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

ТАРАСОВА Т.Н. — 2014 г.

На основе спектрофотометрических наблюдений исследована оболочка HeN Новой N Mon 2012. Оценено содержание некоторых химических элементов в оболочке и ее масса. Результаты показали, что в оболочке новой содержание гелия превышает солнечное в 1.5 раза, азота в 33 раза, кислорода в 9 раз, неона в 95 раз. Определена масса оболочки, равная .

БЕРДНИКОВ Л.Н., КНЯЗЕВ А.Ю., КРАВЦОВ В.В., УСЕНКО И.А. — 2014 г.

На основе спектров высокого разрешения, полученных на 1.9-м телескопе Южноафриканской астрономической обсерватории для трех малоамплитудных (AV Cir, BP Cir и LR TrA), двух классических (R TrA и S TrA) и одной бимодальной (U TrA) цефеиды определены параметры атмосферы и химический состав. Оценены усредненные параметры атмосферы для трех цефеид (AV Cir, BP Cir и U TrA), наблюдавшихся на разных фазах пульсации. У всех цефеид, кроме U TrA, металличность оказалась выше солнечной на 0.1–0.2 dex. Содержания ключевых элементов эволюции желтых сверхгигантов (C, O, Na, Mg, Al) показывают, что эти объекты уже прошли стадию “первого перемешивания”, а у остальных элементов они близки к солнечному. Cравнение наших результатов по цефеидам списка (кроме U TrA) с таковыми у других авторов показывает существенные различия оценок содержания C и O у AV Cir, R TrA, S TrA и LR TrA. У AV Cir и BP Cir профили линий H симметричны, но с небольшой асимметрией в ядре на примерно одной и той же фазе близ : у AV Cir - на “синей” стороне, а у BP Cir - на “красной”. BP Cir демонстрирует отчетливую асимметрию линий поглощения нейтральных атомов и ионов на разных фазах пульсации, что может быть объяснено нерадиальными пульсациями в первом обертоне. Неизменность профилей линий поглощения H с фазой пульсации для AV Cir и BP Cir может свидетельствовать о наличии у них водородной оболочки. У бимодальной цефеиды U TrA наблюдается асимметрия в ядрах линии водорода H и линий поглощения нейтральных атомов и ионов на различных фазах пульсации, что может быть объяснено наличием нерадиальных пульсаций в атмосфере цефеиды. Линии поглощения нейтральных атомов и ионов металлов у LR TrA очень напоминают подобные у известной цефеиды BG Cru: заметно присутствие вторичных “синих” и “красных” компонент, глубины линий которых изменяются с фазой пульсации. Эта цефеида также может пульсировать в первом обертоне и иметь протяженную водородную оболочку. Для проверки этого предположения необходимы тщательные мультифазные спектральные наблюдения с достаточно высоким разрешением.

БЕРДНИКОВ Л.Н., КНЯЗЕВ А.Ю., КРАВЦОВ В.В., УСЕНКО И.А., ФОКИН А.Б. — 2014 г.

Настоящая статья посвящена спектральным исследованиям трех ярких цефеид: BG Cru, R Cru и T Cru, и продолжает цикл наших работ по определению параметров атмосфер и химического состава цефеид южного полушария. Изучены 12 спектров высокого разрешения, полученных на 1.9-м телескопе Южноафриканской астрономической обсерватории и 8-м телескопа VLT Европейской Южной обсерватории в Чили. Определены параметры атмосферы и химический состав для данных звезд. Усредненные параметры атмосфер: K, , км с для BG Cru, K, , км с для R Cru и K, , км с для T Cru. У всех цефеид наблюдается металличность, близкая к солнечной ( dex для BG Cru, dex для R Cru и dex для T Cru); содержания углерода, кислорода, натрия, магния и алюминия свидетельствуют о том, что эти объекты уже прошли стадию первого перемешивания. Содержания остальных элементов близки к солнечному. Отмечено аномальное поведение линий поглощения металлов (нейтральных атомов и ионов) в атмосфере малоамплитудной цефеиды BG Cru. У этих линий основные компоненты расщепляются на дополнительные синие и красные аналоги, которые меньше по глубине линии и эквивалентной ширине и изменяются с фазой пульсации. Подобные расщепления спектральных линий поглощения металлов (при неизменности водородных линий) известны у классической цефеиды X Sgr. Рассчитанная нелинейная пульсационная модель BG Cru с параметрами , K, , показывает, что эта малоамплитудная цефеида пульсирует в первом обертоне и расположена близ голубой границы полосы нестабильности цефеид. Протяженность атмосферы цефеиды, согласно модели, относительно мала, поэтому спектроскопические проявления ударных волн в ней за счет переменности невозможны, а наблюдаемые синие и красные компоненты у линий поглощения металлов могут быть объяснены исключительно присутствием протяженной околозвездной оболочки вокруг BG Cru.

