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

Архив научных статейиз журнала «Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая астрофизика»

  • ПОИСК КАТАКЛИЗМИЧЕСКИХ ПЕРЕМЕННЫХ ПО ДАННЫМ РЕНТГЕНОВСКОГО ОБЗОРА НЕБА 400D

    БУРЕНИН Р.А., ВОРОБЬЕВ В.С., МЕЩЕРЯКОВ А.В., ПАВЛИНСКИЙ М.Н., РЕВНИВЦЕВ М.Г., ТКАЧЕНКО А.Ю. — 2015 г.

    В работе излагаются первые результаты поиска катаклизмических переменных среди точечных рентгеновских источников, обнаруженных в части обзора неба площадью 400 кв. градусов, выполненного по данным телескопа ROSAT (400d), для которой имеются также фотометрические данные Слоановского обзора неба. Необходимые оптические наблюдения кандидатов в катаклизмические переменные проводились на российско-турецком 1.5-м телескопе (РТТ-150). Показано, что один из четырех исследованных объектов (400D J0019126+220733) является катаклизмической переменной, два - квазарами на красном смещении , природа одного объекта остается невыясненной, однако мы можем исключить его из списка возможных кандидатов в катаклизмические переменные: его спектр не содержит характерных эмиссионных особенностей.

  • ПУЛЬСАР PSR J0348–0432 И СТРАННЫЕ ЗВЕЗДЫ

    ВАРТАНЯН Ю.Л., ГРИГОРЯН А.К., ШАГИНЯН А.А. — 2015 г.

    Определены возможные ограничения на уравнение состояния сверхплотного барионного вещества, к которым приводит точное измерение массы двойного радиопульсара PSR J0348–0432 ( ). В данной работе для странной кварковой материи SQM использована модель мешка, в которой переход к состоянию SQM происходит при плотности энергии, не превышающей удвоенную плотность в атомных ядрах. Поэтому на кривой зависимости массы равновесных сверхплотных конфигураций от центральной плотности энергии (кривая нейтронные звезды малой массы и конфигурации, состоящие из SQM, образуют по центральной плотности одно семейство. Определены наборы трех феноменологических постоянных мешка ( — давления вакуума, — постоянной кварк-глюонного взаимодействия, — массы странного кварка), использование которых в уравнении состояния SQM приводит к максимальным массам равновесных конфигураций, которые больше 2.01 ( ). Для таких уравнений состояния для конфигураций с и вычислены в зависимости от центральной плотности энергии значения массы, радиуса, полного числа барионов, красного смещения с поверхности звезды. При этом оказывается, что если для константы кварк–глюонного взаимодействия , по которой идет разложение в теории возмущения при определении термодинамических потенциалов ( , , ) ограничиться значениями , то согласно полученным уравнениям состояния вышеупомянутый пульсар может быть возможным кандидатом в странные звезды.

  • РЕЗОНАНСЫ В ТВЕРДОТЕЛЬНЫХ ПРИЛИВАХ ЗЕМЛИ ПО ДАННЫМ РСДБ-НАБЛЮДЕНИЙ

    ГУБАНОВ В.С., КУРДУБОВ С.Л. — 2015 г.

    Настоящая работа относится к области поисковых исследований, направленных на отыскание весьма тонких особенностей приливных деформаций Земли, находящихся на пределе возможностей современных астрономо-геодезических наблюдений. На основе анализа практически всех доступных РСДБ-наблюдений, выполненных по геодезическим программам Международной службы IVS (International VLBI Service) за 1980–2014 гг., впервые получены поправки теоретических значений комплексных и частотнозависимых приливных параметров (чисел Лява/Шида). Их зависимость от частоты возникает вследствие резонансов, обусловленных обратными свободными колебаниями (нутацией) жидкого ядра Земли RFCN (Retrograde Free Core Nutation). Полученные результаты, в основном, подтверждают высокую точность теории земных приливов, изложенной в современном Международном астрономо-геодезическом стандарте IERS Conventions (2010). Однако для некоторых гармоник лунно-солнечного приливообразующего потенциала найдены значимые поправки. Так, поправка вещественной части числа Лява для волны с частотой 1 cpsd оказалась равной , что может указывать на существование более глубокого, чем предсказано теорией, резонанса в области суточных приливов.

