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

АФАНАСЕНКО Т.С., РОДИН А.В. — 2007 г.

На основании теории интерференции молекулярных состояний в приближении сильных столкновений рассчитан спектр поглощения и потоки теплового излучения в нижней атмосфере Венеры. Проведено сравнение с расчетом поглощения и переноса излучения в рамках статистической теории столкновительного уширения спектральной линии и на основе эмпирической формфактора. Расчеты показывают, что механизм уширения спектральных линий не влияет на тепловой режим атмосферы для высот более 60 км, но оказывает существенное влияние на характер парникового эффекта ниже облачного слоя.

ТАРАНОВА О.Г., ШЕНАВРИН В.И. — 2007 г.

Обсуждаются результаты инфракрасной фотометрии (1.25–5 мкм) восьми планетарных туманностей, проведенной в 1999–2006 гг. Для всех исследуемых туманностей достаточно надежно установлена переменность ИК-блеска и цвета на шкале времени менее года и до 6–8 лет. Максимальные колебания ИК-блеска наблюдались в излучении IC 2149, IC 4997 и NGC 7662. Их -блеск менялся в пределах 0 2–0 25. У остальных колебания блеска в фильтре не превышали 0 15. У всех исследуемых планетарных туманностей наблюдались изменения ИК-показателей цвета. По результатам ИК-фотометрии центральные области планетарной туманности NGC 1514 и северной части NGC 7635, видимых в диафрагму 12 классифицированы в качестве звезды В(3–7) главной последовательности (NGC 1514) и звезды O9.5 верхней части главной последовательности (NGC 7635). В свечении туманностей IC 4997 и NGC 7027 в диапазоне мкм наблюдалось избыточное (по отношению к излучению горячего источника) излучение.

ГРЕБЕНЕВ С.А., КАРАСЕВ Д.И., ЛУТОВИНОВ А.А. — 2007 г.

Исследуется источник XTE J1901 014, открытый обсерваторией RXTE во время мощного всплеска жесткого излучения и отнесенный к классу быстрых рентгеновских транзиентов. Впервые проведен анализ спектральных характеристик источника в спокойном состоянии в широком рентгеновском диапазоне: на энергиях 0.6–2.4 кэВ — по данным обсерватории ROSAT, на энергиях 3–20 кэВ — по данным обсерватории RXTE, в жестком диапазоне энергий ( кэВ) по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ. Временной анализ свойств источника показал наличие непериодических слабых всплесков активности на масштабах времен нескольких десятков секунд и двух мощных ( Краб) вспышек длительностью более нескольких сотен секунд. Сделаны некоторые предположения относительно природы исследуемого объекта.

ГРЯЗНЫХ Д.А., КАРЛЫХАНОВ Н.Г., ЛЫКОВ В.А., СИМОНЕНКО В.А., ШУШЛЕБИН А.Н. — 2007 г.

Изучается влияние турбулентного перемешивания на развитие термоядерных вспышек в поверхностных слоях нейтронных звезд. Для описания турбулентных процессов используется достаточно простая, но учитывающая различные физические процессы -модель. В отличие от широко распространенной модели среднего пути перемешивания, -модель не требует использования дополнительных размерных параметров, прослеживает развитие турбулентности в динамике, единым образом описывает разные сценарии развития турбулентности (гравитационная и сдвиговая неустойчивости, конвекция и полуконвекция и т.д.), может быть использована в многомерном численном моделировании. Эмпирические константы модели подбираются на основе экспериментальных данных и прямого численного моделирования типовых процессов. Программные комплексы Эра и Тигр-3Т использовались для численного моделирования термоядерных вспышек в обновляемой в процессе аккреции атмосфере нейтронных звезд. Показано, что турбулентность существенно ускоряет перенос выделяющейся энергии к поверхности звезды. Перемешивание приводит к выравниванию концентраций компонентов вещества во всем горящем слое и увеличивает количество вещества, вовлеченного в термоядерное горение при вспышке.