МАТВЕЕНКО Л.И., СЕЛЕЗНЕВ С.В. — 2014 г.

Исследована тонкая структура ядра радиогалактики М 87 на длинах волн 2 и 3 см, кинематика которой определяется поступлением окружающей тепловой плазмы на “аккреционный диск”, перетеканием ее по спирали к центру и эжекцией биполярного потока, уносящего избыточный угловой момент по мере накопления. Остаток вещества выпадает на центральное массивное тело - черную дыру. Во вращающемся диске и биполярном потоке возбуждаются кольцевые токи - магнитные поля. Видимая структура определяется синхротронным излучением релятивистских электронов, прошедшим через окружающую магнитоактивную плазму, которая вращает ориентацию плоскости поляризации. Регулярная составляющая меры вращения в направлении центра структуры ядра достигает 10 рад м и экспоненциально спадает в контрджете до нулевого уровня на расстоянии 0.15 пк от эжектора. В джете, начиная с расстояния 0.2 пк, спад замедляется и на расстоянии 0.5 пк соответствует значение рад м . Смещение регулярной составляющей меры вращения на 40 мпк в сторону джета определяется диском, наклонным в эту сторону. Превышения меры вращения на 2000 рад м наблюдаются в местах расположения ярких фрагментов потоков и связаны с их магнитным полем. Параметры окружающей среды–экрана соответствуют –0.5 пк, см и –500 мГс. Продольная составляющая магнитного поля направлена на наблюдателя.

ДЕМИЧЕВ В.А., ИПАТОВ А.В., МАТВЕЕНКО Л.И., МЕЛЬНИКОВ А.Е. — 2014 г.

Исследована структура газопылевого комплекса W3 OH в основной линии радиоизлучения гидроксила на частоте 1665 МГц с помощью системы “Квазар-КВО” в левой и правой круговой поляризации. Излучение преобладает в правой круговой поляризации. Получены спектры на одиночных антеннах и откликах интреферометров. Спектральные детали заужаются с увеличением длины базы, что определяется компактными вкраплениями в источниках. Коррелированные потоки на базах максимальной длины не превышают 20 Ян в правой поляризации и 10 Ян в левой. Получены радиокарты в обеих поляризациях с различными угловыми усреднениями от 5 до 200 мсек. дуги. Объект W3 OH, распложенный в рукаве Галактики, наблюдается в поперечном направлении, что существенно снижает рассеяние мсек. дуги. Ряд фрагментов наблюдается только в одной из поляризаций, излучение трех источников - в обеих с разнесением по частоте, достигающим кГц, что соответствует Зимановскому расщеплению в магнитном поле, равном мГс.

ГЕРАСИМОВА С.К., ГОЛОЛОБОВ П.Ю., КРИВОШАПКИН П.А., КРЫМСКИЙ Г.Ф. — 2014 г.

По многолетним наблюдениям мюонной интенсивности галактических космических лучей на станциях Нагоя ( N, E) и Якутск ( N, E) обнаружены амплитудно-фазовые годовые и полугодовые колебания полусуточной вариации. Эти колебания обусловлены свойствами тензора анизотропии космических лучей, которые вызваны эффектом экранировки межпланетным магнитным полем и сдвиговым течением солнечного ветра. Показано также, что упомянутый тензор имеет северо-южную асимметрию.

