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

ДУБРОВИЧ В.К. — 2007 г.

Рассмотрены некоторые проблемы двухфотонного распада высоко возбужденных уровней атома водорода и гелия. Показано, что необходимая точность расчета вероятностей переходов требует отказа от чисто дипольного приближения в теории излучения атома водорода. Обсуждается вопрос о пределах применимости теории возмущений к этому процессу. Предложен новый механизм перераспределения фотонов лаймановской серии атома водорода за счет очень близкого расположения уровней 20 и 19 атомов водорода и дейтерия соответственно (водородно-дейтериевый резонанс).

ВАШКОВЬЯК М.А., ТЕСЛЕНКО Н.М. — 2007 г.

На основе численного интегрирования уравнений движения спутника Юпитера J34 (Euporie) описываются основные особенности изменения элементов его орбиты на интервале времени 1000 лет. Рассматриваются различные математические модели, применяемые для исследования эволюции далеких спутниковых орбит. Дается качественное и приближенное количественное описание ограниченного изменения аргумента перицентра орбиты Euporie. Показано, что его либрация не связана с резонансом Лидова–Козаи, а обусловлена солнечными периодическими возмущениями необычно большой амплитуды.

ДЖАЛИЛОВ Н.С., СОМОВ Б.В., ШТАУДЕ Ю. — 2007 г.

Задача о неустойчивости малых возмущений магнитогидродинамического типа в оптически тонкой идеально проводящей однородной плазме с космическим обилием элементов решена в линейном приближении. Учтены электронная теплопроводность вдоль магнитного поля и протонная теплопроводность поперек поля. Впервые показано, что энтропийные волны могут экспоненциально нарастать, а магнитозвуковые волны затухают в широком диапазоне физических условий, максимально приближенных к условиям в коронах звезд, c cоответствующим учетом лучистых потерь. Особенно быстро затухают медленные магнитозвуковые волны. Для солнечной короны вычисленный коэффициент затухания медленных волн хорошо согласуется с усредненным коэффициентом затухания в 11 квазипериодических событиях, наблюдавшихся со спутника TRACE в жестком ультрафиолетовом излучении. Кратко обсуждаются другие возможные астрофизические приложения полученных результатов.

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

Представлены результаты инфракрасных наблюдений уникальной симбиотической системы CH Cyg в 2003–2006 гг. Анализ наблюдений показал, что в августе–ноябре 2006 г. на луче зрения появилось довольно плотное пылевое образование (облако или оболочка). Пылевые частицы в новой оболочке по своим оптическим свойствам похожи на графитовые и их размеры заключены в основном в пределах 0.14–0.16 мкм. Пылевая оболочка является оптически толстой и ее оптическая толщина на длине волны 2.2 мкм . Масса пылевой оболочки, и скорость поступления вещества в оболочку достигала /год.

ТОПТЫГИН И.Н. — 2007 г.

Проанализирован нерезонансный механизм генерации крупномасштабных магнитных неоднородностей вблизи ударного фронта ускоряемыми частицами. МГД-возмущения генерируются электрическим током, который возбуждают релятивистские частицы в среде перед фронтом при наличии слабых крупномасштабных неоднородностей плотности. Рассмотренные МГД-моды могут усиливаться другими резонансными и нерезоненсными механизмами, связанными с наличием релятивистских частиц. Произведены оценки магнитных полей и энергий, до которых могут быть ускорены заряженные частицы в разных фазах межзвездной среды с учетом стохастических магнитных полей, генерированных рассмотренным механизмом.

ФАДЕЕВ Ю.А. — 2007 г.

Проведены расчеты эволюции звезды населения I с начальной массой . На стадии превращения красного гиганта в гелиевую звезду раннего спектрального класса подавляющая доля массы звезды сосредоточена в компактном ядре, окруженном протяженной оболочкой, которая неустойчива относительно радиальных колебаний. Интервал эффективных температур, в пределах которого возникает неустойчивость, простирается до К. Для моделей, соответствующих эволюционной стадии Вольфа–Райе ( K), проведены гидродинамические расчеты самовозбуждающихся радиальных звездных пульсаций. Пульсационная неустойчивость развивается на отрезке времени, сравнимом с динамической шкалой, и после прекращения роста амплитуды пульсационные движения представляют собой нелинейные бегущие волны, распространяющиеся от границы ядра до поверхности звезды. Амплитуда скорости движения внешних слоев в зависимости от эффективной температуры составляет км/с. В течение эволюции гелиевой звезды среднее значение отношения максимальной скорости расширения внешних слоев к локальной скорости убегания убывает и для рассмотренных моделей находится в пределах . Нелинейность звездных пульсаций является причиной увеличения среднего значения радиуса лагранжевых слоев по сравнению с равновесным радиусом . Эффект возрастания среднего радиуса уменьшается с увеличением эффективной температуры от при K до при K. Периоды радиальных пульсаций рассмотренных моделей заключены в пределах сут, а амплитуда изменения болометрического блеска не превосходит .