АНАНЬЕВСКАЯ Ю.К., ФРОЛОВ В.Н. — 2007 г.

Для трех галактических звездных скоплений малого и среднего возраста Trumpler 2, NGC 7243 и NGC 1513 на основании собственного наблюдательного материала построены функции масс. Средние значения их наклонов в пределах ошибок укладываются в диапазон Скало: 1.7 0.5 для . Для каждого из скоплений также исследовалось распределение их членов по массам в зависимости от расстояния до центра. В Trumpler 2 и NGC 7243 выявлена заметная сегрегация масс в смысле концентрации массивных звезд к центру скопления. В каждой из трех зон скопления Trumpler 2 при значении замечены отклонения от прямолинейности в одну и ту же сторону, что можно трактовать как небольшой провал в функции масс. В скоплении NGC 1513 найдены некоторые странности, которые трудно объяснить только селекцией наблюдений. Сравнение полученных результатов с аналогичными работами обнаруживает сходство в распределении по радиусу для NGC 7243 с h Per, а для Trumpler 2 — с IC 1805.

БАДАЛЯН О.Г., ОБРИДКО В.Н. — 2007 г.

Рассмотрен вопрос об адекватности различных теорий нагрева солнечной короны. Показано, что полезным в этом исследовании может оказаться сопоставление яркости зеленой корональной линии 530.5 нм FeXIV с рассчитанной напряженностью магнитных полей в короне. Нами такое сопоставление было проведено для корональных структур и магнитных полей больших пространственных и временных масштабов. Выявленная связь обнаруживает сильную зависимость как от фазы солнечного цикла, так и от широты. По-видимому, эффективность того или иного механизма нагрева короны определяется соотношением площади, занимаемой низкими и высокими петлями (включая открытые структуры). В приэкваториальной зоне более эффективны токовые модели, основанные на медленной диссипации поля (DC), а в полярной зоне — волновые модели, основанные на диссипации альвеновских и магнитозвуковых волн (AC).

БУХМАСТОВА Ю.Л. — 2007 г.

Найдены новые тесные пары квазар–галактика на основе каталога SDSS. Проанализировано радиальное распределение квазаров из пар вокруг галактик разных типов. Показано, что квазары из пар повторяют ход плотности шаровых скоплений гало, что является новым наблюдательным свидетельством того, что квазары, проецирующиеся в гало галактик, усилены гравитационным линзированием на шаровых скоплениях гало.

БАЙКОВА А.Т., БОБЫЛЕВ В.В. — 2007 г.

В распределении -скоростей звезд пояса Гулда выявлена тонкая структура, связанная с кинематическими особенностями трех составляющих ассоциации Скорпиона–Центавра — LCC, UCL и US. Применение разработанного нами метода анализа двумерной функции плотности вероятностей -скоростей звезд позволило выделить наиболее вероятные члены указанных групп. Кинематический анализ выделенных структурных составляющих показал, что движение центров масс групп LCC, UCL и US подчиняется, в целом, движению, характерному для пояса Гулда, в особенности его расширению. Показано, что весь комплекс Скорпиона–Центавра обладает собственным расширением с параметром угловой скорости км/с/кпк при найденных значениях кинематического центра и пк. На основе данной скорости получена оценка характерного времени расширения комплекса млн. лет. Скорость собственного вращения комплекса Скорпиона–Центавра имеет меньшую по модулю величину, определяется менее уверенно и заметно зависит от качества данных.

ГОЛЬДВАРГ Т.Б., КОПЫЛОВА Ю.Г., МЕЛЬНИКОВ А.В., СТЕПАНОВ А.В., ЦАП Ю.Т. — 2007 г.

