научный журнал по астрономии Астрономический журнал ISSN: 0004-6299

ЛУГОВСКИЙ А.Ю., ФИЛИСТОВ Е.А. — 2014 г.

Выполнено численное моделирование в дисках спиральных галактик нестационарных газодинамических процессов, протекающих под влиянием внешнего гравитационного поля. Показано, что в результате нелинейного сверхзвукового взаимодействия возникающих спиральных образований с потоком вещества в двухрукавной глобальной морфологии спиральных галактик появляется серия гидродинамических разрывов, включающих фронты сильных ударных волн и контактные разрывы.

КНЯЗЕВА И.С., МАКАРЕНКО Н.Г. — 2014 г.

Представлены апробация и дальнейшее развитие топологических подходов для анализа магнитного поля Солнца. С целью описания и диагностики предвспышечной динамики магнитного поля активных областей Солнца по HMI-магнитограммам обсерватории SDO использован аппарат, основанный на методах геометрии случайных полей, математической морфологии и топологии и масштабируемого пространства (scale-space). Полученные результаты показали, что предложенный формализм позволяет диагностировать предвспышечную динамику для практически представляющих интерес интервалов времени.

ГОЛОВАТЫЙ В.В., ДЕМЧЫНА А.В. — 2014 г.

Обсуждаются эволюционные особености выявленной формы радиального распределения плотности газа в оболочках 12 галактических планетарных туманностей. Найдена эволюционная зависимость максимума плотности газа от радиуса ионизованной части туманности . Определена масса ионизованного газа в оболочках этих туманностей. Найдена зависимость от радиуса туманности. Показано, что значение в результате эволюции туманности меняется примерно в 275 раз от для “молодых” туманностей (IC 5117) до для “старых” туманностей (NGC 7293). Найдены расстояния до туманностей, основанные на расчетах фотоионизационных моделей их свечения. Показано, что они хорошо согласуются с соответствующими данными Малькова, найденными независимым способом, а также с расстоянием до планетарной туманности K648, находящейся в галактическом звездном скоплении M15.

МАЕМЕРОВА Г.М., МИНГЛИБАЕВ М. ДЖ. — 2014 г.

Исследуется двухпротопланетная задача трех тел с переменными массами. Предполагается, что массы протопланет намного меньше, чем масса протосолнца: , . Законы изменения масс тел со временем считаются известными. Изменение масс происходит изотропно в различных темпах: , , . Тела рассматриваются как материальные точки. Исходя из уравнений движения в системе координат Якоби, проблема описывается в аналогах второй системы элементов Пуанкаре. В качестве исходного невозмущенного промежуточного движения используются индивидуальные апериодические движения по квазиконическому сечению. В выражении возмущающей функции не учтены члены, пропорциональные третьей степени и выше относительно малых масс , . В рассматриваемой постановке задачи по классической схеме получено новое аналитическое выражение возмущающей функции в принципе в аналогах второй системы переменных Пуанкаре. При этом аналоги эксцентриситетов , и наклоны орбит , тел считаются малыми величинами. С помощью системы компьютерной алгебры Mathematica в символьном виде фактически вычислена возмущающая функция с точностью до второй степени включительно малых величин , , , . Получены уравнения вековых возмущений протопланетной задачи трех тел - точек с массами, изменяющимися изотропно в различных темпах. Найдены общие строгие аналитические решения полученных уравнений вековых возмущений для облических элементов при произвольных законах изменения масс, описывающие эволюцию орбитальных плоскостей. Для наклонностей орбит доказан аналог теоремы Лапласа. Получены аналитические формулы, описывающие изменение во времени долгот восходящих узлов и наклонностей при любом законе изменения масс в различных темпах. Показано, что, за исключением специальных начальных условий, теорема Якоби об узлах, имеющая место в классической задаче трех тел с постоянными массами, нарушается в исследуемой задаче.

ОВОД Д.В., ОСИПКОВ Л.П. — 2014 г.

. Таким образом, найденная эволюционная шкала близка к предложенной ранее Генкиным. х отношение . Таким образом, найденная эволюционная шкала близка к предложенной ранее Генкиным.

АНТОХИНА Э.А., ПЕТРОВ В.С., ЧЕРЕПАЩУК А.М. — 2013 г.

