Сессия
"ГАЛАКТИКА"
*******************************************************************************
А.В.Алакоз Наблюдения молекулярных линий
С.В.Каленский SiO, H13CO+, HN13C в областях
А.Виннберг формирования массивных звезд
Проведен обзор ряда областей формирования массивных звезд в линиях
SiO (переход J=1-0), HN13C (переход J=2-1) и H13CO+ (переход J=1-0),
на частотах около 87 ГГц. Всего наблюдалось 27 источников. Излучение
SiO и HN13C зарегистрировано в направлении на 19 объектов, излучение
H13CO+ зарегистрировано в направлении на 24 объекта. Наблюдения проводились
на 20-метровом радиотелескопе миллиметрового диапазона обсерватории Онсала
(Швеция) в марте 2000 года. Приведены результаты обработки полученных
данных. В ряде случаев в источниках наблюдается асимметричная форма линий,
что может служить признаком существования потоков, связанных
с формирующимися звездами.
*******************************************************************************
А.А.Баренбаум Определение гравитационного
потенциала Галактики по интенсив-
ности вымирания живых организмов в
фанерозое
Для модели Галактики в виде изотермической сферы с распределением
гравитационного потенциала U(R)=sum_{k=0}^{\infty}C_kR^{-k}, где R
- расстояние от центра Галактики, C_k - постоянные коэффициенты, рассчитана
галактическая орбита Солнца, наилучшим образом удовлетворяющая данным
астрономических и геологических наблюдений. На основе построенной модели
по эмпирической кривой вымирания живых организмов в фанерозое (Sepkoski
1995) определены значения коэффициентов: C_0, C_1 и C_2 в разложении U(R).
Установлено, что галактические спирали архимедова типа представляют собой
струйные потоки вещества, истекающего из ядерного диска галактик
в соответствии с механизмом Д.Джинса (Jeans 1929). Построена физическая
модель, учитывающая взаимодействие газопылевого вещества струйных потоков
с галактическими рукавами логарифмического типа. На примере М31 и нашей
звездной системы показано, что данная модель позволяет объяснить
особенности спирального строения этих галактик с большей полнотой
и количественной точностью, чем это удается сделать в рамках теории волн
плотности.
*******************************************************************************
А.А.Баренбаум Измерение скорости эволюции
Галактики по данным геохронологии
Предложен способ измерения скорости эволюции Галактики с использованием
геологических данных для последних 2,6 млрд. лет. Способ основан
на анализе характера изменения цикличности однотипных глобальных
геологических событий в истории Земли, повторяемость которых определяется
периодом орбитального движения Солнца в Галактике. Найдено, что все это
время происходило уменьшение центральной массы Галактики (масса в пределах
среднего радиуса солнечной орбиты) со скоростью 8,8 Масс_Солнца в год.
Общая потеря Галактикой центральной массы за время существования Солнечной
системы (4,6 млрд. лет) оценена в 15 %.
*******************************************************************************
В.В.Бобылев Кинематика звезд пояса Гульда
На основе данных каталога HIPPARCOS в сочетании с опубликованными
к настоящему времени лучевыми скоростями звезд выполнен кинематический
анализ звезд спектральных классов O и B, расположенных от Солнца не далее
500 пк. Расcматриваются два подхода: статистический метод и модель
Огородникова-Милна. На основе статистического метода проводится анализ
главных осей эллипсоида остаточных скоростей. На основе линейной модели
Огородникова-Милна определяются три компоненты пекулярной скорости Солнца
и девять компонент матрицы смещений.
*******************************************************************************
Н.В.Быстрова Две зоны большого круга Магелланова
Потока и их изучение в радиолинии HI
На вычисленном положении большого круга Магелланова Потока были выбраны две
весьма протяженные зоны, расположенные азимутально - противоположно друг
другу. Наблюдения этих зон выполнялись на телескопе РАТАН - 600
в радиолинии нейтрального водорода на волне 21 см. Требовалось шесть часов
для регистрации каждого сечения со склонениями от -40 до +62.5 градусов.
Методика наблюдений состояла в получении записей с интервалами по дельта
больше требуемых c сокращениями их в каждом цикле наблюдений. Поэтому
подаются заявки в ГКБТ для дальнейшего выделения времени наблюдений,
которые удовлетворены на второе полугодие 2001 года.
Частичная обработка выполненных наблюдений позволила подтвердить
предварительные заключения о положении позиционного угла оси для картины
деформаций плоскости Потока.
Вывод о том, что явление Магелланова Потока есть газовый диск,
подтверждается предварительной обработкой наблюдений, проведенных в декабре
2000 -- январе 2001 года, а также в феврале -- апреле 2001 года на
РАТАН-600, и позволит оценить параметры диска.
*******************************************************************************
R.Wielebinski Cosmic magnetic field
Magnetic fields seem to be omnipresent in the whole universe. We have
learned a lot about the magnetic field of the Earth in the past centuries.
The advent of space satellites has given us new knowledge about the
magnetic fields of the Planets. A magnetic field of the Sun has been
detected by remote sensing methods already at the turn of the last century.
Astronomers have detected magnetic fields in stars, galaxies and even
in clusters of galaxies. In particular radio astronomy has been
instrumental in obtaining many of these exciting new results.
The most direct observational method is the measurement of the Zeeman
effect. The splitting of a spectral line in a magnetic field has been
observed in sunspots, magnetic stars and some molecular clouds. The
observation of the linear polarization of the radio continuum emission has
given us most of the data about magnetic fields. In addition the
observation of the Faraday rotation of pulsars and extragalactic radio
sources gives us supporting evidence. Some X-ray lines due to strong
magnetic fields have also been observed.
The interpretation of the origin of magnetic fields is currently
an exciting field of research. First, the observed magnetic fields could
originate in the compression of primordial magnetic fields. The existence
of primordial magnetic fields has not been demonstrated but is expected
at a very low intensity level. The compression needed is rather high.
An alternative explanation postulates an amplification of a magnetic field
through rotation (dynamo effect). The ingredients for the dynamo effect
in stars or planets are a conductive (convective) interior and a fast
rotation. Galaxies can also amplify weak fields to the observed
intensities. Kinetic motion may also be considered as an amplification
mechanism. This is observed in jets and other similar cosmic phenomena.
In nature presumably several effects are present giving us the beautiful
magnetic field patterns on various scales.
*******************************************************************************
Е.Н.Виняйкин Линейная поляризация фонового
Э.Карретти галактического радиоизлучения на
С.Кортильони частоте 8.3 ГГц
С.Поппи
С помощью 32-м радиотелескопа Медичинской обсерватории (Италия)
выполнены поляризационные наблюдения фонового галактического радиоизлучения
на частоте 8.3 ГГц. Были выбраны 4 области, которые наблюдались
методом сопровождения вблизи верхней кульминации каждой из них.
Эти области имеют координаты: обл.1 l=141^\circ09', b=7^\circ53',
обл.2 l=145^\circ20', b=4^\circ00',
обл.3 l=61^\circ36', b=3^\circ43'
и обл.4 l=65^\circ38', b=3^\circ43'.
Спектр линейно поляризованной компоненты излучения области 1 исследован
на метровых и дециметровых волнах. Хорошо известный источник 3С\,286 был
использован для калибровки каналов I, Q и U корреляционного
радиополяриметра. Измерены яркостные поляризационные температуры T_b^p
(использовано старое, применявшееся до 1976 г., определение T_b^p)
и позиционные углы плоскости поляризации chi_{eq} в экваториальной системе
координат. Для обл.1 получено
T_b^p=6.6 +- 2.5 mK, chi_{eq}=2^\circ +- 11^\circ,
для обл.2 T_b^p=8.7 +- 3.8 mK, chi_{eq}=166^\circ +- 11^\circ,
для обл.3 T_b^p=2.8 +- 1.5 mK, chi_{eq}=38^\circ +- 7^\circ
и для обл.4 T_b^p=5.4 +- 2.4 mK, chi_{eq}=26^\circ +- 13^\circ.
Проводится обсуждение полученных результатов.
*******************************************************************************
М.А.Воронков РСДБ наблюдения мазеров метанола на
В.И.Слыш частоте 6.7 ГГц
Ф.Паладжи
Дж.Тофани
Приводятся результаты РСДБ эксперимента, проведенного на европейской сети
(EVN) в ярчайшей известной линии метанола 5_1-6_0 A+ на частоте 6.7 ГГц.
Получены изображения мазеров в источниках L1206, GL2789 и 20062+3550,
содержащих соответственно 2, 4 и 1 спектральную компоненту. Еще 3 мазера
были, по-видимому, полностью разрешены и не показали интерференционных
лепестков. Используя измеренные абсолютные положения, мазеры в L1206
и GL2789 были отождествлены с протозвездами, которые отождествляются
с биполярными потоками. Мазеры в L1206 и GL2789 содержат пространственную
структуру с градиентом скорости, которая может представлять собой
кеплеровский диск, видимый с ребра. Оценки размеров таких дисков дают
140 а.е. и 280 а.е. (или 700 а.е. для крупномасштабной структуры) для L1206
и GL2789 соответственно. Яркостная температура наиболее ярких деталей
в источниках L1206 и GL2789 превышает 1.1*10^{10} K и 1.4*10^9
K соответственно.
*******************************************************************************
М.А.Воронков Поиск излучения крутильно-
М.Остин возбужденного метанола на частоте
А.М.Соболев 44.9 ГГц
Приводятся результаты поиска излучения во вращательном переходе
2_0-3_1 E первого крутильно-возбужденного состояния метанола (v_t=1)
на частоте 44.9 ГГц в направлении 7 областей звездообразования, включающих
6 ярких мазеров второго класса и Орион KL, единственный источник, где
данный переход наблюдался ранее. Данные наблюдения подтвердили (на уровне
2 sigma) наличие излучения в Орионе KL и выявили два новых источника:
надежное детектирование в W3(OH) (сигнал на уровне 4 sigma) и вероятное
в NGC6334F (сигнал на уровне 4 sigma). Для остальных источников сообщаются
верхние пределы на плотность потока. Приводятся аргументы в пользу
квазимазерной природы зарегистрированной линии в W3(OH).
*******************************************************************************
Н.В.Вощинников Оптика космической пыли
Рассматриваются три источника получения наблюдательной информации
о космичекой пыли (экстинкция, рассеянное излучение, собственное излучение)
и три составные части процесса моделирования (подбор оптических постоянных,
выбор теории рассеяния света, выбор модели объекта).