ФАДЕЕВ Ю.А. — 2014 г.

На основе согласованных расчетов звездной эволюции и нелинейных звездных пульсаций получены теоретические оценки скорости изменения периодов радиальных колебаний галактических цефеид с начальными массами , химическим составом , и периодами . Анализ пульсационной неустойчивости был проведен для трех пересечений эволюционным треком полосы нестабильности на диаграмме Герцшпрунга–Рессела. Первое пересечение связано с эволюцией в шкале времени Кельвина–Гельмгольца на стадии гравитационного сжатия гелиевого ядра после главной последовательности, второе и третье пересечения происходят на стадии термоядерного горения гелия в ядре. При каждом пересечении полосы нестабильности период радиальных колебаний цефеиды является квадратичной функцией времени эволюции звезды. Показано, что теоретические оценки скорости изменения периода пульсаций находятся в согласии с наблюдениями, однако разброс наблюдательных оценок значительно превосходит ширину полосы ( ), в пределах которой концентрируются участки эволюционных треков на диаграмме период–скорость изменения периода. Для цефеид с возрастающими периодами одной из причин большого разброса в сторону аномально высоких значений могут быть цефеиды первого пересечения полосы нестабильности. Доля таких объектов составляет от при до при и к их числу по всей видимости принадлежат звезды UMi и IX Cas.

ЦИВИЛЕВ А.П. — 2014 г.

На радиотелескопе РТ-22 (Пущино) на волне 8 мм были проведены наблюдения рекомбинационных радиолиний (РРЛ) углерода (С), водорода и гелия (Н, Не) в четырех позициях области фотодиссоциации (ОФД ) Orion Bar, а также на центр Орион А. Из сравнения полученных РРЛ углерода и инфракрасных линий СII и ОI проведены оценки физических параметров ОФД в этих точках. Получены концентрация водорода в интервале 1.2– см и средний размер области по лучу зрения ( в интервале 0.006–0.04 пк. Температура ОФД уменьшается с удалением от возбуждающей звезды ( С Ori) от 210–230 К до 140–150 К (расстояние ). Полученные данные подтверждают увеличение размеров ОФД по лучу зрения в направлении на Orion Bar, где, однако, величина оказалась меньше, чем имеющиеся значения в литературе, что можно объяснить наличием сгустков в ОФД. В районе Orion Bar намечается скачок плотности. Зона ОФД тонким слоем охватывает ядро области HII и продолжается дальше, обозначая в районе Orion Bar границу и ионизационный фронт ядра HII-области, а далее - границу между гало HII области и молекулярным облаком. В направлении на Orion Bar проведено сравнение полученной меры эмиссии (МЕ) с другими наблюдениями РРЛ С. Измеренная по РРЛ углерода пк см , что накладывает ограничения на возможную двухкомпонентную структуру ОФД. Оценки показывают, что в качестве источника ионизации углерода в ОФД Orion Bar вполне достаточно звезды С Ori. По РРЛ Н и Не получены некоторые данные об ионизованном горячем газе (HII) в этом направлении. В частности, лучевые скорости ( ) HII-области смещены в голубую сторону по отношению к ОФД на 10–17 км/с, а относительное содержание ионизованного гелия уменьшается с удалением от звезды, указывая, что зона ионизации гелия меньше зоны ионизованного водорода.

ГРЕБЕНЕВ С.А., ПРОСВЕТОВ А.В. — 2014 г.

