научный журнал по астрономии Астрономический журнал ISSN: 0004-6299

БУРХАНОВ О.А., ДМИТРИЕНКО Е.С., ИБРАГИМОВ М.А., САВАНОВ И.С., САТОВСКИЙ Б.Л., ЭГАМБЕРДИЕВ Ш.А. — 2015 г.

Представлены результаты -фотометрии Новой 1934 года DQ Her, выполненной на Майданакской обсерватории АИ АН РУз в октябре 2014 г. Как показал анализ результатов наблюдений, блеск системы и показатели цвета вне затмений, а также форма минимумов на кривых блеска в фильтрах , обусловленных затмениями белого карлика с аккрецирующей дискообразной оболочкой красным карликом, соответствуют одному из самых низких уровней ее активности, наблюдаемых в стадии глубокой релаксации после вспышки Новой. Изменения показателей цвета с орбитальной фазой свидетельствуют о существенной неоднородности в распределении яркости излучений от дискообразной оболочки и других газовых структур DQ Her, наблюдаемых в интервале орбитальных фаз 0.85–1.15. Предполагается, что интерпретация полученных результатов может быть представлена в модели структуры газового течения, возникающего при обмене масс в промежуточном поляре. Полученное поведение показателей цвета может быть обусловлено видимостью наблюдателем в данном интервале фаз значительного изменения относительного вклада в общее излучение горячей, оптически тонкой составляющей аккрецирующей дискообразной оболочки (короны, хромосферы или ветра), а также может вызываться прохождением через луч зрения областей ударных волн (приливных волн, “горячей линии” и (или) “отошедшей ударной волны”).

ДМИТРИЕНКО Е.С., САВАНОВ И.С. — 2015 г.

На основе наблюдательного материала, полученного с космическим телескопом Кеплер, мы исследовали фотометрическую переменность звезд KOI 877 и KOI 896, обладающих мультипланетными системами. Было проведено изучение поверхностных температурных неоднородностей звезд и прослежена их эволюция. Для анализа нами было отобрано в совокупности 64810 единичных измерений блеска за интервал наблюдений в 1459.5 суток (почти 4 года). Построены карты поверхностных температурных неоднородностей для исследуемых звезд, полученные из решения обратной задачи восстановления температурных неоднородностей звезды по кривой блеска в двухтемпературном приближении. По этим картам мы определили положения активных областей. Для KOI 877 сделан вывод о существовании трех состояний активности звезды за рассматриваемый интервал наблюдений. На поверхности второй звезды KOI 896 практически всегда присутствовали две активные области, расстояние между которыми составляло 0.58 по фазе в начале наблюдений и монотонно уменьшилось до величины 0.36. Сделаны оценки параметра дифференциального вращения звезд, по которым KOI 877 имеет дифференциальное вращение, сопоставимое с солнечным, а для KOI 896 - оно в два раза превышает его. Выполнена независимая оценка величины дифференциального вращения звезд из анализа переменности амплитуд кривых блеска со временем. Основные свойства объектов KOI 877, KOI 896 сопоставлены со свойствами ранее изученной нами звезды Кеплер-32 (KOI 952), для которой был проведен повторный анализ дифференциального вращения.

БОНДАРЬ Н.И., КАЦОВА М.М., ЛИВШИЦ М.А. — 2015 г.

Отмечается, что диаграмма индексов корональной и хромосферной активности позволяет выявить звезды, на которых появляется активность солнечного типа и формируются регулярные циклы. С использованием нового рассмотрения связи уровня корональной активности со скоростью вращения и новых данных о возрасте рассеянных скоплений, получена оценка возраста молодого Солнца, соответствующего эпохе формирования цикла. Кратко обсуждаются особенности активности такого молодого Солнца с возрастом чуть более 1 млрд лет. Анализ имеющихся в настоящее время наблюдательных данных о долговременной регулярной переменности поздних звезд позволяет прийти к заключению о том, что длительность цикла активности солнечного типа увеличивается при замедлении вращения звезды, т.е. с возрастом. Обсуждаются новые данные о магнитных полях на сравнительно молодых G-звездах, изменение роли крупномасштабных и локальных магнитных полей в формировании активности молодого Солнца. Исследования в данном направлении призваны обеспечить наблюдательные тесты для выяснения условий возникновения циклической активности на звездах нижней части главной последовательности и проверки некоторых выводов теории динамо.

