научный журнал по астрономии Астрономический журнал ISSN: 0004-6299

ТУТУКОВ А.В., ФЕДОРОВА А.В., ЧЕРЕПАЩУК А.M. — 2008 г.

Проведен анализ эволюции компонент уникальной массивной двойной системы WR 20a, представляющей собой предельно тесную пару — звезду Вольфа–Райе азотного типа с Of-звездой. Массы компонент системы оцениваются в 83 и 82 , что близко к рекордным значениям звездных масс. Выполнено численное моделирование эволюции компонент системы, учитывающее потерю вещества за счет присущего массивным звездам звездного ветра. В рамках сценария, в котором система является разделенной начиная с прихода компонент на главную последовательность и до современного состояния, начальная масса компонент должна быть близка к 110 , если начальные массы звезд были одинаковы, либо к 120 и 100 , если начальные массы были различны. В настоящее время компоненты представляют собой несколько проэволюционировавшие звезды главной последовательности; степень обогащения гелием их поверхности сравнительно невелика. Дальнейшая эволюция системы приведет к заполнению одной из компонент полости Роша и эволюции в общей оболочке. В результате возможно слияние компонент, и тогда после взрыва сверхновой эволюция системы завершится образованием одиночной массивной черной дыры. В противном случае, в зависимости от масс результирующих черных дыр образуется двойная система из двух черных дыр либо две свободные черные дыры. Образование последних будет сопровождаться вспышками гамма-излучения.

КАШАПОВА Л.К., ЛИВШИЦ М.А. — 2008 г.

Изучается эволюция больших центров активности на Солнце и выясняются условия, приводящие к мощным нестационарным процессам. В дополнение к рассматриваемым в таких случаях обычным факторам (изменение площади пятен, структуры магнитных полей и характера движений), изучается вопрос о том, насколько наблюдения собственно нестационарных процессов (вспышек и связанных с ними корональных выбросов массы) могут быть полезны для предсказания развития таких процессов в ходе последующей эволюции центра активности. Данная проблема обсуждается на примере мощной группы 10486 октября 2003 г., наблюдения которой удалось провести еще до выхода этой группы на восточный лимб, используя наблюдения на космическом аппарате, располагающемся на околомарсианской орбите. Для событий 2003 г. появилась возможность строить изображения вспышек в различных спектральных диапазонах, и можно было подробно изучать высокоэнергичные процессы в изолированной в начале своего развития группе 486 и затем в событиях связанных между собой групп 486 и 484. Анализ своеобразного первого периода развития группы 486 показал, что в дальнейшем можно ожидать усиления активности не только вследствие всплытия новых магнитных потоков (и групп-сателлитов), но и взаимодействия и синхронизации двух, а затем и трех больших групп конца октября 2003 г. Иначе говоря, появление экстремально мощных нестационарных процессов связано в данном случае с относительно более высоким вкладом крупномасштабных магнитных полей. Сделанные выводы сопоставляются с результатами изучения характера движений и магнитных полей в обсуждаемом центре активности за время всего прохождения по диску с 23 октября по 5 ноября 2003 г.

ЖУРАВЛЕВА И.В., КОМБЕРГ Б.В., НАГИРНЕР Д.И. — 2008 г.

Кратко прослеживается история открытия горячего газа в галактиках, описываются его основные свойства и подчеркивается желательность их уточнения, в частности, получения дополнительных сведений о массе этого газа. Для этого предлагается использовать наблюдения эффекта Зельдовича–Сюняева на горячем газе корон эллиптических галактик. Рассчитаны абсолютные и относительные возмущения спектра реликтового излучения, образующиеся в результате рассеяния реликтовых фотонов электронами с максвелловским распределением по энергиям. На примере трех эллиптических галактик показано, что наблюдать эффект Зельдовича–Сюняева в подобных галактиках вполне возможно. Доступен наблюдениям и кинематический эффект Зельдовича–Сюняева, возникающий за счет пекулярного движения и вращения галактик. Такие наблюдения, совместно с рентгеновскими данными, позволили бы уточнить свойства газа в галактиках, а также получить дополнительные сведения о вращении галактик, о возможных потоках аккрецирующего на них газа и о горячем галактическом ветре.

ГЕРАЩЕНКО А.Н. — 2007 г.

