научный журнал по астрономии Астрономический журнал ISSN: 0004-6299

ДАНИЛОВ В.М., ЧЕРНОВА О.А. — 2008 г.

Рассмотрена двухточечная модель неизолированного звездного скопления с круговой орбитой в плоскости Галактики. Уравнения движения звезды линеаризованы в окрестности особой точки на критической поверхности нулевых скоростей и в окрестности точки под критической поверхностью нулевых скоростей на траектории с “энергией” звезды, меньшей критической. Найдены собственные значения и собственные векторы этих уравнений. Отмечена неустойчивость двух особых точек, расположенных на критической поверхности нулевых скоростей. Численно получена сепаратриса, связывающая эти точки между собой. Для траекторий, расположенных под критической поверхностью нулевых скоростей, модули собственных значений линеаризованных уравнений движения возрастают с уменьшением “энергии” звезды и максимального расстояния траектории от центра масс скопления. Это приводит к увеличению численных оценок максимальных характеристических показателей Ляпунова траекторий, расположенных ближе к центру масс скопления. Исследованы свойства траекторий звезды с использованием сечений Пуанкаре и максимальных характеристических показателей Ляпунова. Найден ряд периодических орбит для разных значений “энергии” звезды. Исследованы свойства траекторий в окрестности этих периодических орбит. Почти все рассмотренные траектории звезд являются стохастическими, степень стохастичности возрастает с уменьшением “энергии” звезды. На картах Пуанкаре выделены области с различной степенью стохастичности.

ЕСЕЛЕВИЧ В.Г., ЕСЕЛЕВИЧ М.В., ФУДЖИКИ К. — 2008 г.

Сравнение распределений яркости белой короны на расстояниях в несколько солнечных радиусов со скоростями солнечного ветра (СВ), полученными по результатам измерений межпланетных мерцаний, а также анализ данных СВ по измереням на космических аппаратах за период с декабря 1994 г. по июнь 1995 г. позволили придти к заключению о том, что потоки “быстрого” СВ могут содержать плазму, скорость которой близка к значениям км/c, характерным для “медленного” СВ, текущего в поясе и цепочках стримеров. В то же время, по другим параметрам, прежде всего концентрации плазмы и величине параметра (где — температура), эти потоки заметно отличаются друг от друга. Текущий в поясе и цепочках стримеров медленный СВ характеризуется на орбите Земли повышенной концентрацией см и пониженным значением параметра K см . При этом доля источников медленного СВ, приходящаяся на цепочки, может быть сравнима с долей, приходящейся на пояс стримеров. Потоки быстрого СВ из корональных дыр всегда характеризуются пониженной концентрацией см и повышенной величиной параметра K см . По-видимому, все это отражает различие механизмов возникновения быстрого и медленного СВ на Солнце.

МАРКОВ Ю.Г., СИНИЦЫН И.Н. — 2008 г.

Построена дифференциальная корреляционная модель колебаний полюса Земли с гравитационно-приливными аддитивными и параметрическими медленно меняющимися гармоническими (на частоте Чандлера и удвоенной частоте) и случайными гауссовскими широкополосными возмущениями. Особое внимание уделено изучению трендов и амплитудно-частотных характеристик стохастических колебаний полюса Земли. С помощью вычислительного эксперимента показано, что уравнения первого приближения позволяют оценивать корреляционные характеристики колебаний полюса Земли с точностью до 10 . Сравнение проводилось с результатами статистического моделирования на чандлеровской частоте. Модель положена в основу информационных ресурсов для аналитического моделирования движения полюса Земли на интервалах времени 3–5 лет.

АЛЛЕР М.Ф., АЛЛЕР Х.Д., ВИЛЛАТА М., ВОЛЬВАЧ А.Е., ВОЛЬВАЧ Л.Н., ЛАРИОНОВ М.Г., РАИТЕРИ К.М. — 2008 г.

