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

ГОНЧАРОВ Г.А. — 2013 г.

Совместное использование точной фотометрии в ближнем и среднем инфракрасном диапазоне из каталогов 2MASS и WISE позволило проанализировать вариации закона поглощения и распределения пылинок по размерам в высоких галактических широтах ( ) на расстояниях до 3 кпк от плоскости Галактики. Для разделения пространственных вариаций состава выборки, металличности, покраснения и свойств среды оказался работоспособен модифицированный метод экстраполяции закона поглощения в применении к гигантам сгущения. Обнаруженные пространственные вариации коэффициентов , и схожи для всех высоких широт и зависят лишь от расстояния до галактической плоскости. Найдено, что всюду вне диска Галактики отношение поглощения в коротких длинах волн к поглощению в длинных меньше, чем в диске, и, соответственно, средний размер пылинки больше, а распределение пылинок по размерам в диапазоне 0.5–11 мкм смещено в сторону крупной пыли. При этом с удалением от галактической плоскости средний размер пылинки сначала резко возрастает, затем плавно уменьшается, при кпк приближаясь к значению, характерному для диска, а дальше - стабилизируется или, возможно, снова растет. Значения рассматриваемых коэффициентов меняются в зависимости от координаты с периодом около пк, совпадая к югу и северу каждые пк, а на промежуточных , показывая достоверную антикорреляцию значений в южном и северном полушариях. Таким образом, существует единая крупномасштабная периодическая структура межзвездной среды в высоких широтах на протяжении, по крайней мере, 5 кпк. Эти же периодические вариации обнаружены и для коэффициента поглощения Rv в пределах 600 пк от галактической плоскости в результате обработки иных фотометрических данных для звезд других классов.

АРХИПОВА В.П., БУРЛАК М.А., ЕСИПОВ В.Ф., ИКОННИКОВА Н.П., КОМИССАРОВА Г.В. — 2013 г.

Впервые представлены результаты -фотометрии двух горячих кандидатов в протопланетарные объекты - ранних B-сверхгигантов с эмиссионными линиями в спектре - IRAS 01005 7910 и IRAS 22023 5249, а также IRAS 22495 5134 - центральной звезды молодой компактной планетарной туманности M 2-54. Обнаружены быстрые нерегулярные изменения блеска звезд с максимальными амплитудами до и корреляции показателей цвета с блеском: показатели цвета имеют тенденцию становиться более красными при повышении блеска, тогда как скорее уменьшаются при поярчании. Определены избытки цвета . По спектральным наблюдениям с низким разрешением получены эквивалентные ширины и абсолютные интенсивности эмиссионных линий. У всех объектов выявлена спектральная переменность. Для M 2-54 рассчитаны параметры газовой туманности: см и K. Совместный анализ фотометрических и спектральных данных позволяет высказать предположение о том, что одной из причин переменности звезд могут быть вариации звездного ветра. Получены оценки светимостей и расстояний всех трех объектов.

БАРАНОВ В.Б. — 2013 г.

В физических условиях космического пространства почти всегда циклотронная частота электронов намного превосходит частоту их столкновений. При этом электропроводность плазмы становится сильно анизотропной относительно направления магнитного поля. В работе проводится анализ условий вмороженности магнитного поля в плазму в этом случае. На примере проникновения межпланетного магнитного поля в кому кометы Галлея и на примере образования магнитосферной мантии Земли показывается, что глубина проникновения незамагниченной плазмы через тангенциальные разрывы в плазму с магнитным полем определяется не диссипативным процессом диффузии магнитного поля, а бездиссипативным процессом, связанным с холловской дисперсией.

АРЗАМАССКИЙ Л.И., БЕСКИН В.С. — 2013 г.

В рамках идеальной гидродинамики рассмотрены ранее не исследованные режимы аккреции, связанные с вращением аккрецирующего вещества, а именно возмущения квазисферического течения в режиме медленного оседания, а также аккреция Бонди–Хойла при наличии осевого вращения. Для аккреции в режиме медленного оседания показано, что возмущения достаточно быстро растут при приближении к гравитирующему центру, так что во внутренних областях течение уже нельзя считать квазисферическим. Для аккреции же Бонди–Хойла показано, что на больших расстояниях от гравитирующего центра вблизи оси течения образуется вакуумная цилиндрическая полость. При этом скорость течения вне этой полости практически не зависит от расстояния до оси вращения.