Данная работа выполнена при финансовой поддержке фонда INTAS
(грант 99/652).
*******************************************************************************
А.А.Вьюга Формирование распределения объектов
по массам на основе схемы слияний в
однокомпонентном и двухкомпонентном
множествах элементов первоначально
однородного поля
Рассмотрена задача о парных слияниях без дробления в конечной совокупности
частиц (p=1-q -- вероятность слияния произвольно взятой пары).
Получена вероятность k слияний на N=2n+nu частиц,
\begin{equation}
P_{2n+\nu}(k)=\frac{q^{C_{2(n-k)+\nu}^2}\prod_{j=k+1}^{n}(1-q^{2j})
\prod_{n-k+\nu}^{n-1+\nu}(1-q^{2j+1})}{\prod_{j=1}^{n-k}(1-q^{2j}},
\end{equation}
для однокомпонентной совокупности и вероятность k слияний на
N=N_1+N_2 частиц
\begin{equation}
P_{N_1,N_2}(k)=\frac{q^{(N_1-k)(N_2-k)\prod_{j=N_1-k+1}^{N_1}(1-q^j)
\prod_{j=k+1}^{N_2}(1-q^j)}}{\prod_{j=1}^{N_2-k}(1-q^j)}
\end{equation}
для двукомпонентной совокупности.
Указанные вероятности определяют цепь Маркова, промежуточные состояния
которой необратимы, а итоговое состояние является поглощающим.
*******************************************************************************
А.А.Вьюга Эволюция популяции массивных тел
в диффузном поле
Если представить популяцию векторным состоянием k = (k_1, k_2, ... , k_m),
где k_j - число объектов массы 1 < j < m,
а m - наибольшая возможная масса, и принять, что за dt происходит не более,
чем изменение безразмерной массы популяции k_1+2k_2+ ... +mk_m=M на 1, то
\begin{eqnarray}
\lefteqn{P(k_1, k_2, ... , k_m)=} \\
& & P(k_1-1, k_2, ... , k_m) Q(k_1-1, k_2, ... , k_m)+
P(k_1+1, k_2-1, ... , k_m) Q(k_1+1, k_2-1, ... , k_m)+... \\
& & ...+P(k_1, ... , k_{m-1}+1, k_m-1) Q(k_1, k_{m-1}+1, k_m-1) .
\end{eqnarray}
N=k_1+k_2 + ... +k_m - численность популяции.
Задавая вероятности перехода Q(k_1, k_2, ... ,k_m), можно строить различные
численные и аналитические модели.
В частности, для равновероятного размещения в n ячейках неограниченной
емкости
\begin{equation}
P(k_1, k_2, ... , k_M)=\frac{n!M!}
{n^M(n-N)!\prod_{j=1}^M[(j!)^{k_j}k_j!]} .
\end{equation}
*******************************************************************************
Т.П.Герасименко Определение некоторых галактических
параметров по данным о рассеянных
звездных скоплениях
По данным Однородного каталога параметров рассеянных звездных (РЗС) с
исправленными модулями расстояний определены компоненты скорости
движения Солнца U_0 и V_0 и постоянная Оорта A_0. Поправка в
модули расстояний РЗС получена путем сравнения оценок модулей
расстояний Однородного каталога (А.Локтин, Т.Герасименко, Л.Малышева,
2000) с модулями расстояний, определенными по тригонометрическим
параллаксам Hipparcos (А.Локтин, Г.Бешенов, 2001) и привела к изменению
шкалы расстояний на -0.153^m. В определении параметров была
использована выборка из 146 скоплений с известными лучевыми
скоростями, расположенных в галактической плоскости (b<7^\odot) в
пределах 4 кпк от Солнца в кольце |R-R_0|<1.0 кпк, где
R--галактоцентрическое расстояние, R_0--расстояние Солнца от центра
Галактики. Получено: A_0=(17.0 +- 0.9) км/с*кпк; U_0=(10.5 +- 1.0) км/с,
V_0=(11.5 +- 1.1) км/с. Компонента W_0 считалась известной и равной
8.2 км/с (Е.Глушкова и др., 1999).
*******************************************************************************
А.Н.Геращенко Исследование неоднородностей межзвездного
поглощения в поле шаровых скоплений
CCD-фотометрическое исследование звезд шаровых скоплений позволило
детально изучить распределение межзвездного поглощения в области
скоплений NGC 4372 (r < 4') и NGC 6266 (0'.5 < r < 2'), обладающих
дифференциальным поглощением. Получены карты распределения межзвездного
поглощения, согласно которым в обоих скоплениях
поглощение крайне неоднородно и может менятся на угловых масштабах
меньше 1'. В пределах изученных областей изменения поглощения составляют
E(B-V) = 0.15 для NGC 4372 и 0.20 для NGC 6266.
*******************************************************************************
С.В.Гигинейшвили Численное исследование эволюции
А.Е.Дудоров межзвездных облаков на стадии
А.Г.Жилкин образования протозвезды
О.А.Кузнецов
В докладе обсуждаются результаты двумерного численного моделирования
коллапса вращающихся магнитных протозвездных облаков, полученные с помощью
двумерного численного МГД-кода "Enlil". В основе кода лежит квазимонотонная
разностная схема повышенного порядка аппроксимации для уравнений магнитной
газодинамики. Расчеты проводились на интегрированной динамически-адаптивной
сетке в сферических координатах (r, theta). Уравнение Пуассона для
гравитационного потенциала решается с помощью разложения по полиномам
Лежандра. Процессы нагрева-охлаждения учитываются параметрически путем
введения эффективного показателя адиабаты, зависящего от температуры. Учет
этих процессов и адаптивность расчетной сетки позволяет более детально
изучить основные характеристики квази(магнито)гидростатических
конфигураций, формирующихся на поздних стадиях сжатия протозвездных
облаков.
*******************************************************************************
Ю.И.Глушков Спектры туманностей и возбуждающие
звезды
Известно, что спектры туманностей определяются в основном эффективной
температурой возбуждающих их свечение звезд. На основе анализа спектров
160 диффузных туманностей, полученных автором, а также анализа спектров
нескольких десятков возбуждающих звезд (использовались литературные данные
и результаты наблюдений автора, выполненных на 6-метровом телескопе)
получены эмпирические критерии для определения спектрального класса
возбуждающих звезд по наблюдаемому спектру туманностей. Использование таких
критериев особенно актуально для тех областей звездообразования (компактных
и ультракомпактных), где в оптическом диапазоне возбуждающие звезды
не видны.
*******************************************************************************
И.В.Госачинский Взаимодействие остатков сверхновых
с межзвездной средой
Связь SNR's с окружающим газом можно считать доказанной, если последний
имеет явные признаки крупномасштабной кинематики -- расширения. Здесь мы
приведем результаты исследования HI вокруг 36 SNR's из общей программы
исследования 93-х "оболочечных" остатков на РАТАН-600. Вокруг старого
оболочечного остатка S 147 (возраст ~ 100000 лет) обнаружена
расширяющаяся со скоростью около 20 км/с оболочка HI с полной энергией
более 10^{51} эрг. Диаметр оболочки -- 100 пк, толщина -- 25 пк, масса HI
в оболочке составляет 3*10^5 Масс Солнца. Обнаруженная нами оболочка
является уже шестнадцатой по счету оболочкой нейтрального газа с явным
крупномасштабным расширением вокруг SNR's. Примерно одна пятая всех остатков
сверхновых расширяется практически в пустой среде и типичный представитель
этой группы -- "Петля" в Лебеде. Нами впервые получена полная геометрия
"каверны" межзвездного газа, в которой произошел взрыв этой сверхновой
(размер 80 x 100 пк, концентрация газа в "стенках" 0.7--1.5 см^{-3},
масса "стенок" 1.5 - 3.3 * 10^4 Масс Солнца). Морфология каверны
противоречит возможности ее происхождения за счет ветра предсверхновой.
*******************************************************************************
И.В.Госачинский Структура галактического газа на
Г.Р.Ильин высоких широтах
А.С.Морозов
В.А.Прозоров
Угловая структура межзвездного газа в радиолинии HI на волне 21 см
исследована на десяти склонениях в северной и южной полярных шапках
Галактики (широты от +45^\circ до +90^\circ) на радиотелескопе
РАТАН-600 на сечениях длиной 90^\circ по R.A. Спектр угловых частот
вычислялся в каждом спектральном канале каждого сечения с помощью
стандартной программы БПФ и сглаживался на протяжении 1^h по R.A.
Оказалось, что зависимость от широты средних характеристик излучения
линии HI в общем соответствует структуре газа в виде плоского слоя;
в области 11^h < alpha < 13^h, 27^\circ < delta < 39^\circ содержание
газа на луче зрения оказалось аномально низким. Одномерные спектры
мощности угловых флуктуаций в исследованной области в диапазоне угловых
периодов от 10' до 6^\circ выглядят степенными с показателями от
-3 до -0.7 и в среднем при уменьшении содержания HI на луче зрения
спектры становятся более плоскими. С помощью модельных расчетов показано,
что наблюдаемый спектр можно получить в рамках не только турбулентной,
но и облачной модели, если использовать наблюдаемые спектры диаметров
и масс облаков HI.
*******************************************************************************
И.В.Госачинский Нейтральный водород вокруг звезды
Т.А.Лозинская WR 102
Пять cечений НI получены на РАТАН-600 вокруг компактной области НII G2.4+1.4,
окружающей звезду WR 102. Из-за сложности фонового излучения НI (объект близок
к Центру Галактики) разработана и применена специальная программа фильтрации
пространственных частот для выделения объектов HI с угловыми размерами от
2' до 1^\circ, которые могли бы быть связаны с туманностью G 2.4+1.4.
На малых лучевых скоростях (от +30 до -30 км/с) установить связь деталей НI
с объектом практически невозможно. В диапазоне от +30 до +60 км/с обнаружены
облака НI c угловыми размерами 10'-20', проектирующиеся на туманность.
Кроме того, обнаружена дугообразная деталь НI на V от --35 до --60 км/с,
похожая на расширяющуюся полуоболочку с наружным угловым размером ~45'
и внутренним ~20'. Обнаруженные нами детали HI хорошо совпадают
с туманностью по координатам, а их структура на соседних сечениях позволяет
предположить наличие физической связи и, следовательно, происхождения
в результате действия сильного звездного ветра, характерного для редких
"кислородных" звезд Вольфа-Райе.
