Сессия
"ЗВЕЗДЫ"
*******************************************************************************
Т.А.Агекян Функция светимости близких звезд
В.В.Орлов
Предложен новый метод устранения наблюдательной селекции
при построении функции светимости звезд.
Метод применен для нахождения функции светимости
звезд окрестности Солнца.
*******************************************************************************
И.Ю.Алексеев Широкополостная многоцветная фотометрия
запятненных звезд
Приводятся результаты впервые проведенных одновременных фотометрических
и поляризационных наблюдений трех активных запятненных звезд: MS Ser,
LQ Hya и VY Ari. Эти наблюдения, подтвердив переменность типа BY Dra
программных звезд, уверенно обнаружили собственную линейную поляризацию
звезд и ее вращательную модуляцию в полосе U, вызванную неравномерным
распределением активных замагниченных областей по поверхности.
Моделирование линейной поляризации в рамках эффекта Зеемана показало
наличие на звезде сильных (около 2 кГс) локальных магнитных полей
(типа полей солнечных пятен), занимающих свыше 25 % поверхности звезды.
Их положение совпадает с положением холодных фотосферных пятен,
детектируемых по фотоэлектрическим наблюдениям.
*******************************************************************************
Ю.Ю.Балега Природа системы Gliese 569 B
Г.Вайгельт
М.Кенворти
Л.Клоуз
Э.Мамаек
Ф.Хинз
К.-Х.Хофманн
Д.Шертл
Р.Энджел
Обнаруженная год назад с помощью адаптивной оптики на
телескопе Кек II кратная система Gliese 569 интересна
очень малыми массами компонентов. Система состоит из
короткопериодической (3 года) пары В+С и удаленной звезды
А (период около 500 лет). Мы получили изображения Gliese
569 в инфракрасном диапазоне на трех телескопах -- Кек II,
6.5-м ММТ, 6-м БТА -- с использованием адаптивной оптики и
спекл-интерферометрии, а также инфракрасные спектры на
телескопе ММТ. Определены динамические оценки параметров
орбиты тесной пары В+С. Сумма масс для этой двойной равна
0.140 +- 0.015 масс Солнца, т.е. ее компоненты являются
коричневыми карликами. Не исключено, что В, в свою
очередь, является двойным, тогда масса каждого компонента
примерно равна 50 массам Юпитера. Кинематика системы
свидетельствует о ее принадлежности к потоку Большой
Медведицы, откуда следует, что возраст Gliese 569
составляет примерно 300 миллионов лет. Все параметры
системы согласуются с последней эволюционной моделью
DUSTY для коричневых карликов.
*******************************************************************************
Ю.Ю.Балега Звезды малых масс и коричневые карлики
Звезды самой низкой светимости спектрального класса М составляют не менее
80% звездного населения нашей Галактики. Из-за малых масс М-карлики
являются образцом стабильности: признаки эволюции могут проявляться только
на масштабах нескольких хаббловских времен. Звезды с массами менее 0.2
солнечной никогда не эволюционируют до стадии красного гиганта. В связи
с большим разбросом физических параметров М-карликов и сложностью
их природы основные фундаментальные законы для них остаются плохо
изученными. В частности, соотношение масса-светимость для маломассивных
звезд установлено со значительной неопределенностью. Вместе с тем, знание
характеристик М-карликов необходимо для построения галактических моделей.
Остается открытой и проблема невидимой массы в ближайших окрестностях
Солнца, что также может быть связано со звездами самых низких светимостей.
В обзоре дается описание современных представлений о звездах низкой
светимости, приводятся новые эволюционные сценарии для М-карликов, которые
сравниваются с эмпирическими результатами. Пробел между звездами самых
малых масс и планетами заполняется коричневыми карликами. Первые коричневые
карлики были обнаружены в 1995 году, что явилось следствием сочетания
растущей чувствительности наблюдений в инфракрасной области, точной
стратегии поиска и новых методов определения различий между звездными
и суб-звездными объектами. В обзоре приводятся основные физические
характеристики коричневых карликов. Рассмотрены проблемы их спектральной
классификации, шкалы температур, характеристик атмосфер, функции масс,
проблемы двойственности. Мы рассматриваем также основные методы накопления
наблюдений М-карликов и коричневых карликов, обращая внимание на то, что
главным источником данных являются выборки ближайших звезд поля.
*******************************************************************************
У.Ш.Баязитов О содержании железа на Солнце и в звездах
А.К.Галиев поздних спектральных классов
Определение точного содержания железа на Солнце и в звездах является одной
из актуальных проблем современной астрофизики. Используя не-ЛТР расчеты
спектров мы переопределили содержание железа на Солнце и в звездах Арктур
и Процион. Для этой цели использовалась программа MULTI [Carlsson
M. Uppsala AO Spes. Rep. 1986. N33. P. 1-33], модели атмосфер VAL-C (Ap.
J. Suppl. 45. 635. 1981) и Куруца для Солнца и звезд (CD Roms., N.13,
1993). Была сконструирована 100-уровенная модель атома FeI, где каждый терм
в атоме представлялся совокупностью всех уровней. Данные по силам
осцилляторов были приняты согласно компиляции Nave G. et al.(Ap. J. Suppl.
V.94, P.221, 1994). Весьма существенные для атома железа фотоионизационные
сечения использовались из проекта IRON (M.A. Bautista. Astron. Astrophys.
Suppl. Ser. V. 122. P. 167. 1997). С нашей моделью атома были изучены
условия возбуждения атома FeI и уточнены обилия железа на Солнце, в звездах
Арктур и Процион. Это обилие хорошо согласуется с последними оценками
содержания железа других авторов.
*******************************************************************************
Г.М.Бескин Результаты исследования оптических
В.Г.Дебур пульсаров с высоким временным разрешением
А.Л.Панферов
И.П.Панферова
В.Л.Плохотниченко
Сообщаются результаты поисков и исследований оптических пульсаров на
6-метровом телескопе САО РАН в 1997--2000 гг. В наблюдениях использовались
многоканальные фотометры на базе панорамных детекторов высокого временного
разрешения. Были обнаружены два слабейших из пяти известных оптических
пульсаров -- PSR 0656+14 и Geminga. Их блеск в полосе B составил около
25^m$ и 26^m, соответственно, при уровне значимости 10^{-4}, а
фаза и форма импульсов свидетельствуют о нетепловой природе оптического
излучения. Подробно изучена кривая блеска пульсара в Крабе в разных
цветовых полосах. Получены свидетельства укручения спектра излучения
в постпульсном фазовом интервале.
*******************************************************************************
Г.М.Бескин Поиск компактных объектов с помощью
А.В.Тунцов гравитационного линзирования в двойных
системах
Проанализированы эффекты усиления блеска вследствие гравитационного
линзирования в двойных системах, состоящих из белого карлика в паре с белым
карликом, нейтронной звездой или черной дырой. В аналитическом приближении
и с помощью прямых вычислений построены кривые блеска белого карлика для
разных размеров и ориентаций систем. Получены оценки вероятности
зарегистрировать такого рода вспышки определенной амплитуды в нашей
Галактике. Показано, что при использовании телескопа и оборудования обзора
SDSS в течение 5 лет могут быть обнаружены несколько десятков двойных
систем, содержащих белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры.
Предлагаемый метод является наиболее эффективным способом обнаружения
черных дыр с открытым горизонтом событий.
*******************************************************************************
И.Ф.Бикмаев Фундаментальные астрофизические
Д.Ф.Багаутдинов параметры звезд астрометрического
каталога HIPPARCOS
Астрометрический каталог HIPPARCOS содержит
наиболее точные (и пока уникальные) данные о параллаксах и собственных
движениях звезд для 118 тысяч звезд в окрестностях до
1000 парсек от Солнца. Краткая астрофизическая информация о звездах
каталога содержится лишь в данных спектральной классификации,
которая часто представлена лишь парой символов.
К сожалению, каталог не обеспечен также
высокоточными фотоэлектрическими измерениями, которые
позволяли бы оценивать эффективные температуры звезд
.
Мы выполнили поиск фотоэлектрических
измерений и измерений лучевых скоростей по электронным
версиям опубликованных каталогов данных.
Фотоэлектрические показатели цвета в системах UBVRI и uvby-beta
были использованы для оценки эффективной температуры и металличности
звезд каталога по опубликованным в литературе калибровкам, а параллаксы,
собственные движения и лучевые скорости
-- для оценки
светимости, массы, ускорения силы тяжести и компонент пространственных
скоростей звезд в галактической системе координат.
Фундаментальные параметры оценены примерно для 38 тысяч
звезд каталога, а пространственные скорости -- для 23 тысяч звезд,
что позволяет на этой основе формировать программы высокоточных
спектроскопических наблюдений звезд, обеспеченных входными
параметрами для выбора моделей атмосфер звезд.
Очевидно, что большая часть каталога HIPPARCOS еще нуждается как в
дополнительных фотоэлектрических, так и спектроскопических наблюдениях.
*******************************************************************************
И.Ф.Бикмаев О систематических различиях в эквивалентных
А.И.Галеев ширинах линий в классической и
Ф.А.Мусаев эшелле-спектроскопии высокого разрешения
Г.А.Галазутдинов
Приведены результаты сравнений опубликованных и оригинальных
эквивалентных ширин линий для общих звезд, измеренных по спектрам,
полученным на классических куде-спектрометрах и эшелле-системах.
Показано, что классические системы дают систематически заниженные
на 5 -- 10 процентов значения эквивалентных ширин.
По-видимому, причиной этого является
неучет или недостаточный учет эффекта рассеянного света на этапе
обработки спектров в классических системах. Указанные различия
приводят к значимым ошибкам в определении микротурбулентной скорости
и химического состава атмосфер звезд и, вероятно, должны учитываться
при использовании архивных и опубликованных данных измерений,
в основном основанных на спектрах с классических систем.
*******************************************************************************
И.Ф.Бикмаев Химический состав атмосферы Веги с учетом
В.Ф.Сулейманов не-ЛТР эффектов и моделирования эффектов
В.В.Шиманский быстрого вращения звезды, обращенной
Н.Н.Шиманская полюсом к наблюдателю
Е.В.Белякова
Н.А.Сахибуллин
Ф.А.Мусаев
Г.А.Галазутдинов
Выполнен анализ линейчатого спектра Веги высокого разрешения,
показывающий особенности в форме профилей ядер слабых линий (R<=0.1).
Проведено численное моделирование спектральных линий в рамках модели
быстровращающейся звезды, обращенной к наблюдателю полюсом.
Дополнительно учтены не-ЛТР эффекты для ряда легких и тяжелых
элементов. Расчет химического состава для большого числа химических
элементов подтверждает принадлежность Веги к звездам типа лямбда Boo,
что отражает взаимодействие атмосферы звезды с окружающим ее газо-пылевым
диском.
*******************************************************************************
Д.В.Бисикало Синтетические доплеровские томограммы
А.А.Боярчук газовых потоков в двойной системе IP Peg.
О.А.Кузнецов
А.М.Черепащук
Т.С.Хрузина
Представлены синтетические допплеровские томограммы газовых потоков
в двойной системе IP Peg, построенные по результатам трехмерных
газодинамических расчетов. Использование газодинамического моделирования
совместно с техникой допплеровской томографии позволяет отождествить
главные элементы течения на допплеровских картах без решения плохо
обусловленной обратной задачи. Сравнение синтетических томограмм
с наблюдениями показывает, что в спокойном состоянии системы наибольшей
светимостью обладают ударная волна, вызванная взаимодействием газа
межкомпонентной оболочки со струей вещества из L_1 ("горячая линия")
и уплотнение газа в апогее квазиэллиптического диска. Вклад в светимость
от единственного рукава спиральной волны, имеющегося в газодинамическом
решении, и от струи вещества из L_1 мал. Для активного состояния системы,
когда роль струи вещества из L_1 невелика и в системе доминирует диск, обе
области повышенной светимости на наблюдательных томограммах вызваны двумя
рукавами спиральной ударной волны в диске.
*******************************************************************************
С.В.Боговалов Радиопульсары в гамма-лучах 10 ГэВ
ТЕЗИСЫ НЕ ПОСТУПИЛИ
*******************************************************************************
В.А.Бордовицын Формирование профилей излучения пульсаров
В.Я.Эпп
В.Г.Буленок
Представлен кинематический метод построения профилей излучения пульсаров,
разработанный с использованием индикатрисы спектрально-- углового
распределения синхротронного излучения (СИ) из магнитосферы нейтронной
звезды. Предполагается, что в рассматриваемом диапазоне частот
(рентгеновское и гамма--излучение), на который приходится максимум
некогерентного СИ, магнитосфера пульсара почти прозрачна. В этом случае
усредненная по ларморовской частоте индикатриса излучения зависит только
от кинематических параметров источника излучения--релятивистских электронов
и от направления излучения относительно вращающейся нейтронной эвезды
(луча зрения). В рассматриваемом диапазоне частот показано хорошее согласие
полученных результатов с известными профилями некоторых миллисекундных
пульсаров (Вела, Краб и др.). Данный метод позволяет также исследовать
поляризационные характеристики профилей. Обсуждается также влияние
низкочастотных компонент когерентного СИ, сверхсильных магнитных полей
пульсаров на уширение профилей излучения и проблема наблюдаемой асимметрии
профилей.
*******************************************************************************
Ю.В.Вандакуров Проблема равновесия вращающейся
намагниченной звезды
На примере намагниченных звездных структур изучается известная проблема
Эддингтона-Свита о несуществовании теплового равновесия в лучистой зоне
жестко вращающейся звезды, если отсутствует меридиональная циркуляция
вещества. В случае нежесткого вращения немагнитной среды трудности
с удовлетворением условия равновесия возрастают. Мы изучаем эту проблему
на примере лучистых зон, прилегающих к конвективным зонам. По-видимому
присутствие осесимметричного азимутального магнитного поля (в случае
нежесткого вращения) является необходимым. Если речь идет о верхней границе
конвективной зоны, то наиболее вероятной представляется равновесная
структура, в которой угловая скорость вращения довольно быстро убывает
с высотой.
*******************************************************************************
А.С.Волокитин О скорости потерь энергии потока
В.Б.Семикоз нейтрино при коллективном
В.Н.Ораевский взаимодействии с плазмой
В работе рассмотрено коллективное взаимодействие потока нейтрино с
плазмой оболочки сверхновой. Исходя из релятивистских кинетических
уравнений для электронов и нейтрино [1], учитывающих их электрослабое
взаимодействия и самосогласованное электрическое поле, получены
квазилинейные уравнения, описывающие резонансное рассеяние нейтрино на
флуктуациях плотности электронов. Предполагая спектр флуктуаций
известным, полученные квазилинейные уравнения позволяют определить
скорость потери импульса и энергии потока нейтрино. Анализ
соответствующих выражений для равновесных и неравновесных спектров
флуктуаций плотности электронов в релятивистской вырожденной плазме
показывает, что для реалистичных спектров флуктуаций, уровень которых
превышает равновесный, скорость передачи энергии плазме от потока
нейтрино вследствие коллективного взаимодействия может быть выше, чем
при обычных столкновениях нейтрино с электронами.
1. В.Н.Ораевский, В.Б.Семикоз, Я.А.Смородинский, Письма ЖЭТФ, 43, 549
(1986).
