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

ЖУГЖДА Ю.Д. — 2007 г.

Показано, что не существует собственных колебаний пятен с периодами порядка трех минут и меньше. Сложный спектр трехминутных колебаний возникает из-за того, что атмосфера пятна является многополосным фильтром для медленных МГД-волн. Для выяснения причин возникновения полос пропускания фильтра было исследовано распространение волн через атмосферу пятна с использованием как многослойных изотермических моделей атмосферы, так и различных эмпирических моделей атмосферы. Оказалось, что есть несколько различных механизмов, ответственных за возникновение полос пропускания у атмосферного фильтра для медленных волн. Самая низкочастотная полоса пропускания фильтра возникает благодаря эффекту интерференционного фильтра типа Фабри-Перо на резонансной частоте температурного плато. Частота этой полосы всегда меньше частоты отсечки температурного минимума. Следующая по частоте полоса пропускания возникает на частоте отсечки. Более высокочастотные полосы пропускания возникают в результате эффекта просветления атмосферы, хорошо известного в оптике и акустике. Нелинейность трехминутных колебаний, которая наблюдается в верхней хромосфере и переходном слое, оказывает только косвенное влияние на свойства фильтра, увеличивая его пропускание в большинстве полос из-за уменьшения амплитуды волны, отраженной от верхних слоев атмосферы, которое происходит из-за нелинейного поглощения волн. Знание механизмов формирования спектра трехминутных колебаний позволило предложить методику оценки параметров атмосферы пятна по спектру трехминутных колебаний, т.е. заложить основы сейсмологии атмосферы солнечных пятен.

ВИТТОНЕ А., КРАВЦОВА А.С., ЛАМЗИН С.А., ЭРРИКО Л. — 2007 г.

Проанализирован спектр молодой звезды FU Ori в диапазоне 2300–3100 A, полученный на Космическом телескопе им. Хаббла. Длинноволновая часть спектра похожа на спектр сверхгиганта с K, но в диапазоне длин волн короче A доминирует излучение области с K. Обсуждается возможность объяснить эти особенности спектра, а также профиль эмиссионной линии Al II] 2669.2 и результаты рентгеновских наблюдений FU Ori в рамках модели аккреционного диска, толщина которого, начиная с расстояний см, нарастает по мере приближения к звезде. Вблизи звезды диск имеет форму конуса, у которого видна только часть поверхности на дальней от наблюдателя стороне. Предлагаемая модель — своего рода компромисс между моделями тонкого -диска и сверхгиганта: по сути дела, это аккреционная модель, но по наблюдательным проявлениям она похожа на сверхгигант. На спектр диска накладываются многочисленные линии поглощения, которые образуются в дисковом ветре. Ветер представляет собой холодный ( K), плотный см газ. Число линий поглощения ветра в УФ-спектре FU Ori увеличивается с уменьшением длины волны. Это приводит к быстрому спаду интенсивности в коротковолновой части спектра, вследствие чего оценка максимальной температуры в диске, полученная по IUE-спектрам низкого разрешения, оказалась заниженной.

БЕРЕЖКО Е.Г., ТАНЕЕВ С.Н. — 2007 г.

В рамках квазилинейного подхода исследован процесс ускорения ионов и генерации альвеновских волн ускоренными частицами на фронте головной околоземной ударной волны. Показано, что в зависимости от фонового уровня альвеновской турбулентности солнечного ветра время установления спектров частиц и волн составляет 0.3–4 ч. Альвеновские волны, произведенные ускоренными ионами, заключены в частотном диапазоне Гц со спектральным пиком, отвечающим частоте Гц, которому соответствуют амплитуды волн , соизмеримые с величиной межпланетного магнитного поля . Высокочастотная часть спектра волн ( Гц) подвержена затуханию на тепловых ионах. Рассчитанные спектры ускоренных ионов и порождаемых ими альвеновских волн воспроизводят основные особенности, наблюдаемые в экспериментах.

БОГАЧЕВ С.А., СОМОВ Б.В. — 2007 г.

Распределение по энергиям быстрых электронов, захваченных в коллапсирующую магнитную ловушку в короне Солнца, рассчитано как функция длины ловушки и ее поперечного размера. Показано, что если инжектированные в ловушку электроны имеют степенной спектр, то их спектр остается степенным с тем же наклоном в течение всего процесса ускорения и для механизма Ферми, и для бетатронного ускорения. Для электронов с тепловым спектром инжекции модель предсказывает два типа источников жесткого рентгеновского излучения — тепловые и нетепловые. Тепловые источники образуются в ловушках, в которых доминирует бетатронный механизм. Нетепловые источники со степенным спектром излучения формируются при ускорении электронов механизмом Ферми.

