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

RAJOELIMANANA ANDRY, АРХИПОВА В.П., ИКОННИКОВА Н.П., КНЯЗЕВ А.Ю. — 2013 г.

Представлены результаты спектральных и фотометрических наблюдений молодой компактной планетарной туманности Hen 3–1357 и ее центральной звезды SAO 244567. Спектральные наблюдения с высоким разрешением позволили определить скорость расширения туманности: км/c и гелиоцентрическую скорость объекта: км/с. По спектрам с низким разрешением, полученным в 1992 г. и 2011 г., определены параметры газовой оболочки ( , ), величина поглощения света в линии H , содержание элементов O, N, Ne, Ar, S, Cl, He и C. Обнаружены значительные изменения относительных интенсивностей запрещенных линий в спектре Hen 3–1357 за последние 20 лет: линии низкого возбуждения - [OI], [OII], [NII] - стали сильнее относительно H в 2 раза, тогда как линии [OIII] ослабели в 2 раза, что свидетельствует об уменьшении степени возбуждения туманности. Фотометрические наблюдения в полосе , выполненные по программе ASAS-3, показали ослабление среднегодового блеска SAO 244567 с 2001 по 2009 гг. на , а также быструю переменность с амплитудой в несколько десятых звездной величины. Наблюдательные данные из литературы в широком спектральном диапазоне от ближнего ультрафиолета до радиодиапазона свидетельствуют о заметном ослаблении потока излучения от звезды и туманности.

МАШОНКИНА Л.И., РЯБЧИКОВА Т.А., СИТНОВА Т.М. — 2013 г.

Проведены не-ЛТР расчеты для O I с многоуровенной моделью атома с использованием современных атомных данных для набора параметров, соответствующих звездам спектральных классов от A до K. Отклонения от ЛТР ведут к усилению линий O I, и разница между содержанием, полученным при не-ЛТР и при ЛТР (не-ЛТР поправка), отрицательная. Не-ЛТР поправка не превышает 0.05 dex по абсолютной величине для линий O I в видимой области спектра для звезд главной последовательности во всем диапазоне температур. Для линии O I 7771 A в инфракрасной области спектра не-ЛТР поправка может достигать dex. Отклонения от ЛТР усиливаются с ростом температуры и с уменьшением ускорения силы тяжести. Получено содержание кислорода для трех звезд главной последовательности спектрального класса А с надежно определенными параметрами (Вега, Сириус, HD 32115). Для каждой из звезд учет отклонений от ЛТР ведет к уменьшению разницы содержания по инфракрасным линиям и линиям в видимом диапазоне, например для Веги с 1.17 dex при ЛТР до 0.14 dex при отказе от ЛТР. В случае Проциона и Солнца неупругие столкновения с Н I влияют на статистическое равновесие O I, и согласие содержания по разным линиям достигается при использовании классического формализма Дравина. По линиям O I 6300, 6158, 7771-5, 8446 A солнечного спектра получено среднее содержание кислорода с использованием классической плоскопараллельной модели солнечной атмосферы и с учетом 3D поправок, взятых из литературы.

КОРНЕЕВ И.Ю., МАРТИНЕЦ-ПИНЕДО Г., ПАНОВ И.В., ТИЛЕМАНН Ф.К. — 2013 г.

Рассмотрено образование тяжелых элементов в сценарии слияния нейтронных звезд. В таком сценарии продолжительность -процесса велика, и при прохождении волны нуклеосинтеза через область актинидов основными каналами реакций -процесса является запаздывающее, вынужденное и спонтанное деление. Численно исследуется зависимость образования сверхтяжелых элементов от модели спонтанного деления. Показано, что образование ядер легче элементов кадмиевого пика и ядер космохронометров сильно зависит от используемой в расчетах нуклеосинтеза модели спонтанного деления. Области ядер с коротким временем спонтанного деления препятствуют образованию сверхтяжелых элементов в -процессе, однако из-за недостаточной точности расчета целого ряда характеристик трансактинидов прогноз их образования пока неточен. Для разных моделей спонтанного деления в рассмотренном сценарии нуклеосинтеза определены относительные вклады вынужденного, спонтанного и запаздывающего делений.

БУРЕНИН Р.А. — 2013 г.

