научный журнал по астрономии Астрономический журнал ISSN: 0004-6299

CАХИБУЛЛИН Н.А., КОЛБИН А.И., ШИМАНСКИЙ В.В. — 2013 г.

Реализована и протестирована методика фотометрического картирования запятненных звезд - инверсия кривых блеска. Суть методики заключается в разбиении модели поверхности запятненной звезды на малые площадки, по которым проводится поиск распределения интенсивности, обеспечивающий совпадение наблюдаемой и модельной кривой блеска в рамках известной ошибки наблюдений. Представлены результаты тестирования методик картирования, основанных как на использовании одной кривой блеска, так и на использовании нескольких кривых блеска, полученных в разных фотометрических полосах. Выявлены артефакты восстановления поверхности, обусловленные некорректной природой задачи.

МАЛКИН З.М. — 2013 г.

Отмечается, что хотя при вычислении средневзвешенного результата из нескольких определений (что является одной из часто используемых в науке операций) вычисление самого среднего обычно не вызывает вопросов, вычислению его адекватной ошибки не всегда уделяют должного внимания. Применение методов классической статистики к данным реальных наблюдений часто не может быть оправдано, поскольку не выполняются допущения, лежащие в основе этих методов. Типичными примерами служат систематические ошибки усредняемых измерений и недооценка приписываемых им случайных ошибок, используемых для назначения весов. В связи с этим рассматривается новый подход к вычислению ошибки средневзвешенного значения, основанный на комбинации известных методов. Предлагаемый метод позволяет автоматически учитывать как случайные ошибки исходных данных, так и их разброс, что делает его пригодным для определения реалистичной ошибки среднего как для хорошо, так и для плохо согласованных данных наблюдений.

БЕСКРОВНАЯ Н.Г., ИХСАНОВ Н.Р. — 2013 г.

Предложено объяснение наблюдаемого в течение последних 15 лет быстрого увеличения периода рентгеновского пульсара 4U 2206+54. Объяснить такое поведение пульсара в рамках традиционных сценариев эволюции периода вращения нейтронных звезд затруднительно. Наблюдаемый для пульсара 4U 2206+54 темп торможения вращения нейтронной звезды оказывается, однако, в хорошем соответствии с ожидаемым в сценарии магнитной аккреции, в котором учитывается влияние собственного магнитного поля аккреционного потока на его геометрию и характер течения. Нейтронная звезда в этом сценарии аккрецирует вещество из плотной газовой пластины с малым угловым моментом, которая удерживается в равновесии магнитным полем аккреционного потока. Сценарий магнитной аккреции может быть реализован в 4U 2206+54 при условии, что напряженность магнитного поля на поверхности массивного оптического компаньона нейтронной звезды превосходит 70 Гс. Напряженность магнитного поля на поверхности нейтронной звезды при этом составляет Гс, что согласуется с оценками этого параметра, выполненными на основе анализа спектра рентгеновского излучения пульсара.

ДМИТРИЕНКО Е.С., РОМАНЮК И.И., САВАНОВ И.С., СЕМЕНКО Е.А. — 2013 г.

