научный журнал по астрономии Астрономический журнал ISSN: 0004-6299

ДОРОШЕНКО В.Т., ПРОНИК В.И., СЕРГЕЕВ С.Г. — 2008 г.

сут, который, по-видимому, существует в течение 13 циклов, как следует из анализа с привлечением спектральных данных по континууму с 1988 по 2005 г. сут, который, по-видимому, существует в течение 13 циклов, как следует из анализа с привлечением спектральных данных по континууму с 1988 по 2005 г. сут, который, по-видимому, существует в течение 13 циклов, как следует из анализа с привлечением спектральных данных по континууму с 1988 по 2005 г. м интервале структурную функцию можно представить в виде степенной функции с показателем степени 0.8–0.9. Такой вид структурной функции соответствует нестабильным процессам в аккреционном диске. Исследование кривых блеска на периодичность выявило возможный период сут, который, по-видимому, существует в течение 13 циклов, как следует из анализа с привлечением спектральных данных по континууму с 1988 по 2005 г.

ДОРОШЕНКО В.Т., ПРОНИК В.И., СЕРГЕЕВ С.Г. — 2008 г.

, которая характерна для оптически толстых аккреционных дисков. х масштабах, а амплитуда переменности растет в коротковолновую область спектра. Изменения показателей цвета переменного компонента связаны, по-видимому, с изменением непрозрачности газа при температуре K. Распределение энергии в быстром компоненте более голубое по сравнению с излучением медленного компонента. Быстрые изменения обусловлены нестабильностью внутренних частей аккреционного диска, где, по общепринятой в настоящее время концепции, и возникает непрерывное излучение. Излучение в полосах , вычисленное по пику кросс-корреляционной функции, запаздывает относительно излучения в фильтре на величину в интервале от 1.4 до 5.6 дней, которая систематически увеличивается от к . Запаздывание, вычисленное по центроиду кросс-корреляционной функции, составляет от 2.8 до 10.5 сут соответственно для полос от к . Показано, что связь времени запаздывания с длиной волны хорошо аппроксимируется зависимостью , которая характерна для оптически толстых аккреционных дисков.

ДОРОШЕНКО В.T., ПРОНИК В.И., СЕРГЕЕВ С.Г. — 2008 г.

к синему). Эта картина характерна для вращающейся области формирования широких линий, если эта область имеет форму диска. Период вращения составляет не менее 9000–10000 сут, или 25–27 лет. Размер области формирования широких линий, вычисленный по этому периоду, соответствует реверберационному времени не менее 30 дней, что не противоречит результатам кросс-корреляционного анализа. х масштабах (годы–дни), возможно, присутствуют еще и периодические изменения блеска в континууме и в линии H с периодом сут и амплитудой в континууме, которые прослеживаются в течение более 13 циклов. Запаздывание изменений потоков в линии относительно изменений потоков в континууме за время 1988–2005 гг. составляет в целом по пику кросс-корреляционной функции сут, а по центроиду кросс-корреляционной функции сут. Запаздывание коррелирует с яркостью континуума: при возрастании потока в континууме запаздывание увеличивается. Контуры H показывают не только большое разнообразие, но и присутствие деталей, повторяющихся через разные длительные промежутки времени. Однако если анализировать эволюцию разностей между каждым индивидуальным нормированным контуром и средним нормированным контуром, то проявляется систематическое движение избытков относительно среднего контура от отрицательных лучевых скоростей в сторону положительных лучевых скоростей, в то время как участки линии H с пониженным излучением относительно среднего нормированного контура эволюционируют в обратном направлении (от красного крыла H к синему). Эта картина характерна для вращающейся области формирования широких линий, если эта область имеет форму диска. Период вращения составляет не менее 9000–10000 сут, или 25–27 лет. Размер области формирования широких линий, вычисленный по этому периоду, соответствует реверберационному времени не менее 30 дней, что не противоречит результатам кросс-корреляционного анализа.