*******************************************************************************
Э.М.Дробышевский Обнаружение объектов скрытой массы
М.В.Белобородый в Галактическом диске и в Солнечной
Р.О.Куракин системе
В.Г.Латыпов
К.А.Пелепелин
Наша Вселенная начиналась с планковских масштабов. Предположение, что ДМ
состоит из реликтовых заряженных планковских частиц, которые энергично
взаимодействуют с веществом на атомном и субъядерном уровне (включая
инициацию распада протонов), позволяет объяснить энергетику Солнца
и дефицит его нейтринного потока катализом слияния протонов.
Сцинтилляционная система, использующая указанные моды взаимодействия
с веществом, позволила обнаружить и измерить параметры потока этих Dark
Electric Matter objects (daemons). На поверхности Земли он идет сверху
и снизу и составляет ~10^{-4} m^{-2}s^{-1} при V ~ 5-50 km/s. Многомесячные
исследования и анализ распределения даемонов по скоростям выявляют
их несколько населений (Галактического диска, на вытянутых и квазикруговых
гелиоцентрических орбитах, а также на пересекающих поверхность Земли
геоцентрических орбитах). Все данные говорят о последовательном переходе
членов одного населения в другое. Из экспериментов следует, что время
распада даемон-содержащего протона ~1 mu*s. Кратко рассмотрены некоторые
следствия сделанного открытия.
*******************************************************************************
Д.Н.Дубкова Моделирование межзвездного поглощения
с учетом космической
распространенности элементов
Современные исследования химического состава звезд различных спектральных
классов привели к смещению нуль-пункта отсчета дефицита элементов
в межзвездной среде. Следствием этого стало то, что все существующие модели
межзвездной пыли оказались несостоятельными: для объяснения наблюдаемого
межзвездного поглощения они требуют большей массы вещества в твердой фазе,
чем имеется в межзвездной среде.
Для преодоления создавшегося кризиса предлагается рассмотреть новую модель
композитных пористых пылинок. Проведена интерпретация наблюдений
межзвездного поглощения в направлении на звезду zeta Змееносца, обсуждаются
данные о локальной космической распространенности элементов.
*******************************************************************************
А.Г.Жилкин Численное моделирование многомерных
А.Е.Дудоров астрофизических МГД задач
О.А.Кузнецов
Для моделирования многомерных астрофизических МГД-течений развиты численные
коды "Enlil" и "Enki", основанные на квазимонотонной (TVD) разностной схеме
повышенного порядка точности для уравнений магнитной газодинамики.
Двумерный численный код "Enlil" предназначен для моделирования
осесимметричных (само)гравитирующих течений изотермической или
адиабатический плазмы в сферических или цилиндрических координатах. Данный
код может использовать как стационарную однородную, так и интегрированную,
динамически адаптивную сетку. Код "Enlil" применяется нами для численного
исследования коллапса магнитных вращающихся протозвездных облаков. Другой
численный код "Enki" разработан для моделирования трехмерных МГД-течений
в декартовых координатах. Представлены некоторые результаты моделирования
двумерных и трехмерных астрофизических МГД-задач, демонстрирующие
возможности этих кодов.
*******************************************************************************
Н.Ю.Жилкина Эволюция углового момента
А.Г.Жилкин коллапсирующих протозвездных облаков
А.Е.Дудоров
Исследуется эволюция углового момента в процессе коллапса протозвездных
облаков. В качестве основного механизма торможения вращения и/или
перераспределения углового момента между центральными частями облака и его
периферией рассматривается магнитное торможение, возникающее вследствие
взаимодействия вращения с крупномасштабным магнитным полем. С помощью
аналитических оценок получены критерии эффективности магнитного торможения
вращения и переноса углового момента. Показано, что магнитное торможение
может быть эффективным даже при развитии амбиполярной и омической диффузии.
В случае вмороженного магнитного поля эти оценки хорошо согласуются
с результатами двумерного численного моделирования коллапса вращающихся
магнитных протозвездных облаков.
*******************************************************************************
М.В.Заболотских Кривая вращения и кинематические
А.С.Расторгуев параметры Галактики, определенные по
звездам и газу
Исследуется кинематика выборки молодых объектов возрастом менее 40 млн.лет
- рассеянных скоплений и цефеид долгопериодической группы. Вычисления
кинематических параметров производятся методом максимального правдоподобия
в трех основных вариантах: по лучевым скоростям, по собственным движениям,
по пространственным скоростям. Учитывается эллипсоидальность распределения
остаточных скоростей, некруговые движения, вызванные волной плотности,
экспоненциальное изменение дисперсий остаточных скоростей
с галактоцентрическим расстоянием, рассеяние абсолютных величин звезд.
Найдены амплитуды возмущений от волны плотности. Сравнение значений
постоянной Оорта А, полученных раздельно по лучевым скоростям и по
собственным движениям, подтверждает так наз. короткую шкалу расстояний
молодых объектов. Общая кривая вращения диска построена по пространственным
скоростям цефеид и скоплений и лучевым скоростям молекулярных облаков после
согласования шкал расстояний этих групп объектов.
*******************************************************************************
С.Н.Замоздра Эволюция альвеновской МГД -
А.Е.Дудоров турбулентности в коллапсирующих
протозвездных облаках
Альвеновские волны могут переносить энергию турбулентности из сильно
турбулизованной среды молекулярных облаков внутрь плотных и более спокойных
ядер этих облаков. Из-за низкой степени ионизации темп затухания волн
внутри ядер больше чем в окружающей среде, однако, гравитационное сжатие
ядер приводит к восполнению волновой энергии. В докладе представляется
аналитическое решение уравнения McKee & Zweibel (1995) для плотности
волновой энергии epsilon_w, найденное в приближении однородности сжатия.
В частном случае свободного коллапса и степенной зависимости между
плотностями ионов и нейтралов решение выражается в элементарных функциях.
Показывается, что магнитная амбиполярная диффузия слегка замедляет рост
epsilon_w, а распространение волн в переменном по скорости потоке приводит
к существенной зависимости epsilon_w от координаты. Сравнивается эволюция
epsilon_w при трех симметриях коллапса: плоской, цилиндрической
и сферической.
*******************************************************************************
И.И.Зинченко Плотные ядра и высокоскоростные
потоки в областях образования
массивных звезд
Суммируются результаты исследований плотных ядер молекулярных облаков
и связанных с ними высокоскоростных газовых потоков в областях образования
массивных звезд, выполненных в ИПФ РАН в последние годы. Они основаны
на обзорах этих объектов в линиях CS, C{18}O, HNCO, SO, а также
на детальном картировании избранных источников в различных линиях.
Наблюдения проводились на радиотелескопах OSO-20m, SEST-15m, NRAO-12m,
РТ-22 КрАО и др. Определены основные характеристики ядер и построены
их статистические распределения, оценена частота встречаемости
высокоскоростных потоков и их свойства, подробно обсуждаются структура
и параметры отдельных источников.
Работа поддерживалась грантами РФФИ (99-02-16556), ИНТАС (99-1667) и NASA
(по программе JURRISS -- через CRDF RPO-841).
*******************************************************************************
И.И.Зинченко Структура массивных ядер с
Б.Тернер высокоскоростными молекулярными
Ф.Майерс потоками
С целью исследования структуры и параметров массивных ядер, а также
областей взаимодействия высокоскоростных потоков с окружающим веществом,
на 12-м радиотелескопе НРАО проведено детальное картирование 4-х таких
объектов (S76E, S187, S231 и S255) в линиях CO, C{18}O, CS, C{34}S, SiO
и CH_3OH в диапазоне длин волн 1.3 мм. Ранее эти источники наблюдались нами
в линиях тех же молекул в диапазоне 3 мм. Сравнение результатов для разных
переходов позволяет оценить параметры излучающего газа. Приводятся
результаты таких оценок. Излучение CS в основном формируется
в невозмущенном плотном газе, в то время как SiO и CH_3OH дают информацию
об области взаимодействия ударных волн с окружающим облаком.
Работа поддерживалась грантами РФФИ (99-02-16556), ИНТАС (99-1667) и NASA
(по программе JURRISS -- через CRDF RPO-841).
*******************************************************************************
И.И.Зинченко Градиенты химического состава в
Л.Е.Е.Йохансен массивных ядрах межзвездных облаков
П.Каселли
Ф.Майерс
Л.Е.Пирогов
Наш недавний обзор массивных ядер молекулярных облаков в линиях N_2H^+ и CS
выявил значительные различия в распределении этих молекул во многих случаях
(Пирогов и др., настоящий сборник). С целью дальнейшего исследования
вариаций химического состава и их причин в марте-апреле сего года на 20-м
радиотелескопе OSO проведено картирование 10-и массивных облаков и одного
маломассивного облака в линиях HCN(1--0), HCO^+(1--0), а также их изотопов.
Часть объектов дополнительно наблюдалась в линиях CS, C{34}S, C{18}O
и CH_3CN. Распределения этих молекул часто существенно отличаются друг
от друга, причем имеются разные виды вариаций относительного содержания.
Приводятся карты изофот, спектры и оценки лучевых концентраций. Обсуждаются
возможные причины вариаций.
Работа поддерживалась грантами РФФИ (99-02-16556), ИНТАС (99-1667) и NASA
(по программе JURRISS -- через CRDF RPO-841).
*******************************************************************************
И.И.Зинченко Свойства высокоскоростных потоков в
областях образования массивных звезд
По данным одновременного обзора массивных ядер, связанных с мазерами H_2O,
в линиях SO и C{18}O оцениваются распространенность и характеристики
высокоскоростных потоков в направлении этих объектов. Повышенное излучение
в крыльях линии SO используется, как индикатор таких потоков, а их
параметры определяются по оптически тонкой линии C{18}O.
Работа поддерживалась грантами РФФИ (99-02-16556), ИНТАС (99-1667) и NASA
(по программе JURRISS -- через CRDF RPO-841).
**************************************************************************
Е.Э.Казакевич Оценка расстояний от Солнца до плоскости
Галактики по данным каталога HIPPARCOS
Произведена оценка величины Z0 - расстояния от Солнца до плоскости
Галактики по pаспределению звезд окестности Солнца, взятых из каталога
HIPPARCOS. Методом Монте-Карло исследовано влияние случайных ошибок
параллаксов звезд на величину Z0.
