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

КОПЫЛОВ А.И., КОПЫЛОВА Ф.Г. — 2007 г.

Представлены результаты исследования пекулярных движений скоплений галактик в сверхскоплении Большая Медведица (БМ) и его окрестностях. По данным обзора SDSS (Sloan Digital Sky Survey) была составлена выборка галактик ранних типов и использована их фундаментальная плоскость с целью определения расстояний скоплений и пекулярных скоростей. Выборки галактик ранних типов в центральных областях (в пределах ) 12 скоплений галактик БМ, в трех главных подсистемах сверхскопления — волокнистых структурах, связывающих скопления между собой, и в девяти скоплениях из ближайшей окрестности БМ имеют схожие параметры. Довольно большой контраст плотности (3 по галактикам и 15 по скоплениям) предполагает гравитационную связанность сверхскопления в целом, в то же время значительных пекулярных движений нами не обнаружено: пекулярные скорости не превышают ошибок измерений более чем в 1.5–2 раза. Средние хаотические пекулярные скорости скоплений и систематические отклонения от общего хаббловского расширения в сверхскоплении не противоречат теоретическим оценкам. Для подтверждения возможного сближения трех подсистем БМ необходимо повысить точность измерений в 2–3 раза.

ГРЕБЕНЕВ С.А., СЮНЯЕВ Р.А. — 2007 г.

Мощная вспышка жесткого излучения рентгеновского транзиента AX J1749.1–2733 (с потоком мКраб в максимуме блеска) была зарегистрирована гамма-телескопом IBIS/ISGRI обсерватории ИНТЕГРАЛ при мониторировании поля галактического центра 8–10 сентября 2003 г. Ранее этот источник никогда не наблюдался в ярком рентгеновском состоянии. Во время вспышки спектр излучения источника был пологим и жестким (простирался до кэВ), степенным в стандартном рентгеновском диапазоне и экспоненциально обрывающимся выше 40–50 кэВ. Жесткость спектра уменьшалась с увеличением потока излучения. Эти и другие свойства, описанные в работе, а также краткость вспышки ( сут) позволяют отнести источник к группе “быстрых” рентгеновских транзиентов, многие представители которой имеют оптическим компонентом сверхгигант раннего O–B спектрального класса. Обсуждены возможные причины вспышек “быстрых” транзиентов. Показано, что аккреция из звездного ветра сверхгиганта должна была бы приводить к интенсивному непрерывному излучению транзиентов. Отсутствие излучения можно объяснить выбрасыванием аккрецирующего вещества из системы (эффект “пропеллера”) при его контакте с магнитосферой быстровращающейся нейтронной звезды. Транзиентные вспышки могли бы возникать у источников этого типа, если период вращения их нейтронной звезды лишь немного отличается от критического периода с, при котором еще возможен эффект “пропеллера”. Вспышка инициируется незначительным повышением локальной плотности звездного ветра — в раз. Весь профиль вспышки не может быть объяснен отдельной неоднородностью в ветре, а является отражением долговременного ( сут в случае AX J1749.1–2733) изменения темпа истечения ветра с поверхности сверхгиганта, обращенной к компактному источнику. Увеличение темпа истечения ветра могло быть усилено из-за прогрева поверхности сверхгиганта рентгеновскими лучами.

АРХИПОВА В.П., ЕСИПОВ В.Ф., ИКОННИКОВА Н.П., КОМИССАРОВА Г.В., НОСКОВА Р.И. — 2007 г.