ПАВЛЕНКО Я.В. — 2008 г.

Моделируются линии поглощения полос ( ) молекул CO и CO в диапазоне длин волн 2.399–2.3415 мкм в спектре Арктура (K2 III). Рассчитана сетка моделей атмосфер и синтетических спектров красного гиганта с параметрами К, и содержаниями элементов согласно работе Петерсон и др., кроме обилия углерода (C), кислорода (O) и изотопного отношения углерода C, которые варьировались в процессе расчетов. Проведено сравнение рассчитанных спектров с наблюдаемым спектром из атласа Хинкле и др. Лучшее согласие рассчитанного и наблюдаемого спектров Арктура получено для , . Обсуждается зависимость C от содержаний углерода и кислорода в атмосфере красного гиганта.

РАЧКОВСКАЯ Т.М. — 2008 г.

По спектрам, полученным с высоким разрешением, исследованы гиганты 15 Ori и 22 Sex. Определены эффективная температура K, ускорение силы тяжести и микротурбулентная скорость км/с для 15 Ori и K, для 22 Sex (микротурбулентная скорость для 22 Sex принята равной км/с). Оценены содержания элементов C, N, O, Na, Si, Ca, Fe, Ba (N и Ba — только для 15 Ori). У 22 Sex в избытке относительно Солнца оказались углерод ( dex), железо ( dex) и кислород ( dex), в то время как содержание кальция несколько ниже ( 0.19 dex) солнечного. Для 15 Ori получены небольшой избыток содержания углерода ( dex), небольшой дефицит азота ( 0.13 dex) и заметный дефицит кремния ( 0.42 dex). Содержания остальных элементов в обеих звездах можно считать близкими к солнечным значениям. Сравнение содержаний, полученных для 15 Ori и 22 Sex, с результатами проведенных ранее нами, а также Эрспамером и Нортом исследований гигантов не показало каких-либо принципиальных различий. Сравнение содержаний элементов в атмосферах гигантов и в атмосферах звезд типа Sct позволяет предположить, что содержание некоторых более легких элементов — кислорода, натрия, кремния и, возможно, азота — у звезд типа Sct несколько ниже, чем у A–F-гигантов. Определены массы, радиусы, светимости и возрасты 15 Ori и 22 Sex.

СМИРНОВА Т.В., ШИШОВ В.И. — 2008 г.

74. 74. х структурных функций, приведенных к одной частоте, показал, что спектр неоднородностей межзвездной плазмы в направлении обоих пульсаров является степенным. Показатель спектра флуктуаций неоднородностей межзвездной плазмы в направлении PSR B0950 08 существенно отличается от колмогоровского: . В направлении PSR B0809 74 спектр степенной с показателем . Обнаружена сильная угловая рефракция в направлении PSR B0950 08. Проведен анализ распределения неоднородностей вдоль луча зрения и показано, что мерцания PSR B0950 08 происходят на турбулентном слое с повышенной электронной концентрацией, который находится на расстоянии порядка 10 пк от наблюдателя. Для PSR B0809 74 распределение неоднородностей является квазиоднородным. Проведена оценка среднего квадрата флуктуаций электронной концентрации на неоднородностях с характерным масштабом м в направлении четырех пульсаров. Локальный уровень турбулентности на этом масштабе в 20 раз выше в 10-пк слое, чем в протяженной области, ответственной за мерцания PSR B0809 74.

АГАФОНОВ М.И., БИСИКАЛО Д.В., БОНЕВА Д., БОЯРЧУК А.А., КАЙГОРОДОВ П.В., КОНОНОВ Д.А., СЫТОВ А.Ю., ШАРОВА О.И. — 2008 г.

