Перейти…
Наука >> Лучшие достижения

Лучшие достижения

Основные достижения ИНАСАН за 2022 год
Основные достижения ИНАСАН за 2021 год
Основные достижения ИНАСАН за 2020 год
Основные достижения ИНАСАН за 2019 год
Основные достижения ИНАСАН за 2018 год
Основные достижения ИНАСАН за 2017 год
Основные достижения ИНАСАН за 2016 год
Основные достижения ИНАСАН за 2015 год
Основные достижения ИНАСАН за 2010-2014 года


ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА 2022

Секция №1. Структура и динамика Галактики.

ПФНИ: 13.7.2. Физика галактик и межгалактической среды.

Функция масс рассеянных звездных скоплений и история звездообразования в Галактике

A.Just1, А.Э.Пискунов

J.H.Klos1, Д.А.Ковалева2, Е.В.Поляченко2

1 ARI, Хайдельберг, Германия       2 Институт астрономии РАН, Москва, Россия

 Кталог рассеянных звездных скоплений нашей Галактики MWSC был дополнен однородно определенными значениями приливных масс. На основе более чем 2200 скоплений каталога была построена современная функция масс (ФМ), скорректированная за эффекты наблюдательной неполноты. Обнаружено, что наклон ФМ для скоплений с массами больше 200 Mʘ почти не зависит от возраста и составляет = 1.14±0.07. Это значение согласуется с ранее определявшимся наклоном ФМ для нашей галактики на основе менее представительных выборок и наклоном ФМ для наиболее массивных скоплений в других галактиках. В маломассивной области найден наклон ФМ = –0.7 для всех скоплений, кроме самых молодых, для которых x≈0. Для скоплений на галактоцентрических радиусах R = 3.9 – 7.8 кпк и 8.5 – 13 кпк функции масс согласуются с общей ФМ при учете экспоненциальной зависимости плотности скоплений от радиуса.

Предложена простая модель образования и эволюции скоплений в Галактике, воспроизводящая основные черты общей ФМ и ФМ для различных групп возрастов. Модель предполагает низкую эффективность звездообразования на уровне 15 – 20 %, при которой лишь 10 % звезд остаются гравитационно связанными в скопление после быстрой потери газа и последующей бурной релаксацией. Скорость образования скоплений, отвечающая их наблюдаемому распределению по возрастам и массам, составляет около 0.4 Mʘ на пк2 за миллиард лет, что соответствует вкладу рассеянных скоплений в звездный состав тонкого диска Галактики на уровне 30 %.

Рисунок – Сравнение модельных (красные линии) и наблюдаемых распределений по массам для скоплений разных возрастов (зеленые гистограммы). Контурная красная линия и голубые гистограммы соответствуют общей ФМ.

Публикация:

  1. Just, A.E. Piskunov, J.H.Klos, D.A. Kovaleva, E.V. Polyachenko. Global survey of star clusters in the Milky Way. VII. Tidal parameters and mass function // Astronomy & Astrophysics, submitted.

Тема плана НИР ИНАСАН «Химико-динамическая эволюция галактик и исследование галактических структур» (шифр – ГАЛАКТИКИ, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0007).

Секция № 1. Структура и динамика Галактики.

ПФНИ: 1.3.7.2. Физика галактик и межгалактической среды.

Кинематика и эволюция рассеянных звездных скоплений по данным Gaia

Е.С. Постникова 

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

 В представленной работе рассмотрен ряд звездных скоплений, потоков и ассоциаций с целью определения их пространственно-кинематических параметров для сопоставления со схемой распада и эволюции (Тутуков и др, 2020). Была изучена пара скопления Cr135 и UBC7, которые возможно являются гравитационно-связанными. Составлен свой каталог кандидатов в двойные звездные скопления  по высокоточным данным Gaia, найдены новые кандидаты, ранее не рассмотренные другими авторами. В рамках ряда предположений произведена оценка возможности совместного формирования скопления  IC 2391  и  одноименного потока, а также и возможное место образования этих объектов. Определены пространственно-кинематические параметры скопления Плеяд. У скопления Гиады обнаружена вытянутость ядра приблизительно в направлении на центр Галактики и неоднородность кинематики. Рассмотрена природа потока Большой Медведицы, подтверждена его неоднородность кинематики по данным Gaia, обнаружены новые кандидаты в члены потока. Изучено наиболее старое РЗС NGC2158 по наиболее широкой выборке звезд в его окрестности, определен его возраст и расстояние фотометрическим способом.

Рисунок – Схема эволюции звездных скоплений и звездных ассоциаций.

Публикации:

  1. Постникова Е.С. Кинематика и эволюция рассеянных звездных скоплений по данным Gaia: Дисс. канд. ф.-м. наук: 01.03.02 / Е.С. Постникова. — М., 2022. — 153 с.
  2. Верещагин С. В., Тутуков А. В., Чупина Н.В., Постникова E. C., Сизова М. Д. Двойные скопления: теория и наблюдения // Астрономический журнал, 2022, Т.5, с.355.

Тема плана НИР ИНАСАН «Химико-динамическая эволюция галактик и исследование галактических структур» (шифр – ГАЛАКТИКИ, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0007).

Секция № 2. Звезды.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов.

 Гидродинамическая модель векового сокращения периода пульсаций мириды T UMi

Ю.А. Фадеев 

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Разработан метод решения уравнений радиационной газовой динамики с нестационарными граничными условиями, который позволяет моделировать звездные пульсации при отсутствии в звезде теплового равновесия. Метод был использован для объяснения векового сокращения периода радиальных колебаний красного гиганта T Малой Медведицы (T UMi) связанного с тепловой вспышкой гелиевого слоевого источника. Построенная гидродинамическая модель воспроизводит наблюдаемое уменьшение периода колебаний, причем теоретическая оценка скорости изменения периода (≈-3.4 сут/год) находится в хорошем согласии с результатами наблюдений (≈-3.5 сут/год). Впервые в теории нелинейных звездных пульсаций получено решение, которое явно описывает переключение колебаний из фундаментальной моды в первый обертон. Теоретические оценки массы мириды T UMi  составляют от 1.04 до 1.48 масс Солнца.

Рисунок – Пульсационные изменения радиуса гидродинамической модели мириды T UMi. Переключение колебаний из фундаментальной моды в первый обертон происходит в течение нескольких десятков лет. Время эволюции звезды t по горизонтальной оси (в годах) отсчитывается от максимума гелиевой вспышки. Значения радиуса R по вертикальной оси выражены в единицах солнечного радиуса.

