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

КОЛОМ П., ЛЕХТ Е.Е., ПАЩЕНКО М.И., РУДНИЦКИЙ Г.М., ТОЛМАЧЁВ А.М. — 2014 г.

Представлены результаты мониторинга полуправильной переменной HU Pup в линиях OH 1612, 1665 и 1667 МГц и в линии H O 22.235 ГГц. Впервые для этого источника обнаружено мазерное излучение в сателлитной линии 1612 МГц. Наблюдалась сильная переменность излучения во всех трех линиях OH, в том числе дрейф двух наиболее интенсивных деталей по лучевой скорости. Найдены компоненты зеемановского расщепления. Оценена величина продольного магнитного поля: 1.0, 1.6 и 2.7, 3.2 мГс в линиях 1665 и 1667 МГц соответственно. Наблюдения OH и H O показали существование достаточно стабильных структур в областях генерации мазерного излучения и позволили оценить период переменности этого излучения ( г.). Обсуждается возможная модель мазерного источника в HU Pup.

ГНЕДИН Ю.Н., ДЬЯКОВ А.А., ЕВСТИГНЕЕВ А.А., ИПАТОВ А.В., МАРДЫШКИН В.В., МИХАЙЛОВ А.Г., ПИОТРОВИЧ М.Ю., СЕРГЕЕВ Р.Ю., ХАРИНОВ М.А. — 2014 г.

Представлены результаты наблюдений в радиодиапазоне десяти квазаров с доминирующей кинетической составляющей энергии релятивистского джета. Наблюдения выполнены на длине волны 3.5 см с помощью радиотелескопов РТФ-32 в обсерваториях “Зеленчукская” и “Бадары” ИПА РАН. На основе измерений радиосветимости определены кинетическая мощность релятивистских джетов и величины спинов сверхмассивных черных дыр в данных объектах. Показано, что в случае примерного равенства магнитного и газового давлений вблизи горизонта событий черной дыры вращение черной дыры в данных объектах является ретроградным по отношению к кеплеровскому вращению в аккреционном диске.

КАРАЧИК Н.В., МИНЕНКО Е.П., ПЕВЦОВ A.A., САТТАРОВ И. — 2014 г.

Исследование выполнено c использованием инструментов на борту Обсерватории динамики Солнца (SDO), поддерживающих высокое разрешение изображений (снимки AIA и магнитограммы HMI). Исследованы структура и магнитная эволюция нескольких корональных ярких точек и тесно связанных с ними мелкомасштабных магнитных потоков N–S полярности. Также представлено сравнение эволюции магнитных полярностей элементарных изолированных источников положительного и отрицательного потока (магнитного биполя) и корональных ярких точек. Обнаружены мельчайшие (“элементарные”) корональные яркие точки. Показано, что стандартная корональная яркая точка представляет собой группу “элементарных” корональных ярких точек, вспыхивающих последовательно. Результаты исследования показывают, что перед вспышкой корональной яркой точки наблюдается изменение значений магнитных потоков противоположной полярности. Показано, что не все случаи возникновения корональных ярких точек описываются моделью магнитного пересоединения. Этот результат ранее не был рассмотрен и не отмечался другими авторами.

МАГНИЦКИЙ А.К. — 2014 г.

Представлены наблюдения пятнистой вращающейся звезды спектрального класса G8V - члена скопления Плеяды HII 296. В течение нескольких лет звезда показывала устойчивые периодические изменения блеска. Видимый период осевого вращения звезды в наших наблюдениях составлял 2.53 и 2.58 дня. От года к году изменялась форма и амплитуда кривой блеска. В процессе наблюдательного мониторинга с сентября по ноябрь 2012 г. было зарегистрировано почти полное отсутствие изменений блеска в сентябре. В октябре и ноябре 2012 г. наблюдалось быстрое, в течение нескольких недель, и многократное увеличение амплитуды переменности блеска. Изменение периода вращения, амплитуды и формы кривой блеска свидетельствуют об интенсивном взаимном перемещении пятен по широте и долготе.