от общего количества энергии, выделенной за счет потери орбитального момента компаньона. от общего количества энергии, выделенной за счет потери орбитального момента компаньона. от общего количества энергии, выделенной за счет потери орбитального момента компаньона. м сдвигом в радио- и оптическом диапазонах, могут быть связаны с неоднородностями вещества в аккреционном диске. С помощью подробных исследований флуктуаций потоков активных ядер галактик (АЯГ) можно создать методику анализа структуры аккреционного диска. Предложена модель энерговыделения в АЯГ, не связанная только с аккрецией на сверхмассивные черные дыры. Как и в случае других активных членов семейства АЯГ, оценки времени существования системы двойной черной дыры в объекте 3С 454.3 указывают на стадию эволюции этой системы, достаточно близкую к слиянию черных дыр. Энергии, выделяющейся при потере орбитального момента компаньоном центральной черной дыры, достаточно для того, чтобы объяснить наблюдаемый феномен АЯГ. Источником первичного энерговыделения может быть нагрев газа за фронтом ударных волн из-за трения компаньона центральной черной дыры о газовую среду. Орбита компаньона может располагаться на периферии аккреционного диска центрального тела в апоцентре и более глубоко вторгаться в аккреционный диск в перицентре, инициируя вспышки потока излучения во всем диапазоне длин волн. Для 3С 454.3 получены оценки параметров энерговыделения, температуры нагрева газа и его плотности. В рассматриваемой модели допускается существование всенаправленного излучения среды в присутствии магнитного поля. Излучение, определяемое минимальным уровнем потока (“подложки”) может возникать как всенаправленное излучение с орбиты движущегося компаньона. Доля энергии, передаваемая в направленные джеты, незначительна, и она может составлять от общего количества энергии, выделенной за счет потери орбитального момента компаньона.

ЛУКАШ В.Н., МАЛИНОВСКИЙ А.М., МИХЕЕВА Е.В. — 2008 г.

Представлена новая нормировка линейного спектра возмущений плотности в многопараметрической модели Вселенной. С помощью дифференциальной функции масс ближайших скоплений галактик, полученной по оптическим данным, построена функциональная связь между дисперсией контраста плотности на масштабе Мпк и параметрами космологической модели , , , , для каждой из трех теоретических аппроксимаций функции масс: Пресса–Шехтера, Шета–Тормена и Дженкинса. Расширенный класс моделей Вселенной с общей пространственной кривизной включает четыре параметра компонент материи: барионы ( ), “холодное” ( ) и “горячее” ( ) темное вещество, энергию вакуума ( ). Показано, что наиболее точная нормировка спектра мощности достигается при использовании аппроксимации Шета–Тормена.

ЛЕХТ Е.Е., ПАЩЕНКО М.И., ТОЛМАЧЕВ А.М. — 2008 г.

Представлены результаты мониторинга мазера H O в направлении источника ИК-излучения IRAS 21 078 5211, находящимся в гигантском молекулярным облаке Cygnus OB7. Наблюдения были выполнены на 22-м радиотелескопе Пущинской радиоастрономической обсерватории (Россия) в период с апреля 1992 г. по март 2006 г. Обнаружены пять циклов мазерной активности различного уровня. В периоды наиболее высокой активности спектр мазерного излучения H O простирался от 43 до 12 км/с. Во время сильных вспышек потоки отдельных эмиссионных деталей достигали почти 600 Ян. Протозвезда имеет небольшую пекулярную скорость относительно молекулярного облака CO ( км/с). На основании характера вариаций лучевой скорости и тенденции увеличения ширины линии с ростом потока сделан вывод о наличии сильной фрагментации среды и о существовании мелкомасштабного турбулентного движения газа в областях генерации мазерного излучения H O, которое может препятствовать образованию области H II. Асимметричное распределение компонентов по , различие средних значений ширин линий для центрального и боковых скоплений компонентов и достаточно высокие лучевые скорости последних относительно скорости молекулярного облака (особенно в период самой высокой активности мазера) позволили сделать предположение о том, что мазерные пятна принадлежат разным скоплениям пятен, а также разным структурам источника — диску и биполярному потоку.