БОЛДИН П.А., ЛУТОВИНОВ А.А., ЦЫГАНКОВ С.С. — 2013 г.

В работе представлен обзор результатов наблюдений рентгеновского транзиентного пульсара 4U 0115 63, входящего в состав двойной системы в паре с Be-звездой, с момента его открытия и до наших дней ( лет) по данным более десятка обсерваторий и инструментов. Приведена обобщенная кривая блеска и история изменения частоты вращения нейтронной звезды за всю историю наблюдений, в которую также включены результаты недавних измерений, проведенных обсерваторией ИНТЕГРАЛ во время вспышек 2004, 2008 и 2011 гг. Также, по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ, полученным во время вспышки 2011 года, построены энергетические спектры источника для динамического диапазона его светимостей эрг с . Показано, что помимо фундаментальной гармоники циклотронной линии поглощения с энергией кэВ, в спектре регистрируются еще четыре ее высших гармоники с энергиями и кэВ. Проведен подробный анализ спектров источника в диапазоне энергий 4–28 кэВ по всем имеющимся архивным данным обсерватории RXTE , полученным во время ярких вспышек в гг. Подтверждено, что модификация модели непрерывного спектра источника может приводить к исчезновению наблюдаемой антикорреляции энергии фундаментальной гармоники циклотронной линии поглощения и светимости источника. Таким образом, вопрос об эволюции энергии циклотронной линии поглощения со светимостью рентгеновского пульсара 4U 0115 63 остается открытым и для ответа на него необходима физически обоснованная модель излучения рентгеновских пульсаров.

ГРИНИН В.П., ПОТРАВНОВ И.С. — 2013 г.

Звезда RZ Psc принадлежит семейству молодых звезд типа UX Ori, фотометрическая активность которых обусловлена сильными изменениями экстинкции в окружающих их околозвездных дисках. Однако в отличие от всех остальных звезд этого типа, у RZ Psc до недавнего времени не было обнаружено никаких признаков молодости. В нашей статье (Гринин и др., 2010) впервые была сделана грубая оценка кинематического возраста звезды, которая показала, что RZ Psc по своему эволюционному статусу занимает промежуточное положение между молодыми звездами в Орионе и звездами с остаточными (debris) дисками. В настоящей статье мы приводим уточненную оценку кинематического возраста этой звезды, подтверждающую данный вывод, согласно которой возраст RZ Psc равен примерно млн лет при .

ДОДИН А.В., ЛАМЗИН С.А. — 2013 г.

Показано, что наличие горячего аккреционного пятна на поверхности классических звезд Т Тельца позволяет объяснить наблюдаемую степень вуалирования фотосферного спектра этих звезд не только в видимой, но и в ближней инфракрасной области.

ЗАСОВ А.В., ТЕРЕХОВА Н.А. — 2013 г.

В работах ряда авторов, начиная с Босма (1981), было продемонстрировано, что наблюдаемую форму кривой вращения многих спиральных галактик можно объяснить, предположив, что радиальное распределение плотности темной материи связано с распределением нейтрального водорода, а именно: колонковые плотности темной материи и HI пропорциональны. Мы показываем, что эта связь, по-видимому, является артефактом и объясняется тем, что поверхностная плотность газа примерно равна или, в общем случае, пропорциональна критической плотности для локальной гравитационной устойчивости газового слоя.

ГУБАНОВ В.С., КУРДУБОВ С.Л. — 2013 г.

мксд (микросекунд дуги). Значительные систематические смещения найдены и у некоторых опорных станций. Полученные результаты стимулируют поиск новых методов анализа данных РСДБ-наблюдений и способов их глобального уравнивания, которые обеспечивали бы бльшую однородность и стабильность опорных систем координат ICRF и ITRF. Это необходимо как для повышения точности определения астрометрических, геодезических и геодинамических параметров, определяемых из этих наблюдений, так и для облегчения их физической интерпретации. Работа выполнена с помощью многофункционального программного пакета ИПА РАН QUASAR. льшую однородность и стабильность опорных систем координат ICRF и ITRF. Это необходимо как для повышения точности определения астрометрических, геодезических и геодинамических параметров, определяемых из этих наблюдений, так и для облегчения их физической интерпретации. Работа выполнена с помощью многофункционального программного пакета ИПА РАН QUASAR.