Публикации:

Fadeyev Yu.A. Hydrodynamic modelling of pulsation period decrease in the Mira-type variable T UMi // MNRAS, 2022, Vol. 514, p. 5996.

Тема Плана НИР ИНАСАН «Исследование звёзд на разных стадиях эволюции методами спектроскопии и математического моделирования» (шифр – БОЛЬЦМАН, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0003).

Секция 2. Звёзды.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов.

 Звезды типа AM CVN С донорами-гелиевыми звездами и их предшественники как объекты для наблюдений на космическом детекторе гравитационных волн LISA

Вай-Мин Лю1, Л. Юнгельсон2 , А. Куранов3

1 Школа физики и электрической информации Шанцюского

педагогического университета, Китай

2 Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия

3 ГАИШ МГУ, Москва, Россия

Построена популяционная модель подгруппы катаклизмических переменных звезд типа AM CVn, в которой донорами являются слабовырожденные гелиевые звезды. Показано, что в Галактике есть примерно 100000 звезд из этой подгруппы с орбитальными периодами короче 40 мин. Космический детектор гравитационных волн LISA на протяжении четырехлетней миссии сможет обнаружить около 500  подобных объектов с отношением сигнал/шум не менее 5. Расчеты показывают, что одновременно должно наблюдаться примерно 15000 непосредственных предшественников звезд AM CVn — разделенных систем, состоящих из белых карликов и гелиевых субкарликов. Порядка 70 из них, возможно, сможет обнаружить LISA.

Рисунок. Распределение звезд AM CVn в плоскости «Орбитальная частота двойной системы – амплитуда возмущений метрики». Синяя линия — трек характерной звезды типа AM CVn. Красная линия — сумма инструментального шума и непрерывного фона, создаваемого разделенными двойными карликами. LISA может обнаружить только системы, расположенные выше красной линии. Синей линией показан нижний предел периодов звезд AM CVn. Кружки — известные полуразделенные системы sdB+WD.

Публикации:

W.-M. Liu, L. Yungelson, A. Kuranov, He-star donor AM CVn stars and their progenitors as LISA sources // Astronomy & Astrophysics, 2022, 668, A80.

Тема плана НИР ИНАСАН «Рождение звезд и эволюция звездных населений в галактиках» (шифр – ВОСХОД, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0006).

Секция №4. Межзвездная среда и звездообразование.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов.

 Быстрое звездообразование в молекулярном волокне WB 673

О.Л.Рябухина1, М.С.Кирсанова1, С. Хенкель2, Д.З. Вибе1

1 Институт астрономии РАН, Москва, Россия

2 Институт радиоастрономии общества Макса Планка, Бонн, Германия

В Галактике непрерывно происходит рождение новых звезд, однако временной масштаб этого процесса до сих пор неясен. В последние годы сформировалась новая парадигма звездообразования, согласно которой звезды рождаются в плотных сгустках, «нанизанных» на протяженные газо-пылевые волокна. В представленной работе оценена продолжительность начальной стадии звездообразования в молекулярном волокне WB673, которое содержит четыре таких плотных сгустка. Обычно такие оценки получают косвенными методами, основываясь на относительном количестве объектов на той или иной стадии. В представленной использован метод химических часов, основанный на определении момента времени, при котором достигается наилучшее согласие между наблюдаемыми и теоретическими концентрациями. Для оценки возраста были использованы карты концентраций молекул CO, CS, NH3 и N2H+ в каждом из звездообразующих плотных сгустков, полученные на основе наблюдений радиолиний молекул на 20-метровом телескопе в Онсала (Швеция) и 100-м телескопе в Эффельсберге (Германия). Показано, что возраст всех сгустков примерно одинаков и составляет 100-300 тысяч лет. Это значение согласуется с предсказаниями граво-турбулентной модели звездообразования и противоречит теории медленного звездообразования, регулируемого магнитным полем, в рамках которой возраст сгустков должен быть в несколько раз больше.

Рисунок – Области звездообразования в волокне WB673. Инфракрасное изображение в трех фильтрах космического телескопа WISE показано красным (22 мкм), зеленым (12 мкм) и синим (3 мкм) цветами, белый контур показывает интенсивность излучения молекулы CO. Звездообразующие сгустки подписаны белым цветом, красным цветом подписана область ионизованного водорода S231.

Публикации:

O.L. Ryabukhina, M.S. Kirsanova, C. Henkel, D.S. Wiebe. Star formation timescale in the molecular filament WB 673 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2022, Vol. 517, 4669.

Тема плана НИР ИНАСАН «Рождение звезд и эволюция звездных населений в галактиках» (шифр – ВОСХОД, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0006).

Секция №4. Межзвездная среда и звездообразование.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов,  1.3.1.3. Динамика и структура атомно-молекулярных комплексов.

 Происхождение межзвездных фуллеренов

М.С. Мурга1,2 , В.В. Акимкин1, Д.З. Вибе1

1 Институт астрономии РАН, Москва, Россия

2 МГУ, Москва, Россия

Разработана уникальная комплексная модель эволюции плоских молекул полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) и сферических молекул фуллеренов в межзвездной среде с учетом фотопроцессов, индуцируемых ультрафиолетовым излучением. Модель включает в себя процессы ионизации, релаксации, фотодиссоциации, реакции присоединения атомов водорода и изомеризации ПАУ в молекулы фуллерена. Общая схема формирования фуллеренов показана на рисунке. Показано, что молекулы фуллерена могут эффективно формироваться вблизи мощных источников ультрафиолетового излучения. Их высокое содержание в таких объектах может объясняться постепенной изомеризацией ПАУ. Также установлено, что для объяснения содержания фуллеренов в среде без мощного ультрафиолетового излучения требуются другие механизмы или эффективное перемешивание вещества. Впервые получены количественные оценки эффективности механизмов формирования фуллеренов, самых крупных надежно идентифицированных межзвездных молекул в среде.

Рисунок – Процессы, рассмотренные в модели.

Публикации:

S. Murga, V. V. Akimkin and D. S. Wiebe. Efficiency of the top-down polycyclic aromatic hydrocarbon-to-fullerene conversion in ultraviolet irradiated environments // MNRAS, 2022, 517, 3732–3748.

Тема плана НИР ИНАСАН «Рождение звезд и эволюция звездных населений в галактиках» (шифр – ВОСХОД, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0006).

Секция №8. Релятивистская астрофизика и гравитационные волны.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов.