ПОПОВА Е.П., РЕШЕТНЯК М.Ю., СОКОЛОВ Д.Д. — 2008 г.

Исследовано влияние меридиональной циркуляции на солнечную динамо-волну в приближении Паркера методами ВКБ. Показано, что меридиональная циркуляция может существенно удлинить цикл активности, однако она в рамках рассматриваемого приближения не может обратить направление распространения динамо-волны. Если скорость циркуляции слишком велика, то решение концентрируется вблизи полюса, так что его уже не удается описывать в рамках приближения Паркера.

БАЙКОВА А.Т. — 2008 г.

Предлагается новый алгоритм восстановления изображений по многочастотным РСДБ данным, основанный на обобщенном методе максимальной энтропии и позволяющий осуществлять эффективную спектральную коррекцию изображений в широкой полосе частот, а также восстанавливать распределение спектрального индекса по источнику. С целью демонстрации возможностей разработанного алгоритма приводятся результаты численного моделирования.

ВИБЕ Д.З., СЕМЕНОВ Д.А., ХЕННИНГ Т. — 2008 г.

Описаны характерные особенности химической структуры протопланетных дисков вокруг коричневых карликов. С использованием модели физической структуры аккреционного диска с вертикальным градиентом температуры и обширного набора газофазных реакций, рассчитана химическая эволюция диска вокруг маломассивной звезды типа Т Тельца и более холодного коричневого карлика на протяжении 1 млн. лет. Установлено, что диски у звезд Т Тельца в целом горячее и плотнее, чем у обладающих меньшей светимостью субзвездных объектов, причем вертикальный градиент температуры в них выражен сильнее. Атмосферы дисков у маломассивных звезд сильнее ионизованы УФ- и рентгеновским излучением, в то время как менее плотные диски коричневых карликов сильнее ионизованы в центральной зоне. Тем не менее, в обоих случаях большинство газофазных молекул сконцентрировано в так называемом теплом молекулярном слое между горячей ионизованной атмосферой и холодной центральной областью, где обильны ледяные мантии у пылинок.

ФАДЕЕВ Ю.A. — 2008 г.

Проведены расчеты эволюции звезд населения I с начальной массой до стадии Вольфа–Райе с относительным массовым содержанием гелия в центре . Отдельные модели эволюционных последовательностей, соответствующие стадии термоядерного горения гелия в ядре, были использованы в качестве начальных условий при решении уравнений гидродинамики, описывающих самовозбуждающиеся радиальные звездные пульсации. Разреженная оболочка, окружающая ядро звезды при термоядерном горении гелия, неустойчива относительно радиальных колебаний в широком интервале эффективных температур, простирающемся до K. Рост амплитуды колебаний происходит в динамической шкале времени, а после прекращения роста неустойчивости радиальное смещение внешних слоев сравнимо с радиусом звезды. Эволюционные изменения радиуса и светимости звезды сопровождаются уменьшением амплитуды радиальных пульсаций, которые при эффективной температуре K остаются нелинейными с максимальной скоростью расширения внешних слоев около одной трети скорости убегания. В ходе эволюционного уменьшения массы звезды Вольфа–Райе от до период радиальных колебаний изменяется от 9 ч до 4 мин. В пределах всей области неустойчивости нелинейные колебания являются причиной значительного увеличения среднего радиуса лагранжевых слоев оболочки по сравнению с их равновесным радиусом. Неустойчивость звезд Вольфа–Райе относительно радиальных колебаний обусловлена -механизмом в зоне ионизации элементов группы железа при температуре газа K.

СЛЫШ В.И. — 2008 г.