АК Т., БУРЕНИН Р.А., ЕКЕР З., ПАВЛИНСКИЙ М.Н., РЕВНИВЦЕВ М.Г., СЕМЕНА А.Н., ХАМИТОВ И.М. — 2013 г.

Приведены результаты исследования свойств горячей зоны аккреционного потока у поверхности замагниченного белого карлика. Для этого исследуется апериодическая оптическая переменность системы LS Peg, являющейся одним из наиболее ярких промежуточных поляров на северном небе. Основное излучение горячей зоны, которое затем переизлучается в оптическом диапазоне, возникает в результате излучения оптически тонкой плазмы, нагретой при прохождении аккреционного потока стоячей ударной волны. В недавней работе Семена и Ревнивцева (2012) было показано, что апериодическая переменность (фликкер-шум) - аккрецирующих замагниченных белых карликов должна иметь характерную особенность в области фурье-частот, соответствующих времени остывания плазмы в этой горячей области. Фотометрические измерения яркости LS Peg, проведенные на телескопе РТТ-150 при помощи высокоскоростной ПЗС-матрицы ANDOR iXon, позволили получить ограничения на частоту излома в спектре мощности переменности источника. Получены ограничения на геометрию аккреционной колонки у белого карлика в системе LS Peg и на параметры плазмы в ней.

ПИТЬЕВ Н.П., ПИТЬЕВА Е.В. — 2013 г.

Поиск и оценка возможного гравитационного влияния темной материи в Солнечной системе были выполнены на основе планетной теории EPM2011 с использованием около 677 тысяч позиционных наблюдений планет и космических аппаратов. Основная часть наблюдений относится к современным радиотехническим измерениям. Полученные оценки плотности и массы темной материи на разных расстояниях от Солнца, как правило, перекрываются их погрешностями ( ). Это указывает, что уровень плотности темной материи , если она имеется, очень мал и существенно ниже достигнутой современной погрешности определения таких параметров. Найдено, что на расстоянии орбиты Сатурна ниже, чем г/см , на расстоянии орбиты Марса г/см , на расстоянии орбиты Земли г/см . Рассмотрен вариант возможной концентрации темной материи к центру Солнечной системы. Масса темной материи в сфере внутри орбиты Сатурна даже с учетом ее возможной концентрации должна быть меньше, чем .

КРАСНОВ В.В., ПАРФЕНОВ С.Ю., СОБОЛЕВ А.М., ЦИВИЛЕВ А.П. — 2013 г.

На радиотелескопе РТ-22 (Пущино) проведены наблюдения рекомбинационных радиолиний Н,Не в источнике W51 в двух переходах: 56 (8 мм) и 65 (13 мм). Получены параметры спектральных линий и определено относительное содержание ионизованного гелия, . Проведено модельное исследование коррекции ( за ионизационную структуру областей HII (при переходе от наблюдаемой величины Не H к реальной He) (H) в зависимости от спектрального класса ионизующей звезды. Откуда следует, что для оценки содержания гелия желательно выбирать источники, возбуждаемые горячими звездами спектрального класса не позднее O6V. При этом коррекция ожидается небольшой и практически постоянной, в интервале 1.0–1.05. Проведен анализ коррекции за ионизационную структуру источника W51, получено реальное содержание гелия в интервале –9.7 и определено его первичное содержание p (образованное при Первичном нуклеосинтезе во Вселенной) в этом источнике. Проведена новая оценка первичного содержания гелия по шести галактическим зонам HII, где нами в разное время наблюдались рекомбинационные радиолинии Н, Не. Получено средневзвешенное значение . Это значение p, с одной стороны, еще сильно не противоречит выводам стандартной космологической модели, а с другой стороны - допускает существование по крайней мере одной неизвестной легкой частицы во времена первичного нуклеосинтеза за рамками стандартной космологической модели. Для более надежных выводов необходимо продолжать уточнять величину .

БУРЕНИН Р.А., ЕСЕЛЕВИЧ М.В., КОРОБЦЕВ И.В., ЛУТОВИНОВ А.А., МИРОНОВ А.И., ПАВЛИНСКИЙ М.Н., РЕВНИВЦЕВ М.Г., ЦЫГАНКОВ С.С. — 2013 г.