Представлены результаты многолетних фотометрических и спектральных наблюдений высокоширотного B-сверхгиганта с ИК-избытком — протопланетарной туманности IRAS 18 062 2410. -наблюдения в 2000–2006 гг. подтвердили обнаруженную нами ранее быструю нерегулярную переменность блеска звезды с максимальной амплитудой до в -лучах. Показатели цвета и меняются с амплитудами до и соответственно и не отслеживают четкой корреляции с блеском. ПЗС-наблюдения в фильтре за 11 ночей в 2006 г. выявили тренды блеска в течение ночи. Характер переменности IRAS 18 062 2410 сходен с изменениями блеска других горячих post-AGB объектов и некоторых ядер молодых планетарных туманностей. Предполагается, что причиной переменности этих звезд могут быть пульсации и переменный звездный ветер. Кроме быстрой переменности, за 12 лет наблюдений выявлено систематическое падение среднего блеска IRAS 18 062 2410, которое может быть связано с увеличением температуры звезды при постоянной светимости в результате ее эволюции. Спектральные наблюдения с низким разрешением показали систематический рост эквивалентных ширин эмиссионных линий H , H , [NII] A, OI A, [OII] A. Изменения в эмиссионном спектре звезды вызваны, по-видимому, возрастанием степени ионизации газовой оболочки вследствие увеличения температуры ионизующей звезды. Фотометрические и спектральные наблюдения IRAS 18 062 2410 подтверждают выдвинутые ранее предположения о крайне быстрой эволюции звезды к области планетарных туманностей.

ЛУКЬЯНОВ Л.Г., ШИРМИН Г.И. — 2007 г.

Используя знаменитое неравенство Зундмана, для общей задачи трех тел впервые построены поверхности, которые мы предлагаем называть поверхностями Зундмана. Эти поверхности являются обобщением широко известных поверхностей Хилла в ограниченной круговой задаче трех тел. Построение поверхностей Зундмана проведено в прямоугольной системе, использующей в роли декартовых прямоугольных координат взаимные расстояния между телами. Определены особые точки семейства этих поверхностей. В пространстве взаимных расстояний построены области возможности движений тел и области недоступности. Показано существование движений, устойчивых по Хиллу, и установлены достаточные критерии устойчивости движений по Хиллу. Рассмотрены некоторые астрономические приложения.

ИЛЬИН В.Б., ПРОКОПЬЕВА М.С. — 2007 г.

В спектрах ряда объектов одновременно наблюдаются ледяная и силикатная пылевые полосы с центрами около 3 и 10 мкм соответственно. До сих пор зависимость степени поляризации от длины волны в обеих полосах моделировалась с использованием двухслойных сфероидальных частиц, форма силикатного ядра которых была софокусна форме ледяной оболочки. Мы показываем, что несофокусность сфероидальных поверхностей ядра и оболочки принципиально меняет волновую зависимость поляризации в силикатной полосе на 10 мкм и существенно влияет на степень поляризации в ледяной полосе на 3 мкм, в то время как профили поглощения этих полос остаются практически неизменными. Поскольку результаты получены для теоретической модели, обсуждается их применимость и значение для космических пылинок.

ГНЕДИН Ю.Н., КОНСТАНТИНОВА Т.С., КОПАЦКАЯ Е.Н., ЛАРИОНОВ В.М. — 2007 г.

Представлены результаты поляриметрических и фотометрических наблюдений сверхновой 2005cs в полосе . Поляриметрические наблюдения выполнены на телескопе АЗТ-8 в КрАО Украины с использованием фотометра-поляриметра ST-7 НИАИ СПбГУ. Обнаружена рекордная для сверхновых линейная поляризация , причем позиционный угол в ходе эволюции блеска сверхновой испытал скачок на величину . Кратко анализируются возможные механизмы возникновения поляризованного излучения на фотосферной стадии эволюции сверхновой.

ТИХОНОВ А.В. — 2007 г.