ГРЕБЕНЕВ С.А., МИНАЕВ П.Ю., МОЛЬКОВ С.В., ПОЗАНЕНКО А.С. — 2014 г.

Проведен анализ данных наблюдений, выполненных телескопом SPI обсерватории INTEGRAL с целью поиска коротких транзиентных явлений длительностью от 1 мс до десятков секунд. Разработан алгоритм выделения гамма-событий на фоне большого числа взаимодействий заряженных частиц с детектором. Проведена классификация событий. Помимо событий, связанных с подтвержденными другими космическими экспериментами космическими гамма-всплесками, активностью известных источников повторных мягких гамма-всплесков (например, SGR 1806-20), найдены гамма-всплески, о которых ранее не сообщалось. Отобраны кандидаты в гамма-всплески, а также короткие гамма-события, вероятно ассоциированные с активностью известных SGR и AXP. Подробно исследована спектральная эволюция 28 ярких гамма-всплесков из каталога. Предложен новый метод исследования спектральной эволюции. Показано, что для всплесков с простой структурой кривой блеска и для отдельных импульсов многоимпульсных событий зависимость спектрально-временной задержки от энергии описывается логарифмической функцией . Установлено, что параметр А зависит от длительности импульса, причем зависимость универсальна для всех исследованных гамма-всплесков. Отрицательные значения спектрально-временной задержки для всплесков с простой структурой кривой блеска не обнаружены.

КОНТОРОВИЧ В.М. — 2014 г.

При ускорении электронов до релятивистских энергий во внутреннем зазоре пульсара существенно квантование их движения во внешнем магнитном поле и электрическом поле пространственного заряда вращающегося электронного пучка - электромагнитного смерча, возникающего при пробое в полярном зазоре пульсара. Квантование позволяет предложить естественное объяснение наблюдаемым полосам в частотном спектре интеримпульсного излучения пульсара PSR J0534 22 в Крабовидной туманности и определить физические параметры смерча. Обсуждается различие в спектрах главных импульсов и интеримпульсов.

ВИТЯЗЕВ В.В., ТРОФИМОВ Д.А., ЦВЕТКОВ А.С. — 2014 г.

Предложен метод кинематического анализа лучевых скоростей звезд с помощью сферических функций. Такой подход не зависит от конкретной кинематической модели и позволяет проанализировать как низкочастотные, так и высокочастотные кинематические компоненты лучевых скоростей. Принимается во внимание возможный систематический ход расстояний по координатам небесной сферы, который в свою очередь моделируется линейной комбинацией сферических функций. Получены теоретические соотношения, показывающие, как коэффициенты разложения расстояний влияют на коэффициенты разложения самих лучевых скоростей. Показано, что эффект смещения координат апекса Солнца тем больше, чем больше среднее расстояние до анализируемой выборки звезд, в то время как смещения параметра Оорта определяются главным образом отношением коэффициента второй зональной гармоники к среднему расстоянию до звезд, т.е. степенью сжатия пространственного распределения звезд к плоскости Галактики. Проведены разложения по сферическим функциям расстояний до звезд, для которых в каталоге CRVAD-2 имеются оценки лучевой скорости, и показано, что из-за сравнительной близости звезд этого каталога от Солнца (не более 500 пк) имеющийся ход расстояний по координатам не оказывает заметного влияния ни на значения компонентов скорости движения Солнца, ни на оценки параметра Оорта A. Кроме этого показано, что, как и в случае собственных движений звезд, в лучевых скоростях звезд обнаруживается кинематическая компонента, не имеющая объяснения в рамках трехмерной модели Огородникова–Милна.

РАСТОРГУЕВ А.С., ЧУМАК О.В. — 2014 г.

