научный журнал по астрономии Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая астрофизика ISSN: 0320-0108

КОВАЛЬ В.В., КОВТЮХ В.В., МАРСАКОВ В.А., МИШЕНИНА Т.В. — 2013 г.

На основе созданного компилятивного каталога, содержащего для 221 классической цефеиды положения, скорости, возрасты и содержания девяти химических элементов, исследованы зависимости относительных содержаний -элементов, а также элементов быстрого и медленного нейтронных захватов от металличности, компонент пространственной скорости и галактоцентрического расстояния. Найдено, что относительные содержания всех элементов в цефеидах от скорости не зависят, но увеличиваются с увеличением галактоцентрического расстояния и уменьшаются с увеличением металличности, как у карликов и гигантов тонкого диска. Однако у цефеид зависимость [ /Fe] от [Fe/H] лежит ниже, а зависимости [ /Fe] от [Fe/H] и [ /Fe] от [Fe/H] - выше, чем аналогичные последовательности у карликов и гигантов. Выдвинуто предположение, что после достижения в межзвездной среде тонкого диска примерно солнечной металличности самые массивные звезды перестали вспыхивать как сверхновые второго типа, которые в основном и обогащали межзвездную среду -элементами. В итоге в следующих поколениях звезд образовался дефицит относительных содержаний -элементов, а также небольшой избыток элементов r-процесса, которые выбрасываются в межзвездную среду менее массивными (8–10 ) сверхновыми второго типа. Избыток в цефеидах элементов -процесса можно объяснить тем, что часть -элементов производилась в слабом компоненте -процесса в недрах массивных звезд, которые, возможно, и без взрыва могут сбрасывать верхние части своих оболочек подобно звездам асимптотической ветви гигантов. И поскольку такие массивные звезды, взрываясь как сверхновые второго типа, обогащали межзвездную среду также и значительным количеством атомов железа, то при их отсутствии отношения [ /Fe] (как и [ /Fe]) у следующих поколений звезд должны получиться выше.

ВОЩИННИКОВ Н.В., ДАС Х.К., ИЛЬИН В.Б., ЯКОВЛЕВ И.С. — 2013 г.

Выполнена количественная интерпретация наблюдаемой зависимости между параметрами кривой межзвездной линейной поляризации: шириной, характеризуемой параметром , и положением длины волн , соответствующей максимуму поляризации. Рассматривалось 57 звезд, расположенных в четырех темных облаках с признаками звездообразования: в Тельце, в Хамелеоне, около звезд Змееносца и R Южной Короны. При моделировании использовалась модель сфероидальных пылинок, примененная ранее для совместной интерпретации кривых межзвездного поглощения и поляризации в широком диапазоне длин волн. Показано, что наблюдаемый тренд , скорее всего, связан с ростом пылевых частиц вследствие коагуляции, а не аккреции. Обсуждается связь параметров кривой межзвездной поляризации и со средним размером пылевых частиц.

ЕСИПОВ В.Ф., ТАРАСОВА Т.Н., ТАТАРНИКОВ А.М., ТАТАРНИКОВА А.А. — 2013 г.

Приводятся результаты спектральных наблюдений классической симбиотической звезды V1413 Aql, проводившихся в 2008–2011 гг. Рассматриваются различные состояния горячего компонента: почти спокойное состояние 2008 г., очень медленное начало вспышки в 2009 г., максимум вспышки в 2010 г., постепенное падение блеска вспыхнувшего горячего компонента в 2011 г. Установлено, что в 2008 г. по спектральному критерию система находилась в спокойном состоянии. Продемонстрировано, что параметры горячего компонента во время вспышки могут быть определены только при моделировании разностей спектров, полученных на разных фазах затмения. Показано, что в максимуме вспышки активный горячий компонент V1413 Aql имел рекордно поздний (для симбиотической звезды) спектральный класс K2. На различных этапах нового цикла активности распределение энергии в континууме моделировалось в рамках стандартной трехкомпонентной модели, модели, включающей стандартный аккреционный диск и красный гигант, а также модели, включающей сверхгигант (различных спектральных классов) и красный гигант. Определены параметры компонентов системы.