С помощью метода поиска пустот произвольной формы в распределении ограниченных по объему выборок галактик обзора DR5 SDSS выделялись пустоты и исследовались их характеристики, а также изменение этих характеристик с уменьшением (от до , км/c/Mпк) — ограничения сверху на абсолютную величину галактик, участвующих в построении пустот. Cуммарный объем 50 наибольших пустот растет с убыванием с изломом вблизи — характерного значения функции светимости галактик SDSS. Рост среднего контраста плотности в пустотах с уменьшением также происходит со слабым изломом в области . Наблюдается значительный рост степенного показателя зависимости объема пустоты от ее ранга в характерном диапазоне объемов при убывании , начиная с , что отражает тенденцию к большему скучиванию более ярких галактик. Усредненный профиль контраста плотности галактик в пустотах имеет схожий характер почти при всех значениях . Галактики в основном тяготеют к границам пустот и избегают центральных областей пустот, в промежуточном интервале расстояний от границ пустот профиль контраста довольно плоский. Соотношения между осями эквивалентных пустотам эллипсоидов в среднем сохраняются при изменении и соответствуют вытянутым и несплюснутым формам пустот, однако отдельные пустоты могут менять форму значительно. Направления наибольших вытянутостей пустот меняются хаотично и при данном распределены случайно. Центры пустот показывают корреляции, отражающие корреляции распределения галактик на масштабах Мпк. В выделяемых пустотах галактики распределены неслучайно — можно выделить группы и филаменты. Проводилось сравнение свойств галактик попадающих в пустоты (в данном случае пустоты определялись галактиками с абсолютными величинами , за исключением достаточно изолированных галактик) и галактик в структурах, выделенных с помощью минимального охватывающего дерева. Получено бимодальное распределение галактик в пустотах по цветам. Заметное отличие наблюдается в средних показателях цвета и темпов звездообразования галактик на единицу звездной массы в плотных областях (структурах) — галактики в пустотах ожидаемо в среднем более голубые и имеющие более высокие значения . Эти тенденции усиливаются к центральным областям пустот.

ДОЦЕНКО Д.О., СЮНЯЕВ Р.А. — 2007 г.

Спектральные линии сверхтонкой структуры высокозаряженных ионов, возможно, позволят взглянуть на горячую разреженную астрофизическую плазму с новой стороны. В этой статье мы обсуждаем линии ионов и изотопов, обильных в диапазоне температур К, характерном для “теплого” межгалактического газа, горячей межзвездной среды, галактик, находящихся в фазе активного звездообразования, оттоков газа от них, а также молодых остатков вспышек сверхновых. Наблюдения этих линий позволят исследовать турбулентные и крупномасштабные движения газа в наблюдаемых объектах и дополнят информацию о его ионизационном состоянии и химическом и изотопном составе. Особый интерес представляет линия основного изотопа азота с длиной волны мм. Длина волны этой линии хорошо подходит для наблюдений объектов на , когда линия в результате красного смещения попадает в широко используемый в наземных радионаблюдениях диапазон 6.5–9 мм и, например, для , когда линия смещается до 1.3 см и далее. Современные и планируемые радиотелескопы и радиоинтерферометры способны наблюдать линию поглощения 14NVII “теплым” межгалактическим газом на красных смещениях более в спектрах ярчайших источников миллиметрового излучения. Субмиллиметровые линии излучения наиболее обильных изотопов, имеющих линии сверхтонкого расщепления, возможно, будут наблюдены в спектрах молодых остатков сверхновых.

БАРТУНОВ О.С., МИХАЙЛОВА Г.А., ЦВЕТКОВ Д.Ю. — 2007 г.

Показано, что сверхновые Ib/c концентрируются к внутренним краям спиральных рукавов, причем распределения для сверхновых Ib и Ic одинаковы. Обнаружены некоторые различия распределений сверхновых типа II и Ib/c относительно спиральных рукавов, позволяющие предположить, что предсверхновые Ib/c в среднем имеют меньший возраст.

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

При анализе архивных данных обсерватории ИНТЕГРАЛ нами был выявлен мощный рентгеновский всплеск, зарегистрированный 16 апреля 2005 г. телескопами JEM-X и IBIS/ISGRI от слабого и плохо исследованого источника AX J1754.2–2754. Анализ временных профилей и спектров излучения позволяет отнести это событие к всплескам I рода, связанным с термоядерными взрывами на поверхности нейтронных звезд, а сам источник — к рентгеновским барстерам. Особенности рентгеновского излучения, наблюдавшиеся на начальном этапе эволюции всплеска, указывают на сильное расширение (и соответствующее охлаждение) фотосферы нейтронной звезды, происходящее в это время под действием давления излучения. Полагая светимость на этом этапе эддингтоновской, мы оценили расстояние до источника всплеска кпк (в случе водородной атмосферы нейтронной звезды) и кпк (в случае гелиевой атмосферы).

