Yakimenko A.I., Matsyshyn O.I., Oliinyk A.O., Biloshytskyi V.M., Chelpanova O.G., Vilchynskii S.I. «Analogues of josephson junctions and black hole event horizons in atomic bose-einstein condensates» Физика низких температур, 44, № 10, с. 1316-1325 (2018)

Баранов Н.А., Скворцов Б.В., Таипова Д.Р. «Устройство для измерения параметров хаотических техногенных и метеоритных космических частиц и его применение в околоземном пространстве» Авиакосмическое приборостроение, № 8, с. 35-45 (2018)

На основании статистики столкновений космических аппаратов с мелкоразмерным техногенным мусором в околоземном космическом пространстве, в статье показана актуальность создания контактных бортовых детекторов для контроля мелкой фракции космического мусора. Представлено описание конструкции, принцип действия и преимущества устройства для пространственной регистрации, измерения динамических параметров и неразрушающего улавливания мелкодисперсных частиц. Согласно данным по количественному распределению техногенного мусора и его динамических характеристик на околоземных орбитах, а также степени использования тех или иных орбит, сделаны выводы о наиболее рациональном применении данного устройства для контроля засоренности околоземного пространства.

Шематович В.И. «Миры с океанами во внешних областях Солнечной системы. (Обзор)» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 5, с. 379-390 (2018)

Во внешних областях Солнечной системы наблюдается потрясающее разнообразие небесных тел: Европа, с ее причудливыми особенностями поверхности; небольшой по размерам, но геологически активный Энцелад; Титан, единственный спутник, обладающий значительной атмосферой; Плутон с его азотными ледниками и многие другие. За последние двадцать пять лет измерения с космических аппаратов показали, что многие из этих небесных тел являются “мирами с океанами”, обладая большими объемами жидкой воды, изолированной под ледяными поверхностями. Эта новая группа небесных тел – миры с океанами – является важной для исследований по нескольким причинам, но наиболее убедительной и в тоже время также самой простой является следующая причина: они могут быть потенциальными средами обитания. Жизнь, как мы ее знаем, требует жидкой воды в дополнение к энергии, питательным веществам и устойчивой окружающей среде, и все данные требования могут быть удовлетворены для некоторых из этих небесных тел. В обзоре обсуждаются спутники планет-гигантов, для которых в настоящее время установлено наличие подледного океана, – Европа, Ганимед, Титан и Энцелад – и оценивается их астробиологический потенциал.

Емельяненко В.В. «Новые проблемы динамики и происхождения комет после космической миссии “ROSETTA”» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 5, с. 391-401 (2018)

Данные, полученные в ходе недавней космической миссии “Rosetta” к комете 67P/Чурюмова–Герасименко, оказали большое влияние на понимание природы комет. Это касается не только пересмотра взглядов на физические свойства и структуру комет, но и затрагивает динамические аспекты образования наблюдаемых кометных популяций (короткопериодические и долгопериодические кометы, кентавры, транснептуновые объекты, объекты облака Оорта). В обзоре обсуждаются новые проблемы, которые появились в результате миссии “Rosetta” в теории динамической эволюции и происхождения комет.

Маров М.Я., Ипатов С.И. «Доставка воды и летучих к планетам земной группы и к Луне» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 5, с. 402-410 (2018)

Результаты моделирования эволюции дисков планетезималей под влиянием планет показали, что во время образования Солнечной системы масса воды, доставленной к Земле из-за орбиты Юпитера, могла быть сопоставима с массой земных океанов. Cущественная доля воды могла быть доставлена к зародышу Земли, когда его масса была меньше современной массы Земли. При росте массы зародыша Земли до половины современной массы Земли масса воды, доставленной к зародышу, могла быть порядка 30% от всей воды, доставленной к Земле из зоны питания Юпитера и Сатурна. Вода земных океанов могла быть результатом перемешивания воды из нескольких источников с большими и низкими отношениями D/H. Масса воды, доставленной к Венере из-за орбиты Юпитера, в расчете на массу планеты была примерно такой же, как и для Земли, а аналогичная масса воды, доставленной на Марс, в расчете на единицу массы планеты была примерно в два-три раза больше, чем для Земли. Масса воды, доставленной к Луне из-за орбиты Юпитера, могла быть меньше, чем для Земли, не более чем в 20 раз.

Ипатов С.И. «Формирование зародышей Земли и Луны из общего разреженного сгущения и их последующий рост» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 5, с. 411-426 (2018)

Зародыши Земли и Луны могли образоваться в результате сжатия общего родительского разреженного сгущения. Угловой момент родительского сгущения, необходимый для такого формирования, мог быть в основном приобретен при столкновении двух разреженных сгущений, при котором образовалось родительское сгущение. С учетом последующего роста масс зародышей Земли и Луны для достижения современного момента количества движения системы Земля–Луна суммарная масса зародышей, образовавшихся при сжатии родительского сгущения, могла не превышать 0.01 массы Земли. При росте первоначально обедненных железом зародышей Земли и Луны только за счет аккумуляции планетезималей для объяснения небольшой доли железа в Луне нужно, чтобы масса зародыша Луны увеличилась бы не более чем в 1.3 раза. Масса зародыша Земли при таком росте зародыша Луны выросла бы не более чем в 3 раза за счет аккумуляции планетезималей в безгазовой среде. При этом Земля не получила бы современного содержания железа. При росте зародышей только путем аккумуляции твердых планетезималей (без выброса вещества с зародышей) проблематично получить современное содержание железа в Земле и Луне при любых значениях исходного содержания железа в начальных зародышах. Для объяснения современной доли железа в Луне доля вещества, выброшенного с зародыша Земли и выпавшего на зародыш Луны, должна была на порядок превышать сумму общей массы планетезималей, выпавших непосредственно на зародыш Луны, и начальной массы зародыша Луны, образовавшегося из родительского сгущения, если начальный зародыш содержал такую же долю железа, что и планетезимали. Большая часть вещества, вошедшего в зародыш Луны, могла быть выброшена с Земли при многочисленных столкновениях планетезималей (и меньших тел) с Землей.

Мельников А.В. «Численные инструменты для анализа вековой динамики экзопланетных систем» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 5, с. 427-436 (2018)

Рассмотрены современные численные методы для исследования резонансной и хаотической динамики: метод вычисления характеристических показателей Ляпунова, метод MEGNO и метод “максимальных эксцентриситетов”. С их помощью построены диаграммы устойчивости для планетных систем γ Cep, HD 196885 и HD 41004. Анализ диаграмм устойчивости позволил определить наиболее вероятные значения орбитальных параметров экзопланет и получить оценки ляпуновского времени их орбитальной динамики. Посредством сопоставления диаграмм устойчивости, построенных при помощи различных методов, выполнен сравнительный анализ их эффективности для исследования вековой динамики экзопланетных систем.

Брыкина И.Г. «О модели фрагментации крупного метеороида: моделирование взаимодействия Челябинского метеороида с атмосферой» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 5, с. 437-446 (2018)

Для моделирования взаимодействия крупного метеороида с атмосферой применяется модель его разрушения на облако фрагментов и паров, движущихся с общей ударной волной. Под действием аэродинамических сил форма этого облака деформируется – происходит расширение в поперечном движению направлении и сжатие в продольном. С учетом распределения давления по поверхности меняющего свою форму тела (предполагается, что сфера трансформируется в сплюснутый сфероид) получено соотношение для скорости увеличения радиуса миделева сечения раздробленного метеороида. Эта скорость существенно зависит от степени его сплющивания, что приводит к значительно меньшему росту поперечного размера метеороида вдоль траектории по сравнению с используемыми в литературе аналогичными моделями, где влияние формы тела не рассматривалось. В предложенной модели учитывается также изменение плотности облака фрагментов за счет увеличения промежутков между ними. Получено приближенное аналитическое решение уравнений физической теории метеоров с меняющимися вдоль траектории коэффициентами сопротивления и теплопередачи для раздробленного метеороида. Проводится моделирование взаимодействия Челябинского метеороида с атмосферой и сравнение полученного решения для кривой энерговыделения с наблюдательными данными.

Александрова А.Г., Бордовицына Т.В., Томилова И.В. «Исследование влияния светового давления на динамику околоземных объектов на резонансных орбитах» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 5, с. 447-462 (2018)

Представлены результаты анализа изменений резонансной орбитальной динамики околоземных объектов, которые происходят в результате действия светового давления, и описаны особенности орбитальной эволюции объектов, подверженных совместному действию вековых резонансов и светового давления. Показано, что при большой парусности возможен переход объектов на высокоэллиптические и гиперболические орбиты.