Рассмотрены кинетические процессы столкновительной эволюции в анизотропных сферических гравитирующих системах. В приближении Фоккера–Планка–Ландау получено обобщение классической формулы для времени релаксации в анизотропных гравитирующих средах. Показано, что для гравитирующих звездных систем темп релаксационных процессов тем выше, чем больше степень их анизотропии. В частности, для сферических систем с орбитами, близкими к радиальным, характерные времена этих процессов могут быть сравнимыми с временем пересечения. Полученные результаты могут представлять интерес для самых разных задач динамики гравитирующих систем, например в задачах устойчивости различных моделей гравитирующих систем, при исследовании особенностей динамики молодых звездных скоплений на ранних стадиях их эволюции, динамической эволюции и устойчивости сильно сплюснутых галактических дисков, в задачах распределения звезд вокруг черной дыры и в ряде других.

ТУРОВА И.П. — 2014 г.

Исследованы колебательные процессы в относительно спокойной солнечной атмосфере, в подножии обширной корональной дыры. На участках, принадлежащих различным структурам хромосферной сетки (ячейкам, сеткам, флоккулам и др.), проанализированы свойства колебаний ряда параметров, связанных, в основном, с интенсивностью спектральных линий CaII. Целью работы было выявление особенностей колебательного процесса в областях пространства, расположенных (в проекции) в центре корональной дыры, вблизи ее границы, а также в яркой корональной точке на разных высотных уровнях солнечной атмосферы (от фотосферы до средней хромосферы). Обнаружено, что в большинстве структурных элементов низкочастотная составляющая спектра возрастает с высотой, а высокочастотная - уменьшается. Максимальная колебательная мощность низкочастотных колебаний приходится на участки, граничащие с яркими магнитными элементами сетки. В центрах яркой хромосферной сетки наблюдается уменьшение мощности трехминутных, пятиминутных и низкочастотных колебаний. Фазовые соотношения указывают на распространение волн, в основном, на границах яркой хромосферной сетки и в промежуточных по яркости элементах сетки. В двух из трех исследованных областей мощность пятиминутных колебаний (2.4–4.0 мГц) в ячейках выше мощности трехминутных колебаний (5.2–6.8 мГц) на исследованных нами уровнях спокойной солнечной атмосферы.

АРТАМОНОВ Б.П., ГАСКЕЛЛ K.М., МЕТЛОВА Н.В., ОКНЯНСКИЙ В.Л., ТАРАНОВА О.Г., ШЕНАВРИН В.И. — 2014 г.

Исследована корреляция между инфракрасной ( ) и оптической ( ) переменностью ядра сейфертовской галактики NGC 4151, используя частично опубликованные данные за последние 6 лет (2008–2013 гг.). Найдено, что запаздывания инфракрасной переменности во всех фильтрах относительно оптической совпадают в пределах точности измерения и составляют дней. Переменность в фильтрах и происходит не совсем синхронно, что, возможно, связано с различным вкладом излучения аккреционного диска в этих фильтрах. Найденное запаздывание для переменности в фильтре значимо не отличается от полученного нами ранее значения в интервале 2000–2007 гг. Примерно одинаковое запаздывание переменности во всех ИК-фильтрах отличается от прежних результатов в других интервалах времени, когда запаздывание росло с увеличением длины волны. Почти одинаковые запаздывания в разных ИК-фильтрах известны для некоторых активных ядер, но в случае NGC 4151 оказалось, что эта особенность может возникать в отдельных интервалах времени. Имеющиеся данные, к сожалению, не позволяют исследовать возможное изменение величины запаздывания в течение исследуемого интервала времени. Полученные результаты обсуждаются в рамках стандартной модели, где переменное ИК-излучение, в основном, связано с тепловым переизлучением от наиболее близких к центральному источнику областей пылевого тора. Частично в это ИК-излучение вносит вклад также тепловое излучение аккреционного диска, причем этот вклад растет с уменьшением длины волны.

ОМУРКАНОВ Т.З., ПОЛЯЧЕНКО Е.В. — 2014 г.