Представлено ПЗС- -фотометрическое исследование центральной области ( ) шарового скопления NGC 7006, основанное на анализе диаграмм “цвет–величина”. Получены следующие основные параметры скопления: , , , , , кпк). В центральной области скопления обнаружены две ранее не известные переменные типа RR Lyr. Индекс морфологии горизонтальной ветви, определенный для всей исследуемой области скопления и указывающий на преимущественное население ее красной части, соответствует предыдущим исследованиям: . Показано, что подобной аномалией (отрицательный индекс морфологии) обладает целая группа скоплений класса ОоI промежуточной металличности, имеющая свойственное только ей распределение звезд на горизонтальной ветви. Доказана радиальная зависимость морфологии горизонтальной ветви, в соответствии с которой ее цвет становится преимущественно голубым при приближении к центру скопления. Одним из механизмов такого поведения горизонтальной ветви может быть влияние внутренних динамических процессов на пространственное распределение горячих звезд.

АКУЛЕНКО Л.Д., КУМАКШЕВ С.А., МАРКОВ Ю.Г., РЫХЛОВА Л.В. — 2007 г.

На основе данных измерений параметров вращения Земли методом наименьших квадратов построена интерполяция и дан прогноз движения полюса с помощью основной математической модели, включающей две частоты: чандлеровскую и годичную. Рассмотрена модель, учитывающая колебания, вызванные лунным воздействием. На периоде биений установлено проявление высокочастотных лунных колебаний и возможность их интерполирования на коротком интервале времени. Проведен сравнительный анализ моделей, учитывающих месячную и двухнедельную частоты. Построена рациональная модель для объяснения аномальных явлений в процессе биений с 6-летним периодом.

ЛОКТИН А.В., ПОПОВА М.Э. — 2007 г.

С помощью вейвлет-сглаживания исследовано распределение молодых объектов (рассеянных звездных скоплений, классических цефеид и областей HII) в проекции на плоскость Галактики. Показано, что примененная сглаживающая процедура позволяет успешно исследовать крупномасштабную структуру распределения молодых объектов. В частности показано, что все эти объекты показывают однотипную спиральную структуру, внешний вид которой в основном определяется правильным чередованием вдоль отрезков спиральных ветвей молодых и более старых звездных комплексов. Четырехрукавная спиральная структура с ветвями, исходящими из центра нашей Галактики, получается в том случае, если главными являются ветви Киля–Стрельца и внешняя веть, расположенная за ветвью Персея. Если все наблюдаемые ветви считать основными, то получается 12-рукавная структура, противоречащая размеру области, в которой структура наблюдается в Галактике. Возможным путем решения получающегося противоречия является то, что ветви исходят не из центра Галактики, а из кольца, описываемого бароподобной структурой достаточной протяженности.

БОГДАНОВ М.Б., ЧЕРЕПАЩУК А.М. — 2007 г.

Приведены результаты численных экспериментов по оценке возможностей анализа распределений яркости для компонентов затменных переменных звезд по данным высокоточной фотометрии, которая может быть реализована с помощью разрабатываемых специализированных спутников COROT и Kepler. Рассматривалась простая модель затменной с шаровыми компонентами на круговых орбитах и линейным законом потемнения дисков к краю. Решения кривых блеска получались как с помощью подбора нелинейной модели, в число параметров которой входили коэффициенты потемнения к краю, так и путем решения обратной некорректно поставленной задачи восстановления распределений яркости без использования жестких модельных ограничений на их форму. Полученные оценки показывают, что если точность регистрации кривой блеска достигнет значения (на порядок выше точности наземной фотометрии), то коэффициенты потемнения к краю могут быть найдены с относительной погрешностью 0.01. Приблизительно с такой же точностью восстанавливаются и распределения яркости по дискам звезд.

БАЙКОВА А.Т. — 2007 г.

Рассматривается решение задачи восстановления изображений по небольшому числу проекций с использованием метода максимальной энтропии в форме Шеннона. Показано, что метод максимальной энтропии обеспечивает более высокое качество восстановления изображений источников с протяженными компонентами по сравнению с методом чистки по Хёгбому, также используемым в малоракурсной астротомографии. Для дальнейшего улучшения качества восстановления изображений источников со смешанной структурой, содержащих яркие компактные детали на фоне сравнительно слабой протяженной подложки, предложен метод разностного картографирования, который требует применения метода максимальной энтропии, обобщенного для восстановления знакопеременных функций. Выводы и рекомендации работы основаны на результатах численного моделирования для ряда модельных радиоисточников различного морфологического типа.