*******************************************************************************
А.С.Волокитин Существование спиновых волн в
В.Б.Семикоз релятивистской плазме и их возбуждение
В.Н.Ораевский потоком нейтрино
В работе рассматриваются эффекты спина частиц на свойства электромагнитных
волн в замагниченной плазме с редкими соударениями. Динамика изменения тока
намагничения в плазме описывается с помощью релятивистских кинетических
уравнений, учитывающих поляризацию частиц и движение спина электронов
в самосогласованном электрическом и магнитном полях. Показано, что для
электромагнитных волн, распространяющихся почти вдоль внешнего магнитного
поля, влияние спина электронов становится определяющим в окрестности
электронно-циклотронной частоты. С учетом вырождения электронов в плотной
плазме определены пространственная дисперсия и бесстолкновительное
затухание спиновых волн при циклотронном резонансе с частицами.
Обсуждаются условия существования и возбуждения спиновых волн в плазме
оболочек сверхновых звезд. Показано, что электромагнитные спиновые волны
могут возбуждаться при наличии интенсивного потока (пучка) нейтрино, если
учесть спиновую поляризацию частиц при электрослабом взаимодействия
электронов и нейтрино. В сильном внешнем магнитном поле скорость развития
пучковой неустойчивости спиновых волн может превышать скорость раскачки
ленгмюровских волн пучком нейтрино [1].
1. R. Bingham, H. A. Bethe, J. M. Dawson, P. K. Shukla and J. J. Su,
Phys. Lett. A 220, 107 (1996)
*******************************************************************************
А.И.Галеев Химический состав атмосфер
И.Ф.Бикмаев 12 звезд-аналогов Солнца
Ф.А.Мусаев
Г.А.Галазутдинов
В работе рассчитан химический состав атмосфер 12 звезд, которые относятся
к группе фотометрических аналогов Солнца. Спектры с разрешением 45000
в диапазоне длин волн 4000-10000 ангстрем, полученные на куде-эшелле
спектрометре обсерватории Терскол, обработаны с помощью программы DECH20.
Эффективные температуры вычислены по калибровкам, основанным на методе
инфракрасных потоков. Логарифмы ускорения силы тяжести - по звездным
величинам и параллаксам спутника HIPPARCOS. Измеренные эквивалентные ширины
около 500 линий более 30 химических элементов (от лития до диспрозия)
каждой звезды использованы для рассчетов содержания этих элементов
в атмосферах звезд выборки. Вычисления проводились методом моделей атмосфер
посредством модифицированной версии программы WIDTH6. Дифференциальный
анализ по отношению спектру Солнца показывает некоторые отклонения
химсостава у нескольких фотометрических солнечных аналогов.
*******************************************************************************
А.К.Галиев О содержании железа на Солнце
У.Ш.Баязитов и в звездах поздних спектральных классов
Определение точного содержания железа на Солнце и в звездах является одной
из актуальных проблем современной астрофизики. Используя не-ЛТР расчеты
спектров мы переопределили содержание железа на Солнце и в звездах Арктур
и Процион. Для этой цели использовалась программа MULTI [Carlsson
M. Uppsala AO Spes.Rep. 1986.N33.P.1-33], модели атмосфер VAL-C
(Ap.J.Suppl.45.635.1981) и Куруца для Солнца и звезд (CD Roms., N.13,
1993). Была сконструирована 100-уровенная модель атома FeI, где каждый терм
в атоме представлялся совокупностью всех уровней. Данные по силам
осцилляторов были приняты согласно компиляции Nave G. et al.(Ap.J.Suppl.
V.94, P.221, 1994). Весьма существенные для атома железа фотоионизационные
сечения использовались из проекта IRON (M.A. Bautista. Astron.Astrophys.
Suppl. Ser.V.122. P.167.1997). С нашей моделью атома были изучены условия
возбуждения атома FeI и уточнены обилия железа на Солнце, в звездах Арктур
и Процион. Это обилие хорошо согласуется с последними оценками содержания
железа других авторов.
*******************************************************************************
В.Н.Гладышев Альтернативная модель пульсаров
Попытки объяснить характер сигналов, поступающих от пульсаров, излучениями
пульсирующих нейтронных звезд и белых карликов (в том числе на гармониках)
были отвергнуты достаточно быстро. Но и общепринятая сегодня модель
пульсаров в виде стремительно вращающихся нейтронных звезд с горячей
точкой на их поверхности не позволяет достаточно убедительно объяснить
некоторые из наблюдаемых фактов. Существенно более логичной, информативной
и правдоподобной оказывается модель автоколебаний сферического тела
на частотах его высших собственных мод. Основная трудность здесь связана
с выяснением природы и механизма автоколебаний астрономического объекта
на этих модах, но она оказалась преодолимой. Такой подход позволяет,
не прибегая к экзотическим предположениям, разрешить проблемы, связанные
с объяснением высокой интенсивности импульсных сигналов, высокой частоты
их следования, объяснить связь появления пульсара со взрывом сверхновой,
различие частот следования импульсов и спектров электромагнитного излучения
у разных пульсаров, существование субимпульсов, поляризацию излучения,
и др.
*******************************************************************************
В.Н.Гладышев Вновь о механизме гармонических звездных
пульсаций
Рассматриваются условия возникновения термоакустических (определяемых
взаимодействием термических и акустических процессов) автоколебаний
в сферическом объеме, заполненном реагирующей высокотемпературной плазмой.
Показано, что для выполнения условия неустойчивости в такой системе
обязательно наличие поверхности разрыва параметров плазмы. Существуют
положения поверхности разрыва, при которых за счет выделяющейся
в результате термоядерных взаимодействий энергии происходит компенсация
акустических потерь в системе на конкретных частотах, и в звезде возникают
автоколебания. Они возникают на частотах, близких к частотам собственных
колебаний сферического объема, выбор гармоники и моды колебаний
определяется положением поверхности разрыва параметров на радиусе звезды
внутри нее.
*******************************************************************************
В.Н.Гладышев Гармонические пульсации звезд на
низких модах
Автоколебания сферического тела, каким является звезда, в зависимости
от условий, могут возникать на разных модах. Простейший случай нулевая
мода, когда звезда совершает чисто радиально-симметричные колебания.
Естественно, излучаемое звездой в этом случае электромагнитное поле также
будет радиально-симметричным. Интенсивность наблюдаемых в любой точке
пространства электромагнитных колебаний (ЭМК) будет изменяться по закону,
близкому к синусоидальному. Такой характер пульсаций характерен, например,
для цефеид. С увеличением номера моды изменяется характер распределения
колебаний в звезде, появляются узловые поверхности, на которых амплитуда
колебаний равна нулю. Соответственно, изменяется характер пространственного
распределения ЭМК. Появляется возможность возникновения пульсаций
на нескольких модах, что, по-видимому, достаточно характерно для лирид.
Расчетные оценки позволяют достаточно уверенно утверждать, что характер
излучения цефеид с биениями связан с тем, что они пульсируют на трех
первых гармониках четвертой моды сфероида одновременно.
*******************************************************************************
А.П.Глушак Обнаружение кандидатов в микроквазары
Г.С.Царевский в остатках сверхновых
Микроквазар SS433 с остатком сверхновой (ОСН) W50, со времени его открытия
в 1978 году и, после, приблизительно, тысячи публикаций ему посвященных,
по-прежнему остается уникальным комплексом в Галактике. По опубликованным
данным картографирования ОСН-х в радио, рентгене и оптике мы составили
список объектов, аналогичных комплексу W50+SS433. Для них характерна
специфическая морфология ОСН и наличие компактного источника излучения
с джетами вблизи центра ОСН. К сожалению, имеющиеся данные наблюдений, как
правило, обладают недостаточным угловым разрешением для точной локализации
и надежного оптического отождествления возможного аналога SS433.
Мы отнаблюдали четыре ОСН-х из этого списка с Компактной Решеткой
(Австралия) с рекордным для них разрешением на 1.4 ГГц и 2.3 ГГц:
G291.0-0.1, G292.0+1.8, G327.4+0.4 и G332.4+0.1. Обнаружены кандидаты
в микроквазары и оценены их параметры. Найденный в G332.4+0.1 кандидат
впервые предложен как черная дыра в двойной системе. В других -- как
нейтронная звезда в двойной.
*******************************************************************************
А.П.Глушак Новая классификация остатка сверхновой
G326.3-1.8 и происхождение
его странной структуры
Комбинированный остаток сверхновой (ОСН) G326.3-1.8 классифицирован, с
использованием диаграммы для ОСН-х "спектральная радиосветимость --
диаметр", как принадлежащий к малочисленному классу, включающему W50.
Из анализа физических свойств G326.3-1.8 и структуры на разных
масштабах, от радио до рентгена, выяснено: 1) источник
(DSS) J155213.3--561105.2 одностороннего юго-восточного радиоджета в
плерионе, -- почти определенно, черная дыра, -- движется от места взрыва
сверхновой под углом 52 градуса на юго-запад с оцененной проекционной
скоростью около 1200 км/сек; 2) радиоджет направлен почти ортогонально
направлению движения; 3) возраст плериона приблизительно 4 тыс. лет --
моложе оболочки (ее возраст -- 11 тыс. лет); 4) наиболее вероятный
сценарий -- черная дыра упала на компаньон-звезду через 7 тыс. лет после
своего рождения, что и вызвало появление сверхнеобычного плериона.
*******************************************************************************
Ю.Н.Гнедин Магнитные поля звезд: наблюдения и теория
Представлен обзор измерений звездных магнитных полей, а так же обзор
современного состояния наших знаний о магнитных полях звезд. Прямые
методы измерения магнитных полей включают:
1. Измерение зеемановского расщепления атомных и молекулярных линий
2. Ханле эффект
3. Круговая спектрополяриметрия
4. Широкополосная линейная поляризация, обусловленная перекрытием
магнитно уширенных линий
5. Широкополосная поляриметрия в непрерывном спектре
6. Спектроскопия циклотронных линий
К косвенным методам измерения магнитных полей относятся:
1. Измерение спектра линейно поляризованного излучения, возникающего
вследствие эффекта фарадеевского вращения плоскости поляризации
2. Наблюдения проявления звездной активности и, в частности, усиление
потоков излучения звезды в линиях CaIIH+K
3. Наблюдения рентгеновского и
4. Радио излучения звезд
В докладе представлены результаты измерений магнитных полей звезд и
обсуждаются различные механизмы их происхождения.
Детально обсуждается процесс магнитного торможения вращающихся звезд.
*******************************************************************************
Ю.Н.Гнедин Спектрополяриметрические наблюдения
Н.В.Борисов уникального белого карлика GD 356
Т.М.Нацвлишвили на БТА-6м
М.Ю.Пиотрович
Представлены результаты спектрополяриметрических наблюдений уникального
магнитного белого карлика с эмиссионными линиями GD 356, выполненные
на БТА-6м. Оценена величина магнитного поля звезды и показано отсутствие
ее вращения на интервалах времени $>5$ лет. Учет магнитной деформации
поверхности звезды, приводящий к неоднородному распределению температуры
по ее поверхности, позволил показать, что в области магнитных полюсов могут
выполняться условия“ радиационного дискона” в виде плазменной
струи, возникающей в результате действия давления циклотронного излучения.
Показано, что эффект неоднородности распределения поверхностной температуры
белого карлика может вызвать заметную широкополосную и резонансную
поляризацию излучения звезды.
*******************************************************************************
Ю.Н.Гнедин E.Di Carlo Наблюдения Сверхновой
D.Guidibaldi G.Valentini 1999 el на телескопе
A.Di Paola F.D'Alessio АЗТ-24 в Кампо-Императоре
E.Brocato F.Massi (с соавторами)
M.Dolci F.Pedichini
R.Speziali G.Li Causi
A.Catatti E.Capellaro
M.Turatto А.А.Архаров
В.М.Ларионов S.Benetti
P.Pastorello I.Aretxaga
В.О.Чавушян O.Vega
I.J.Danziger A.Tornambe
Optical and near-infrared light curves of the type IIn supernova 1999el
in NGC6951 are presented. A period of 220 days is covered from the first
observation performed few days before the maximum of emission at optical
wavelengths. Spectroscopic observations are also included.Using as
a distance calibrator the type Ia SN 2000E,which occurred some months later
in the same galaxy, and fitting a blackbody law to the photometric data
we get a maximum bolometeric luminosity for SN 1999el of ~10(44) erg s(-1).
As a whole the photometric properties of SN 1999el are very similar
to those of SN 1998S, a bright and well observed type IIn SN,showing a fast
decline in all observed bands similar to those of type II-L SNe. The
differences with SN 1998S are analysed and temptatively ascribed
to differences in a pre-existing circumstellar matter envelope in which
dust was already present at the moment of the SN outburst. We infer that
the light echoes play a not marginal role in affecting the observational
properties of the light curves, although theoretical models clearly have
to be significantly improved in order to account for the data and more
observational work is needed. Our analysis leads tto the conclusion that
mass loss in RG stars is episodic and occurs in an asymmetric way. This
implies that collapsing massive stars are observad as usual type II SN if
far from major mass loss episodes,whereas they appear as type IIn SNe if
a large mass loss episode is in progress. Yu.N.
*******************************************************************************
Г.А.Гончаров Новые астрометрические орбиты
О.В.Кияева двойных звезд
Прямая комбинация каталога Hipparcos с 57 наблюдательными наземными
астрометрическими каталогами 1938--1995 годов позволила уточнить
1) собственные движения одиночных звезд и барицентров звездных систем
из каталога FK5, представленные как каталог "Собственные движения
фундаментальных звезд" (PMFS) под номером I-266 в CDS и
2) эллиптические движения фотоцентров этих систем вокруг барицентров,
т.е. астрометрические орбиты. Таким образом, исследуются несколько
десятков астрометрических двойных звезд, в том числе, открытых нами.
Как пример, рассматриваются 6 пар: альфа UMa и бета LMi с известными
визуальными орбитами, когда наша астрометрическая орбита впервые дает
массы и разность величин компонентов; дельта And и кси Aqr со
спектроскопическими орбитами, когда наша астрометрическая орбита дает
большую полуось визуальной орбиты, массы и разность величин
компонентов; две новые астрометрические орбиты -- каппа For, 83 Cnc.
Обсуждаются особенности и эволюция этих систем.
*******************************************************************************
В.Ф.Гопка О химическом составе бариевой звезды
А.В.Пщенко дзета Лебедя
И.Ф.Мусаев
А.А.Аалазутдинова
По спектрограммам, полученным на 2-метровом телескопе, расположенном
на пике Терскол, со спектральным разрешением 80000, детально исследован
химический состав одной из ярчайших бариевых звезд --- дзета Лебедя. Для
анализа содержания тяжелых элементов применялся метод синтетического
спектра. Существенно расширен список химических элементов, содержание
которых известно для атмосферы этой звезды.
*******************************************************************************
С.Ю.Горда Некоторые результаты
спектрофотометрического исследования
SZ Cam
Первые спектральные CCD наблюдения затменной двойной системы SZ Cam с
массивными компонентами спектральных классов O9-B1, проведенные в 1993-
1995 годах группой R.Lorenz, P.Mayer, H.Drechsel, показали наличие линий
третьего компонента. На основе изучения динамики смещений линий и
изменения периода SZ Cam авторы сделали вывод о наличии очень близкого
спутника, также являющегося тесной двойной системой, и оценили его
световые элементы по построенной ими малоамплитудной, сильно зашумленной
кривой лучевых скоростей. В тоже время, в тесных системах такого типа
как SZ Cam из-за наличия сильного звездного ветра с поверхности
компонентов и заполнения ими своих ВКП возможно образование газовых
структур, проявляющих себя наличием "лишних" линий в спектре.
