научный журнал по астрономии Астрономический журнал ISSN: 0004-6299

КИСЕЛЕВ А.А., РОМАНЕНКО Л.Г. — 2014 г.

Методом параметров видимого движения получены орбиты 4 визуально-двойных звезд ADS 246 (GL 15), ADS 7724 ( Leonis), ADS 10386 (GJ 659) и ADS 14909 (1 Peg). Периоды обращения исследуемых звезд составляют 1200, 550, 7500 и 18000 лет, соответственно. Орбиты вычислены на основе позиционных наблюдений коротких дуг в Пулковской обсерватории на 26-дюймовом рефракторе и параллаксов из каталога textquotedblleft Гиппаркос textquotedblright, дополненных результатами наблюдений лучевых скоростей компонент в этих парах согласно данным из литературы. Учтены также все прежние визуальные и фотографические наблюдения этих звезд после 1830 г. из каталога WDS. Проведено сравнение новых орбит ADS 246 и ADS 7724 с орбитами, полученными другими авторами. Для ADS 10386 и ADS 14909 орбиты определены впервые. Вычислены также направления на полюса плоскостей полученных орбит в галактической системе координат.

МАЛОВ И.Ф., ТИМИРКЕЕВА М.А. — 2014 г.

Проведен сравнительный анализ параметров 100 радиопульсаров, у которых зарегистрировано излучение вне радиодиапазона (he-пульсары), с параметрами источников, излучающих только в радиодиапазоне (n-пульсары). Анализ показал, что период he-пульсаров в среднем в несколько раз меньше, чем у n-пульсаров: и , соответственно. Оказалось, что распределение пульсаров по величине магнитного поля на световом цилиндре для источников с высокоэнергичным излучением сдвинуто в сторону высоких значений поля относительно распределения объектов, излучающих только в радиодиапазоне. Средняя индукция поля на световом цилиндре для he-радиопульсаров , в то время как у основной массы радиопульсаров . Это свидетельствует о генерации нетеплового излучения на высоких энергиях в радиопульсарах на периферии их магнитосфер. Распределение скорости потери энергии вращения у he-пульсаров оказывается равномерным и характеризуется более высоким средним значением , чем у n-пульсаров . Показано, что распределение he-пульсаров в пространстве неоднородно - они образуют два удаленных друг от друга облака.

САННИКОВА Т.Н., ХОЛШЕВНИКОВ К.В. — 2014 г.

Рассмотрено движение точки нулевой массы под действием притяжения к центральному телу и возмущающего ускорения , постоянного в трех наиболее употребительных в астрономии системах отсчета: основная инерциальная и две орбитальные с осью по радиусу-вектору при и по вектору скорости при . Отношение к основному ускорению, вызванному притяжением центрального тела, считаем малым. К уравнениям движения в оскулирующих элементах применено осредняющее преобразование в первом приближении по малому параметру. Получены замкнутые выражения как для функций замены переменных, так и для правых частей уравнений движения в средних элементах. В системах , все встречающиеся функции элементарны; в системе появляются эллиптические интегралы. Получены разложения всех нужных величин в ряды по степеням эксцентриситета , сходящиеся при . Решение уравнений планируется в следующей публикации. Возможные приложения рассматриваемой задачи: движение космического аппарата с малой постоянной по модулю тягой; движение астероида, на котором установлен реактивный двигатель, обеспечивающий малую постоянную по модулю тягу с целью, например, предотвращения столкновения с Землей.

ГУПТА Я., ОРЕШКО В.В., ПОПОВ М.В., ПОТАПОВ В.А., РУДНИЦКИЙ А.Г., САФУТДИНОВ Е.Р., СЕКИДО М., ТАКЕФУДЖИ К. — 2014 г.

Измерены лучевые скорости по линиям поглощения 21 см в спектрах пульсаров B1937+21, J0332+5434, J0738-4042, J0835-4510, J1559-4438, J1645-0317, J1752-2806, J1825-0935, J2157+4017. Выполнены оценки расстояний для 6 объектов. Наблюдения проведены на 34-м радиотелескопе Центра космических исследований в Кашиме (Япония) и на Большом телескопе метрового диапазон GMRT в Индии. Данные измерения находятся в хорошем соответствии с результатами других авторов.

БОГДАНОВ М.Б. — 2014 г.