ПИПИН В.В. — 2007 г.

Рассматривается механизм солнечного динамо, основанный на генерации крупномасштабных магнитных полей за счет комбинированного действия циклонических течений ( -эффект), дифференциального вращения ( -эффект) и неоднородности крупномасштабных магнитных полей (( )-эффект). Представлены результаты численной модели, построенной с учетом современных данных о дифференциальном вращении конвективной зоны и интенсивности конвективных течений в солнечных недрах. Показано, что при разумном выборе параметров, характеризующих мощность генерации полей в - и ( )-меха\-низмах, можно получить колебательный режим динамо, близкий по своим характеристикам к 22-летнему циклу магнитной активности Солнца. Проанализировано нелинейное насыщение эффектов генерации в крупномасштабном магнитном поле, обусловленное как магнитными напряжениями, так и сохранением магнитной спиральности. Показано, что учет спиральности мелкомасштабных магнитных полей имеет решающее значение в ограничении роста энергии генерируемого крупномасштабного магнитного поля.

АРТАМОНОВ Б.П., БРУЕВИЧ В.В., ГУСЕВ А.С., ЕЖКОВА О.В., КОПТЕЛОВА Е.A., ШИМАНОВСКАЯ Е.В. — 2007 г.

Представлены результаты -фотометрии гравитационно-линзовой системы Q2237 0305 по данным наблюдений на 1.5-м телескопе Майданакской обсерватории в период 2004–2005 гг. Подробно описана методика обработки наблюдательных данных. Проведен анализ вариаций блеска и цвета компонентов системы.

ДРЕМОВ В.В., ДРЕМОВА Г.Н., ТУТУКОВ А.В. — 2007 г.

Проведено численное исследование динамической эволюции скоплений галактик с учетом слияния последних при малых относительных скоростях сталкивающихся галактик. Изучены эволюция структуры скопления тысячи галактик, эволюция спектра масс, эволюция спектра скоростей и рост центральной сверхмассивной cD-галактики. Исследована роль начальной дисперсии скоростей галактик и вращения скопления в эволюции скопления. В качестве начального спектра масс галактик принят наблюдаемый логарифмический спектр . Численное исследование обнаруживает, что динамическая эволюция скоплений с учетом возможности слияния сталкивающихся галактик ведет к выделению центральной сверхмассивной галактики, масса которой непрерывно растет за счет поглощения сталкивающихся с ней галактик. Это выделение происходит только при условии, что масса центральной галактики становится более 0.1 полной массы скопления. Образование наблюдаемых cD-галактик с относительной массой 0.01 предполагает их выделенность по начальной массе в силу условий образования в ядрах скоплений, поглощения близких галактик и аккреции межгалактического газа. Модель обнаруживает, что логарифмический характер спектра масс галактик в ходе эволюции скопления сохраняется, даже несмотря на значительное уменьшение со временем числа галактик в скоплении. Модель воспроизводит наблюдаемое распределение массы скопления галактик по расстоянию от центра скопления .

CОКОЛОВ Д.Д., СЕМИКОЗ В.Б., ТАРБЕЕВА С.М. — 2007 г.

Изучается поведение крупномасштабного магнитного поля в ранней Вселенной под действием неустойчивости, связанной с нарушением отражательной инвариантности в слабых взаимодействиях. Показано, что корректный учет динамики Вселенной приводит к выводу о том, что существенно увеличивается магнитное поле, масштаб которого в настоящее время составляет всего лишь около 500 м и пренебрежим по галактическим масштабам. Делается вывод о том, что это магнитное поле едва ли может быть затравочным полем для галактического динамо. Отмечено, что полученный вывод мало связан с конкретным видом неустойчивости.

БАННИКОВА Е.Ю., КОНТОРОВИЧ В.М. — 2007 г.