НАРОЕНКОВ С.А., ПРОХОРОВ М.Е., ШУГАРОВ А.С., ШУСТОВ Б.М. — 2015 г.

Введено новое определение опасных небесных тел (ОНТ), в котором наиболее существенным является понижение нижнего предела размера ОНТ до 10 м. Введено новое определение угрожающих и столкновительных орбит ОНТ. Проанализированы основные астрономические аспекты, которые необходимо учитывать при создании систем обнаружения ОНТ. Наиболее существенными из них являются: равномерность распределения точек (областей) появления ОНТ на небесной сфере в околоземном пространстве, практический предел скорости сближения с ОНТ 20 км/c (для тел). Показано, что для создания систем ближнего обнаружения астероидов и комет, приходящих с дневного неба, неизбежно использование систем космического базирования. Развита идея такой системы, заключающаяся в размещении одного или нескольких оптических телескопов в окрестности точки L системы Солнце–Земля. Кратко представлены результаты предварительного проектирования такой системы, названной СОДА (Система Обнаружения Дневных Астероидов).

АЛЕКСЕЕВ И.Ю., КОЖЕВНИКОВА А.В. — 2015 г.

С помощью усовершенствованной зональной модели запятненности звездных фотосфер, которая позволяет теперь рассматривать одновременное присутствие на звезде двух активных долгот, переопределены параметры запятненности 16 избранных хромосферно-активных двойных звезд типа RS CVn. Выполнен анализ изменения характеристик пятенной активности этих систем с течением времени на шкале в несколько десятков лет с целью обнаружения эволюционных изменений запятненных областей. Для анализа были использованы наблюдения фотометрического многоцветного мониторинга 6 запятненных активных систем типа RS CVn, проводящегося в Астрономической обсерватории УрФУ и в Крымской астрофизической обсерватории с 2003 г., а также данные из литературных источников. Показано, что половина звезд показывают дрейф пятен по широте как в сторону экватора, так и в сторону полюса на определенных временных интервалах, однако скорости широтного дрейфа пятен меньше по модулю аналогичного значения для солнечных пятен в среднем в 1.5–4 раза. У 9 звезд выявлена корреляция и антикорреляция между площадью пятен и их широтами с коэффициентами от - 0.54 до 0.93, причем корреляция выше у тех звезд, которые показывают увеличение площади пятен при увеличении их широты на всем анализируемом интервале времени. Определены либо подтверждены циклы активности для 9 исследуемых систем длительностью от 5 до 28 лет.

ДРЕМОВ В.В., ДРЕМОВА Г.Н., ОРЛОВ В.В., ТУТУКОВ А.В., ШИРОКОВА К.С. — 2015 г.

Оценивается вероятность образования сверхскоростной звезды в сценарии Хиллса, описывающего динамический захват одного из компонентов двойной системы гравитационным полем сверхмассивной черной дыры в центре Галактики, приводящий к освобождению второго компонента. Для оценки вероятности использовалась статистика 10 000 начальных орбитальных ориентаций двойных систем. Большие полуоси двойных систем варьировались в широком диапазоне величин от 11.3 до 425 . Масса сверхмассивной черной дыры задавалась для двух серий расчетов равной и . Расчеты численного моделирования сближения двойной системы и черной дыры, проводимые в рамках задачи трех тел и -тел, позволили локализовать границы окрестности, благоприятной для образования сверхскоростных звезд. Проводились расчеты движения выброшенной звезды в регулярном поле Галактики и определялись условия ее ухода из Галактики. Оценивались вероятности ухода сверхскоростной звезды в зависимости от параметров задачи: начальной разделенности компонентов двойной и степени сближения двойной с черной дырой. Показано, что вероятность образования сверхскоростной звезды в среднем больше при более тесных сближениях и для более тесных пар.