Природа быстрых радио всплесков и их периодичности

Барков М.В., Попов С.Б.2, Хангулян Д.3

1Институт астрономии РАН, Москва, Россия

2ГАИШ МГУ,  Москва, Россия

3Университет Риккио, Япония

Рассмотрена магнитарная вспышечная модель для объяснения природы быстрых радиовсплесков (FRB). Впервые показано, что миллисекундный всплеск достаточной мощности может генерироваться синхротронным мазерным излучением, возникающем на обратной ударной волне, распространяющейся через слабо замагниченную среду, образующейся при вспышке магнитара. Если мазерное излучение генерируется в анизотропном режиме (из-за геометрии области рождения или наличия мощного внешнего источника стимулирующих фотонов — самого магнитара), то наблюдаемая длительность мазерных радио вспышек близка к длительности вспышки магнитара даже если радиус фронта ударной волны велик (до 1.e15 см). Выдвинутый сценарий позволяет смягчить требования к нескольким ключевым параметрам: напряженности магнитного поля в месте образования, светимости вспышки и Лоренц фактору течения в излучающей области. Была изучена статистическая связь между мощными магнитарными вспышками и частотой FRB. Оказалось, что только небольшая часть (~1.e-5) мощных магнитарных вспышек вызывает FRB. Это соотношение на удивление хорошо согласуется с полученными оценками: 10% магнетаров должны находиться в эволюционной фазе, подходящей для производства FRB, и только 1.e-4 всех вспышек предполагается слабо замагниченными, что является необходимым условием для высокочастотного мазерного излучения. Была предложена модель формирования периодичного импульсного излучения быстрых радио всплесков, как следствие поглощения радиоизлучения в плотном звездном ветре нормальной массивной звезды – компонента двойной системы с эксцентриситетом. Также предложенный механизм объясняет эволюцию частот наблюдаемых всплесков в зависимости от времени регистрации.

Рисунок – Частота радиоимпульсов в зависимости от орбитальной фазы. Белая зона прозрачна для излучения 100МГц, голубая 1ГГц.

Публикации:

  1. Khangulyan D., Barkov Maxim V., Popov S. B. Fast Radio Bursts by High-frequency Synchrotron Maser Emission Generated at the Reverse Shock of a Powerful Magnetar Flare // The Astrophysical Journal, 2022, Vol. 927, Issue 1, id.2, 9 pp.
  2. Barkov Maxim V., Popov Sergei B., “Formation of periodic FRB in binary systems with eccentricity // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2022, Vol. 515, Issue 3, pp.4217-4228.

Тема плана НИР ИНАСАН «Численное моделирование течений в атмосферах экзопланет и околозвездных оболочках» (шифр – ЭКЗОПЛАНЕТЫ, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0005).

Секция № 13. Базы данных и информационное обеспечение.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов.

 Визуальные двойные звёзды с известными орбитами в Gaia DR3

Д.А. Чулков, О.Ю. Малков

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Каталог Gaia DR3, полная версия которого вышла в 2022 году, содержит сведения о расстояниях (параллаксах) и собственном движении свыше чем для миллиарда звёзд нашей Галактики и обладает важнейшим значением для современной звёздной астрономии. Для его правильной интерпретации необходима калибровка, сравнение с ранее существовавшими данными. В этой связи исследованы 3350 визуальных двойных звёзд с известными орбитами. Показано, что 2/3 двойных с угловым расстоянием между компонентами 0,2-0,5 угловых секунд не имеют оценок параллакса в Gaia. Особое внимание уделено 521 разделённым системам, для которых параллакс и собственное движение доступны в Gaia для обоих компонентов. Выявлено 16 оптических пар. Продемонстрированы примеры достоверно гравитационно связанных двойных, для которых измеренные параллаксы существенно отличаются. Количественно исследована недооценка заявленной погрешности параллакса Gaia. Проведён поиск далёких компонентов двойных звёзд, позволивший уточнить или снабдить параллаксами 548 объектов выборки. Впервые опубликовано соотношение масса-светимость для фотометрической системы Gaia. Проведена оценка масс двойных систем двумя независимыми методами.

Рисунок – Сравнение оценок масс звёздных систем, полученных с помощью третьего закона Кеплера (динамическая масса) и соотношения масса-светимость (фотометрическая масса). Цветом указан источник параллаксов, позволяющий достичь наилучшего согласия для системы.

Публикации:

D. Chulkov, O. Malkov. Visual binary stars with known orbits in Gaia EDR3 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2022, Vol. 517, Issue 2, pp.2925-2941.

Тема плана НИР ИНАСАН «Создание и анализ астрономических данных в рамках Российской виртуальной обсерватории (шифр РВО-4, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0004).

Секция №15. Планетные исследования.

ПФНИ: 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

 Поляриметрические наблюдения избранных комет

Жужулина Е.А.1, Петров Д.В.1, Киселев Н.Н.1, Карпов Н.В.2 , Савушкин А.А.1

1 КрАО РАН, Россия, 2 Терскольский филиал ИНАСАН, Россия

 

С помощью двухканальных поляриметров Крымской астрофизической обсерватории и обсерватории на пике Терскол в период с 2018 по 2021 годы были проведены измерения поляризационных характеристик ряда комет. На основании этих данных были получены фазовые зависимости степени линейной поляризации комет в широкополосных фильтрах R, V и I. Поляризационные кривые аппроксимировались тригонометрическим выражением. Установлено, что в области отрицательной поляризации фазовые кривые поляризации во всех трех фильтрах практически совпадают. Также обнаружено заметную разницу в степени линейной поляризации между короткопериодическими и длиннопериодическими кометами. Минимум поляризации короткопериодических комет почти вдвое выше, чем у долгопериодических комет. На рисунке приведена синтетическая фазовая зависимость линейной поляризации комет в фильтре R.

Рисунок – Синтетическая фазовая зависимость линейной поляризации комет в фильтре R. Сплошная кривая (1) – аппроксимация  данных тригонометрическим выражением. Кривая (2) – теоретическая фазовая зависимость поляризация для двухатомных молекул.

Публикации:

  1. Zhuzhulina, E.,Petrov, D.,Kiselev, N.Karpov, N.Savushkin, A. Aperture polarimetry of selected comets in 2018–2020: Observations and computer simulation//Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transferthis, 2022, V.290, 108321.
  2. E.A. Zhuzhulina, N.N. Kiselev, D.V. Petrov, A.A. Savushkin, N.V. Karpov. Polarimetric observations of comets // 53rd Lunar and Planetary Science Conference, held 7-11 March, 2022 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 2678, 2022, id.2300.