В связи с тем, что кривые лучевых скоростей оптических компонентов массивных рентгеновских двойных систем могут отличаться от кривых лучевых скоростей их центров масс в результате приливного искажения, гравитационного потемнения, рентгеновского прогрева и т.д., исследована зависимость полуамплитуды кривых лучевых скоростей таких оптических компонентов в модели Роша от параметров двойной системы. Введена -поправка как отношение полуамплитуды кривой лучевых скоростей звезды в модели Роша к полуамплитуде кривой лучевых скоростей центра масс звезды. Приведены таблицы -поправок для оптических звезд в массивных рентгеновских двойных системах Cen X-3, LMC X-4, SMC X-1, Vela X-1, 4U 1538-52.

ЕРМАШ А.A., КОМБЕРГ Б.В. — 2013 г.

На основе наблюдательных данных, касающихся эволюции квазаров и галактик различных морфологических типов, а также численных симуляций разных авторов, показано, что на низких красных смещениях ( ) объекты типа QSO I/II (квазары первого или второго типа), отождествляемые с массивными эллиптическими и спиральными (E и S) галактиками с “классическими” балджами, не могут находиться в единичной поздней фазе активности (т.е. быть “первичными”), а должны были “вспыхивать” неоднократно и ранее. Это означает, что их появление на низких связано с феноменом рекуррентности, т.е. с большими слияниями богатых газом галактик (wet major merger), так как время их жизни в активной фазе не превышает нескольких единиц на лет. “Первичными” на низких могут быть лишь объекты введенного ранее авторами типа AGN III, которые связаны с ядрами изолированных спиральных галактик поздних типов с маломассивными быстровращающимися “псевдобалджами”. Черные дыры в таких галактиках обладают массами , а также, возможно, предельно высоким удельным моментом вращения на единицу массы, что может обеспечивать особенности в спектрах излучения их ядер. Характерным представителем объектов типа AGN III могут являться сейфертовские галактики с узкими (менее 2000 км/с) разрешенными линиями излучения в спектрах (NLSyI – Narrow-Line Seyfert galaxies, type I), c “псевдобалджами” и массами черных дыр . Так как объекты типа NLSyI связаны с галактиками с “псевдобалджами”, а сейфертовские галактики с широкими линиями (BLSyI – Broad-Line Seyfert galaxies, type I) – c галактиками с “классическими” балджами, то они не могут быть связаны эволюционно. Возможно, предшественниками объектов типа NLSyI могли быть квазары типа квазаров “популяции А”.

ДМИТРИЕНКО Е.С., САВАНОВ И.С. — 2013 г.

По непрерывным 1141-сут наблюдениям с космическим телескопом Кеплер исследована активность звезды центра планетной системы Кеплер-32. Система Кеплер-32 содержит медленно вращающийся (период вращения составляет 37.8 сут) карлик спектрального класса М с массой в 0.54 и 5 обращающихся вокруг центральной звезды планет. Одно из уникальнных свойств системы состоит в ее компактности - размеры орбиты всех 5 планет составляют менее трети размера орбиты Меркурия, при этом ближайшая к звезде планета отстоит от нее всего на 4.3 радиуса звезды. По высокоточным фотометрическим наблюдениям объекта Кеплер-32 проведено изучение поверхностных температурных неоднородностей центральной звезды и прослежена их эволюция. Для анализа было отобрано в совокупности 42 624 единичных измерений блеска за период наблюдений в 1141 сут (3.1 года). Результаты расчета амплитудных спектров мощности для первой и второй половин всего интервала наблюдений Кеплер-32 привели к заключению о существовании заметной переменности фотометрического периода, соответствующей изменениям и эволюции активных областей, лежащих на различных широтах на поверхности звезды. Найдены свидетельства существования на поверхности звезды двух активных областей, отстоящих на 0.42 по фазе. Установлены интервалы времени, в которых происходили смены положений активных областей по долготе (“флип-флопы”) продолжительностью порядка 200–300 сут. Площадь полной запятненной поверхности звезды в среднем составляла около 1 от полной видимой поверхности звезды и менялась в пределах от 0.3 до 1.7 . Выполнено сопоставление полученных результатов для карлика Кеплер-32 с результатами спектрополяриметрического обзора 23 карликов спектрального класса М, включающего как полностью конвективные звезды, так и звезды со слабым радиативным ядром. Для более детального сопоставления выполнено восстановление температурных неоднородностей на поверхности одной из звезд обзора - DS Leo - по данным наземных наблюдений (316 единичных измерений блеска звезды в фильтре за 7 сезонов наблюдений, проведенных в рамках проекта “All Sky Automated Survey”). Рассмотрены общие свойства активных областей и их эволюция у звезд DS Leo и Кеплер-32. Исследование положений активных областей на поверхности карлика Кеплер-32 не дало указаний на наличие дифференциального вращения этой звезды. Высказано предположение о возможности регистрации магнитного поля у карлика Кеплер-32. Результаты проведенного анализа фотометрических данных для звезды Кеплер-32 сопоставлены также с результатами предыдущих исследований полностью конвективных маломассивных М-карликов GJ 1243 и LHS 6351. Сравнение показывает, что найденные проявления активности карлика Кеплер-32 более соответствуют наблюдаемым проявлениям активности у активных G–K-звезд и М-карликов с массами порядка , чем у М-карликов с массами от 0.2 до 0.5 .