В рамках идеальной магнитной гидродинамики (МГД) проведен численный анализ дисперсионных особенностей собственных радиальных мод колебаний тонкой магнитной трубки. Показано, что период мод, сопровождаемых излучением МГД-волн в окружающую среду, приводящему к акустическому затуханию колебаний, определяется поперечными размерами трубки, а не ее длиной. Рассмотрена диссипация радиальных колебаний в сравнительно высоких ( ) и разреженных ( см ) корональных аркаx. Установлено, что их добротность определяется акустическим механизмом затухания. На основе предположения о связи квазипериодических пульсаций радиоизлучения в метровом диапазоне длин волн с радиальными колебаниями оценены отношение плотностей плазмы снаружи и внутри арки и характерная высота источника излучения.

ГРЕБЕНЕВ С.А., ЧЕЛОВЕКОВ И.В. — 2007 г.

В ходе анализа архивных данных обсерватории ИНТЕГРАЛ нами был обнаружен и локализован космический гамма-всплеск, зарегистрированный 28 апреля 2006 г. телескопами IBIS/ISGRI и SPI в поле их зрения. Всплеск не был выявлен системой IBAS раннего обнаружения всплесков, поэтому информация о его координатах своевременно не была распространена, и поиска послесвечения не проводилось. Всплеск был зарегистрирован спутниками KONUS/WIND и RHESSI. Интегральный по времени поток энергии в диапазоне 20–200 кэВ составил эрг см , максимальный поток эрг см с (3.9 фот см с ). Всплеск обладал сложным многопиковым профилем и выделялся среди типичных всплесков нарастанием жесткости со временем. В максимуме потока спектр излучения характеризовался фотонным индексом и пиковой энергией кэВ. Всплеск продолжался с, после которых на энергиях 15–45 кэВ наблюдалось его послесвечение, затухающее по степенному закону с показателем . Жесткость спектра во время послесвечения заметно уменьшилась.

ТИХОНОВ Н.А. — 2007 г.

Архивные данные космического телескопа Хаббла использованы для фотометрии звезд в голубых компактных галактиках системы IZw18. Применяя пространственную селекцию звезд, нам удалось выявить в галактиках красные гиганты — звезды с возрастом более 1–2 млрд. лет. Найденные красные гиганты позволили впервые надежно определить расстояние до IZw18: Мпк. Присутствие в галактиках системы IZw18 старых звезд опровергает гипотезу о наблюдаемом первичном процессе звездообразования в этих галактиках.

ГВАРНЕРИ А., ГОЛУБЯТНИКОВ Г.Ю., ЛАПИНОВ А.В., МАРКОВ В.Н. — 2007 г.

Детальные исследования внутренней кинематики темных облаков по линиям многих молекул требуют лабораторной точности частот порядка нескольких м/с. На основе выполненных лабораторных исследований вращательного спектра молекулы HNCO в основном колебательном состоянии существенно повышена точность расчета частот в широком диапазоне квантовых чисел. Достигнута неопределенность для вращательных переходов внутри состояний в пересчете к доплеровским скоростям м/с ( ) для всех частот 1.1 ТГц, позволяющая проводить радиоастрономические измерения с точностью, сопоставимой с наиболее прецизионными наблюдениями по линиям других молекул.

ЧЕРНЕТЕНКО Ю.А. — 2007 г.

Принятое Международным астрономическим союзом значение отношения массы Солнца к массе Меркурия ( ) было получено в 1987 г. из анализа наблюдений космического аппарата “Mariner 10” (Андерсон и др., 1987) и с тех пор не уточнялось. Большое количество астероидов на орбитах, сближающихся с орбитой Меркурия, и все возрастающая точность их наблюдений позволяют получить оценку массы Меркурия другим методом. В результате совместного решения, основанного на оптических и радарных наблюдениях 43 астероидов, уточнены параметры орбит этих астероидов, а для отношения массы Солнца к массе Меркурия получено значение . В ближайшем будущем возможно дальнейшее уточнение этой оценки благодаря быстрому увеличению числа известных астероидов, наблюдения которых могут быть использованы для решения этой задачи.

ГИЛЬФАНОВ М.Р., ШТЫКОВСКИЙ П.Е. — 2007 г.