*******************************************************************************
С.В.Каленский Метанольные мазеры II класса в 3-мм
В.И.Слыш диапазоне длин волн
И.Е.Вальтц
А.В.Алакоз
Обсуждаются результаты наблюдений метанольных мазеров II класса 7_2-6_3A^+
на 86.9 ГГц и 3_1-4_0A^+ на 107.0 ГГц, проведенных в марте 2000 г на 20-м
радиотелескопе в Онсале (Швеция). На 86.9 ГГц обнаружен мазер в W3(OH) и
7 тепловых источников. Сравнение спектров, полученных в разное время
на 107.0 ГГц показывает, что некоторые объекты могут быть переменными.
Наиболее сильная переменность зарегистрирована в источнике Cep A, где
интегральная интенсивность линии менялась сильнее чем в два раза.
*******************************************************************************
Н.Д.Калинина Каталог спектральных линий
А.М.Соболев молекулярного ядра NGC 6334 I
С.В.Салий
П.Харьюнпяя
Представлен каталог спектральных линий молекулярного ядра NGC 6334I.
Наблюдения проведены на 15-м телескопе SEST в La Silla в направлении
alpha_{1950}=17^h 17^m 32.4^s, delta_{1950}=-35^\circ 44' 04.00" в десяти
спектральных интервалах шириной от 500 МГц до 1 ГГц в области
частот 80 --- 241 ГГц. Каталог содержит 277 переходов 53 молекул. Излучение
5 молекул обнаружено впервые. Каталог включает наименование молекулы,
обозначение квантового перехода, лабораторную и наблюдаемую длины волн,
результаты приближения гауссианой. Наличие множества отождествленных
переходов сложных молекул, таких, как CH_3OH (41), HCOOCH_3 (35),
CH_3OCH_3 (24) и CH_3CN (19), можно рассматривать как свидетельство
процесса испарения мантий пылевых частиц. Вращательные диаграммы,
построенные по линиям метанола, дают температуры от 17 до 220 К. При этом
оценки температуры повышаются с увеличением частоты. Видимо, температура
источника в центре существенно превышает температуру окрестностей.
*******************************************************************************
А.Г.Кисляков Молекулярные облака в
И.И.Зинченко зонах H II по наблюдениям в линиях
Л.Йоханссен CS и C34S
Обсуждаются предварительные результаты наблюдений 27 компактных (оптический
радиус <=5'$) галактических зон HII. Наблюдения проводились в марте 2001 г.
на 20-метровом радиотелескопе Космической обсерватории в Онсала (Швеция)
на частоте ~97 ГГц (переход J=2->1 молекул CS и S{34}S). Получены карты
22 молекулярных облаков по их излучению в линии CS. В точках наибольшей
яркости облаков измерены интенсивности линии изотопа C{34}S. На основе
анализа в приближении ЛТР определены физические параметры ядер молекулярных
облаков. Полученные данные используются для исследования галактических
градиентов в физических параметрах молекулярных облаков.
*******************************************************************************
И.Г.Коваленко Остатки сверхновых в многофазной
В.В.Королев межзвездной среде: двумерное
численное моделирование
*******************************************************************************
Б.П.Кондратьев Фазовая модель звездного цилиндра,
Э.Ш.Муламетшина вложенного во вращающееся гало:
равновесие и устойчивость
Построена фазовая модель галактики из вращающегося трехосного гало
с вложенным внутри него эллиптическим цилиндром из звезд. Решены уравнения
движения отдельной звезды и найдены три первых однозначных интеграла
движения I_1, I_2, I_3. В шестимерном фазовом пространстве модель занимает
четырехмерный эллипсоид. Функция распределения звезд представляет собой
\begin{equation}
f(x_2 ,x_3 ,\dot x_2 ,\dot x_3 ) =
\frac{{\rho _c }}{{2\pi \sqrt {\sigma _2^0 \sigma _3^0 } }} \;
\delta (\dot x_1 - 2\Omega x_2 )
\cdot \delta \left[ {Q(I_2 ,I_3 ) - 1} \right],
\end{equation}
где Q является линейной комбинацией интегралов I_2 и I_3, а delta ---
дельта--функция Дирака.
Найдено, что две отличные от нуля компоненты дисперсии скоростей имеют
квадратичную зависимость от координат и обращаются в нуль на поверхности
цилиндра. Характерным в построенной модели галактики является присутствие
в ней продольных сдвиговых течений вдоль внутренней "трубы". Подбором
параметров скорость потери массы в модели из-за движения центроидов может
быть сделана очень малой. Тем не менее, нами установлено, что вылет звезд
из радиальной структуры в принципе все же возможен. Следовательно,
внутренний цилиндр может быть источником слабой спиральной структуры
в галактике. К подобным же результатам часто приводят и численные
эксперименты в рамках задачи N тел.
Разработан метод для изучения устойчивости данной модели относительно самых
крупномасштабных возмущений.
*******************************************************************************
В.В.Королев Моделирование полигональной струк-
И.Г.Коваленко туры галактических ударных волн
Представлены результаты двумерного численного моделирования взаимодействия
потока межзвездного газа со спиральными рукавами дисковых галактик.
Рассматривается глобальная структура течения для всего диска. Показано, что
в случае хорошо раскрытых спиралей формируется полигональный узор
на профиле галактической ударной волны. Также рассматривается локальная
структура фронта галактической ударной волны. Исследовано протекание газа
через участок спирального рукава. В случае нормального натекания газа
на потенциальную яму, моделирующую рукав, возможен автоколебательный режим
течения: возникают устойчивые периодические колебания ударного фронта
относительно некоторого среднего положения внутри ямы. В случае косого
натекания газа на потенциальную яму возможен также стационарный режим
с образованием изломов профиля фронта ударной волны.
*******************************************************************************
А.Д.Кузьмин Частотная зависимость уширения рассеянием
В.И.Кондратьев импульсов пульсара в Крабовидной туманности
С.В.Костюк
Б.Я.Лосовский
М.В.Попов
В.А.Согласнов
Н.Д'Амико
С.Монтобульони
Проведены первые прямые измерения частотной зависимости уширения рассеянием
импульсов пульсара в наиболее широком диапазоне частот от 40 до 600 МГц на
основе прямых измерений этого параметра пульсара PSR B0531+21 в Крабовидной
туманности. Измерения проводились на 4-х частотах: 40 и 110 МГц на ПРАО АКЦ
ФИАН, 400 МГц на обсерватории Медицина и 600 МГц в Калязине. Определена
частотная зависимость уширения импульсов рассеянием.
*******************************************************************************
С.А.Кутузов Движение в модели галактики
"диск и гало"
Рассматривается предельный случай семейства моделей Кутузова и Осипкова,
когда плоская составляющая переходит в бесконечно тонкий диск, погруженный
в гало. Эквиденситы гало совпадают с эквипотенциалями модели. Они
представляют собой кусочно-сферические сегменты, образующие линзеобразные
поверхности с изломом в плоскости диска.
Так как гравитационное поле сферически-симметрично по каждую сторону
от диска, то там сохраняются энергия и момент импульса звезды. Для
выбранного закона потенциала уравнения движения интегрируются
в эллиптических интегралах. При пересечении звездой плоскости диска
положение и скорость непрерывны, но ускорение и плоскость движения меняются
скачком. Приводится пример периодической орбиты в меридиональной плоскости.
Обсуждается возможное сходство реальных галактических орбит
со ``скачущими''.
*******************************************************************************
А.В.Лапинов Обзор темных молекулярных облаков в
линии HCN J=1-0
Приводятся результаты обзора в линии HCN J=1-0 в направлении 50 темных
молекулярных облаков, проводившегося в 1998-2001 при помощи радиотелескопов
IRAM-30m, OSO-20m и SEST-15m с целью поиска и исследования плотных ядер
на ранних стадиях формирования протозвезд. На основе численного
моделирования и наблюдений с высоким спектральным разрешением (~10kHz)
показано, что благодаря возможности одновременных наблюдений трех
разнесенных компонент с разной оптической толщиной, линии сверхтонкой
структуры HCN являются эффективным зондом для исследования характера
коллапса молекулярных облаков. В направлении 10 источников получены
детальные карты распределения излучения. Обсуждаются механизмы, приводящие
к биполярности наблюдаемого излучения, и влияние зависимости скорости
сжатия от радиуса на характер асимметрии наблюдаемых линий. Анализируются
корреляции излучения HCN с наблюдениями в линиях других молекул.
Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ 99-02-16556, INTAS 99-1667
и NASA-CRDF (PRO-841).
*******************************************************************************
А.В.Лапинов Перенос излучения в линиях вращательного ИПФ РАН
Н.Р.Троицкий спектра молекул HNCO (постер)
И.И.Зинченко (абстракт+)
C.Henkel
С целью исследования возбуждения в межзвездной среде молекул HNCO проведены
расчеты переноса излучения в приближении Соболева при различных
предположениях относительно плотности, конетической температуры и ИК
накачки. Показано, что оба перехода J=2-1 в состоянии K_a=1 демонстрируют
мазерный эффект при относительно высокой плотности. С целью проверки
аномального возбуждения в мае 2001г. проведены наблюдения линий HNCO J=2-1
(~44 GHz) в состояниях K_a=0,1 при помощи OSO-20m в направлении ряда темных
облаков, наблюдавшихся нами ранее на IRAM-30m в переходе J=5-4.
Получены верхние пределы на излучение в состоянии K_a=1, накладывающие
ограничения на лучевую концентрацию HNCO; в направлении источников L483
и TMC-1/HC_3N измерена сверхтонкая структура перехода J=2-1 в
состоянии K_a=0.
Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ 99-02-16556 и INTAS 99-1667.
*******************************************************************************
А.В.Лапинов Наблюдения G268.42-0.85 в линиях ИПФ РАН
Ruisheng Peng HCO+ J=1-0 и J=4-3 (постер)
(абстракт+)
Приводятся результаты картирования молекулярного облака G~268.42--0.85,
связанного с областью образования звезд большой массы, в линиях HCO+ J=1--0
(SEST--15m) и J=4--3 (CSO--10.4m). Показано, что несмотря на то, что линии
HCO+ J=1-0 являются индикатором относительно высокой плотности n(H_2)
~ 10^5-10^6 cm^{-3}, они имеют глубокий провал в центре за счет поглощения
в протяженной оболочке; в то же время линии HCO+ J=4--3, требующие
на порядок больших плотностей, соответствуют центральной структуре типа
вращающегося диска. Анализ изображений, восстановленных методом максимума
энтропии, показал что относительная распространенность HCO+ резко падает
по направлению на центральный ИК источник, аналогично поведению CS,
опубликованному нами ранее. Проводится сравнение наблюдений с измерениями
в линиях других молекул, а также в оптическом и ИК диапазонах.