В работе представлены ограничения сумму масс и эффективное число видов нейтрино, которые получаются при использовании данных по анизотропии реликтового излучения, измерений постоянной Хаббла, наблюдений барионных акустических осцилляций, а также по данным измерений функции масс скоплений галактик. Показано, что рассогласования, которые имеются между различными наборами космологических данных при измерении постоянной Хаббла и амплитуды флуктуаций плотности в рамках модели CDM, могут быть устранены путем добавления в космологическую модель дополнительных видов и ненулевой суммарной массы нейтрино. Значимость добавления двух параметров, и , в космологическую модель соответствует уровню около . Наилучшим образом данные описываются моделью CDM, в которой имеется примерно один дополнительный вид нейтрино, , при суммарной массе нейтрино эВ. В модели, где массу имеет только один вид нейтрино, верхние пределы на суммарную массу нейтрино несколько ослабляются. Показано, что измерение эффективного количества нейтрино больше стандартного значения и ненулевой массы нейтрино происходит, в основном, из-за учета данных по наблюдениям БАО, опубликованных в последнее время. При этом количество видов нейтрино больше стандартного значения получается, в основном, из сравнения данных по БАО и прямых измерений постоянной Хаббла, что уже отмечалось ранее. Ниже показано, что данные по функции масс скоплений галактик, в свою очередь, дают при этом измерение ненулевой массы нейтрино.

ГРЕБЕНЕВ С.А. — 2013 г.

Сообщается об открытии обсерваторией ИНТЕГРАЛ нового рентгеновского источника IGR J18175-2419, вспыхнувшего на короткое ( часа) время 26 сентября 2012 г. Представлены результаты локализации источника и спектрального/временного анализа его рентгеновского излучения. Источник может оказаться еще одним представителем популяции “быстрых рентгеновских транзиентов”, находящейся в центре внимания из-за отождествления их оптических компаньонов со сверхгигантами ранних спектральных классов.

ГРЕБЕНЕВ С.А., ПРОСВЕТОВ А.В., СЮНЯЕВ Р.А. — 2013 г.

Приведены подробности наблюдения приборами орбитальных обсерваторий SWIFT и INTEGRAL новой (второй) вспышки открытого в конце августа 2011 г. рентгеновского транзиента MAXI J1836-194 - предполагаемой черной дыры в маломассивной двойной системе. Вспышка была слабее первой, источник имел степенной спектр излучения в широком рентгеновском 0.3–400 кэВ диапазоне энергий, без явных признаков присутствия мягкой (чернотельной) компоненты, связанной с излучением внешних областей аккреционного диска. Это показывает, что вспышка была “неудавшейся” - источник не прошел череду спектральных состояний, характерных для рентгеновских новых. Наблюдавшееся оптическое излучение источника, переменность которого была сильно скоррелирована с рентгеновской переменностью, похоже, также являлось продолжением степенного спектра. Единообразие спектра в целом необычно для других источников, содержащих черную дыру, и ставит вопрос о природе излучения MAXI J1836-194 (диск или джет).

КЛОЧКОВА В.Г. — 2013 г.

Эшелле-спектроскопия с высоким спектральным разрешением ( ) post-AGB сверхгиганта V5112 Sgr, проведенная в 1996–2012 гг. на 6-м телескопе БТА, позволила выявить особенности оптического спектра звезды и детально изучить переменность поля скоростей в атмосфере и оболочке звезды. Впервые обнаружены асимметрия и расщепление сильных абсорбций с низким потенциалом возбуждения нижнего уровня. Эффект максимален у линий ионов Ba II, профиль которых расщеплен на три компоненты. Форма профилей расщепленных линий и их положение меняются со временем. Показано, что коротковолновые компоненты расщепленных абсорбций формируются в структурированной околозвездной оболочке, что свидетельствует об эффективном выносе в оболочку тяжелых металлов, наработанных в ходе предшествующей эволюции этой звезды. Определены значения скорости расширения оболочки и 30 км/с. Среднее значение лучевой скорости по диффузным полосам в спектре V5112 Sgr совпадает со скоростью по коротковолновой оболочечной компоненте D-линий Na I, что позволяет сделать вывод об их формировании в околозвездной оболочке. Анализ массива лучевых скоростей по симметричным абсорбциям подтвердил наличие пульсаций в атмосфере звезды с амплитудой км/с.

БАЙКОВА А.Т., ГОНЧАРОВ Г.А. — 2013 г.