Тема плана НИР ИНАСАН «Астрономия в Приэльбрусье: наблюдения астрономических объектов в ближнем и дальнем космосе» (шифр – ПРИЭЛЬБРУСЬЕ, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0008).

Секция № 15. Планетные исследования.

ПФНИ: 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

 Динамическая эволюция самогравитирующего планетезимального диска в далекой транснептуновой области

В.В. Емельяненко 

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Предложена новая теория происхождения транснептуновых объектов с перигелийными расстояниями q>40 а.е. и большими полуосями а>100 а.е., для объяснения динамических свойств которых ранее была выдвинута гипотеза о существовании далекой гигантской планеты (Trujillo, Sheppard, 2014; Batygin, Brown, 2016). Исследование основано на изучении гравитационного взаимодействия планет-гигантов с остатками  планетезималей, не вошедших в эти планеты, на промежутке времени порядка возраста Солнечной системы. Показано, что вследствие вековых резонансов возникают далекие транснептуновые объекты в широком диапазоне начальных масс планетезимального диска. Этот механизм объясняет, в частности, происхождение объектов типа Седны. Распределения наклонов орбит для наблюдаемых объектов и в рассмотренной модели имеют близкие средние значения (около 20 градусов). Таким образом, далекие транснептуновые объекты являются естественным результатом долговременной эволюции  системы, включающей мигрирующие планеты-гиганты и самогравитирующий планетезимальный диск.

Рисунок – Изменение большой полуоси а, перигелийного расстояния q и долготы перигелия π для двух планетезималей в численном моделировании. Через 900 миллионов лет под действием планетных возмущений эти объекты попадают в вековой резонанс, при котором скорости изменения долгот перигелиев близки. При этом перигелийное расстояние одной планетезимали (черная линия) увеличивается от 40 а.е. до 130 а.е.

Публикации:

V.V. Emel’yanenko. Dynamical evolution of a self-gravitating planetesimal disk in the distant trans-Neptunian region // Astronomy & Astrophysics, 2022, Vol. 662, article id. L4.

Тема плана НИР ИНАСАН «Исследование объектов Солнечной системы» (шифр – АВРОРА, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0002).

Секция № 15. Планетные исследования.

ПФНИ: 1.3.7.4. Солнце и околоземное космическое пространство, солнечно-земные связи.

Эволюция спектров масс тел метеороидных потоков

Б.М.Шустов, Р.В.Золотарев 

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Наблюдаемые спектры масс метеорных тел (метеороидов), вызывающих явления спорадических метеоров, и тел в метеорных потоках в дифференциальном виде близки к dN µ M-sdM, причем индекс массы s » 2 в случае спорадических метеоров и s < 2 (1.5-1.8) для метеорных потоков. С помощью численных моделей образования и динамической эволюции метеорных потоков на количественном уровне показано, что это существенное различие обусловлено сильной зависимостью характера динамической эволюции метеороидных тел от их размера. Полученные результаты будут использованы при построении динамической модели  – основе нового стандарта «Вещество метеорное. Модель пространственного распределения», т. к. старый ГОСТ 25645.128-85 сильно устарел.

Рисунок – Изменение индекса массы (mass index) при прохождении метеорного потока Ариетиды. Продвижение на один градус долготы Солнца (solar longitude) примерно соответствует одним суткам.  Точки – радарные наблюдения (радар CMOR, Канада), звездочки – представленная модель.

Публикации:

Б. М. Шустов, Р. В. Золотарёв. Об индексах массы метеорных тел. I. Модель образования метеороидных потоков // Астрономический журнал, 2022, том 99, № 2, с. 165–176.

Р. В. Золотарёв, Б. М. Шустов. Об индексах массы метеорных тел. II. Эволюция метеороидных потоков // Астрономический журнал, 2022, том 99, № 3, с. 250–264.

Тема плана НИР ИНАСАН «Астрономические аспекты исследований по проблемам космического мусора и астероидно-кометной опасности» (шифр – КОСМИЧЕСКИЕ УГРОЗЫ, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0001).

Секция № 16. Экзопланеты.

ПФНИ: 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

 Тепловые поверхностные волны в протопланетном диске

Я. Н. Павлюченков, Л. А. Максимова, В. В. Акимкин

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В протопланетных дисках реализуются условия для возникновения многих динамических неустойчивостей, развитие которых влияет как на наблюдаемый облик дисков, так и на их общую эволюцию. В последние годы активно обсуждается неустойчивость, возникающая из-за затенения звездного излучения поверхностными неоднородностями диска и приводящая к появлению самозарождающихся волн, бегущих по направлению к звезде. Мы детально исследовали этот процесс при помощи оригинальных моделей — упрощенной 1+1-мерной квазистационарной модели и динамической 2-мерной модели (рисунок). Показано, что в согласии с выводами предыдущих исследований 1+1-мерная модель, основанная на приближении вертикального гидростатического равновесия и вертикальной диффузии инфракрасного (ИК) излучения, действительно приводит к образованию тепловых волн. Однако в разработанной нами существенно более реалистичной двумерной модели, учитывающей движение вещества и многомерные эффекты переноса излучения, тепловые поверхностные волны в протопланетном диске не возникают. Полученный результат свидетельствует, что физические эффекты, предсказываемые в рамках упрощенных моделей, обязательно должны перепроверяться в более строгих подходах.

Рисунок – Схема, иллюстрирующая формирование горба на поверхности диска в 1+1D модели (левая панель) и в 2D модели (правая панель). Черными стрелками показаны силы, связанные с градиентом давления, красными сплошными стрелками показано инфракрасное излучение, прогревающее внутренние слои диска, красными пунктирными стрелками — выходящее ИК излучение.

Публикации:

  1. Я.Н. Павлюченков, Л.А. Максимова, В.В. Акимкин. Моделирование тепловых поверхностных волн в протопланетном диске в 1+1d приближении // Астрономический журнал, 2022, том 99, № 4, с. 325–333.
  2. Я.Н. Павлюченков, Л.А. Максимова, В.В. Акимкин. Моделирование тепловых поверхностных волн в протопланетном диске в двумерном приближении // Астрономический журнал, 2022, том 99, № 9, с. 755–766.

Тема плана НИР ИНАСАН «Рождение звезд и эволюция звездных населений в галактиках» (шифр – ВОСХОД, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0006).

Секция № 16. Экзопланеты.