НАГОВИЦЫН Ю.А. — 2007 г.

Получены новые согласованные между собой версии 400-летних рядов индексов числа Вольфа , относительного числа групп пятен и суммарной площади пятен (или суммарного пятенного магнитного потока ). Показано, что 11-летний цикл в течение Маундеровского минимума солнечной активности не прекращался. Определены характеристики экстремумов 11-летних циклов в 1600–2005 гг. в терминах индекса суммарной площади пятен. Приведены аргументы в пользу использования в исследованиях солнечной цикличности знакопеременных (“магнитных”) рядов индексов.

ЗАЦЕПИН В.И., СОКОЛЬСКАЯ Н.В. — 2007 г.

Предложена модель, позволяющая согласованно описать существующие экспериментальные данные по элементным энергетическим спектрам космических лучей, полученным в прямых измерениях, и сделать плавный переход к спектру всех частиц, измеренному методом широких атмосферных ливней. В модели предполагается, что существуют три класса источников космических лучей — ударных волн от взрывающихся звезд, которые производят степенные по импульсу спектры с разными максимальными жесткостями и с различными спектральными индексами. Предполагается, что самым мощным классом источников являются ударные волны от массивных сверхновых, взрывающихся в OB-ассоциациях. Этот класс источников ускоряет космические лучи до максимальной жесткости В. Следующим классом (в порядке убывания мощности) предполагаются ударные волны от неассоциированных сверхновых звезд, взрывающихся в случайную межзвездную среду. Этот класс источников ускоряет космические лучи до максимальной жесткости В. Предполагается, что третий, самый слабый класс источников ускоряет космические лучи до максимальной жесткости В. Возможными физическими объектами в этом классе могли бы быть взрывы новых звезд.

ПОЛЯКОВ А.М., ЦИВИЛЕВ А.П. — 2007 г.

Исследуются калибровки (зависимость спектрального класса звезды от эффективной температуры) на основе сравнения расчетной ионизационной структуры зоны HII с полученной из наблюдений для источника Orion A в радиорекомбинационных линиях H и He. Вероятнее всего, эффективная температура звезды 1 Ori C (источника ионизации) составляет К.

ЧЕНЦОВ Е.Л. — 2004 г.

Приводятся спектроскопические свидетельства того, что светимость HD 183143 на величину выше, чем считалось ранее. Звезда является еще одним белым гипергигантом Галактики спектрального класса B6—8 Ia-0. Ее абсолютная визуальная величина близка к — 8 m, а расстояние — к 2 кпк. Описаны спектроскопические проявления нестационарности ее атмосферы и ветра.

ТАРАНОВА О.Г., ШЕНАВРИН В.И. — 2004 г.

Обсуждаются результаты JHKLM-фотометрии девяти углеродных мирид, восемнадцати углеродных полуправильных переменных и двух кислородных мирид. Для четырнадцати углеродных звезд представлены и проанализированы ИК-кривые блеска и цвета. Для всех наблюдаемых объектов получены оценки оптических толщин околозвездных пылевых оболочек, угловых диаметров звезд и их температур.

БАРСУНОВА О.Ю., ГАГЕН-ТОРН В.А., МОИСЕЕВ А.В., ШАЛЯПИНА Л.В., ЯКОВЛЕВА В.А. — 2004 г.

Приведены результаты спектральных наблюдений галактики NGC 7468, полученных на 6-м телескопе САО РАН с длиннощелевым спектрографом UAGS, мультизрачковым спектрографом MPFS и сканирующим интерферометром Фабри—Перо IFP Установлено, что в области выступов яркости в направлении большой оси галактики (предполагаемого полярного кольца) в поле скоростей нет заметных отклонений от кругового вращения диска галактики, так что это либо приливные структуры, либо слабо развитые спиральные ветви. Однако в центре галактики обнаружен газовый диск, плоскость вращения которого почти перпендикулярна плоскости диска галактики. Причиной образования этого диска, вероятно, является центральное столкновение с NGC 7468 богатой газом карликовой галактики и ее поглощение.

КАРАТАЕВА Г.М., ЯКОВЛЕВА В.А. — 2004 г.