ПОЛЯЧЕНКО В.Л., ПОЛЯЧЕНКО Е.В., ШУХМАН И.Г. — 2007 г.

Рассматриваются дисковые и сферические подсистемы звезд с почти радиальными орбитами в условиях, когда хорошо известная неустойчивость радиальных орбит невозможна. Для этого необходимо, чтобы прецессия орбит звезд была ретроградной, т.е. направленной в сторону, противоположную орбитальному вращению. Показано, что тогда при наличии “конуса потерь” в распределении звезд по угловым моментам, который обеспечивает дефицит или даже отсутствие звезд с малыми моментами, может развиваться неустойчивость, являющаяся аналогом известной в физике плазмы конусной неустойчивости. В качестве примера систем с конусом потерь в распределении звезд можно привести центры галактик (или звездных скоплений), содержащие массивные черные дыры. Неустойчивость может вызвать поток звезд на галактический центр, т.е. может служить механизмом поставки “горючего” для обеспечения ядерной активности галактик. Математически задача сводится к анализу несложных характеристических уравнений, описывающих малые возмущения в диске и сфере из сильно вытянутых по радиусу звездных орбит. Эти характеристические уравнения, в свою очередь, выводятся путем ряда последовательных упрощений общих линеаризованных уравнений Власова (т.е. системы, включающей бесстолкновительное уравнение Больцмана и уравнение Пуассона) в переменных действие–угол.

ИСТОМИН Я.Н., СОБЬЯНИН Д.Н. — 2007 г.

Рассмотрены процессы генерации электрон-позитронной плазмы в магнитосфере магнитаров — нейтронных звезд с сильным магнитным полем на поверхности, Гс. Показано, что расщепление фотонов в магнитном поле, эффективное при больших напряженностях, не приводит к подавлению размножения плазмы, а проявляется в высокой степени поляризации -квантов. Высокая напряженность магнитного поля не приводит к генерации второго поколения частиц, рождаемых синхротронными фотонами. Однако плотность частиц первого поколения, рождаемых изгибными фотонами, в магнитосфере магнитаров может превышать плотность таких же частиц в магнитосфере обычных радиопульсаров. Неэффективность рождения плазмы может быть обусловлена только медленным вращением магнитаров, которое приводит к сужению диапазона энергий рождающихся частиц. Найдена граница на диаграмме , определяющая порог рождения плазмы в магнитосфере магнитара.

ГРАНКИН К.Н., ИСМАИЛОВ Н.З. — 2007 г.

Приводятся результаты синхронных спектральных и фотометрических наблюдений звезды DI Cep — одной из классических звезд типа Т Тельца. Наблюдается переменность эквивалентных ширин и лучевых скоростей отдельных компонент и профилей эмиссионных линий H , H , D1, D2 Na I и He I A. Уверенно выявлена положительная корреляция между блеском и эквивалентной шириной у эмиссионных линий водорода Н и Н . Фотометрические и спектральные данные удовлетворительно описываются по фазам периода 9 дней. В рамках существующих магнитосферных моделей оценка ожидаемого магнитного поля звезды составила 655–1000 Гс. Звезда заподозрена в двойственности.

НАДЁЖИН Д.К., ПАНОВ И.В. — 2007 г.

Исследованы возможности развития -процесса в гелиевом слое сверхновой звезды под действием свободных нейтронов, появляющихся в результате неупругого рассеяния нейтрино на ядрах 4He. Показано, что условия во внешней части гелиевого слоя звезд с низкой металличностью благоприятны для воспроизведения слабого компонента -процесса.

ВИТРИЧЕНКО Э.А., НАДЁЖИН Д.К., РАЗИНКОВА Т.Л. — 2007 г.