ПФНИ: 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

 Нетепловые атмосферные потери для горячего суб-нептуна GJ 3470b

А.А. Автаева, В.И. Шематович 

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В работе получены численные оценки скорости нетепловой потери атмосферы горячей экзопланеты за счет экзотермических фотохимических процессов. В качестве примера выполнены расчеты для переходной области Н2 → Н верхней атмосферы горячего нептуна GJ 3470b в интервале высот (1.6–2.05) Rp. Из полученного энергетического спектра потока надтепловых атомов водорода, образующихся за счет процессов диссоциации молекул Н2 и убегающих из атмосферы через верхнюю границу переходной области, была выведена оценка числового потока убегания в направлении планета-звезда в условиях умеренного уровня звездной активности, равная 3.4×1013 см–2 с–1. Это расчетное значение числового потока убегания надтепловых атомов водорода близко к величине числового потока тепловых атомов водорода, рассчитанной по формуле Джинса для данных аэрономической модели и равной 3.3×1013 см–2 с–1. Усредненный по освещенной полусфере верхней атмосферы расчетный поток потери массы атмосферы равен 9.5×109 г/с на верхней границе переходной области. Следует заключить, что нетепловые процессы при моделировании атмосфер экзопланет необходимо учитывать как один из важных факторов потери массы атмосферы, в особенности, для горячих экзопланет из семейств суб-нептунов и супер-земель.

Рисунок – На верхней панели представлены расчетные энергетические спектры восходящего потока надтепловых атомов водорода на высотах 2.0Rp и 1.73Rp, атмосферы горячего нептуна GJ 3470b. Вертикальные пунктирные линии показывают энергию убегания атомов водорода за счет экзотермической фотохимии на данной высоте. На нижней панели представлены высотные профили полных (т.е. проинтегрированных по кинетической энергии) восходящего (сплошная линия) и убегающего (штриховая линия) потоков надтепловых атомов H, образующихся за счет экзотермической фотохимии.

Публикации:

А.А. Автаева, В.И. Шематович. Нетепловые потери атмосферы для экзопланеты GJ3470b // Астрономический журнал, 2022, том 99, №11.

Тема плана НИР ИНАСАН «Численное моделирование течений в атмосферах экзопланет и околозвездных оболочках» (шифр – ЭКЗОПЛАНЕТЫ, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0005).

Секция № 16. Экзопланеты.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов.

Исследование химического состава компонентов двойных систем с планетами и без обнаруженных планет

Т.А. Рябчикова

Ю.В. Пахомов, Л.И. Машонкина, Т.М. Ситнова

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Разработан метод спектроскопического дифференциального анализа, который позволяет определять содержание химических элементов с точностью 1.5 %, что в 3 раза лучше, чем для стандартного анализа химического состава солнечной атмосферы. Метод был использован для проверки предложенного в литературе подхода к поиску экзопланет, основанного на возможном влиянии планет на химический состав атмосферы родительской звезды. Наиболее подходящими объектами для решения задачи являются системы из двух звёзд, рождённых из одного облака межзвёздного вещества, у одной из которых есть планета, а у другой нет. Были выбраны две двойные системы: 16 Cyg, в которой обнаружена планета-гигант, и HD 219542, в которой планеты нет (или она ещё не обнаружена), и для каждой из четырёх звёзд по их наблюдаемым спектрам определена распространённость большого набора химических элементов. Результаты, представленные на рисунке, свидетельствуют об отсутствии различия в пределах ошибки в химическом составе компонентов как для системы 16 Cyg с планетой-гигантом, так и системы HD 219542 без планет. Таким образом, формирование планет-гигантов не влияет на химический состав родительских звезд. Этот вывод имеет важное методическое значение для изучения планетных систем и их центральных звёзд.

Рисунок ‒ Разность в содержании химических элементов в атмосферах компонентов двойных систем с планетой вокруг одного из компонентов (система 16 Cyg) и без планет (HD 219542). Средние значения разности по всем химическим элементам представлены сплошными линиями с диапазоном ошибок, показанным штриховыми линиями.

Публикации:

Ryabchikova T., Pakhomov Yu., Mashonkina L., Sitnova T.  Detailed abundances of the wide pairs of stars with and without planets: the binary systems 16 Cyg and HD 219542 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2022, Vol. 514, Issue 4, pp. 4958-4968.

Крупный научный проект «Экзопланеты» (соглашение № 075-15-2020-780 с Минобрнауки России).

Секция № 16. Экзопланеты.

ПФНИ 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

Активность молодой звезды с экзопланетой Кеплер-1627

И.С. Саванов

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

 На основе данных архива космического телескопа Кеплер проведено исследование фотометрической переменности молодого солнечного аналога Кеплер-1627—звезды спектрального класса G8V с планетой размером 3.777 радиусов Земли и периодом обращения 7.2 сут. Кеплер-1627 является членом скопления δ Lyr с возрастом 38 млн лет и в настоящее время системой с самой молодой планетой с точным возрастом, обнаруженной основной миссией Кеплер. Мы нашли величины периода вращения звезды P = 2.606 ± 0.020 сут., параметра дифференциального вращения звезды ΔΩ = 0.066 ± 0.011 рад/сут. и амплитуды переменности блеска, а также по стандартной методике оценили величины параметра запятненности Кеплер-1627, которые лежат в интервале 1.1–6.5% от площади поверхности звезды. В абсолютной мере площадь пятен на поверхности Кеплер-1627 превосходит максимальную площадь пятен на Солнце и изменяется от 11 700 до 68 200 м.д.п. при среднем значении 34 560 м.д.п. Высказано предположение, что в течение интервала наблюдений площадь пятен на поверхности звезды обладала циклическими изменениями, подобными периодичности Ригера на Солнце. У звезды обнаружены высокая вспышечная активность (зарегистрировано 88 вспышках с энергией lg E в диапазоне от 33.41 до 35.25) и пятенная активность. Рассмотрены возможные проявления цикличности во вспыхивающей активности Кеплер-1627. Найдены величины индекса хромосферной активности lg (R_HK(Teff)) для Кеплер-1627, которые независимо свидетельствует о молодости объекта.

Рисунок Верхний ряд – изменения вспышечной активности объекта в течение наблюдений с космическим телескопом Кеплер (слева) и спектр мощности, построенный по этим данным (справа). Фазовые кривые величин lg E и гистограммы распределения фаз для P rot, P orb, P об (вторая, третья и четвертая строки рисунка соответственно).