В работе приводятся результаты BVR c наблюдений галактики UGC 5119 — кандидата в галактики с полярными кольцами. Найдены ее абсолютная величина M О.В = — 20. m3 и интегральные показатели цвета (B—V) t 0 = +0. m73 ± 0. m10, (V—R c) t 0 = +0. m54 ± 0. m10. Фурье-анализ формы изофот показал, что UGC 5119 скорее всего является эллиптической галактикой, в центральной части которой присутствует дисковая компонента, а на переферии — особенность типа “boxy”. Начиная с расстояния 8" у галактики наблюдается разворот большой оси и изменение фазы 4-й гармоники. При предположении о постоянстве позиционного угла большой оси галактики выделяется звездная кольцеобразная структура. Возраст звезд в кольце совпадает с возрастом звезд главной галактики. Выделенную кольцеобразную структуру нельзя отнести к типичным полярным кольцам, богатым газом и молодыми звездами.

ДУБРОВИЧ В.К., ШАХВОРОСТОВА Н.Н. — 2004 г.

Представлен результат расчета интенсивности линий субординатных серий водорода, образующихся в эпоху рекомбинации при красных смещениях 800 ≲ z ≲ 1600. Показано, что учет расщепления по орбитальному моменту уровней атома водорода и правил отбора по дипольным переходам позволяет выявить абсорбционные детали в рекомбинационном спектре реликтового излучения в субмиллиметровом диапазоне.

ИОХАНССОН С., ЛЕТОХОВ В.С. — 2004 г.

Рассмотрено происхождение аномально высокой интенсивности УФ-линий FeII λλ2507/2509 A, наблюдаемых с высоким пространственным и спектральным разрешением от газовых конденсаций (ГК) вблизи η Carinae. Показано, что этот редкий эффект в звездных спектрах обусловлен сочетанием нескольких факторов: 1) достаточно высокой плотностью водорода (>10 8 см -3), обеспечивающей блокирование континуума Лаймана газовыми конденсациями и, соответственно, образование холодной области HI с полностью ионизованными атомами Fe; 2) малым расстоянием ГК от центральной звезды, обеспечивающим достаточно высокую (>8000—10 000 K) спектральную температуру Lya H, которая фотоселективно возбуждает FeII; 3) возникновением инверсной заселенности на уровнях FeII и, соответственно, открытием канала стимулированного излучения, которое наряду со спонтанными переходами создает радиационный цикл, в котором один ион FeII может многократно поглощать излучение Lya.

БОБЫЛЕВ В.В. — 2004 г.

Вектор остаточного вращения ω системы ICRS относительно внегалактической системы координат переопределен на основе наиболее полного списка результатов индивидуального сравнения собственных движений общих с каталогом HIPPARCOS звезд различных программ, каждая из которых в отношении собственных движений звезд является независимой реализацией инерциальной системы координат. Экваториальные компоненты рассматриваемого вектора найдены следующими: ω χ = +0.04 ± 0.15 мсд/год, ω ν = +0.18 ± 0.12 мсд/год, ω z = -0.35 ± 0.09 мсд/год.

БЕСКРОВНАЯ Н.Г., ИХСАНОВ Н.Р., НЕУСТРОЕВ В.В. — 2004 г.

Анализируется возможность наблюдательного отождествления белых карликов, находящихся в состоянии эжектора. К числу отличительных особенностей объектов этого класса относятся высокий темп потери вращательной энергии, сравнимый или превышающий наблюдаемую светимость объекта, и нетепловой характер спектра в гамма- и/или радиодиапазоне. Отмечается, что проявления белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея находятся в хорошем соответствии с указанными критериям. Показано, что большинство пекулярных проявлений этого объекта в жесткой области спектра, а также наблюдаемая картина переноса массы в системе находят свое объяснение в рамках модели, основанной на классификации состояния белого карлика как эжектора.

ОРЛОВ В.В., ПЕТРОВА А.В., РУБИНОВ А.В. — 2004 г.

Проведено численное моделирование динамической эволюции малых звездных групп, состоящих из N = 6 компонентов, в рамках гравитационной задачи N тел. Исследовано влияние потери массы звездами в виде звездного ветра, динамического трения о межзвездную среду и слияний звезд на динамическую эволюцию групп. Проведено сравнение с чисто гравитационной задачей N тел. Проанализированы распределения по состояниям на момент времени 300 начальных времен пересечения системы. Исследованы характеристики формирующихся двойных и устойчивых тройных систем, а также уходящих одиночных и двойных звезд. Эффекты слияний звезд и динамического трения сильнее проявляются в тесных системах, а влияние звездного ветра - в широких. Слияния звезд и звездный ветер замедляют динамическую эволюцию. Эти факторы приводят к увеличению средних и медианных значений больших полуосей финальных двойных, а также больших полуосей внутренних и внешних двойных в устойчивых тройных системах. Слияния звезд и динамическое трение в тесных системах приводят к уменьшению доли двойных систем с сильно вытянутыми орбитами, средних значений отношений масс компонентов финальных двойных, а также внутренних и внешних двойных в устойчивых тройных системах. Слияния звезд и динамическое трение в тесных системах увеличивают долю устойчивых тройных с прямыми движениями. Динамическое трение в тесных системах может приводить как к увеличению, так и уменьшению средних значений скоростей уходящих одиночных звезд; результат зависит от плотности межзвездной среды и средних скоростей звезд в системе.