ВИБЕ Д.З., КОЧИНА О.В. — 2015 г.

Исследован вопрос о том, в какой степени физические условия (изменение распределений температуры и плотности) в протозвездных объектах влияет на ход химической эволюции в процессе звездообразования. Выполнен расчет группы моделей различной степени сложности, описывающих химическую эволюцию протозвездных объектов. Проведено сравнение результатов расчетов для объектов с различными физическими параметрами. Оценены возможности химического моделирования при определении эволюции физических параметров и текущего состояния протозвездных объектов.

МАРКОВ Ю.Г., ПЕРЕПЁЛКИН В.В., РЫХЛОВА Л.В., ФИЛИППОВА А.С. — 2015 г.

Предлагается численно-аналитическая модель колебательного движения полюса Земли, позволяющая дать качественное объяснение наблюдаемым нерегулярным явлениям в колебательном процессе и улучшить точность прогноза траектории движения полюса в периоды значительных аномалий. Модель представляет собой естественное уточнение ранее разработанной основной модели колебаний полюса (чандлеровских и годичных компонент) с помощью методов небесной механики и данных наблюдений гравитационного поля Земли. Приводятся результаты численного моделирования колебаний координат полюса Земли в сравнении с данными наблюдений и измерений Международной службы вращения Земли.

БИСИКАЛО Д.В., ШЕМАТОВИЧ В.И. — 2015 г.

Разработана кинетическая модель, позволяющая путем численного решения уравнения Больцмана рассматривать проникновение и деградацию потока электронов в высокоширотные области верхней водород-доминантной атмосферы экзопланеты. Для рассматриваемого случая дипольного магнитного поля показано, что 1D-модель позволяет получить корректное решение поставленной задачи. Проведены расчеты высыпания потока электронов магнитосферного происхождения в атмосферу типичного горячего юпитера и в атмосферу планеты Юпитер Солнечной системы. Расчеты сделаны в предположении распределения Максвелла по скорости для электронов с тремя значениями характерных энергий , 10 и 100 кэВ. Определены эффективности нагрева атмосферы типичного горячего юпитера и планеты Юпитер. В частности, показано, что эффективность нагрева имеет слабую зависимость (не зависит) от характерной энергии высыпающихся электронов. Для верхней атмосферы Юпитера эффективность нагрева не зависит и от высоты и лежит в диапазоне 7–9 . Эффективность нагрева атмосферы горячего юпитера имеет существенную зависимость от высоты - изменяется от 7 до 18 . Важно отметить, что для горячих юпитеров пики поглощения энергии в случае электронов с низкими кинетическими энергиями лежат в области более высоких значений эффективности нагрева, что может значительно усилить вклад от высыпания электронов в общий нагрев атмосферы.

САННИКОВА Т.Н., ХОЛШЕВНИКОВ К.В. — 2015 г.

Рассматривается задача о движении точки нулевой массы под действием притяжения к центральному телу и возмущающего ускорения . Модуль считаем малым по сравнению с основным ускорением, вызванным притяжением центрального тела, а компоненты вектора - постоянными в обычной для астрономии системе отсчета с началом в центральном теле и осями, направленными по радиус-вектору, трансверсали и бинормали. Постоянство вектора возмущающего ускорения позволяет легко выполнить осредняющее преобразование уравнений движения типа Эйлера в оскулирующих элементах и получить эволюционные дифференциальные уравнения движения в осредненных элементах, что было выполнено авторами ранее в первом приближении по малому параметру. Настоящая статья посвящена интегрированию осредненных уравнений. Оказалось, что система интегрируется в квадратурах, если хотя бы одна из компонент вектора возмущающего ускорения равна нулю, а также если в начальную эпоху орбита - круговая. Более того, все квадратуры выражаются через элементарные функции и эллиптические интегралы первого рода в форме Якоби. Если все три компоненты отличны от нуля, то задача сводится к системе двух дифференциальных уравнений первого порядка, уже, по-видимому, неинтегрируемой. В качестве возможных приложений указывается на задачи о движении естественных и искусственных небесных тел с учетом светового давления; движении космического аппарата с малой тягой; движении астероида под действием реактивного двигателя, установленного на нем или на гравитационном тягаче с целью, например, предотвращения столкновения с Землей.