Публикации:

И.С. Саванов. Активность молодой звезды с экзопланетой Кеплер-1627 // Письма в астрономический журнал, 2022, том 48, № 4, с. 290–298.

Тема Плана НИР ИНАСАН «Развитие приборо- и телескопостроения в ИНАСАН» (шифр НАБЛЮДАТЕЛЬ, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0010).

Секция № 16. Экзопланеты.

Направление ПФНИ 1.3.7.5. Планеты и планетные системы

Активность звёзд с планетами в зоне обитаемости

И.С. Саванов 

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

На основе данных о звездах с планетами, находящимися в зоне обитаемости, выполнено изучение проявлений их активности. Для них по данным архива  космического телескопа Кеплер были изучены кривые блеска, полученные в ходе наблюдений в сете Q3, и вычислены амплитуды переменности блеска с целью определить наличие и свойства пятен на их поверхности. Кроме того, нами были получены величины периодов  вращения объектов, которые носят оценочный характер. Рассмотрены диаграммы зависимости  площади пятен А на поверхности звезд с экзопланетами по литературным данным (и в том числе, находящимися в зоне обитаемости), от эффективной температуры и периода вращения. Получены указания на то, что распределения звезд с экзопланетами, находящимися в зоне обитаемости, смещены в область меньших площадей пятен и периодов вращения, по сравнению с данными для всего массива звезд с экзопланетами.

Проанализированы данные архива  космического телескопа Кеплер для звезды из выборки с ярко выраженной вращательной модуляцией KOI-3497 (Kepler-1512, KIC 8424002). Отмечено, что скорее всего ее следует характеризовать, как звезду спектрального класса К, а не М. KOI-3497 обладает вспышечной активностью (для нее зарегистрировано 47 вспышек с энергией E в диапазоне от 1031.3 до 1032.3 эрг).

Рисунок Гистограммы распределений параметров – запятненности А и периодов Р для звезд с экзопланетами, находящимися в зоне обитаемости (темные столбцы), и звезд с планетными системами (светлые столбцы).

Публикации:

И.С. Саванов. Активность звезд с планетами в зоне обитаемости // Астрофизика, 2022, том 65, № 3, с. 361-367.

Тема Плана НИР ИНАСАН «Перспективные направления космических исследований и астрофизические задачи космических миссий (шифр – КОСМОС, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0009).

Секция № 17. Небесная механика.

ПФНИ: 1.3.7.4. Солнце и околоземное космическое пространство, солнечно-земные связи.

 Проведение высокоточных позиционных наблюдений и оценок блеска фрагментов космического мусора

Н.С. Бахтигараев, П.А. Левкина

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В Терскольской обсерватории при помощи телескопа Цейсс–2000 в интервале нескольких лет выполнены детальные высокоточные позиционные наблюдения и оценки блеска фрагментов космического мусора с номерами 90008, 90031, 90214 и 97149  для изучения их эволюции орбит и уточнения теории движения. Высокое качество проведенных измерений положений и блеска объектов позволило определить их точные орбиты и исследовать долговременную орбитальную эволюции объектов.

Рисунок – Распределение блеска (в звездных величинах) и невязок по прямому восхождению и склонению (в секундах дуги) объекта 90031 по  наблюдениям с сентября 2020 г. по сентябрь 2021 г.

Публикации:

A. Avdyushev, T. V. Bordovitsyna, A. P. Baturin, N. S. Bakhtigaraev, P. A. Levkina, N. A. Popandopulo, K. V. Saleiko, I. V. Tomilova, and I. N. Chuvashov. Numerical Simulation of the Orbital Motion of Geosynchronous Objects from Positional Observations // Solar System Research, 2022, Vol. 56, No. 5, pp. 327–337.

Тема плана НИР ИНАСАН «Астрономия в Приэльбрусье: наблюдения астрономических объектов в ближнем и дальнем космосе» (шифр – ПРИЭЛЬБРУСЬЕ, ЕГИСУ НИОКТР: FFWN-2021-0008). 


ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА 2021

Секция №1. Структура и динамика Галактики.

ПФНИ: 1.3.7.2. Физика галактик и межгалактической среды.

Эволюция и выживаемость рассеянных звездных скоплений в моделях с каспом плотности и низкой эффективностью звездообразования

Бородина О.И. (ИНАСАН), Поляченко Е.В. (ИНАСАН)

Shukirgaliyev B.1,2,3, Otebay A.3,2,1, Sobolenko M.4, Ishchenko M.4, Panamarev T.5,2,1, Myrzakul S.6,7,1, Kalambay M.3,2,1, Naurzbayeva A.3,1,2, Abdikamalov E.8,1, Banerjee S.9,10, Berczik P.11,12,4, Spurzem R.11,12,13, Just A.12

1 Energetic Cosmos Laboratory, Nazarbayev University, 53 Kabanbay Batyr ave., 010000, Nur-sultan, Kazakhstan ;
2 Fesenkov Astrophysical Institute, 23 Observatory str., 050020, Almaty, Kazakhstan;
3 Al-Farabi Kazakh National University, 71 Al-Farabi ave., 050040, Almaty, Kazakhstan;
4 Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine, 27 Akademika Zabolotnoho St., 03143, Kyiv, Ukraine; 5 Rudolf Peierls Center for Theoretical Physics, University of Oxford, Parks Road, Oxford, OX1 3PU, UK; 6 Ratbay Myrzakulov Eurasian International Centre for Theoretical Physics, 010009, Nur-Sultan, Kazakhstan;

7 Center for Theoretical Physics, Eurasian National University, 010008, Nur-Sultan, Kazakhstan; 8 Physics Department, Nazarbayev University, 53 Kabanbay Batyr ave., 010000, Nur-sultan, Kazakhstan; 9 Helmholtz-Institut für Strahlen- und Kernphysik, Nussallee 14-16, 53115, Bonn, Germany; Argelander-Institut für Astronomie, Auf dem Hügel 71, 53121, Bonn, Germany; 10 National Astronomical Observatories and Key Laboratory of Computational Astrophysics, Chinese Academy of Sciences, 20A Datun Rd., Chaoyang District, Beijing, 100101, PR China; 11 Astronomisches Rechen-Institut am Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Mönchhofstrasse 12-14, 69120, Heidelberg, Germany; 12 National Astronomical Observatories and Key Laboratory of Computational Astrophysics, Chinese Academy of Sciences, 20A Datun Rd., Chaoyang District, Beijing, 100101, PR China;

13 Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics at Peking University, 5 Yiheyuan Rd., Haidian District, 100871, Beijing, PR China

Для понимания истории звездообразования в галактиках в настоящее время активно изучаются модели рассеянных звездных скоплений с низкой эффективностью звездообразования (SFE). В них лишь небольшая часть газа успевает превратиться в звезды, а остальной газ выметается под действием звездного ветра, светового давления и ионизирующего излучения массивных звезд еще до вспышек первых сверхновых. В данной работе исследуется вопрос о том, как влияют профили плотности первоначального газового облака на последующую эволюцию звездных скоплений. Мы используем профили плотности газа с каспом и соответствующие им профили плотности Денена для звездных скоплений с различной степенью концентрации вещества в центре. С помощью большого числа N-body моделей с разными показателями концентрации и SFE мы определяем эволюцию массы скоплений после мгновенного выброса газа и делаем выводы относительно их выживаемости.