КАРАЧЕНЦЕВ И.Д., КАРАЧЕНЦЕВА В.Е., ХУХТМАЙЕР В.К. — 2007 г.

Выполнены поиски близких карликовых галактик на снимках Второго Паломарского обзора неба в области 27 северных групп с характерными расстояниями 8–15 Мпк. На общей площади около 2000 кв. градусов обнаружено 90 объектов низкой поверхностной яркости, из которых более не отмечены в известных каталогах или списках. Большинство из них ( ) классифицированы нами как иррегулярные карликовые системы. Первые наблюдения новых объектов в линии 21 см на 100-м радиотелескопе в Эффельсберге показали, что типичные размеры (1–2 кпк), внутренние движения ( км с–1 водородные массы ( новых галактик соответствуют ожидаемым для карликового населения близких групп.

ЛАМЗИН С.А., СМИРНОВ Д.А., ЧУНТОНОВ Г.А. — 2007 г.

Представлены результаты измерения продольной компоненты магнитного поля молодой звезды BP Tau в области формирования эмиссионной линии HeI 5876, т.е. в аккреционном потоке вблизи поверхности звезды. Полученные значения ( кГс и кГс в 2000 и 2001 гг. соответственно) согласуются с результатами аналогичных измерений других авторов. Вместе с тем мы показываем, что полученные ранее значения напряженности поля на магнитном полюсе и угла наклона магнитной оси к оси вращения не заслуживают доверия. По нашему мнению, на основании имеющихся на сегодняшний день измерений величины невозможно сделать вывод о том, является ли поле звезды дипольным или имеет более сложную конфигурацию, а также решить вопрос о стационарности этого поля. Однако мы приводим аргументы в пользу того, что, по крайней мере, в области формирования линии HeI 5876 магнитное поле звезды не является стационарным и может перестраивать свою структуру за время порядка нескольких часов. Причиной краткосрочной переменности магнитного поля могут быть нестационарные мелкомасштабные поля активных областей на поверхности звезды и/или перезамыкание силовых линий магнитосферы, обусловленное закруткой этих линий при вращении звезды. Представляется весьма вероятным, что именно нерегулярная перестройка структуры магнитного поля звезды приводит к отсутствию у BP Tau строго периодических колебаний блеска и профилей эмиссионных линий.

ЛАРЧЕНКОВА Т.И., ЛУТОВИНОВ А.А. — 2007 г.

Для пульсаров, расположенных в шаровых звездных скоплениях, предлагается использовать наблюдения релятивистской временной задержки их излучения в гравитационном поле массивного тела (эффект Шапиро), расположенного близко к лучу зрения, для обнаружения невидимых компактных объектов и их идентификации, а также для изучения распределения как видимого, так и невидимого вещества в шаровых скоплениях и разных компонентах Галактики. Получены зависимости вероятности событий от галактической широты и долготы источников для двух моделей распределения вещества в Галактике: “классической” модели Бакалла и Сонейры и более современной модели Денена и Бинни. На примере трех шаровых скоплений (M15, 47 Tuc, Terzan 5) показано, что отношения вероятности событий, обусловленных близкими к лучу зрения пролетами массивных объектов Галактики, к параметру для пульсаров в шаровых скоплениях 47 Tuc и M15 сравнимы со значениями данной величины при близких пролетах массивных объектов самих скоплений и значительно выше в случае скопления Terzan 5. Получены оценки частоты таких событий. Определено число объектов вблизи луча зрения в направлении на пульсар, которые могут вызывать характерную для рассматриваемого эффекта модуляцию его МПИ, при этом впервые была учтена популяция коричневых карликов в диске Галактики, концентрация которых сравнима с концентрацией звезд диска.