Представлены результаты фрактального анализа рентгеновских кривых блеска от аккрецирующих черных дыр, входящих в маломассивную двойную систему, на примере объекта GX 339-4. Показано, что фрактальная размерность кривых блеска является сильно зависящей от присутствия квазипериодических осцилляций в наблюдениях, более того выявлена связь между величиной фрактальной размерности кривых блеска и частотой пика квазипериодических осцилляций. Предложен дополнительный к анализу Фурье метод, позволяющий исследовать характер излучения аккреционного диска в зависимости от временных масштабов. Результаты анализа объясняются тем, что аккреционный диск сепарирован областью квазипериодических осцилляций на две зоны с различными параметрами излучения.

ВАСИЛЬКОВА О.О. — 2014 г.

Представлены результаты численного моделирования движения пояса Гулда для двумерного (кольцо в плоскости Галактики) и трехмерного (сферическая оболочка вне плоскости Галактики) случаев. Частицы расширяющейся оболочки взаимодействуют друг с другом в рамках задачи тел. Галактический потенциал заимствован из работы Флина и др. (1996). Общая масса оболочки равна в соответствии с оценкой, приведенной в работе Бобылева (2006). Начальные взаимные расстояния и скорости компонентов оболочки подобраны таким образом, что она достигает современных размеров пояса Гулда за млн. лет. Показано, что в двумерном случае кольцо с течением времени вытягивается во вращающийся эллипс, что находится в согласии с результатами, полученными в работе Блаау (1952) другими методами. В трехмерном случае проекции изначально сферической оболочки на галактическую плоскость - также вращающиеся эллипсы. Выявлены вертикальная осцилляция компонентов пояса Гулда относительно плоскости Галактики, сплющивание сферической оболочки и ее наклонение к плоскости Галактики через определенный промежуток времени.

БУРЕНИН Р.А., ГРЕБЕНЕВ С.А., ПРОСВЕТОВ А.В. — 2014 г.

Приведены результаты квазиодновременных наблюдений обсерваториями SWIFT и РТТ-150 рентгеновской новой SWIFT J174510.8-262411 в мае–июне 2013 г., на затухающей стадии ее вспышки. Показано, что спектр новой в широчайшем диапазоне энергий (от инфракрасных полос и до жесткого рентгена) может быть аппроксимирован единым степенным законом излучения, искаженным из-за поглощения, но без каких-либо признаков присутствия мягкой (чернотельной) компоненты. Присутствие такой компоненты предполагают общепринятые модели дисковой аккреции на черную дыру в двойной системе. Наблюдение единого степенного спектра может означать, что основной вклад в поток от источника дает синхротронное излучение его релятивистских струй (джетов), либо - что аккреционный диск является всюду горячим, оптически тонким, излучающим нетепловым образом.

КРИВОНОС Р.А., МОЛЬКОВ С.В., РЕВНИВЦЕВ М.Г., СЮНЯЕВ Р.А., ЦЫГАНКОВ С.С. — 2014 г.

В работе представлены результаты измерений полного потока рентгеновского излучения галактики Туманность Андромеды (М31) в диапазоне 3–100 кэВ по данным космических экспериментов RXTE/PCA, ИНТЕГРАЛ/ISGRI и SWIFT/BAT. Показано, что суммарное излучение галактики имеет многокомпонентный спектр, основные характеристики которого задаются двойными системами, излучающими в оптически толстом и оптически тонком режимах. Светимость галактики на энергиях 20–100 кэВ дает около 6 полной светимости галактики в диапазоне 3–100 кэВ. Излучательная способность звездного населения галактики М31 в диапазоне 2–20 кэВ эрг/с/ , в диапазоне 20–100 кэВ эрг/с/ . Отмечено, что ввиду того, что при высоких светимостях маломассивные рентгеновские двойные системы переходят в мягкое состояние с малой долей жесткого рентгеновского излучения, обнаружение индивидуальных источников жесткого рентгеновского излучения в галактике М31 требует в десятки раз лучшей чувствительности (до эрг/с/см ), чем нужно для обнаружения суммарного жесткого рентгеновского излучения всей галактики. Учет вклада жесткой компоненты спектра галактики изменяет эффективную комптоновскую температуру излучения галактики приблизительно в 2 раза, от кэВ до кэВ.