Томилова И.В., Бордовицына Т.В., Красавин Д.С. «Динамическая структура орбитального пространства ГЛОНАСС и GPS. Проблема утилизации отработавших объектов» Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы, 52, № 5, с. 463-478 (2018)

Представлены результаты исследования динамической структуры орбитального пространства навигационных систем ГЛОНАСС и GPS. Показано, что динамическая структура зоны ГЛОНАСС определяется действием одного устойчивого векового резонанса Лидова–Козаи. Движение практически всех отработавших объектов системы ГЛОНАСС устойчиво на всем 100-летнем интервале исследования. В зоне функционирования GPS действуют орбитальный резонанс и большое количество вековых. Их совместное влияние приводит к быстрому росту эксцентриситетов орбит у отработавших объектов системы. Особенности динамической структуры орбитального пространства были использованы для поиска орбит утилизации или паркинга отработавших объектов навигационных систем.

Холшевников К.В., Щепалова А.С. «О расстояниях между орбитами планет и астероидов» Вестник Санкт-Петербургского университета. Серия 1: Математика. Механика. Астрономия, 5, № 3, с. 509-523 (2018)

Во многих задачах астрономии требуется количественно оценить близость орбит небесных тел. Она может служить критерием общего происхождения (обычно распада некоторого родительского тела). Для этих целей во второй половине прошлого века было предложено несколько субметрик, т.е. определенных для каждой пары кеплеровых орбит функций, удовлетворяющих первым двум аксиомам метрического пространства, но не обязательно третьей, аксиоме треугольника. В этом десятилетии было показано, что для каждой из предложенных субметрик можно указать открытое множество пар орбит, для которых эта ключевая аксиома нарушается. Недавно были построены новые метрики, удовлетворяющие всем аксиомам метрического пространства, а также индуцируемые ими метрики в распространенных в небесной механике факторпространствах пространства непрямолинейных кеплеровых орбит. В настоящей статье мы продолжили исследования свойств обсуждаемых субметрик и метрик; вычислили соответствующие субрасстояния и расстояния между орбитами планет Солнечной системы; вычислили расстояния между парами орбит всех нумерованных астероидов (как в пространстве орбит, так и в трех его фактор-пространствах); вычислили расстояния между орбитой челябинского тела и орбитами всех нумерованных астероидов.

Курбатов Е.П., Бисикало Д.В., Стародубцев М.В., Чиарди А., Фукс Ж., Соловьев А.А., Бурдонов К.Ф., Реве Г., Чен С. «Сравнение безразмерных параметров в астрофизических приложениях МГД и лабораторном эксперименте» Астрономический журнал, 95, № 8, с. 509-518 (2018)

Проведены оценки характерных параметров аккреционных течений для типичного промежуточного поляра EX Hydrae, поляра AM Herculis и “горячего юпитера” WASP-12b. Выполнено сравнение безразмерных параметров астрофизических приложений и лабораторного эксперимента по лазерной абляции в магнитном поле. Сравнение показало принципиальную возможность лабораторного моделирования астрофизических течений при условии некоторой коррекции величины магнитного поля, плотности и скорости плазмы.

Исакова П.Б., Жилкин А.Г., Бисикало Д.В. «Особенности структуры течения в окрестности внутренней точки лагранжа в полярах» Астрономический журнал, 95, № 8, с. 519-529 (2018)

Исследуется структура течения плазмы в тесных двойных системах с сильным собственным магнитным полем звезды-аккретора. Рассматривается система с параметрами типичного поляра. Приведены результаты трехмерного численного моделирования процесса перетекания вещества из звезды-донора внутрь полости Роша звезды-аккретора. Особое внимание уделено исследованию структуры течения в окрестности внутренней точки Лагранжа, где происходит формирование аккреционного потока. Сделан вывод о том, что взаимодействие вещества аккреционного потока из оболочки звезды-донора с магнитным полем звезды-аккретора приводит к формированию иерархической структуры магнитосферы, поскольку менее плотные части аккреционного потока останавливаются магнитным полем белого карлика раньше, чем более плотные. Учет такой структуры магнитосферы может повлиять на результаты анализа и интерпретации наблюдательных данных.

Верещагин С.В., Чупина Н.В., Постникова Е.С. «Кинематические группы в короне потока Большой Медведицы по данным ИСЗ GAIA» Астрономический журнал, 95, № 8, с. 530-541 (2018)

Рассмотрена внутренняя кинематика звездного потока Большой Медведицы (БМ). Проведены исследования деталей строения потока и поиск новых кандидатов в его состав по высокоточным данным Gaia DR1 TGAS. Для изучения структуры потока использован метод AD-диаграмм, ранее показавший эффективность при исследовании рассеянных звездных скоплений. Для отбора звезд в состав потока применена цепочка фильтров по пространственным координатам и скоростям, фотометрии и определениям содержаний химических элементов в звездах. Подтверждена неоднородная кинематическая структура потока, выраженная в его разделении по направлениям пространственных скоростей на ядро и три группы в короне. Путем применения нескольких фильтров отбора выявлены три звезды-кандидата в состав БМ. Рассмотрены AD-диаграмма, диаграмма M_V–(B–V)₀ и содержания химических элементов Fe, Mg, Al, Si, Ti, Ni.

Кацова М.М., Кичатинов Л.Л., Мосс Д.Л., Олах К.И., Соколов Д.Д. «Cупервспышки на звездах-гигантах» Астрономический журнал, 95, № 8, с. 542-549 (2018)

При помощи космического телескопа “Kepler” на различных звездах, включая некоторые звезды, похожие на Солнце, были обнаружены гигантские вспышки. Эти явления, названные супервспышками, существенно сильнее солнечных вспышек. Даже небольшая вероятность возникновения супервспышек на Солнце была бы опасна для современного общества. Сопоставимая по мощности вспышка наблюдалась в двойной системе HK Lac 24 и 25 сентября 1989 г. В отличие от звезд, наблюдавшихся миссией “Kepler”, для этой звезды получены параметры закона вращения. Дифференциальное вращение HK Lac оказывается антисолнечным. Для такого вращения вместо волн магнитной активности с дипольной симметрией модели динамо дают квазистационарные магнитные конфигурации с квадрупольной симметрией. Магнитная энергия таких конфигураций обычно примерно на два порядка выше магнитной энергии, связанной с волнами активности. Мы полагаем, что этот же механизм может обеспечить энергию супервспышек на звездах поздних спектральных классов.

Халиуллина А.И. «Циклические изменения орбитального периода затменно-двойных систем с быстрым уменьшением периода TU Her, TY Peg и Y Psc» Астрономический журнал, 95, № 8, с. 550-562 (2018)

В затменно-двойных системах типа Алголя TU Her, TY Peg и Y Psc на фоне векового уменьшения орбитального периода выявлены его циклические изменения. В TU Her и Y Psc наблюдается суперпозиция двух видов циклических изменений: в TU Her – с периодами 69.4 года и 30.0 лет, в Y Psc – с периодами 34.4 и 23.2 года, а в TY Peg – один вид колебаний с периодом 74.3 года. Для объяснения циклических изменений орбитального периода в TY Peg и Y Psc хорошо подходят как световое уравнение, так и магнитные колебания. В TU Her световое уравнение подходит для объяснения только одного циклического изменения – с меньшим периодом.

Саванов И.С., Дмитриенко Е.С., Кармакар С., Пандей Д.С. «Активность молодых карликов с планетными системами: EPIC 211901114 и K2-33» Астрономический журнал, 95, № 8, с. 563-573 (2018)

На основе наблюдательного материала, полученного с космическим телескопом “Kepler”, представлены результаты анализа активности исследования молодых звезд с планетными системами EPIC 211901114 и К2-33 по данным за 70 дней.

Кондратьев Б.П. «К вопросу об отклонении центра масс луны к востоку от направления на землю. механизм, основанный на эволюции орбиты» Астрономический журнал, 95, № 8, с. 574-582 (2018)

Из наблюдений гравитационного поля и фигуры Луны известно о несовпадении ее центра масс (ЦМ) с геометрическим центром (ЦФ), причем линия, связывающая эти две точки, направлена не прямо на центр Земли, а отклоняется от него к юго-востоку. Ранее мы объяснили отклонение центра масс Луны к югу. Здесь изучается отклонение ЦМ Луны к востоку от направления на Землю. Вначале уточняется теория оптической либрации спутника с синхронным вращением вокруг планеты для наблюдателя в точке свободного фокуса орбиты. Показано, что главная ось инерции спутника совершает асимметричные нелинейные колебания с амплитудой, пропорциональной квадрату эксцентриситета орбиты. Разработан механизм эволюции орбиты, учитывающий эффект предпочтительного направления оси инерции Луны на свободный фокус. Доказано, что из двух альтернатив (эволюция орбиты Луны с уменьшением или с увеличением эксцентриситета), с наблюдаемым ныне смещением ЦМ Луны к востоку согласуется только второй сценарий. Этот механизм предсказывает, что в раннюю историческую эпоху орбита Луны имела меньший эксцентриситет, чем в нашу эру. Этот вывод согласуется с результатами наблюдений и с тем, что в настоящее время эксцентриситет лунной орбиты действительно возрастает, следовательно, в прошлом он был меньше его современного значения ε=0,0549. Методом усреднения движения по быстрой переменной показано, что с помощью механизма эволюции орбиты можно объяснить примерно 18% от известного ныне смещения ЦМ Луны к востоку. Полученные результаты уточняют теорию приливной эволюции Луны.