В работе проведено отождествление четырех жестких рентгеновских источников из каталогов обсерваторий ИНТЕГРАЛ и Swift. Используя данные рентгеновских обсерваторий ИНТЕГРАЛ, Swift, ROSAT и Chandra , a также наблюдения оптических телескопов РТТ-150 и АЗТ-33ИК , для каждого из исследуемых объектов были получены рентгеновские и оптические спектры. Показано, что два источника ( SWIFT J1553.6 2606 и SWIFT J1852.2 8424 ) имеют внегалактическую природу: первый является квазаром, а регистрируемый рентгеновский поток от второго представляет собой суммарное излучение двух сейфертовких галактик первого типа, находящихся на красных смещениях 0.1828 и 0.2249. Источник IGR J22534 6243 находится в нашей Галактике и является рентгеновским пульсаром с периодом с, входящим в состав массивной двойной системы, скорее всего с Be-звездой. Природа еще одного галактического источника SWIFT J1852.8 3002 до конца неясна и для ее установления необходимы спектроскопические наблюдения в инфракрасном диапазоне длин волн.

БОБЫЛЕВ В.В. — 2013 г.

Протестирован метод определения галактоцентрического расстояния Солнца и скорости вращения Галактики с использованием объектов, расположенных вблизи солнечного круга, в его модификации, предложенном Софуе и др. Выполнен корректный учет движения объектов относительно местного стандарта покоя. Показано, что при анализе таких молодых объектов, как области звездообразования или цефеиды, учет возмущений, вызванных галактической спиральной волной плотности, приводит к улучшению статистической значимости получаемых оценок. По 19 областям звездообразования получена оценка кпк. По выборке из 14 цефеид (с периодами пульсаций ) получены следующие оценки: кпк и км/с. Рассмотрено влияние принятого значения постоянной Оорта A и характера собственных движений (Hipparcos или UCAC4). По выборке из 18 цефеид, расширенной за счет привлечения собственных движений звезд из каталога UCAC4, получены следующие оценки: кпк и км/с.

БАЙКОВА А.Т., БОБЫЛЕВ В.В. — 2013 г.

Для оценки угла закрутки спиральных рукавов Галактики использованы данные о галактических мазерах с известными тригонометрическими параллаксами. Эти мазеры связаны с очень молодыми объектами, расположенными в областях активного звездообразования. Применен известный метод анализа диаграммы “позиционный угол–логарифм расстояния”. Оценки угла , полученные по четырем отрезкам различных рукавов, принадлежащих глобальной структуре, неплохо согласуются между собой и близки к значению . Наибольший интерес представляет отрезок Внешнего рукава. В нем расположены только три мазерных источника, но дополнительно привлечены данные о 12 очень молодых звездных скоплениях, расстояния до которых оценены Камарго и др. по инфракрасной фотометрии. С использованием такой комбинации данных найдено значение . Сопоставление этого значения с другими параметрами спиральной волны плотности, полученными из анализа кинематики мазеров, позволяет заключить, что в Галактике, вероятнее всего, реализуется модель четырехрукавного спирального узора.

БОБЫЛЕВ В.В. — 2013 г.

По распределению долгопериодических цефеид переопределены параметры ориентации их основной плоскости в Галактике. По 299 звездам из интервала гелиоцентрических расстояний кпк с периодами пульсаций найдены направления трех главных осей эллипсоида положений: , , , и , . Таким образом, линия узлов очень близка к направлению на центр Галактики, плоскость симметрии цефеид наклонена к галактической примерно на в направлении первой оси ( ). Направление линии узлов, найденное по старым цефеидам ( ), значительно отличается и составляет . Оценка возвышения Солнца над плоскостью Галактики, полученная по 365 более близким звездам ( кпк), без ограничения на период пульсаций, составила пк.

ГЛУШКОВ А.В., ПРАВДИН М.И. — 2013 г.