Проведено сравнение коэффициента усиления гравитационной линзой потока от точечного источника в приближении линейной каустики с точными значениями, рассчитанными для линзы из двух точечных масс. Показано, что даже в наиболее благоприятном случае пересечения каустики погрешность оценки коэффициента усиления остается меньше 1 только для расстояний до каустики, не превышающих 0.01 радиуса Эйнштейна.

АНТОХИНА Э.А., ПЕТРОВ В.С., ЧЕРЕПАЩУК А.М. — 2014 г.

Построены индивидуальные распределения плотности вероятности масc компактных объектов для 20 рентгеновских двойных систем. При моделировании распределения масс компактных объектов использовался метод Монте-Карло. Для систем с массивными оптическими звездами учтены эффекты взаимной близости компонентов с помощью -поправок. Получены параметры итогового распределения масс черных дыр методами непараметрической статистики. Подтверждена статистическая значимость наличия “провала масс” черных дыр в диапазоне . Показана устойчивость текущего наблюдаемого распределения плотности вероятности масс компактных объектов относительно единичного засорения данных.

ГОРШКОВ А.Г., ИПАТОВ А.В., КОННИКОВА В.К., МАРДЫШКИН В.В., МИНГАЛИЕВ М.Г., ХАРИНОВ М.А. — 2014 г.

Представлены результаты наблюдений блазара J1159 2914 (S1156 295) на радиотелескопах РАТАН-600 САО РАН на частотах 4.85, 7.7, 11.1 и 21.7 ГГц и РТ-32 обсерваторий “Зеленчукская” и “Бадары” комплекса “Квазар-КВО” ИПА РАН на частотах 4.85 и 8.57 ГГц в 2010–2013 гг. Максимум вспышки был достигнут в августе 2010 г., затем происходило монотонное падение плотности потока на всех исследуемых частотах. В максимуме вспышки на частотах 7.7 и 11.1 ГГц обнаружена переменность с характерным временем 7 дней. Запаздывание максимума на 7.7 ГГц относительно 11.1 ГГц составляет 1.5 дня, что с середины 2011 г. дает значение лоренц-фактора и угол между джетом и направлением на наблюдателя . Поиск внутрисуточной переменности на РТ-32 проводился в основном с середины 2011 г. При этом внутрисуточная переменность уверенно обнаружена только в сеансе 10–11 ноября 2012 г. на частоте 4.85 ГГц., проведенном в обсерватории “Бадары”: характерное время внутрисуточной переменности составляло ч, индекс модуляции - , плотность потока переменной составляющей - мЯн.

ОРЛОВ В.В., ЯСЬКО П.П. — 2014 г.

В рамках общей задачи трех тел с компонентами равных масс и нулевым моментом вращения исследовано поведение тройных систем в промежуточных зонах между областями устойчивости. Как известно, существуют три устойчивые периодические орбиты: орбита Шубарта в прямолинейной задаче, орбита Брука в равнобедренной задаче и орбита Мура или “восьмерка”. В пространстве начальных условий эти орбиты окружены множествами точек, в которых движения тел остаются ограниченными на значительном интервале времени. Рассмотрены переходные зоны между орбитой Шубарта и орбитой Мура и между орбитой Мура и орбитой Брука. Показано, что границы областей устойчивости могут быть как гладкими и резкими, так и размытыми. Вне этих пограничных областей динамическая эволюция тройных систем завершается далеким выбросом одного из компонентов или распадом системы. Построено распределение времен потери стабильности. Показано, что на большх временах это распределение имеет степенной закон. Выделены три этапа эволюции нестабильных тройных систем. х временах это распределение имеет степенной закон. Выделены три этапа эволюции нестабильных тройных систем.

ВЕРХОДАНОВ О.В., СОЛОВЬЕВ Д.И. — 2014 г.

Предложен и применен новый метод выделения радиогалактик–кандидатов в гигантские радиогалактики. Метод основан на сопоставлении осей протяженных компонентов радиоисточников обзора NVSS с разделением более , описанных в каталоге как независимые объекты. Среди объектов, обнаруженных c помощью предложенного алгоритма, найдено 16 новых слабых кандидатов в гигантские радиогалактики. Для них проведено оптическое и радиоотождествление с использованием баз данных CATS, NED, SDSS, SkyView.

ОРЛОВ В.В., ЯСЬКО П.П. — 2014 г.