Розгачева И.К., Агапов А.А. «Нужна ли темная материя в галактиках?» Астрономический журнал, 95, № 9, с. 585-590 (2018)

Приведены аргументы, указывающие, что галактики и их скопления следует рассматривать как открытые формирующиеся системы. Галактики взаимодействуют с межгалактической средой и не находятся в вириальном равновесии (определяемом гравитацией и вращением). В этом случае общепринятая трактовка кривых вращения внешних областей галактик вне видимого звездного диска, т.е. наличие гало темной материи с большой массой может быть ошибочным: если в этих областях происходит аккреция межгалактической среды, то орбитальные скорости облаков нейтрального водорода определяются не только тяготением массы внутри их орбит. Скопления галактик аккрецируют материал (межгалактический газ и галактики) из филаментов крупномасштабной структуры, на пересечениях которых они находятся. Только их центральные части могут приближаться к вириальному равновесию. Поэтому большие скорости галактик и высокие температуры межгалактического газа в скоплениях не обязательно указывают на наличие большой массы темной материи в скоплении.

Бобылев В.В., Байкова А.Т. «Поиск шарового скопления, прохождение которого через диск галактики могло спровоцировать образование Пояса Гулда» Астрономический журнал, 95, № 9, с. 591-601 (2018)

Проанализировано распределение мест пересечений галактического диска шаровыми скоплениями, произошедших за последние 100 млн. лет. Были использованы самые современные кинематические данные о 133 шаровых скоплениях (ШС). Среди них найдены три ШС (NGC 6341, NGC 7078, ω Cen), для которых расстояния от точек пересечения ими галактического диска до траекторий пояса Гулда составляют менее 20% от их гелиоцентрических расстояний на момент пересечения (82, 98 и 96 млн. лет назад соответственно). Причем для каждого из них это не последнее, а предпоследнее пересечение диска Галактики. Показано, что каждое из трех найденных шаровых скоплений может претендовать на роль ШС, пролет которого через диск мог послужить толчком к образованию пояса Гулда.

Черепащук А.М. «Двойные WR+OB системы: наблюдательные свидетельства формирования в результате обмена масс» Астрономический журнал, 95, № 9, с. 602-608 (2018)

Проанализированы наблюдательные данные, свидетельствующие о том, что звезды WR в известных WR+OB двойных системах в большинстве случаев сформировались в результате обмена масс в начальных OB+OB системах, а не в виде радиальной потери массы более массивной OB звездой в виде звездного ветра.

Иванов В.П., Ипатов А.В., Рахимов И.А., Гренков С.А., Андреева Т.С. «Спектры стандартных радиоисточников на современную эпоху» Астрономический журнал, 95, № 9, с. 609-618 (2018)

Представлены результаты экспериментальных исследований по определению спектров стандартных радиоисточников абсолютной шкалы потоков “искусственная луна” на эпоху 2015.5 на волнах 3.5–18 см. Выборка включает источники с малыми угловыми размерами, применимые в качестве стандартов плотностей потока для калибровок антенн различных типов, включая большие синтезированные апертуры, в широком диапазоне частот. Шкалу потоков “искусственная луна” отличают особенности построения, которые делают ее наиболее точной среди существующих шкал и единственной, где спектры источников не деформируются. Дано краткое описание методики построения шкалы потоков “искусственная луна”. Повторные измерения спектров стандартных источников, необходимые для сохранения точности шкалы потоков, выполнены в 2014–2017 гг. (средняя эпоха 2015.5) на радиотелескопе РТФ-32 обсерватории “Светлое” ИПА РАН на четырех длинах волн: 18, 13, 6.2 и 3.5 см. Обсуждаются особенности методики измерений. Приведено сравнение с данными более ранних эпох.

Шахворостова Н.Н., Вольвач Л.Н., Вольвач А.Е., Дмитроца А.И., Баяндина О.С., Вальтц И.Е., Алакоз А.В., Ашимбаева Н.Т., Рудницкий Г.М. «Поиск вспышек мазерного излучения H O в областях образования массивных звезд» Астрономический журнал, 95, № 9, с. 619-644 (2018)

Представлены результаты систематических наблюдений выборки ярких мазеров H O (G25.65+1.05, G25.825–0.178, G27.184–0.082, G34.403+0.233, G35.20–0.74, G43.8–0.13, G107.30+5.64) с потоком, в среднем, более 200 Ян в главной детали спектра за период с апреля по сентябрь 2017 г., выполненных в рамках подготовки к проведению интерферометрических наблюдений со сверхдлинными базами с участием радиотелескопа РТ-22 (Крымская астрофизическая обсерватория РАН). Все источники на рассмотренном промежутке времени обнаруживают достаточно сильную переменность, в пределах от ∼40 до ∼2 300 Ян. В источнике G25.65+1.05 на дату 07.09.2017 зарегистрирована вспышка излучения до ∼17 000 Ян на скорости 42.8 км/с, впоследствии развившаяся до 60 кЯн в конце сентября 2017 г. Этот факт может говорить о наличии в данных мазерах компактных структур. Диапазон скоростей, покрываемый различными компонентами в спектрах источников, составляет от 5 до 20 км/с. В трех источниках (G25.65+1.05, G25.825–0.178, G35.20–0.74) наблюдается общее нарастание потока во всех деталях спектра, что может означать изменение условий накачки со стороны внешнего источника, например, изменение инфракрасного потока в центральной части области или прохождение ударной волны. Обсуждаются возможные аргументы в пользу наличия биполярного истечения вещества или дисковой структуры в источнике G25.65+1.05.

Ашимбаева Н.Т., Колом П., Лехт Е.Е., Пащенко М.И., Рудницкий Г.М., Толмачев А.М. «Наблюдения мазерного излучения OH и H₂O в области звездообразования S128» Астрономический журнал, 95, № 9, с. 645-658 (2018)

Представлены результаты мониторинга мазеров гидроксила и водяного пара в области S128. Обнаружено большое число эмиссионных деталей OH в линии 1665 МГц в обеих круговых поляризациях. Показано, что несмотря на сильную переменность плотности потока в главной линии 1665 МГц, лучевые скорости деталей сохранялись. Обнаружено зеемановское расщепление в линии 1720 МГц, равное 0.86 км/с, что соответствует величине продольного магнитного поля 3.6 мГс. Переменность излучения H₂O имеет циклический характер с квазипериодом от 4 до 14 лет. Характер эволюции отдельных деталей подтверждает, что мазерные источники H₂O A и B связаны с ионизационным фронтом двух сталкивающихся CO облаков, и показывает, что в 1999–2001 гг. активность от мазера B перешла к мазеру A.

Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Таволжанская Н.С. «Изменения оптического спектра гипергиганта ρ CAS вследствие выброса оболочки в 2013 г .» Астрономический журнал, 95, № 9, с. 659-671 (2018)

Спектральный мониторинг желтого гипергиганта ρ Cas, выполняемый на БТА со спектральным разрешением R≥60 000, привел к обнаружению новых особенностей в кинематическом состоянии его протяженной атмосферы после выброса вещества в 2013 г. Зарегистрированы существенные изменения типа профиля H_α: в спектре 2014 г. линия впервые приобрела раздвоенное ядро, 13.02.2017 H имела профиль типа обратного ρ Cyg, а 6.08.2017 и 5.09.2017 профиль вновь раздвоенный, но сильно смещенный в длинноволновую область, что указывает на быстрое падение вещества. Впервые в спектрах 2017 г. зарегистрировано расщепление профилей сильных абсорбций низкого возбуждения на три компонента. Сделан вывод об отсутствии корреляции в эволюции профилей H_α и расщепленных абсорбций. Переменность типа пульсаций с амплитудой около 10 км/с присуща лишь симметричным абсорбциям слабой и умеренной интенсивности. В спектре длинноволновой области спектра 2013 г. отождествлены слабые оболочечные эмиссии атомов группы железа, в 2017 г. их интенсивность снижалась до полного исчезновения. В отсутствие эмиссии в ядрах H и K линий Ca II, в их крыльях постоянно присутствуют оболочечные эмиссии металлов.

Марсаков В.А., Гожа М.Л., Коваль В.В. «Errata: “Связь содержаний химических элементов с кинематикой у переменных звезд типа RR Лиры галактического поля” (Астрономический журнал, Т. 95, С. 54 (2018))» Астрономический журнал, 95, № 9, с. 672 (2018)

Тихонов Н.А. «Размеры звездных подсистем дисковых галактик и металличность красных гигантов» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 675-685 (2018)

На основе архивных снимков космического телескопа Хаббла (HST) проведена звездная фотометрия 53 маломассивных спиральных и иррегулярных галактик. На полученных диаграммах Герцшпрунга–Рессела выделены молодые и старые звезды (голубые сверхгиганты и красные гиганты) и определены пространственные размеры подсистем этих типов звезд. Найдена корреляция между металличностью красных гигантов и разностью между линейными размерами звездных подсистем разного возраста. Полученную зависимость можно объяснить увеличением размеров звездных подсистем за время жизни галактик, а также влиянием зависимости между массой галактик и металличностью звезд.