В декабре 2001г. нами совместно с сотрудником САО РАН В.Д.Бычковым были
проведены спектральные CCD наблюдения SZ Cam на телескопе Цейсс-1000.
Предварительный анализ данных, проведенный по наиболее сильной линии
HeI 4922 A, подтвердил наличие линии третьего компонента, вариации
лучевых скоростей которого, несмотря на разность эпох в 7 лет, с большой
долей достоверности согласуются с фазой световых элементов Lorenz et al.
*******************************************************************************
Д.Л.Горшанов Столетний ряд наблюдений двойной
Н.М.Бронникова звезды 61 Лебедя в Пулкове. История
И.И.Канаев и перспективы
А.А.Киселев
О.В.Кияева
Е.В.Поляков
Л.Г.Романенко
Н.А.Шахт
Приводятся результаты фотографических наблюдений двойной 61 Лебедя,
наблюдаемой в Пулкове с 1895 года. Известно, что А.Н.Дейчем были обнаружены
колебания в ее орбитальном движении, по которым была построена модель
орбиты фотоцентра, описываемой под влиянием возможного спутника малой массы
(4 массы Юпитера) с периодом обращения около 6 лет. Далее эта звезда
неоднократно исследовалась по пулковским данным, при этом определялась
орбита этой визуальной пары. В настоящее время более 1000 пластинок
(12 000 экспозиций) измерены на пулковской автоматической машине
"Фантазия"; ошибка одного избражения 0''.028 для пластинок 26''
рефрактора и $0''.040$ для пластинок нормального астрографа. По пластинкам
26'' рефрактора определены предварительные ро и тета. Достаточно
протяженный ряд позволяет определить ускорение в движении компонентов
с ошибкой 0''.00002, а также построить орбиту и оценить сумму и отношение
их масс . Для независимой оценки возможного присутствия спутников у этой
звезды параллельно обрабатывается контрольная, заведомо далекая двойная
звезда ADS 14 710.
*******************************************************************************
В.П.Гринин Природа циклов активности молодых звезд
Сделан обзор наблюдательных данных, свидетельствующих о циклическом
характере активности молодых звезд, и дан анализ механизмов, предложенных
для их объяснения. Показано, что взаимодействие молодой двойной системы
с остатками протозвездного облака является наиболее естественной причиной
периодической модуляции параметров околозвездных газопылевых дисков, и как
следствие этого, появления циклов активности молодых звезд.
*******************************************************************************
В.А.Демичев Структура области H20 супермазерного
К.М.Захарин излучения в Орионе KL - 1982.12
Л.И.Матвеенко
Разработано и введено в действие программное обеспечение построения
изображений спектральных обьектов по данным РСДБ наблюдений на PC.
Обработаны данные РСДБ наблюдений вспышки супермазерного H_2O излучения
в туманности Ориона проведенных 01.12.1982 г. на антеннах в Эффелсберге,
Симеизе и Онсале. Расчитана модель в гауссовом приближении распределения
яркости компонентов и профиля линии. Получена тонкая структура области
вспышки, определены яркости, взаимное положение и угловые размеры
компактных компонент.
*******************************************************************************
П.А.Денисенков Вклад радиоактивного изотопа алюминия-26
А.Вайс в антикорреляцию между содержаниями O и Al
у красных гигантов шаровых скоплений
Мы модифицировали наш объединенный сценарий (глубокое перемешивание
в эволюционирующей звезде плюс унаследованные аномалии химического
состава), объясняющий изменения от звезды к звезде поверхностных
содержаний химических элементов у красных гигантов шаровых скоплений.
Теперь он согласуется с новыми экспериментальными данными:
1. с открытием антикорреляции между содержаниями O и Na у звезд главной
последовательности в скоплении NGC 6752, и
2. с новыми (NACRE) скоростями ядерных реакций.
Мы предполагаем, что некоторые карлики главной последовательности в шаровых
скоплениях аккрецировали вещество, потерянное красными гигантами
-- главными компонентами тесных двойных систем -- на фазе с общей
оболочкой, и что вариации [Al/Fe] у красных гигантов шаровых скоплений
в действительности отражают изменения поверхностного содержания
радиоактивного изотопа Al-26, производимые глубоким перемешиванием.
*******************************************************************************
Н.А.Драке Звезды гиганты класса К: быстрое вращение
Р.де ла Реза и высокое содержание лития
Л.да Силва
Д.Л.Ламберт
Приводятся результаты исследования недавно открытого быстро вращающегося
(v sin i = 20 км/с) К гиганта PDS 365, в спектре которого наблюдаются очень
сильные линии лития. Детальный анализ PDS 365 показал, что эта звезда имеет
низкую массу, M ~ M_солнца, высокое содержание лития, log epsilon (Li)
= 3.3, и низкое значение C-12/C-13, равное 12. Эта звезда, вместе с HD
233517 и HD 219025, образует группу одиночных K гигантов с уникальными
свойствами, такими как быстрое вращение, высокое содержание Li и сильный
избыток излучения в далекой ИК области спектра. Обсуждаются некоторые общие
свойства гигантов класса K с высокой скоростью вращения (v sin i > 8 км/с).
Найдено, что корреляция между быстрым вращением и высоким содержанием лития
у гигантов K наблюдается только при наличии асимметричных профилей линии
H-альфа и больших ИК избытков, свидетельствующих о потере массы. Высокое
содержание Li наблюдается у значительной части (~ 50%) быстро вращающихся
гигантов класса K, тогда как среди медленно вращающихся K гигантов это
явление встречается только у ~ 2% звезд. Это удивительное различие
обсуждается в терминах предложенных механизмов обогащения литием красных
гигантов.
*******************************************************************************
Г.Н.Дремова Оценка временных шкал для перехода
М.А.Свечников разделенных двойных систем в контактные
и слияния контактных систем типа W UMa
В данной работе оцениваются времена, необходимые для эволюционного перехода
маломассивных короткопериодических тесных двойных систем с М < 1.5 M_солнца
и P < 1.2 дня в контактные системы типа W UMa с типичным для них P=0.33
дня. Сближение компонент, происходящее вследствие расхода орбитального
углового момента (ОУМ) путем теплового магнитного звездного ветра,
выдувающегося со скоростью звука с поверхности звезды в предположении
сихронизации вращательного момента и ОУМ, оценивается по эмпирической
формуле, выведенной в [1]. Переход из разделенных с P< 4 дня в контактные
системы достигается за 2-4 гигалет. Следующая часть работы затрагивала
вопрос сравнения статистики разделенных и контактных систем, исправленной
за вероятность открытия, на основе [2]. На основе [3] вычисляются временные
шкалы слияния компонент систем типа W UMa с образованием одиночных звезд
класса голубые бродяги.
1. K. Stepien, MNRAS, 1995, v. 274, p. 1019-1028
2. М. Свечников, Э. Кузнецова, Каталог приближенных фотометрических
и абсолютных элементов затменных переменных звезд, Екатеринбург, 1990
3. L. Stryker, Astron. Soc. Pac., 1993, v.105, p.1081-1100
*******************************************************************************
А.Е.Дудоров Адвективная МГД-модель аккреционных дисков
Р.Э.Пудритц
Двумерное численное моделирование образования протозвезд во вращающихся
замагниченных межзвездных облаках показывает, что формирующаяся протозвезда
может иметь геометрически толстый аккреционный диск. В работе предлагается
адвективная МГД модель такого диска. Предполагается, что субкеплеровский
диск имеет собственное квазиполоидальное магнитное поле. Находится
аналитическое решение сформулированной квазистацонарной системы
диффузионных МГД уравнений, описывающих физику адвективного диска.
Обсуждаются наблюдательные следствия полученного решения и возможности его
применения к описанию аккреционных и протопланетных дисков молодых звезд.
*******************************************************************************
М.А.Еремин Трехмерное моделирование квазисферической
И.Г.Коваленко аккреции
Исследуется устойчивость адиабатической сферической аккреции на точечный
гравитирующий объект. Результаты трехмерного моделирования показывают, что
трансзуковой безударный режим аккреции неустойчив: течение теряет
сферическую симметрию, и возмущения растут с уменьшением радиуса. Аккреция
со стоячей сферической ударной волной также неустойчива.
*******************************************************************************
П.Е.Захарова Функции светимости и масс рассеянных
А.В.Локтин звездных скоплений по данным
Л.К.Малышева каталога USNO-1A
Каталог USNO-1A, содержащий низкоточную глубокую фотометрию звезд всего
неба в двух полосах, позволяет построить однородный ряд функций светимости
(ФС) рассеянных звездных скоплений (РЗС). По данным каталога были получены
ФС для 62 скоплений с логарифмами возрастов от 7.0 до 9.3, отобранных
по нескольким различным критериям, при этом рассматривались широкие
окрестности скоплений, включая области их корон. Для пяти возрастных
интервалов построены сводные ФС и функции масс. Проведено сравнение ФС РЗС
внутру возрастных интервалов с использованием статистических критериев
согласия. Оказалось, что ФС большинства скопленуя различаются между собой
незначимо. Оценены наклоны спектров масс всех РЗС выборки, получены наклоны
сводных функций масс.
*******************************************************************************
Е.А.Карицкая Результаты исследования рентгеновской
двойной Лебедь Х-1 в разных диапазонах
-- свидетельства неустойчивости аккреции
Сопоставление фотоэлектрической (UBVR) и рентгеновской переменностей Cyg
X-1 с 1996 по 1998 гг выявило разные соответствия между найденными
различными видами переменности.С помощью кросс-корреляционного анализа
найдена корреляция между медленными оптическими и рентгеновскими
изменениями с запаздыванием рентгеновской кривой блеска относительно
оптической на 7 дней в 1996 году и на 12 дней в 1997-1998 гг. Те же
запаздывания обнаружены между рентгеновскими и оптическими вспышками.
Предложен сценарий, согласно которому материя перетекает отдельными
порциями со сверхгиганта на аккреционную структуру. Полученные времена
запаздывания соответствуют характерным временам прохождения вещества через
аккреционную структуру. Обсуждаются наблюдательные свидетельства
неустойчивости процесса перетекания материи.
*******************************************************************************
В.А.Касинский Вариации энергетического спектра
солнечных вспышек в мягком рентгене
в 21-22 циклах и аналогия вспышечной
активности Солнце-uv-CET звезды
Solar flares are the process of rapid release of significant amount
of energy. Similar flare processes were detected for red dwarfs stars
(UV-Cet), see (Gershberg, 1998). The investigations carried out for the UV
Cet type stars made it possible to suggest the similarity of the flare
activity mechanism for the red dwarfstars and the Sun. Solar flares have
the exponential energy spectrum with beta ~ 0.80 (Hudson,1991). According
to (Gershberg, 1998) beta is age dependent parameter: the older the star
claster the smaller the group value of beta. It means that the flare
activity process are not sensitive to the stelar interior structure
variations including such an important parameter, as thickness of the
convective zone.
The energy spectrum of solar flares (IES) may be calculated for the short
time interval, the year. The data were used on the X-ray emission energy
flux within the range 1-8 A (Solar Geophys.Data, PRF) to calculate the
number of accumulated flares, that is approximated by the power-law
function:
\begin{equation}
N(E_m) =\int\limits_{E_m}^\infty {n(E)dE} \sim E_m^{-\beta}
\end{equation}
where E_{m} is the threshold energy and beta is the spectral index.
In coordinates log(E) - log(N), beta was determined to be equal to the
angular coefficient of a straight line: beta = - d lg(N) / d lg(E).
Based on soft X-ray data for 1972-1995 the IES of solar flare were
computed. It has been shown that the spectral index beta of the intergral
energy spectrum (IES) has pover-law form and varies systematically with
Wolf number (W) and 11-year cycle phase (Kasinsky and Sotnikova, 1996). The
interval of beta-variations (0.47 <\beta < 1.0), beta is being approached
to $1.0$ in the phase of maximum of the solar cycle.
Table 1 presents parameters of integral energy spectrum of flares for 20
years in the solar sycles NN 21-22.
\begin{center}
Table 1. Parameters of energy spectrum of X-ray solar flares
\end{center}
\begin{tabbing}
AAAA \= AAAAAAAAAAA \= AAAA \= AAA \= AAAA \kill
Year \> \ \ \ $\lg E $ \ \> $\ \ \beta $ \> \ W \>\ N \\
1974 \> 31.9 - 2.111 $\lg N$ \> 0.474 \> \ 34 \> \ 339 \\
1977 \> 30.4 - 1.608 $\lg N$ \> 0.622 \> \ 27 \> \ 238 \\
1978 \> 31.4 - 1.525 $\lg N$ \> 0.656 \> \ 92 \> 1215 \\
1979 \> 31.5 - 1.472 $\lg N$ \> 0.679 \> 155 \> 1291 \\
1980 \> 30.9 - 1.148 $\lg N$ \> 0.871 \> 155 \> 2161 \\
1981 \> 31.1 - 1.169 $\lg N$ \> 0.855 \> 140 \> 3544 \\
1982 \> 31.4 - 1.302 $\lg N$ \> 0.768 \> 116 \> 3693 \\
1983 \> 30.6 - 1.211 $\lg N$ \> 0.826 \> \ 67 \> 2453 \\
1984 \> 31.3 - 1.243 $\lg N$ \> 0.804 \> \ 46 \> 1191 \\
1985 \> 29.8 - 1.372 $\lg N$ \> 0.729 \> \ 18 \> 1026 \\
1986 \> 30.4 - 1.630 $\lg N$ \> 0.613 \> \ 13 \> \ 856 \\
1987 \> 30.1 - 1.345 $\lg N$ \> 0.744 \> \ 29 \> 1259 \\
1988 \> 30.8 - 1.316 $\lg N$ \> 0.760 \> 100 \> 1654 \\
1989 \> 31.7 - 1.299 $\lg N$ \> 0.800 \> 158 \> 2513 \\
1990 \> 31.0 - 1.111 $\lg N$ \> 0.900 \> 142 \> 2551 \\
1991 \> 31.7 - 1.250 $\lg N$ \> 0.800 \> 145 \> 3229 \\
1992 \> 30.7 - 1.075 $\lg N$ \> 1.000 \> \ 90 \> 2552 \\
1993 \> 30.3 - 1.333 $\lg N$ \> 0.750 \> \ 56 \> 2161 \\
1994 \> 30.1 - 1.075 $\lg N$ \> 0.700 \> \ 30 \> 1582 \\
1995 \> 30.4 - 1.620 $\lg N$ \> 0.670 \> \ 18 \> \ 989 \\
\end{tabbing}
It follows from the Table 1 that beta varies with cycle phase, that is with
Wolf numbers W. As it is beta shows the minimum values 0.5-0.6 at cycle
minimum. With the cycle developed, beta has a tendency for an increase
up to 1.0. As follows from the Table 1, the estimates of maximum flare
energy in the X-ray range do not exceed 10^{32} erg.
The behaviour of beta in the optical range is similar to that in X-rays:
beta for optical flares has a stable tendency for an increase to a maximum
(1.04-1.11) being kept during 1-2 years after the maximum. On the whole,
beta (optic) / beta (X) >1 . It may imply that the flare occurrence rate
in the optical range is higher compared with that for the X-ray flares at
cycle maximum. An investigation of solar flares IES during 2 cycles
reveals.
1. The integral energy spectrum of the solar flares has the power law form.
The beta undergoes the variations associated with the cycle phase,
correlating with the Wolf numbers.
2. The spectral index beta increases from the epoch of minimum to the epoch
of maximum of solar activity approacing 1.0.