В августе и декабре 2006 г. проведены спектральные наблюдения в линиях H , H , H системы SS Cyg, находившейся в активном состоянии. Оценены параметры основных элементов течения, дающих вклад в формирование спектров. Проведен анализ изменения профилей в течение орбитального периода, для линии H построена доплеровская томограмма. Исследована эволюция профилей в процессе развития вспышки. Предложена феноменологическая модель, объясняющая наблюдаемые особенности вспышки. Согласно этой модели, основными элементами течения, определяющими форму спектральных линий являются: аккреционный диск, тороидальная оболочка, формирующаяся во внутренних частях диска, расширяющаяся сферическая оболочка вокруг звезды-аккретора, область перед отошедшей ударной волной, образующейся в результате орбитального движения диска в межкомпонентной оболочке, и поверхность звезды-донора вблизи внутренней точки Лагранжа L , нагретая излучением от аккретора.

БОНДАРЬ А.В., БОЧКАРЕВ Н.Г., ГАЛАЗУТДИНОВ Г.А., КАРИЦКАЯ Е.А., ЛИ Б.-Ч., МУСАЕВ Ф.А., САПАР А.А., ШИМАНСКИЙ В.В. — 2008 г.

Обсуждаются результаты спектрального мониторинга рентгеновской двойной в оптическом диапазоне, проведенного в 2002–2004 гг. Спектральные наблюдения выполнены на Терскольской обсерватории (Кабардино-Балкария, Россия; спектральное разрешение и 13000) и в Бохенсанской оптической астрономической обсерватории (BOAO, Южная Корея; , 44000). Каждый спектр покрывает основную часть оптического диапазона. Всего получено 75 эшелле-спектров в течение 33 наблюдательных ночей как во время “мягкого”, так и “жесткого” состояний рентгеновского спектра Cyg X-1. Изучено влияние рентгеновского излучения на профили спектральных линий. Для этого использованы рентгеновские данные RXTE/ASM. Обнаружено, что рентгеновская вспышка 13.06.2003 привела к сильному изменению профилей эмиссионных компонентов линий H и HeII 4686 A в течение ночи. Это связано с изменением ионизационного состояния газа в системе. Прослежены изменения профилей линий с орбитальной фазой. Создан спектральный атлас V1357 Cyg. Выполнено отождествление содержащихся в нем линий звезды. Обнаружено 172 линии и бленды, принадлежащие 12 химическим элементам: H, He, C, N, O, Ne, Mg, Al, Si, S, Fe, Zn. Подтверждена спектральная классификация HDE 226868 как ON-звезды.

ДАВЫДОВ В.В., ЕСИПОВ В.Ф., ЧЕРЕПАЩУК А.М. — 2008 г.

В период с 1994 по 2006 гг. выполнены однородные спектральные наблюдения объекта SS 433 в области H . Определены допплеровские смещения подвижных эмиссий H и H , а также исследованы различные нерегулярности в поведении профилей подвижных эмиссий. Полное число измеренных допплеровских смещений за 13 лет составило 488 точек для H и 389 точек для H . С использованием опубликованных данных исследованы возможные долговременные изменения в двойной системе SS 433. Полное число использованных смещений движущихся линий за 28 лет исследований объекта составило 755 точек для H и 630 точек для H . В рамках 5- и 8-параметрических моделей определены уточненные параметры кинематической модели для прецессирующих релятивистских джетов в системе SS 433. Показано, что прецессионный период SS 433 в среднем стабилен на протяжении 28 лет (60 прецессионных циклов) и составляет . Наблюдаются сбои по фазе прецессионного периода и случайные изменения его величины с амплитудой и , соответственно, но никаких вековых изменений прецессионного периода не обнаружено. Нутационный период и его фаза стабильны на протяжении 28 лет (более 1600 нутационных циклов). Никаких вековых изменений нутационного периода не обнаружено. Скорость истечения вещества в релятивистских джетах в среднем постоянна по модулю на протяжении 28 лет и составляет в долях скорости света . Никаких вековых изменений величины не обнаружено. В целом, объект SS 433 демонстрирует удивительно стабильные характеристики на больших временах как прецессионного и нутационного механизмов, так и центральной “машины” вблизи релятивистского объекта, осуществляющей коллимацию и ускорение плазмы в джетах до скорости . Полученные результаты свидетельствуют в пользу модели “плавающего” аккреционного диска в системе SS 433, отслеживающего прецессию оси вращения оптической звезды.