В связи с имеющимися в настоящее время прямыми наблюдениями затеняющих торов в сейфертовских галактиках и соответственно оживившейся дискуссии о торах, как существенных структурных составляющих активных ядер галактик, обсуждается ситуация, когда “подкрутка” тора излучением или ветром превращает его в дипольный тороидальный вихрь. Вихревое движение, компенсируя самогравитацию, позволяет объяснить существование наблюдаемых холодных толстых торов. Тороидальный вихрь, в свою очередь, может являться источником вещества, подпитывающего аккреционный диск. Возникающая при этом неустойчивость может быть ответственна за вспышки излучения квазаров, сопровождающиеся выбросами вещества. Получены численные оценки параметров модели в условиях светимости, близкой к эддингтоновскому пределу, не противоречащие наблюдательным данным.

АЛЕКСЕЕВ И.Ю., КОЖЕВНИКОВ В.П., КОЖЕВНИКОВА А.В., ХЕКЕРТ П.А. — 2007 г.

Представлены результаты многоцветных фотометрических наблюдений двух запятненных короткопериодических систем поздних спектральных классов типа RS CVn: BH Vir и WY Cnc. Определены параметры компонентов систем: массы, радиусы, светимости. Впервые зарегистрирована мощная вспышка в системе WY Cnc и прослежены предвспышечные изменения активности системы. В рамках зональной модели запятненности проведен анализ собственных наблюдений и всех имеющихся в литературе данных, охватывающих временной интервал 40 лет. Показано, что во все эпохи пятна занимали околоэкваториальные и среднеширотные области, максимальная площадь запятненности достигала 29% поверхности у BH Vir и 21% — у WY Cnc. Разности температур между спокойной фотосферой и пятнами составляли 2300 К (BH Vir) и 1800 К (WY Cnc). Обнаруженные долговременные изменения блеска BH Vir позволяют предположить цикличность активности с вероятным периодом 22 года. Показано, что в обеих системах пятна группируются на двух выделенных долготах, разделенных приблизительно на половину орбитального периода, причем в BH Vir эти долготы в течение 40 лет были фиксированы (0 и 184 ), а в WY Cnc наблюдался дрейф долгот по направлению вращения звезды со скоростью 3.8 /год, что может указывать на цикличность миграции активных долгот с периодом 47 лет.

АНТОХИН И.И., ЧЕРЕПАЩУК А.М. — 2007 г.

Приведены результаты анализа широкополосной кривой блеска массивной затменной двойной системы BAT99-129, находящейся в Большом Магеллановом облаке и состоящей из компонент WN3(h) и O5 V. Кривая блеска получена в рамках проекта MACHO. Плотная протяженная атмосфера звезды Вольфа–Райе (WR) не позволяет применить для анализа кривой блеска стандартные параметрические модели типа Вилсона–Девиннея. Распределение яркости и поглощения по диску компоненты WR восстановлено прямым решением интегральных уравнений, описывающих затмения в системе. В результате анализа получены достоверные оценки орбитальных параметров и параметров компонент системы. Угол наклонения орбиты составляет , размер орбиты — , радиус O-компоненты — . Размер непрозрачного в оптическом континууме ядра WR-компоненты составляет , яркостная температура в центре диска WR-компоненты — K. Обсуждаются возможные погрешности найденных параметров. На основании полученной информации сделаны выводы об эволюционном статусе системы.

БАРСУКОВ Д.П., КАНТОР Е.М., ЦЫГАН А.И. — 2007 г.

Рассмотрено влияние недипольности магнитного поля на гамма-излучение полярных областей радиопульсаров. Пульсар рассматривается в модели Голдрайха–Джулиана со свободным истечением зарядов с поверхности нейтронной звезды. При нахождении интенсивности гамма-излучения пульсарной трубки учитывается как изгибное гамма-излучение первичных электронов, так и излучение, связанное с нерезонансным обратным комптоновским рассеянием тепловых фотонов с полярной шапки на первичных электронах. При нахождении высоты верхней обкладки пульсарного диода были учтены только позитроны, порожденные изгибным излучением первичных электронов. При вычислениях предполагалось, что полярная шапка нагревается обратным током позитронов. Учтено влияние на гамма-излучение как изменения кривизны силовых линий магнитного поля, так и изменения электрического поля, вызванных недипольностью магнитного поля. Показано, что наличие даже слабой недипольности магнитного поля приводит к резкому падению интенсивности гамма-излучения пульсарной трубки в области 1-100 МэВ, при этом интенсивность обратного комптоновского излучения (в диапазоне энергии 1-100 ГэВ) в большинстве случаев меняется относительно слабо.