Работа выполнена при частичной финансовой поддержке РФФИ 99-02-16556
и NASA-CRDF (PRO-841).
*******************************************************************************
Е.Е.Лехт Распад мазерной конденсации на
Х.Э.Мендоса-Торрес фрагменты
Н.А.Силантьев
Приводятся результаты анализа наблюдений мазерного источника
H_2O G43.8--0.1, выполненных на радиотелескопе РТ--22 в Пущино. Проведены
исследования переменности основных параметров эмиссионной детали 37.6 км/с
(потока, лучевой скорости, ширины линии и ее формы) во время ее вспышки
в 1988--1990 гг. Вначале линия имела ширину 0.7 км/с и симметричную форму.
Имел место дрейф детали по лучевой скорости. После максимума вспышки
направление дрейфа сменилось на обратное. Затем линия стала уширяться
и произошло ее раздвоение. Наблюдаемые вариации можно объяснить следующим
образом. Сначало было ускоренное движение мазерной конденсации 37.6 км/с
относительно центральной звезды. В момент времени, соответствующий
максимуму вспышки, в результате торможения в плотной среде (или
столкновения) произошел распад конденсации на две части. Именно поэтому
не было дальнейшего роста потока излучения, а начался его спад.
В результате взаимодействия с плотной средой движение обоих компонентов
стало замедленным. Этим объясняется изменение направление дрейфа.
*******************************************************************************
Д.Г.Логунов Динамика звездного ветра с учетом
И.Н.Топтыгин релятивистских ускоренных частиц
Результаты исследования динамики разлета звездных ветров в последние годы
свидетельствуют о наличии большого числа неоднородностей в истекающей
плазме. При таких условиях повышается эффективность механизм ускорения
Ферми на фронте ударной волны, и встает вопрос о влиянии процесса ускорения
на параметры звездного ветра.
В предлагаемой работе ускорение частиц рассматривалось в диффузионном
приближении с двумя типами коэффициентов диффузии: 1) "ступенчатая"
зависимость от импульса k(r,p) = k_0(r), p < p_m; k(r,p) = \infty, p > p_m;
2) степенная зависимость k(r,p) = k_0(r) p^{alpha}, 0 < alpha < 2.
В первом случае спектр ускоренных частиц оказывается степенным, во втором
-- более сложным, с экспоненциальной ассимптотикой при больших импульсах.
В обоих случаях учет влияния ускоренных частиц приводит к достаточно
большим изменениям в решении для звездного ветра. Отбирая значительную долю
энергии набегающего потока, ускоренные частицы могут сильно тормозить
и охлождать его вблизи ударного фронта, что влияет на спектры излучения.
Работа выполнена при поддержке РФФИ, грант № 01-02-16654.
*******************************************************************************
Ю.В.Лунева Химическая эволюция системы
А.Ф.Холтыгин планетарных туманностей Галактики
Исследуется проблема химической эволюции системы галактических планетарных
туманностей (ПТ), начиная с ранней стадии развития Галактики. Обнаружено
значительное (в 3 - 4 раза) увеличение содержания Не, C, N, Ne и Cl при
переходе от туманностей с маломассивными (1-1.5 масс Солнца) звездами-
предшественниками туманностей к туманностям с более массивными (6-8 масс
Солнца) предшественниками. Определены радиальные и вертикальные градиенты
содержания C, N, O, Ne и Cl. Выявлена статистически значимая зависимость
градиентов от возраста звезд-предшественников туманностей. Выделен класс
планетарных туманностей с аномально низким (в 3-5 и более раз ниже
солнечного) содержанием C, N и O. Показано, что эти туманности
характеризуются малыми массами ядер и высокими значениями амплитуды
флуктуаций электронной температуры. Составлен список таких
туманностей,содержащий 23 объекта. Из анализа содержания углерода
в туманностях разного кинематического возраста получены свидетельства
перемешивания газовой компоненты туманностей с веществом звездного ветра
ядер туманностей.
*******************************************************************************
С.Ю.Любченко Исследование мазерных конденсаций
И.Е.Вальтц в области звездообразования W48:
анализ многочастотных наблюдений
и интерферометрии. Возможное
открытие эффекта перекачки мазера
Проанализированы данные многочастотных и интерферометрических наблюдений
в мазерных линиях метанола и OH. Выявлена особенность метанольного
мазерного излучения II класса, которая заключается в том, что относительные
интенсивности мазерных линий меняются в зависимости от яркости линий
5_1-6_0A^+. Найденные зависимости подтвердились на примере анализа большого
статистического материала. Предполагается, что для удобства интерпретации
интенсивностей метанольных мазеров II класса можно ввести два подкласса
линий: класс IIa - с чрезмерно усиленной линией 5_1-6_0A^+ и
класс IIb - с нормальной накачкой.
В мазере ОН картографирована вновь вспыхнувшая деталь на скорости 45 км/c
и определены координаты этой детали.
*******************************************************************************
А.В.Малышев Совместный анализ однозеркальных и
А.М.Соболев интерферометрических наблюдений
С.П.Эллингсен мазеров в G345.01-1.79
Для источника G345.01-1.79 проведен анализ соответствия компонент профилей
ярких мазерных линий метанола на 6.7 и 12 ГГц, полученных на радиотелескопе
Mt.Pleasant (Хобарт, Австралия) и мазерных пятен в линии на 6.7 ГГц,
наблюдавшихся при помощи интерферометра АТСА (Наррабрай, Австралия) .
Спектры обеих линий, полученные на Mt.Pleasant, хорошо приближаются
набором компонент со скоростями, близкими к скоростям мазерных пятен.
Количество компонент и мазерных пятен одинаково, но удовлетворительное
приближение получается только в случае, когда отличия скоростей пятен
и компонент превышают инструментальную неопределенность. Скорее всего это
объясняется тем, что мазерные пятна окружены гало с близкими значениями
скорости. В этом случае при наблюдениях на однозеркальном телескопе
мы видим максимумы суммарного излучения на скоростях гало, в то время как
интерферометрия выделяет мелкомасштабные мазерные пятна, движущиеся
с отличной от гало скоростью. Такая ситуация наблюдается в мазерах H_2O
и может возникать при формировании мазерных пятен в турбулентных областях.
*******************************************************************************
Л.И.Матвеенко Эволюция структуры области супермазерного
H_2 O излучения в Орионе КЛ
Исследована сверхтонкая структура области супермазерного Н2О излучения
с угловым разрешением до 0.1 мсек.дуги или 0.05 ае. В 1995 г. в период
"молчания" (F=1000 Ян) обнаружен джет 5.5х0.5 а.е., яркостная температура
которого T_b ~ 10^{12} K. Определено распределение поляризованного
излучения. Вспышка излучения 1998-1999 гг. F ~ 8x10^{6} Ян вызвана
увеличением яркости джета T_b <= 10^{15} K. В центре джета расположен
компактный источник - эжектор, яркостная температура которого
T_b <= 10^{17} K. Изменение положения ярких областей в джете соответствует
скорости потока V >= 30 км/с. Структура биполярного джета в начальный
период активности имеет простую форму с небольшим искривлением С-З части,
а на этапе спада вид буквы "S". Видимые изменения структуры могут быть
объяснены прецессией оси инжектора и вращением вокруг оси биполярного
потока. Область находится в плотном молекулярном облаке ОМС-1, уточнена его
радиальная скорость V = 7.74 км/с. Излучение компонентов, скорости которых
лежат в пределах мазерного окна облака, усиливается более чем на два
порядка.
*******************************************************************************
Л.И.Машонкина Содержание тяжелых элементов у звезд
Т.Герен различных населений Галактики и эволюция
Галактики
Для 63 звезд в диапазоне [Fe/H] от -2.20 до 0.25 определены содержания Sr,
Ba и Eu. Элементные отношения указывают на отличие химической истории гало
и толстого диска по сравнению с тонким диском. Впервые показано, что не
только у звезд гало, но и у звезд толстого диска тяжелые элементы были
синтезированы преимущественно в r-процессе при вспышках SNII, что
накладывает ограничение на продолжительность фазы формирования этих
звездных населений: $<$ 1 млрд. лет. У звезд толстого диска [Eu/Ba]
уменьшается на ~ 0.10 - 0.15 dex с ростом металличности, что
свидетельствует о начале синтеза тяжелых ядер в s-процессе и дает
ограничение на продолжительность фазы формирования толстого диска. Впервые
обнаружено скачкообразное изменение элементных отношений при переходе
от толстого к тонкому диску, что указывает на существование промежуточной
фазы перед началом формирования тонкого диска, когда звездообразование
почти остановилось. Полученные данные дают независимый способ оценки
продолжительности этой фазы.
*******************************************************************************
С.Н.Нуритдинов Изгибные колебания нестационарных
К.Т.Миртаджиева моделей ранней стадии эволюции
М.М.Муминов дискообразных самогравитирующих
систем
*******************************************************************************
Л.П.Осипков Гросс-динамика гравитирующих систем
Иерархия уравнений гросс-динамики, наиболее известными из которых являются
тензорные обобщения уравнений Лагранжа -- Якоби, обеспечивает наиболее
естественный аппарат для изучения крупномасштабной структуры и динамической
эволюции звездных систем. В частности, удается выявить связь вращения
вокруг большой оси с анизотропией распределения остаточных скоростей,
а также условия равновесия скоплений с анизотропным распределением
скоростей в приливном поле Галактики. Исследовано влияние внешнего поля,
например, центральной точечной массы (черной дыры) и фона (гало темной
материи) на равновесие галактик.
При изучении эволюционных процессов приходится делать дополнительные
предположения о квази-гомологичности эволюции, что позволило получить
замкнутую систему моделирующих обыкновенных дифференциальных уравнений.
Исследована окрестность положения равновесия такой системы и найдены
периоды собственных колебаний. Тем самым объяснены результаты численных
экспериментов (Миллер 1993 и др.), в которых получались незатухающие
колебания для моделей систем гравитирующих тел. Обсуждаются нелинейные
приближения моделирующих уравнений. Вероятная стохастичность решений таких
уравнений, возможно, дает ключ к пониманию бесстолкновительной релаксации
в галактиках.