Модель неоднородного источника синхротронного излучения со степенным радиальным распределением магнитного поля и концентрации релятивистских электронов распространена на односторонней или двусторонней джеты. Рассматриваются нерелятивистские джеты как с постоянным сечением (коллимированный джет), так и с сечением, пропорциональным расстоянию (конический джет). Получены формулы, позволяющие определить параметры источника по наблюдаемым на многих частотах значениям спектрального индекса, размера источника и показателя степени энергетического спектра релятивистских электронов. Эти формулы для конического джета совпадают с аналогичными формулами для сферического источника, полученными Маршером (A.P. Marscher). Получены также соотношения, позволяющие оценить величину магнитного поля по яркостной температуре в области реабсорбции. В качестве иллюстрации модель неоднородного источника применена к компактным радиоисточникам в центре галактик Sgr A , M81 и M87 низкой светимости, связанным со сверхмассивными черными дырами. Определен внутренний радиус области излучения. Для Sgr A он оказался порядка гравитационного радиуса и меньше радиуса последней устойчивой орбиты невращающейся черной дыры, но совместим с радиусом последней устойчивой орбиты вращающейся черной дыры; в M81 и M87 внутренний радиус составляет , что на порядок больше, чем внутренний радиус Sgr A . Оценки величины магнитного поля на внутренней границе колеблются от 400 Гс для M81 и кГс для Sgr A до кГс для M87*. С использованием этих значений магнитного поля в рамках модели излучения вращающейся черной дыры Блэндфорда–Знаека (R.D. Blandford, R.L. Znajek) сделаны оценки скорости вращения черных дыр, которые согласуются с характерным временем переменности этих трех объектов. Однако точность всех оценок невелика и ограничена, в основном, точностью интерферометрических измерений на миллиметровых волнах.

АНТИПОВА Л.И., БОЯРЧУК А.А., ПАХОМОВ Ю.В. — 2008 г.

Выполнен анализ содержания кобальта в атмосферах красных гигантов, который позволил разделить исследуемые звезды на две группы: с нормальным содержанием [Co/Fe] и с его небольшим избытком. Учет эффекта сверхтонкого расщепления и сравнительный анализ спектрограмм показали реальность существования избытков [Co/Fe] в некоторых звездах. Выявлено отличие этих двух групп по физическим и кинематическим характеристикам. В результате этого звезды с избытком [Co/Fe] отнесены к населению толстого диска Галактики. Эти звезды – более старые и менее массивные, чем остальные, их металличность меньше, а галактические скорости соответствуют объектам толстого диска. Сделано предположение, что наблюдаемая картина избытков содержания [Co/Fe] в гало и толстом диске является реликтом химического состава Галактики на очень раннем этапе ее развития, в период существования населения III. Уменьшение величин этих избытков в толстом диске по сравнению с гало и отсутствие их в тонком диске обусловлено вкладом сверхновых I типа на более поздних стадиях эволюции Галактики. Установлено, что в толстом диске Галактики существуют градиенты содержаний кобальта и железа, что, возможно, свидетельствует в пользу гипотезы образования толстого диска в результате коллапса протогалактического облака.

ГУЛЯЕВ Р.А., ДЕЛОНЕ А.Б., ДИВЛЕКЕЕВ М.И., ПОРФИРЬЕВА Г.А., СУХАНОВ Е.А., ЯКУНИНА Г.В. — 2008 г.

Во время полного солнечного затмения 29 марта 2006 г. проведены поиски свечения натрия в зоне сублимации околосолнечной межпланетной пыли. Использовалась интерферометрическая установка с эталоном Фабри–Перо и интерференционным фильтром с пропусканием на 590 нм. Верхняя оценка количества атомов натрия на луче зрения, равная ат./см , основана на сравнении с интенсивностью свечения атмосферного натрия. Полученный результат сравнивается с соответствующими величинами, определенными по яркости зодиакального света и F-короны и по прямым измерениям плотности пыли на космических аппаратах.