  • РЕЗУЛЬТАТЫ ДОЛГОВРЕМЕННОГО МОНИТОРИНГА КРАТНОЙ СИСТЕМЫ SZ CAM

    ГОРДА С.Ю. — 2015 г.

    Приводятся результаты обработки фотометрических и спектральных наблюдений затменной двойной SZ Cam, полученных на телескопах астрономической обсерватории Уральского федерального университета и САО РАН в 1996–2014 гг. На основе данных 11-летнего фотометрического мониторинга SZ Cam получены новые значения элементов фотометрической орбиты и параметров компонентов. Обнаружены малоамплитудные периодические изменения блеска SZ Cam, возможно связанные с эффектом эллипсоидальньности компонентов спектрально-двойного третьего тела. На основе данных из литературы и новых спектральных данных, полученных автором, найдены новые значения отношения масс и параметров кривых лучевых скоростей компонентов км/с, км/с, км/с. Найдены оценки масс компонентов , . Получены новые значения световых элементов и параметров кривой лучевых скоростей третьего тела км/с, км/с. Уточнено значение периода взаимной орбиты SZ Cam и третьего тела г.

  • СВЯЗЬ МЕЖДУ ПОЯВЛЕНИЕМ ИСТОЧНИКОВ -ИЗЛУЧЕНИЯ И УДАРНОЙ ЛИНЕЙНОЙ ПОЛЯРИЗАЦИЕЙ ЛИНИИ Н ВО ВСПЫШКЕ 23 ИЮЛЯ 2002 ГОДА

    ФИРСТОВА Н.М. — 2015 г.

    При спектро-поляриметрических наблюдениях на Большом солнечном вакуумном телескопе вспышки балла 2В/4.8Х 23 июля 2002 г. нами в южной ленте была обнаружена ударная линейная поляризация. Максимальная поляризация превысила 10 . В целом поляризация наблюдалась только в течение 6 мин из почти 2 ч наблюдений этой вспышки. Профили линии Н имели в это время глубокое самообращение в центре. В настоящей работе проведено сопоставление наблюденной на БСВТ с данными Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI), где впервые были получены местоположения -излучения. При точном сопоставлении выяснилось, что эффекты в линии Н наблюдались на участке <10, который был расположен между двумя рентгеновскими источниками в южной ленте. В этом же месте, по данным RHESSI, наблюдался источник -излучения, обусловленный потоком высокоэнергичных ( 1 МэВ) электронов. События в короне и в верхней хромосфере совпадают с наблюденными эффектами в линии Н также и по времени. В работе делается предположение, что два рентгеновских источника представляют собой общее основание южной ветви петли, раздвоенное из-за высыпания высокоэнергичных электронов. Предполагается, что внедрение этих электронов в плотные слои хромосферы могло привести к ударной поляризации и провалу интенсивности в линии Н в южной ленте вспышки в отличие от северной ленты, где наблюдался типичный источник жесткого рентгена с энергией 20–120 кэВ, самообращение в центре линии Н и поляризация отсутствовали.

  • СЕМЕЙСТВО СФЕРИЧЕСКИХ МОДЕЛЕЙ С ОСОБЫМИ ГРАВИТАЦИОННЫМИ СВОЙСТВАМИ

    КОНДРАТЬЕВ Б.П. — 2015 г.

    Разработан новый метод изучения структурных и гравитационных свойств сферических систем, основанный на анализе отношения потенциалов подсистем и оболочек. Впервые доказано, что гравитационный вириал подсистемы без учета влияния внешней оболочки равен удвоенной работе по “распылению” вещества подсистемы на бесконечность. Построен класс сферических моделей, в которых: 1) отношение вклада в потенциал в точке от сферической подсистемы ко вкладу от верхней оболочки не зависит от радиуса и равно постоянной ; 2) для сферической подсистемы отношение гравитационной энергии к величине не зависит от ; 3) модели описываются степенным законом плотности и потенциала . Найдены выражения гравитационной энергии и вириала для подсистемы. Подробно рассмотрен предельный случай , когда в любой пробной точке потенциал подсистемы в точности равен потенциалу от внешней оболочки, а величина эквивалентна ее гравитационной энергии . Результаты дополняют классическую теорию потенциала. Обсуждается вопрос о применении моделей к сверхплотному звездному скоплению в центре Млечного Пути.

  • СИМБИОТИЧЕСКИЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ В ГАЛАКТИКЕ

    КУРАНОВ А.Г., ПОСТНОВ К.А. — 2015 г.

    Методом популяционного синтеза изучается эволюция симбиотических рентгеновских двойных в Галактике. Показано, что учет нестационарности режима квази-сферической дозвуковой аккреции из звездного ветра гиганта на медленно вращающиеся нейтронные звезды в этих источниках позволяет описать их наблюдаемое положение на диаграмме период вращения нейтронной звезды - рентгеновская светимость в широком диапазоне параметров звездного ветра. Полученные распределения источников по орбитальным периодам, периодам вращения нейтронных звезд и рентгеновским светимостям могут быть использованы при анализе данных наблюдений галактических источников в диапазоне светимостей эрг/с в планирующемся обзоре всего неба СРГ/eROSITA.

  • СИСТЕМАТИЧЕСКИЕ РАЗНОСТИ ПОЛОЖЕНИЙ И СОБСТВЕННЫХ ДВИЖЕНИЙ ЗВЕЗД КАТАЛОГОВ PPMXL И UCAC4

    ВИТЯЗЕВ В.В., ЦВЕТКОВ А.С. — 2015 г.

    Произведено сравнение каталогов PPMXL и UCAC4 посредством представления разностей координат и собственных движений звезд в виде разложений по векторным ортогональным функциям с учетом уравнения яркости. C помощью процедуры идентификации звезд в полосе (фотометрическая система 2MASS) был составлен список из 41 316 676 общих звезд. Средние значения разностей положений и собственных движений звезд были отнесены к центрам 1200 площадок разбиения сферы методом HealPix. Эти данные были сформированы в экваториальной системе координат для звезд, принадлежащих 12 интервалам звездных величин в полосе шириной для средних значений от до . Для каждой выборки звезд была произведена аппроксимация разностей с помощью векторных сферических функций. Для выделения сигнала из шума предложен новый статистический критерий, ориентированный на использование пикселизации данных по схеме HealPix и позволяющий определять значимость всех гармоник, доступных для реализации на используемой схеме пикселизации. Впервые в методе векторных сферических функций предложен аналитический способ учета уравнения блеска, т.е. сформирована новая модель систематических разностей, основанная на системе базисных функций, представляющих собой произведение векторных сферических функций и полиномов Лежандра. Изучено влияние уравнения яркости на определение взаимной ориентации и вращения систем отсчета PPMXL и UCAC4. Установлено, что экстремальные значения систематических разностей координат не превосходят по модулю величины 20 мсек. дуги, а для собственных движений — значения 4 мсек. дуги/год. Показано, что наибольшие отличия каталогов PPMXL и UCAC4 объясняются их случайными, а не систематическими ошибками.

  • СПЕКТРАЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ПОЛЯРА BS TRI

    БОРИСОВ Н.В., ГАБДЕЕВ М.М., КАТЫШЕВА Н.А., ШИМАНСКИЙ В.В., ШУГАРОВ С.Ю. — 2015 г.

    Выполнен анализ спектров катаклизмической переменной BS Tri, полученных в сентябре 2011 г. и августе 2012 г. на 6-м телескопе БТА САО РАН. Спектры объекта показывают плоский континуум с наложением сильных эмиссионных линий водорода серии Бальмера, нейтрального и ионизованного гелия. Анализ профилей линий показал, что они состоят из нескольких компонент, которые формируются в аккреционной структуре и на облученной поверхности красного карлика. Измеренные лучевые скорости одной из компонент линии, формирующейся в пятне на поверхности красного карлика, позволили оценить параметры системы , , , . Доплеровские карты, построенные по эмиссионным линиям, показали отсутствие дисковой аккреции, что определяет систему как поляр.

  • СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ЖЕЛТЫХ СВЕРХГИГАНТОВ В РАССЕЯННОМ СКОПЛЕНИИ NGC 129

    УСЕНКО И.А. — 2015 г.