КЛОЧКОВА В.Г., ТАВОЛЖАНСКАЯ Н.С., УСЕНКО И.А. — 2013 г.

Новая серия из 16 спектров с высоким разрешением для малоамплитудной цефеиды SU Cas, полученных в 2007–2009 годах, позволила определить ее параметры атмосферы ( K; ; км с ) и измерить лучевые скорости. Значения последних были добавлены в общий список лучевых скоростей (375 оценок), полученных за последние девяносто лет. Используя частотный анализ, мы уточнили пульсационный и орбитальные периоды цефеиды. Помимо известного основного пульсационного периода , обнаружено возможное присутствие второго периода . Их отношение, равное 0.96, позволяет заподозрить существование нерадиальных пульсаций в атмосфере цефеиды. По данным фотоэлектрической фотометрии за последние 60 лет показано, что эффективная температура испытывает циклические вековые изменения величиной K с неустановленным периодом. Усредненная оценка K по данным фотометрии хорошо согласуется с нашей оценкой эффективной температуры по спектральным данным. Изменения среднего показателя цвета, эффективной температуры и -скорости (за 90 лет наблюдений) указывает на возможное орбитальное движение известного горячего спутника с наиболее вероятными периодами в , и . Содержания химических элементов в атмосфере SU Cas подтверждают вывод о том, что эта цефеида является типичным желтым сверхгигантом, прошедшим фазу “первого перемешивания”. Наша оценка дает для нее радиус в 32 и расстояние в 455 пс, что не согласуется с ее приналежностью к рассеянному скоплению Alessi 95. Вопрос о пульсационной моде SU Cas остается открытым.

БЕРДНИКОВ Л.Н., КНЯЗЕВ А.Ю., КРАВЦОВ В.В., УСЕНКО И.А., ФОКИН А.Б. — 2013 г.

Эта статья является очередной из цикла наших работ по определению параметров атмосфер и химического состава цефеид южного полушария. Здесь представлены результаты изучения шести ярких цефеид: V Cen, V737 Cen, BB Sgr, W Sgr, X Sgr, и Y Sgr. Мы изучили 14 спектров высокого разрешения, полученных на 1.9-м телескопе Южноафриканской Астрономической Обсерватории. Наряду с определением химсостава и параметров атмосфер для данных звезд мы отмечаем и обсуждаем ряд особенностей в спектрах отдельных цефеид. В частности, у W Sgr обнаружена эмиссия в ядрах линий H и H вблизи максимума блеска, а X Sgr демонстрирует расщепление линий поглощения металлов на отдельные компоненты при неизменности водородных линий. Эти пекулярности могут быть объяснены различными проявлениями ударных волн в атмосферах цефеид, а также наличием околозвездной оболочки у X Sgr и W Sgr. Оценки химсостава впервые получены для V737 Cen, BB Sgr и X Sgr. В целом, у всех объектов оценки содержания -элементов, элементов Fe-группы, - и -процессов, близки к таковым у Солнца, содержание углерода в дефиците, близкое к солнечному содержание кислорода, у “нечетных” элементов, - Na и Al (кроме X Sgr), - в избытке, магний в дефиците у V Cen и X Sgr, и в избытке у остальных объектов. Такой химический состав типичен для желтых сверхгигантов, прошедших фазу “первого перемешивания”.

БУРЛАК М.А., КНЯЗЕВ А.Ю. — 2013 г.

Представлены результаты спектральных наблюдений четырех планетарных туманностей с эмиссионными центральными звездами разных спектральных классов: Cn 1-5, Pe 1-1, NGC 5873, M 1-19. Для всех туманностей определено межзвездное поглощение света, физические условия ( ) и содержания некоторых элементов (He, N, O, Ne, S, Ar, Cl). Показано, что туманность Cn 1-5, имеющая достаточно высокие содержания гелия и азота, принадлежит к ПТ I типа. Обнаружена возможная переменность интенсивностей эмиссионных линий низкого возбуждения у NGC 5873, которая может быть связана с вариациями звездного ветра центральной звезды. Измеренные отношения содержаний -элементов (S/O, Ne/O, Ar/O, Cl/O) хорошо согласуются с типичными величинами, характерными для областей HII.