В работе дается обзор современных методов нахождения неустойчивых мод звездного диска в рамках линейной теории возмущений. На примерах моделей галактик с плавно растущей и плоской кривой вращения показано существование различного вида спектров неустойчивых мод. Обсуждаются особенности спектров. Впервые приводится спектр модели с быстро растущей в центре (плоской) кривой вращения. Показано, что метод, основанный на разложении возмущенных потенциала и поверхностной плотности по биортогональному базису, имеет ограниченную применимость вследствие недостатка подходящих базисных функций. Метод конечных элементов, с успехом применяемый в других областях науки и техники, в текущей реализации чувствителен к наличию областей с резонансными орбитами.

ВИТЯЗЕВ В.В., ЦВЕТКОВ А.С. — 2014 г.

Предложен метод получения параметров поля скоростей, свободных от искажений, возникающих от систематического хода параллаксов звезд по небесной сфере. Метод основан на аппроксимации параллаксов как функции координат на сфере с помощью сферических функций и может применяться в тех случаях, когда движение Солнца не может быть исключено из собственных движений звезд. Численные эксперименты показали, что наш метод способен получить точные значения координат апекса движения Солнца, а также оценить кинематические параметры модели Огородникова–Милна с точностью до трех коэффициентов разложения параллаксов по сферическим функциям первого порядка. Приводятся примеры применения метода к собственным движениям звезд каталога HIPPARCOS, допускающего проверку результатов с помощью тригонометрических параллаксов. Было найдено, что такая проверка дает положительный результат только для близких звезд, удаленных от Солнца на расстояния, не превышающие 400 пк и для которых параллаксы определены с относительной погрешностью не хуже . Интересной особенностью этого метода является то, что он позволяет построить в галактической системе координат форму фигуры, поверхность которой описывает отличия распределения параллаксов от сферы, соответствующей среднему параллаксу изучаемой выборки звезд. Особо подчеркнем, что все это делается при полном отсутствии сведений о параллаксах звезд. Основным источником информации о параллаксах здесь являются “солнечные члены” собственных движений звезд, которые формируются произведениями параллаксов на компоненты скорости движения Солнца относительно центроида звезд.

КУРАНОВ А.Г., ПОСТНОВ К.А., РЕВНИВЦЕВ М.Г. — 2014 г.

В работе методом популяционного синтеза моделируется эволюция семейства двойных систем с маломассивной звездой и компактным компонентом - нейтронной звездой (маломассивные рентгеновские двойные (ММРД) с нейтронными звездами). Предполагается, что непрерывное заполнение полости Роша оптической звездой в ММРД поддерживается отводом орбитального момента импульса двойной системы магнитным звездным ветром оптической звезды и излучением гравитационных волн двойной системой. Существенным отличием разработанной модели эволюции ММРД является: 1) учет влияния вращательной эволюции замагниченного компактного остатка на сценарий переноса массы в двойной системе, 2) более аккуратный учет отклика звезды-донора на потерю массы на стадии заполнения полости Роша. Показано хорошее согласие результатов теоретических расчетов с наблюдаемыми диаграммами орбитальный период-рентгеновская светимость для стационарных галактических ММРД и их функцией распределения по рентгеновской светимости. Это дает основания предполагать, что основные элементы эволюции двойных систем в целом верно отражены в разработанном коде. Показано, что в диапазоне светимостей эрг/с большая часть ММРД балджа Галактики должна иметь вторичный компонент, сошедший с главной последовательности (маломассивные гиганты) и заполняющий полость Роша. Практически все рассмотренные модели предсказывают дефицит ММРД на рентгеновских светимостях около эрг/с из-за перехода двойной системы с режима отвода углового момента магнитным звездным ветром на режим гравитационных волн (аналогично широко известному провалу в периодах у катаклизмических переменных - аккрецирующих белых карликов). На малых светимостях существенное влияние на вид модельной функции светимости ММРД оказывает транзиентный характер их поведения - темп аккреции на компактный компонент не всегда равен темпу обмена массами из-за неустойчивостей в аккреционном диске вокруг компактного объекта. Наилучшее согласие с наблюдаемыми сиcтемами достигается в моделях, предполагающих возможность рождения тяжелых нейтронных звезд с массами .