АБУБЕКЕРОВ М.К., АНТОХИНА Э.А., ЧЕРЕПАЩУК А.М., ШИМАНСКИЙ В.В. — 2008 г.

Впервые произведена оценка массы компонент рентгеновской двойной системы Her X-1/HZ Her с учетом неЛТР-эффектов при формировании линии поглощения . Оценка масс выполнена в модели Роша на основе наблюдаемой кривой лучевых скоростей оптической звезды HZ Her. С учетом неЛТР-эффектов при формировании линий поглощения в спектре оптической звезды массы компонент оцениваются как и . Значения оценок массы рентгеновского пульсара и оптической звезды, полученные в рамках ЛТР-модели, лежат в пределах и , соответственно. Показано, что оценки масс компонент двойной системы Her X-1/HZ Her, полученные на основе кривой лучевых скоростей, не могут быть приняты за окончательные. Продемонстрирована необходимость оценки масс компонент Her X-1/HZ Her по орбитальной переменности высокоточного наблюдаемого профиля линии поглощения в неЛТР-модели атмосферы оптического спутника.

РЯБОВА М.В., ЩЕКИНОВ Ю.А. — 2008 г.

Представлены результаты моделирования диаграмм “цвет–звездная величина” для шаровых скоплений в моделях с самообогащением и в моделях с предварительным обогащением. Показано, что модели с самообогащением имеют две или несколько точек поворота на диаграмме “цвет–звездная величина”, если доля массы, сбрасываемая шаровым скоплением под действием вспышек сверхновых, не превышает 95 –97 . Модели с предварительным обогащением могут иметь только одну точку поворота на диаграмме. Приводятся аргументы в пользу того, что скопление Cen эволюционировало в рамках сценария с самообогащением.

ФИДЕЛИС В.В., ЯКУБОВСКИЙ Д.А. — 2008 г.

Представлены результаты мониторинга вспышечной активности Mrk 421 на орбитальных обсерваториях XMM-Newton и RXTE. В течение большей части наблюдательного периода 2002–2006 гг. источник, согласно данным прибора ASM/RXTE, находился в очень активном состоянии со средним значением потока мКраб в диапазоне энергий 1.5–12 кэВ. Анализ среднесуточных и средненедельных данных обнаружил сильную переменность рентгеновского излучения Mrk 421 на временны?х шкалах от дней до месяцев. Долговременная кривая блеска показала большое разнообразие типов переменности и сложную иерархическую структуру вспышек, в большинстве случаев накладываемых на продолжительные тренды повышения и уменьшения активности источника. Обнаружены признаки корреляции интенсивности рентгеновского излучения с параметрами переменности как для отдельных лет и периодов, так и для большей части наблюдательного периода. Мягкая и жесткая компоненты рентгеновского излучения от объекта (согласно данным XMM-Newton) коррелируют между собой, а спектральные изменения (согласно данным ASM/RXTE) характеризуются ростом жесткости спектра с увеличением рентгеновской яркости объекта. В отдельные наблюдательные периоды также наблюдаются умеренные спектральные вариации и признаки энергетической зависимости переменности источника. Зарегистрированные XMM-Newton значения потоков от Mrk 421 в диапазоне энергий 2–12 кэВ согласуются с максимальной величиной потока, зарегистрированного лет назад орбитальной обсерваторией ASCA в диапазоне 2–10 кэВ. Представлен также анализ квазиодновременной среднесуточной переменности Mrk 421 в рентгеновском диапазоне и гамма-диапазоне сверхвысоких энергий, основанный на данных ASM/RXTE и данных черенковского телескопа ГТ-48 (КрАО) в периоды повышенной активности объекта в декабре 2002 г. и апреле 2004 г.

ДОРОШКЕВИЧ A.Г., КАРДАШЕВ Н.С., НОВИКОВ Д.И., НОВИКОВ И.Д. — 2008 г.