БЛИННИКОВ С.И., ДОЛГОВ А.Д., САБУРОВА А.С., ЩЕЛКАНОВА Г.A. — 2013 г.

Проведено сравнение наблюдаемых кривых вращения четырех галактик низкой поверхностной яркости с предсказаниями трех моделей распределения темной материи с различной степенью сингулярности в центре или без нее. Вопреки утверждениям в литературе, результаты подбора оптимальных параметров (темного гало, балджа и диска) методом наименьших квадратов с использованием распределения хи-квадрат пока не позволяют говорить об однозначном предпочтении для какой-либо одной из моделей. Для двух из четырех галактик наивысшими уровнями значимости обладает модель NFW, а для двух других - модель Буркерта. В то же время использование модели NFW в последних двух случаях приводит к оценке поверхностной плотности дисков, близкой к фотометрической, что может говорить о большей реалистичности этих моделей. В работе использовались также оценки поверхностной плотности дисков, полученные на основе критерия их маржинальной гравитационной устойчивости. Диски рассматриваемых галактик, возможно, перегреты, поскольку моделирование с использованием этих оценок дает большие значения отклонений модельных кривых вращения от наблюдаемых по сравнению с вариантом, в котором поверхностная плотность считалась свободным параметром. Использование оценок поверхностной плотности дисков, основанных на критерии маржинальной гравитационной устойчивости, не меняет предпочтения в выборе вида профиля плотности темной материи в рассмотренных галактиках, по сравнению с вариантом со “свободным диском”.

БЕЛОВ И.Ю., БЕЛОВА А.И., БИКМАЕВ И.Ф., ЖУКОВ Г.В., САХИБУЛЛИН Н.А., СЕНЬЕ Д.С., СУЛЕЙМАНОВ В.Ф., ХАМИТОВ И.М. — 2013 г.

Представлены результаты фотометрических наблюдений яркой катаклизмической переменной TT Ari с орбитальным периодом 0.13755 дня. Наблюдения с помощью ПЗС-матрицы выполнены на российско-турецком телескопе РТТ-150 в 2001, 2004 гг. (13 ночей), и многоцветные фотоэлектрические наблюдения этой системы сделаны на телескопе САО РАН Цейсс-600 в 1994–1995 гг. (6 ночей). В эпоху 1994–1995 гг. фотометрический период системы был меньше орбитального ( и ), а в 2001, 2004 гг. превышал его ( и ). В колебаниях блеска в 1995 г. найден дополнительный период, превышающий орбитальный ( ). Он был интерпретирован как соответствующий прецессии эллиптического диска в направлении орбитального движения. В эпоху 1994 г. переменность в показателях цвета происходит с периодами, близкими к орбитальному ( , ), и к периоду, вероятно, связанному с прецессией эллиптического диска ( , ). Подтверждено, что в эпохи изменения блеска системы с периодами короче орбитального переменность блеска TT Ari на временах порядка 20 мин сильнее, чем в эпохи преобладания длинных фотометрических периодов. В целом переменность системы характеризуется как “красный” шум с повышенной амплитудой переменности на характерных временах порядка 10–40 мин.

ТИХОНОВ Н.А. — 2013 г.

На основе архивных снимков космического телескопа Хаббла с камерой ACS/WFC проведена звездная фотометрия восьми карликовых галактик разных типов (Irr, S0, E), имеющих на своих диаграммах Герцшпрунга–Рассела населенную горизонтальную ветвь. В этих галактиках выделены вероятные звезды типа RR Lyr и построено распределение их численной плотности вдоль малых осей галактик. Для сравнения аналогичные распределения построены для красных гигантов этих же галактик. Во всех случаях размер подсистемы звезд RR Lyr превосходит размер подсистемы в среднем более молодых звезд - красных гигантов. Полученные результаты согласуются с высказанной нами ранее гипотезой о расширении звездных подсистем карликовых галактик.