Изучена связь между популяцией массивных рентгеновских двойных и недавней историей звездообразования на примере Малого Магелланового Облака. С использованием архивных оптических наблюдений ММО аппроксимированы диаграммы цвет–светимость звездного населения модельными звездными популяциями и таким образом восстановили пространственно-разрешенную историю звездообразования галактики за последние 100 млн. лет. Исследованы погрешности и устойчивость такого метода определения недавней истории звездообразования и показано, что основным фактором, ограничивающим его точность, являются неопределенности моделей массивных звезд на поздних стадиях эволюции. Путем комбинирования истории звездообразования с пространственным распределением массивных рентгеновских двойных, полученным по данным наблюдений обсерватории XMM-Newton, определена зависимость числа массивных рентгеновских двойных от времени, прошедшего после вспышки звездообразования. Показано, что число молодых систем, возраст которых млн. лет, меньше, чем предсказание, основанное на частоте вспышек сверхновых II типа. Число массивных рентгеновских двойных достигает своего максимума через млн. лет после всплеска звездообразования. Это может быть связано, по крайней мере частично, с низким порогом светимости в исследовавшейся популяции рентгеновских источников эрг/с. Доминирующий вклад в такую популяцию вносят Be/X-системы, а вклад массивных рентгеновских двойных с черными дырами относительно невелик.

ГИЛЬФАНОВ М.Р., ШТЫКОВСКИЙ П.Е. — 2007 г.

Исследовано проявление спиральной структуры в распределении массивных рентгеновских двойных по родительской галактике. Построена простейшая кинематическая модель, показывающая, что вследствие конечного времени жизни массивные рентгеновские двойные должны быть смещены отнoсительно спиральной структуры, наблюдаемой в традиционных индикаторах текущего звездообразования, таких как излучение в линии H и далеком инфракрасном диапазоне. Используя наблюдения М51 обсерваторией Chandra, мы изучили распределение рентгеновских источников относительно спиральных рукавов этой галактики, наблюдаемых в линии H . Основываясь на данных -диапазона и кривых подсчета фоновых источников, мы разделили вклады массивных и маломассивных рентгеновских двойных и активных ядер галактик. В согласии с предсказаниями модели распределение массивных рентгеновских двойных является более широким, чем распределение ярких областей HII, концентрирующихся в области текущего звездообразования. Однако статистическая значимость этого невысока, как и значимость концентрации суммарной популяции рентгеновских источников к спиральным рукавам. Также предсказано распределение массивных рентгеновских двойных в нашей Галактике по галактической долготе. Характер распределения зависит от среднего возраста массивных рентгеновских двойных и может существенно отличаться от распределений таких молодых объектов, как ультракомпактные области HII.

ИОШПА Б.А., ОБРИДКО В.Н., ЧЕРТОПРУД В.Е. — 2007 г.

В рамках двумерной модели фрактального броуновского процесса (средний квадрат разности значений поля в двух точках на расстоянии пропорционален ) анализируются мелкомасштабные ( 10) стохастические свойства магнитного поля Солнца . C использованием оцифрованных солнечных магнитограмм с 2 разрешением определены стандартное отклонение магнитного поля и показатели степени при различных уровнях . Установлено, что переход от фонового магнитного поля к полям активной области происходит вблизи 25–50 Гс. Получена зависимость показателя от амплитуды магнитного поля. Обнаружено, что показатель степени для фонового магнитного поля значительно меньше, чем для полей активной области. Обсуждается связь полученных результатов с некоторыми фундаментальными свойствами плазмы в магнитном поле.

ФАДЕЕВ Ю.А. — 2007 г.