ПОПОВА Е.П. — 2015 г.

Построена двухмерная модель -динамо с учетом меридиональных потоков. Для полученной системы уравнений генерации магнитного поля построено уравнение Гамильтона–Якоби с помощью асимптотического метода, аналогичного методу ВКБ. Это уравнение позволяет аналитически исследовать влияние меридиональных потоков на длительность цикла магнитной активности Солнца и эволюцию волн магнитного поля.

МЕШАЛКИНА Н.С., ПОДГОРНЫЙ А.И., ПОДГОРНЫЙ И.М. — 2015 г.

Проведен анализ вспышечной активности активных областей Солнца NOAA 10656, 11429, 10930. Показано сохранение во время вспышки не только магнитного потока с точностью до , но и распределения магнитного поля в активной области. Анализ подтвердил ранее опубликованные авторами выводы о возникновении больших (класса X) солнечных вспышек при магнитных потоках активных областей больших Мкс. Для возникновения большой вспышки недостаточно только большого магнитного потока активной области. Показано, что распределение поля активной области перед вспышкой должно иметь сложную структуру типа . Такие активные области могут создавать в короне особые линии магнитного поля, в окрестности которых формируются токовые слои. Над простыми, дипольного типа ативными областями магнитные линии имеют арочную форму, особые линии отсутствуют, и токовые слои образоваться не могут. Дипольного типа активные области не производят вспышек. Дисбаланс магнитного потока активной области и скорость нарастания магнитного потока не являются признаками появления вспышки.

ВАСИЛЬЕВ Е.О., КОВАЛЕНКО И.Г., КОРОЛЕВ В.В., ЩЕКИНОВ Ю.А. — 2015 г.

В трехмерной осесимметричной модели исследована эволюция остатка сверхновой в облачной среде в зависимости от объемного фактора заполнения облаками. В модели учтены перемешивание тяжелых элементов (металлов), выброшенных сверхновой, и их вклад в радиационные потери. Показано, что взаимодействие оболочки сверхновой с облачной фазой межзвездной среды приводит к неодновременному и в среднем более раннему началу радиационной фазы в разных частях оболочки сверхновой. Рост объемного фактора заполнения облаков приводит к уменьшению времени перехода оболочки в радиационную фазу и ее среднего радиуса, что обусловлено увеличением потерь энергии оболочкой в облачной среде. При эффективном развитии гидродинамических неустойчивостей в оболочке сверхновой тепловая энергия падает согласно как в случае распространения остатка сверхновой по однородной, так и по облачной среде. Найдено, что при объемном факторе заполнения далеко позади глобального ударного фронта от сверхновой формируется слой с избытком кинетической энергии и импульса, который запирает горячий газ каверны в центральной области остатка сверхновой. Металлы, выброшенные сверхновой, также оказываются заключенными в центральной области остатка, где сохраняется практически начальная (высокая) металличность. Таким образом, взаимодействие оболочки сверхновой с облачной межзвездной средой существенным образом изменяет динамику и структуру распределения газа в остатке. Это сказывается на наблюдательных характеристиках остатка и в частности приводит к значительным флуктуациям меры эмиссии газа с К и значения дисперсии скоростей ионизованного газа.

ГНЕДИН Ю.Н., ЯБЛОКОВ С.Н. — 2015 г.