Бисикало Д.В., Черенков А.А., Шематович В.И., Фоссати Л., Местль К. «Влияние звездной вспышки на динамическое состояние атмосферы экзопланеты HD 209458B» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 686-691 (2018)

В рамках одномерной аэрономической модели верхней атмосферы планеты-гиганта рассмотрена реакция атмосферы на дополнительный нагрев, вызванный воздействием звездной вспышки на атмосферу горячего юпитера HD 209458b. Показано, что поглощение дополнительной энергии звездной вспышки в диапазоне крайнего ультрафиолетового излучения (УФ) приводит к локальному разогреву атмосферы, сопровождающемуся образованием двух ударных волн, распространяющихся в атмосфере. Обсуждаются возможные наблюдательные проявления ударных волн и возможности их детектирования.

Бутузова М.С. «Периоды долговременной переменности и корреляция между наблюдаемыми величинами для блазара 0716+714 в предположении винтовой формы его джета» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 692-701 (2018)

У блазара 0716+714 обнаружены различные величины квазипериодов долговременной переменности в радио- и оптическом диапазонах и в изменениях позиционного угла внутренней части парсекового джета. В данной работе дается согласование этих величин между собой в предположении, что указанная периодичность возникает вследствие винтовой формы джета, сохраняющейся от области, находящейся вблизи основания джета, до, по крайней мере, 1 миллисекунды дуги от ядра, наблюдаемого методами радиоинтерферометрии. При этом в случае радиального движения излучающих компонентов джета последние должны иметь лоренц-фактор ≈3 и замедляться с удалением от начала джета. С данными наблюдений наилучшим образом согласуется случай нерадиального движения компонентов с постоянной физической скоростью. Также показано, что винтовая форма джета сильно влияет на результат исследования корреляции между наблюдаемыми величинами – как между потоками в разных спектральных диапазонах, так и между потоком излучения и позиционным углом внутренней части парсекового джета.

Багаев Л.А., Волков И.М., Николенко И.В. «Физические параметры затменной системы V1176 Cas» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 702-715 (2018)

С помощью ПЗС-приемников впервые получены высокоточные UBVRI кривые блеска недавно открытой затменной системы V1176 Cas (P=6.33^d , V=11.1^m ). Найдены фотометрические решения кривых блеска, определены физические характеристики звезд-компонентов. Эксцентриситет орбиты оказался незначительным, e=0.009, оба компонента по своим характеристикам близки к Солнцу, но являются более молодыми и обладают избытком металлов. Ориентация орбитального эллипса и малое значение эксцентриситета затрудняют измерения апсидального вращения. Тем не менее высокая точность измерений моментов минимумов позволила установить верхний предел для скорости апсидального вращения, который согласуется с теоретической оценкой эффекта.

Калинин А.О., Соколов Д.Д. «Резонансы в сферических динамо и супервспышки» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 728-734 (2018)

На звездах, похожих на Солнце, наблюдаются супервспышки, существенно более сильные, чем солнечные. Считают, что энергия магнитного поля на таких звездах значительно больше, чем на Солнце. В работе предлагается связать такую аномально большую магнитную энергию с резонансными явлениями в работе звездного динамо, под которыми будем понимать значительное изменение поведения решения при внешнем воздействии и удовлетворении параметров системы определенным соотношениям. Для выделения резонансных явлений используется маломодовая модель динамо в двух или в одной сферической оболочке. Показано, что в рамках такой модели резонансные эффекты могут приводить к увеличению магнитной энергии на полтора порядка по сравнению с нерезонансным случаем. Показано, что резонансные условия в динамо существенно отличаются от простейших условий резонанса в колебательных системах. По-видимому, это объясняется тем, что в задаче динамо возбуждение и распространение волн магнитного поля трудно отделить друг от друга, так что уравнения, описывающие резонанс, остаются нелинейными даже в случае их максимального упрощения.

Подгорный И.М., Подгорный А.И. «Диагностика солнечной вспышки путем анализа излучения спектральных линий высокоионизованного железа» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 735-744 (2018)

Представлен анализ динамики электронной температуры солнечной атмосферы в области появления солнечных вспышек. Температура оценивалась по излучению спектральных линий, принадлежащих ионам различной степени ионизации. Использовалось излучение ионизованного гелия и высокоионизованного железа. Анализировались фотографии предвспышечного состояния и вспышек из архива американского аппарата SDO. Показано, что солнечной вспышке обычно предшествует регистрация над активной областью яркого светящегося образования с температурой, превышающей температуру короны. Это предвспышечное образование (∼10¹⁰ см) мы идентифицируем как развитие токовой системы, которая согласно данным численного моделирования ответственна за аккумуляцию энергии над активной областью перед вспышкой. После нескольких десятков часов медленного возрастания яркости предвспышечного свечения в спектральной линии железа 94 A (ион FeXVIII) резко возрастает эмиссия линии 193 A иона FeXXIV, указывающая на вспышечное возрастание температуры не менее чем до 20 МК. Это возрастание свечения совпадает с появлением солнечной вспышки. Наблюдаемая динамика эмиссии в спектральных линиях высокоионизованных ионов согласуется с электродинамической моделью солнечной вспышки, основанной на накоплении магнитной энергии в токовом слое над активной областью и взрывном выделении накопленной энергии. Исследования механизма солнечной вспышки приобретают особую актуальность в связи с открытием солнечных космических лучей. Информация, полученная из мировой сети нейтронных мониторов и на космических аппаратах GOES, позволяет однозначно утверждать, что источником солнечных космических лучей являются солнечные вспышки, а не генерируемые вспышками ударные волны. Невозможно исключить, что аналогичный механизм, а не ударные волны, ответственен и за ускорение космических лучей в галактике

Кондратьев Б.П. «К вопросу об отклонении центра масс Луны к востоку от направления на Землю. Механизм, основанный на округлении фигуры Луны» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 745-752 (2018)

Как известно, центр масс (ЦМ) Луны не совпадает с геометрическим центром ее фигуры (ЦФ), а линия “ЦФ-ЦМ” направлена не на центр Земли, а отклоняется к юго-востоку. Исследование этого явления, остававшегося совершенно непонятным, мы проводим в два этапа. Первый механизм объясняет часть наблюдаемого смещения ЦМ Луны к востоку за счет приливной эволюции орбиты Луны. В данной статье разработан второй механизм, который связывает смещение центра масс Луны к востоку с эволюцией формы самой Луны. Получено и решено дифференциальное уравнение, описывающее процесс смещения ЦМ Луны к востоку в ходе физически неизбежного округления ее формы при удалении от Земли. Этот механизм не только объясняет эффект сдвига центра масс Луны к востоку, но и предсказывает, что сжатие Луны в раннюю эпоху могло быть значительным и достигать значения ε≈0.31. При помощи теории фигур равновесия в приливном гравитационном поле найдено, насколько близко к Земле могла образоваться Луна.

Саванов И.С. «Пятна и активность AM звезд» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 753-762 (2018)

Представлены результаты детального анализа пятенной активности избранных объектов спектрального класса А – металлических Am звезд. Были исследованы две звезды типа ROTD – KIC 8323104 и KIC 8703413, – спектры мощности которых содержат характерные особенности, включающие узкий пик, а также многочисленные детали меньшей амплитуды на более низких частотах. Изучена звезда KIC 12253106, не являющаяся звездой типа ROTD, но несомненно обладающая пятнами на поверхности. Установлены периоды вращения и изучена эволюция положений пятен на поверхности звезд, получены оценки параметра дифференциального вращения ΔΩ. Для звезды KIC 8703413 выполнен анализ кривой блеска методом решения обратной задачи восстановления карт поверхностных температурных неоднородностей. Показано, что на поверхностных картах имеются концентрации активных областей на двух долготах. В течение наблюдений одна из долгот была примерно в два раза чаще более активна, чем другая. Установлен циклический характер переменности положений пятен на поверхности звезды, который может быть связан с присутствием колебаний, вызванных волнами Россби.