ГРИЦЫК П.А., СОМОВ Б.В. — 2014 г.

С целью объяснить результаты современных наблюдений солнечных вспышек на спутниках GOES, Hinode, RHESSI и TRACE мы предлагаем аккуратную аналитическую модель источника жесткого рентгеновского излучения вспышки в виде “толстой мишени” с обратным током. Одномерная в обычном пространстве, но двумерная в пространстве скоростей, модель самосогласованным образом учитывает, что под действием электрического поля обратного тока электроны пучка практически без столкновений теряют кинетическую энергию движения вдоль магнитного поля. При этом часть электронов возвращается обратно из источника излучения в область ускорения, не теряя кинетическую энергию поперечного движения. Исходя из наблюдаемого спектра тормозного жесткого рентгеновского излучения, модель позволяет восстановить спектр инжекции ускоренных электронов с высокой точностью. В качестве примера рассмотрена белая вспышка 6 декабря 2006 г., которая наблюдалась с высоким пространственным разрешением в оптическом диапазоне на момент главного максимума жесткого рентгеновского излучения. В рамках нашей модели показано, что для объяснения спектра жесткого рентгеновского излучения плотность потока энергии, переносимой электронами с энергиями выше , составляла . Это на два порядка величины превышает привычные значения, характерные для классической модели толстой мишени без обратного тока. Плотность электронов в пучке тоже чрезвычайно высока: . При расчете физических параметров вспышки необходимо более аккуратное рассмотрение плазменных процессов в столь плотных электронных пучках.

БЛИНОВ А.В., ВАСИЛЬЕВ Г.И., ВДОВИНА М.А., КОНСТАНТИНОВ А.Н., ОСТРЯКОВ В.М., ПАВЛОВ А.К. — 2014 г.

Рассмотрено образование космогенных радионуклидов C, Bе и Cl в атмосфере Земли под действием мощных импульсных протонных и гамма-событий (сверхмощные солнечные вспышки и галактические гамма-всплески). Проведен расчет возможного “изотопного следа” в природных архивах (концентрации этих изотопов в датированных колонках полярного льда и годичных кольцах деревьев) с учетом геофизических процессов. Полученные результаты применены к анализу аномального повышения концентрации радиоуглерода, измеренного в кольцах деревьев возрастом 774–775 гг. н.э. Приведены аргументы в пользу того, что наиболее вероятная причина такого повышения - высокоэнергичное излучение Галактического гамма-всплеска.

БАРСУКОВА E.A., ВАСИЛЬЕВ В.В., ГОРАНСКИЙ В.П., МЕДВЕДЕВ П.С., ФАБРИКА С.Н. — 2013 г.

Обнаружены новые компоненты в профилях стационарных эмиссий SS 433, это сверхширокие компоненты, которые представляют собой низкоконтрастные подложки шириной 2000–2500 км/с у He I и H и 4000–5000 км/с у He II . По 44 спектрам, полученным в течение четырех лет наблюдений с 2003 по 2007 г., найдено, что эти компоненты у линий He II и He I затмеваются звездой-донором, их поведение с фазами прецессии и орбиты регулярно и подобно поведению оптического блеска SS 433. Такой же компонент в линии H не показывает ни затмений, ни прецессионной переменности. Сделан вывод, что сверхширокие компоненты у линий гелия и водорода имеют разное происхождение. Показано, что электронное рассеяние вполне воспроизводит сверхширокий компонент линии H при температуре газа 20–35 kK и оптической толщине по томсоновскому рассеянию . Сверхширокие компоненты линий гелия, вероятно, формируются в ветре сверхкритического аккреционного диска. Рассчитана модель ветра на основе представления сверхкритической дисковой аккреции Шакуры–Сюняева. Основные закономерности профилей линии He II хорошо воспроизводятся в рамках этой модели: можно объяснить не только появление сверхширокого компонента, но и эволюцию центральной двухкомпонентной части профиля этой линии во время затмения ее звездой-донором.