Проанализированы галактические орбиты 27440 звезд всех классов с точными координатами и параллаксами более 3 мсд из каталога HIPPARCOS, собственными движениями из каталога Tycho-2 и лучевыми скоростями из Пулковского сводного каталога лучевых скоростей (PCRV). Полученная выборка гораздо более представительна, чем Женевско-Копенгагенский обзор и другие исследования галактических орбит в окрестностях Солнца. Оценка влияния систематических ошибок скоростей на орбитальные параметры показала, что ошибки собственных движений из-за двойственности звезд ощутимы только в статистике орбитальных параметров очень малых выборок, а ошибки лучевых скоростей заметны в статистике орбитальных параметров звезд гало. Поэтому предыдущие исследования орбит гало могут быть ошибочны. Рассмотрено распределение звезд в незатронутых селекцией областях многомерного пространства, образованного орбитальными параметрами, нормальным цветом и абсолютной величиной. Благодаря большому числу звезд и высокой точности лучевых скоростей PCRV, обнаружены неоднородности этого распределения (помимо известных динамических потоков). Выделены звезды с пери- и апогалактиями в диске, перигалактиями в балдже и апогалактиями в диске, перигалактиями в балдже и апогалактиями в гало, перигалактиями в диске и апогалактиями в гало. Таким образом, балдж и гало являются неоднородными структурами, каждая из которых состоит, по крайней мере, из двух популяций. Определен радиус балджа: 2 кпк.

ПОЛЯЧЕНКО Е.В. — 2013 г.

Рассматриваются некоторые механизмы образования бар-мод в звездных галактических дисках, в том числе механизм свингового усиления Тоомре и модальные подходы. На примере хорошо известной модели звездного диска Кузьмина–Тоомре с помощью численного моделирования показано, что звездный бар образуется в результате развития неустойчивой нормальной моды. Найденные из численного эксперимента скорость вращения спирального узора и инкремент нарастания амплитуды спиральной волны хорошо согласуются с результатами линейной теории устойчивости. Прослежена эволюция бара на нелинейной стадии. Обсуждается возможная роль усиливающихся транзиентных спиралей в формировании баров.

МИХАЙЛОВ Е.А. — 2013 г.

Построено приближение для магнитного поля галактик, учитывающее закон сохранения спиральности магнитного поля. При расчете используется, что галактический диск достаточно тонкий, поэтому можно пренебречь составляющей магнитного поля, перпендикулярной галактическому диску (так называемое no- -приближение). Однако усреднения значения магнитного поля по всей галактике, как это делалось в более ранних работах, не проводится. Полученные результаты сравниваются как с приближением, не учитывающим потоки спиральности, так и с результатами, полученными в моделях с учетом потоков спиральности, но в которых проводится усреднение. Показано, что по сравнению с классической моделью имеется ряд новых эффектов (например, осцилляции магнитного поля), а по сравнению с моделью с усреднением поведение магнитного поля “смягчается”: выход на стационарное значение происходит медленнее, а масштаб колебаний уменьшается. Это связано с тем, что в нашей модели учитываются диссипативные процессы, изменяющие темп роста магнитного поля. В отличие от модели с усреднением, здесь появляется возможность построения зависимости магнитного поля и спиральности от расстояния до центра галактики.

БЛИНОВ А.В., ВАСИЛЬЕВ Г.И., ВДОВИНА М.А., ВОЛКОВ П.А., КОНСТАНТИНОВ А.Н., ОСТРЯКОВ В.М., ПАВЛОВ А.К. — 2013 г.

Предложено объяснение импульсного годичного повышения концентрации космогенного радиоуглерода в кольцах деревьев ( ), относящееся к 775 г. н. э. Возможной причиной такого повышения могло стать высокоэнергичное излучение галактического гамма-всплеска. Показано, что такое событие не должно приводить к увеличению общего производства Ве в атмосфере в отличие от воздействия на атмосферу потоков космических лучей. В то же время следует ожидать образования заметного количества Сl, которое может быть обнаружено в образцах льда Гренландии и Антарктиды соответствующего возраста. Это позволяет экспериментально различать эффекты, вызванные гамма-всплеском и аномально мощными протонными событиями.

САФОНОВ Б.С. — 2013 г.

В статье рассматривается метод получения информации о поляризационных свойствах излучения астрономических объектов с дифракционным разрешением - метод дифференциальной спекл-поляриметрии (ДСП). В качестве основной наблюдаемой величины предлагается использовать усредненный кросс-спектр короткоэкспозиционных изображений, соответствующих двум направлениям поляризации, нормированный на усредненный спектр мощности изображений. Информацию о поляризации можно извлечь, если исследуемый объект описывается моделью с небольшим числом параметров. Мы рассматриваем два примера: точечный объект, положение фотоцентра которого зависит от направления пропускаемой поляризации, и модель пылевого диска около звезды. В первом случае разность положений фотоцентра может быть измерена с точностью 8 микросекунды дуги для 2.5-м телескопа и 1.2 микросекунды дуги для 6-м телескопа для объекта с блеском . Для второго примера показано, что при блеске центральной звезды методу доступны диски, поток от которых составляет и потока от звезды для 2.5-м и 6-м телескопа, соответственно.