Гринин В.П., Барсунова О.Ю., Сергеев С.Г., Архаров А.А., Шугаров С.Ю., Семенов А.О., Ефимова Н.В. «Необычная фотометрическая активность звезды типа WTTS V715 Per» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 716-727 (2018)

Приводятся результаты многолетних фотометрических наблюдений звезды типа WTTS (weak line T Tauri star) V715 Per в оптических (VRI) и инфракрасных (JHK) фотометрических полосах. Подтвержден период малоамплитудных вариаций блеска звезды 5.23^d в оптических полосах VRI, обнаруженный ранее другими авторами. Период стабилен на протяжении всего интервала наших наблюдений (14 лет), но его амплитуда изменяется со временем. Такой же период обнаружен нами в изменениях инфракрасных потоков в полосах JHK, причем колебания блеска в обоих диапазонах происходят почти синхронно. Показано, что наиболее вероятной причиной этих колебаний являются периодические затмения звезды собственным диском, возмущенным в результате взаимодействия с магнитосферой (переменность типа AA Tau). Кроме периодических изменений блеска, звезда демонстрировала на протяжении ряда лет (с 2005 по 2011 г.) спорадические алголеподобные минимумы, характерные для звезд типа UX Ori. Их амплитуда монотонно увеличивалась, достигнув к концу 2010 г. примерно 1^m в полосе V, после чего глубокие ослабления блеска прекратились. В течение всего этого интервала времени наблюдалось уменьшение амплитуды периодических колебаний. После 2011 г. периодический компонент вновь стал усиливаться. Мы объясняем такие изменения фотометрической активности V715 Per увеличением темпа аккреции газа на звезду, которое привело к уменьшению радиуса вспученной области диска и сопровождалось алголеподобными ослаблениями блеска. Данная модель переменности предполагает небольшой наклон околозвездного диска V715 Per к лучу зрения.

Шустов Б.М., Тутуков А.В. «О начальном спектре масс астрономических объектов» Астрономический журнал, 95, № 11, с. 765-774 (2018)

Рассмотрены фундаментальные предпосылки существования универсального базового распределения, описывающего начальную функцию масс (НФМ) различных астрономических объектов на масштабах от коричневых карликов до скоплений галактик. Распределение имеет вид dN∝M^–2ΔM, где M – масса объекта и N – количество объектов данной массы. Показано, что по крайней мере для объектов, образующихся в результате фрагментации (звезды, звездные скопления), в основе этого распределения может лежать модель белого шума. В этом контексте обсуждается классическая проблема формирования начальной функции масс звезд, в том числе связь функции масс протозвездных облаков и НФМ звезд, а также рассматриваются основные факторы, определяющие функции масс галактик и скоплений галактик.

Шарина М.Е., Рябова М.В., Маричева М.И., Горбан А.С. «Звездное население и орбита шарового скопления галактики Palomar 3» Астрономический журнал, 95, № 11, с. 775-789 (2018)

Представлены глубокая звездная фотометрия одного из самых далеких шаровых скоплений Галактики Palomar 3 на снимках VLT в фильтрах V и I широкополосной системы Джонсона-Казинса, результаты спектроскопии среднего разрешения звезд центральной области скопления с помощью спектрографа CARELEC обсерватории Верхнего Прованса (OHP) и измерения Ликских спектральных индексов в полученном интегральном спектре, а также расчет параметров орбиты Palomar 3 и девяти галактических шаровых скоплений с похожими металличностью и возрастом. Оцененные параметры орбиты, возраст, металличность, расстояние до Palomar 3 и величина межзвездного поглощения находятся в согласии с соответствующими литературными характеристиками и дополняют их. Подчеркивается необходимость получения более точных данных о собственном движении, возрасте и химическом составе звезд скопления для выяснения его происхождения.

Черепащук А.М., Есипов В.Ф., Додин А.В., Давыдов В.В., Белинский А.А. «Спектроскопический мониторинг SS 433. Стабильность параметров кинематической модели в течение 40 лет» Астрономический журнал, 95, № 11, с. 790-807 (2018)

Выполнен 11-летний спектроскопический мониторинг SS 433 за период с 2007 по 2017 г. Изучены перемещения подвижных эмиссионных линий Hα и построены соответствующие кривые лучевых скоростей. С использованием всех опубликованных спектроскопических данных по SS 433 проведен поиск вековых изменений параметров кинематической модели. На относительно коротких промежутках времени в несколько лет наблюдаются отклонения параметров этой модели от средних значений, однако вековые изменения не обнаруживаются. Подтверждено наличие периодического компонента в изменениях скорости вещества в релятивистских джетах с орбитальным периодом, что может свидетельствовать в пользу слабой эллиптичности орбиты SS 433. Стабильность параметров кинематической модели свидетельствует о том, что для сверхкритического аккреционного диска в системе SS 433 вполне подходит модель плавающего аккреционного диска, отслеживающего прецессию оси вращения оптической звезды.

Топчиева А.П., Кирсанова М.С., Соболев А.М. «Спектральный класс ионизующих звезд и потоки инфракрасного излучения от областей HII» Астрономический журнал, 95, № 11, с. 808-817 (2018)

Определены потоки в радиоконтинууме на длине волны 20 см в направлении на 91 область HII из ранее составленного каталога. Оценены спектральные классы ионизующих звезд в 42 областях, для которых известны оценки расстояний. Полученные спектральные классы объектов выборки лежат в интервале от В0.5 до О7, что соответствует интервалу эффективных температур от 29000 до 37000 К. Рассмотрена зависимость потоков в ИК-диапазоне на длинах волн 8, 24 и 160 мкм от потока на 20 см. Потоки в ИК-диапазоне используются для диагностики нагретого вещества, а поток в радиодиапазоне - для измерения количества ионизующих квантов. Установлено, что значения потоков в ИК-диапазоне приблизительно линейно растут с увеличением потока в радиодиапазоне. Возрастание ИК потоков, по-видимому, означает рост массы нагретого вещества оболочки вокруг области HII с увеличением эффективной температуры звезд.

Кайгородов П.В., Бисикало Д.В. «Наблюдательные проявления прецессионной волны в аккреционном диске катаклизмической переменной звезды» Астрономический журнал, 95, № 11, с. 818-824 (2018)

Рассматриваются эффекты, вызываемые взаимодействием струи из внутренней точки Лагранжа с аккреционным диском в катаклизмической переменной звезде. По результатам трехмерного численного газодинамического моделирования подтверждено, что при отношении масс компонентов системы, равном 0.6, толщина диска в области взаимодействия со струей минимальна. Как следствие, часть вещества струи не испытывает столкновения с внешним краем аккреционного диска, и продолжает невозмущенное движение по направлению к аккретору. В дальнейшем эта часть струи взаимодействует (сталкивается) с утолщением аккреционного диска, вызванным наличием в нем прецессионной волны, что приводит к появлению дополнительной зоны нагрева на поверхности диска. Обсуждается, что дополнительная зона повышенной светимости (горячее пятно) является прямым наблюдательным проявлением и соответственно индикатором прецессионной волны в аккреционном диске.

Курбатов Е.П., Фатеева А.М., Кайгородов П.В., Бисикало Д.В. «Турбулентность в аккреционных дисках компонентов полуразделенных двойных систем с различным отношением масс» Астрономический журнал, 95, № 11, с. 825-831 (2018)

Рассматриваются результаты трехмерного численного газодинамического моделирования структуры течения вещества в полуразделенных двойных системах с различным отношением масс. Приводится описание основных элементов течения в исследуемых моделях. Рассматриваются характеристики волн плотности внутри аккреционного диска при разных отношениях масс. Анализируется влияние прецессионной волны плотности на развитие неустойчивостей в аккреционном диске, а также на характеристики развивающейся турбулентности. Рассчитан α-коэффициент Шакуры–Сюняева для моделируемых систем.

Войцик П.А., Пушкарев А.Б., Ковалев Ю.Ю., Плавин А.В., Лобанов А.П., Ипатов А.В. «Сдвиг положения ядра с частотой в ультракомпактных квазарах» Астрономический журнал, 95, № 11, с. 832-858 (2018)

Мы представляем результаты пилотного проекта по участию радиоинтерферометрического комплекса “Квазар-КВО” в составе Европейской РСДБ сети с целью проведения многочастотных (1.7, 2.3, 5.0, 8.4 ГГц) наблюдений парсековых выбросов 24 активных ядер галактик. Три запланированных сеанса наблюдений были успешно проведены в октябре 2008 г. Восстановлены карты распределения яркости источников в полной интенсивности на всех четырех частотах, используя фазовую привязку. Разработан метод измерения частотно-зависимого сдвига положения РСДБ ядра по наблюдениям близких триплетов радиоисточников с применением метода относительной астрометрии и продемонстрирована принципиальная возможность регистрации эффекта сдвига ядра в ультракомпактных источниках, для которых неприменим более традиционный метод, основанный на ахроматичности положения оптически тонких областей джета. Мы обсуждаем условия для успешного измерения сдвига, определяемые близостью калибратора, эффективным разрешением системы, качеством заполнения плоскости пространственных частот, взаимной ориентацией направлений выбросов в триплетах, а также яркостью источников.

Бабичев Е.О., Докучаев В.И., Ерошенко Ю.Н. «Черная дыра в радиационно-доминированной вселенной» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 8-9, с. 537-545 (2018)

Рассмотрена задача о метрике черной дыры, находящейся в расширяющейся Вселенной на стадии радиационного доминирования. В частности, это может быть первичная черная дыра. В случае, когда радиус черной дыры намного меньше космологического горизонта, найдены самосогласованные выражения для метрических коэффициентов и для распределения и движения вещества на больших расстояниях от черной дыры. На расстояниях, гораздо меньших космологического горизонта, решение совпадает с полученным ранее решением для квазистационарной аккреции. Результаты работы могут найти применение, в частности, для расчетов формирования пиков плотности темной материи вокруг первичных черных дыр и для эволюции сгустков темной материи на стадии радиационного доминирования.