ЛОПИН И.П. — 2007 г.

Рассмотрен отклик изотермической атмосферы тонкой вертикальной силовой трубки на присутствие во внешней среде поля акустико-гравитационных волн. Для решения задачи с начальными данными применен метод преобразования Лапласа. Структура решения для возмущений внутри трубки представляет собой суперпозицию вынужденных колебаний на частоте источника и колебаний, затухающих (так называемый волновой след). Оба компонента являются аналогами соответствующих возмущений во внешней среде с модифицированной амплитудой. Показано, что рассматриваемое возбуждение эффективно в областях частот мГц и мГц внешних колебаний. Оценка величины плотности волнового потока для высокочастотных магнитоакустико-гравитационных волн в трубке дает значение эрг/см2 с, величину одного порядка с требуемой для нагрева локальных областей хромосферы Солнца эрг/см2 с.

АПТЕКАРЬ Р.Л., ГОЛЕНЕЦКИЙ С.В., КЛАЙН Т.Л., МАЗЕЦ Е.П., ПАЛЬШИН В.Д., ФРЕДЕРИКС Д.Д. — 2007 г.

Рассматриваются кривая блеска, энергетические характеристики и локализация короткого жесткого всплеска GRB 051103. Обсуждаются свидетельства в пользу возможности отождествления данного события с гигантской вспышкой на мягком гамма-репитере в близкой группе взаимодействующих галактик М81.

ГНЕДИН Ю.Н., ИХСАНОВ Р.Н., МИЛЕЦКИЙ Е.В. — 2007 г.

Проведен анализ флуктуаций потока солнечных нейтрино по данным обсерваторий Homestake, GALLEX, GNO, SAGE и Super Kamiokande. Спектральный анализ и непосредственные количественные оценки показывают, что наиболее устойчивой вариацией потока нейтрино выступает квазипятилетняя периодичность. Приведены ревизованные значения средних потоков солнечных нейтрино. На их основе проведена оценка наблюдательного рр-потока электронной части солнечных нейтрино у Земли. Рассмотрены два альтернативных варианта объяснения возможной причины возникновения переменной части дефицита потока нейтрино.

БУРЕНИН Р.А. — 2007 г.

В послесвечениях космических гамма-всплесков во многих случаях наблюдается переменность на временных масштабах . Известно, что излучение, которое рождается во внешней ударной волне, образованной при взаимодействии ультрарелятивистского выброса с окружающей межзвездной средой, не должно содержать такой переменности в рамках простых моделей. Соответствующие ограничения установлены в работе Иока и др. (2005) и в некоторых случаях не согласуются с наблюдениями. С другой стороны, если движение не является релятивистским, быстрая переменность послесвечения может быть объяснена гораздо проще. В этой связи, обсуждаются различные оценки времени перехода к нерелятивистскому движению в источнике гамма-всплеска. Показано, что такой переход должен происходить на масштабе наблюдаемого времени порядка десяти суток. В случае более высокой плотности окружающего вещества см или звездного ветра /год переход к нерелятивистскому движению может происходить на временном масштабе порядка суток. Такие плотности вполне можно ожидать в областях звездообразования и вокруг массивных звезд Вольфа-Райе.

БОГАЧЕВ С.А., ГОРЯЕВ Ф.Ф., ЖИТНИК И.А., КУЗИН С.В., УРНОВ А.М., ШЕСТОВ С.В. — 2007 г.