ЗАЙЦЕВ В.В., МЕЛЬНИКОВ В.Ф., СТЕПАНОВ А.В. — 2013 г.

Рассмотрен плазменный механизм субтерагерцового излучения солнечных вспышек и определены условия его реализации в солнечной атмосфере. Предполагается, что источник локализован в хромосферных основаниях корональных магнитных петель, где электронная концентрация должна достигать значений см . Для этого необходим прогрев хромосферы на высотах км до корональных температур, что обеспечивает высокую степень ионизации, требуемую для ленгмюровских частот –400 ГГц, и уменьшает тормозное поглощение субтерагерцового излучения при выходе из источника. Порог возбуждения плазменных волн для электронно-ионных столкновений налагает ограничение на нижний предел концентрации энергичных электронов в источнике см . При этом предпочтительной оказывается генерация излучения на гармонике плазменной частоты , а не на основном тоне. Показано, что ускорение электронов и нагрев плазмы в источнике субтерагерцового излучения могут реализоваться при развитии в хромосферных основаниях вспышечной петли баллонной моды желобковой неустойчивости. Желобковая неустойчивость приводит к проникновению внешней хромосферной плазмы внутрь петли и вызывает генерацию индукционного электрического поля, эффективно ускоряющего электроны и приводящего к нагреву хромосферы in situ. Показано, что возникающее при этом ультрафиолетовое излучение прогретой хромосферы не превышает уровня, наблюдаемого во время вспышек.

ЗИМОВЕЦ И.В., КУЗНЕЦОВ С.А., СТРУМИНСКИЙ А.Б. — 2013 г.

Анализ наблюдательных данных, полученных с высоким угловым разрешением в диапазонах вакуумного ультрафиолетового ( , TRACE) и жесткого рентгеновского ( , RHESSI) излучения в некоторых вспышках, ранее считавшихся “однопетлевыми”, показывает, что они таковыми не являются. Толстые одиночные петли диаметром , наблюдаемые в микроволновом диапазоне с угловым разрешением (NoRH), в действительности представляют собой аркады более тонких петель диаметром менее . В этом случае наблюдавшиеся квазипериодические пульсации микроволнового излучения являются не следствием колебаний уединенной толстой петли, как обычно предполагается, а результатом последовательного вовлечения множества относительно более тонких петель в процесс вспышечного энерговыделения. Установленные факты накладывают существенные ограничения на модели генерации пульсаций во вспышках.

БЕРЕЖКО Е.Г., ТАНЕЕВ С.Н. — 2013 г.

Исследуется процесс ускорения солнечных космических лучей (СКЛ) ударными волнами, порождаемыми корональными выбросами вещества, с учетом генерации альвеновских волн ускоренными частицами. Выполнены детальные численные расчеты спектров СКЛ, формируемых при распространении ударных волн в короне Солнца, в рамках квазилинейного подхода с использованием реалистического набора физических параметров короны. Показано, что результирующий энергетический спектр СКЛ включает в себя степенной участок с показателем , заканчивающийся экспоненциальным хвостом. Максимальная энергия СКЛ лежит в пределах ГэВ в зависимости от величины скорости ударной волны км/с. Снижение величины альвеновского числа Маха ударной волны, обусловленное ростом альвеновской скорости с гелиоцентрическим расстоянием , приводит к тому, что эффективное ускорение СКЛ заканчивается при достижении ударной волной размера . При этом скорость диффузионного распространения СКЛ начинает превышать скорость ударной волны, вследствие чего частицы СКЛ интенсивно покидают окрестность ударной волны. Самосогласованная генерация альвеновских волн ускоренными частицами сопровождается смягчением спектра частиц и ростом их предельной энергии. Сопоставление результатов расчета потоков СКЛ, ожидаемых у орбиты Земли, с имеющимися экспериментальными данными показало, что теория объясняет основные наблюдаемые особенности.

КОЧУХОВ О.П., РЯБЧИКОВА Т.А., ТИТАРЕНКО А.Р., ЦЫМБАЛ В.В. — 2013 г.

