Гасанов С.А. «Движение звезд в слоисто-неоднородных эллиптических галактиках» Астрономический журнал, 99, № 2, с. 91-99 (2022)

На основе созданной ранее модели рассмотрена задача о пространственном движении пассивно-гравитирующего тела (ПГТ) в гравитационном поле слоисто-неоднородной эллиптической галактики (СНЭГ). Считается, что СНЭГ состоит из барионной массы (БМ) и темной материи (ТМ), которые обладают отличными друг от друга законами распределения плотности. В качестве ПГТ берется звезда или центр масс шарового скопления, в движении которого учитываются притяжения БМ и ТМ. Для получения точных результатов потенциалы притяжения БМ и ТМ не разлагаются в ряд, а берутся их точные выражения. Найден аналог интеграла Якоби, определена область возможности движения ПГТ, и построены поверхности нулевой скорости. Установлена устойчивость в смысле Ляпунова найденных стационарных решений – точек либрации. Полученные результаты применены к эллиптическим галактикам NGC 4472 (M 49), NGC 4697 и NGC 4374 (M 84).

Загайнова Ю.С., Файнштейн В.Г., Обридко В.Н., Руденко Г.В. «Исследование магнитных свойств тени солнечных пятен» Астрономический журнал, 99, № 2, с. 100-150 (2022)

Представлены результаты исследования солнечных пятен, полученные авторами обзора и другими исследователями за последние годы. Обсуждаются результаты исследования атмосферы над тенью пятен по данным наблюдений в спектральных линиях верхней хромосферы и нижней короны. Показано, что отдельные параметры профиля этих линий различаются в ведущих и замыкающих пятнах. Высказана и проверена гипотеза о связи параметров профилей этих спектральных линий с параметрами магнитного поля в тени пятен. Проведен сравнительный анализ магнитных свойств тени ведущих и замыкающих пятен в активных областях (АО) без взрывных процессов (ВП). Для анализа отобраны только пары магнитно-связанных ведущих и замыкающих пятен, т.е. соединенных силовыми линиями магнитного поля. Показано, что значения ряда параметров магнитного поля в тени солнечных пятен и характер связи между ними зависят от типа пятен. Так, в тени ведущих и замыкающих пятен близкой площади различаются максимальное и среднее значения магнитной индукции. Также различаются зависимости минимального угла наклона силовых линий к радиальному направлению из центра Солнца и средний угол наклона линий поля от площади тени ведущих и замыкающих пятен. Для магнитно-связанных ведущих и замыкающих пятен показано, что расстояния от центра тени каждого типа пятен до главной линии раздела полярности фотосферного поля в АО различаются. В работе также обсуждается изменение со временем различных параметров магнитного поля тени пятен отдельно для одиночных, магнитно-связанных солнечных пятен и солнечных пятен магнитно-связанных АО, определенных нами как магнитные комплексы активности (МКА). Исследована эволюция магнитных характеристик солнечных пятен, в том числе солнечных пятен в МКА во время радикальной перестройки магнитной конфигурации. Обнаружено влияние ВП на характеристики магнитного поля в пятнах. Одной из целей работы являлось выявить, чем могут отличаться свойства пятен в АО без ВП и в АО с различного рода активностью, как, например, с солнечными вспышками и формированием корональных выбросов массы.

Тлатова К.А., Васильева В.В., Березин И.А., Илларионов Е.А., Тлатов А.Г. «Влияние изменения относительного числа пор в циклах активности на реконструкцию индекса солнечных пятен» Астрономический журнал, 99, № 2, с. 151-159 (2022)

Выполнен анализ относительного числа групп в циклах 21–24 на основе оцифровки наблюдений пятен обсерватории Локарно (Locarno, Швейцария). В Цюрихской классификации групп солнечных пятен присутствуют классы от A до J. Классы соответствуют процессу развития и распада групп солнечных пятен. Группы класса A и B соответствуют одиночным порам или их небольшому скоплению (класс A) и биполярной группе (класс B). Для реконструкции солнечных индексов большое значение имеет относительное число групп (A+B). Мы нашли значительные вариации относительного числа пятен групп (A+B) в циклах активности. Если в минимумах активности относительное число групп (A+B) составляет 45–50%, то в максимумах цикла активности наблюдается уменьшение до 25–30%. В первоначальном индексе пятен R, предложенном R. Wolf, поры не учитывались, а множество ядер, объединенных одной полутенью, считались как одно пятно. После 1893 г. по предложению A. Wolfer методика подсчета индекса солнечных пятен изменилась. Стали учитываться поры и все отдельные ядра в пятнах – этот индекс обозначается Rz. Считается, что между индексами пятен Wolf (R) и Wolfer (Rz) существует постоянный коэффициент перехода, близкий к R/Rz=0.6. Мы обнаружили, что это предположение неверно, а R/Rz зависит от амплитуды цикла активности, меняясь для цикла N19 R₁₉∼0.34, а для периода гранд минимума R_MM∼0.64.

Лукманов В.Р., Чашей И.В. «Вариации радиальной зависимости уровня межпланетных мерцаний на фазе спада 24 цикла солнечной активности» Астрономический журнал, 99, № 2, с. 160-164 (2022)

Представлены результаты длительной (2015–2019 гг.) серии наблюдений межпланетных мерцаний, выполненных на радиотелескопе БСА ФИАН на частоте 111 МГц. Анализируются радиальные зависимости относительного уровня (индекса) межпланетных мерцаний радиоисточника 3С 48, луч зрения на который в течение года смещается от низких до средних и высоких гелиоширот. Показано, что для всех годичных серий радиальная зависимость индекса мерцаний оказывается более пологой, чем ожидается для модели сферически симметричной среды. Отличие объясняется широтным эффектом с учетом влияния приэкваториального слоя с повышенной плотностью плазмы. Моделирование низкоширотного слоя показывает, что толщина слоя на фазе спада солнечной активности в среднем в два раза больше, чем вблизи минимума активности.

Шустов Б.М., Золотарёв Р.В. «Об индексах массы метеорных тел. I. Модель образования метеороидных потоков» Астрономический журнал, 99, № 2, с. 165-176 (2022)

Из наблюдений известно, что спектры масс метеорных тел (метеороидов), вызывающих явления спорадических метеоров, и тел в метеорных потоках в дифференциальном виде близки к dN ∝M^–sdM, причем индекс массы s∼2 в случае спорадических метеоров и s<2 (1.5–1.8) для метеорных потоков. Мы проанализировали причины такого различия. Мы полагаем, что значение индекса s≈2 отражает случайный характер процесса образования потоков метеороидов как в результате распада комет, так и при столкновениях астероидов и более крупных метеороидов. Отклонение значения индекса от 2 отражает влияние дальнейшей эволюции метеороидных потоков. В работе рассмотрена постановка первой части задачи об эволюции спектра масс тел в метеороидных потоках. Эта часть относится к определению поля скоростей частиц различной массы, покидающих кометное ядро, т.е. к обоснованию выбора входных параметров соответствующей численной модели для расчета дальнейшей эволюции метеороидного потока. Важной особенностью является рассмотрение ансамбля частиц различных размеров в диапазоне размеров (масс), позволяющих использовать для сравнения наиболее обильные радарные данные определения масс метеороидов.