КУЗЬМИН А.Д., ЛАПАЕВ К.А., ЛОСОВСКИЙ Б.Я. — 2007 г.

Проведены измерения уширения импульсов пульсаров рассеянием в межзвездной среде для наиболее полной выборки 100 пульсаров, охватывающей область галактических долгот от до и расстояний до 3 кпк. Проведен анализ зависимости рассеяния от меры дисперсии ( ), частоты ( , галактической долготы и расстояния до пульсара. Измеренная зависимость рассеяния от меры дисперсии в ближней к Солнечной системе области Галактики представляется степенным законом . На основе измерений на низких частотах 111, 60 и 40 МГц и литературных данных получены зависимости рассеяния от частоты ( ) в наиболее широком из исследованных ранее интервале частот (с разносом больше 10: 1) и не менее чем на 5 частотах. Показатель степени частотной зависимости соответствует нормальному распределению турбулентности неоднородной рассеивающей среды. На основе анализа зависимости рассеяния от расстояния до пульсара и галактической долготы показано, что до расстояний около 3 кпк уровень турбулентности в среднем одинаков по всем направлениям и расстояниям, что свидетельствует о статистической однородности турбулентности рассеивающей среды ближней области Галактики.

БАЙКОВ И.В., БЫЧКОВ В., СТЕНФЛО Л., СУСЛИН В.М., ЧЕЧЕТКИН В.М. — 2007 г.

Предлагается новый механизм взрыва сверхновых II типа. Важным элементом модели является крупномасштабная конвекция, возникающая из-за неравновесной нейтронизации вещества в центральной области протонейтронной звезды. Проведены аналитические оценки и численное моделирование скорости конвекции, которые хорошо согласуются между собой. Крупномасштабная конвекция ведет к быстрому переносу нейтрино из центра звезды к отраженной ударной волне, образовавшейся при остановке коллапса вещества в протонейтронной звезде. Средняя энергия нейтрино при этом составляет . Исследована зависимость средней энергии нейтрино от размеров конвективных ячеек — “пузырей”. Проведены расчеты взаимодействия нейтрино с ударной волной. Показано, что скорость ударной волны вдоль оси вращения звезды превышает параболическую. Таким образом становятся возможными срыв оболочки и возникновение явления сверхновой, при этом структура оболочки оказывается сильно несимметричной и происходит образование нейтронной звезды.

ВИНОГРАДОВ В.В., ЛИТВИНЕНКО Г.В., РУКЕР Х.О., ШАПОШНИКОВ В.Е. — 2007 г.

Исследуется внутренняя “тонкая” структура фундаментальных декаметровых миллисекундных S-всплесков Юпитера. Методом вейвлетной трансформации анализируются широкополосные данные, полученные с помощью измерительной аппаратуры прямой регистрации (WFR — Waveform Receiver) на телескопе декаметрового диапазона УТР-2. Показано, что миллисекундные S-всплески имеют сложную внутреннюю импульсную микроструктуру, приведены ее характеристики. Полученные результаты открывают новые перспективы в понимании природы декаметрового излучения Юпитера.

ЕФРЕМОВ В.И., ПАРФИНЕНКО Л.Д., СОЛОВЬЕВ А.А. — 2007 г.

Представлены новые результаты наблюдений долгопериодических колебаний поля лучевых скоростей, определяемых по допплеровским смещениям спектральных линий, которые образуются на разных высотах в солнечных пятнах и их окрестностях. Показано, что солнечные пятна, а также магнитные элементы, локализованные в окрестности пятен, испытывают колебания с периодами в диапазоне от 40 до 80 мин. Картина колебаний в лучевых скоростях устойчиво сохраняется на протяжении всего сеанса наблюдений (до 4 ч). Полученные результаты подтверждают предсказания теоретической модели собственных долгопериодических колебаний (вертикально-радиальных смещений) магнитного элемента (пятна, поры, магнитного узелка) как целого около некоторого положения устойчивого равновесия.