Проведен анализ новых поляризационных наблюдений субкарлика Bal 09, принадлежащего к группе гибридных sdB-звезд, обладающих одновременно и коротко- и долгопериодическими пульсациями. Для объяснения присутствующих у Bal 09 ранее неизвестных для субкарликов свойств (изменения пульсационной амплитуды основной моды колебаний, вращательное расщепление мультиплетов и его изменения) необходимо привлечение информации о магнитном поле звезды. По выполненной авторами ранее в 2010 г. оценке величина продольной компоненты магнитного поля для Bal 09 составляет Гс, что существенно меньше установленной ранее для 6 других горячих субкарликов. Новый наблюдательный материал для определения величины продольного магнитного поля Bal 09 был получен на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа САО РАН 27.07.2012. Исследование величины продольной компоненты магнитного поля было проведено методом регрессионного анализа. По указанной методике для звезды с нулевым общим магнитным полем HD 210762 была получена величина продольной компоненты магнитного поля Гс. Программа наблюдений также включала хорошо изученную магнитную звезду Equ, измерения которой проводятся в САО РАН с целью калибровки и проверки работы поляриметрического инструмента. Полученная оценка для Equ составила Гс, что согласуется с общей кривой изменения продольной компоненты общего магнитного поля этой звезды. Новое исследование, основанное на полученном 27.07.2012 наблюдательном материале, также приводит к подобной оценке величины продольной компоненты магнитного поля Гс. Указанная оценка получена по всему рассматриваемому спектральному диапазону (4400–4958 A). Соответствующее “ограниченное” решение составило Гс. Результаты регрессионного анализа, как для отдельных спектральных поддиапазонов, так и для участков, содержащих характерные спектральные детали, не дали указаний на достоверные свидетельства присутствия магнитного поля, превосходящего погрешность определения величины . Анализ данных позволил заключить, что погрешности измерений, полученных в 2010 и 2012 гг., хорошо согласуются между собой, что может свидетельствовать в пользу достоверности используемой методики и полученного наблюдательного материала. Кроме того, сами оценки хорошо согласуются как между собой, так и с полученными ранее в 2010 г. Результаты выполненного нами анализа однозначно подтверждают сделанный ранее вывод об отсутствии значительного магнитного поля у субкарлика Bal 09, по величине сопоставимого с обнаруженным ранее для 6 sdB- и sdO-звезд. Отмечается, что оценки величин для горячих субкарликов, появившиеся в литературе уже после выполненного в 2010 г. исследовании, также свидетельствуют о достоверном установлении отсутствия магнитного поля величиной порядка 1 кГс у этих объектов.

БАРСЕГЯН А.Г., ТЕР-АВЕТИСЯН В.В. — 2013 г.

Рассматривается интегральное уравнение переноса резонансного излучения в полубесконечной среде, расширяющейся с постоянным градиентом скорости. Приводится метод численно-аналитического решения задачи с оценкой погрешности. Метод основан на дискретизации по оптической глубине и применении нелинейных уравнений факторизации.

МАЛКИН З.М. — 2013 г.

Исследован вопрос о присутствии так называемого “эффекта присоединения к большинству” (ЭПБ, “bandwagon effect”) в результатах определения величины расстояния от Солнца до центра Галактики , на который было указано рядом авторов и который проявляется в селекции публикуемых результатов по критерию близости к ожидаемым значениям. Отмечается, что численная оценка систематической ошибки , вызываемой ЭПБ, затруднительна, однако можно с большой вероятностью предположить, что в случае существенного отличия общепринятых величин от истинного значения публикуемые результаты даже при наличии ЭПБ должны со временем приближаться к истине. Это должно проявляться в тренде опубликованных значений , и если этот тренд статистически значим, можно предполагать присутствие в данных результатах ЭПБ. Проведен соответствующий анализ 52 результатов определения , опубликованных за последние 20 лет. Оказалось, что в этих данных отсутствует статистически значимый тренд, что позволяет сделать вывод о маловероятности присутствия в них систематической ошибки, обусловленной ЭПБ. В то же время найдено статистически значимое уменьшение ошибок определения со временем.

АНФИНОГЕНТОВ С.А., МЫШЬЯКОВ И.И., РУДЕНКО Г.В. — 2013 г.

Показана принципиальная возможность качественного устранения возникающей при солнечных векторных магнитографических измерениих так называемой -неопределенности поперечного магнитного поля, причем вне зависимости от положения векторных магнитограм на солнечном диске. Исправленные магнитограммы в дальнейшем используются в качестве граничных условий при восстановлении трехмерной структуры магнитного поля. Рассчитанные силовые линии хорошо согласуются с реальной непотенциальной петельной структурой. Для устранения -неопределенности используется модифицированный алгоритм Metropolis, адаптированный для работы в сферической геометрии. Пространственная структура магнитного поля рассчитывается в нелинейном бессиловом приближении с помощью оптимизационного метода. Представлены результаты тестирования нового алгоритма решения проблемы -неопределенности на различных модельных примерах и сравнение с результатами NPFC-метода.

ГЛУБОКОВА С.К., ТЮЛЬБАШЕВ С.А., ЧАШЕЙ И.В., ШИШОВ В.И. — 2013 г.

уменьшается при переходе из быстрого высокоширотного солнечного ветра в медленный низкоширотный. уменьшается при переходе из быстрого высокоширотного солнечного ветра в медленный низкоширотный. м спектрам мерцаний оценивались угловой размер источника, скорость движения неоднородностей и показатель степени пространственного спектра турбулентности. Средние значения углового размера источника и показателя степени трехмерного спектра турбулентности составляют и , соответственно. Найдены указания на то, что показатель степени уменьшается при переходе из быстрого высокоширотного солнечного ветра в медленный низкоширотный.