3. Cycle-like variations of beta with the phase of an 11-year solar cycle
can be a base for identifying the similar cyclic variability for red dwarf
stars.
References
Gershberg,R.E., 19989
Uspechi Phys.Nauk, vol 168,N8,aug. 1998.
Gershberg,R.E., Mogilevsky,E.I. and Obridko,V.N., 1987,
Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel. 3, 3.
Hudson,H.S., 1991, Sol. Phys., 133, 357.
Kasinsky,V.V. and Sotnikova,R.T., 1996,
Journal of the Korean Astronomical Society,vol 29, S315-S316
Solar Geophys.Data, PRF, 1972-1995,
pub. NOAA - USAF Space ir. Serv. Center. Boulder,
Col., US Dep. Comm.
*******************************************************************************
С.О.Кийков Возникновение квазипериодических колебаний
Ю.Н.Гнедин рентгеновского излучения нейтронных звезд
и черных дыр
Предлагаются три механизма генерации квазипериодических осцилляций (QPO)
яркости рентгеновских двойных систем. Согласно первому механизму,
называемому магнитокавитационным, колебания рентгеновского блеска
обусловлены радиальными колебаниями магнитосферы нейтронной звезды,
взаимодействующей с аккрецируемой плазмой. При изучении QPO нейтронных
звезд, светимость которых достигает критического значения, рассматривается
фотоннокавитационный механизм. В этом случае колебания рентгеновского
излучения вызваны радиальными колебаниями фотонных каверн в полностью
ионизованной водородной плазме, оседающей в аккреционной колонке
компактного объекта. Для объяснения QPO рентгеновских двойных систем
с черными дырами и катаклизмических переменных предлагается механизм,
согласно которому колебания рентгеновской яркости происходят в результате
колебаний токовых слоев, образующихся в аккреционных дисках. Вычисленные
значения периодов колебаний рентгеновского излучения хорошо соответствуют
наблюдательным данным.
*******************************************************************************
А.А.Киселев Определение минимальной суммы масс
О.В.Кияева компонентов двойной звезды с известным
параллаксом из наблюдений короткой
дуги видимого движения
На основе строгих динамических уравнений получено неравенство, позволяющее
определить минимальную величину M(0) суммы масс компонент двойной звезды
с известным параллаксом, если из наблюдений определены параметры
относительного движения компонент, включая кривизну наблюдаемой короткой
дуги орбиты. M(0)- минимальная масса компонент исследуемой звезды,
удовлетворяющая наблюдаемому орбитальному движению согласно закону Ньютона
при данном параллаксе, реальная масса компонент M(A+B) может быть равной
или большей M(0). Определены значения M(0) 14 визуально-двойных звезд, для
которых дуга, охваченная наблюдениями, составляет не меньше 5 -- 10
градусов. Все исследуемые звезды обеспечены тригонометрическими
параллаксами из каталога Hipparcos. Найденные M(0) сравнены со значениями
M(A+B), полученными из соотношения масса-светимость. В результате выявлены
2 звезды (ADS 3353 и 10329), для которых уверенно M(0) > M(A+B),то есть
обладающих заметным избытком массы (порядка 1 -- 2 массы Солнца)
по сравнению с ожидаемым, а также 2 звезды (ADS 2757 и 15600), вероятно,
обладающих избытком масс порядка 0.5 -- 1.0 массы Солнца. Для остальных
10 звезд выполняется условие M(0) < M(A+B).
*******************************************************************************
В.Г.Клочкова Спектроскопия далеко проэволюционировавших
В.Е.Панчук звезд на 6-метровом телескопе
Кратко рассмотрены проблемы и наблюдательные факты, касающиеся эволюции
звезд на стадии перехода от асимптотической ветви гигантов к планетарной
туманности. Суммированы основные результаты, полученные в ходе спектральных
наблюдений на шестиметровом телескопе выборки пекулярных сверхгигантов,
отождествляемых с IRAS-источниками. У ряда объектов программы обнаружены
признаки третьего перемешивания и нейтронизации вещества. В спектрах
найдены эмиссионные и абсорбционные детали, формирующиеся в расширяющихся
околозвездных оболочках.
*******************************************************************************
Л.Н.Князева Гиады и звезды поля в окрестностях Солнца
ТЕЗИСЫ НЕ ПОСТУПИЛИ
*******************************************************************************
Л.Н.Князева Определение эффективных температур звезд
А.В.Харитонов
ТЕЗИСЫ НЕ ПОСТУПИЛИ
*******************************************************************************
В.П.Кожевников Обнаружение оптических колебаний
промежуточного поляра V709 Кассиопеи
(RX J 0028.8+5917)
Сообщается об обнаружении низкоамплитудных оптических колебаний с периодами
312.77 с и 317.94 с промежуточного поляра V709 Cas. В пределах точности
измерений эти периоды совпадают с рентгеновским периодом, обнаруженным
с помощью спутника ROSAT, и его синодическим дубликатом если принять
орбитальный период системы равным 5.4 часа, который является одним из двух
возможных орбитальных периодов, найденных ранее из измерений лучевых
скоростей. Колебания с периодом 317.94 с имеют сильную первую гармонику,
которая свидетельствует о несинусоидальном профиле импульса этих колебаний.
Данные наблюдений, свернутые с периодом 317.94 с обнаруживают двухпиковый
профиль импульса этих колебаний, котоpый является сильно переменным от ночи
к ночи. Слабый периодический сигнал, соответствующий первой гармонике
колебаний с периодом 312.77 с, также обнаружен в кривых блеска V709 Cas.
*******************************************************************************
А.В.Кожевникова Исследование затменной переменной системы
СМ Дракона и ее особенностей
В работе построена кривая блеска затменной-переменной звезды СМ Дракона
и исследованы ее особенности. Вследствие очень большого количества
исходных данных (4200 оценок блеска, что составило 150 часов наблюдений)
необходимо было разработать автоматизированную методику построения кривой
блеска с учетом всех особенностей наблюдательных данных. Оказалось, что
построенная кривая блеска обладает очень интересной особенностью: вне
затмения блеск звезды изменяется с низкой амплитудой по синусоидальному
закону. Была построена еще одна программа для аппроксимации этих колебаний
синусоидой и нахождения ее параметров. Подобные колебания яркости были
обнаружены в 1977 году астрономом Lacy, и он интерпретировал их наличием
пятна на одной из компонент. Поскольку наши колебания имеют другое
распределение по фазе орбитального периода, то это может указывать на дрейф
пятна по поверхности звезды.
*******************************************************************************
В.Н.Комарова Фотометрические исследования центральной
В.Г.Курт области CTB 80
В.В.Соколов
Ю.А.Шибанов
В результате фотометрических наблюдений с помощью 6 м телескопа САО РАН
остатка сверхновой CTB80, ассоциируемой с изолированной нейтронной звездой
среднего возраста PSR B1951+32, проведена самая глубокая на настоящее время
BVRI-фотометрия этого поля. Предложено несколько кандидатов в оптические
"двойники" пульсара. Надежное отождествление затруднено из-за
многочисленных волокон и узлов туманности. Для уточнения природы
рассматриваемых кандидатов проведены исследования центральной области CTB80
в полосе H-альфа.
*******************************************************************************
В.Е.Комарова Исследования оптического излучения Геминги
В.Г.Курт
Ю.А.Шибанов
А.Б.Копцевич
Т.А.Фатхуллин
В.В.Соколов
Приводятся результаты исследований оптического излучения Геминги с помощью
BVRI-фотометрии по наблюдениям на 6\,м телескопе САО РАН. Полученные
величины B (26.1+-0.5), V (25.3+-0.3) и R_c (25.4+-0.3) согласуются
с результатами других исследований Геминги в этой области спектра. Впервые
получена оценка величины в I_c-полосе: 25.1+-0.4, что более чем на величину
ярче верхнего предела из литературных данных (Миньяни и др., 1998). Анализ
широкополосного спектра этой изолированной нейтронной звезды (ИНЗ)
"среднего возраста" в сравнении с результатами наблюдений в рентгене
и жестком ультрафиолете свидетельствует о нетепловом харатере излучения
Геминги в красной области видимого спектра. Сопоставление данных
об исследованиях пульсаров от ультрафиолета до инфракрасного диапазона
позволяет говорить о возможных отличиях излучения средневозрастных ИНЗ от
излучения более молодых и энергичных нейтронных звезд, типа пульсара
в Крабовидной туманности.
*******************************************************************************
Т.С.Константинова Кривые блеска рентгеновских двойных
систем Cyg X-1 и CI Cam
Приводятся кривые блеска двух рентгеновских двойных систем --
Cyg X-1 и CI Cam, построенные по наблюдательным данным,
полученным в 1999, 2000 и 2001 гг. на телескопах АЗТ-7 и АЗТ-8
КрАО. Уточнены растояния до Cyg X-1 и CI Cam, сделаны оценки
вкладов в общее излучение аккреционного диска в системе Cyg X-1
и пылевой оболочки в системе CI Cam, представлены полученные на
основе этих данных физические характеристики оболочки.
*******************************************************************************
М.В.Конюков Можно ли использовать уравнение политропы
в задачах о самогравитирующих газовых
шарах (звездах)?
Рассматривается постановка задачи о гидростатическом газовом шаре
(модель звезды). Установлена противоречивость требования
гидростатического состояния шара и уравнения политропы.
*******************************************************************************
Е.Н.Копацкая Фотометрическое и поляриметрическое поведение
В.П.Гринин фуора V1057 Cyg с момента вспышки (1969 г.)
Д.Н.Шаховской по настоящее время
О.С.Шулов
Приводятся результаты новых фотометрических и поляриметрических наблюдений
фуора V1057 Cyg. Прослежены изменения блеска фуора от момента вспышки
до настоящего времени. Обсуждаются результаты поляриметрии.
*******************************************************************************
С.А.Корягин Определение параметров короны одиночного
А.В.Сербер магнитного белого карлика G 99-47 по ее
циклотронному излучению
Архивные данные спутника Einstein указывают на существование рентгеновского
излучения холодного (T=5700 К) одиночного магнитного белого карлика
G 99-47, источником которого может быть горячая корона. Однако последующие
наблюдения на спутнике ROSAT не~обнаружили значимого рентгеновского потока
от этой звезды. С другой стороны, сильное магнитное поле 2.5 10^7 Гс на
G 99-47 в принципе позволяет зарегистрировать корону по ее циклотронному
излучению в ИК диапазоне. В данной работе рассчитаны параметры Стокса
циклотронного излучения короны G 99-47 с температурой T_c = 10^5 -- 10^7 К
и электронной концентрацией n_c = 10^9 -- 10^{12} см^{-3}. Расчеты
сопоставлены с известными фотометрическими наблюдениями G~99-47 в
ИК диапазоне, согласно которым заметное излучение короны над уровнем
фотосферного континуума не~обнаружено. В результате установлены верхние
пределы T_c ~ 10^6 К и n_c ~ 10^{10} см^{-3} параметров короны. Полученный
верхний предел концентрации в 40 раз меньше значения, указанного на основе
рентгеновских наблюдений на спутнике ROSAT.
*******************************************************************************
Вл.В.Кочаровский Об определении магнитного поля нейтронных
А.А.Белянин звезд по аннигиляционно-циклотронным линиям
В.В.Кочаровский в их МэВ-ном излучении
Предложен новый метод определения величины магнитного поля нейтронных
звезд, основанный на анализе циклотронных спектральных особенностей,
формируемых намагниченным вакуумом в их излучении выше порога однофотонного
резонанса 1 МэВ. Согласно развитой теории, аннигиляционно-циклотронные
линии формируются, только если магнитное поле на поверхности звезды
составляет величину порядка нескольких процентов от критического значения
4,4 10^{13} Гс. Так, в модели дипольного магнитного поля показано, что
наблюдение в экваториальной плоскости аннигиляционной линии в поглощении
(при энергии чуть выше 2 m_e c^2) и дополнительной линии в излучении (при
энергии чуть ниже 2 m_e c^2 + h omega_B, где omega_B -- электронная
гирочастота) свидетельствовало бы о существовании вполне определенного
магнитного поля 2,8 - 3,6 10^{12} Гс.
Изолированные нейтронные звезды с большим потоком излучения выше 1 МэВ
являются наиболее вероятными кандидатами для обнаружения
аннигиляционно-циклотронных особенностей. Их идентификация, как показывают
оценки, возможна уже в ближайшее время при помощи аппаратов INTEGRAL
и SWIFT.
*******************************************************************************
Вл.В.Кочаровский Теория преобразования ультра-жесткого
Е.В.Деришев излучения гамма-всплесков в окружающей плазме
В.В.Кочаровский
Для типичного гамма-всплеска комптонизация переводит значительную
часть его суб-МэВ'ного излучения в ультра-жесткий спектральный
диапазон. Часть фотонов от источника гамма-всплеска рассеивается
окружающей плазмой, так что на пути к наблюдателю ультра-жесткое
излучение проходит сквозь среду, заполненную мягкими рентгеновскими
фотонами. В итоге, для тех вспесков, где оптическая толщина по
двухфотонному рождению пар превосходит единицу, значительно
изменяются спектральные и временные характеристики ультра-жесткого
излучения. А именно, почти вся его энергия перерабатывается
посредством электромагнитного каскада в более мягкий спектральный
диапазон, соответствующий порогу двухфотонного поглощения.
Переработанное излучение задерживается по отношению к
основному импульсу гамма-всплеска на время от минут до
часов. Этот эффект имеет геометрическую природу: магнитное поле
искривляет траектории вторичных электронов и позитронов, так что
диаграмма направленности каскадных фотонов становится шире, чем у
ударной волны.
*******************************************************************************
Т.В.Краснова О возможности перехода разделенных тесных
О.В.Еретнова двойных звезд в контактные ранних
М.А.Свечников спектральных классов
Рассматривается возможность эволюционной цепочки: разделенные тесные
двойные звезды (типа РГП) с P < 2 дня и SP1 от F2 до A5 переходят
в короткопериодические полуразделенные системы (типа R CMa) и в результате
эволюции становятся маломассивными контактными системами ранних
спектральных классов (типа КР). Для данных систем построена диаграмма
заполнения компонентами полостей Роша (диаграмма Каретникова),получены
наблюдаемые и современные распределения по массам компонент и по большим
полуосям орбит. Исследование основано на данных "Каталога приближенных
фотометрических и абсолютных элементов затменных переменных звезд"
Свечникова М.А., Кузнецовой Э.Ф. С учетом эффектов наблюдательной селекции
оценена простанственная плотность маломассивных КР-систем в единице объма
пространства в окрестности Солнца. Результаты показали, что время
существования КР-систем и систем типа R CMa на данных стадиях эволюции
одинаково.
*******************************************************************************
Н.А.Кудрявцева Исследование оптических кривых блеска
В.М.Ларионов рентгеновской двойной системы 4U 0115+63
Представлен анализ кривых блеска в B,V,R,I фильтрах V635 Cas, оптического
компонента транзиентного рентгеновского пульсара 4U 0115+63, полученных
в 1999-2001 гг. С использованием различных методов проведен поиск возможных
переодических компонентов. Была найдена периодическая крмпонента близкая,
но не равная орбитальному периоду системы.