Хорунжев Г.А., Сазонов С.Ю., Буренин Р.А. «Рентгеновская функция светимости квазаров на 3Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 8-9, с. 546-568 (2018)

Карасев Д.И., Лутовинов А.А., Ткаченко А.Ю., Хорунжев Г.А., Кривонос Р.А., Медведев П.С., Павлинский М.Н., Буренин Р.А., Еселевич М.В. «Оптическое отождествление рентгеновских источников из 14-летнего обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 8-9, с. 569-588 (2018)

Представлены результаты оптических отождествлений нескольких источников жесткого рентгеновского излучения из обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ, полученного за 14 лет наблюдений. Уточнив положения этих объектов на небе с помощью рентгеновского телескопа XRT обсерватории Swift и обсерватории XMM-Newton, мы провели идентификацию их компаньонов с использованием данных оптических и инфракрасных обзоров неба. Для более чем половины объектов из настоящей выборки с помощью телескопов РТТ-150 и АЗТ-33ИК были получены оптические спектры, которые позволили установить природу объектов и измерить их красные смещения. Показано, что шесть источников имеют внегалактическое происхождение и относятся к сейфертовским галактиками 1-го и 2-го типов (IGR J01017+6519, IGR J08215-1320, IGR J08321-1808, IGR J16494-1740, IGR J17098-2344, IGR J17422-2108); о природе еще 4-х объектов (IGR J11299-6557, IGR J14417-5533, IGR J18141-1823, IGR J18544+0839) однозначных выводов сделать не удалось, однако по косвенным признакам они, вероятнее всего, являются также внегалактическими объектами. Еще для одного из объектов (IGR J18044-1829) однозначного отождествления получено не было.

Урысон А.В. «Вклад космических лучей от источников с моноэнергетическим спектром протонов во внегалактическое диффузное гамма-излучение» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 8-9, с. 589-594 (2018)

Обсуждаются внегалактические источники космических лучей ультравысоких энергий (E>4·10¹⁹ эВ), дающие малый вклад в поток частиц, регистрируемых наземными установками. Показано, что космические лучи от таких источников могут создавать в межгалактическом пространстве заметный поток диффузного гамма-излучения в сравнении с данными, полученными с помощью прибора Fermi LAT (на борту космической обсерватории Fermi). В качестве иллюстрации таких источников рассматривается возможный тип активных ядер галактик, в которых протоны космических лучей могут ускоряться до энергий 10²¹ эВ. Сделан вывод, что космические лучи ультравысоких энергий от обсуждаемых активных ядер могут вносить существенный вклад во внегалактическое диффузное гамма-излучение. Кроме этого, из сравнения с данными Fermi LAT получено ограничение на долю рассматриваемых активных ядер относительно лацертид и радиогалактик.

Фадеев Ю.А. «Модель Мириды T UMi» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 8-9, с. 595-603 (2018)

Питьева Е.В., Питьев Н.П. «Массы главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических аппаратов» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 8-9, с. 604-617 (2018)

Динамические оценки массы Главного пояса астероидов и транснептунового пояса Койпера найдены по их гравитационному влиянию на движение планет. Для моделирования суммарного притяжения от небольших или еще не обнаруженных тел поясов были применены дискретные вращающиеся модели, состоящие из двигающихся материальных точек. Массы модельных поясов были включены в уточняемые и определяемые параметры и получены из обработки свыше 800 тысяч современных позиционных наблюдений планет и космических аппаратов (КА). Обработка наблюдений и определение параметров были выполнены на основе новой версии планетной теории EPM2017 ИПА РАН. В дискретных моделях были учтены большая наблюдаемая радиальная протяженность поясов (более 1.2 а.е. для Главного пояса и более 8 а.е. для пояса Койпера) и найденная из наблюдений концентрация тел в поясе Койпера на расстоянии около 44 а.е. Использованы также индивидуальные оценки масс для крупных тел поясов, а также для объектов, с которыми сближались космические аппараты, и для тел, имеющих спутники.

Доброславский А.В., Красильников П.С. «Об эволюции движений спутника-баллона в плоской ограниченной задаче трех тел с учетом светового давления» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 8-9, с. 618-630 (2018)

Исследуется эволюция высоких орбит спутника Земли под действием гравитационного возмущения от Солнца и сил светового давления, без учета эффекта земной тени. Представлена возмущающая функция задачи при условии, что спутник является шаром. Получено также среднее значение возмущающей функции при отсутствии резонансов между средним невозмущенным движением спутника и средним движением Солнца. Показано, что интегралами осредненных оскулирующих уравнений являются большая полуось орбиты спутника и среднее значение возмущающей функции. Подробно изучен хилловский вариант задачи, при котором расстояние до спутника много меньше расстояния между Землей и Солнцем: построены фазовые портреты колебаний при разных значениях параметров, описаны три типа квазипериодических траекторий спутника – траектории либрационного и ротационного типов, а также траектории столкновения с Землей. Численное моделирование траекторий позволило описать дополнительные эффекты, вызванные световым давлением: смещение ограниченной траектории спутника как целого относительно траектории классической задачи трех тел в область, более удаленную от Солнца.

Попов А.Н., Барсуков Д.П., Иванчик А.В. «Поглощение фотонов от далеких источников гамма-излучения» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 10, с. 633-642 (2018)

Являясь самыми большими гравитационно связанными образованиями во Вселенной, скопления галактик представляют собой огромные резервуары фотонов, генерируемых тормозным излучением горячего газа скоплений. В работе рассматривается поглощение высокоэнергичных фотонов от далеких космологических источников гамма-излучения тормозным излучением скоплений галактик. Величина этого эффекта является третьей по порядку малости после эффектов от поглощения реликтовым излучением и поглощения межгалактическим фоновым излучением. Расчет эффекта поглощения тормозным излучением скоплений галактик показал, что данный эффект проявляется в области энергии порядка 1–100 ГэВ и может составлять по оптической толще величину τ∼10^–5.

Глушков А.В., Правдин М.И., Сабуров А.В. «Состав космических лучей с E₀≥10¹⁷ эВ по данным наземных сцинтилляционных детекторов Якутской установки ШАЛ» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 10, с. 643-647 (2018)

Исследовано пространственное распределение каскадных частиц в широких атмосферных ливнях на Якутской установке наземными сцинтилляционными детекторами от космических лучей с энергией E₀>10¹⁷ эВ за период непрерывных наблюдений 1977–2017 гг. Экспериментальные значения сравниваются с расчетными, найденными по разным моделям развития широких атмосферных ливней из пакета программ CORSIKA.

Николаева С.М., Кривонос Р.А., Сазонов С.Ю. «Широкополосный спектр рентгеновской двойной системы M33 X-6 по данным NuSTAR и Swift-XRT. Внегалактический источник Z-типа?» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 10, с. 648-658 (2018)

Представлены результаты исследования рентгеновского спектра источника X-6 близкой галактики М33, впервые полученного на энергиях выше 10 кэВ по данным орбитального телескопа NuSTAR. Для энергетического покрытия ниже 3 кэВ были использованы архивные данные телескопа XRT обсерватории Swift, что позволило построить спектр M33 X-6 в широком диапазоне энергий 0.3–20 кэВ.

Потравнов И.С., Еселевич М.В., Кондратьева Т.Э., Соколов И.В. «Поиск молодой кинематической группы, ассоциированной с HD166191» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 10, с. 659-672 (2018)

Представлены результаты поиска звезд, кинематически связанных с окруженной теплым пылевым диском молодой звездой HD166191. В области неба радиусом ∼11° на периферии OB ассоциации Скорпиона–Центавра с помощью данных каталогов GAIA DR1, 2RXS, ALLWISE и подтверждающей оптической спектроскопии идентифицировано пять звезд возрастом ∼10 млн лет со схожей кинематикой. Моделирование их орбит в прошлое показывает, что звезды “группы HD166191” не сформировались внутри или на ближайшей периферии ассоциации Скорпиона–Центавра и также не относятся к известным в его окрестностях молодым кинематическиим группам. Возраст и движение в Галактике “группы HD166191” наиболее близки этим к параметрам расширенной ассоциации Южной Короны (ext.CrA). Обсуждаются возможные сценарии формирования этих молодых ассоциаций.

Фадеев Ю.А. «Эволюция и изменение периодов переменных звезд типа RR Lyr в шаровом скоплении M 3» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 10, с. 673-678 (2018)

Расcчитана сетка эволюционных треков звезд населения II с начальными массами 0.81M⊙≤M_ZAMS≤0.85M⊙ и химическим составом шарового звездного скопления M 3. Отдельные модели эволюционных последовательностей на стадии горизонтальной ветви использованы в качестве начальных условий при решении уравнений радиационной гидродинамики и нестационарной конвекции, описывающих радиальные звездные пульсации.