На основе данных о зависимости массы активного галактического ядра и его болометрической светимости от космологического красного смещения определены аналогичные зависимости рентгеновской светимости и кинетической мощности релятивистских джетов данных объектов. На основе определенных данных получена зависимость спина сверхмассивной черной дыры от космологического красного смещения.

БОГДАНОВ М.Б., ТАРАНОВА O.Г., ШЕНАВРИН В.И. — 2015 г.

Приведены результаты многолетней JHKLM-фотометрии кислородных мирид RU Her и RS Vir. Проанализированы изменения блеска и цвета этих звезд за все время наблюдений, построены сводные кривые блеска и показателей цвета. Установлено, что на шкале времени сут в изменениях средних значений ИК-блеска RS Vir наблюдался линейный тренд, возможно связанный с изменениями в пылевой оболочке мириды. Приведены результаты расчетов моделей сферически-симметричных пылевых оболочек звезд, построенных по полученным данным о средних потоках, дополненных наблюдениями со спутников IRAS и AKARI в среднем и далеком ИК-диапазонах. Оптическая толщина в видимом диапазоне пылевой оболочки RU Her с температурой пыли на внутренней границе К довольно мала: . Пылевая оболочка RS Vir заметно холоднее ( К), и она имеет . Оцененный темп потери массы для RU Her составляет /год, а для RS Vir - /год.

БРУЕВИЧ В.В., ГУСЕВ А.С., ГУСЛЯКОВА С.А., ЕЖКОВА О.В., НОВИКОВА А.П., ХРАМЦОВА М.С. — 2015 г.

Исследовано изменение фотометрических параметров звездных систем в зависимости от особенностей их эволюции и состава звездного населения. С использованием набора 7 эволюционных моделей с экспоненциальным падением темпа звездообразования и 672 моделей со вторичной вспышкой звездообразования показано, что вторичная вспышка звездообразования может смещать положение звездной системы на двухцветных диаграммах вправо или влево от нормальной последовательности цветов галактик и линии поглощения. Этот факт позволяет оценивать состав звездного населения в галактиках по их положению на двухцветных диаграммах в случае немонотонной истории звездообразования. С использованием данных поверхностной фотометрии и оптическом диапазоне (полосы ) и ближнем ИК-диапазоне ( ) исследованы состав звездного населения и история звездообразования в структурных компонентах (ядро, балдж, диск, спиральные рукава, бар, кольцо) 26 галактик различных морфологических типов (от S0 до Sd). В 10 из 26 галактик обнаружены компоненты (ядро, балдж, бар) с цветовыми характеристиками, соответствующими звездным системам со вторичной вспышкой звездообразования. Оценены параметры вторичных вспышек. Пять из 10 галактик со сложной историей звездообразования имеют явные структурные нарушения. Обнаружены значительные различия в фотометрических характеристиках между относительно красными галактиками ранних типов (S0–Sb) и относительно голубыми галактиками поздних типов (Sb–Sd). При этом среди галактик типа Sb встречаются галактики как ранних, так и поздних типов. Линзовидные галактики не отличаются по своим фотометрическим характеристикам от спиральных галактик ранних типов.

ДЖАЛИЛОВ Н.С., КУЛИЗАДЕ Д.М., МАМЕДОВ С.Г., МУСТАФА Ф.Р. — 2015 г.