Рассматривается модельная задача о прохождении радиации сквозь “кротовую нору”. С этой целью дается физическая интерпретация специального класса решений уравнений Эйнштейна со скалярным полем. Решение, описывающее результат прохождения бесконечно узкого импульса радиации, строится путем сшивания вдоль нулевой геодезической двух стационарных решений, описывающих кротовые норы до и после прохождения радиации. Анализируются физические следствия влияния прошедшей радиации на структуру кротовой норы.

КОТОВ В.А. — 2008 г.

На основе измерений среднего магнитного поля Солнца как звезды (продольной компоненты магнитного поля видимой полусферы на данные сутки) на шести обсерваториях создан каталог значений среднего магнитного поля за 1968–2006 гг. (с числом суточных значений около 18 тыс.). Данные каталога сопоставлены с прямыми суточными значениями абсолютного продольного поля, полученными в обсерватории Китт-Пик в 2003–2006 гг. (оригинальные данные с разрешением 1, но усредненные по солнечному диску). Определена истинная средняя абсолютная напряженность поля видимой полусферы Солнца в 1968–2006 гг. Гс. Это значение почти вчетверо превышает прежние оценки. Напряженность не показывает никакого заметного медленного тренда за все 39 лет, существенно меняясь, однако, с циклом. Период этого изменения составляет года, гармоническая амплитуда — 1.7 Гс. Показано, что магнитный поток пятен и активных областей увеличивает напряженность почти вдвое по сравнению с напряженностью “нормальной” фотосферы в минимуме, т.е. по сравнению с “спокойного” Солнца.

ТУТУКОВ А.В., ФЕДОРОВА А.В. — 2008 г.

Исследован процесс формирования массивных звезд в предположении, что аккреция молодой звездой вещества протозвездного облака из аккреционного диска сосуществует с потерей газа за счет звездного ветра в полярных направлениях. Максимальная масса звезды достигается, когда интенсивность усиливающегося со временем звездного ветра молодой звезды сравнивается со скоростью аккреции. Показано, что максимальная масса формирующихся звезд растет с увеличением температуры газа протозвездного облака , поскольку скорость аккреции протозвездного вещества увеличивается с повышением . Численное моделирование показывает, что при K максимальная масса образующихся звезд возрастает до . Такие высокие температуры протозвездного газа могут достигаться либо в плотных областях звездообразования, либо вблизи ярких активных ядер галактик. Показано также, что максимальная масса звезд тем больше, чем меньше обилие тяжелых элементов в исходном веществе звезды , поскольку скорость потери вещества за счет звездного ветра уменьшается с понижением . Это обстоятельство дает возможность предполагать, что на ранних этапах эволюции Вселенной в молодых галактиках, почти лишенных тяжелых элементов, могли формироваться сверхмассивные звезды с массами до . В современных условиях при K максимальная масса звезд может быть , как и показывают наблюдения. Дополнительная возможность увеличения массы наиболее массивных звезд открывается при анализе образования и ранних стадий эволюции наиболее массивных тесных двойных систем. Поэтому самые массивные звезды могут быть либо продуктами слияния компонент этих систем, либо продуктами обмена веществом в таких системах.

ПОДГОРНЫЙ А.И., ПОДГОРНЫЙ И.М. — 2008 г.

Выполнено трехмерное МГД-моделирование над активной областью АО 0365 на Солнце перед серией вспышек 26–27 мая 2003 г. В качестве граничных условий использовались карты эволюции фотосферного магнитного поля перед вспышками. Показано, что наблюдаемой в рентгеновском излучении серии вспышек предшествовало всплывание в активной области нового потока Мкс. Вычисления, проведенные в области большого размера ( см), продемонстрировали возникновение в короне нескольких токовых слоев в окрестности особых линий X-типа, как существующих в начальном потенциальном поле, так и образующихся при всплывании нового магнитного потока. Каждый из образовавшихся токовых слоев может быть ответственным за возникновение элементарной вспышки.