ТАРАНОВА О.Г., ШЕНАВРИН В.И. — 2013 г.

Представлены результаты инфракрасной -фотометрии сейфертовской галактики NGC 4151 в период ее активности в 1995–2011 гг. В 2011 г. переменный ИК-источник все еще находился в активном состоянии, но его наблюдаемая светимость, по сравнению с максимумом 1995–1996 гг., уменьшилась почти в 2 раза. Если “холодный” компонент переменного источника галактики - пылевая оболочка, нагреваемая центральным “горячим” источником, то ее оптическая толщина на 1.25 мкм за время наблюдений менялась от 0.3 почти до 1.0, температура - от 700 до 950 К, размер - от 20 до 40 пк и масса - от 2 до . В наблюдаемых изменениях потоков в 1994–2011 гг. прослеживается составляющая с периодом сут.

ГРИГОРЬЕВА И.Ю., ЛИВШИЦ М.А., МЫШЬЯКОВ И.И., РУДЕНКО Г.В. — 2013 г.

Проанализирована совокупность данных о небольших активных областях (АО) на Солнце за три года (2007–2009 гг.). Показано, что в очень спокойных условиях (при низком уровне рентгеновского фона) форма корональных петель некоторых АО достаточно хорошо соответствует ходу силовых линий, вычисленному в потенциальном приближении. Это относится к нескольким АО (например, к группе 10999 в июне 2008 г.), где вспышки мощнее В3 вообще не наблюдались. Микроволновое излучение этой АО, зарегистрированное на РАТАН-600, было очень слабым и поляризация фактически отсутствовала. В большинстве групп наблюдались субвспышки. На примере группы 10933 (январь 2007 г.) продемонстрировано, что для таких АО характерно возрастание мягкого рентгеновского излучения от нескольких до десяти раз, одновременно с некоторым увеличением потока микроволнового излучения. При этом к северо-западу от основного пятна АО 10933 развивается источник с противоположным направлением поляризации. Серия магнитограмм SOHO/MDI (а также Hinode) показывает, что перед развитием этого поляризованного источника происходит всплытие нового магнитного поля, продолжающееся несколько часов 8 января 2007 г. С использованием наблюдений полного вектора магнитного поля (данные Hinode) и метода нелинейной экстраполяции бессиловых магнитных полей получена оценка плотности тока на поверхностях, располагающихся на различных высотах. Проинтегрированный по высоте ток существенно усилен в двух узлах над нейтральной линией поля вблизи места основного всплытия поля. Таким образом, подтверждается то, что всплытие нового магнитного поля является основным фактором эволюции АО на всех стадиях их существования. Развитие этих представлений может помочь в выяснении взаимосвязи между усилением токов, нагревом плазмы и ускорением частиц, как в слабых АО, так и в мощных комплексах активности.

АКУЛЕНКО Л.Д., МАРКОВ Ю.Г., ПЕРЕПЁЛКИН В.В., РЫХЛОВА Л.В., ФИЛИППОВА А.С. — 2013 г.

С помощью небесномеханического подхода - пространственного варианта задачи система “Земля-Луна” в поле притяжения Солнца - построена математическая модель вращательно-колебательных движений Земли. Исследованы фундаментальные аспекты процессов приливной неравномерности осевого вращения Земли и колебаний земного полюса. Показано, что наличие возмущающей компоненты гравитационно-приливных сил, ортогональной плоскости лунной орбиты, позволяет также выделить короткопериодические возмущения в движении Луны. В построенной модели вращательно-колебательных движений деформируемой Земли учтены как основные возмущения с большими амплитудами, так и более сложные мелкомасштабные свойства движения, обусловленные короткопериодическими возмущениями Луны с комбинационными частотами. На основе астрометрических данных Международной службы вращения Земли (МСВЗ - IERS) проведено численное моделирование (интерполяция и прогноз) параметров вращения Земли (ПВЗ) на различных интервалах времени.

КАМИНСКИЙ Б.М., ПАВЛЕНКО Я.В., РОЗЕНБУШ А.Э., ЯКОВИНА Л.A. — 2013 г.