БОГАЧЕВ С.А., КИРИЧЕНКО А.С. — 2013 г.

Представлены результаты исследования трех солнечных микровспышек рентгеновского класса порядка A1.0 и ниже, наблюдавшихся в минимуме солнечной активности в 2009 году: вспышка 19.04.2009 (класс A0.38), вспышка 24.06.2009 (класс A0.47), вспышка 18.07.2009 (класс A2.2). Отличительной особенностью данных событий от других микровспышек низких рентгеновских классов являлось поддержание высокой температуры плазмы ( МК) на фазе спада излучения спустя значительное время после максимума вспышки. Времена жизни высокотемпературного источника излучения в короне во всех трех случаях существенно превышают времена его теплопроводного и лучистого охлаждения, а тепловая энергия, выделяемая на фазе спада вспышки, на порядок превышает тепловую энергию, высвобождаемую во время ее импульсной фазы. Высказано предположение, что длительное поддержание высокой температуры плазмы в микровспышках низких рентгеновских классов может осуществляться за счет процесса магнитного пересоединения, связанного с выбросами массы из области вспышки. Время жизни горячей плазмы в короне в этом случае может заметно превышать время охлаждения плазмы. Исследование показало, что во всех трех исследованных микровспышках действительно происходила эрупция вещества.

ЛОТОВА Н.А., ОБРИДКО В.Н. — 2013 г.

Изучена зависимость положения звуковой точки солнечного ветра от магнитного поля в солнечной короне в течение 23 цикла. Показано, что эта зависимость является довольно сильной на восходящей фазе и в максимуме цикла. С ростом магнитного поля в короне расстояние до звуковой точки падает. Поскольку ранее было показано, что расстояние до звуковой точки находится в антикорреляции со скоростью солнечного ветра, полученный результат указывает на сильную положительную связь магнитного поля короны и скорости солнечного ветра. Ситуация резко меняется через 2 года после календарной даты максимума цикла. Начиная с 2004 г., скорость солнечного ветра перестает зависеть от магнитного поля, вплоть до минимума цикла в декабре 2008 г. В 2009 г. сильная зависимость скорости от магнитного поля короны восстанавливается. Высказаны соображения о связи этого эффекта с двумя различными механизмами нагрева короны, относительная эффективность которых, в свою очередь, определяется соотношением магнитных полей разных масштабов.

ГАЛАЗУТДИНОВА О.А., ТИХОНОВ Н.А. — 2013 г.

На основе архивных снимков ACS/WFC космического телескопа Хаббла проведена звездная фотометрия молодой TDG-галактики HoIX. Определено, что звездообразование в HoIX началось 110 млн. лет назад и закончилось 20 млн. лет назад. В галактике выделено 20 молодых звездных скоплений с возрастом от 25 до 100 млн. лет. Для главной области звездообразования HoIX вдоль одного направления определено изменение численной плотности звезд трех возрастов: 30, 50, 90 млн. лет. Найдена зависимость между возрастом звезд и пространственными размерами образованной ими подсистемы. Такую зависимость можно объяснить расширением звездных подсистем. При таком предположении скорость расширения равна 9.8 км/с при изменении возраста от 50 млн. лет до 90 млн. лет. Аналогичные зависимости между возрастом и размером звездной подсистемы имеют видимые с ребра маломассивные галактики поздних типов.

ПРУДСКИХ В.В. — 2013 г.

В рамках холловской магнитогидродинамики получен критерий магниторотационной неустойчивости протозвездного диска, в котором пылевые частицы предполагаются хорошо перемешанными с газом по всему объему диска. Показано, что пылевая плазменная компонента оказывает существенное влияние на величину холловского тока и при определенных условиях может приводить к изменению его направления по сравнению со случаем слабоионизованной электронно-ионной плазмы. Следствием обращения тока Холла является значительное расширение диапазона волновых чисел неустойчивых магнитных флуктуаций. Исследован вопрос о пространственной локализации областей протозвездных дисков, в которых магниторотационной неустойчивости подвержены не только длинноволновые, но и коротковолновые альфвеновские возмущения. Отмечаются возможные физические последствия наличия аномально активных зон холодных дисков для их структуры и эволюции.

ОЖОГИНА О.А., ТЕПЛИЦКАЯ Р.Б. — 2013 г.