    Спектральные исследования трех желтых сверхгигантов в рассеянном скоплении NGC 129 - классической цефеиды DL Cas, SAO 21450 и SAO 21482 - были выполнены по спектрам с высоким разрешением. Для двух непеременных сверхгигантов скопления были впервые определены параметры атмосферы и химический состав. SAO 21450 ( K; ; км с ) имеет близкое к солнечному содержание ключевых элементов эволюции желтых сверхгигантов: CNO, Na, Mg и Al; тогда как у SAO 21482 ( K; ; км с ) наблюдается избыток углерода ( ) и алюминия, и близкие к солнечному содержания N, O, Na и Mg. У цефеиды DL Cas содержание ключевых элементов типично для объекта, прошедшего стадию первого перемешивания, дефицит C, избыток N и Na, близкие к солнечнму содержания O, Mg и Al. У всех объектов содержание , -элементов, элементов Fe-группы, элементов r- и s-процессов практически одинаковы и близки к солнечному. Измеренные по линиям поглощения металлов лучевые скорости SAO 21482 подтвердили его членство в NGC 129. Ножевидная форма профилей водородных линий H и H , у SAO 21482, асимметрия линии Mg Ib 5183.618 A у SAO 21482 и DL Cas, а также линий поглощения нейтральных атомов и ионов линий металлов у цефеиды предполагают наличие у них протяженной газовой оболочки. Положение объектов на диаграмме среди треков эволюционных масс объектов показывает, что: 1) основной компонент SAO 21450 имеет массу в 6.6 , приближается впервые к голубой границе полосы нестабильности цефеид (ПНЦ), а его спутник возможного спектрального класса имеет массу в 4.8 ; 2) DL Cas находится на пути ее третьего пересечения ПНЦ с массой в 5.8 и потеряла около 1.5 после стадии первого перемешивания; 3) SAO 21482 с массой не более 7.3 прошла красную границу ПНЦ и, вероятно, выходит на асимптотическую ветвь. Теоретические оценки содержаний CNO-элементов по эволюционным трекам примерно совпадают с наблюдаемыми, а оценки возраста сверхгигантов близки к среднему значению возраста скопления в лет.

  • СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ТРЕХ ЦЕФЕИД С ВЫСОКИМИ ПОЗИТИВНЫМИ ЗНАЧЕНИЯМИ ПРИРАЩЕНИЯ ПУЛЬСАЦИОННОГО ПЕРИОДА: SZ CAS, BY CAS И RU SCT

    КЛОЧКОВА В.Г., УСЕНКО И.А. — 2015 г.

    Три спектра высокого разрешения были получены в разное время на 6-м телескопе САО АН РФ (спектрографы РЫСЬ и ПФЭС) для трех цефеид, демонстрирующих высокие значения позитивного приращения периода: малоамплитудных (DCEPS) SZ Cas и BY Cas и классической (DCEP) RU Sct. SZ Cas является членом рассеянного скопления Галактики , h Per, а RU Sct — Trump 35. Анализ спектров показал, что у всех объектов межзвездные линии D1 и D2 Na I значительно сильнее атмосферных и сдвинуты у SZ Cas и BY Cas в “красную” область спектра, а у RU Sct — в “синюю”. У BY Cas ядро водородной линии поглощения H имеет асимметричную “ножевидную форму”, а у RU Sct наблюдается мощная эмиссия в “синем” крыле данной линии. Подобные явления наблюдаются у долгопериодических цефеид и ярких гипергигантов, имеющих протяженную оболочку. При этом сильные линии нейтральных атомов Mg Ib 5183.62 A и ионов Ba II 5853.67, 6141.713 и 6496.90 A с низкими значениями у SZ Cas и RU Sct также демонстрируют характерные “ножевидные” профили с асимметрией в “красной” области, тогда как линии Ba II 4934.095 A — в “синей”. Линии поглощения нейтральных атомов и однократно ионизованных металлов с разными значениями потенциалов возбуждения нижнего уровня показывают различные степени асимметрии: от ярко выраженной с вторичными компонентами у BY Cas (похожие на аналогичные у пульсирующей в первом обертоне и имеющей оболочку малоамплитудной цефеиды BG Cru) до ее незначительности или практического отсутствия у SZ Cas и RU Sct. Анализ вековых изменений среднего значения , определенных по фотометрическим колор-индексам и спектрам за последние 55 лет для этих звезд выявил периодические флуктуации в 200 К для SZ Cas и BY Cas и 500 К для RU Sct. Для SZ Cas и RU Sct значения , определенные в отдельные годы, по некоторым показателям цвета демонстрируют гораздо более низкие значения, которые вместе с температурными флуктуациями могут быть связаны с потерей массы и образованием пылевой составляющей. На основании этих фактов делается предположение о существовании у всех трех цефеид околозвездных оболочек. Определены параметры атмосферы и химический состав исследуемых цефеид. У всех звезд выявлен заметный дефицит углерода, избыток азота (результат получен только для BY Cas), близкое к солнечному содержание кислорода, избыток натрия и солнечные содержания магния и алюминия, что позволяет сделать вывод о том, что эти желтые сверхгиганты уже прошли стадию “первого перемешивания”. Содержания элементов группы Fe, -элементов, элементов r- и s-процесса близки к солнечным. Значения dex для SZ Cas и dex для RU Sct можно использовать для оценок металличности рассеянных скоплений , h Per и Trump 35 соответственно.

  • СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ЧЕТЫРЕХ G–K СВЕРХГИГАНТОВ ЮЖНОГО ПОЛУШАРИЯ: HD192876 ( CAP), HD194215 (HR7801), HD206834 (C CAP), HD222574 (104 AQR)

    БЕРДНИКОВ Л.Н., КНЯЗЕВ А.Ю., КРАВЦОВ В.В., УСЕНКО И.А. — 2015 г.

    Нами были изучены спектры высокого разрешения, полученные на 1.9-м телескопе Южно-Африканской астрономической обсерватории, для четырех сверхгигантов, считающихся непеременными и лежащих за красной границей нижней части полосы нестабильнсти цефеид (ПНЦ): HD192876, HD194215, HD206834 и HD222574. Определены параметры атмосферы, значения покраснений, светимости, расстояния, радиусы и химический состав для данных звезд. На основании этих результатов был выяснено, что HD194215 является не звездой главной последовательности, а обычным сверхгигантом. У всех объектов наблюдается металличность, близкая к солнечной. У HD194215 и HD206834 содержание углерода и кислорода оказалось близким к солнечному, тогда как у HD192876 и HD222574 они оказались в дефиците. Содержание натрия, магния и алюминия неодинаково для всех объектов, а остальных элементов - близко к солнечным. У HD206834 измеренное значение лучевой скорости в три раза превышает известные ранее значения, а наличие асимметричных ножевидных профилей поглощения водородных линий H и H предполагает существование у звезды протяженной оболочки. Подобные профили линий поглощения водорода и сильных линий некоторых металлов с низкими потенциалами возбуждения нижнего уровня выявлены также в спектре HD222574. Положение сверхгигантов на диаграмме “эффективная температура–светимость” в сравнении с эволюционными треками звезд показало, что их массы лежат в пределах . HD194215 и HD206834 впервые пересекли ПНЦ, причем последний объект находится вблизи стадии превращения в красный сверхгигант. HD192876 и HD222574 уже прошли стадию “первого перемешивания” и двигаются, вероятно, справа налево, пересекая ПНЦ во второй раз. Положением HD222574 вблизи красной границы ПНЦ, вероятно, и обуславливается присутствие у нее цефеидоподобных изменений блеска и лучевой скорости.

  • СПОСОБ ЗАХВАТА АСТЕРОИДОВ НА ОРБИТУ СПУТНИКА ЗЕМЛИ

    БОЯРСКИЙ М.Н., ЛЕДКОВ А.А., НАЗИРОВ Р.Р., ЭЙСМОНТ Н.А. — 2015 г.

    В настоящее время в качестве одного из способов исследования астероидов в рамках пилотируемых миссий предлагается захват подходящего астероида на орбиту спутника Земли. После того, как астероид переведен на такую орбиту, планируется экспедиция с участием космонавтов на поверхность астероида, где проводятся исследовательские работы, отбор образцов породы астероида и их последующая доставка на Землю. Именно так на текущем этапе планирования и предварительных разработок описывается американский проект Keck. В предлагаемой работе задача захвата решается способом, альтернативным планируемому в проекте Keck.

  • СРАВНЕНИЕ КАТАЛОГОВ XPM И UCAC4

    ВИТЯЗЕВ В.В., ЦВЕТКОВ А.С. — 2015 г.

