Смирнов А.А., Сотникова Н.Я., Кошкин А.А. «Моделирование медленных баров в анизотропных дисковых системах» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 2, с. 83-96 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817020061 Исследована неустойчивость анизотропных дисковых систем с вытянутыми орбитами звезд. Построены N-body модели обобщенных политроп звездных дисков. Показано, что они неустойчивы относительно образования бара при любой степени анизотропии. Этот результат отличается от результатов исследования таких моделей другими авторами. Получены значения скорости бара и его амплитуды. Рассчитаны начальные распределения скоростей прецессии и адиабатические инварианты орбит звезд. Показано, что бар в таких системах образуется за счет неустойчивости радиальных орбит

Никифоров И.И., Агладзе Е.В. «Осевая зона избегания в системе шаровых скоплений и расстояние до центра Галактики» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 2, с. 97-128 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817010028 Выполнена проверка существования в системе шаровых скоплений (ШС) Галактики зоны избегания, ориентированной вдоль галактической оси вращения, и проведена параметризация этой зоны в осесимметричном приближении. Возможность наличия подобной структуры в форме двойного конуса ранее обсуждалась в литературе. Показано, что на основе максимизации формального конуса избегания нельзя сделать однозначный вывод о существовании осевой зоны избегания и ее параметрах из-за дискретности системы ШС. Неоднозначность позволяет преодолеть построение представления пустот в системе ШС множеством меридиональных цилиндрических войдов наибольшего радиуса. В результате структурного исследования этого множества для северных и южных ШС независимо удалось выделить упорядоченные вертикально связные осевые зоны избегания со сходными характеристиками. Картирование объединенной осевой зоны избегания, выполненное при раздельном и совместном анализе северных и южных войдов, показывает, что эта структура прослеживается на |Z| ! 1 кпк, по форме она близка к двойному конусу, ось которого пересекает область наибольшей численной плотности ШС, а южная полость зоны имеет менее регулярный вид по сравнению с северной. В результате моделирования распределения галактоцентрических широт ШС определены угол полураствора конуса избегания α₀=15.0°±2.1° и расстояние до центра Галактики R₀=7.3±0.5 кпк (в шкале каталога Харриса, 1996, версии 2010 г.) как расстояние от Солнца до точки пересечения оси конуса с линией центр–антицентр. Коррекция к калибровке шкалы расстояний ШС, полученной в той же версии каталога Харриса по объектам Галактики, приводит к оценке R0 =

Демидова Т.В., Гринин В.П. «Моделирование структур в протопланетных дисках методом SPH» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 2, с. 129-142 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817020024 С помощью модифицированного нами пакета программ GADGET-2 рассчитаны газодинамические модели протопланетного диска, возмущаемого мало-массивным компаньоном. Рассмотрены случаи круговых и эксцентрических орбит, компланарных с диском и наклоненных относительно его экваториальной плоскости. В процессе моделирования вычислялась колонковая плотность пробных частиц на луче между центральной звездой и наблюдателем. На основании этого вычислялась колонковая плотность околозвездной пыли в предположении, что пыль и газ хорошо перемешаны с соотношением массы 1:100. Для изучения влияния ориентации диска относительно наблюдателя на околозвездную экстинкцию расчеты проводились для четырех углов наклона луча зрения к плоскости диска и восьми направлений по азимуту. Отдельно рассчитывались колонковые плотности в околозвездном диске центральной звезды и общем диске. Расчеты показали, что периодические колебания колонковой плотности могут возникать как во внутреннем, так и в общем дисках. Амплитуда и форма этих колебаний зависят от параметров системы (эксцентриситета и наклона орбиты, отношения масс компонентов) и ее ориентации в пространстве. Результаты модельных расчетов могут быть использованы для объяснения циклических изменений блеска молодых звезд типа UX Ori

Медведев Ю.Д., Вавилов Д.Е., Бондаренко Ю.С., Булекбаев Д.А., Кунтурова Н.Б. «Уточнение положения планеты X по движению близпараболических комет» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 2, с. 143-148 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817020036 По движению близпараболических комет уточнено положение планеты X на орбите, полученной в работе (Батыгин, Браун, 2016). Предполагая, что часть открытых к настоящему времени комет могла иметь тесные сближения с этой планетой, определены кометы с небольшим значением минимального расстояния орбиты с орбитой планеты. Из общего списка выделены пять комет, имеющие гиперболические орбиты до входа их во внутренние области Солнечной системы. Предполагая, что хотя бы одна из них имела тесное сближение с планетой, определено возможное положение планеты. Получены вероятные эфемеридные положения планеты на современную эпоху в предположении, что планета имеет прямое и обратное движение. В случае прямого движения в настоящее время планета находится на расстоянии Δ, значение которого принадлежит интервалу δ∈(1110, 1120) а.е. и имеет прямое восхождение α и склонение δ в пределах интервалов α∈(83°, 90°), δ∈(8°, 10°); значения истинной аномалии e принадлежат интервалу α∈(176°, 184°). В случае обратного движения: α∈

Баранов В.Б., Алексашов Д.Б. «Влияние магнитного поля на распределение плотности протонов солнечного ветра и кометных ионов в ударном слое перед ионосферами комет» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 2, с. 149-156 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817020012 В процессе взаимодействия солнечного ветра с кометными атмосферами большую роль играет процесс “нагружения” солнечного ветра кометными ионами, которые образуются вследствие фотоионизации нейтральных молекул, вытекающих из кометного ядра. Этот процесс, в частности, приводит к уменьшению скорости солнечного ветра с переходом от сверхзвуковых скоростей к дозвуковым через головную ударную волну. При построении моделей такого взаимодействия часто используется так называемое одножидкостное приближение, в котором взаимодействующие потоки плазмы рассматриваются как одна жидкость. Однако иногда необходимо знать распределение параметров компонент взаимодействующих плазменных потоков. Например, при рассмотрении течения пылевой компоненты комет в межпланетном магнитном поле требуется знать заряд пылевых частиц, который существенно зависит от состава окружающей плазмы. В настоящей работе в рамках трехмерной магнитогидродинамической модели обтекания кометных ионосфер солнечным ветром удалось получить отдельно распределение плотностей протонов солнечного ветра и ионов кометного происхождения между головной ударной волной и кометной ионопаузой (в ударном слое). Исследуется влияние межпланетного магнитного поля на положение точки пересечения плотностей с образованием области вблизи ионопаузы, в которой плотность протонов практически пренебрежима по сравнению с плотностью кометных ионов. Такая область была экспериментально обнаружена на аппарате “Вега-2” при исследовании кометы Галлея в марте 1986 г. Результаты рассматриваемой ниже модели сравниваются с некоторыми экспериментальными данными, полученными при помощи аппарата “Джотто” в условиях обтекания комет Галлея и Григга–Шеллерупа в 1986 и 1992 гг. соответственно. К сожалению, наши результаты расчетов по комете Чурюмова–Герасименко носят только предсказательный характер из-за сложности траектории аппарата Rosetta, маневрировавшего несколько месяцев вблизи ее поверхности.