Выполнено исследование 15 временнх серий спектрограмм в линиях ионизованного кальция на участках спокойного Солнца, расположенных на разных расстояниях от центра диска. Целью работы является выявление изменения от центра к краю в колебаниях яркости. Анализу подвергнуты остаточные интенсивности в центрах линий K CaII и 849.806 нм, а также K-индекс. Отдельно рассматривались два компонента хромосферной сетки. Основной результат работы сводится к тому, что мощность колебаний яркости в хромосфере среднего спокойного Солнца уменьшается к краю диска. Это изменение для границ супергрануляционных ячеек (сеток) существенно больше, чем для их внутренних частей (ячеек); в основном оно определяется 5 мин колебаниями, 3 мин колебания практически не показывают изменения от центра к краю. Наряду с изучением зависимости мощности колебаний от гелиоцентрического угла рассматриваются и некоторые другие характеристики колебательного режима хромосферы. Так, в отдельную моду выделены низкочастотные колебания с периодами больше 700 с, которые преимущественно присущи ядру линии K в сетках. Изменения от центра к краю для них не выявлено. В результате обсуждения найденных закономерностей на базе современных публикаций о динамике хромосферы авторы приходят к выводу, что свой вклад могут одновременно вносить разные механизмы и источники ее нагрева. х серий спектрограмм в линиях ионизованного кальция на участках спокойного Солнца, расположенных на разных расстояниях от центра диска. Целью работы является выявление изменения от центра к краю в колебаниях яркости. Анализу подвергнуты остаточные интенсивности в центрах линий K CaII и 849.806 нм, а также K-индекс. Отдельно рассматривались два компонента хромосферной сетки. Основной результат работы сводится к тому, что мощность колебаний яркости в хромосфере среднего спокойного Солнца уменьшается к краю диска. Это изменение для границ супергрануляционных ячеек (сеток) существенно больше, чем для их внутренних частей (ячеек); в основном оно определяется 5 мин колебаниями, 3 мин колебания практически не показывают изменения от центра к краю. Наряду с изучением зависимости мощности колебаний от гелиоцентрического угла рассматриваются и некоторые другие характеристики колебательного режима хромосферы. Так, в отдельную моду выделены низкочастотные колебания с периодами больше 700 с, которые преимущественно присущи ядру линии K в сетках. Изменения от центра к краю для них не выявлено. В результате обсуждения найденных закономерностей на базе современных публикаций о динамике хромосферы авторы приходят к выводу, что свой вклад могут одновременно вносить разные механизмы и источники ее нагрева.

ГРЯЗНЫХ Д.А. — 2013 г.

Построена и исследована обобщенная модель зажигания и распространения горения. С помощью этой модели описывается взрывное термоядерное горение в слоях на поверхности нейтронных звезд. Для этого построена однозонная модель динамики тонкого поверхностного слоя, в рамках которой исследованы зажигание термоядерного горения и режимы его распространения вдоль слоя.

ГРЯЗНЫХ Д.А. — 2013 г.

Для изучения зажигания и распространения термоядерного горения в слоях на поверхности нейтронных звезд построена многозонная модель динамики тонкого слоя. Она учитывает эволюцию состава слоя, связанную с притоком вещества (аккрецией) и термоядерными реакциями. Простейшие варианты - однозонная однокомпонентная и двухзонная двухкомпонентная модели - позволяют качественно исследовать поведение рентгеновских барстеров в случае аккреции чистого гелия или смеси водорода, гелия и тяжелых примесей. Определены временне параметры рентгеновских барстов в этих моделях. Проведено сравнение с данными наблюдений. е параметры рентгеновских барстов в этих моделях. Проведено сравнение с данными наблюдений.

ГЛАЗЫРИН С.И. — 2013 г.

Сверхновые типа Ia являются важными космологическими объектами, сыгравшими большую роль в определении состава Вселенной. Несмотря на четыре десятилетия исследований, нет полного понимания механизма взрыва. Одна из основных задач состоит в описании распространения волны горения по предсверхновой - белому карлику. Из наблюдений известно, что изначально медленное пламя по мере движения ускоряется и переходит в детонацию. Механизм ускорения, который реализуется в сверхновых, не известен до сих пор, но считается, что оно происходит за счет различных неустойчивостей. В работе исследована неустойчивость Ландау–Даррье тонкого фронта дефлаграционного термоядерного горения, распространяющегося по предсверхновой. Представлено прямое численное моделирование горения с помощью “метода уровней”. Показано, что малые возмущения на фронте через некоторое время сливаются в одну большую угловую точку. При движении пламени ограниченных размеров это приводит только к незначительному росту скорости, что не позволяет ему разогнаться до скорости звука.