ЖУГЖДА Ю.Д., СЫЧ Р.А. — 2014 г.

Проведен анализ свойств колебаний в пятне на основе данных наблюдений SDO длительностью 6 ч. Оказалось, что спектр трехминутных колебаний состоит из десятков спектральных линий. Ширины линий находятся на пределе спектрального разрешения. Колебания в пятне разбиты на отдельные участки размером в несколько угловых секунд, каждый из которых имеет свой собственный спектр колебаний. Эти свойства колебаний не могут быть объяснены в рамках существующих моделей, основанных на предположении, что пятно колеблется как целое. Предложена модель локальных колебаний, которая объясняет сложный спектр колебаний и локальность колебаний. Показано, что кроме хромосферного резонатора существует подфотосферный резонатор для медленных МГД волн. В рамках модели Паркера наличие этого резонансного слоя позволяет объяснить локальность колебаний и их сложный спектр.

ПОЛЯКОВ В.И., ФИРСТОВА А.В., ФИРСТОВА Н.М. — 2014 г.

Представлены результаты исследования ударной линейной поляризации 32 солнечных вспышек рентгеновских классов С, М и Х (две вспышки), наблюдавшихся на Большом солнечном вакуумном телескопе. Оказалось, что свидетельства ударной поляризации имеют место только в 13 из них. Вновь полученные данные подтвердили, что величина линейных параметров Стокса в основном составляет 2–7 , а пространственные размеры узлов вспышки с ненулевыми значениями параметров Стокса невелики (1–2 ). Наибольший интерес представляют две особенности проявления ударной поляризации во вспышках, полученные в результате этих исследований: 1) в двух подножиях одной вспышечной петли или аркады петель поведение и профилей интенсивности линии Н , и профилей параметров Стокса различно; 2) по линии Н впервые обнаружено изменение знака параметра Стокса не только поперек вспышечной ленты, но и с глубиной хромосферы.

ВАРШАЛОВИЧ Д.А., НЕСТЕРЁНОК А.В. — 2014 г.

Исследуется эффект квазирезонансной передачи энергии в столкновениях между молекулами H и Н О в источниках мазерного излучения Н О. В расчетах используются новые данные по скоростям столкновительных переходов, которые учитывают изменение состояний обеих молекул Н О и Н . Приведены результаты расчетов инверсии населенностей уровней орто-Н О для переходов 22.2, 380, 439 и 621 ГГц. Показано, что инверсия населенностей уровней орто-Н О существенно зависит от распределения населенностей вращательных уровней молекулы пара-Н и . Рассматривается возможность квазирезонансной передачи энергии в столкновениях между молекулами Н О и молекулами Н , находящимися на высоковозбужденных колебательно-вращательных уровнях. Эффект квазирезонансной передачи энергии может играть роль в накачке мазеров Н О в центральных областях активных галактических ядер, а также в областях звездообразования.

АЛЕКСЕЕВА C.A., МАШОНКИНА Л.И., ПАХОМОВ Ю.В. — 2014 г.

Определено содержание натрия по линиям Na I 6154, 6161 A с учетом отклонений от ЛТР для 38 звезд тонкого диска (из них 15 - бариевые звезды), 15 звезд толстого диска, 13 звезд потока Геркулеса и 13 звезд, которые не могут быть отнесены ни к толстому, ни к тонкому диску Галактики. Модель атома Na I построена с использованием наиболее точных современных атомных данных. Для линий Na I 6154, 6161 A не-ЛТР поправки к содержанию составили от –0.06 до –0.24 dex, в зависимости от параметров звезд. Не обнаружено различий в содержании [Na/Fe] между толстым и тонким дисками, полученные отношения близки к солнечным значениям. Подтверждено существование избытка [Na/Fe] в бариевых звездах. Звезды потока Геркулеса показывают близкие к солнечному отношения [Na/Fe]. Полученные результаты могут быть использованы для тестирования моделей нуклеосинтеза натрия.