*******************************************************************************
Л.П.Осипков Локальная кинематика Галактики по
А.А.Мюлляри данным HIPPACOS: новая жизнь
К.Флинн старых идей
Для теоретически более правильного определения локальных кинематических
характеристик Галактики, свободных в то же время от эффектов селекции
и неполноты, был предложен метод экстраполяции к нулевому
гелиоцентрическому расстоянию (Агекян и Огородников 1974, Огородников
и Осипков 1978). Для определения галактоцентрической скорости Солнца
предлагалось использовать экстраполяцию к звездам, движущимся
по прямолинейным орбитам (Осипков 1980), а для определения локальной
скорости вращения Галактики - экстраполяцию к звездам, орбиты которых
- круговые (Локтин 1978). Сейчас настало время опробовать эти методы.
По звездам из каталога HIPPARCOS с известными лучевыми скоростями были
найдены галактоцентрическая азимутальная скорость Солнца $V$, скорость
Солнца относительно круговой $v$ и скорость центроида и эллипсоид скоростей
звезд различных спектральных типов. Алгорифмы и предварительные результаты
приведены в сборнике Stellar Dynamics: from Classic to Modern
(St. Petеrsburg, 2001). Мы получили, что при R_0=8.5 кпк скорость
V=245 км с^{-1}, а v=17 км с^{-1}.
*******************************************************************************
А.Б.Островский Моделирование мазеров метанола в
А.М.Соболев изолированных газо-пылевых сгустках
В предлагаемой работе представлены результаты моделирования мазерных
источников метанола в виде вытянутых газо-пылевых сгустков, обладающих
единой температурой для пылевой и газовой подсистем. Особенностью данного
моделирования является учет процессов переноса излучения в континууме
(поглощение и излучение пыли) в приближении большого градиента скорости.
Показано, что газо-пылевые сгустки с удельной лучевой концентрацией порядка
11.6 -- 12.0 при повышении температуры резко меняют спектр излучения: при
температурах 50 -- 110 К ярко светятся линии, характерные для мазерных
источников метанола I класса (серия линий на 25 ГГц и др.), в то время как
при более высоких температурах среды (110 -- 200 К) доминирует излучение
в линиях, характерных для мазерных источников II класса (линия на 6 ГГц
и др.).
*******************************************************************************
Я.Н.Павлюченков Многомерное численное моделирование
А.Е.Дудоров переноса излучения в коллапсирующих
межзвездных облаках
Представлен двумерный численный алгоритм для моделирования переноса
теплового излучения. В основе алгоритма -- неявный метод решения системы
моментных уравнений переноса излучения, позволяющий моделировать перенос
излучения как в оптически-толстых, так и в оптически-тонких средах.
С его помощью исследуется тепловая структура аккрецирующих протозвездных
оболочек (облаков). Проводится анализ получаемых распределений температуры
T(r) в зависимости от пространственного строения протозвездного облака.
На основе полученных результатов делается заключение о возможности
объяснения характера наблюдаемых зависимостей T(r) возле молодых звезд
в рамках аккреционной модели.
***************************************************************************
Ю.Н.Парийский "Фарадеевский шум" галактики:
Н.Н.Бурсов РАТАН-600
Н.А.Нижельский
А.В.Богданцев
А.Б.Берлин
П.Г.Цыбулев
Приводятся результаты исследования глубоких разрезов неба с помощью
РАТАН-600 на волне 3.9 см с разрешением 0.5 х 3 угловых минуты с целью
выявления вариаций поляризованного фонового излучения Галактики
на масштабах,существенных для экспериментов по поиску "Сахаровских
осцилляций" реликтового излучения (3-10 угловых минут). Обнаруженный
верхний предел 10 микро-К противоречит предсказаниям теории поляризации
мелкой пыли в обсуждаемых в литературе вариантах. Данные дециметрового
диапазона по вариациям синхротронного излучения Галактики предсказывают
значительно большие вариации поляризованного излечение в см. диапазоне, чем
дают наблюдения. Предполагается, что резкое "просветление" Галактики
в поляризованном свете связано с прекращением действия эффекта Фарадея
на мелкомасштабных вкраплениях областей НII. Полученный верхний предел
поляризации фонового излучения неба близок к ожидаемым по теории значениям
3К анизотропии на этих ма сштабах (3-7 микро-К). Роль поляризационного шума
Галактики оказывается пренебрежимо малой на основных волнах экспериментов
по анизотропии 3К фона в параметрах Стокса U,Q ( 1 см.-1 мм.)
*******************************************************************************
А.М.Пасека О природе шпуров - областей
повышенного непрерывного
радиоизлучения
На картах радиофона Галактики на дециметровых и метровых волнах имеется
ряд крупномасштабных неоднордностей, так называемых, шпуров или выступов,
природа которых до сих пор не ясна. Измерения межзвездного магнитного поля
показывают, что его величина пропорциональна плотности газа в степени
{1/3--1/2} и, как следствие этого, синхротронная объемная излучательная
способность увеличена в облаках газа довольно существенно. В межзвездной
среде Галактики содержится большое количество молекулярного водорода,
сконцентрированного в протяженных гигантских облаках, которые могут служить
источником повышенного радиоизлучения, то есть проявляться в виде шпуров.
С другой стороны, сектор Галактики с очень низким содержанием газа
(l=210^\circ--260^\circ и |b|=10^\circ--60^\circ) на картах радиофона
проявляется минимальными значениями полной и поляризационной яркостной
температуры. Обоснована гипотеза, согласно которой источником одной
из наиболее ярких областей линейно поляризованного радиоизлучения
(100^\circ < l < 164^\circ, -4^\circ < b < +10^\circ) служит крупное
молекулярное облако "кольцо Линдблада".
*******************************************************************************
Н.И.Петров Химико - динамические модели
П.П.Берцик формирования и эволюции шаровых
скоплений
Изучение формирования шаровых скоплений (ШС) является сложной задачей
требующей много различных приближений. Наиболее полные модели включают
в свой код такие физические процессы как радиативное охлаждение газа,
звездообразование и тепловой балланс от вспышек сверхновых и звездного
ветра. Для моделирования сложных трёхмерных гидродинамических явлений
широко используется метод сглаживаемой гидродинамики частиц (SPH). Eго
легко объединить с быстрым N--body алгоритмом, чтобы одновременно описать
сложные газодинамические системы. В качестве основного инструмента для
нашего исследования мы используем расширенную версию нашего 3D CD --SPH
(трехмерный химико--динамический SPH) кода. Основной идеей нашего
моделирования являеться исследование сценария формирования ШС в результате
коллапса, а также столкновения газовых облаков. В данной работе
мы представляем первые результаты динамической, химической
и фотометрической эволюции таких коллапсирующих систем.
*******************************************************************************
Л.Е.Пирогов Обзор массивных ядер молекулярных
И.И.Зинченко облаков в линии N_2H^+(1--0)
П.Каселли
Л.Е.Б.Йоханссон
Ф.К.Майерс
С целью исследования процессов фрагментации в плотных ядрах молекулярных
облаков, где идет формирование звездных кластеров, в 2000--2001 г.г.
на радиотелескопах OSO (Швеция) и SEST (Чили) проведены наблюдения
35 объектов из северной и южной полусфер в линии N_2H^+(1--0). 14 южных
источников наблюдались также в линии CS(5--4). Излучение N_2H^+
зарегистрировано в 33 источниках, для 30 из них получены подробные карты.
Распределение интегральной интенсивности N_2H^+ в 22 источниках имеет один
максимум; размеры областей излучения для них варьируют в диапазоне 1'--2.5'
(0.3--2.2 пк). Максимум интенсивности N_2H^+ нередко пространственно
не совпадает с максимумом CS, что может указывать на градиенты химического
состава в ядрах. Отношения компонент сверхтонкой структуры N_2H^+(1--0)
в большинстве случаев указывают на малую или умеренную (~1) оптическую
толщину линий. Нижние пределы лучевых концентраций N_2H^+ лежат в диапазоне
4.5*10^{12}--1.3*10^{14} см^{-2}.
Работа проведена при поддержке фондов РФФИ(99-02-16556), INTAS(99-1667)
и NASA-CRDF(RPO-841).
*******************************************************************************
М.С.Прокопьева Рассеяние света межзвездной пылью:
В.Б.Ильин влияние формы частиц
Т.Хеннинг
Различные наблюдательные данные указывают на то, что форма межзвездных
пылинок существенно отличается от сферически-симметричной. Между тем их
моделирование базируется в основном на модели шаров и лишь изредка
осесимметричных частиц -- бесконечных цилиндров и сфероидов. Мы рассмотрели
возможное влияние неосесимметричности пылевых частиц разного размера
на характеристики рассеянного излучения, определяющие наблюдаемые
проявления межзвездной пыли: сечения поглощения и поляризации, альбедо,
матрицу рассеяния и т.д., включая сечение давления излучения. При этом была
использована модель эллипсоидальных частиц в двух предельных случаях
их вращательной ориентации (полная ориентация типа Девиса-Гринстейна
и хаотическая ориентация). Выявлены новые эффекты формы пылинок и сделаны
выводы, важные для диагностики межзвездной пыли.
Работа выполнена при поддержке гранта INTAS 99/652.
*******************************************************************************
А.В.Пынзарь Корреляция между распределениями
В.И.Шишов пульсаров и мерой эмиссии в
галактике
Обнаружена корреляция между объемной плотностью числа пульсаров и мерой
эмиссии галактического фона на масштабах более 500 пк по галактической
долготе и более 200 пк по широте.На меньших масштабах такая корреляция
существует только для пульсаров моложе 60000 лет,которые,как
показано,расположены преимущественно вблизи остатков сверхновых и областей
НII. Все это указывает на то, что пульсары рождаются в областях с большой
концентрацией межзвездного газа. Обнаружено, что минимальная мера эмиссии,
наблюдаемая в направлении пульсара, обратно пропорциональна возрасту
пульсара. Сделан вывод, что для ряда пульсаров ионизованный межзвездный газ
в окрестностях этих пульсаров формируется во время вспышек сверхновых
и представляет собой остаточные зоны Стремгрена сверхновых. Для ионизации
газа в этих зонах требуется энергия ионизующего излучения порядка
10^{50} - 10^{51} эрг.