КОРНИЛОВ В.Г. — 2008 г.

Предложено новое описание процесса регистрации событий счетчиком, обладающим мертвым временем, которое основано на неклассическом квази-биномиальном распределении. Введено описание типа мертвого времени в виде непрерывного параметра . На основе этого подхода показано, что распределение событий, зарегистрированных счетчиком непродлевающего типа ( ), описывается обобщенным распределением Пуассона. Показано, что для счетчиков других типов распределение зарегистрированных событий не отличимо от обобщенного распределения Пуассона, если объем измерений . Получены формулы, позволяющие определить исходный поток событий по зарегистрированному и наоборот. Обсуждается поведение коэффициента непуассоновости в зависимости от величины нелинейности. Все аналитически полученные результаты протестированы при помощи компьютерной симуляции.

ЗАЙЦЕВ В.В., КРУГЛОВ А.А. — 2008 г.

Исследуются особенности распределения электрических токов по сечению в достаточно плотных корональных магнитных трубках, когда давление плазмы внутри трубки больше давления магнитного поля и равновесие поддерживается за счет внешнего магнитного поля. Показано, что если плазма полностью ионизована, распределение продольного и азимутального токов по сечению петли имеет тот же пространственный масштаб, что и распределение давления. Однако даже небольшое количество нейтральных атомов в короне (порядка по массе при учете неполной ионизации гелия) существенно изменяет распределение токов по сечению трубки: значительная часть полного тока, текущего вдоль трубки, сосредоточена в этом случае в тонкой приосевой области с радиусом порядка (где — характерный масштаб распределения давления плазмы в трубке), образуя своеобразную токовую струю. Это связано с существенным изменением характера анизотропии проводимости при учете ионно-атомных столкновений в магнитоактивной плазме трубки и превалирующей ролью проводимости Каулинга по сравнению с холловской и педерсеновской проводимостями. Большая плотность тока вблизи оси трубки может обеспечить нагрев плазмы до корональных температур за счет джоулевой диссипации.

ВЕРЕЩАГИН С.В., РЕВА В.Г., ЧУПИНА Н.В. — 2008 г.

Рассмотрены кинематические неоднородности (группы звезд) в короне потока Большой Медведицы. Показано, что ориентация большой оси эллипса ошибок для каждой конкретной звезды определяется ее положением относительно собственного апекса. Использован предложенный авторами ранее метод -диаграмм. Статистический анализ подтвердил достоверность существования групп звезд в короне потока Большой Медведицы.

ВЕРЕЩАГИН С.В., РЕВА В.Г., ЧУПИНА Н.В. — 2008 г.

На примере звездного скопления Гиады рассмотрены детали метода -диаграмм, ранее разработанного авторами и примененного для короны потока Большой Медведицы. По данным наблюдений, полученным с помощью ИСЗ “Гиппархос”, изучена кинематика скопления Гиады. Определен апекс. Получены свидетельства о вращении скопления.

БАЙКОВА А.Т., ПУШКАРЕВ А.Б. — 2008 г.

Представлены изображения радиогалактики 3С 120 для пяти эпох 2002 г., построенные по данным (VLBA )-наблюдений на частоте 8.4 ГГц методом максимальной энтропии с использованием пулковского пакета программ РСДБ-картографирования VLBImager. Произведена оценка видимой скорости движения наиболее ярких узлов джета. Показано, что скорость движения компонент джета уменьшается с увеличением расстояния от ядра и на масштабе 10 мсек. дуги изменяется примерно от до , где —скорость света, при постоянной Хаббла км/с Мпк. Такое изменение скорости может быть объяснено взаимодействием джета со средой его распространения.