Приведены результаты гармонического анализа направлений прихода первичных частиц с энергией эВ и зенитными углами , зарегистрированных на Якутской установке за 29 лет ее непрерывной работы (1983–2012 гг.). Показано, что эти события в разных интервалах времени имеют разную глобальную анизотропию: фаза первой гармоники и ее амплитуда в выборках 1983–1994 гг. сменились в 1998–2010 гг. на величины и . Все это могло быть вызвано существенно возросшим потоком тяжелых ядер со стороны выхода Местного рукава Галактики после 1996 г.

БОБЫЛЕВ В.В., СТЕПАНИЩЕВ А.С. — 2013 г.

По литературным данным мы собрали информацию о галактических мазерных источниках с измеренными расстояниями. В частности, 44 галактических мазерных источника, расположенные в областях активного звездообразования, имеют тригонометрические параллаксы, собственные движения и лучевые скорости. Кроме этого, известны еще 10 радиоисточников с неполной информацией, но их параллаксы измерены с высокой точностью. Для всех 54 источников мы вычислили поправки за известный эффект Лутца–Келкера. По выборке из 44 источников мы уточнили параметры кривой галактического вращения. Так, при кпк, компоненты пекулярной скорости Солнца составили км/с, и компоненты угловой скорости: км/c/кпк, км/c/кпк и км/c/кпк . Соответствующие значения постоянных Оорта составили км/с/кпк и км/с/кпк, круговая скорость вращения околосолнечной окрестности вокруг центра Галактики составляет км/с. Мы обнаружили, что поправки за эффект Лутца–Келкера влияют на определение угловой скорости наиболее сильно, на остальные параметры их влияние статистически не значимо. В рамках модели двухрукавного спирального узора мы нашли угол закрутки узора и значение фазы Солнца в спиральной волне .

ГОНЧАРОВ Г.А. — 2013 г.

Инфракрасная фотометрия в полосах (1.2 мкм), (1.7 мкм), (2.2 мкм) из каталога 2MASS и в полосах (3.4 мкм), (4.6 мкм), (12 мкм), (22 мкм) из каталога WISE использована для определения пространственных вариаций закона межзвездного поглощения в инфракрасном диапазоне около экваториальной плоскости Галактики методом экстраполяции закона поглощения в применении к гигантам сгущения. При этом рассмотрены вариации коэффициентов , , и вдоль луча зрения в квадратах неба размером с центрами и , а также - в нескольких квадратах с . Результаты, полученные в настоящем исследовании, согласуются с аналогичными результатами, полученными Засовски и др. в 2009 г. с использованием фотометрии 2MASS и Spitzer-IRAC для тех же долгот и близких фотометрических полос, подтверждая их главный результат: во внутренней относительно Солнца части галактического диска доля мелкой пыли растет с удалением от центра Галактики (или уменьшается средний размер пылинки). Но в не рассмотренной Засовски и др. внешней части галактического диска эта закономерность сменяется противоположной: на краю диска доля крупной пыли больше, чем в окрестностях Солнца. Видимо, эта общегалактическая закономерность объясняется влиянием спирального узора: процессы в нем сортируют пыль по размерам и дробят ее так, что крупная пыль имеет тенденцию скапливаться на внешних, а мелкая - на внутренних относительно центра Галактики краях рукавов. В результате, возможно, мелкая пыль существует только в части галактического диска, удаленной как от центра Галактики, так и от края, а в центре Галактики, на краю диска и вне диска преобладает крупная пыль.

ПОЛЯЧЕНКО В.Л., ПОЛЯЧЕНКО Е.В., ШУХМАН И.Г. — 2013 г.

Исследуется новый класс простейших равновесных двухпараметрических функций распределения сферических звездных систем, обладающих радиальной анизотропией распределения звезд по скоростям. Рассматриваемые модели являются менее сингулярным аналогом так называемых обобщенно-политропных моделей, которые в прошлом являлись одними из самых популярных моделей в работах о равновесии и устойчивости гравитирующих систем. Предлагаемые модели, в отличие от известных моделей обобщенных политроп, обладают конечными значениями плотности и потенциала в центре. Отсутствие сингулярности необходимо для предполагаемого впоследствии корректного рассмотрения неустойчивости радиальных орбит, которая является важнейшей неустойчивостью звездных систем. Даются сравнения основных наблюдаемых параметров предлагаемых моделей (потенциала, плотности, анизотропии) с соответствующими параметрами в известных равновесных моделях.