    Получены систематические разности экваториальных координат и собственных движений звезд каталогов XPM и UCAC4 в виде разложений по векторным сферическим функциям с учетом уравнения яркости. Выделение систематических компонент произведено с вероятностью не менее 0.98 на основе разбиения 41 316 676 звезд на группы, соответствующие 12 интервалам звездных величин в полосе шириной для средних значений от до . Изучение систематических разностей экваториальных координат звезд свидетельствует, что диапазон систематических отличий координат каталога XPM от UCAC4 в пять раз превосходит соответствующий диапазон отличий PPMXL от UCAC4, особенно для ярких звезд исследуемого диапазона. Анализ ориентации систем отсчета XPM и UCAC4 показал, что их взаимный поворот вокруг оси равен 2–4 мсек. дуги, а поворот вокруг оси составляет 7–10 мсек. дуги. Значения этих углов зависят от блеска звезд. Поскольку в каталоге XPM приводятся две системы собственных движений звезд XPMx и XPMp, мы произвели разложение разностей собственных движений XPMx-XPMp по векторным сферическим функциям и нашли, что эти разности свободны от уравнения яркости. Важным обстоятельством является то, что наибольшими по абсолютной величине оказались зональные коэффициенты первого порядка. Найденное значение тороидального коэффициента показало, что системы отсчета собственных движений звезд XPMx и XPMp вращаются друг относительно друга вокруг оси c угловой скоростью 0.45 мсек. дуги/год. К этому следует добавить, что диапазон изменения систематических разностей координат звезд XPMx-XPMp по прямому восхождению равен 2.1 мсек. дуги/год и 1.7 мсек. дуги/год по склонению. Скорости взаимного вращения систем отсчета XPMp и UCAC4 меняются в пределах от 0.6 до 2.2 мсек. дуги/год, а аналогичный диапазон для каталогов XPMх и UCAC4 составляет 0.3–1.8 мсек. дуги/год. Значения скорости и координаты полюса оси взаимного вращения зависят от блеска звезд. Параметры взаимного вращения вокруг оси , полученные по разностям XPMx-UCAC4 меняются от до , а по разностям XPMp-UCAC4 - от до мсек. дуги/год. На основе проведенного анализа показано, что каталог XPM на самом деле представляет собой два каталога XPM(XSC) и XPM(PSC), координаты звезд в которых совпадают на стандартную эпоху J2000 и различаются на любую другую эпоху. Полученные нами коэффициенты разложения систематических разностей XPM-UCAC4 позволяют производить перевод координат и собственных движений звезд одного каталога в систему другого каталога с учетом указанного дуализма.

  • УПРАВЛЕНИЕ ДВИЖЕНИЕМ ОКОЛОЗЕМНЫХ АСТЕРОИДОВ

    БОЯРСКИЙ М.Н., ЛЕДКОВ А.А., НАЗИРОВ Р.Р., ФЕДЯЕВ К.С., ЭЙСМОНТ Н.А. — 2015 г.

    Исследуется способ предотвращения столкновения с Землей опасных небесных объектов путем их увода от траектории встречи с Землей. Предлагается использовать для этого малые околоземные астероиды, которые переводятся на траектории гравитационного маневра у Земли за счет сообщения им сравнительно небольшого импульса скорости. В результате такого маневра малый астероид попадает на орбиту перехвата опасного объекта. Подходящие для достижения этой цели астероиды выбираются решением задачи Ламберта. Та же концепция исследуется для задачи перевода астероидов на орбиты, резонансные с орбитой Земли, с тем, чтобы открыть возможность регулярных миссий к таким астероидам с целью их изучения или использования ресурсов. Выбор осуществляется минимизацией упомянутого импульса скорости, допустимая величина которого полагается в пределах, не превышающих 20 м/с.

  • УСИЛЕНИЕ ПОТОКА СТЕРИЛЬНЫХ НЕЙТРИНО ПРИ БОЛЬШОЙ ПЛОТНОСТИ И ПОВЫШЕНИИ СТЕПЕНИ НЕЙТРОНИЗАЦИИ ВЕЩЕСТВА

    НАДЁЖИН Д.К., ФОМИЧЕВ С.В., ХРУЩЕВ В.В., ЮДИН А.В. — 2015 г.