Рисунок – Доля первоначальной массы звездных скоплений, оставшаяся гравитационно связанной после бурной релаксации, вызванной быстрым выметанием газа при рождении первых массивных звезд.  В используемых моделях Денена варьируются показатели каспа γ и SFE. Некоторые из моделей без каспа (γ=0) и SFE ≤ 0.03 разрушаются вскоре после окончания бурной релаксации.

Публикации:

B. Shukirgaliyev, A. Otebay, M. Sobolenko, M. Ishchenko, O. Borodina, T. Panamarev, S. Myrzakul, M. Kalambay, A. Naurzbayeva, E. Abdikamalov, E. Polyachenko, S. Banerjee, P. Berczik, R. Spurzem and A. Just. Bound mass of Dehnen models with a centrally peaked star formation efficiency // Astronomy & Astrophysics, Volume 654, id.A53, 13 pp., 654, A53.

Секция №2. Звезды.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов.

 Гидродинамическая модель затухания колебаний переменной звезды RU Cam

Фадеев Ю.А.
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Методами теории звёздной эволюции и теории нелинейных звёздных пульсаций построена модель, описывающая затухание колебаний пульсирующей переменной RU Cam. Это уникальное явление наблюдалось в 1962-1964 гг. и до настоящего времени не нашло своего объяснения. На основании проведенных расчетов показано, что RU Cam находится на эволюционной стадии после асимптотической ветви гигантов, а теоретические оценки массы и светимости звезды составляют 0.524M ≤ M ≤ 0.532M и 2200L ≤ L ≤ 2330L. Причиной прекращения колебаний являются эволюционные изменения строения звезды, вследствие которых звезда покинула область пульсационной неустойчивости. Аномально высокая скорость падения амплитуды колебаний обусловлена малой массой внешних слоёв участвующих в звёздных пульсациях, а также значительной долей энергии поля излучения во внутренней энергии звёздного вещества.

Рисунок – Изменения скорости течения газа на внешней границе гидродинамической модели (а) и болометрического блеска (б) перед началом (сплошные линии) и после прекращения (штриховые линии)  резкого падения амплитуды пульсаций RU Cam

Публикации:

Фадеев Ю.А. Гидродинамическая модель затухания радиальных пульсаций RU Cam // Письма в Астрономический журнал, 2021, т. 47, N 11, сс. 795-801, DOI: 10.31857/S0320010821110024.

Секция №2. Звезды.

ПФНИ: 1.3.7.3. Физика звезд и компактных объектов.

 Эффективность ускорения  космических лучей в сверхновых IIn

Чугай Н.Н.

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Предложен метод, который впервые позволяет оценить эффективность конверсии кинетической энергии ударной волны в энергию ускоренных космических лучей с использованием  оптических наблюдений  сверхновых IIn, расширяющихся в плотной околозвездной среде. Метод основан на увеличении скорости околозвёздного газа перед ударной волной за счет давления прекурсора, образованного ускоренными космическими лучами. Эффект прекурсора проявляется  в узкой линии Hα в виде более высокой  скорости газа, определяемой по линии поглощения,  по сравнению со скоростью невозмущенного газа, определяемой по эмиссии (см. Рисунок). Для трех сверхновых IIn (1997eg, 2002ic, 2008iy) с известными спектрами высокого разрешения на стадии ≥ 200 дней после взрыва  найденная эффективность конверсии кинетической энергии ударной волны в энергию  космических лучей составляет около 20%.

Рисунок – Узкая линия Hα в спектре сверхновой  IIn SN 1997eg (черная линия) , которая описана моделью (краная линия) с невозмущенной скоростью околозвездного газа 20 км/с и скоростью газа непосредственно перед ударной волной 198 км/с.

Публикации:

Chugai N.N. SN 2008iy circumstellar interaction: bright and lesser light effects // MNRAS, 2021, vol. 568, p. 6023.

Секция №4. Межзвездная среда и звездообразование.

ПФНИ: 1.3.7.2. Физика галактик и межгалактической среды.

 Темная химия областей фотодиссоциации

Кирсанова М.С. (ИНАСАН), Пунанова А.Ф. (УрФУ), Буслаева А.И. (ИНАСАН), Семенов Д.А. (MPIA), Васюнин А.И. (УрФУ)

Одно из удивительных астрохимических открытий последних лет состоит в том, что сложные органические молекулы наблюдаются не только в плотных молекулярных облаках, защищенных от ультрафиолетового (УФ) излучения, но и в существенно более жестких условиях, в том числе под действием интенсивного УФ излучения массивных звезд. Нами показано, что молекулы в таких условиях не только выживают, но также хранят историю звездообразования в родительских молекулярных облаках. Мы провели анализ линий излучения малоатомного углеводорода этинила (С2Н) и метанола (СН3ОН) — молекулы-предшественника сложной органики в фотодиссоциационных областях (ФДО) с умеренным УФ-полем — в комплексах звездообразования S235 и S255-257. Целью работы была оценка роли фотохимических процессов в образовании этих молекул в ФДО. Наибольшая концентрация метанола обнаружена в областях с интенсивностью поля, в 20–30 раз превышающей среднее межзвездное. Это означает, что десорбция метанола с поверхности пыли в газовую фазу происходит благодаря избытку энергии, который молекулы приобретают в процессе их формирования на пылинках. Концентрация С2Н в S255-257 неожиданно оказалась на порядок величины выше, чем в S235, хотя все эти ФДО облучаются массивными звездами одинакового спектрального класса. Нами показано, что отношение концентрации С2Н к концентрации СН3ОН в S235 до 25 раз меньше, чем аналогичное отношение в таких хорошо исследованных ФДО, как Конская голова и Барьер Ориона, и сравнимо со значением в горячих ядрах вокруг протозвезд солнечных масс. Газофазные ион-молекулярные реакции, а также реакции на поверхности пыли способны обеспечить наблюдаемые содержания молекул в S235 без привлечения специфической фотохимии: ФДО наследуют молекулы из предыдущей стадии темного молекулярного облака, продолжительность которой должна была существенно превышать сто тыс. лет.

