程中不太会提及的内容。
2.红巨星演化模型中的不确定性
文章： Uncertainties and systematics in stellar evolution models of Red Giant Stars
- 作者：Santi Cassisi
- 论文索引：astro-ph:1108.4626
左图为红巨星中心氦核质量，TRGB的热光度与恒星金属丰度的模型关系；右图为I-band上的TRGB光度与红巨星金属丰度之间的模型关系；注意不同模型给出关系之间的差别
恒星结构和演化是所有天文学生的必修科目之一，其中往往比重最大的部分就是恒星结构的基本方程和不同质量恒星的演化路径这两个部分，不过真正学过这个课程的同学可能会有这样的感觉，就是尽管我们把不同质量恒星的演化途径在赫罗图上描述的比较周到，但是真正让人从物理图像上特别放心的似乎只有小质量恒星的主序演化阶段，对于脱离了主序后的红巨星阶段还有很多模糊的地方，而大质量恒星的演化则有更多的不确定性；的确，恒星的结构和演化绝不是一本写完的书，而还是一个正在活跃研究中的领域；本文就简单的综述了一下小质量恒星在红巨星支演化中的一些不确定性和问题。
我们在课本上看到的赫罗图上的用等年龄线表示的恒星演化轨迹其实是用极其直观的方式对恒星结构演化模型工作进行的总结，而你学到的四个基本结构方程 (质量方程，流体静力学平衡，产能方程，状态方程), 也仅仅是帮你建立概念的工具；真正的恒星结构演化的理论工作，需要对考虑状态方程的具体形式，各种成分的不透明度，各种核剧变反映的作用截面，反映网络，中微子损失等等细节，最后的庞大工作往往要依赖数值模拟来进行，而且是极其消耗时间的那种，不过在全民宇宙学数值模拟的年代里，对恒星结构演化进行数值模拟的工作就显得不那么引人瞩目了，用我在这边听一位专门做恒星模拟的天文学家的抱怨来说明吧，现在在美国，花在模拟恒星演化上的计算机时间还没有高尔夫球公司为了追求良好的空气动力学效果，对高尔夫球表面的小坑的分布和结构的模拟时间来的多。。。。
但不管怎样，对恒星结构演化的理解依然是过去50年中天体物理学发展中最重要和喜人的成果之一，只是在新的要求下，一系列的不确定性也渐渐的引起了天文学家的重视。而对于工作在星族研究等相关领域的天文学家来说，也急需意识到自己手中使用的模型的系统问题可能带来的问题和隐患。作者在第一部分首先回顾了恒星演化模型中的重要成分，从解非线性的恒星结构方程组的角度来说，虽然数值计算能力不再是太大的问题，但 1) 恒星大气表面的真实的边界条件；2) 状态方程 (EOS), 不透明度，核反应截面，中微子能量损失这四个重要的物理输入量；3）各种另类的物理过程，比如物质扩散的影响 (在标准太阳模型,SSM的计算中已经展示出了diffusion过程的重要性)等都需要专门的进行考虑；而且，还有非常棘手的描述物质在恒星内部混合的过程的问题，尤其是对流区的模型描述，这里面就有很多单独的问题，比如描述对流的混合程理论(Mixing Length Theory)的参数如何估计和校准；对流区的边界能用严格的施瓦西盘踞(辐射梯度 = 绝热梯度)来考虑吗？小质量恒星红巨星阶段以延展的对流区为主要特点，而在实际的对流区中，在理论判据指示的对流边界处，对流泡(Convection Cell)的加速度显然不为0，因而可以继续运动，这个所谓的convection overshooting problem，也是一个重要的问题。
针对这些问题，作者在后面结合小质量恒星红巨星支演化的背景进行了分别的解答，并给出了目前的研究进展；在后面，由针对红巨星光度函数上的某些特征，以及TRGB (Tip of RGB)处的光度值这两个具体问题进行了讨论；由于我自己没来得及详细阅读，而且对恒星结构演化的前沿研究了解相当的肤浅，就不再展开介绍，请大家自己阅读吧。