*******************************************************************************
В.А.Разин К теории низкочастотного спектра
линейно поляризованного
синхротронного радиоизлучения
Галактики
*******************************************************************************
С.В.Салий Трассеры ударных волн в
А.М.Соболев молекулярном облаке G1.6-0.025
Н.Д.Калинина
Проведены наблюдения молекулярного облака G1.6-0.025 в линиях CH_3OH, SiO,
HNCO. Построены карты протяженного облака с V_{lsr} ~ 50 км/с,
высокоскоростного сгустка с V_{lsr} ~ 160 км/с и впервые обнаруженного
сгустка с V_{lsr} ~ 0 км/с. Показано, что протяженное облако
и высокоскоростной сгусток имеют неоднородную структуру. Зарегистрировано
излучение протяженного облака в линии CH_3OH 5_{-1}-4_0, имеющее вероятную
мазерную природу. По результатам неЛТР-моделирования излучения метанола
cделан вывод, что протяженное облако и высокоскоростной сгусток имеют
сравнительно невысокую плотность водорода ~ 5*10^{3} см^{-3}; удельная
лучевая концентрация метанола в протяженном облаке примерно в 2 раза выше
чем в высокоскоростном сгустке и составляет ~8*10^8 см^{-3}с; кинетические
температуры протяженного облака и высокоскоростного сгустка отличаются
примерно в 1.5 раза и равны соответственно ~ 90 К и ~ 140 К. Кратко
рассмотрены вероятные механизмы взаимосвязи протяженного облака и сгустков
с V_{lsr} ~ 0 км/с и ~ 160 км/с.
*******************************************************************************
В.А.Самодуров Результаты многолетних регулярных
Г.М.Рудницкий наблюдений избранных источников
мазерного излучения в линии водяного
пара
Приводятся результаты регулярных спектральных наблюдений 1997-2001 гг. для
мазерных источников в областях звездообразования нашей Галактики в линии
водяного пара на 22 ГГц при помощи радиотелескопа РТ-22 (ПРАО АКЦ ФИАН).
Представлены спектры и проведен анализ их вариаций за все время наблюдений
для источников G111.26-00, IRAS 21144+54, M16A и некоторых других.
Отмечено, что области звездообразования могут показывать себя в мазерном
излучении линии водяного пара как вращающиеся дисковые структуры вокруг
молодых звезд с характерным размером в несколько десятков астрономических
единиц. Обсуждается существование у таких структур биполярных выбросов,
распространенность данного признака и вероятное его отсутствие у некоторых
источников нашей выборки.
*******************************************************************************
Т.В.Смирнова Внешний масштаб турбулентности
В.И.Шишов межзвездной плазмы
На основе комплексного анализа данных по дифракционным и рефракционным
мерцаниям пульсаров, измерениям углов рассеяния, вариаций времен прихода
импульсов, а также разности мер дисперсии в близких парах пульсаров,
находящихся в шаровых скоплениях, построена структурная функция флуктуаций
фазы на интервале пространственных масштабов от 10^6 м до 10^{17} м.
Показано, что флуктуации электронной плотности межзвездной среды для
R > 1 кпс (выборка пульсаров с DM > 30 пс/cм^3 ) хорошо описываются
Колмогоровским спектром с показателем 11/3 на масштабах от 10^6 м до
10^{14} м. Анализ вариаций мер дисперсии в близких парах пульсаров
в шаровых скоплениях позволил обнаружить внешний масштаб турбулентности,
L_0 = 10^{15} м. Определен относительный уровень турбулентных флуктуаций
в межзвездной плазме. Показано, что турбулентность может играть важную роль
в ее энергетическом балансе.
*******************************************************************************
А.М.Соболев Модели метанольных мазеров II класса
Д.М.Крэгг
Э.Ч.Саттон
А.Б.Островский
А.В.Малышев
С.В.Салий
Современные модели метанольных мазеров II класса способны воспроизвести
яркости наиболее мощных мазеров и создают основу для объяснения наблюдаемых
отношений яркостей линий. Для определения физических параметров источника
требуются наблюдательные данные о многих мазерных переходах. Для того,
чтобы обеспечить наблюдательные ограничения при построении моделей,
мы провели наблюдения и зарегистрировали излучение в 7 новых мазерных
переходах метанола. Это позволило провести оценки физических параметров в
3 источниках с наибольшим количеством зарегистрированных мазерных линий
метанола: W3(OH), NGC 6334F и G345.01+1.79. Модели объясняют плотности
потоков для большинства зарегистрированных мазерных линий. Остаточные
расхождения наиболее вероятно отражают факт того, что наиболее яркие
компоненты различных мазерных линий формируются в различных условиях. Это
подтверждается сравнением наблюдаемых профилей линий. Обсуждаются
направления дальнейших исследований накачки метанольных мазеров.
*******************************************************************************
Р.Л.Сороченко Рекомбинационные радиолинии: что
нового мы узнали о МЗС в результате
их исследования (обзор)
Рекомбинационные радиолинии (РРЛ) являются мощным средством исследования
МЗС. Они уникальны по количеству переходов и могут наблюдаться в широком
диапазоне волн от lambda = 0.45 мм до lambda =20 м. РРЛ улучшили
на порядок точность определения эл. температуры областей HII и позволили
прямым способом, по уширению линий, определить эл. плотность. Было найдено,
что в Галактике T_e=(4-10)*10^{4} K, увеличиваясь с удалением от центра.
РРЛ приняты от ~1000 областей HII; по ним построена спиральная структура
Галактики. Плотность областей HII максимальна при R=4-6 кпс. Основная масса
ионизованного водорода содержится в разреженных протяженных областях HII
с N_e ~ 1-3 см^{-3}. Именно такие области являются основной причиной
дисперсии излучения пульсаров. По РРЛ гелия было определено его обилие
в МЗС, равное ~ 10% по количеству атомов. Информацию о холодной МЗС дают
РРЛ углерода. Они позволили определить физические условия на поверхности
облаков МЗС, где под воздействием УФ излучения с lambda 912 A происходит
ионизация углерода и образование областей CII.
*******************************************************************************
К.С.Станкевич Активность Крабовидной туманности в
В.П.Иванов радиодиапазоне
С.П.Столяров
По результатам наблюдений мгновенных радиоспектров Крабовидной туманности
в диапазоне 0,5--15 ГГц получено распределение светимостей за 45 лет,
с 1995 г. по 2000 г. По минимальным значениям светимостей выделено вековое
уменьшение, которое происходит с постоянной скоростью 0,16% в год.
В распределении выделяются два временных интервала с 1981 г. по 1987 г. и
с 1991 г. по 1996 г., в течение которых светимость нарастала с последующим
быстрым падением до невозмущенного уровня. В максимуме возмущений в обоих
случаях превышение светимости составляло более 5%. Соответствующие
спектральные индексы мгновенных спектров существенно уменьшены за счет
роста плотностей потоков на коротких волнах. Имеющиеся данные измерений
на волне 0,81 см свидетельствуют о росте потока за время с 1974 г.
по 2000 г. со скоростью (0,45 +- 0, 05)% в год. Возможно, что рост потока
происходит нерегулярно, поскольку ряд данных неполный: отсутствуют
измерения до 1990 г. В целом можно констатировать, что на современную эпоху
в Крабовидной туманности протекают активные процессы, приводящие
к кратковременным увеличениям светимости и плотностей потоков, возрастающим
с частотой.
*******************************************************************************
К.Е.Степанов Трехмерное численное моделирование
А.Е.Дудоров эволюции остатков сверхновых
А.Г.Жилкин
П.В.Кайгородов
С помощью разработанного авторами параллельного трехмерного МГД-кода
проводится численное моделирование расширения остатков сверхновых
в замагниченной межзвездной среде. Расчеты выполнены
на высокопроизводительном вычислительном кластере в Челябинском
госуниверситете. Исследуется роль гидромагнитных неустойчивостей
Рэлея-Тейлора и Рихтмайера-Мешкова в эволюции остатков сверхновых и их
наблюдательные проявления.
*******************************************************************************
Ю.И.Стожков Космические лучи свидетельствуют о
П.Е.Покровский взрыве близкой сверхновой
В.П.Охлопков
Анализ данных многолетних наблюдений космических лучей в атмосфере Земли
и на ее поверхности показывает о наличии отрицательного тренда в потоке
космических лучей, величина которого составляет -(0.02--0.08)% в год.
Наблюдается смягчение спектра частиц в области энергий 0.1--1.5 ГэВ. Эти
результаты могут быть объяснены врывом сверхновой, который произошел
несколько десятков тысяч лет назад на расстоянии 50--100 парсек
от солнечной системы.
*******************************************************************************
А.И.Теплых О механизмах временных вариаций
В.А.Разин линейной поляризации космического
радиоизлучения на метровых волнах
В результате многолетних радиополяризационных наблюдений в НИРФИ обнаружены
и проанализированны временные вариации регистрируемых яркостных температур
линейной поляризации галактического синхротронного радиоизлучения
на метровых волнах (около 1--3 м). Вариации яркостных температур
наблюдаются в широком спектре временных интервалов и порой достигают
нескольких градусов Кельвина. Рассматриваются возможные механизмы указанных
вариаций. Приведены оценки яркостной температуры линейно поляризованного
радиоизлучения, которое может возникать вследствие томсоновского рассеяния
солнечного радиоизлучения в межпланетной среде, а также определены
напряженности магнитного поля и концентрации релятивистских электронов
в области взаимодействия Солнечной системы с локальной межзвездной средой,
необходимые для генерации наблюдаемой переменной составляющей линейно
поляризованного космического радиоизлучения.
*******************************************************************************
Ю.В.Токарев Наблюдения длинноволнового
В.С.Курт космического радиофона на разных
М.Л.Кайзер удалениях от Солнца
Р.Маннинг
Г.Н.Бойко
С.П.Терентьев
К настоящему времени наиболее низкочастотные измерения спектра космического
радиоизлучения были выполнены на космическом аппарате (КА) IMP-6 вблизи
орбиты Земли. В области частот ниже 200 МГц их надежность вызывает
сомнение из-за заметного вклада шумов окружающей плазмы в наблюдаемое
излучение. Интенсивность этих шумов зависит от плотности солнечного
ветра и в среднем должна уменьшаться с удалением КА от Солнца.
Благоприятная возможность добиться прогресса в этом направлении возникла
в связи с реализацией проекта ESA-NASA "Cassini", конечной целью которого
является исследование физических условий вблизи Сатурна на одноименном
космическом аппарате.
В докладе представлен предварительный анализ данных наблюдений
гектаметрового космического радиофона бортовым приемником Cassini
на геоцентрических расстояниях 0.7--5.2 а.е. в период с апреля 1998
г. до сближения КА с Юпитером в декабре 2000 г.