Представлены результаты изучения химического состава атмосферы и эволюционного статуса химически пекулярной Ap-звезды HD 138633. В отличие от обычных Ap-звезд, которые показывают сильные линии редкоземельных элементов в спектрах, в спектре HD 138633 эти элементы представлены крайне слабо. Оценка магнитного поля дает значение менее 700 Гс, что также не характерно для пекулярных звезд класса Ap. В атмосфере HD 138633 была обнаружена стратификация таких элементов, как Fe, Si, Ca, Y, характер которой качественно согласуется с предсказаниями теории диффузионного разделения элементов под совместным действием сил гравитации и радиационного давления. Неоднородное распределение, полученное в предположении ступенчатого распределения элементов по глубине, качественно согласуется со стратификационным распределением для CrB. Поиск пульсаций указывает на возможное наличие пульсаций низкой амплитуды с периодом около 17 мин.

ПОРОШИНА А.Л. — 2013 г.

Эфемериды спутников больших планет необходимы при планировании полетов космических аппаратов как для исследования самих спутников, так и для навигационного обеспечения при полетах космических аппаратов в окрестности планет. Кроме того, точные численные теории движения естественных спутников больших планет дают возможность повысить точность эфемерид их центральных планет по позиционным (фотографическим и ПЗС) наблюдениям спутников. Представлены численные теории спутников Нептуна–Тритона и Нереиды, построенные в рамках программного пакета ЭРА, разработанного в Институте прикладной астрономии РАН.

ФАДЕЕВ Ю.А. — 2013 г.

На основе расчетов звездной эволюции и самосогласованного решения уравнений радиационной гидродинамики и турбулентной конвекции исследуется возникновение радиальных пульсаций в красных сверхгигантах Магеллановых Облаков. Показано, что звезды с начальной массой и начальным химическим составом , после превращения в красный сверхгигант на стадии термоядерного горения гелия становятся неустойчивыми относительно колебаний в фундаментальной моде с периодами от 17 до 1200 сут. Трехкратное изменение скорости потери массы на стадии красного сверхгиганта незначительно влияет на вид соотношения период–светимость, тогда как зависимость от содержания металлов определяется соотношением . Низкое содержание металлов в красных сверхгигантах Магеллановых Облаков является причиной их более высокой эффективной температуры по сравнению с галактическими красными сверхгигантами и значительно меньших эволюционных изменений радиуса в течение термоядерного горения гелия. По этой причине на диаграмме период–масса красные сверхгиганты Магеллановых Облаков концентрируются в пределах полосы шириной . Неопределенность оценки массы красного сверхгиганта по величине периода пульсаций с помощью соотношения период–масса составляет около .

ФАДЕЕВ Ю.А. — 2013 г.

На основе расчетов звездной эволюции и нелинейных звездных пульсаций получены теоретические оценки скорости изменения периодов пульсаций цефеид БМО с начальным химическим составом , , начальными значениями массы и периодами пульсаций от 2.2 до 29 сут. Рассмотренные гидродинамические модели цефеид соответствуют эволюционной стадии термоядерного горения гелия в ядре. Показано, что при пересечении эволюционным треком полосы пульсационной неустойчивости цефеид на диаграмме ГР период радиальных пульсаций является квадратичной функцией времени эволюции звезды как для фундаментальной моды, так и для первого обертона. Пульсации цефеид с начальной массой происходят в фундаментальной моде, а скорость изменения периода претерпевает приблизительно двукратное изменение при обоих пересечениях полосы пульсационной неустойчивости. На диаграмме период–скорость изменения периода значения и концентрируются в пределах полос, наклон и полуширина которых определяются направлением перемещения цефеиды на диаграмме ГР и модой колебаний. При колебаниях в фундаментальной моде полуширина полосы составляет для первого пересечения полосы неустойчивости и для второго пересечения. Сравнение результатов расчетов с наблюдениями было проведено с использованием данных о приблизительно 700 цефеидах БМО. В пределах существующих неопределенностей наблюдательных оценок теоретические зависимости скорости изменения периода от величины периода пульсаций находятся в хорошем согласии с наблюдениями.