В рамках общей задачи трех тел с компонентами равных масс и нулевым моментом вращения разработан оригинальный метод нахождения областей начальных условий для орбит, близких к периодическим. В данной задаче до недавнего времени были известны три устойчивые периодические орбиты: орбита Шубарта в прямолинейной задаче, орбита Брука в равнобедренной задаче и орбита Мура или “восьмерка”, а последние исследования привели к обнаружению новых периодических орбит в этой задаче. Разработанный в данной работе метод основан на минимизации функционала, равного сумме квадратов разностей начальных и текущих значений координат и скоростей тел. Поиск проводился для короткопериодических орбит с периодами , где - среднее время пересечения компонентом тройной системы. Обнаружена 21 область начальных параметров, каждая из которых соответствует определенной периодической орбите. Критерием достоверности полученных результатов служит то, что начальные условия для известных устойчивых периодических орбит содержатся внутри найденных областей. Представлены траектории движения тел в обнаруженных областях. Описаны динамические и геометрические свойства исследованных орбит.

БЕРДНИКОВ Л.Н., ТЭРНЕР Д.Г., ХЕНДЕН А.А. — 2014 г.

. й интервал 122 года. Диаграмма имеет вид параболы, что позволило впервые определить квадратичные элементы изменения блеска и вычислить скорость эволюционного увеличения периода с/год, что согласуется с результатами теоретических расчетов для третьего пересечения полосы нестабильности. Имеющиеся данные, обработанные методом Эддингтона и Плакидиса, показывают присутствие небольших случайных флуктуаций периода , которые не искажают эволюционный ход остатков .

ВАСИЛЬЕВА Т.А., ВАСИЛЬКОВА О.О., ГОРШАНОВ Д.Л., ИЗМАЙЛОВ И.С., КАЛИНИЧЕНКО О.А., КИСЕЛЕВ А.А., КИЯЕВА О.В., РОМАНЕНКО Л.Г., РОЩИНА Е.А., ШАХТ Н.А. — 2014 г.

Представлены результаты многолетних однородных фотографических наблюдений визуально-двойных и кратных звезд на 26-дюймовом рефракторе Пулковской обсерватории. Для 259 пар визуально-двойных звезд, входящих в 194 системы, вычислены относительные положения, причем для 127 пар также вычислены относительные движения. Для 48 пар с хорошо определенными параллаксами из каталога “Гиппаркос” также получены нижние пределы для суммарной массы системы, при которой возможна эллиптическая орбита. Выполнено сравнение точности трех измерительных приборов, которые применялись для обработки фотопластинок. Показано, что разности в расстояниях между компонентами, измеренных на разных измерительных приборах, могут достигать 0.2, что доказывает преимущество однородных наблюдений.

ВИБЕ Д.З., КОЧИНА О.В. — 2014 г.

Представлены результаты моделирования химической эволюции протозвездных объектов с учетом присутствия межзвездной пыли различных населений, различающихся не только размером и массовой долей пылинок, но и температурой пылинок. В дополнение к “классическим” пылевым частицам в модель включено принципиально иное второе население пыли с размером пылинок в 30 A и более высокой температурой. Сравниваются два расчета химической эволюции: с учетом присутствия одного населения “классической” пыли и с учетом присутствия двух населений пыли. Исследовано влияние сложного состава пыли на общую эволюцию молекулярного состава дозвездного ядра и содержание ряда химических соединений. Показано, что на ранних стадиях разница определяется преимущественно изменением баланса в фотопроцессах благодаря эффективному поглощению пылинками второго населения ультрафиолетовых фотонов, а также в столкновительных реакциях с пылевыми частицами. На поздних стадиях вклад в различия также вносит возрастающее доминирование дополнительных каналов реакций. Выделены группы компонентов, по-разному реагирующих на присутствие в пыли мелких пылинок. В частности, показано, что учет мелких пылинок позволяет существенно снизить газофазное содержание воды.

САВАНОВ И.С. — 2014 г.