Рассмотрены два варианта объяснения наблюдаемой в солнечной атмосфере картины волны Мортона в линии H : при помощи модели облака, фронта волны, находящегося в верхней хромосфере и совершающего радиальные движения вверх-вниз, и путем смещения всей линии поглощения H . Показано, что ни при каких значениях оптических параметров облака, а именно: -функции источников, - оптической толщины, - допплеровской ширины и - допплеровского смещения облака внутри линии поглощения H (обусловленное радиальными движениями облака–фронта волны), невозможно получить наблюдаемую кривую яркости фронта внутри линии H . Показано, что наблюдаемую картину фронта волны можно получить исключительно путем смещения всей линии поглощения H . На основании этого сделан вывод о том, что эта волна распространяется в области формирования линии поглощения H , иными словами, в фотосфере и нижней хромосфере. Показано, что волна Мортона не наблюдается в верхней хромосфере, что также подтверждает вывод, приведенный выше. Далее показано, что эта волна не может распространяться в короне, так как время охлаждения коронального газа до температуры 100000 К на порядок превышает период волны. Показано, волна Мортона не является ударной волной, так как наблюдаемый профиль фронта не имеет характерного разрыва для случая ударной волны.

БОГОМАЗОВ А.И., ДЕМКОВ Б.П., ЗОТОВ Л.В., КОЗЫРЕВА В.С., ТУТУКОВ А.В. — 2015 г.

Проведен анализ кривых блеска затменной двойной системы FL Lyr, полученных при помощи космического телескопа “Кеплер”. Методом тайминга затмений FL Lyr получено свидетельство в пользу существования в системе третьего тела. Первичные оценки массы и орбитального периода данного тела составляют и лет, соответственно. Приводятся моменты главных минимумов кривой блеска FL Lyr, полученные за время работы “Кеплера”.

ГОЛЫШЕВА П.Ю., КАТЫШЕВА Н.А., ХРУЗИНА T.С., ШАКУРА Н.И., ШУГАРОВ С.Ю. — 2015 г.

Приведены результаты исследования в интегральном свете затменной двойной системы V1239 Her, относящейся к переменным типа SU UMa. Мониторинг системы выполнен в течение 9 ночей 2013–2014 гг. в период, когда двойная находилась в неактивном состоянии. Уточнен орбитальный период ( ), построены кривые блеска системы. Вид кривых свидетельствует об активных процессах в системе в промежутках между вспышками: переменны как глубины обоих минимумов, так и амплитуда предзатменного горба, одна из кривых блеска демонстрирует полное его отсутствие. В рамках “комбинированной” модели, учитывающей вклад в суммарный поток излучения непрозрачной части газового потока и горячего пятна на боковой поверхности диска, определены для разных дат параметры аккреционного диска, горячего пятна и газовой струи в V1239 Her. Оценены нижние границы времени изменения таких характеристик диска, как параметр вязкости ( ), температура внутренних областей ( ) и толщина внешнего края ( ), которые могут заметно меняться на временах менее 10 орбитальных циклов. Показано, что для кривой блеска без предзатменного горба (JD 2456746) решение обратной задачи в рамках используемой модели показывает отсутствие горячего пятна на боковой поверхности диска: радиус пятна ничтожно мал, его температура, а также температуры в основании газовой струи здесь самые низкие среди тех значений, что были получены для остальных кривых блеска. Исчезновение горячего пятна сопровождается резкими уменьшениями радиуса диска и параметра , а также снижением толщины внешнего края диска. Из сравнения с параметрами системы, полученными для кривой блеска в предыдущую дату наблюдений (JD 2456718), сделан вывод, что в промежутке между рассматриваемыми датами ( ) произошло значимое уменьшение массы диска, которое может быть вызвано как уменьшением темпа истечения из вторичной компоненты, так и возможным сбрасыванием значительной доли вещества диска на поверхность белого карлика.

КУРБАТОВ Е.П. — 2015 г.

Известно, что космологическая модель CDM предсказывает избыточное количество темных гало по сравнению с наблюдениями. Избыток отмечается по подсчетам вириализованной массы в Местном сверхскоплении и его окрестностях. Показано, что учет космологических флуктуаций скорости в процессе формирования популяции темных гало позволяет разрешить это противоречие, оставаясь в рамках модели CDM. На основе формализма Пресса и Шехтера разработана модель формирования популяции темных гало, в которой принимаются в расчет кинематические эффекты в темной материи. В рамках модели получено количественное объяснение дефицита вириализованной массы в локальной Вселенной.