Составлен каталог массивных звезд ( ) в двойных и кратных звездных системах с хорошо известными массами и светимостями. Каталог проанализирован с помощью теоретического соотношения масса–светимость, которое позволяет выделить как нормальные звезды главной последовательности, так и звезды с особенностями: с сильным проявлением эффектов обмена массой, аккреции вещества и осевого вращения. Аппроксимация наблюдательных данных методом наименьших квадратов в интервале звездных масс приводит к соотношению .

ДЕРБИНА В.А., ПЕТРУХИН В.В., СВЕШНИКОВА Л.Г. — 2007 г.

Представлен спектр всех нуклонов первичного космического излучения в интервале энергий 40–400 ТэВ, восстановленный из спектров гамма-квантов, зарегистрированных наряду с заряженными частицами на высоте 30 км в стратосфере в баллонном эксперименте RUNJOB. Гамма-кванты образуются в результате взаимодействия частиц первичных космических лучей с ядрами атомов остаточной атмосферы и являются компонентой, повторяющей в приближении квазискейлинговых моделей спектр нуклонов на границе атмосферы. Из сравнения спектра нуклонов со спектром протонов получено указание на то, что к области энергий 100 ТэВ вклад нуклонов от ядер растет по сравнению с областью 1 ТэВ. Этот результат подтверждает выводы, полученные в экспериментах JACEE, СОКОЛ, ATIC-2, KASCADE: доля ядер гелия и, возможно, более тяжелых ядер в потоке первичных космических лучей растет с ростом энергии.

ГОНЧАРОВ Г.А. — 2007 г.

Первая версия каталога лучевых скоростей, измеренных в проекте Radial Velocity Experiment (RAVE Data Release 1, 24 748 звезд) сравнивается с версией 15-05-2006 Пулковского сводного каталога лучевых скоростей (Pulkovo Compilation of Radial Velocities, PCRV, 35 495 звезд). RAVE DR1 включает преимущественно звезды , PCRV — более яркие. При анализе разностей лучевых скоростей вида “RAVE минус PCRV” для 14 общих звезд не выявлено систематических зависимостей от каких-либо факторов, кроме известного из наблюдений RAVE эффекта, вызванного изменением нуль-пункта лучевых скоростей RAVE. Этот эффект проявляется для 10 из этих звезд, наблюдавшихся в течение одной ночи, как синусоида с амплитудой 1.5 км/с в зависимости разности лучевых скоростей от порядкового номера используемого оптоволоконного световода и, соответственно, от позиционного угла звезды в поле зрения инструмента RAVE. Обнаружение этой зависимости подтверждает высокую точность лучевых скоростей в обоих каталогах: в среднем — лучше 1 км/с для звезд ярче (для RAVE — после учета изменения нуль-пункта). Наблюдая несколько звезд PCRV в каждом кадре RAVE и анализируя разности лучевых скоростей “RAVE минус PCRV”, можно учесть изменения нуль-пункта RAVE с точностью, лучше 1 км/с.

ЛОЗИНСКАЯ Т.А., ПРАВДИКОВА В.В., СИТНИК Т.Г. — 2007 г.

По результатам наших интерферометрических наблюдений в линии H и данным наблюдений СО-эмиссии проведен анализ структуры и кинематики газа в протяженной области рукава Лебедя вокруг недавно открытой звезды WR 142a. Установлена связь WR 142a и ионизованного водорода в ее близкой окрестности с комплексом молекулярных облаков, наблюдаемым в области , , км/с. К северо-востоку от звезды, в области, лишенной плотных поглощающих облаков переднего плана, выявлены признаки действия ветра WR 142a на окружающий газ. К ним относятся очень слабые тонкие газовые и пылевые волокна, а также высокоскоростные компоненты профиля линии H , которые можно интерпретировать как возможное расширение выметенной ветром оболочки со скоростью до 50–80 км/с. Выявлены гигантские области пониженной СО-эмиссии, в которых преобладают высокоскоростные движения ионизованного водорода. Предполагаемыми причинами этих движений могут быть звезды ассоциации Cyg OB2 и скопления NGC 6910.