УТРОБИН В.П., ЧУГАЙ Н.Н. — 2014 г.

Исследуется несоответствие между линиями H и H в ранних спектрах сверхновой SN 2008in (тип IIP). Проблема состоит в том, что эти линии не могут быть описаны одновременно в рамках сферической модели с гладким распределением плотности. Показано, что в предположении клочковатой структуры внешних слоев оболочки проблема несоответствия может быть решена. Получены оценки скорости на внутренней границе зоны неоднородности ( км с ), объемного фактора заполнения ( ) и полной массы неоднородной зоны ( ). С использованием величины амплитуды флуктуаций потока в наблюдаемом профиле линии H ( ) получена оценка сверху характерного масштаба неоднородностей ( км с ). Обнаружение таких флуктуаций в раннем профиле линии H может стать проверкой гипотезы неоднородной структуры оболочек сверхновых типа IIP. Предложена косвенная проверка гипотезы неоднородности, основанная на исследовании характеристик начального всплеска излучения сверхновой, связанного с выходом ударной волны на поверхность предсверхновой. Неоднородная структура внешних слоев сверхновой типа IIP может быть следствием возмущений плотности и инверсии плотности во внешних слоях красного сверхгиганта.

БАРСУКОВ Д.П., ГОГЛИЧИДЗЕ О.А., ЦЫГАН А.И., ШАЛЫБКОВ Д.А. — 2014 г.

Рассмотрена модель замагниченной вращающейся нейтронной звезды с электрическим током в области жидких полярных магнитных шапок. Наличие электрического тока приводит к диффенциальному вращению магнитных шапок. Структура вращения определяется распределением плотности электрического тока по поверхности. В простейшей осесимметричной конфигурации ток течет в одном направлении вблизи центра полярной шапки и в противоположном направлении во внешнем кольце (полный ток равен нулю для сохранения заряда нейтронной звезды). В этом случае на поверхности нейтронной звезды возникают два кольца с противоположным направлением вращения, причем внутреннее кольцо всегда отстает от основного вращения звезды. Величина скорости дифференциального вращения прямо пропорциональна градиенту плотности электрического тока вдоль радиуса полярной шапки. При ширине области изменения электрического тока от 1 см до см и типичных для радиопульсаров периоде и магнитном поле линейная скорость дифференциального вращения составляет величину порядка см/с (что соответствует времени оборота порядка 0.1–10 лет).

ГРИНИН В.П., ДЕМИДОВА Т.В. — 2014 г.

Рассматривается модель протопланетного диска звезды с маломассивным компаньоном ( ), движущимся по круговой орбите, наклоненной под небольшим углом к плоскости диска ( ). Для расчета газодинамических течений используется метод SPH. Движение компаньона по орбите приводит к неравномерному распределению вещества в диске: в нем возникает полость, свободная от вещества, волны плотности и потоки вещества. Вследствие возмущений внутренняя часть диска наклонена относительно его периферии и не совпадает также с плоскостью орбиты компаньона. Это приводит к анизотропной освещенности диска звездой и, как следствие, к появлению крупномасштабной неоднородности на изображении диска: оно имеет яркую область в форме “подковы” и небольшую зону тени, расположенные несимметрично относительно линии узлов. Асимметрия изображения диска отчетливо видна даже при наблюдениях его с полюса. Движение компаньона по орбите не приводит к синхронному перемещению теневой и яркой областей: они лишь совершают небольшие колебания относительно выделенного направления. В рамках предложенной модели удается довольно точно воспроизвести асимметричное изображение диска звезды LkH 101, наблюдаемого почти с полюса. Изучение таких асимметричных дисков открывает новые возможности для поиска массивных тел в окрестностях молодых звезд.