ВАСИЛЬЕВ Р.В., КАШАПОВА Л.К., КУШНАРЕВ Д.С., ЛЕБЕДЕВ В.П., МЕДВЕДЕВ А.В., НЕВЕДИМОВ Н.И., РАТОВСКИЙ К.Г. — 2013 г.

С помощью Иркутского радара некогерентного рассеяния продемонстрировано, что такие радары, обычно используемые для исследования ионосферы Земли, благодаря своей высокой чувствительности позволяют при работе в пассивном режиме проводить также наблюдения астрономических радиоисточников. Выполнены наблюдения солнечных вспышек, сопровождавшихся корональными выбросами массы, и квазистационарных радиоисточников на Солнце. Кроме того, на протяжении нескольких месяцев исследовались мерцания наиболее ярких дискретных радиоисточников (Лебедь-А, Кассиопея-А и Крабовидная туманность); отмечается, что эти данные могут быть полезны для изучения ионосферы и межпланетного пространства.

АРХАРОВ А.А., БЛИНОВ Д.А., БОРИСОВА Е.В., ГАГЕН-ТОРН В.A., ГАГЕН-ТОРН Е.И., ЛАРИОНОВ В.М., СИЛЛАНПЯЯ А., ТАКАЛО Л.О. — 2013 г.

Приводятся результаты многоцветных наблюдений блазара 3С 454.3, выполненных в Астрономическом институте СПбГУ и Главной астрономической обсерватории РАН в 2007–2010 гг., и изучена его цветовая переменность. Зафиксировано несколько вспышек. Установлено наличие двух переменных синхротронных источников, один из которых ответственен за плавные изменения блеска небольшой амплитуды, а второй - за вспышки. В ходе каждой из вспышек относительное распределение энергии (SED) в спектре объекта оставалось неизменным и представлялось степенным законом, однако спектральные индексы в разных вспышках оказались различными. Это указывает на невозможность объяснения переменности только различиями в величине доплеровского усиления излучения, обусловленного изменением угла между лучом зрения и направлением движения ансамбля электронов, ответственных за синхротронное излучение. Из сопоставления поляризационных и фотометрических наблюдений найдено абсолютное SED постоянного компонента. Сопоставление с ним наблюдаемых распределений при разных уровнях блеска позволяет объяснить наблюдаемую цветовую переменность наложением на него более голубого синхротронного компонента переменной интенсивности с неизменным относительным SED.

ГОРШКОВ А.Г., КОННИКОВА В.К., МИНГАЛИЕВ М.Г., ЭРКЕНОВ А.К. — 2013 г.

. Запаздывание максимумов кривых блеска между частотами 21.7–11.1 и 11.1–7.7 ГГц составляет 3–4 дня. Интегральные спектры, полученные в разных фазах кривых блеска, показывают смещение максимума в низкочастотную область по мере прохождения максимума плотности потока. Полученные результаты указывают на то, что переменность вызвана нестационарными процессами в самом источнике и ее основная причина - распространение ударных волн в джете радиоисточника. м масштабе около месяца блазара S5 1803+784 (J1800+7828), полученные на основе 154 ежедневных наблюдений на радиотелескопе РАТАН-600 на 5 частотах в диапазоне от 2.3 до 21.7 ГГц в 2009 г. На частотах 7.7, 11.1 и 21.7 ГГц обнаружена циклическая переменность плотности потока на масштабах 34–35 дней с индексами модуляции , и , соответственно. Характерные времена получены в результате анализа кривых блеска, структурных и автокорреляционных функций. Спектр переменной составляющей - растущий с индексом . Запаздывание максимумов кривых блеска между частотами 21.7–11.1 и 11.1–7.7 ГГц составляет 3–4 дня. Интегральные спектры, полученные в разных фазах кривых блеска, показывают смещение максимума в низкочастотную область по мере прохождения максимума плотности потока. Полученные результаты указывают на то, что переменность вызвана нестационарными процессами в самом источнике и ее основная причина - распространение ударных волн в джете радиоисточника.

ГОРШКОВ А.Г., КОННИКОВА В.К., МИНГАЛИЕВ М.Г. — 2013 г.