БИСИКАЛО Д.В., БОЯРЧУК А.А., ЖИЛКИН А.Г., КАЙГОРОДОВ П.В., КОНОНОВ Д.А. — 2008 г.

По результатам спектральных наблюдений SS Cyg в линиях , , проведенных в агусте 2006 г. на 2-м телескопе Zeiss-2000 (пик Терскол), построены доплеровские томограммы системы в спокойном состоянии. Использование газодинамического моделирования совместно с техникой доплеровской томографии позволило отождествить основные элементы течения. Сравнение синтетических томограмм с наблюдениями показывает, что в спокойном состоянии в системе существует аккреционный диск. Наибольшей светимостью на томограммах обладают рукава приливной спиральной волны, ударная волна, вызванная взаимодействием газа межкомпонентной оболочки со струей вещества из точки Лагранжа L1 (“горячая линия”), а также область за отошедшей ударной волной, сформированной в результате движения аккретора и диска в газе оболочки. Вклад последнего элемента приводит к заметной асимметрии томограмм.

КИЧАТИНОВ Л.Л. — 2008 г.

Для оценки максимальной возможной величины реликтовых магнитных полей, анализируется устойчивость тороидального поля во вращающейся лучистой зоне звезды. Получены уравнения для малых возмущений с учетом конечной диффузии и стабилизирующего влияния доадиабатической стратификации. Численное решение задачи на собственные значения показывает, что пороговая напряженность поля для появления неустойчивости в лучистой зоне Солнца составляет около 600 Гс. Данная величина дает верхнюю границу для напряженности реликтового поля. Предположение о действии магнитных неустойчивостей в солнечной лучистой зоне не согласуется с наблюдаемым содержанием лития. Анализ совместной устойчивости тороидального поля и неоднородного вращения показывает, что двухмерные МГД-решения для солнечного тахоклина устойчивы по отношению к трехмерным возмущениям.

БАЛЕГА Ю.Ю., БИКМАЕВ И.Ф., ЖУЧКОВ Р.Я., КУЗНЕЦОВ М.К., МАЛОГОЛОВЕЦ Е.В., ОРЛОВ В.В. — 2008 г.

Представлены результаты исследования физических и динамических параметров кратной системы HD 222326. Предложена и протестирована методика определения индивидуальных лучевых скоростей компонентов в широких двойных и кратных системах при малой разнице лучевых скоростей компонентов: профиля линии. Тестирование проведено на модельных системах и двойной HD 10009, для которой определены лучевые скорости компонентов и впервые получена скорость центра масс . Определены лучевые скорости компонентов в системе HD 222326 по спектрам высокого разрешения. На основе спекл-интерферометрических наблюдений уточнены орбитальные параметры подсистем. Комбинация данных спектроскопии и спекл-интерферометрии позволила определить положения компонентов на диаграмме “спектр–светимость” и оценить их массы. Вероятно, все компоненты системы уже покинули главную последовательность и находятся на разных стадиях эволюции. Проведен анализ динамической устойчивости системы с использованием численного моделирования в рамках гравитационной задачи трех тел и известных критериев устойчивости тройных систем. Вероятно, система динамически устойчива на временах не менее лет. Отмечена возможность наличия в системе четвертого компонента.

НАЗАРЕНКО В.В. — 2008 г.