Определены эффективные температуры и содержания углерода и азота в атмосферах холодных звезд типа R CrB ES Aql, SV Sge, Z UMi и NSV 11154 на основе моделирования распределений энергии в их спектрах в оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах. Модели атмосфер с дефицитом водорода рассчитывались по программе SAM12 в классическом приближении с учетом cпецифических источников непрозрачности в атмосферах звезд типа R CrB. Рассмотрено влияние дефицита водорода на теоретические звездные спектры. Полученные оценки эффективной температуры ES Aql, SV Sge, Z UMi и NSV 11154 лежат в диапазоне К. Cодержания углерода (C) в атмосферах ES Aql, SV Sge и Z UMi составляют 8.9–10.1, что соответствует характерным значениям [C/Fe] в атмосферах звезд типа R CrB. Содержания азота ниже значений, полученных другими авторами, и они значительно различаются от звезды к звезде. Средняя оценка [N/Fe] для трех указанных звезд ниже средней оценки [N/Fe] для известных теплых звезд типа R CrB на dex. Для атмосферы NSV 11154 получены аномально высокие значения и . Приближенные оценки согласуются с основанным на фотометрических наблюдениях выводом о том, что светимости холодных звезд типа R CrB ниже, чем теплых.

БАРСУКОВ Д.П., ГОГЛИЧИДЗЕ О.А., ЦЫГАН А.И. — 2013 г.

Рассматривается эволюция угла между магнитным моментом и осью вращения радиопульсаров с учетом наличия недипольности магнитного поля на поверхности нейтронной звезды и нейтронов в сверхтекучем состоянии в ее недрах. При этом предполагается, что полные потери углового момента пульсара представимы в виде суммы магнитодипольных и токовых потерь. Нейтронная звезда рассматривается как двухкомпонентная система, состоящая из заряженной компоненты (включающей в себя протоны и электроны ядра, а также жестко связанную с ними кору и нормальные нейтроны) и сверхтекучего ядра. Взаимодействие между компонентами осуществляется посредством рассеяния вырожденных электронов на замагниченных вихрях Фейнмана–Онзагера. Показано, что в случае отсутствия сверхтекучего ядра, несмотря на наличие устойчивых равновесных углов, скорость выхода на эти углы оказывается медленной настолько, что большинство пульсаров за время своей жизни не успевают существенно к ним приблизиться. Наличие сверхтекучих нейтронов приводит, во-первых, к ускорению эволюции угла наклона, и, во-вторых, к тому, что конечной стадией эволюции является либо ортогональное, либо соосное состояние. Предлагаемая модель лучше согласуется с наблюдениями в случае малых размеров сверхтекучих ядер.

БИСИКАЛО Д.В., ЖИЛКИН А.Г., УСТЮГОВ В.А. — 2013 г.

Исследованы характерные изменения структуры аккреционного диска в промежуточных полярах в зависимости от ориентации дипольного магнитного поля аккретора. Трехмерное численное моделирование проведено для семи значений угла наклона магнитной оси аккретора. Результаты расчетов показали, что в системе формируется область магнитосферы, а процесс аккреции носит колонковый характер. При этом воздействие магнитного поля приводит к отклонению внутренних частей диска вдоль магнитной оси аккретора. Наклонение магнитного поля существенно влияет на процессы переноса вещества в диске и процессы аккреции. Генерация тороидального магнитного поля, магнитное торможение и ориентация дипольного магнитного поля приводят к возникновению колебаний в темпе аккреции. Выявлена прямая зависимость между углом наклона и амплитудой колебаний, а также обратная зависимость между углом наклона и периодом этих колебаний.

ВЕРЕЩАГИН С.В., РЕВА В.Г., ЧУПИНА Н.В. — 2013 г.

Данные каталога Hipparcos использованы для изучения внутренней кинематики скопления Гиады. Отобраны звезды из состава скопления с точностью собственных движений и параллаксов не меньше 5 мсек.дуги/год и 3 мсек.дуги, соответственно. Методика исследования включала редукции собственных движений к центру скопления. Наличие корреляции между компонентом тангенциальной скорости и параллаксом свидетельствует о возможном вращении скопления вокруг собственной оси. Суммарный градиент скорости составляет км с пк . Ось вращения расположена на поверхности небесной сферы перпендикулярно направлению на апекс Гиад.

КРАСНОВ В.В., ЛЕХТ Е.Е., ТОЛМАЧЕВ А.М. — 2013 г.