Представлены результаты поиска и исследования переменности полной выборки радиоисточников с плоскими спектрами (83 источника) на масштабах времени с характерными временами больше суток на основе 6 сетов ежедневных наблюдений на радиотелескопе РАТАН-600 длительностью от 77 до 103 дней на 6 частотах в диапазоне от 0.97 до 21.7 ГГц в области склонений (J2000). У 19 источников обнаружена переменность на масштабах времени 3–30 дней с уровнем значимости не больше . Для этих источников приведены характерные времена, индексы модуляции и спектры переменности, полученные на основе анализа кривых блеска, структурных и автокорреляционных функций. Для ряда источников разделены процессы переменности, вызванные внутренними причинами в самом источнике и внешними - мерцаниями на турбулентной межзвездной среде. Проведено сравнение полученных характеристик с источниками в области склонений (B1950).

ПРУДСКИХ В.В. — 2013 г.

Рассмотрен вопрос об устойчивости магнитогидродинамических колебаний протозвездного диска с тороидальным магнитным полем. Обнаружено, что, помимо апериодической магниторотационной неустойчивости, возможны два новых типа периодической неустойчивости неаксисимметричных возмущений. Необходимым условием их существования является одновременное наличие азимутальной и вертикальной компонент волнового вектора. Одна неустойчивость вызвана индукционной раскачкой азимутального магнитного поля волны, другая появляется вследствие усиления амплитуды поля сопутствующей холловской волной, переносящей магнитное поле в область его повышенной напряженности. Проанализирована зависимость ширины диапазона неустойчивых волновых чисел от величины тока Холла, плазменного параметра бета и угла между направлением распространения волны и плоскостью диска. Указываются области аккреционных дисков, характерных для звезд типа Т Тельца, где данные неустойчивости могут проявляться наиболее активно.

ТУТУКОВ А.В., ФЕДОРОВА А.В. — 2013 г.

Pассматривается эволюция орбиты планеты, обнаруженной около звезды горизонтальной ветви HIP 13044. Приводятся оценки начальной большой полуоси планеты и на основе формулы для конечного результата исследования стадии с общей оболочкой в тесной двойной звездной системе оценивается масса оболочки, сброшенной красным гигантом. Показано, что сравнительно малая масса этой оболочки ( ) способствовала сохранению планеты после частичного рассеяния вещества оболочки и превращения звезды в звезду горизонтальной ветви.

МЕЛЬНИКОВ А.В., ОРЛОВ В.В., ШЕВЧЕНКО И.И. — 2013 г.

Рассмотрена динамика слабо-иерархических тройных звезд равных масс. Путем численного интегрирования орбит найдены полные спектры показателей Ляпунова для различных исходных конфигураций системы в плоской задаче с начальными условиями в окрестности резонанса (начальное отношение периодов обращения внешней и внутренней двойных близко к ). Для начальных условий вблизи резонанса и вдали от него построены зависимости “ляпуновское время–время распада” системы. Показано, что вблизи резонанса и вдали от него характер этих зависимостей разный: он соответствует двум разным типам гамильтоновой перемежаемости. Вблизи резонанса проявляется эффект прилипания траекторий к регулярной компоненте фазового пространства, а вдали от него он не является доминирующим. Анализ распределений времен распада тройной системы для начальных условий вблизи резонанса и вдали от него подтверждает эти выводы.

АЛЛЕР М.Ф., АЛЛЕР Х.Д., ВОЛЬВАЧ А.Е., ВОЛЬВАЧ Л.Н., ЙЯРВЕЛА Е., КУТЬКИН А.М., ЛАРИОНОВ М.Г., ЛАХТЕЕНМАКИ А., ТАММИ ДЖ., ТОРНИКОСКИ М. — 2013 г.

см. Исходя из динамических и геометрических параметров исследуемой двойной системы, выполнены оценки размеров аккреционного диска: его диаметр оказывается порядка размеров орбиты двойной сверхмассивной черной дыры, а толщина не превышает гравитационного радиуса центральной черной дыры. Наличие характерных мелкомасштабных деталей во время вспышки дает возможность определить относительные временне задержки переменности между различными диапазонами спектра: от гамма-диапазона до миллиметровых длин волн. е задержки переменности между различными диапазонами спектра: от гамма-диапазона до миллиметровых длин волн.

ПАРХОМЕНКО А.И., ШАЛАГИН А.М. — 2013 г.

