Иванов В.П., Ипатов А.В., Рахимов И.А., Андреева Т.С. «Спектр радиоизлучения остатка сверхновой G74.9+1.2» Астрономический журнал, 100, № 10, с. 841-847 (2023)

Измерения плотностей потоков остатка сверхновой (SNR) G74.9+1.2 = CTB 87 на частотах 4840 и 8450 МГц выполнены на радиотелескопе РТ-32 обсерватории Светлое ИПА РАН в 2018–2019 гг. Полученные данные содержат признаки наличия в радиоизлучении источника переменной составляющей на временнoм масштабе от месяца и более. Плотности потоков G74.9+1.2 на временном интервале 1959.7–2010 определены по опубликованным данным, позволяющим сравнить интенсивности G74.9+1.2 и стандартных источников. Все данные приведены в единую систему на основе точной шкалы потоков “искусственная луна” (ИЛ). Получен уточненный спектр SNR G74.9+1.2. Совокупность имеющихся данных аппроксимируется двумя степенными участками с разными спектральными индексами: α₁=0.31 на частотах fb и α₂=0.71 при f>f_b. Проекции двух степенных участков пересекаются на частоте f_b≈3409 МГц. Излом в радиоспектре источника с возрастом более 4000 лет мог сформироваться в результате синхротронных потерь. В пользу этого допущения свидетельствует увеличение наклона спектра примерно на 0.5 на частотах выше f_b. Совокупность данных, полученных при измерениях на РТ-32 и на основе опубликованных работ, позволяет утверждать, что переменная составляющая в радиоизлучении G74.9+1.2 на всех временных шкалах значительно менее выражена по cравнению с более молодыми PWN. В качестве возможного механизма наблюдаемой переменности предлагается перезамыкание силовых линий магнитного поля в магнитосфере пульсара.

Федорова В.А., Родин А.Е., Джанг Ж.Б., Донг С.Ф., Ли С.Ц., Ли Д., Ванг П., Джанг Дж.С., Хуанг Й.Ф., Су Ф. «Наблюдения быстрого радиовсплеска FRB 20220912A на радиотелескопах БСА ФИАН и FAST» Астрономический журнал, 100, № 10, с. 848-857 (2023)

Приведен результат поиска импульсов от быстрого радиовсплеска FRB 20220912A на антенне БСА ФИАН на частоте 111 МГц в период активности в октябре–ноябре 2022 г. В результате наблюдений были зарегистрированы импульсы 18, 30 октября и 12 ноября с мерой дисперсии (220±10) пк/см³ и пиковой плотностью потока 626, 354 и 203 Ян соответственно. Сообщается также о регистрации радиовсплеска FRB 20220912A на радиотелескопе FAST 28 октября в диапазоне частот 1–1.5 ГГц. Проанализированы данные на других частотах, получена зависимость ширины импульса от частоты t_s∼f^–2.

Саванов И.С., Тарасенков А.Н., Самусь Н.Н., Дмитриенко Е.С. «Циклы активности одиночного G5 III–IV гиганта HD 199178» Астрономический журнал, 100, № 10, с. 871-878 (2023)

Получен уникальный ряд фотометрических данных за период более ста лет для быстровращающегося одиночного G5 III–IV гиганта HD 199178 (V1794 Cyg), принадлежащего к группе звезд типа FK Com. Выполненный нами анализ долговременной переменности активности этой звезды основан на всех доступных по литературным источникам измерениях ее блеска в фильтре B. Для оценки блеска HD 199178 в эпоху, предшествующую фотоэлектрическим и ПЗС-наблюдениям, были проведены измерения фотопластинок из архива ГАИШ, отснятых на Краснопресненской обсерватории МГУ в Москве (4 пластинки, отснятые с 1898 по 1903 г., и 41 пластинка за период с 1935 по 1958 г.). В итоге всего было получено 2142 оценки блеска звезды в фильтре B. Они обладают уникальной продолжительностью в 118.3 года и охватывают интервал времени с 1898 г. по июль 2016 г. Найдены свидетельства о существовании долговременных циклов фотометрической переменности с величинами порядка 25–60 лет. Сделано предположение о существовании возможных циклов активности в 2000, 3165, 5050, 9000 и 21600^d (соответственно, 5.5, 8.7, 16.6, 24.7 и 59.2 года). Полученные результаты сопоставлены с другими оценками циклов активности у HD 199178. Наиболее достоверным следует признать существование цикла длительностью 8.7–9 лет. Найдено, что для объединения данных в единый массив преобразование величин B в величины V с использованием среднего значения показателя цвета (B–V) не представляется возможным из-за изменений (в том числе циклических) показателей цвета (B–V) со временем.