*******************************************************************************
А.Д.Кузьмин Сравнительный анализ интегральных
радиосветимостей миллисекундных и
нормальных пульсаров
Представлены результаты сравнительного статистического анализа
интегральных радиосветимостей миллисекундных и нормальных
пульсаров. Анализ основан на наших измерениях и литературных
данных, по которым нами определены интегральные радиосветимости
более 500 пульсаров, в том числе 50 миллисекундных. Выявлено, что
при большом различии параметров, интегральные радиосветимости
нормальных и миллисекундных пульсаров и их зависимости от других
параметров пульсаров примерно одинаковы. Обнаружено, что
интегральная радиосветимость зависит от параметра (B/P^2)^{0.5},
пропорционального разности потенциалов в зазоре полярной шапки.
Это может указывать, что энергия радиоизлучения пульсаров
определяется энергией первичных частиц, ускоряемых в зазоре
полярной шапки как E_radio ~ E_part^{0.5}.
Обнаружено вековое уменьшение интегральной радиосветимости,
одинаковое для нормальных и миллисекундных пульсаров.
*******************************************************************************
Е.Н.Куприянова О природе высоконаправленного
А.В.Степанов поляризованного радиоизлучения CU Virginis
Предложен плазменный механизм высоконаправленного полностью
поляризованного когерентного радиоизлучения МСР-звезды CU Vir,
наблюдавшегося 2, 6 и 11 июня 1998 года на VLA в диапазоне
1,4 ГГц. Радиоизлучение вызвано рэлеевским рассеянием
потенциальных волн верхнего гибридного резонанса, возбуждаемых
конусной неустойчивостью на сверхтепловых электронах в
магнитосфере CU Vir. Показано, что основными факторами,
формирующими диаграмму направленности излучения основного тона,
являются нелинейное индуцированное рассеяние потенциальных волн и
регулярная рефракция радиоволн в короне звезды. В результате
диаграмма излучения CU Vir сужается до 3 -- 10 градусов.
*******************************************************************************
В.М.Ларионов Оптические периоды рентгеновских
В.М.Лютый двойных: A0535+26
Г.В.Зайцева
Анализ оптической фотометрии рентгеновской двойной системы A0535+26
показал, что на крупномасштабную переменность с характерным временем
порядка нескольких лет и амплитудой несколько десятых зв. вел. наложены
периодические изменения с амплитудой ~ 0.01 mag и периодом 102 дня,
близким, но не совпадающим с орбитальным периодом двойной системы. По
нашему мнению, эта переменность отражает прецессионное движение в двойной
системе -- аккреционного диска вокруг нейтронной звезды или дискообразной
экваториальной оболочки вокруг оптического компонента.
*******************************************************************************
Г.В.Липунова Моделирование кривых блеска рентгеновских
Н.И.Шакура новых А 0620-00 и GS 1124-68 во время
вспышки в модели нестационарного
альфа-диска
Модель нестационарного альфа-диска в двойной системе, основанная на новом
решении уравнения нестационарной аккреции, описывает эволюцию диска
с полностью ионизованным веществом. В решении темп аккреции в диске
уменьшается со временем как t^{-10/3}, а рентгеновский поток падает
квази--экспоненциально. Оптический поток рассчитывается в модели плоского
диска с учетом переизлучения и без. Путем сравнения с наблюдательными
данными в рентгеновском диапазоне и в оптических полосах B и V впервые
в рамках модели с постоянным параметром турбулентности alpha удалось
объяснить квази--экспоненциально спадающие участки кривых блеска
рентгеновских новых и получить оценки величины alpha: 0.2 - 0.4 для
A 0620-00 и 0.45 - 0.65 для GS 1124-683. Предложена модель, объясняющая
появление вторичных пиков на кривых блеска рентгеновских новых
формированием во внешних областях диска и продвижением внутрь зоны
частичной ионизации, в которой значение параметра турбулентности увеличено.
*******************************************************************************
А.В.Локтин, Моделирование диаграммы
Л.К.Малышева "показатель цвета - звездная величина"
рассеянного скопления Ясли
На основе опубликованных теоретических эволюционных треков звезд
разных масс проведено моделирование диаграммы цвет-светимость звездного
скопления Ясли, имеющего возраст около 650 млн.лет. Для моделирования
создана компьютерная программа, позволяющая строить диаграммы цвет-
светимость и функции светимости для модельных скоплений разного
возраста в присутствии двойных систем и дисперсии возрастов звезд
скопления и функции масс типа солпетеровской с разными показателями.
Учитывается и эволюция до стадии главной последовательности.
Оказалось, что введенных факторов достаточно для интерпретации
структуры диаграммы цвет-светимость скопления Ясли если допустить,
что звезды скопления рождались на протяжении 80 млн.лет.
*******************************************************************************
Б.Я.Лосовский, Гигантские импульсы пульсара в Крабовидной
А.Д.Кузьмин туманности по наблюдениям на частотах
40 и 110 МГц
Приведены результаты наблюдений гигантских импульсов пульсара PSR
B0531+21 в Крабовидной туманности на низких частотах 40 и 110 МГц.
Использование гигантских импульсов открыло возможность продлить
наблюдения этого пульсара до наиболее низкой частоты 40 МГц и
впервые провести измерения импульсного радиоизлучения, для
которого уширение импульсов рассеянием намного больше периода
пульсара. Наблюдаемые импульсы компенсированы за рассеяние в
межзвездной среде и получена исходная форма профиля пульсара.
*******************************************************************************
Ю.П.Любчик Определение содержания лития в кратных
Е.Мартин G, F звездах из окрестностей Солнца
Г.Басри
Я.В.Павленко
Мы представляем высокодисперсионные спектроскопические наблюдения
резонансной линии лития в 14 парах двойных звезд спектральных типов G и F.
Три пары вкючают звезды с существенно отличающимися содержаниями лития.
Содержание лития в компонентах четырех других пар одинаковое. Для оставшихся
7 пар мы не можем сказать что-то определенное, т.к. в их спектрах не была
обнаружена линия лития и, т.о., для них мы имеем лишь верхнюю границу
содержания лития. Наши результаты показывают, что компоненты двойных систем не
всегда имеют одинаковое содержание лития, а также, что выгорание лития в
звездах солнечного типа зависит не только от возраста, массы и металличности.
*******************************************************************************
А.Б.Макалкин Термические условия и конвекция в
газопылевых дисках вокруг молодых звезд
малой массы
Оценивается распределение температуры T(r,z) в оптически толстых
(tau >> 1) газопылевых дисках, окружающих молодые (t < 10^7 лет) звездные
объекты солнечного типа: протозвезды на стадии погруженного источника
(объекты классов 0 и I) и классические звезды Т Тельца. В потоке теплового
излучения с поверхности диска учитываются вклады диссипации турбулентности
внутри диска (D_1) и поглощенного диском потока излучения центральной
звезды (F_a). Зависимость непрозрачности от температуры представлена
в виде kappa = kappa_0 T^{beta} с различными kappa_0 и beta
в трех диапазонах: ниже температуры конденсации водяного льда T_w;
между T_w и температурой конденсации Mg-силикатов и железа T_{si};
выше T_{si}. Получена зависимость условия существования конвекции внутри
диска от beta, tau и D_1/F_a для слоев, расположенных на разной
относительной высоте z/h. Оценивается вклад конвекции в аккрецию из диска
на звезду. Обсуждаются следствия для процесса планетообразования в
дисках у звезд рассмотренного типа, к которым относится и диск вокруг
молодого Солнца.
*******************************************************************************
О.Ю.Малков Двойные звезды и начальная функция масс
В работе проведено моделирование ансамбля двойных звезд в
предположении, что массы компонентов независимы и распределены
согласно степенной начальной функции масс (НФМ). Получены функции масс
отдельно для первичных компонентов, вторичных компонентов и функция
полной массы системы; эти функции масс отличаются от исходной НФМ.
Наблюдаемая НФМ, которая представляет собой смесь функций масс
компонентов и фотометрически неразрешенных систем, должна, таким
образом, отличаться от исходной НФМ. В работе показано, что в рамках
сделанных предположений эволюция двойных систем и эффекты селекции
искажают степенную исходную НФМ с постоянным наклоном на всем
диапазоне масс до квази-логнормальной формы наблюдаемой НФМ.
*******************************************************************************
И.Ф.Малов Импульсное оптическое излучение
радиопульсаров
Получена формула для светимости радиопульсаров, связанной с
синхротронным излучением первичного пучка на периферии магнитосферы.
В соответствии с этой формулой обнаружена сильная корреляция между
наблюдаемой оптической светимостью радиопульсаров и параметром
dot P / P^4, где Р - период пульсара, dot P - его
производная по времени. Эта корреляция позволяет предсказать
заметное оптическое излучение от целого ряда пульсаров, в
частности, от всех пульсаров с P < 0.1 сек. Показано, что
согласие с оптическими наблюдениями может быть достигнуто при
значениях лоренц-факторов вторичной плазмы gamma = 2 - 13.
Плазма с такими энергиями может быть получена лишь при сильных
отклонениях структуры магнитного поля вблизи поверхности
нейтронной звезды от дипольной. Предсказывается смещение
максимума синхротронного спектра в сторону более высоких значений
при уменьшении периода пульсара Р. Это предсказание согласуется с
данными наблюдений для 27 радиопульсаров с зарегистрированным
излучением вне радиодиапазона.
Ниже приведен список наиболее мощных объектов в
порядке убывания предсказываемого оптического и инфракрасного
(ИК) потока: в северной полусфере - J1908+0734, B1929+10, B0950+08
и В0114+58, в южной - 1706-44, 1509-58, 1046-58, 1823-13, 1800-21,
1757-24, 1727-33 и 0740-28. Кроме того большие шансы обнаружить
оптическое излучение предсказываются для пульсаров с периодом меньше
0.1 сек и с величинами потоков в оптике и ИК, близкими к ожидаемым
у выше приведенных пульсаров с большими периодами:
Северные PSR P (мсек) Южные PSR P(мсек)
1257+12 6.22 J0437-4715 5.76
1937+21 1.56 1821-24 3.05
1951+32 39.53 J0034-0534 1.88
1957+20 1.61 1820-30 A 5.44
J1012 +5307 5.26 1259-63 47.76
J0218+4232 2.32 J0613-0200 3.06
J2019+2425 3.93 1620-26 11.08
J2043+2740 96.13
J2322+2057 4.81
1855+09 5.36
J1640+2224 3.16
J1713+0747 4.57
*******************************************************************************
И.Ф.Малов О механизме торможения радиопульсаров
с короткими периодами
Показано, что модель аккреции на нейтронную звезду в режиме, близком к
режиму "пропеллера", может объяснить наблюдаемое торможение вращения у
пульсаров с периодами меньше 0,1 сек. При этом необходим средний для
39 объектов исследуемой выборки темп аккреции
dot M = 5,6 10^{-11} M_солнца/год. При постоянном в течение времени жизни
пульсара значении $\dot M$ нейтронная звезда останавливается через
10^7 лет. Вычисленное в рамках рассмотренной модели среднее значение
магнитного поля на поверхности нейтронной звезды
H_0 = 6,8 10^8 Гс согласуется по порядку величины со значениями H_0,
приведенными для миллисекундных пульсаров в известных каталогах. Однако
для конкретных объектов величина H_0 может отличаться от каталожного
значения в несколько раз и требуется пересчет этих величин в рамках
адекватной модели.
Наличие аккрецирующего диска вокруг нейтронной звезды не будет
препятствовать выходу излучения пульсара, поскольку его генерация в
пульсарах с периодом P < 0,1 сек происходит вблизи светового
цилиндра.
Торможение пульсаров типа PSR 0531+21 и 0833-45 происходит по-видимому,
в основном за счет магнитодипольного излучения. Если объяснять отличие
показателя торможения в этих объектах от n = 3 влиянием аккреции, ее
темп должен быть порядка 10^{18} г/сек.
*******************************************************************************
В.М.Малофеев Обнаружение и первые результаты
О.И.Малов исследования радиоизлучения от аномального
рентгеновского пульсара 1Е 2259+58
Впервые обнаружено импульсное радиоизлучение с периодом 6,98 с от
аномального рентгеновского пульсара AXP 1Е 2259+58, который был найден
Фальманом и Грегори в 1981 г. Наблюдения AXP 1Е 2259+58, проведенные
в течение двух лет (с марта 1999 по июнь 2001 гг.) на антенне БСА на
частоте 111 МГц позволили обнаружить слабое радиоизлучение в 22 из 60
сеансов наблюдений со следующими основными параметрами: средний поток
~ 70 мЯн, ширина интегрального профиля по уровню 0,5 ~ 120 мс, мера дисперсии
~ 79+-3 пк см^{-3}, которая соответствует расстоянию до AXP, равному 3,6
кпк, что согласуется с оценками расстояния до ОВС G109.1-1.0, в центре
которого был обнаружен AXP. Мы получили значение периода и его производной
по измерениям в течение 3-х месяцев. Эти величины согласуются с данными
измерений в рентгеновском диапазоне, что свидетельствует в пользу одного
и того же источника как рентгеновского, так и радиоизлучения.
Авторы благодарят РФФИ (грант N 00-02017850) и INTAS (грант N 849) за
финансовую поддержку.
*******************************************************************************
В.А.Марсаков Подсистемы малометалличных звезд
Т.В.Боркова Галактики
Обнаружены скачкообразные изменения пространственно-
кинематических характеристик звезд поля при переходах через
пограничное значение металличности ([Fe/H] ~ -1.0), и
через критическое значение полной остаточной скорости
относительно ~ 290 км/с, свидетельствующие о том, что все
население звезд поля состоит трех подсистем, различающихся
оккупируемым объемом в Галактике. На основании совпадения
характерных параметров соответствующих подсистем у звезд поля и
исследованных ранее шаровых скоплений сделан вывод, что
маталличные звезды и шаровые скопления являются составляющими
быстро вращающейся и весьма сплюснутой подсистемой толстого диска,
обладающего значительным отрицательным вертикальным градиентом
металличности. Металличные медленные звезды поля и скопления с
экстремально голубыми горизонтальными ветвями образуют генетически
связанную с толстым диском сферическую, медленно вращающуюся
подсистему протодискового гало. Быстрые звезды поля и скопления с
комплексными горизонтальными ветвями образуют сфероидальную
подсистему внешнего аккрецированного гало, примерно в три раза
большего размера, чем две предыдущие.
*******************************************************************************
В.А.Марсаков Постоянна ли начальная функция
Т.В.Боркова масс шаровых скоплений
Выявлено 10 шаровых скоплений аномально малой массы, которую не удается
объяснить диссипацией скоплений за время своей эволюции в результате
совместного действия механизмов звездно-звездной релаксации, приливного
разрушения, ударного взаимодействия с диском и балджем Галактики, а также
столкновениями с гигантскими молекулярными облаками. Оказалось, что все эти
бедные звездами скопления лежат далее 15 кпк от галактического центра,
заметно моложе основной группы малометалличных скоплений, обладают
аномально красными горизонтальными ветвями и все относятся к подсистеме
"молодого гало", т.е. предположительно захвачены Галактикой на разных
стадиях своей эволюции. Обнаружена сильная корреляция между изохронными
возрастами и массами скоплений, лежащих на галактоцентрическом расстоянии
больше солнечного радиуса орбиты. Оказалось, что одновременно эти же
скопления демонстрируют уменьшение массы и с удалением от галактического
центра. У внутренних скоплений Галактики обе корреляции практически
отсутствуют. Высказано предположение, что во внегалактическом пространстве
в сжимающихся диффузных облаках протоскоплений создаются условия
благоприятные для осуществления периода бурной диссипации со значительной
потерей ими массы. (На возможность этого эффекта впервые указано Т.А.