ЖУКОВ В.И. — 2004 г.

Рассмотрено влияние конечной проводимости на спектр солнечных р-мод колебаний (с учетом их поглощения на касповых резонансных уровнях) в плоской двухслойной модели, состоящей из верхнего изотермического слоя с однородным горизонтальным магнитным полем и нижнего адиабатического слоя с линейным ростом температуры с глубиной. Показано, что учет конечной, но достаточно высокой проводимости среды необходим только при вычислении собственных частот р-мод, для которых резонансные уровни расположены почти на границе раздела слоев.

ТОПТЫГИН И.Н. — 2004 г.

В статье предложено возможное объяснение наблюдательных данных о структуре магнитного поля в молодых остатках сверхновых (SN 1006, Tycho, Kepler, Cas A), полученных из анализа поляризаций электромагнитного излучения в радио, инфракрасном и других диапазонах Авторы интерпретируют эти данные как указание на то, что упорядоченная компонента магнитного поля направлена преимущественно радиально, но по своей амплитуде может значительно уступать случайной компоненте, на долю которой приходится большая часть полной энергии магнитного поля. В настоящей работе произведен расчет магнитного поля в остатках сверхновых с учетом сжатия первоначального поля ударной волной и генерации крупномасштабного поля ускоряемыми на фронте частицами. Предположение о том, что поле в остатке представляет собой сжатое взрывом первоначальное поле в окрестности звезды, не согласуется с наблюдательными данными, так как в этом случае должна превалировать тангенциальная относительно ударного фронта компонента поля, перпендикулярная радиусу. Но учет генерации дополнительного магнитного поля электрическим током частиц, ускоряемых сильным ударным фронтом, приводит к выводу, что параллельные фронту компоненты поля подавляются ускоренными частицами на несколько порядков величины. Остается лишь компонента, перпендикулярная фронту. Такая конфигурация поля при однородной инжекции не приводит к генерации дополнительного поля и в этом смысле устойчива. Это объясняет данные о радиальном направлении упорядоченной компоненты поля. Что касается стохастической компоненты, то в настоящей статье показано, что она эффективно генерируется ускоренными частицами, если их инжекция в режим ускорения на фронте неоднородна вдоль фронта. Неоднородность инжекции может быть вызвана неоднородностями плотности вещества перед фронтом. Достаточно относительной неоднородности плотности порядка нескольких процентов, чтобы генерировалось поле наблюдаемой величины с масштабами порядка масштабов неоднородности плотности.

ВЛАДИМИРСКИЙ К.В., ЛОТОВА Н.А., ОБРИДКО В.Н., СУБАЕВ И.А. — 2004 г.

В экспериментах, проводившихся регулярно в 1999—2002 гг. на радиотелескопах РАН в г. Пущино, изучение радиальной зависимости рассеяния радиоизлучения компактных естественных источников было распространено на более удаленные от Солнца области околосолнечной плазмы. На основе большого объема данных показано, что помимо хорошо известной трансзвуковой области ускорения, расположенной на расстояниях 10—40 R๏ от Солнца, на расстояниях 34—60 R๏ существует область повторного ускорения, обусловленного совпадением скорости солнечного ветра с альвеновской скоростью. Повторение в трансальвеновской области характерных деталей радиальной структуры потока, наблюдающихся в трансзвуковой области (существование “предвестника”, узкой области сниженного рассеяния, предшествующей широкой области повышенного рассеяния), говорит о сохранении до расстояний порядка 60 R๏, основных характерных черт резонансного ускорения потоков солнечного ветра.

ИМШЕННИК В.С., РЯЖСКАЯ О.Г. — 2004 г.

Рассмотрен усовершенствованный ротационный механизм взрыва коллапсирующей сверхновой. Показано, что он приводит к двухступенчатому коллапсу с разницей ~5 часов между фазами. На основе этой модели сделана попытка новой интерпретации событий в подземных нейтринных детекторах 23 февраля 1987 г., связанных со сверхновой SN 1987A.