Работа выполнена при поддержке фондов РФФИ (грант № 99-02-17285),
INTAS (грант № 97-1964) и CRDF (грант № RP1-2107).
*******************************************************************************
А.М.Толмачев Эволюция отдельных деталей в Н2О
мазерах Orion KL, Cep A и W 49
На радиотелескопе РТ-22 ПРАО АКЦ ФИАН проводится многолетний мониторинг
источников мазерного излучения в радиолинии водяного пара на частоте 22.2
Ггц. В источниках Orion KL, Cep A и W 49 удалось отождествить отдельные де-
тали в спектре линии с пространственными деталями, полученными при помощи
РСДБ наблюдений. Каждая спектральная деталь - это отдельная мазерная кон-
денсация в весьма сложном по структуре источнике. Прослежена эволюция неко-
торых деталей: изменение со временем их интенсивности, спектральной ширины,
лучевой скорости. Иногда в эволюционном процессе наблюдается квазипериодич-
ность. Показана важность регулярного мониторинга Н2О мазеров не только на
одиночной антенне, но и при РСДБ наблюдениях. Выражена благодарность РФФИ
за финансовую поддержку проекта 99-02-16293.
*******************************************************************************
А.Ф.Холтыгин Функция высвечивания горячей плазмы
с флуктуациями плотности
Рассчитаны ионизационное состояние и стационарная функция высвечивания
горячей плазмы низкой плотности различного химического состава
с температурой T_e=5*10^3 -- 10^8 K с флуктуациями температуры до 20% от
значения средней температуры плазмы. Показано, что в присутствии флуктуаций
температуры увеличивается интервал температур, в котором относительное
содержание рассматриваемого иона больше заданной величины. Рассчитанная при
учете флуктуаций температуры функция высвечивания оказалась существенно
(до 50-100%) отличающейся от вычисленной для однотемпературной среды.
Исследован вклад диэлектронной рекомбинации в полную функцию охлаждения,
который оказался значимым только для плазмы с высокими содержаниями тяжелых
элементов.
*******************************************************************************
А.П.Цивилев Картографирование туманностей
S.Cortiglioni Розетка и Орион А в рекомбинационных
S.Poppi радиолиниях
Р.Л.Сороченко
M.Orsini
C.Maxia
S.Montebugnoli
В туманности Розетка произведены наблюдения линии H92alpha и континуума
в 3-х точках. Измерена электронная температура со средним значением
T_e(LTE)= 7890 +- 580 K. Модельные расчеты и анализ поведения контраста
линий, электронной температуры и ширин линий в зависимости от гл. кв. числа
перехода показали, что наряду с низкоплотной составляющей
(N_e = 15 см^{-3}), туманность должна содержать и плотные сгустки
с электронной плотностью до N_e ~ 10^3 см^{-3}, на что, видимо, указано
впервые для этой "низкоплотной" (ME ~ 10^4 см^{-6} пк) HII области. В одной
из позиций (N1), возможно, имеется движение крупного сгустка или джета
на наблюдателя.
В туманности Орион А в 14-ти точках проведены наблюдения РРЛ H,He,C66alpha
(РТ-32, Медичина) и в 10-ти совпадающих точках --- РРЛ H,He,C56alpha
(РТ-22, Пущино) с одинаковым угловым разрешением (2'). Получено
распределение ионизованного гелия (N(He^+)/N(H^+)) по туманности и оценено
его содержание, N(He)/N(H)=(10.6 +- 0.8)%. В 10-ти позициях измерены
электронные температуры; оценена T_{eff} ~ 37000 K возбуждающей звезды этой
HII области.
*******************************************************************************
А.Д.Чертков Корректность оценок времен
релаксации в гравитационных
системах
Современные вычисления времен релаксации в гравитационных системах
содержат недопустимые неявные упрощающие предположения. Они заменяют
реальное одновременное параллельное взаимодействие гравитирующих тел на
серию искусственных случайных последовательных парных т.н. "удаленных
столкновений" ("удаленных сближений") этих тел. Такие искусственные
процессы дают быструю потерю информации о предшествующем состоянии
системы. Это приводит к принципиальным ошибкам при расчетах эволюции
систем. Гравитационное взаимодействие сохраняет память о предыстории.
Методы вычислений неявным образом вводят быструю стохастизацию, которая
отсутствует в реальности. Объект рассмотрения со свойствами "удаленных
столкновений" не существует в природе. Только специальные существа,
родственники демона Максвелла, могли бы обеспечить систематическое
включение и выключение гравитационного взаимодействия, равно как
и перемешивание, что необходимо для применимости статистических методов.
Эволюция бесстолкновительных гравитирующих систем не может быть
релаксацией.
*******************************************************************************
А.Д.Чертков Стохастизация в газах, плазмах и
гравитационных системах
Как можно обосновать кинетические уравнения? Почему статистические методы,
вполне успешные для нейтральных газов и частично ионизованной плазмы,
не подходят для плазмы полностью ионизованной и для бесстолкновительных
гравитационных систем, приводя к фатальным ошибкам? Для получения ответов
на эти вопросы проанализированы цепочка ББГКИ и идентификационные проблемы,
возникающие при сопоставлении первоначально декларированных моделей с теми
моделями, которые действительно рассчитываются в теории после серии
упрощений.
Короткодействующие силы между нейтральными атомами или молекулами
принципиально отличаются от дальнодействующих кулоновских и гравитационных
сил. Для сил первого типа характерен очень эффективный механизм быстрой
стохастизации, обусловленный мощным усилением затравочных возмущений; для
сил второго типа характерно сохранение начальной информации. Поэтому газы
прекрасно описываются статистическими методами, а полностью ионизованная
плазма и гравитационные системы должны рассматриваться как объекты теории
динамических систем.
*******************************************************************************
О.И.Шарова Эволюционные изменения радиоспектра
в планетарных туманностях
На основе модели взаимодействующих звездных ветров и нашей шкалы расстояний
до галактических планетарных туманностей получена зависимость радиопотока
от кинематического возраста туманности. Параметры модели: скорости потери
массы и скорости звездных ветров для красного гиганта и центральной звезды
--- выбраны из условия наилучшего согласия эмпирических и теоретических
эволюционных зависимостей для концентрации атомов водорода и массы
ионизованного газа. Эмпирические эволюционные зависимости, имеющие вид
степенных функций, установлены на основе регрессионного анализа параметров
132 планетарных туманностей с известными скоростями расширения.
Ионизованная масса с увеличением возраста не выходит на насыщение,
а продолжает расти, достигая значений порядка 2 M_Солнца. Получены оценки
ожидаемой скорости изменения радиопотока в планетарных туманностях
в зависимости от возраста и темпа потери массы центральной звездой.
Выработаны критерии отбора планетарных туманностей, для которых вековые
изменения радиопотока могут быть обнаружены в настоящее время.
*******************************************************************************
Р.Б.Шацова Геометрия Местной Системы
Г.Б.Анисимова
Обычно Местную систему (МС) чуть ли не отождествляют с поясом Гулда
- поясом ярких звезд класса B, наклоненным на ~20^\circ к плоскости
Галактики. Однако не для всех объектов МС этот пояс определяющий. Многие
объекты концентрируются к не столь яркому в оптике Поясу Вокулера - Долидзе
с наклоном ~46^\circ.
Схема МС существенно изменится, если исходить не из видимости ее элементов,
а из их масс. Наиболее массивные элементы - оболочечные структуры
(радиопетли, петли, шпуры) с массами 10^5 - 10^6 Масс Солнца,
сопоставимыми с общей массой МС (~10^7 Масс Солнца). В их ядрах находятся
молекулярные облака и звездные ассоциации. Ядра четырех петель (I - IV)
лежат в одной плоскости S, наклоненной на ~70^\circ к плоскости Галактики,
на расстоянии ~40 пк от Солнца. Наклон S к эклиптике составляет ~45^\circ,
а линия узлов с ней параллельна линии равноденствий. Соответственно нормаль
к S (Nor) лежит в плоскости, проходящей через полюса эклиптики и точки
солнцестояний. Вблизи Nor ( или совпадает с ней) находится апекс движения
Солнца. Пояса Гулда и Вокулера - Долидзе пересекаются в (Nor, -Nor)
и перпендикулярны S. Это приводит к новой схеме МС. Ее экватор - плоскость
S (ядер четырех шпуров), ось - (Nor, -Nor), меридианы - пояса Гулда,
Вокулера - Долидзе и др. Система меридианов не непрерывная, а скорее
ребристая. Вся структура МС слоистая. Экваториальное сечение МС вероятно
не круглое. Последнее следует из конфигурации ядер шпуров в плоскости
S: середина прямой I - III (точка L, находящаяся в Северном Полярном Шпуре)
составляет с ядрами II и III равносторонний треугольник со стороной
~145 пк. Возможно, что в таком же положении L находится относительно ядер
I и IV. Это может иметь ряд других следствий.
Новая схема связывает МС с эклиптикальной системой координат и Солнечную
систему с МС. С другой стороны, эта схема связана и с галактической
системой, поскольку плоскости Галактики ортогональна плоскость,
определяемая осью эклиптики и линией равноденствий (под углом 45^\circ
к S), а линия их узлов совпадает с линией солнцестояний.
*******************************************************************************
В.И.Шишов Зоны Стремгрена сверхновых II типа
А.В.Пынзарь
В окрестности ряда пульсаров и остатков вспышек сверхновых II типа
обнаружены зоны Стремгрена, физические параметры которых эволюционируют
в зависимости от времени, прошедшего после вспышки сверхновой. На основе
анализа данных измерений меры эмисии EM, меры дисперсии DM, яркостной
температуры нетеплового излучения Tb и уширения импульса пульсара,
рассеянного на турбулентных неоднородностях, определены параметры плазмы
в зоне Стремгрена. Размер зоны L не зависит от возраста t и по порядку
величины равен 50 пс, а концентрация электронов Ne уменьшается с возрастом
обратно пропорционально квадратному корню из t. При t = 1000 лет Ne по
порядку величины равна 10 частицам в кубическом сантиметре. Полная энергия
ионизации зоны Стремгрена составляет величину примерно равную кинетической
энергии оболочки сверхновой. На начальной стадии турбулентность является
сильной и ее относительный уровень убывает со временем. Обсуждаются
механизмы возникновения и эволюции зоны Стремгрена.
*******************************************************************************