Золотарёв Р.В., Шустов Б.М. «Эволюция метеороидных потоков, образующихся при столкновениях с АСЗ» Астрономический журнал, 100, № 10, с. 879-897 (2023)

Исследуются формирование и эволюция метеороидных потоков, образующихся при столкновениях астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ), с объектами Главного пояса астероидов (ГПА). Такой сценарий столкновения считается более вероятным по сравнению со столкновениями между АСЗ, так как многие АСЗ в силу своего происхождения пересекают область ГПА, в которой плотность объектов существенна по сравнению с внутренними областями Солнечной системы. Получающиеся таким образом метеороидные потоки имеют ряд отличий от потоков кометного происхождения как в плане формирования потока, так и при дальнейшей динамической эволюции. В данной работе получены оценки для темпа образования метеороидов в результате столкновений АСЗ с астероидами ГПА. На основе моделей высокоскоростных столкновений и данных об эксперименте DART получены возможные распределения частиц по размерам и скорости. Проведено численное моделирование динамики получающегося метеороидного потока с учетом гравитационных возмущений и радиационных сил, изучено влияние начальной скорости выброса на эволюцию потока. Проведен анализ темпа производства пыли с учетом распределения текущего населения АСЗ, сделан вывод о том, что темпы притока метеороидов астероидного и кометного происхождения (в массовом выражении) могут быть вполне сравнимы.

Санникова Т.Н. «Влияние радиационных сил на наблюдаемое положение и эволюцию орбиты объектов космического мусора с большим отношением площади к массе» Астрономический журнал, 100, № 10, с. 898-917 (2023)

Данное исследование посвящено оценке влияния светового давления на наблюдаемое положение и элементы орбиты объектов космического мусора с большим отношением площади к массе A/m в области средневысоких, геостационарных и высокоэллиптических орбит на коротких интервалах времени (до 1 года). Выполнено численное интегрирование орбит 78 модельных объектов при 8 значениях A/m от 0.01 до 125 м²/кг и двух значениях коэффициента отражения k=1.0 и 1.44. Определены максимальные (в течение заданных периодов времени) угловые расстояния относительно подспутниковой точки на поверхности Земли между положениями, найденными с учетом радиационных сил и без их учета, а также максимальные в течение времени интегрирования изменения большой полуоси, эксцентриситета и наклона орбиты под влиянием радиационных сил. Получено, что для всех объектов наблюдается отрицательный дрейф большой полуоси. У моделей с большими полуосями 10000, 15000 и 20000 км вариации наклона не превышают 15°. Среди остальных объектов при γ≪em>kA/m≥50 м²/кг зафиксированы случаи обусловленных световым давлением переходов от прямого движения к обратному (и наоборот), что говорит о возможности флипов плоскости орбиты под влиянием радиационных сил даже в краткосрочной перспективе. Приведены продолжительности успешного интегрирования (время жизни объекта на орбите): для большинства моделей с γ≥50.0 м²/кг оно составило менее 1 года. Также представлены интервалы времени, в течение которых смещение возмущенного под влиянием радиационных сил положения от невозмущенного не превышает 5′, 45′ и 3° в зависимости от величины γ, большой полуоси и эксцентриситета в начальную эпоху. Опираясь на результаты статьи, можно оценить необходимую периодичность наблюдений объектов с большим A/m.

Исмаилов Н.З., Алышов С.А., Исмаилова Ш.К., Гусейнова Ф.С. «Модифицированный спектрограф ШАО для спектров с низким разрешением» Астрономический журнал, 100, № 10, с. 918-926 (2023)

Gриводится описание усовершенствованного спектрографа кассегреновского фокуса 2 м рефлектора ШАО, оснащенного ПЗС камерой. Классический спектрограф Universal Astro Grid Spectrograph (UAGS) был адаптирован для применения ПЗС камеры Andor для получения спектров объектов со слабым блеском в диапазоне 3600–8000 Å. Спектрограф с дифракционной решеткой 651 шт/мм позволяет получить спектры звезд на 2 м телескопе ШАО до 18 звездной величины с разрешением R=1200 с отношением сигнала к шуму около 50 за полчаса экспозиции. Максимально допустимое разрешение составляет R=400. Комплекс можно применить для наблюдений различных типов транзиентных объектов, звезд, внегалактических объектов.