Методами трехмерной численной гидродинамики проведено моделирование радиационного ветра и аккреционного диска в тесных двойных системах с компактным объектом на примере массивной рентгеновской двойной системы LMC X-3, у которой наблюдается прецессирующий диск, а также предполагается существование релятивистских джетов. Расчеты показали, что из радиационного ветра донора при условии учета влияния на этот ветер излучения центрального источника формируется аккреционный диск с радиусом около 0.20 (в единицах расстояния между компонентами) при скорости аккреции, равной наблюдаемой (около /год — это соответствует ситуации, когда донор почти на переполняет свою полость Роша). Предполагается, что скорость в ветре донора на бесконечности составляет около 2200 км/с. Диск формируется геометрически толстым и имеет форму, близкую к цилиндрической, а в его центре находится разреженный тоннель, идущий от аккретора через диск вдоль его оси вращения. Смоделирована также вспышка в диске за счет кратковременного изменения скорости переноса вещества через точку Лагранжа L1, по яркости и длительности позволяющая объяснить вспышки у катаклизмических переменных и рентгеновских двойных. В ситуации, когда донор на не заполняет свою полость Роша, что соответствует скорости аккреции на компактный объект /год, аккреционный диск не образуется. Вместо диска образуется аккреционная оболочка с радиусом около 0.03, в которой газ по очень крутой спирали падает на компактный объект. Вдоль оси вращения аккреционной оболочки, так же, как и в случае аккреционного диска, формируется тоннель, а позади аккретора образуется ударная волна, в которой на небольшом расстоянии от аккретора в очень малой области пространства происходят вспышки с частотой около 6 вспышек за орбитальный период и с амплитудой около 10 и более. Длительность вспышек составляет около 2–4 мин, а энергия отдельных частиц во время максимума вспышки составляет около 100–150 кэВ. Подобные вспышки, как утверждается, аналогичны вспышкам гамма- и рентгеновских барстеров. Таким образом, предлагается модель гамма- и рентгеновского барстера как массивная рентгеновская тесная двойная система с отношением масс больше единицы, в которой донор не заполняет свою полость Роша и аккреционный диск вокруг компактного объекта при таких условиях не формируется, а формируется аккреционная область, в которой и генерируются в пространстве, близком к аккретору, гамма- и рентгеновские вспышки.

БАЛЕГА Ю.Ю., КУЗНЕЦОВ М.К., ЛЕУШИН В.В., ТАМАЗЯН В. — 2008 г.

Для спектральной и интерферометрической двойной 9 Cyg с составным спектром и с орбитальным периодом 4.3 года выполнены спекл-интерферометрические наблюдения на 6-м телескопе БТА и спектральные (в области 3700–9200 A) наблюдения на 2-м телескопе на пике Терскол. Проведен детальный анализ атмосферы главного компонента системы, оценены светимости обоих компонентов , ( — светимость Солнца) и их эффективные температуры K и K. Определены содержания C, N, O, Fe и других элементов в атмосфере главного компонента. Анализ химического состава показывает наличие следов перемешивания вещества в его атмосфере с веществом из области протекания ядерных реакций. Определен эволюционный статус 9 Cyg. Возраст системы составляет примерно 400 млн. лет, причем более яркая звезда уже находится в области перехода к красным гигантам, а второй компонент все еще проходит стадию горения водорода вблизи начальной главной последовательности. Предложена модель эволюции орбиты пары, объясняющая ее высокий эксцентриситет .

ГАВРИЛОВА Н.В., ГОЛОВАТЫЙ В.В., МЕЛЕХ Б.Я. — 2008 г.

Рассчитаны оптимизационные фотоионизационные модели свечения 9 планетарных туманностей различной металличности с целью определения их химического состава. Алгоритм расчета оптимизационных моделей свечения базируется на подборе оптимальных значений физических параметров туманностей методом -минимизации с целью воспроизведения наблюдаемых спектров этих объектов. Исследована достоверность результатов расчета оптимизационных моделей свечения. Определены содержания He, C, N, O, Ne, Si, S, Ar и другие физические характеристики выбранных туманностей. Проанализированы зависимости (где и — содержания по массе соответственно гелия и тяжелых элементов) для планетарных туманностей совместно с областями HII в голубых компактных карликовых галактиках. Определено содержание первичного гелия и величины . Эти значения близки к соответствующим значениям, полученным с помощью ионизационно-коррекционных факторов.