Во-первых, по литературным источникам проведено изучение запятненности для двух звезд, обладающих значительной фотометрической переменностью: недавно открытой переменной ASAS 063656-0521.0 (переменность в фильтре достигает 0.8 ) и звезды XX Tri (HD 12545), относящейся к числу наиболее активных объектов среди звезд типа RS CVn (в 1997–1998 гг. амплитуда переменности в фильтре составила 0.63 ). Площадь полной запятненной поверхности звезды ASAS 063656-0521.0 достигает величины в 44 от полной видимой поверхности звезды. Оценка параметра запятненности для XX Tri в среднем составила 32 , изменяясь в пределах от 29 до 36 . Во-вторых, представлены результаты анализа изменения параметра запятненности в зависимости от свойств исследуемых звезд - в первую очередь, от их эффективных температур. Для выборки, содержащей 48 звезд поздних спектральных классов, применена модификация упрощенной методики по определению величины запятненности - площади пятен на поверхности этих объектов. Построены зависимости запятненности от эффективной температуры звезды и зависимости запятненности от величины проекции скорости вращения звезды на луч зрения. Выделены две группы объектов: одна - с характерной зависимостью от эффективной температуры (максимальное значение в 20–25 для звезд с температурами 4500–5000 К и уменьшение для звезд солнечного типа и холодных М-карликов), а вторую группу образуют наиболее активные звезды с температурами в диапазоне 3700–5200 К с от 25 до 50 . Сделан предварительный вывод об отсутствии связи запятненности с периодом вращения звезды. На примере ранее изученной звезды V410 Tau рассмотрены недостатки примененного метода по сравнению с результатами моделирования кривой блеска.

ДУМСКИЙ Д.В., ЛОСОВСКИЙ Б.Я. — 2014 г.

В течение 2010–2012 гг. на радиотелескопе БСА Пущинской радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН на частоте МГц проведены наблюдения RRAT-пульсаров J0627 16, J0628 09, J1819-1458, J1826-1419, J1839-01, J1840-1419, J1846-0257, J1848-12, J1850 15, J1854 0306, J1919 06, J1913 1330, J1919 17, J1946 24, J2033 00, наблюдавшихся ранее на 64-м телескопе в Парксе (Австралия) и на 300-м радиотелескопе в Аресибо (Пуэрто-Рико) на частоте 1400 МГц. Характерной особенностью этих пульсаров является спорадическое радиоизлучение в редкие активные моменты и отсутствие радиоизлучения в течение длительного времени. За время наблюдений в ПРАО заметной вспышечной активности указанных пульсаров обнаружено не было. Однако обработка наблюдений с помощью алгоритма быстрого суммирования с учетом известных данных о мере дисперсии и периоде пульсара показала, что даже в пассивные интервалы времени большинство исследовавшихся пульсаров генерируют слабые радиоимпульсы с периодом, соответствующим периоду радиоизлучения спорадических импульсов RRAT-пульсаров, наблюдаемых в активные моменты. Плотность потока этого радиоизлучения даже на низкой частоте МГц в максимуме импульса не превышает мЯн. Это значительно затрудняет регистрацию радиоизлучения RRAT-пульсаров на высоких частотах, так как плотность потока радиоизлучения RRAT-пульсаров уменьшается с ростом частоты.

ЛОГИНОВ А.А., МАЛОВ И.Ф. — 2014 г.

Проведен сравнительный анализ различных параметров пульсаров с короткими ( с) и длинными ( с) периодами. Показано, что отсутствует корреляция между светимостями пульсаров в радио- и гамма-диапазонах и магнитным полем на поверхности, но существует такая корреляция для светимости в рентгеновском диапазоне. Обнаружена также зависимость светимости в жестких диапазонах от магнитного поля на световом цилиндре. Этот результат свидетельствует о формировании жесткого нетеплового излучения на периферии магнитосферы. Наблюдается заметная положительная корреляция между светимостью и скоростью потери энергии вращения нейтронной звезды, что подтверждает вывод об одном и том же основном источнике энергии во всех радиопульсарах. При этом коэффициент трансформации энергии вращения в излучение значительно выше у долгопериодических пульсаров. Обнаружена более крутая, чем в долгопериодических объектах, зависимость ширины импульса от периода в пульсарах с короткими периодами Полученные результаты подтверждают сделанное ранее утверждение о различии процессов формирования излучения в пульсарах с с и с с

ДРЕМОВ В.В., ДРЕМОВА Г.Н., ТУТУКОВ А.В. — 2014 г.