Коротин С.А., Рябчикова Т.А. «Эффекты отклонения от ЛТР линий гелия у поздних В- и А-звезд» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 10, с. 679-687 (2018)

Для исследования отклонений от локального термодинамического равновесия (ЛТР) при формировании линий гелия у звезд с эффективными температурами от 9300 до 20 000 К была построена модель атома гелия, включающая в детальное рассмотрение 55 уровней He I и основной уровень He II. Для восьми звезд с эффективными температурами от 9380 К до 17 500 К определено содержание гелия по линиям He I. Линии нейтрального гелия у B-звезд не удается описать в условиях локального термодинамического равновесия с помощью одного значения содержания элемента. Кроме того, профили ряда линий вообще невозможно описать в рамках ЛТР-подхода. Напротив, учет отклонений от ЛТР позволяет добиться удовлетворительного совпадения теоретических и наблюдаемых профилей для всего набора линий гелия, наблюдаемых в широком спектральном диапазоне, с использованием практически одного и того же содержания элемента. Содержание гелия, определенное при ЛТР и не-ЛТР подходах может различаться до 2–3 раз в зависимости от параметров звезды. Чем выше температура звезды, тем сильнее отклонения от ЛТР. Как правило, линии в синей области менее подвержены влиянию не-ЛТР эффектов. В атмосферах шести звезд содержание гелия в пределах ошибок соответствует современному солнечному значению. В атмосферах Сириуса и HD 72660, классифицированных как горячие Am-звезды, наблюдается пониженное содержание гелия.

Витязев В.В., Попов А.В., Цветков А.С., Петров С.Д., Трофимов Д.А., Кияев В.И. «Новые детали эффекта паренаго по данным первого релиза проекта Gaia DR1» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 10, с. 688-704 (2018)

Проведен анализ поля скоростей звезд главной последовательности и красных гигантов каталога TGAS с гелиоцентрическими расстояниями до 1.5 кпк для разных спектральных классов. С целью изучения эффекта Паренаго исследована зависимость параметров моделей Огородникова–Милна и Боттлингера от показателя цвета для 1 260 071 звезды главной последовательности и 534 387 красных гигантов. Произведена попытка представить хорошо известный эффект Паренаго как частный случай более сложного эффекта плавного изменения ряда кинематических параметров при изменении среднего возраста и состава изучаемой группы звезд.

Кичатинов Л.Л., Непомнящих А.А. «Асимметрия солнечных циклов как следствие флуктуаций параметров динамо» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 10, с. 705-712 (2018)

Длительность ветви роста активности в солнечных циклах в среднем короче длительности ветви спада. Показано, что к такой асимметрии могут приводить флуктуации параметров динамо. Модель солнечного динамо с флуктуациями α-эффекта показывает среднестатистическую асимметрию, которая увеличивается с возрастанием как амплитуды, так и длительности флуктуаций. Предложено объяснение вызванной флуктуациями асимметрии, которое предсказывает корреляцию между величиной асимметрии и временем запаздывания обращений знака полярного поля относительно максимума активности. Такая корреляция подтверждается данными о двенадцати последних солнечных циклах.

Буренин Р.А. «Измерения амплитуды возмущений плотности материи по космологическим данным» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 11, с. 715-726 (2018)

Проводится сравнение различных измерений линейной амплитуды возмущений плотности материи, которые получаются по данным измерений анизотропии реликтового излучения (РИ), слабого гравитационного линзирования, функции масс скоплений галактик, спектра мощности материи, искажений пространства красных смещений. Показано, что данные обзора Планка по измерению спектра анизотропии температуры на высоких мультиполях, l>1000 (где влияние гравитационного линзирования является наиболее значительным), дают измерение амплитуды возмущений плотности материи, которое противоречит всем другим измерениям этой величины как по данным анизотропии реликтового излучения обзора обсерватории им. Планка, так и по другим данным, на уровне значимости около 3.7σ. Таким образом, в настоящее время для расчетов ограничений на космологические параметры эти данные объединять вместе не следует.

Поляченко Е.В., Шухман И.Г. «О взаимодействии спиральных волн плотности со звездами вблизи внутреннего линдбладовского резонанса в галактических дисках» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 11, с. 727-738 (2018)

Исследован вопрос о взаимодействии спиральной волны плотности со звездами в окрестности внутреннего линдбладовского резонанса в галактическом диске. В рамках чисто линейной задачи и в главном порядке эпициклического и ВКБ приближений выведено дисперсионное уравнение, описывающее поведение комплексного волнового числа спиральной волны в зависимости от расстояния до резонанса. Скорректирован результат Марка (1971), касающийся поведения амплитуды лидирующей спиральной волны вблизи к резонансной окружности. Изучены следствия, вытекающие из гипотезы о том, что учет слабой нелинейности в узкой резонансной области приводит к изменению стандартного правила обхода полюса в комплексной плоскости, известного как правило обхода Ландау–Линя, на взятие соответствующего интеграла в смысле главного значения. По аналогии с гидродинамикой, где подобная проблема возникает при анализе резонансного взаимодействия волн со сдвиговыми течениями, мы ожидаем, что учет малой, но конечной амплитуды может привести к модификации правила обхода и, как следствие, к устранению эффекта поглощения спиральной волны на резонансе и ее отражению. Мы показали, что при некоторых допущениях предполагаемая картина действительно имеет место, однако детальная ситуация выглядит довольно неожиданно: в окрестности резонанса участки, где звезды вызывают ослабление волны, чередуются с участками, где волна усиливается. При этом интегрально по резонансной области эффект поглощения волны отсутствует.

Бобылев В.В., Байкова А.Т. «Кинематика галактики по OB-звездам с данными из каталога Gaia DR2» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 11, с. 739-750 (2018)

Составлена и проанализирована выборка из ОВ-звезд с известными лучевыми скоростями, определенными в результате наземных наблюдений, а также тригонометрическими параллаксами и собственными движениями из каталога Gaia DR2. Часть звезд нашей выборки имеет оценки расстояний, сделанные по спектральным линиям кальция.

Уткин Н.Д., Дамбис А.К., Расторгуев А.С., Клиничев А.Д., Аблимит И., Чжао Г. «Кинематика и динамика гало Галактики на основе данных о переменных звездах типа RR Лиры» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 11, с. 751-762 (2018)

На основе выборки переменных звезд типа RR Лиры, включающей более 9000 объектов с собственными движениями и расстояниями, по двумерному полю скоростей проведено исследование кинематики гало Галактики. Использованы как собственные движения, самостоятельно выведенные авторами по позиционным данным, взятым из массовых каталогов на интервале времени до 65 лет, так и собственные движения, взятые из 2-го каталога Gaia (DR2). Кроме того, кинематика гало изучена также по трехмерному полю скоростей примерно 850 переменных типа RR Лиры с расстояниями, собственными движениями и лучевыми скоростями. Кинематические параметры, описывающие поле скоростей, оценивались методом максимального правдоподобия, исследовано их изменение с расстоянием до центра Галактики. Радиальная дисперсия скоростей в сферической системе координат σ_r≈160–170 км с^–1 превышает примерно на 20 км с^–1 результаты из предыдущих работ, тогда как параметр анизотропии β≈0.68–0.72 неплохо согласуется с предыдущими исследованиями. При оценке скорости вращения популяции звезд типа RR Лиры выделены внутреннее и внешнее гало со слабым прямым и обратным вращением соответственно.

Никифоров И.И., Веселова А.В. «Численное исследование статистических свойств оценки расстояния до центра галактики по геометрии сегментов спиральных рукавов» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 11, с. 763-783 (2018)

Методом Монте-Карло изучено влияние различных факторов на статистические свойства оценки расстояния до центра Галактики (R₀), получаемой в рамках решения общей задачи определения геометрических параметров спирального рукава Галактики по его сегменту с включением в число параметров расстояния до полюса спирали, т.е. R₀. Численное моделирование выполнялось для модельных сегментов, представляющих рукава Персея и Щита по данным о мазерах в массивных областях звездообразования. Показано, что неопределенность современных измерений параллаксов этих объектов систематически снижается (!) с увеличением гелиоцентрического расстояния, тогда как относительная неопределенность параллаксов в среднем примерно постоянна. Это удачное обстоятельство существенно (в 1.4–1.7 раза) увеличивает точность оценки R₀ по сегменту рукава, определяемому мазерами. Результаты численных экспериментов свидетельствуют в пользу состоятельности оценки по геометрии спирального сегмента. Значимые смещения оценки, обнаруженные только для рукава Щита, вызываются в основном случайными ошибками параллаксов, а также малой угловой протяженностью сегмента и малым числом представляющих его объектов. Дисперсия оценки сильнее всего зависит от угловой протяженности сегмента, а также неопределенности параллаксов, если последняя в среднем не зависит от расстояния. Остальные параметры, кроме угла закрутки, оказывают одинаково существенное, но меньшее влияние на статистическую точность оценки. При совместной обработке данных о 3–8 сегментах прогнозируемая стандартная ошибка итоговой оценки – σ_R0≃0.5–0.3 кпк соответственно. Повысить точность можно за счет увеличения протяженности выделенных сегментов и числа принадлежащих им объектов. Способ определения R₀ по спиральным сегментам оказался работоспособным для широкого набора возможных значений параметров даже при использовании L-эстиматора (медианы). Это делает осмысленным разработку более сложного метода на основе M-эстиматора, позволяющего корректно учесть измерительную и природную дисперсии объектов относительно средней линии рукава и тем самым избежать смещений оценок параметров.

