Компьютерра - Компьютерра PDA N181 (07.07.2012-13.07.2012)

У меня на айфоне установлено два клиента VoIP (оба платных и оба с платным же G729): Bria от CounterPath и Softphone от Acrobits. Обе программы выглядят, на мой взгляд, совершенно шикарно - особенно на фоне бесплатных поделок. Чаще я пользуюсь Bria, поскольку мне кажется, что качество связи у этой программы слегка понадежнее и повыше, чем у Softphone, хотя допускаю, что это чисто субъективные ощущения.

Зато у Softphone есть очень значимый козырь: в интерфейсе прописывается остаток денежных средств на вашем счете у VoIP-провайдера (правда, не всегда, и не у всех провайдеров :).

Буду признателен читателям, если они расширят наш общий кругозор и поделятся в комментариях к колонке собственным опытом работы с операторами VoIP. Меня больше всего интересуют ваши впечатления от качества связи по различным направлениям, а также ее зависимость от пропускной способности вашего интернета.

Автор: Дмитрий Вибе

Опубликовано 13 июля 2012 года

Подобные сравнения часто встречаются у западных коллег, которые стараются украсить метафорами не только популярные, но и профессиональные тексты. Поэтому в них вы найдёте и "stellar archeology", и "relics", и даже "fossils". Но аналогия действительно просматривается: чем дальше от нас по времени отстоит событие, тем более косвенные сведения приходится использовать, чтобы его изучить, тем более невнятными и скудными становятся эти сведения и тем сложнее понять, что, собственно, они означают.

При этом важно ещё уметь распознать в объекте — звезде или обломке амфоры — реликт именно той эпохи, которая интересует исследователя. В звёздах одним из основных признаков "ископаемости" является химический состав. Поскольку практически все элементы тяжелее гелия синтезируются в звёздах, логично ожидать, что со временем количество их атомов в Галактике накапливается. Поэтому звёзды, бедные тяжёлыми элементами, должны в среднем быть старше звёзд, богатых ими, поскольку образовывались из вещества, менее загрязнённого продуктами нуклеосинтеза. Если же хочется найти очень старые звёзды, нужно искать те из них, в которых тяжёлых элементов нет совсем.

Корреляция между возрастом и содержанием тяжёлых элементов на практике просматривается именно в среднем. Чёткой монотонной зависимости "возраст-металличность" в Галактике нет. Скорее, можно говорить о нескольких группах, главным образом, о звёздах диска, имеющих примерно солнечный химический состав, и о звёздах гало, которые в среднем старше звёзд диска на несколько миллиардов лет и в которых содержание тяжёлых элементов примерно на пару порядков ниже солнечного.

В качестве количественной характеристики относительного содержания элементов A и B часто используется величина [A/B]. Чтобы её посчитать, вы берёте логарифм отношения числа атомов элемента A к числу атомов элемента B в звезде, а потом вычитаете аналогичный логарифм, посчитанный для Солнца. Например, если у некой звезды величина [Fe/H] равна нулю, то атомов железа по отношению к атомам водорода в ней столько же, сколько на Солнце. У звёзд гало [Fe/H] составляет примерно -2 — та самая пара порядков.

Нужно уточнить, что в разговорах о высокой и низкой металличности подразумевается прежде всего именно содержание железа — элемента, линии которого проще всего наблюдать и анализировать. Другие элементы в старых звёздах могут содержаться в пропорциях, которые заметно отличаются от солнечных. Одной из таких особенностей звёзд гало является избыточное содержание кислорода и других альфа-элементов (то есть, элементов, ядра которых состоят из целого числа альфа-частиц). Если железа в типичной звезде гало, скажем, в сто раз меньше, чем на Солнце, то кислорода или какого-нибудь магния меньше всего раз в 30 ([O/Fe] примерно 0.5).

Высокое содержание кислорода по сравнению с железом объясняют обычно тем, что кислород синтезируется (в основном) при взрывах короткоживущих массивных звёзд, а железо (в основном) — при вспышках сверхновых типа Ia на более долгоживущих белых карликах. Соответственно, звёзды, родившиеся в первые несколько сотен миллионов лет жизни Галактики, после взрывов первых массивных звёзд, но до взрывов первых сверхновых на белых карликах, оказываются переобогащены кислородом.

В любом случае, эти звёзды ни в коем случае нельзя отнести к звёздам первого поколения. Больше того, содержание железа в звёздах гало не слишком сильно зависит от их пространственного расположения. Это означает, что между эпохой синтеза первых тяжёлых элементов в Галактике и эпохой образования звёзд гало вещество Галактики успело перемешаться, на что тоже нужно определённое время. Иными словами, подавляющее большинство малометалличных "старых" звёзд гало родилось существенно после начала звездообразования в Галактике. Поэтому, когда мы, например, называем шаровые скопления гало реликтами эпохи формирования Млечного Пути, мы выдаём желаемое за действительное. На самом деле, ещё до их образования Галактика уже жила весьма бурной жизнью.