Основная цель настоящей работы — показать принципиальную возможность количественного описания пространственно-временнй динамики температурного состава плазменных образований в солнечной короне, необходимого для понимания механизмов формирования мягкого рентгеновского излучения. Предложен подход, основанный на согласованном моделировании комплексных данных, полученных на спутниках КОРОНАС-Ф, GOES и RHESSI. Существенно новым элементом такого подхода является использование временных серий монохроматических изображений всего Солнца в рентгеновской линии иона MgXII 8.42 A и линиях ВУФ-диапазона, полученных в эксперименте СПИРИТ на борту КОРОНАС-Ф. Для нахождения объемной и продольной дифференциальной меры эмиссии, определенных с помощью интеграла Стильтьеса, были использованы, соответственно, два метода решения обратной задачи: оптимизационный, на основе многотемпературной параметрической модели, и итерационный, на основе теоремы Байеса. Расчеты, выполненные с корональными обилиями, согласуются с данными RHESSI в пределах экспериментальных ошибок; в то время как с фотосферными обилиями — не дают удовлетворительного согласия. Показана существенная роль относительно холодной (с температурой 2–4 МК) и переходной (4–10 МК) плазмы в формировании мягкого рентгеновского излучения в ходе вспышечных событий и их энергобюджете. Для долговременных градиентных событий, впервые наблюдавшихся в монохроматическом канале MgXII и названных ранее “пауками”, получены пространственные распределения электронной плотности и температуры и их развитие во времени. Использованный метод позволил проверить взаимную абсолютную калибровку потоков, зарегистрированных во всех экспериментах, и выполнить привязку к солнечному диску изображений MgXII, полученных в эксперименте СПИРИТ. Рассмотрены также возможные механизмы нагрева вспышечной плазмы для импульсных и долговременных (“паук”) вспышечных событий. й динамики температурного состава плазменных образований в солнечной короне, необходимого для понимания механизмов формирования мягкого рентгеновского излучения. Предложен подход, основанный на согласованном моделировании комплексных данных, полученных на спутниках КОРОНАС-Ф, GOES и RHESSI. Существенно новым элементом такого подхода является использование временных серий монохроматических изображений всего Солнца в рентгеновской линии иона MgXII 8.42 A и линиях ВУФ-диапазона, полученных в эксперименте СПИРИТ на борту КОРОНАС-Ф. Для нахождения объемной и продольной дифференциальной меры эмиссии, определенных с помощью интеграла Стильтьеса, были использованы, соответственно, два метода решения обратной задачи: оптимизационный, на основе многотемпературной параметрической модели, и итерационный, на основе теоремы Байеса. Расчеты, выполненные с корональными обилиями, согласуются с данными RHESSI в пределах экспериментальных ошибок; в то время как с фотосферными обилиями — не дают удовлетворительного согласия. Показана существенная роль относительно холодной (с температурой 2–4 МК) и переходной (4–10 МК) плазмы в формировании мягкого рентгеновского излучения в ходе вспышечных событий и их энергобюджете. Для долговременных градиентных событий, впервые наблюдавшихся в монохроматическом канале MgXII и названных ранее “пауками”, получены пространственные распределения электронной плотности и температуры и их развитие во времени. Использованный метод позволил проверить взаимную абсолютную калибровку потоков, зарегистрированных во всех экспериментах, и выполнить привязку к солнечному диску изображений MgXII, полученных в эксперименте СПИРИТ. Рассмотрены также возможные механизмы нагрева вспышечной плазмы для импульсных и долговременных (“паук”) вспышечных событий.

КУЗНЕЦОВ А.А. — 2007 г.

Солнечные микроволновые всплески с зебра-структурой часто демонстрируют сверхтонкую временную структуру: полосы “зебры” состоят из отдельных спайкоподобных импульсов. В работе исследована сверхтонкая структура в событии 21 апреля 2002 г. Показано, что импульсы излучения демонстрируют высокую периодичность (с периодом около 30 мс); между отдельными полосами “зебры” существует заметная корреляция. Данная структура динамических спектров, скорее всего, является отражением периодической инжекции электронных пучков, которые генерируют излучение на уровнях двойного плазменного резонанса.

ГУЛИЕВ А.С. — 2007 г.

Исследуются статистические аспекты вопроса о динамической связи долгопериодических комет с планетами-гигантами (Сатурн, Уран и Нептун), карликовыми планетами (Плутон, 2003 EL61, 2003 UB313) и пятью гипотетическими планетами. В статистике используются данные 859 и 888 комет (2005, 2006 гг.) с периодом лет. Кометы группы Крейца, Марсдена, Крахта и Мейера не рассматриваются. Объектом анализа в основном являются межорбитальные минимальные расстояния комет от перечисленных планетных тел. Путем тестирования кометных данных относительно 67 плоскостей установлены эффекты, свидетельствующие в пользу кинематической связи части комет с планетами. Обсуждается также распределение перигелиев долгопериодических комет.

КАЙСИН С.С., КАРАЧЕНЦЕВ И.Д., КАСПАРОВА А.В., КНЯЗЕВ А.Ю. — 2007 г.