По известным потенциалам взаимодействия численно рассчитана относительная разность транспортных частот столкновений ионов в основном (частота столкновений ) и возбужденном (частота столкновений ) состояниях для систем сталкивающихся частиц , , , и в диапазоне температур K. Расчеты показали, что при температурах K, характерных для атмосфер химически пекулярных (СР) звeзд, для ионов достигаются значения . При такой относительной разности транспортных частот столкновений скорость светоиндуцированного дрейфа ионов в атмосферах холодных CP-звезд ( K) может достигать значений см/c. Это означает, что сепарация химических элементов под действием светоиндуцированного дрейфа ионов в условиях атмосфер холодных СР-звeзд может быть на порядок более эффективна по сравнению с сепарацией, обусловленной световым давлением. В атмосферах более горячих звезд ( K) можно ожидать примерно одинаковую величину проявления эффектов светоиндуцированного дрейфа и светового давления. В очень горячих звездах ( K) эффект светоиндуцированного дрейфа проявляется очень слабо.

АРТЮХ В.С., ТЮЛЬБАШЕВ С.А., ЧЕРНИКОВ П.А. — 2013 г.

Проведены исследования физических условий в радиоисточниках CTA 21 и OF 247 в предположении, что низкочастотные завалы спектров вызваны синхротронным самопоглощением излучения. Оценки физических параметров данных радиоисточников получены по методике, основанной на неоднородной модели источника синхротронного излучения. Показано, что распределения магнитных полей в компактных доминантных компонентах этих радиоисточников явлются сильно неоднородными. В центре источников магнитное поле Гс, на периферии на 2–3 порядка меньше. Среднее по компактной компоненте магнитное поле Гс, плотность релятивистских электронов см . В предположении, что в среднем по источнику существует равнораспределение энергий магнитного поля и релятивистских частиц, имеем среднее значение плотностей энергий эрг/см . При этом в центре радиоисточников плотность энергии магнитного поля превышает плотность энергии релятивистских электронов. Полученные параметры CTA 21 и OF 247 близки к аналогичным физическим параметрам горячих пятен радиогалактики Лебедь-А. На основании этого высказано предположение, что CTA 21 и OF 247 представляют собой радиогалактики на ранней стадии эволюции, когда возникли горячие пятна (компактные доминантные радиокомпоненты), а радиооблака только зарождаются (слабые протяженные компоненты).

МОРДВИНОВ А.В., ЯЗЕВ C.А. — 2013 г.

Анализ продолжительных измерений магнитных полей Солнца и потока его УФ-излучения обнаружил причинно-следственные связи между комплексами активности, их остаточными магнитными полями и корональными дырами. Сопоставление фоновых магнитных полей Солнца с эволюцией предшествующих комплексов активности выявило униполярные магнитные области, образовавшиеся после их распада. Эволюция униполярных магнитных областей в солнечных циклах 21–24 изучена в широтно-временном аспекте. Северо-южная асимметрия активности Солнца проявляется в распределении униполярных областей, мигрирующих к высоким широтам. Показано, что остаточные магнитные поля противоположной полярности, достигнув полярных областей, приводят к смене знака полярного магнитного поля Солнца, уменьшению площади корональных дыр или их полному исчезновению. Таким взаимодействием объясняется трехкратная смена знака полярного магнитного поля Солнца в цикле 21 и кратковременные переполюсовки в 2010 и 2011 гг.

АФАНАСЬЕВ А.Н., ГРЕЧНЕВ В.В., УРАЛОВ А.М. — 2013 г.

В рамках метода нелинейной геометрической акустики рассматривается проблема распространения быстрой магнитозвуковой ударной волны в магнитосфере активной области на Солнце. Магнитное поле моделируется подфотосферным магнитным диполем в окружении радиального поля спокойной короны. Начальные параметры волны задаются на сферической поверхности в глубине активной области. Волна распространяется асимметрично и испытывает отражение от областей сильного магнитного поля, что приводит к излучению энергии волны преимущественно вверх. Значительные градиенты альфвеновской скорости способствуют существенному возрастанию интенсивности волны. Нелинейное затухание волны и расходимость волнового фронта приводят к обратному эффекту. Анализ совместного действия этих факторов показал, что выходящее из активной области быстрое магнитозвуковое возмущение может представлять собой ударную волну умеренной интенсивности. Полученный результат поддерживает сценарий, согласно которому первичным источником корональной волны может быть эруптивное волокно, импульсно расширяющееся внутри магнитосферы активной области.