Агекяном в 1962 г.) В итоге оказалось, что скопления, формировавшиеся вдали
от других массивных объектов (в т.ч. и от галактического центра) имеют уже
начальную массу примерно на порядок меньше средней для всех остальных
шаровых скоплений.
*******************************************************************************
Л.И.Матвеенко Эволюция структуры области супермазерного
Н_2 О излучения в Орионе КЛ
Исследована сверхтонкая структура области супермазерного $Н_{2}О$ излучения
с угловым разрешением до 0.1 мсек.дуги или 0.05 ае. В 1995 г. в период
"молчания" (F=1000 Ян) обнаружен джет 5.5 х 0.5 а.е., яркостная температура
которого T_b ~ 10^{12} K. Определено распределение поляризованного
излучения. Вспышка излучения 1998-1999 гг. F ~ 8 10^{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 Не-ЛТР содержания Sr, Ba, Eu у G-F
Т.Герен карликов и нуклеосинтез тяжелых элементов
в Галактике
Выполнены не-ЛТР расчеты для SrII, BaII и EuII для 63 звезд в диапазоне
[Fe/H] от -2.20 до 0.25, и методом синтетического спектра определены содержания
Sr, Ba и Eu. Атомные параметры линий уточнены из анализа их
профилей в солнечном спектре. Учтена многокомпонентная структура линий,
обусловленная сверхтонким расщеплением и изотопическими сдвигами. Обнаружен
избыток Eu относительно Ba у звезд гало и толстого диска, указывающий на
доминирование r-процесса в синтезе тяжелых элементов на стадии формирования
этих звездных населений.
Впервые обнаружен слабый тренд [Eu/Ba] -- [Fe/H] для звезд
толстого диска и скачкообразное изменение [Eu/Ba], [Ba/Fe] и [Eu/Fe] при
переходе от толстого к тонкому диску. Первое свидетельствует о начале синтеза
тяжелых ядер в s-процессе, а второе указывает на промежуточную
фазу перед началом формирования тонкого диска, когда звездообразование почти
остановилось и нуклеосинтез осуществлялся только в продолжающих
эволюционировать звездах с M < 8 M_солнца.
Полученные данные дают ограничения на модели нуклеосинтеза и
модели эволюции Галактики.
*******************************************************************************
В.В.Неустроев Спектроскопия и доплеровская томография
А.Медведев карликовой новой BZ Большой Медведицы
С.Турбин
Мы представляем результаты спектральных исследований карликовой новой
BZ UMa. Спектр этой системы необычен тем, что профили всех эмиссионных
линий в нем являются трехпиковыми. В дополнение к двухпиковому профилю,
формирующемуся в аккреционном диске, хорошо заметен дополнительный узкий
компонент в центре линии, видимость которого улучшается от H-бета
к H-эпсилон. Подобные профили наблюдаются только в двойной системе
GP Com, состоящей из белых карликов. Принципиальным для понимания
природы источника излучения третьего пика является построение его кривой
лучевых скоростей. Прежде всего мы определили полуамплитуду кривой
лучевых скоростей системы в целом, которая оказалась равной
45+-10 км/с, что согласуется с данными других авторов. Анализ линии
H-дельта позволил сделать вывод, что лучевые скорости третьего
пика меняются с орбитальной фазой с полуамплитудой около 10 км/с. Таким
образом, третий пик не может формироваться ни вблизи белого карлика, ни
в газовой оболочке вокруг системы. Возможным его источником является
область вблизи внутренней точки Лагранжа.
*******************************************************************************
И.С.Огнев Процессы взаимодействия нейтрино с нуклонами
А.А.Гвоздев оболочки коллапсирующей звезды с сильным
магнитным полем
Исследуются процессы взаимодействия нейтрино с нуклонами оболочки остатка
коллапса с сильным магнитным полем на стадии прохождения основного
нейтринного потока. Получены общие выражения для скоростей
и энергии-импульса, переданного среде в процессах рассеяния нейтрино
на нуклонах и прямых URCA-процессах. Рассчитаны параметры среды в сильном
магнитном поле при условии квази-равновесия с нейтрино. Приводятся
численные оценки средних длин свободного пробега нейтрино и плотности силы,
действующей на оболочку вдоль направления магнитного поля. Показано, что
в сильном магнитном поле тороидальной конфигурации часть оболочки может
получить достаточно большое угловое ускорение за характерные времена
прохождения основного нейтринного потока.
*******************************************************************************
В.И.Очкур Расчет сечений и скоростей возбуждения
В.Ф.Братцев атомов и ионов, представляющих
А.Ф.Холтыгин астрофизический интерес
Выполнены расчеты сечений и скоростей возбуждения в состояния с главным
квантовым числом n < 6 водородо-, гелие- и литие-подобных ионов электронным
ударом. Рассчитанные скорости возбуждения использованы для расчета функции
высвечивания горячей плазмы различного химического состава. В качестве
основного метода расчета использован метод искаженных волн (DW),
позволяющий получить необходимую для астрофизических приложений точность
для ионов с зарядами атомного остатка больше 3-4. Рассчитанные атомные
данные размещены в Internet-центре атомных и молекулярных данных для
астрофизики на Web-сервере Астрономического института Санкт-Петербургского
университета по адресу
http://www.astro.spbu.ru/staff/afk/AtDatCentre/adc.html. Обсуждается
концепция и текущее состояние Internet-центра.
*******************************************************************************
Е.А.Плужник Система 41 Дракона: прохождение периастра
М.Аль-Вардат в 2001 г.
И.И.Балега
Ю.Ю.Балега
В.В.Леушин
З.У.Шхагошева
Пара 41 Дракона является частью квадрупольной системы ADS 11061. Она
выделяется очень большим эксцентриситетом орбиты (0.9755). При прохождении
периастра компоненты пары удалены всего на несколько звездных радиусов, что
может быть причиной быстрой эволюции орбит вследствие взаимодействия. Нами
выполнены спектральные и интерферометрические наблюдения 41 Дракона
в период прохождения периастра в июне 2001 года. Полученные данные
позволяют измерить массы компонентов с точностью до 5%, определить
распределение энергии в спектрах звезд и оценить их основные физические
характеристики.
*******************************************************************************
N.Polosukhina International project: Enigma of Lithium -
N.Drake from Cool CP Stars up to Red Giants
O.Kochukov
M.Hack
A.Shavrina
P.North
R. de la Reza
J.Zverko
J.Ziznovski
V.Khalak
We present the results of the spectroscopic study of some ro-Ap stars and
chromospherically active K giants with strong Li lines. Monitoring of ro-Ap
star HD 83368 revealed strong variations in the profiles of some spectral
lines, such as LiI resonance doublet at 6708 A, PrIII line at 6707 A,
OI triplet at ~ 7770 A, and H-alpha line with rotation phase.
Analysis of observational data on magnetic field H_eff,
brightness and light oscillations showed their rotational modulation.
Synchronization in the variation of all above mentioned values can be
explained in terms of a spotted rotator model. The technique of the Doppler
imaging applied to the spectra of HD 83368 permitted to map the
distribution of some elements on the surface of this star.
*******************************************************************************
Т.С.Полушина Анализ изменений блеска массивной ТДС
UU Кассиопеи
Приводятся результаты наблюдений и их анализ массивной тесной двойной
звезды UU Кассиопеи, свидетельствующие о том, что система погружена в
газовую оболочку, имеющую сложную структуру вблизи компоненов.
Оценены относительные и абсолютные параметры системы: М_1 = 34.5 М_солнца,
М_2 = 25.7 М_солнца, А = 69 R_солнца, Р = 8.5 дней, откуда следует,что система
близка к контакту, главный компонент, видимо, проэволюционировал с ГП,
заполнил свою внутреннюю критическую поверхность и находится в начальной
фазе перемены ролей. В качестве структурных элементов общей оболочки
выделяются оптически плотная оболочка около главного компонента,
(R_{об} = 0.32 R_1), полупрозрачная оболочка около второго компонента,
оптическая толща которой зависит от спектрального диапазона, и общая
составляющая, наибольший вклад каторой в цвете U (> 0.1 суммарного
блеска системы). Общая составляющая оболочки весьма анизотропна, что
проявляется в частности в "мерцаниях" системы, ярких (до 0.1^m) и
устойчивых (> 200 P) образованиях на кривых блеска.
*******************************************************************************
Т.А.Полякова Об изменении поляризации в излучении o And
Яркая, быстровращающаяся Be-звезда расположена в 100 пс от нас, имеет
радиус 4.7 R_солнца. Наблюдают ее уже более 100 лет, однако часто получали
противоречивые результаты, по-видимому, из-за того, что она является
сложной системой с оболочкой переменной силы. Наши наблюдения поляризации
проводились в 1991--1993 и 1997--2000 годах. Используя наши наблюдения
и наблюдения поляризации, проведенные Арсениевич и др. в 1974--1977 годах,
а также разрозненные наблюдения других авторов, мы сопоставили их со
спектральными наблюдениями за усилением и ослаблением оболочки о And.
Мы пришли к выводу о совпадении усилений оболочки и увеличений степени
поляризации с прохождением спутником "а" его периастра.
*******************************************************************************
С.Б.Попов Одиночные нейтронные звезды, не являющиеся
М.Е.Прохоров классическими радиопульсарами: наблюдения,
теория, эволюция
Дается обзор современного состояния теории и наблюдений одиночных
нейтронных звезд, не проявляющих обычной пульсарной активности
в радиодиапазоне. Мы отнесли к этому классу слабые рентгеновские источники,
являющиеся кандидатами в одиночные нейтронные звезды, в диске Галактики и
в шаровых скоплениях; компактные рентгеновские источники в остатках
сверхновых, аномальные рентгеновские пульсары, источники мягких
повторяющихся гамма-всплесков, объекты типа Геминги. Также мы обсуждаем
радиопульсары в остатках сверхновых. В обзоре дана попытка анализа
создания "единых теорий", описывающих некоторые из перечисленных выше типов
источников как последовательную эволюцию одиночных нейтронных звезд. Нами
рассматриваются наборы начальных параметров одиночных нейтронных звезд,
позволяющие описать всю совокупность современных наблюдательных данных.
*******************************************************************************
С.Б.Попов Старые аккрецирующие нейтронные звезды в
М.Е.Прохоров шаровых скоплениях
Пфал и Раппапорт (2000) предположили, что некоторые из
слабых рентгеновских источников в шаровых скоплениях
могут являться старыми аккрецирующими одиночными нейтронными звездами.
Мы рассматриваем в рамках простейшей модели эволюцию одиночных
нейтронных звезд в шаровом скоплении.
Получены оценки числа аккрецирующих одиночных нейтронных звезд.
Результаты (порядка 0.5-1 одиночной аккрецирующей нейтронной звезды
на типичное скопление) находятся в согласии с наблюдениями.
*******************************************************************************
М.Е.Прохоров, Как получить наблюдаемое
К.А.Постнов распределение масс
компактных звезд
Анализируется наблюдаемое распределение масс компактных остатков эволюции
массивных звезд: очень узкое распределение нейтронных звезд вблизи массы
1.4 M_солнца и широкое распределение черных дыр, отделенное от нейтронных
звезд провалом, и его связь с различными возможными механизмами сброса
оболочек сверхновых типа II и Ib/c. Делается вывод, что наблюдаемое
отсутствие компактных остатков в диапазоне масс 1.6 - 3 M_солнца указывает
на магниторотационный механизм сверхновых и мягкое уравнение состояния
нейтронных звезд с предельной массой вблизи 1.6 M_солнца. Обсуждаются
наблюдательные последствия этой гипотезы.
*******************************************************************************
Л.Г.Романенко Статистика наблюдений визуально-двойных
звезд Пулковской программы и ориентации их
ПВД-орбит в галактической системе координат
Пулковская программа фотографических наблюдений на 26-дюймовом рефракторе
содержит около 400 визуально-двойных звезд (ВДЗ). В большинстве случаев эти
наблюдения, продолжающиеся почти 40 лет, охватывают 5--10, а нередко всего
2 - 3 градуса, видимой дуги орбиты. Классические методы определения орбит
ВДЗ в таких условиях не работают. Метод параметров видимого движения (ПВД),
разработанный в Пулкове А.А.Киселевым и О.В.Кияевой в 1980 г., решает этот
вопрос, если дополнить результаты позиционных наблюдений данными
о тригонометрическом параллаксе (например, из каталога HIPPARCOS) и
о лучевых скоростях каждой компоненты пары. В представленной работе
приведена статистика исходных данных, ПВД-орбит, полученных группой
А.А.Киселева (в том числе, автором) к настоящему времени, а также
статистика ориентаций этих орбит.
*******************************************************************************
Г.М Рудницкий Физические процессы в околозвездной среде
красных гигантов
Рассматривается распространение ударных волн во внутренних слоях
околозвездных оболочек переменных красных гигантов (типа Миры Кита
и полуправильных). Источниками ударных волн могут быть пульсации звезды или
сверхзвуковое движение маломассивного близкого спутника (коричневого
карлика или планеты типа Юпитера) в плотном околозвездном газе. Исследованы
следующие физические процессы, связанные с ударными волнами: ионизация
газа, его оптическое и радиоизлучение, образование и разрушение пылинок
и молекул, накачка околозвездных молекулярных мазеров. Основные источники
охлаждения газа за фронтом ударной волны - ИК-излучение пыли и эмиссия
в квадрупольных вращательных и вращательно-колебательных линиях молекулы
H_2. Воздействие ударных волн объясняет наблюдаемую корреляцию мазерного
излучения SiO, H_2O и OH с оптическими кривыми блеска звезд и с эпизодами
появления эмиссий в оптических спектрах.
*******************************************************************************
Г.М.Рудницкий Оптическая и радиоспектроскопия
В.Ф.Есипов долгопериодических переменных звезд
Е.Е.Лехт
М.И.Пащенко
Сообщается о результатах комплексных наблюдений выборки долгопериодических
переменных звезд. С 1980 г. на радиотелескопе РТ-22 Пущинской
радио-астрономической обсерватории проводятся патрульные наблюдения
20 звезд типа Миры Кита и полуправильных переменных (R Leo, R Aql, R Cas,
U Ori и др.) в мазерной линии 6_{16} - 5_{23} молекулы H_2O (lambda =
1.35 см). С 1994 г. на телескопах Крымской лаборатории ГАИШ ведутся
спектроскопические наблюдения звезд в оптическом диапазоне. Сравнение
данных мониторинга мазерного радиоизлучения H$_2$O звезд с их оптическими
кривыми блеска указывает на корреляцию радиоизлучения и оптического
излучения, при этом имеется фазовая задержка переменности мазера
относительно кривой блеска, составляющая от 0.1 до 0.4 периода переменности
звезды. Появление оптических эмиссий в спектрах звезд носит в ряде случаев
вспышечный характер. Как правило, через 1 - 1.5 года за вспышкой линии
H-альфа следует вспышка мазера H_2O. Сочетание вспышек объясняется
последовательным воздействием ударной волны на различные слои атмосферы
и околозвездной оболочки звезды.
*******************************************************************************
Д.П.Савохин О возможности образования массивных торов
Е.И.Старицын в системах двойных белых карликов
Обмен веществом в двойных белых карликах с отношением масс 0.35 - 0.55
и суммарной массой, превышающей предел Чандрасекара может привести к
разрушению менее массивного компонента системы и образованию тора вокруг
более массивного.