Представлены результаты исследования мазерного излучения H O в в сложном комплексе активного звездообразования Sgr B2 в период 2005–2012 гг. Наблюдения проводились на 22-м телескопе Пущинской радиоастрономической обсерватории. Обнаружено 7 вспышек, потоки которых превышали 1000 Ян. Вспышки происходили во всех трех крупных очагах звездообразования в Sgr B2: N, M и S. Максимальные пиковые значения потоков составили 3200 Ян (60.9 км/с), 2350 Ян (69.4 км/с) и 7300 Ян (69.3 км/с) в областях N, M и S, соответственно. Последняя вспышка была самой сильной не только в области S, но и во всем комплексе Sgr B2 в течение всего мониторинга с 1982 по 2012 гг. Проведено возможное отождествление вспышек. Обнаружено высокоскоростное кратковременное излучение на скоростях 124–128 км/с. Излучение на скорости 127 км/с с потоком 23 Ян отождествлено с областью M. В источнике S зарегистрировано излучение на скоростях 80.6 и 84.6 км/с, т.е. на более высоких скоростях, чем наблюдалось ранее.

ФИЛИППОВ Б.П. — 2013 г.

Анализируется соотношение высоты солнечного волокна над фотосферой перед эрупцией 21 октября 2010 г. и критической высоты устойчивого равновесия магнитного жгута в корональном магнитном поле. Наблюдения космических обсерваторий SDO, SOHO и STEREO с различных точек зрения в пространстве дают возможность измерить эти параметры с высокой точностью. Показано, что высота волокна медленно возрастала в течение нескольких дней, и эрупция наступила, когда высота достигла критического значения 80 Мм.

ОБРИДКО В.Н., ШЕЛЬТИНГ Б.Д. — 2013 г.

Излагается новая концепция глобальных комплексов активности на Солнце, заключающаяся в объединении в рамках единого понятия объектов глобальных и локальных полей. Отмечается, что традиционно в течение многих лет комплексы активности определялись только на основе наблюдений активных областей. Показано, что глобальный комплекс включает в себя корональные дыры и активные области. Для анализа использовался большой набор данных наблюдений магнитного поля разных пространственных масштабов, наблюдения активных областей и магнитных полей аппаратурой SOHO MDI, наблюдения корональных дыр в ультрафиолетовом диапазоне. Показана общность эволюции корональных дыр и активных областей в едином комплексе. Обсуждается проблема связи полей разных масштабов в процессе генерации цикла.

ВАВРУХ М.В., СМЕРЕЧИНСКИЙ С.В. — 2013 г.

На основе уравнения механического равновесия в рамках 5-параметрической составной двухфазной модели, состоящий из изотермического ядра и невырожденной периферийной области, рассчитаны характеристики вырожденных карликов - радиус ядра, масса и энергия, толщина периферийного слоя звезды. Использовано точное уравнение состояния частично вырожденного идеального релятивистского электронного газа в ядре и политропное приближение для периферии. Решена обратная задача теории - по известным значениям масс, радиусов и светимостей наблюдаемых карликов спектрального класса DA определены параметры модели. Найдена область существования карликов на плоскости “температура ядра–параметр релятивизма в центре звезды”, построена зависимость “температура ядра–эффективная температура фотосферы”.

АКСЕНОВ А.Г., ЧЕЧЕТКИН В.М. — 2013 г.

Изучается слияние нейтронных звезд равной массы , движущихся на круговых орбитах. В качестве уравнения состояния выбраны вырожденные нейтроны, приводящие к уравнению состояния идеального газа. В начальной модели принимается нулевая температура, приводящая к политропе . Тесная двойная система в начальной модели строится с помощью метода самосогласованного поля для уменьшения времени расчета эволюции. В расчетах используется ньютоновская газовая динамика, однако реакция гравитационного излучения учитывается в постньютоновском приближении PN2.5, полученном с помощью ADM-формализма. Это позволяет использовать предыдущий опыт построения разностных схем годуновского типа высокого порядка точности, пригодных для сквозного расчета разрывных решений газовой динамики на неподвижной эйлеровой сетке. Для решения уравнений Пуассона используется оригинальный метод разложения по сферическим функциям. В результате трехмерного расчета получены параметры гравитационного сигнала. В районе максимума излучения возмущение метрики составляет см, максимум мощности - эрг/c, характерная частота излучения - кГц. Гравитационное излучение уносит энергию эрг. Эти параметры интересны как неотъемлемая часть гипотезы о ротационном механизме взрыва сверхновой, а также они представляют самостоятельный интерес для планирования экспериментов по регистрации гравитационных волн.