АНДЕРСОН Э., ФРЭНСИС Ч. — 2012 г.

Ввиду отсутствия полных данных о кинематике до сих пор не было возможности получить точные списки звезд-членов для всех движущихся групп. Не решен вопрос о видимом несоответствии расстояния Плеяд, найденного по параллаксу Hipparcos. Целью работы было составить улучшенные списки кандидатов для скоплений и ассоциаций среди звезд, представленных в каталоге Hipparcos, определить расстояния и выяснить вопрос с аномалией расстояния до Плеяд. Использована 6-мерная процедура подбора для отождествления кандидатов и построены диаграммы “цвет–величина” для 20 ближайших групп. Для всех групп рассчитано среднее расстояние на основании параллаксов. Составлены списки звезд-кандидатов и рассчитаны расстояния по параллаксам для 42 скоплений и 45 ассоциаций, представленных в каталоге Hipparcos. Для наиболее важных скоплений найдено согласие между расстояниями, найденными по параллаксу, и фотометрическими расстояниями. Для одиночных звезд в Плеядах найдено среднее расстояние по параллаксу пк и фотометрическое расстояние пк, прокалиброванное по близким группам звезд сходного возраста и химического состава. Результат не дает оснований для сомнений в базе данных Hipparcos или в теории эволюции звезд.

АНДЕРСОН Э., ФРЭНСИС Ч. — 2012 г.

Представлена расширенная компилятивная версия каталога Hipparcos (XHIP) – база данных, содержащая все звезды из новой редукции каталога Hipparcos, с многочисленными перекрестными ссылками на данные из широкой выборки существующих в настоящее время источников информации. В полученной версии звездам каталога Hipparcos однозначно поставлены в соответствие 116096 спектральных классификаций, 46392 лучевых скоростей и 18549 приведенных в единую систему индексов содержания железа [Fe/H]. Включены также классификация звезд из базы данных SIMBAD, указания на двойственность или кратность из каталога CCDM или WDS, возрасты звезд из Третьего Женевско-копенгагенского обзора, дополнительные фотометрические данные из каталога 2MASS и из SIMBAD, а также идентификации со звездами, имеющими выявленные экзопланеты. Для кинематически полной подвыборки вычислены параметры сближений с Солнцем и галактические орбиты. Найдено, что кинематическое смещение является минимальным. Наш компилятивный каталог размещен в Страсбургском центре астрономических данных (каталог V/137).

ДЕМИЧЕВ В.А., ИПАТОВ А.В., МАТВЕЕНКО Л.И., МЕЛЬНИКОВ А.Е., СУРКИС И.Ф. — 2012 г.

Проведены поляризационные измерения активной области в Орионе КЛ в Н О мазерном излучении на радиоинтерферометре Светлое-Зеленчукская в эпоху 2011–2012 гг. Определена структура биполярного потока и параметры поляризационного излучения. В профиле линии преобладает излучение компонент км/с и км/с, относительный вклад первой составляющей возрос. Скорость области эжектора биполярного потока практически равна местной системе покоя км/с, а удаленной компоненты км/с. Излучение биполярного потока наблюдается на расстоянии до 11 мсек. дуги от эжектора. Его поперечное сечение не превышает 0.3 мсек. дуги. Ориентация потока в картинной плоскости равна –37 . Составляющие скоростей потоков по лучу зрения отличаются на км/с. Уровень поляризованного излучения биполярного потока достигает и удаленной компоненты .

ГЕРАСИМОВА С.К., ГОЛОЛОБОВ П.Ю., КРИВОШАПКИН П.А., КРЫМСКИЙ Г.Ф. — 2012 г.

Поведение интенсивности и анизотропии космических лучей в окрестности нейтральной поверхности межпланетного магнитного поля изучалось в моменты пересечения секторных границ. Обнаруженные закономерности указывают на наличие северо-южной асимметрии межпланетного магнитного поля, обусловленной систематическим смещением в южное полушарие его нейтральной поверхности.