*******************************************************************************
Э.М.Свирская Статистическое восстановление отношений масс
М.А.Свечников компонент двойных систем типа W UMA
Предложен новый подход к оценке отношений масс компонент q контактных
двойных систем типа W UMA, основанный на статистическом методе "ZET"
Н.Г. Загоруйко. Восстановлено 225 значений q с точностью 25%. Аналогичный
результат получен с использованием нейронных сетей. Построено распределение
систем данного типа по отношениям масс компонент. Были обнаружены
2 тенденции в распределении, влияющие на эволюцию контактных систем.
Установлена закономерность, описывающая распределения тесных двойных систем
различных типов.
*******************************************************************************
Д.А.Семенов Низкотемпературные Росселандова и
Th.Henning Планковская средние непрозрачности
M.Ilgner
Представлены результаты гидродинамических расчетов строения газопылевых
протопланетных аккреционных дисков на основании новой модели для вычислений
Росселандовой и Планковской средних непрозрачностей. Показано, что во
внешних частях дисков, где пыль является основным источником этих
непрозрачностей, они существенным образом зависят от химического состава
пылевых частиц, а также их размеров, и особенно, формы. В частности,
найдено, что менее компактные аггрегатные пылинки имеют большие величины
Росселандовой и Планковской средних непрозрачностей по сравнению
со сферическими пылинками того же химического состава и размеров, что
обуславливает более горячие и протяженные (менее плотные) атмосферы дисков.
*******************************************************************************
А.В.Сербер Модель фотосферы магнитного белого карлика
Н.А.Ямпольский
Рассмотрена самосогласованная модель изотермической фотосферы магнитного
белого карлика, учитывающая влияние силы давления циклотронного излучения
на распределение плазмы. Определены значение магнитного поля и температура
звезды, при которых характерный масштаб изменения концентрации плазмы
в верхних слоях фотосферы сравнивается с толщиной гирорезонансного слоя
в дипольном магнитном поле звезды и возникают условия для выметания
фотосферной плазмы в магнитосферу.
*******************************************************************************
А.В.Сидорова Стоячие ударные волны в аккреционных дисках
М.А.Еремин в окрестности черных дыр: двумерная структура
И.Г.Коваленко течения
Построены численные стационарные двумерные течения с ударной волной
в аккреционном потоке на черную дыру. Рассмотрена вертикальная структура
течения. Показано, что стандартные квазиодномерные модели как тонких, так
и толстых аккреционных дисков, предполагающие наличие гидростатического
равновесия в вертикальном направлении, дают расхождение с точным решением
в случае, если характерное время релаксации к гидростатическому равновесию
сравнимо с характерным динамическим временем, что, в частности, имеет место
за фронтом ударной волны. Усреднение по вертикальной координате,
применяемое в квазиодномерных моделях аккреционных дисков, должно корректно
учитывать эффекты вертикальных движений и переменности толщины диска.
Учитываемые эффекты расширяют многообразие стационарных трансзвуковых
аккреционных течений как без, так и с ударной волной.
*******************************************************************************
И.И.Смульский "Черные дыры" - логическая ошибка
Понятие "черной дыры" основывается на двух предположениях: 1) существует
небесное тело, у которого вторая космическая скорость (V2c) больше скорости
света (С), т.е. V2c > C; 2) частицы света притягиваются небесным телом
также как и материальные тела и могут иметь скорость большую или меньшую
C. Тогда частицы света с поверхности небесного тела, у которого V2c > C, не
могут уйти в бесконечность. Поэтому небесное тело для очень далекого
наблюдателя будет невидимым, т.е. являться черной дырой. Однако все эти
предположения противоречат теории относительности, так как: 1) согласно
теории относительности сверхсветовые движения невозможны; 2) скорость света
относительно любых систем отсчета остается неизменной и равной величине
C. Итак "черная дыра" - это логическая ошибка. Она построена на основе
Общей теории относительности, но противоречит основополагающим
ее положениям. Поэтому нет основания искать ее среди наблюдаемых объектов.
*******************************************************************************
В.Сулейманов Физические параметры сверхмягких
А.Ибрагимов рентгеновских источников
А.Вихлинин
Н.Сахибуллин
Представлены результаты обработки 13 архивных (ROSAT) наблюдений
11 сверхмягких рентгеновских источников. Путем аппроксимации наблюдаемых
рентгеновских спектров теоретическими спектрами бланкетированных ЛТР
моделей атмосфер горячих белых карликов получены их параметры: T_eff,
log g, N_H и R^2/d^2. Оценены значения физических параметров источников:
светимости L и размера R. Светимости и размеры 7 источников согласуются
с теоретическими предсказаниями модели стабильного или реккурентного
термоядерного горения на поверхности белых карликов. На диаграмме
Герцшпрунга- Рессела на момент наблюдения четыре источника (CAL 87,
RX J0925, 1E 0056 и RX J0513) находятся в полосе стабильного горения, а
три источника (RX J0527, CAL 83 и 1E 0035) - на кривых остывания белых
карликов. Получены оценки масс этих 7 источников и предложена
аппроксимационная формула для оценки массы классических сверхмягких
источников по их эффективным температурам. Параметры остальных источников
либо сильно неопределенны (RX J0019 и AG Dra), либо не согласуются
с размерами и светимостями белых карликов (RX J0439 и RX J0048).
*******************************************************************************
С.А.Сулейманова Поведение характеристик импульсов
В.Д.Пугачев пульсара B0329+54 в ближайшей окрестности
момента переключения режима излучения
на частоте 111.4 МГц
При наблюдениях индивидуальных импульсов пульсара В0329$+$54
на радиотелескопе БСА ФИАН Пущинской Радиоастрономической обсерватории
на частоте 111.4 Мгц были зарегистрированы моменты переключения
от нормального к аномальному режиму излучения, приводящего к изменению
формы (моды) интегрального импульса. Показано, что изменения в амплитуде
боковых компонентов, приводящие к формированию аномальной формы импульса,
происходят одновременно в момент переключения моды только в половине
случаев. Фаза четвертого компонента интегрального импульса не изменяется
при переключении мод. Мгновенному изменению фазы первого и центрального
компонентов импульса в момент переключения мод в половине случаев может
предшествовать процесс дополнительного плавного изменения фазы
индивидуальных импульсов, длительностью несколько минут. Обнаружено
уменьшение в среднем на 8\% степени линейной поляризации центрального
компонента в аномальной моде интегрального импульса, что объясняется
изменением в соотношении интенсивности двух ортогональных поляризационных
мод в излучении пульсара.
*******************************************************************************
А.Е.Сурков Наблюдения V664 Cas: эффект отражения
в тесной двойной системе
Мы наблюдали методом скоростной фотометрии в полосах B и R звезду 14-й
величины V664 Cas. Для наблюдений использовался трехканальный
электрофотометр 70-сантиметрового телескопа Коуровской Астрономической
Обсерватории. Кривая блеска построенная нами по наблюдениям 2000 года
(всего 23 часа) имеет вид правильной синусоиды с периодом около 14 часов
и амплитудой 1^m.1. Приблизив кривую блеска синусоидой мы получили
следующие световые элементы : HJD_max = (7.374+-0.001) + (0.58167+-0.00004)
E. Кривая блеска не содержит фликеринга. Изменений цвета (B-R)
с фотометрической фазой не обнаружено. Точность оценок блеска полученных
с экспозицией 2,5 минуты не менее 0^m.02. Звезда V664 Cas отождествлена как
ядро планетарной туманности HFG1, имеет эмиссионный оптический спектр
и была помещена в каталог Доунса и Шары как катаклизмическая переменная
неопределенного типа. Ее переменность, предположительно, обусловлена
эффектом отражения в тесной двойной системе содержащей горячий субкарлик
освещающий холодную звезду главной последовательности. V664 Cas относят
к предкатаклизмическим переменным.
*******************************************************************************
Л.В.Тамбовцева Аккреционная активность звезд
В.П.Гринин Ae/Be Хербига
О.В.Козлова
По спектрам, полученным в обсерватории Нордик Оптикал Телескоп
выполнено численное моделирование водородных линий бальмеровской
(H$_{\alpha}$, H$_{\beta}$, H$_{\gamma}$) и пашеновской (P14) серий,
образующихся во внутренних областях аккреционных дисков звезд типа UX Ori
(UX Ori, WW Wul, CQ Tau и RR Tau). C этой целью на основе метода Соболева
рассчитаны сетки не-ЛТР моделей излучающих областей и определены основные
характеристики рассматриваемых линий.
Анализ наблюдаемых и теоретических профилей линий, а также их эквивалентных
ширин и светимостей позволил оценить темп аккреции и распределение
электронной температуры во внутренних слоях аккреционного диска. Значения
темпа аккреции для звезд типа UX Ori оказываются порядка dot M_a = (3 - 10)
10^{-9} M_солнца в год, а изменение температуры с раccтоянием от звезды
хорошо описывается законом T (r) = T (r*) (r/r*)^{-1/n}, где температура
газа вблизи поверхности звезды T (r*) лежит в пределах 15000 - 20000 К,
а показатель степени n = 2 - 3. Обсуждаются астрофизические следствия
полученых результатов.
*******************************************************************************
О.Г.Таранова ИК-фотометрия симбиотических новых
М.Б.Богданов V1016 Cyg и HM Sge и модели их
В.И.Шенаврин пылевых оболочек
Представлены результаты фотометрических JHKLМ-наблюдений симбиотических
новых V1016 Сyg и HM Sge, выполненные в 1978--1999 гг. Оценены параметры
самих холодных звезд и пылевых оболочек. По всей совокупности данных нашей
J-фотометрии звезд V1016 Cyg и HM Sge уверенно определяются периоды
(470+-5) сут. (для V1016 Cyg) и (535+-5) сут. (для HM Sge). Кроме того
наблюдаются монотонные изменения блеска и цвета на шкале в несколько тысяч
дней, причем увеличение ИК-блеска происходит с одновременным уменьшением
значений ИК-показателей цвета, т. е. рассеяние пылевых оболочек, в которые
были погружены оба компонента систем до вспышки их горячих источников
соответственно в 1964 г. и 1975 г., продолжалось до конца 1999 г. У HM Sge
амплитуды этих изменений почти в два раза больше, чем у V1016 Cyg. Для HM
Sge вблизи юлианской даты JD 2447500 пылевая оболочка достигла максимальной
плотности и затем начала рассеиваться. В случае V1016 Cyg максимальная
плотность пылевой оболочки была, вероятно, достигнута вблизи юлианской даты
JD 2444800 и ее рассеяние продолжается уже около 20 лет. Таким образом,
в обеих симбиотических новых примерно через 8 лет после вспышки горячего
компонента их пылевые оболочки достигли максимальной плотности и затем
начали рассеиваться.
*******************************************************************************
М.М.Тартаковский Численное моделирование процесса образования
А.Е.Дудоров протозвезд в замагниченных вращающихся
межзвездных облаках
Проводится трехмерное численное моделирование процесса образования
протозвезд в замагниченных вращающихся межзвездных облаках. Развивается
применение метода SPH (метод гидродинамики сглаженных частиц) в численных
расчетах с учетом магнитного поля для исследования гидродинамики коллапса
магнитных межзвездных облаков. Исследуется кинематическое, динамическое,
квазистатическое сжатие магнитных межзвездных облаков. Рассматривается
вопрос об изменении геометрии магнитного поля в процессе коллапса, влияния
фрагментации на процессы образования протозвезд в магнитных межзвездных
облаках.
*******************************************************************************
В.М.Терещенко Спектрофотометрические стандарты промежуточного
блеска. Сравнение с фотометрией
ТЕЗИСЫ НЕ ПОСТУПИЛИ
*******************************************************************************
М.Ю.Тимофеев Некоторые особенности слабых и сильных
импульсов пульсаров
Работа основана на наблюдениях пяти пульсаров (PSR 0950+08, PSR 0823+26,
PSR 1706-16, PSR 1929+10, PSR 2021+51) на 100-метровом радиотелескопе
в Эффельсберге в режиме регистрации одиночных радиоимпульсов. Для каждого
импульса рассчитывался параметр q, который равен максимальному значению
полной интенсивности внутри пульсарного окна поделенному на величину
среднего квадратичного отклонения, выбранную в стороне от импульса,
на шумах. Одиночные радиоимпульсы разбивались на группы в соответствии
с величиной q и строились средние профили полной интенсивности в выбранных
областях q. Дальнейший анализ показал, что для четырех пульсаров сильные
и слабые импульсы имеют разную ширину и время прихода. Было сделано
предположение, что излучение импульсов происходит в некотором слое
в магнитосфере пульсара и оценены двумя способами (по разнице во времени
прихода и разнице ширин импульсов) размеры предполагаемого слоя. Для PSR
0823+26 данный эффект не наблюдается, вероятно, из-за того, что этот
источник имеет две ярко выраженные поляризационные моды излучения.
*******************************************************************************
Ю.В.Толстых Магнитное пересоединение в релятивистской МГД
В.С.Семенов
И.В.Кубышкин
Вследствие неоднородных движений в космической плазме часто возникают
токовые слои, в окрестности которых накапливается магнитная энергия. Как
полагают, она высвобождается в процессе пересоединения магнитных силовых
линий. С целью применения этой идеи к релятивистским астрофизическим
объектам, таким как черные дыры, двойные системы с нейтронными звездами
и т.п., было получено и исследовано решение задачи Петчека о нестационарном
пересоединении в релятивистской МГД. В начальный момент времени задавался
токовый слой, параметры плазмы и магнитное поле в его окрестности,
в качестве граничного условия -- электрическое поле вдоль линии
пересоединения как функции времени. Показано, что независимо от поведения
электрического поля на линии пересоединения, плазма на ударных волнах
ускоряется до релятивистской альфвеновской скорости, формируя область
с обращенным полем (FR-область). Также показано, что плазма в FR-области
сильно сжимается и нагревается, магнитное поле заметно ослабляется.
Поперечный размер FR-области становится много меньше поперечного размера
пересоединившейся силовой трубки и в малом объеме сосредотачивается большое
количество энергии, которая высвобождается за доли секунд. Отмечено, что
релятивистские эффекты сильно зависят от отношения давления плазмы
к давлению магнитного поля, и преобразование энергии наиболее эффективно
в случае сильного магнитного поля и холодной плазмы.
*******************************************************************************
С.А.Трушкин Переменное радиоизлучение микроквазаров
Н.Н.Бурсов
Е.К.Майорова
Сообщается о спектральных и временных свойствах нестационарного
радиоизлучения микроквазаров -- выборки рентгеновских двойных систем
с релятивистскими струйными выбросами. В многолетней программе
многочастотного мониторинга этих нетепловых радиоисточников
на радиотелескопе РАТАН-600 были зарегистрированы многочисленные вспышечные
явления разной длительности и мощности. Прослежена корреляция полного
потока микроквазаров с мягким и жестким рентгеновским излучением. Впервые
обнаружена шестидневная модуляция спокойного радиоизлучения микроквазара
SS433, возможно связанная с релятивистским усилением при нутационном
движении струй. Во многих случаях удается построить модель радиовспышек
микроквазаров на основе модели синхротронного излучения конечных сегментов
полого конического струйного выброса релятивистских частиц. Такие расчеты
применены для мощнейших вспышек в Cyg X-3 и XTE~J1818$-$254. Линейная
поляризация от микроквазара GRS~1915$+$105 была измерена на телескопе ATCA
во время многочастотной вспышки летом 2000 г.