Цветков А.С., Амосов Ф.А. «Анализ систематических разностей параллаксов звезд каталогов TGAS и Hipparcos с помощью сферических функций» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 11, с. 784-790 (2018)

Исследованы систематические разности тригонометрических параллаксов каталогов Hipparcos и TGAS с помощью сферических функций. Определены наиболее значимые гармоники в разложении. Изучено так же распределение дисперсии разности параллаксов в различных областях небесной сферы. Наиболее простой вид распределения среднеквадратичного отклонения имеет в эклиптической системе координат.

Бадалян О.Г., Обридко В.Н. «Дифференциальное вращение солнечной короны по данным о магнитном поле» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 11, с. 791-798 (2018)

Предлагается метод исследования дифференциального вращения солнечной короны с использованием коронального магнитного поля как трассера. Поле рассчитывается в потенциальном приближении по данным наблюдений на уровне фотосферы. Рассматривается временной интервал с 24.06.1976 по 31.12.2004. Поле рассчитывалось для всех широт от экватора до ±75° с шагом 5° на расстояниях от основания короны 1.0 R⊙ до 2.45 R⊙ вблизи поверхности источника. Методом периодограммного анализа определены периоды вращения короны на 14 расстояниях от центра Солнца. Показано, что с увеличением гелиоцентрического расстояния вращение короны становится все менее дифференциальным. При этом даже вблизи поверхности источника оно не становится твердотельным. Рассмотрено изменение периодов вращения короны со временем. Получено, что в минимуме цикла вращение является наиболее дифференциальным, особенно на малых расстояниях от центра Солнца. Изменение вращения короны со временем согласуется с наклоном магнитного экватора Солнца. Результаты, полученные по магнитному полю, сопоставлены с результатами, получаемыми при использовании данных о яркости зеленой корональной линии 530.3 nm Fe XIV. Согласованность этих результатов подтверждает надежность предлагаемого метода изучения вращения короны. Изучение вращения магнитного поля короны позволяет надеяться на возможность использовать этот метод для диагностики дифференциального вращения в подфотосферных слоях.

Мещеряков А.В., Глазкова В.В., Герасимов С.В., Машечкин И.В. «Измерение вероятностных фотометрических красных смещений рентгеновских квазаров на основе квантильной регрессии ансамблей деревьев решений» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 12, с. 801-820 (2018)

Представлены эмпирические алгоритмы машинного обучения для измерения вероятностных фотометрических красных смещений (photo-z) рентгеновских квазаров на основе квантильной регрессии ансамблей деревьев решений. Опираясь на данные современных фотометрических обзоров неба (e.g SDSS, GALEX, WISE, UKIDSS, 2MASS, FIRST), предложенные методы позволяют выполнять высококачественные точечные прогнозы photo-z для внегалактических объектов, делать оценки доверительных интервалов, а также восстанавливать полные функции распределения вероятности для всех прогнозов. Качество прогнозов photo-z тестировалось на выборках рентгеновских квазаров из обзоров 1RASS и 3XMM DR7, имеющих измерения спектроскопических красных смещений в каталоге SDSS DR14Q.

Матвеенко Л.И., Сиваконь С.С. «Тонкая структура ядра блазара OJ 287. Поляризованное изучение» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 12, с. 821-835 (2018)

Представленная заключительная работа подводит итог исследованиям тонкой и сверхтонкой структуры блазара OJ287 на длинах волн 7 мм и 2 см в поляризованном излучении с угловым разрешением 20 мксек дуги. Установлено, что ориентация поляризации ярких фрагментов структуры практически ортогональна движению потоков плазмы, что свидетельствует об ориентации магнитного поля вдоль ее скорости. Это относится как к поступающим по рукавам потокам (северному m=16% и южному m=5%), так и к эжектируемым струям вещества (джетам). Уровень поляризации излучения джета и контрджета достигает m=15–20% , он повышается по мере удаления от сопла, что определяется уменьшением оптической толщи. Уровень поляризации контрджета на выходе сопла достигает 10%, в то время как у джета он существенно ниже. Уровень поляризации в области сопла m≤2% . В случае вспышек излучения наблюдается увеличение поляризации с ростом яркости на длине волны λ=7 мм. На длине волны λ=2 см зависимость обратная. Спектральный индекс излучения вспышек лежит в пределах α=0–0.8.

Зиракашвили В.Н., Птускин В.С. «Космические лучи и нетепловое излучение в остатках сверхновых среднего возраста» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 12, с. 836-844 (2018)

Исследуется нелинейная модель ускорения космических лучей на фронтах ударных волн в остатках сверхновых W28, W44 и IC433. Моделируется гидродинамическая эволюция остатка сверхновых, включая модификацию ударной волны давлением ускоренных частиц и потоковую неустойчивость частиц перед фронтом ударной волны, распространяющейся в частично ионизованном межзвездном газе. Рассчитывается и сравнивается с наблюдениями в широком диапазоне энергий фотонов электромагнитное излучение, генерируемое ускоренными частицами.

Гребенев С.А., Человеков И.В. «Одиночные рентгеновские всплески и модель "слоя растекания" аккрецирующего вещества по поверхности нейтронной звезды» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 12, с. 845-850 (2018)

Фадеев Ю.А. «Вековые изменения периода и фундаментальные характеристики долгопериодических цефеид» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 12, с. 851-856 (2018)

Проведены гидродинамические расчеты нелинейных пульсаций моделей цефеид с периодами от 20 до 100 сут, находящихся на эволюционной стадии термоядерного горения гелия. При решении уравнений радиационной гидродинамики и нестационарной конвекции в качестве начальных условий были использованы отдельные модели эволюционных последовательностей звезд населения I с начальными массами от 8M⊙ до 12.5M⊙. Для каждого пересечения полосы нестабильности определены зависимости периода пульсаций и скорости изменения периода как функции времени эволюции. Сравнением результатов расчетов с наблюдательными оценками периода пульсаций и скорости изменения периода определены фундаментальные характеристики (возраст, масса, светимость, радиус) семи долгопериодических цефеид. Теоретические оценки радиуса моделей цефеид RS Pup и GY Sge в пределах 3% совпадают с результатами измерений методом Бааде–Весселинка, тогда как для цефеиды SV Vul расхождение по радиусу не превосходит 10%.

Кияева О.В., Измайлов И.С. «Астрометрическое исследование двух кратных звезд: ADS 2668 и ADS 8236» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 12, с. 857-867 (2018)

Гринин В.П., Антонюк К.А., Потравнов И.С., Мкртичян Д. «Результаты фотометрических и спектральных наблюдений молодой переменной звезды V730 Cep» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 12, с. 868-873 (2018)

Приводятся результаты фотометрических (VRI) и спектральных наблюдений молодой переменной звезды V730 Cep (MisV1147), классифицированной Уемура и др. (2004) как звезда Be Хербига. Фотометрические наблюдения подтверждают вывод указанных выше авторов о сложном характере переменности этой звезды, включающей периодические или квазипериодические колебания блеска с периодом около 14 дней и глубокие алголеподобные минимумы, характерные для звезд типа UX Ori. Спектральные наблюдения показывают, что классификация V730 Cep как звезды Be Хербига ошибочна. На самом деле эта звезда имеет значительно более низкую температуру и принадлежит семейству звезд типа Т Тельца. Это позволяет объяснить природу необычной фотометрической активности V730 Cep на основе комбинации двух хорошо известных моделей переменной околозвездной экстинкции, применяемых к молодым звездам: переменность типа AA Тau и UX Ori. Из наших наблюдений следует, что цветовые треки на диаграмме цвет–величина V–(V–I) для этих моделей немного различаются: переменность околозвездной экстинкции типа AA Tau вызвана более крупными частицами, чем переменность типа UX Ori. Такое различие может быть вызвано увеличением характерных размеров околозвездной пыли по мере приближения ее к звезде и имеет простое объяснение: мелкие пылинки испаряются быстрее крупных.

Татарникова А.А., Татарников А.М., Колотилов Е.А., Шенаврин В.И., Комиссарова Г.В. «Спокойное и активное состояния V1413 Aql I: Фотометрический критерий активности и обнаружение вторичного минимума» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 44, № 12, с. 874-882 (2018)

Приведены результаты фотометрических UBVJHKL наблюдений симбиотической звезды V1413 Aql, полученных в 2012–2018 гг.