    Расcчитаны относительные величины потоков активных и стерильных нейтрино в веществе с большой плотностью и разной степенью нейтронизации. Найдено значительное увеличение доли стерильных нейтрино, образующихся в сверхплотном веществе при приближении степени нейтронизации к двум. Полученные результаты могут быть использованы для расчета потоков нейтрино для веществ с большой плотностью и разной степенью нейтронизации в астрофизических процессах, например, при образовании протонейтронного ядра сверхновой звезды.

  • ЭВОЛЮЦИЯ МАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ H O В IRAS 20126+4104

    ЛЕХТ Е.Е., ПАЩЕНКО М.И., РУДНИЦКИЙ Г.М. — 2015 г.

    Представлены результаты исследования мазерного излучения H O отдельных деталей в источнике IRAS 20126+4104, который относится к типу холодных ИК-источников. Наблюдения проводились на 22-м телескопе Пущинской радиоастрономической обсерватории. Обнаружен дрейф лучевой скорости деталей, который вызван их торможением на стыке между ускоренным веществом джета и окружающей молекулярной средой в джете. Наблюдаемая тенденция дрейфа излучения H O в целом связана с последовательным возбуждением мазерных деталей или их скоплений фронтом ударной (или магнитно-гидродинамической) волны. Приведена оценка периода вращения джета ( лет).

  • ЭВОЛЮЦИЯ, ПУЛЬСАЦИИ И ИЗМЕНЕНИЕ ПЕРИОДА ЦЕФЕИДЫ SZ TAU

    ФАДЕЕВ Ю.А. — 2015 г.

    Исследуется возникновение радиальных пульсаций в цефеидах населения I с массами от до . Решение уравнений радиационной гидродинамики и турбулентной конвекции для нелинейных звездных пульсаций проводилось с начальными условиями в виде отдельных моделей эволюционных последовательностей звезд, находящихся на стадии термоядерного горения гелия в ядре. Для каждого значения массы звезды эволюция от начальной главной последовательности до исчерпания гелия рассматривалась при трех значениях параметра конвективного овершутинга: , 0.15 и 0.2. Показано, что модели цефеиды SZ Tau с периодом колебаний сут могут быть построены только при и . Звезда находится на эволюционной стадии второго пересечения полосы нестабильности и пульсирует в первом обертоне около границы, разделяющей колебания в фундаментальной моде и первом обертоне. Масса, радиус и возраст цефеиды заключены в пределах , , соответственно. Теоретические оценки скорости изменения периода составляют с/год.

  • ЭЛЕКТРОСТАТИЧЕСКАЯ ТУРБУЛЕНТНОСТЬ В ПЕРЕПАДАХ ЭЛЕКТРОННОЙ ТЕМПЕРАТУРЫ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ

    БЕСПАЛОВ П.А., САВИНА О.Н. — 2015 г.

    Обсуждается связь процессов образования и свойств переходного слоя солнечной атмосферы, характеризующегося резким градиентом электронной температуры, с электростатической турбулентностью, обеспечивающей высокую эффективную частоту соударений электронов и низкую теплопроводность среды. Получена простая зависимость величины шумового электрического поля в переходном слое от эффективной частоты соударений. Для трубки относительно слабого магнитного поля, проходящей из хромосферы в корону, на основе известных экспериментальных моделей солнечной атмосферы оценен высотный ход теплопроводности и величина шумовых электрических полей.

  • ЭФФЕКТ МАГНИТНОГО ПРОПЕЛЛЕРА В СПЕКТРАХ МОЛОДЫХ ЗВЕЗД

    ГРИНИН В.П., ИЛЬИН И.В., ПОТРАВНОВ И.С., ШУЛЬМАН С.Г. — 2015 г.

    Обсуждается происхождение смещенных в коротковолновую сторону узких абсорбционных компонент в линиях резонансного дублета натрия, наблюдаемых в спектрах некоторых молодых звезд. Предполагается, что образование таких компонент происходит в результате взаимодействия околозвездного газа с магнитосферой звезды в режиме магнитного пропеллера. Подробно обсуждаются результаты наблюдений звезды типа post UX Ori RZ Psc. Эта звезда демонстрирует отчетливые признаки истечения вещества в отсутствие каких-либо заметных признаков аккреции. Такая картина вполне возможна в режиме магнитного пропеллера. Оценки показывают, что для реализации этого режима звезда должна иметь магнитное поле у поверхности порядка 1 кГс при темпе аккреции, не превышающем 10 в год.