ТАРАНОВА О.Г., ШЕНАВРИН В.И. — 2013 г.

Представлены результаты анализа многолетней (1985–2013 гг.) -фотометрии FG Sge. Уточнены параметры сверхгиганта и оптические свойства пыли в пылевой оболочке. Распределение энергии в спектре FG Sge в максимумах -блеска в диапазоне 1.25–5 мкм с учетом оптической фотометрии согласуется с классификацией сверхгиганта как звезды К3. Показано, что наблюдаемые изменения и -блеска в 1993–2013 гг. можно объяснить совместным действием двух факторов: поглощением излучения сверхгиганта в пылевой оболочке с пылевыми частицами, похожими на межзвездные, и изменениями параметров (спектрального класса и радиуса) самого сверхгиганта. Пылевая оболочка имеет клочковатую структуру, ее температура менялась в пределах 450–800 К, ее радиус менялся в три раза. Оптическая толщина пылевой оболочки, оцененная по ее излучению, изменялась в пределах , ее изменения на луче зрения составили . В среднем, скорость поступления пыли в ПО с 1998 по 2013 г. составляла 10 год.

ВЛАСЮК В.В., СПИРИДОНОВА О.И., СУЛЕЙМАНОВ В.Ф., ЯКИН Д.Г. — 2013 г.

Представлены результаты фотометрических и спектроскопических исследований новой затменной катаклизмической переменной звезды HBHA 4705-03, орбитальный период которой составляет сут. В спектре системы видны эмиссионные линии водорода и гелия. Доплеровские карты, построенные по водородным линиям и линии HeII 4686, показывают, что основным источником излучения в этих линиях являются области вблизи внутренней точки Лагранжа, в то время как карты, построенные по линиям HeI, говорят о наличии аккреционного диска вокруг первичного компонента. Массы компонентов ( и ) и угол наклона системы ( ) определены по наблюдаемым данным с помощью известных соотношений для тесных двойных и катаклизмических переменных звезд.

ГРИНИН В.П., ДЕМИДОВА Т.В., СОТНИКОВА Н.Я. — 2013 г.

Рассматривается модель молодой звезды с протопланетным диском и маломассивным компаньоном ( ), движущимся по круговой орбите, наклоненной относительно плоскости диска. Методом SPH рассчитаны газодинамические модели такой системы. Показано, что возмущения в диске, вызванные орбитальным движением компаньона, приводят к сильной зависимости условий освещенности диска от азимута (из-за изменения экстинкции между звездой и поверхностью диска) и, как следствие, к появлению крупномасштабной асимметрии на изображениях дисков. Расчеты показывают, что зависимость освещенности диска от азимута сильнее в центральной части диска, чем на периферии. Освещенная область и область тени расположены несимметрично относительно линии узлов. Размеры этих областей и их положение на диске зависят от модельных параметров, а также от фазы орбитального периода. В процессе орбитального движения области света и тени не следуют за компаньоном, а совершают небольшие по амплитуде колебания относительно некоторого направления. Описанные выше свойства модели открывают новые возможности для обнаружения маломассивных компаньонов в окрестностях молодых звезд. Лучше всего для этой цели подходят звезды с протопланетными дисками, наблюдаемыми с полюса или при малых углах наклона .

КИЧАТИНОВ Л.Л. — 2013 г.

. Имеется два семейства неустойчивых возмущений, соответствующих волнам Россби и внутренним гравитационным волнам. Неустойчивость является динамической: время ее развития составляет несколько тысяч периодов вращения, но мал по сравнению со временем эволюции звезды. Уменьшение теплопроводности усиливает неустойчивость. Неустойчивые возмущения обладают кинетической спиральностью. Возможна генерация магнитного поля возникающей в результате развития неустойчивости турбулентностью. по сравнению со временем эволюции звезды. Уменьшение теплопроводности усиливает неустойчивость. Неустойчивые возмущения обладают кинетической спиральностью. Возможна генерация магнитного поля возникающей в результате развития неустойчивости турбулентностью.

2013