Представлены результаты наблюдений в линии H 11 одиночных южных галактик: SDIG, PGC 51659, E 222–010, E 272–025, E 137–018, IC 4662, Sag DIG, IC 5052, IC 5152, UGCA 438 и E 149–003 с расстояниями от 1 до 7 Мпк. Определены интегральные H потоки галактик. Темпы звездообразования в этих галактиках заключены в диапазоне от (IC 4662) до /год (SDIG), а время исчерпания наличных запасов газа при наблюдаемом значении типа звездообразования лежит в интервале от 1/6 до 24 хаббловских времен .

ШЕФЕР В.А. — 2007 г.

Предлагается новый подход к решению задачи нахождения орбиты небесного тела по трем его пространственным положениям и соответствующим моментам времени, позволяющий учитывать основную часть возмущений. Подход основан на разработанной ранее автором теории промежуточных орбит. Строится орбита, движение по которой представляет собой комбинацию из двух движений: движения фиктивного притягивающего центра, масса которого изменяется по первому закону Мещерского, и движения относительно фиктивного центра. Первое движение в общем случае происходит по параболе, а второе описывается уравнениями задачи Гюльдена–Мещерского. Параметры построенной орбиты таковы, что их предельные значения в любую из опорных эпох определяют сверхоскулирующую промежуточную орбиту с касанием четвертого порядка. Выполнено численное исследование по оценке точности аппроксимации возмущенного движения малых планет 145 Адеона и 4179 Тоутатис орбитами, вычисленными с помощью двухпозиционных процедур (классического метода Гаусса и метода, предложенного автором ранее), трехпозиционной процедуры, основанной на уравнении Херрика–Гиббса, и нового метода. Сравнение полученных результатов говорит о преимуществе последнего.

КЛИМАНОВ С.А., ПРОНИК В.И., СЕРГЕЕВ С.Г., ЧЕСНОК Н.Г. — 2007 г.

Представлены результаты анализа спектральных и фотометрических наблюдений активного ядра галактики 1E 0754.6 3928, выполненных в Крымской астрофизической обсерватории в 1998–2004 гг. На основе формальных спектральных критериев для оптического диапазона этот объект можно классифицировать как сейфертовскую галактику I типа с узкими линиями (NLS1). За период наблюдений ядро 1E 0754.6 3928 показало крайне малую среднеквадратичную амплитуду переменности потоков как в континууме, так и в линии H ( ). Время запаздывания линии H относительно континуума по центру тяжести кросс-корреляционной функции составило величину дней. Этот результат и оценка дисперсии профиля линии H позволили нам определить массу центральной черной дыры при помощи метода эхокартирования: . Положение 1E 0754.6 3928 на диаграмме светимость — масса черной дыры согласуется с местонахождением на ней других NLS1 галактик и может объясняться повышенным темпом аккреции вещества в центральном источнике.

БАЙКОВА А.Т., БОБЫЛЕВ В.В., ЛЕБЕДЕВА С.В. — 2007 г.

По современным данным о поле скоростей рассеянных скоплений звезд произведен кинематический анализ различных выборок, отличающихся расстоянием от Солнца, возрастом, а также принадлежностью к отдельным структурным образованиям (рукава Ориона, Киля–Стрельца и Персея). По 375 скоплениям, расположенным в радиусе кпк от Солнца с возрастом до 1 млрд. лет, определены параметры галактического вращения км/с/кпк, км/с/кпк , км/с/кпк , параметр сжатия системы км/с/кпк, а также параметры кинематического центра кпк и . Установлено, что значение галактоцентрического расстояния в рамках использованной модели существенно зависит от возраста выборки. Так, для выборки молодых ( млн. лет) и старых ( млн. лет) скоплений оно составляет кпк и кпк соответственно. При этом исследование кинематики молодых рассеянных скоплений звезд, входящих в различные рукава, показало, что в случае рукавов Киля–Стрельца и Персея наблюдается сходство, а в случае рукава Ориона существенное отличие кинематических параметров от параметров, полученных по всей выборке. Показано, что эффект сжатия характерен для звездных скоплений различного возраста, который наиболее сильно проявляется для скоплений со средним возрастом млн. лет, при этом скорость сжатия составляет км/с.