Приведены результаты решения уравнения переноса излучения для вектора Стокса при рассеянии света на сферических пылевых частицах форстерита в осесимметричной околозвездной оболочке красного гиганта. Предполагалось, что поверхности постоянной концентрации рассеивающих частиц являются вытянутыми или сплюснутыми сфероидами, концентрация частиц убывает с радиусом как , а на внутренней границе оболочки пылевые частицы находятся в тепловом равновесии с излучением звезды при температуре твердой фазы K. В интервале длин волн мкм основной вклад в линейную поляризацию излучения звезды принадлежит частицам с радиусом мкм. Увеличение фактора эффективности рассеяния с уменьшением длины волны является основной причиной известного из наблюдений возрастания степени поляризации в сторону коротких волн. Однако при среднем числе рассеяний поляризация прекращает свой рост вследствие эффектов деполяризации и быстро убывает с дальнейшим сокращением длины волны. Длина волны максимума поляризации определяется главным образом двумя величинами: радиусом частиц и скоростью потери массы. Верхний предел степени линейной поляризации при рассеянии света в околозвездных пылевых оболочках с геометрией вытянутых сфероидов составляет , тогда как для сплюснутых сфероидов . При рассеянии света на частицах энстатита степень поляризации приблизительно на больше, чем при рассеянии света на частицах форстерита.

АФАНАСЬЕВ В.Л., ПРЮНЬЭЛЬ Ф., СИЛЬЧЕНКО О.К., ЧИЛИНГАРЯН И.В. — 2007 г.

Представлено открытие молодых вложенных структур в трех диффузных эллиптических галактиках (dE) скопления галактик в Деве: IC 783, IC 3468 и IC 3509. Проведены наблюдения на 6-м телескопе БТА САО РАН при помощи панорамного спектрографа MPFS, и получены пространственные распределения параметров кинематики и звездных населений путем аппроксимации наблюдательных данных синтетическими спектрами простых звездных населений (SSP) высокого разрешения (PEGASE.HR). Во всех трех галактиках взвешенные по светимости возрасты ядер (около 4 млрд. лет) существенно моложе, чем населения во внешних частях галактик. Мы обсуждаем две возможности формирования подобных структур — диссипативные слияния и различную эффективность выметания газа лобовым давлением при последовательных пересечениях центра скопления Дева.

МОЛЬКОВ С.В., САЗОНОВ С.Ю., СЮНЯЕВ Р.А. — 2007 г.

в максимуме и на стадии затухания излучения. По основным характеристикам GRB 070311 является типичным космологическим гамма-всплеском. го и спектрального анализа данных, полученных детектором ISGRI телескопа IBIS. Всплеск состоит из одного пика продолжительностью с, во время которого выделилась энергия эрг/см в диапазоне 20–200 кэВ. Cпектр в диапазоне энергий 18–300 кэВ характеризуется наклоном на стадии роста и в максимуме и на стадии затухания излучения. По основным характеристикам GRB 070311 является типичным космологическим гамма-всплеском.

АСЛАН З., БИКМАЕВ И.Ф., БУРЕНИН Р.А., ПАВЛИНСКИЙ М.Н., САХИБУЛЛИН Н.А., СЮНЯЕВ Р.А., ХАМИТОВ И.М. — 2007 г.

Представлены результаты многоцветных фотометрических наблюдений оптического послесвечения гамма-всплеска 060526 на российско-турецком 1.5-м телескопе РТТ-150 (гора Бакырлытепе, Турция). Получены подробные измерения кривой блеска послесвечения, начиная с времени около 5 ч после гамма-всплеска и на протяжении пяти последующих ночей. Кроме того, получены верхние пределы на быструю переменность послесвечения в первую ночь наблюдений, подробно измерена история изменения цвета послесвечения. Во временном промежутке от 6 до 16 ч после всплеска происходит плавное падение потока излучения, примерно по степенному закону с наклоном . После этого наблюдается переменность на временном масштабе , и послесвечение начинает затухать гораздо быстрее. Цвет послесвечения оказывается примерно постоянным ( ) во все время наблюдений, несмотря на переменность потока излучения. Наблюдаются масштабы переменности до при , что нарушает многие ограничения на переменность наблюдаемого излучения ультрарелятивистской струи, полученные в работе Иока и др. (2005). Предлагается объяснять эту переменность тем, что в это время движение оболочки уже не является ультрарелятивистским.