Моделируются условия образования сверхскоростных звезд в результате динамического захвата одного из компонентов тесной двойной системы (ТДС) гравитационным полем сверхмассивной черной дыры. Масса сверхмассивной черной дыры варьируется в пределах от до . Рассматриваемый сценарий реализуется в результате двухстадийного моделирования, включающего рассмотрение проблемы сначала в рамках задачи трех тел (I стадия), затем — N-тел (II стадия). Первая стадия предусматривает оценку влияния наклона собственной орбиты ТДС (движение компонентов относительно центра масс ТДС) по отношению к плоскости внешней орбиты (вращение ТДС вокруг сверхмассивной черной дыры) на скорость выброса одного из компонентов ТДС. Начальные собственные орбиты ТДС генерировались случайным образом, и для каждой расчетной внешней орбиты с фиксированным расстоянием в перицентре их число составляло 10 000 вариантов. Анализ результатов, полученных на первой стадии моделирования, позволяет найти наиболее благоприятные для высокоскоростного выброса звезд ориентации собственной орбиты ТДС, а также оценить максимально возможные скорости выбросов . Границы зоны разрушения звезды, выведенные из баланса приливных сил и самогравитации, анализируются на диаграмме , обобщающей результаты первой стадии моделирования. Так как точечное представление объектов не позволяет прогнозировать выживаемость звезд при их близких прохождениях в окрестности сверхмассивной черной дыры, возникает необходимость во второй стадии моделирования, учитывающей приливы со стороны сверхмассивной черной дыры. Подход, рассматривающий звезду как структурированный объект конечных размеров в рамках задачи N-тел ( ), позволяет уточнить границы зоны эффективного ускорения сверхскоростных звезд и сформулировать условия приливного разрушения звезды.

МАРТЫНОВА А.И., ОРЛОВ В.В. — 2014 г.

. Эти локальные пики соответствуют зонам распада после одного или нескольких тройных сближений. Представлены графики расположения этих зон в области начальных условий. х временах распределение имеет степенной характер с . При малых временах ( - среднее время пересечения компонентом тройной системы) в распределении времени распада наблюдается серия локальных максимумов с интервалом между ними, равным приблизительно . Эти локальные пики соответствуют зонам распада после одного или нескольких тройных сближений. Представлены графики расположения этих зон в области начальных условий.

ГРИНИН В.П., ПОТРАВНОВ И.С. — 2014 г.

Приводятся результаты спектральных наблюдений уникальной затменной системы Aur, полученных в ходе недавно завершившегося затмения. Прослежены изменения профилей многих спектральных линий в разных фазах затмения. Часть этих изменений вызвана поглощением излучения звезды во вращающемся газо-пылевом диске вторичного компонента, часть является следствием геометрического экранирования диском фотосферы звезды и околозвездной области. Сравнение результатов данных спектральных наблюдений с аналогичными результатами, полученными Ламбертом и Савье в ходе предыдущего затмения Aur в 1982–1984 гг., показало хорошее согласие, что свидетельствует о стабильности газо-пылевого диска, окружающего невидимый компонент системы. На основе новых наблюдательных данных приведена оценка масс компонентов системы.

БАБЫК Ю.В., ВАВИЛОВА И.Б., ДЕЛЬ-ПОПОЛО А. — 2014 г.

Для 128 массивных рентгеновских скоплений галактик с красными смещениями 0.01–1.4, наблюдавшихся космической обсерваторией “Чандра”, представлены результаты реконструкции распределения полной массы (вклад от темной материи, межкластерного рентгеновского газа и ярчайшей галактики скопления). Получены оценки полной ( ) и барионной ( ) масс, а также параметра концентрации ( ), характеризующего размер гало темной материи, для всех объектов рассмотренной выборки. Подтверждена тесная корреляция между и , а именно с и ( -доверительный интервал), которая находится в хорошем согласии с результатами численного моделирования и предыдущих наблюдений. Путем моделирования внутреннего наклона профиля плотности темной материи с использованием обобщенной модели Наварро–Френка–Уайта получено при доверительном интервале 2 в результате объединения данных для всей выборки скоплений галактик, для которой модель дает хорошее описание наблюдений. Обнаружено, что существует тесная корреляция между внутренним наклоном профилей плотности темной материи и массой барионной материи для массивных скоплений галактик, а именно: внутренний наклон профиля плотности темной материи коррелирует с массой барионной материи, уменьшаясь с увеличением барионной массы скопления. С использованием простой степенной модели для описания распределения , определен излом ( -доверительный интервал) внутреннего наклона профиля плотности темной материи.