ЗЛОТНИК Е.Я., КАЛЬТМАН Т.И., ШЕЙНЕР О.А. — 2007 г.

Обсуждается возможный вклад теплового циклотронного излучения горячих корональных магнитных петель в наблюдаемые характеристики микроволнового излучения, исходящего из активных областей на Солнце. В рамках простейшей трехмерной модели петли в виде горячего тора проведены расчеты ожидаемых особенностей частотной и поляризационной структуры источников микроволнового излучения, связанных с солнечными пятнами и содержащих корональные петли. В первой части работы приведены результаты модельных расчетов двумерных распределений яркостных температур на разных длинах волн для обыкновенной и необыкновенной мод, а также зависимости яркостных температур от длины волны. Выяснено влияние на эти характеристики размера петли, электронной концентрации и положения источника на диске. Численные расчеты распределений и спектров яркостных температур подтвердили известное предположение о том, что при определенных условиях спектр излучения горячего волокна может содержать циклотронные линии, а знак поляризации излучения может меняться по диапазону. Полученные в данной статье результаты являются основой для расчетов интегральных характеристик излучения (потока от всего источника и поляризации), результаты которых вместе с обсуждением модели будут приведены во второй части работы.

АБРАНИН Э.П., ДОРОВСКИЙ В.В., КОНОВАЛЕНКО А.А., РУКЕР Г.О., СТАНИСЛАВСКИЙ А.А., ЧЕРНОВ Г.П. — 2007 г.

Приводятся результаты сравнительного анализа тонкой структуры радиоизлучения двух декаметровых всплесков II типа 17 июля и 16 августа 2002 г., наблюдавшихся с помощью 1024-канального спектрографа радиотелескопа УТР-2 в диапазоне 18.5–29.5 МГц и спектрографа ИЗМИРАН в диапазоне 25–270 МГц. Всплеск 16 августа был слабым, c.е.п., но с необычной тонкой структурой в виде широкополосных волокон ( кГц), дрейфующих со скоростью, характерной для всплесков II типа, и состоящих из регулярных узкополосных волокон ( кГц на 24 МГц), похожих на жгут волокон. Всплеск 17 июля был на три порядка мощнее (до 4500 с.е.п. на 20 МГц) и включал похожую волокнистую структуру. Узкие волокна отличались нерегулярностью и меньшей длительностью. От обычного жгута волокон они отличались отсутствием поглощений с низкочастотного края и медленным частотным дрейфом (меньше скорости всплеска II типа). Оба всплеска II типа наблюдались и в межпланетном пространстве на спектрах космического аппарата WIND/WAVES RAD2, но без прямого продолжения. Анализ соответствующих корональных выбросов массы (КВМ) по данным SOHO/LASCO C2 показал, что положение радиоисточника всплеска II типа зарегистрированного 16 августа на УТР-2, оказывается между узким КВМ и идущим сзади ударным фронтом, догоняющим КВМ. Всплеск 17 июля тоже приходится на момент, когда ударный фронт догнал КВМ. В таких условиях естественно предположить, что излучение крупных волокон связано с прохождением ударного фронта через узкие неоднородности в хвосте КВМ. Основным механизмом радиоизлучения может быть резонансное переходное излучение. Оба явления характеризуются возможным возникновением вистлеров между передним краем КВМ и ударным фронтом. Вистлеры, возбуждаемые на фронтах ударных волн, проявляют себя только на фоне повышенного излучения крупных волокон (аналогично модуляции континуума во всплесках IV типа). Необычно низкая скорость дрейфа узких волокон может определяться снижением групповой скорости вистлеров внутри неоднородностей до 760 км/с. Магнитное поле внутри неоднородностей, определенное по параметрам волокон на частоте 24 МГц, получается Гс, а плотность должна быть повышена не менее чем в два раза.