*******************************************************************************
С.А.Трушкин База данных галактических остатков сверхновых
На основе около 350 измерений потоков 120 остатков сверхновых (ОСН) в
диапазоне частот 1--22 ГГц или длин волн 1.4--31 см, проведенных на
радиотелескопе РАТАН-600, к компиляции 2000 других доступных измерений, а
также полутора тысяч изображений около 250 ОСН в оптическом, рентгеновском
и радиодиапазоне, распределенных по тысячам публикаций, создана база данных
этих объектов на сервере базы данных астрофизических каталогов CATS
(\texttt{http://cats.sao.ru}). База данных включает гипертекстовые cтраницы
с кратким описанием каждого ОСН, список изображений и карт, ссылки на
оригинальные публикации в системе ADS и процедуру построения радиоспектра
"on-line". База данных будет скоро расширена данными по ОСН в ближних
галактиках (Магеллановы облака, M31, M33 и др.), чтобы создать достаточно
полную информационную систему по этому важнейшему в звездной астрофизике и
физике МЗС классу объектов. Такая уникальная база данных позволяет проводить
статистические исследования, первые результаты которых будут доложены.
Прямой адрес созданной базы данных \verb'http://cats.sao.ru/~satr/snr_map.html'.
За первый год ее работы к базе данных сделано более 30000 обращений
внешних пользователей.
*******************************************************************************
С.Н.Фабрика Магнитные поля и вращение белых карликов
Г.Г.Валявин
Т.Е.Бурлакова
Д.Н.Монин
Обсуждаются поверхностные магнитные поля одиночных белых карликов и их
периоды вращения. Приводятся результаты наблюдений ряда белых карликов на
6-м телескопе. На основе этих, а также всех опубликованных данных
анализируются распределения белых карликов по магнитным полям и периодам,
диаграмма магнитное поле -- период вращения. Обсуждается новый класс
объектов, ультрамассивные-ультрамагнитные белые карлики, которые,
возможно, произошли при слиянии ТДС. Основная масса белых карликов
вращается с периодами несколько часов, их намагниченность несколько кГс.
Аккреция межзвездного газа на поверхность или магнитосферу должна быть
весьма распространенным явлением среди холодных белых карликов.
Обсуждаются наблюдательные тесты прямой регистрации процесса аккреции
межзвездного газа.
*******************************************************************************
В.Н.Фролов Исследование собственных движений звезд
Е.Г.Жилинский в области рассеянного скопления NGC 7243
Ю.К.Ананьевская линейным методом
Н.А.Драке
Представлены результаты определения физических параметров рассеянного
скопления NGC 7243. Выполненное "линейным" методом определение
собственных движений звезд в области скопления позволило выделить
28 слабых дополнительных членов, переопределить функцию масс и
по-новому оценить общую массу скопления. Приводится описание идеи
использованного метода и рекомендации по его применению.
*******************************************************************************
В.Н.Фролов Собственные движения звезд и СМ диаграмма
Е.Г.Жилинский рассеянного скопления NGC 7243
Ю.К.Ананьевская
Я.Страуме
Н.А.Драке
Представлены результаты астрометрического и фотометрического исследования
рассеянного скопления NGC 7243. Cерия из 16 пластинок, снятых на Пулковском
Нормальном астрографе в период с 1897 по 1996 гг., была измерена на микро-
денситометре PDS Национальной обсерватории Бразилии. Стандартная ошибка
собственных движений 2165 звезд оказалась равной 1.1 mas/год. Фотографические
величины V и В определены для 2118 и 2110 звезд, соответственно.
Среди звезд площадки до предела V=15.5 mag выделено 211 членов скопления.
Уточнены физические параметры скопления: расстояние, возраст, функции
светимости и масс, оценка общей массы.
*******************************************************************************
С.А.Ходыкин Поиск третьих компонент в затменных
У.Л.Андерсен двойных системах
Приводятся оценки блеска и эфемериды возможных третьих компонет затменных
систем DI Геркулеса и AS Жирафа, предложенных для объяснения наблюдаемых
аномалий апсидального движения. Аналитические и численные исследования
показывают устойчивость движений в иерархической тройной системе при
высоком взаимном наклонении орбит в течение времени ядерной эволюции.
По колебаниям моментов минимумов AS Жирафа (В.Козырева) получены оценки
массы третьего тела, найдены орбитальные элементы и его положение
на орбите. Предложена программа мониторинга данных затменных систем
в полосах Н (1645 нм) и К (2200 нм) на интерферометре обсерватории Keck
(полосы Н, 1645 нм, и К, 2200 нм) и Magdalena Ridge (три 2.4-метровых
телескопа в режиме оптического интерферометра). Моменты наибольшей
элонгации (0.01 угловой секунды) в AS Жирафа приходятся на сентябрь 2001
г. и январь 2004 г. Ориентация и параметры орбиты третьего тела в системе
DI Геркулеса известны с меньшей точностью, в апоастре элонгация
предполагается до 0.02 секунды дуги.
*******************************************************************************
А.Ф.Холтыгин Рентгеновские спектры звезд ранних спектральных
классов
Предложена трехфазная модель атмосфер звезд ранних спектральных классов.
Предполагается, что атмосфера состоит из двух ансамблей плотных облаков:
горячих с температурой 10^6 - 10^7 K и холодных с T_e = 10^4 K, находящихся
в разреженной межоблачной среде (T_e= 10^5 K). В рамках этой модели
рассчитаны интенсивности рентгеновских линий многозарядных ионов C, N, O,
Ne, Mg и Fe в спектрах звезд ранних спектральных классов в области длин
волн 1 - 50 ангстрем при предположении, что рентгеновское излучение звезд
формируется в горячих облаках. Исследовано влияние флуктуаций температуры
и плотности в области образования рентгеновских линий на их интенсивности.
Показано, что флуктуации плотности в ветре слабо влияют на интенсивности
линий, тогда как присутствие в атмосферах слабых флуктуаций температуры
(~ 20% от среднего значения T_e), приводит к изменению отношений
интенсивностей линий в 2 - 3 и более раз. По наблюдаемым интенсивностям
линий в рентгеновском спектре яркого сверхгиганта дзета Pup (O4Ief),
полученном с помощью спутника XMM определены параметры горячих облаков
в атмосфере звезды.
*******************************************************************************
С.С.Храпов Диссипативно-неустойчивые моды в
А.В.Хоперсков квазидвумерной модели
Получена система квазидвумерных уравнений с учетом диссипативных факторов
вязкости и излучения, описывающих динамику тонких аккреционных дисков.
Проведен линейный анализ устойчивости АД и показано, что традиционная
модель газового диска корректно описывает динамику вязкой и акустических
мод только в длинноволновом пределе, а для тепловой моды - дает
завышенное значение инкремента даже в случае, когда k = 0 (k - волновое
число). Обнаружено, что высокочастотная акустическая пинч-мода колебаний
оказывается затухающей при любых значениях параметров, отвечающих
различным моделям АД. Кроме того, показано, что аккреционные диски
являются устойчивыми относительно изгибных мод колебаний. Проводилось
численное нелинейное моделирование эволюции диссипативно-неустойчивых мод
в тонких АД на основе TVD и SPH кодов. Показано, что на нелинейной стадии
развития, рассматриваемые неустойчивые моды приводят к формированию ударных
волн, распространяющихся наружу. Характерные особенности течения
на нелинейной стадии слабо зависят от структуры начальных возмущений. Таким
образом, нами рассмотрен новый механизм образования нестационарной системы
мелкомасштабных ударных волн, которая может объяснить короткопериодические
осцилляций светимости в АД.
*******************************************************************************
Г.С.Царевский Поиск новых микроквазаров в Галактике
Н.С.Кардашев
О.Б.Сли
Е.П.Павленко
Р.А.Статакис
М.В.Попов
А.М.Черепащук
Тесные рентгеновские двойные характеризуются, как правило, жестким
рентгеновским спектром, занимая при этом очень узкую полоску на
"двухцветной" диаграмме HR1-HR2. Следуя данному критерию, мы отобрали
из каталога ROSAT жесткие источники вблизи плоскости Галактики (|b| <
15 градусов). Те из них, которые отождествляются с радиоисточниками
обзоров GB6, PMN и NVSS, являются кандидатами в микроквазары (КМКК).
Мы отнаблюдали объекты из нашего списка КМКК вдоль всего Млечного Пути
с Компактной Решеткой (ATCA, Австралия) и Очень Большой Решеткой
(VLA, США) при высоком проценте радиодетектирования. Большинство
источников компактны на суб-секундном уровне углового разрешения и имеют
характерный плоский спектр. Высокоточные радиокоординаты обеспечили
надежную оптическую идентификацию большинства КМКК. После выделения
из них галактик мы получили 40 объектов 11-22^m для последующей
оптической спектроскопии. Объект J1628-41 показал наличие эмиссии
H-альфа, что делает его очень вероятным новым микроквазаром.
Излагается программа дальнейших спектроскопических, фотометрических
РСДБ наблюдений.
*******************************************************************************
А.М.Черепащук Звезды Вольфа-Райе и гамма-всплески
К.А.Постнов
ТЕЗИСЫ НЕ ПОСТУПИЛИ
*******************************************************************************
А.Д.Чертков Модель звезды главной последовательности
Анализ комплекса эмпирических данных, относящихся к внутреннему устройству
Солнца, показывает, что современная "стандартная" модель нуждается в
уточнении. Это позволит сохранить и серьезные достижения этой модели,
удачно в целом объяснившей наблюдаемую картину эволюции звезд. Уточнение
связано с заменой плазменной модели. Для полностью ионизованной плазмы
из-за дальнодействия кулоновских сил нет быстрой хаотизации
("максвеллизации") - плазма сохраняет информацию о процессе своего
создания. Главный объект микроскопической структуры плазмы -- резонансные
собственные колебания. Плазма состоит из квазирегулярных ячеек колебаний,
похожих на конвективные ячейки отдельно для протонов и электронов. Частоты
колебаний - плазменные ленгмюровские частоты для протонов и электронов.
Размер ячеек - радиус Дебая. Рассчитанные параметры предлагаемой модели
находятся в согласии с наблюдательными данными: о солнечной светимости и ее
эволюции в течение геологической истории Земли; о нейтринных потоках в трех
разных детекторах; о химическом составе; о спектре собственных колебаний
Солнца.
*******************************************************************************
А.Д.Чертков Магнитные и электрические поля в звездном
ветре и звездной аккреции
Представлено точное решение начально-краевой задачи о переменных во времени
магнитных и электрических полях и токах, создаваемых в заданном радиальном
потоке плазмы с конечной электропроводностью, текущем между двумя
концентрическими сферами, на которых заданы граничные условия. Данная
задача предназначена для моделирования полей и токов в звездном ветре
(в случае расходящегося радиального течения) и звездной аккреции (в случае
сходящегося течения). Рассмотрены проблема существования решений,
корректность постановки граничных задач и их разрешимость в рамках
магнитной электрогидродинамики. Показано, что существуют корректные решения
для такой задачи в случае, если на граничных сферах заданы произвольные
радиальные магнитные поля и радиальные электрические поля. В частном случае
решение сводится к решению Паркера-Шаттена для солнечного ветра. Применение
общего решения к реальному солнечному ветру позволяет оценить эмпирическую
электропроводность межпланетной плазмы, которая оказалась меньше
теоретической по Спитцеру на четырнадцать порядков.
*******************************************************************************
А.И.Шапиро Образование спектральных линий в чисто
рассеивающих оптически толстых атмосферах
Исследуется область применимости и точность асимптотической теории,
описывающей образование спектральных линий в оптически толстых чисто
рассеивающих атмосферах звезд. Численным методом получено решение
интегрального уравнения переноса излучения в частотах линий для
двухуровенного атома в приближении полного перераспределения по частотам
при рассеянии. (Атмосфера считается чисто рассеивающей.) Полученные
численные результаты сравнены с тем, что дает расчет по формулам
асимптотической теории. В результате установлена точность, реально
обеспечиваемая асимптотиками при различных оптических толщинах рассеивающей
атмосферы.
*******************************************************************************
Н.А.Шахт Результаты наблюдений двойной звезды
А.А.Киселев Дельта Близнецов в Пулкове в 1972--2000 г.г.
Е.В.Поляков
Е.А.Грошева
В.Б.Рафальский
Приводятся результаты фотографических наблюдений звезды Дельта Близнецов
(ADS 5983) в Пулкове на 26'' рефракторе за период 1972 -- 2000 гг.
Наблюдения этой двойной звезды, у которой разница звездных величин
компонентов составляет 4.7^m, ведутся с дифракционной решеткой. Получено
104 пластинки (около 1000 экспозиций) c относительными положениями этой
визуально-двойной звезды с ошибкой среднегодового места $0.''020$.
Получено также 50 пластинок (около 300 экспозиций) с ошибкой одного
среднегодового места 0''.012 для параллактического ряда. Параллактический
ряд измерен на пулковской автоматической машине "Фантазия". Пулковские
наблюдения не подтверждают наличие предположенного ранее другими авторами
релятивистского спутника этой звезды, однако на всем протяжении наблюдений
выявляется влияние третьего компонента с предполагаемым нижним пределом
массы 0.2 M_солнца. По разным вариантам наших оценок период обращения
спутника в среднем составляет 5.6+-1 год, причем мы предполагаем
возможным также присутствие компонента малой массы с периодом обращения
около 1 года.
*******************************************************************************
Ю.П.Шитов Радиоизлучение магнетаров
А.А.Ершов
В докладе приводятся результаты исследования обнаруженного импульсного
радиоизлучения от источника повторяющихся гамма-всплесков в мягком
диапазоне SGR 1900+14, показывающих, что этот объект, действительно,
является магнетаром -- нейтронной звездой со сверхсильным магнитным полем,
составляющим величину около 5 10^{14} Гаусс. Приводятся также данные
о результатах поиска импульсного радиоизлучения от некоторых других
магнетаров, в том числе, от аномального рентгеновского пульсара
1E 2259+58.6.
*******************************************************************************
В.Я.Эпп Излучение заряда при движении вдоль
Т.Г.Митрофанова искривленных линий магнитного поля
Исследовано излучение заряженной частицы в неоднородном магнитном поле
в условиях, когда траектория движения представляет собой искривленную
спираль. Рассмотрен случай, когда питч-угол меньше обратной величины
релятивистского фактора. Показано, что спектрально-угловое распределение
излучения состоит из двух частей, существенно разнесенных по частоте. Одна
из составляющих представляет собой излучение кривизны, а вторая обладает
типичными свойствами ондуляторного излучения. Полученные формулы могут быть
использованы для анализа излучения пульсаров и других источников.
*******************************************************************************
Р.В.Юдин Статистический анализ распределений
проекционных скоростей вращения
классических и Be звезд
Анализ распределений проекционных скоростей вращения звезд разных типов
является классической задачей математической статистики. Особый интерес
представляет исследование классических Ве звезд, которые вращаются
со скоростями, близкими к критическим. В работе показано, что, во многом,
значимость полученных в таких исследованиях результатов и выводов
определяется представительностью и однородностью выборки исследуемых
объектов. Анализ нового каталога классических Ве звезд (Yudin, 2001)
однозначно свидетельствует о значимых различиях в распределениях v sin
i для Ве звезд разных спектральных подгрупп и классов светимости. При этом,
в отличие от ранее опубликованных результатов, показано, что функции
распределений v sin i как для всей выборки Ве звезд, так и для различных
спектральных подгрупп, хорошо описываются Нормальным законом. Отклонения
от Нормального закона распределения v sin i для классических Ве звезд,
упоминаемые ранее в литературе (Slettebak 1969; Wolf et al. 1978; Fukuda
1982), вероятно, связаны с неоднородностью использованных ранее выборок.
*******************************************************************************