 

 
 

Рисунок – Зависимость содержания С2Н от содержания СН3ОН в ФДО S235. Цветом показана интенсивность УФ-поля.

 

Публикации:

  1. Kirsanova M.S., Punanova A.F., Semenov D.A., Vasyunin A.I., Dark cloud-type chemistry in PDRs with moderate UV field // Mon.Not.R.Astron.Soc., 2021, Vol. 507, P. 3810-3829.
  2. Buslaeva A.I., Kirsanova M.S., Punanova A.F., Ethynyl around the HII regions S255 and S257 // Astronomy Reports — 2021.— Vol. 65. – P. 488-497.

 

Секция 10. Оптические телескопы и методы.

ПФНИ: 1.3.7.6. Развитие методов наземной и внеатмосферной астрономии.

 Проект управляемого предапертурного зеркала для телескопа космической системы обнаружения декаметровых астероидов

 Буслаева А.И., Шмагин В.Е., Шугаров А.С., Б.М.Шустов

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Разработан проект предапертурного зеркала для телескопа космической системы обнаружения декаметровых астероидов (СОДА). Основные преимущества использования предлагаемого подхода: быстрота наведена на объект наблюдения, малый момент инерции и, как следствие, небольшой возмущающий момент во время перенаведения с объекта на объект. Предлагаемый подход позволяет решить основную задачу проекта СОДА – обзор конусного оптического барьера вокруг Земли с проницанием до 17 зв.вел. в режиме массового обнаружения новых астероидов. В предлагаемой концепции область наведения телескопа составляет 50х120 град, время перенаведения не более 3 сек.

 

 
 

Рисунок – Концепция телескопа с предапертурным зеркалом перенаведения для проекта СОДА

 

Публикации:

Шугаров А.С., Шмагин В.Е., Буслаева А.И., Шустов Б.М. Оптический телескоп с полем зрения 3.75 ◦ с предапертурным поворотным зеркалом с областью наведения 50 ◦ ×120 ◦ для космической системы обнаружения декаметровых астероидов (проект СОДА) // Научные труды ИНАСАН, 2021, Т.6, стр.60.

Секция №10. Оптические телескопы и методы.

ПФНИ: 1.3.7.4. Солнце и околоземное космическое пространство, солнечно-земные связи.

 Наблюдения астероидов, открытых миссией GAIA

Тарадий В.К., Соколов И.В.

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В рамках международной научной программы “Астрономия в Приэльбрусье. 2021-2025”, а также по плановой научной тематике на астрономических комплексах телескопов обсерватории на пике  Терскол были проведены оригинальные наблюдения 27 астероидов, открытых зондом Gaia, с целью уточнения параметров орбит этих небесных объектов. В  частности, открытие  астероида с начальным обозначением g1Y031 (переименованный в Центре малых планет МРС на 2017 MY7, семейство Hungaria) было впервые подтверждено именно наблюдениями в обсерватории на пике Терскол. Благодаря своей наблюдательной активности обсерватория стала официальным участником сети наземной поддержки миссии Gaia Европейского космического агентства.

Публикации:

Carry, B.; Thuillot, W.;  Spoto, F.;  David, P.;  Berthier, J.;  Tanga, P.;  Mignard, F.; Bouquillon, S.; Mendez, R. A.;  Rivet, J. -P.; Le Van Suu, A.; Dell’Oro, A.; Fedorets, G.; Frezouls, B.; Granvik, M.; Guiraud, J.; Muinonen, K.; Panem, C.;  Pauwels, T.; Roux, W.; Walmsley, G.; Petit, J. -M.; Abe, L.; Ayvazian, V.; Baillié, K.; Baransky, A.; Bendjoya, P.; Dennefeld, M. ; Desmars, J.; Eggl, S.; Godunova, V.; Hestroffer, D.; Inasaridze, R.; Kashuba, V.; Krugly, Y. N.; Molotov, I. E.; Robert, V.; Simon, A.; Sokolov, I.; Souami, D.; Tarady, V.;  Taris, F.;  Troianskyi, V.; Vasylenko, V.; Vernet, D. Potential asteroid discoveries by the ESA Gaia mission. Results from follow-up observations // Astronomy & Astrophysics, Volume 648, id. A96, 9 pp.

Секция №15. Планетные исследования.

ПФНИ: 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

 Атмосферные потери кислорода при протонных авроральных событиях на Марсе

Шематович В.И.

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В проведенном исследовании были впервые использованы расчеты проникновения в дневную атмосферу Марса протонов невозмущенного солнечного ветра за счет перезарядки в протяженной водородной короне ((Шематович, Бисикало, 2020; Шематович и др., 2021). Это позволило самосогласованно рассчитать дополнительный источник горячих атомов кислорода – столкновения с переносом количества движения и энергии от потока высыпающихся атомов водорода с высокими кинетическими энергиями(ЭНА-Н)  к атомарному кислороду в верхней атмосфере Марса. Данный новый источник горячих атомов кислорода был включен в кинетическое уравнение Больцмана, решение которого получено  при помощи кинетической модели Монте-Карло. Показано, что протонные авроральные события сопровождаются атмосферными потерями атомарного кислорода, величина которых изменяется в пределах (3.5 – 5.8) ×107 см-2 с-1 в зависимости от общего содержания водорода в короне Марса (см. Рисунок). Полученные в самосогласованных расчетах значения скорости потери атомов кислорода из атмосферы Марса за счет спорадического источника – высыпания ЭНА-Н при протонных авроральных событиях на Марсе, – сравнимы с величиной потери атомов О за счет регулярного источника – реакций экзотермической  фотохимии (Groeller и др., 2014; Jakosky и др., 2018) и должны учитываться в аэрономии атмосферы Марса.

 

 
 

Рисунок – Расчетные профили убегающего потока надтепловых атомов кислорода для моделей водородной короны Марса с различным содержанием водорода – в спокойных условиях и при глобальных пылевых бурях.

 

Публикации:

  1. Шематович В.И. Атмосферные потери атомарного кислорода при протонных авроральных событиях на Марсе // Астрономический вестник, 2021, т. 55, №4, с. 322-333.

 

Секция №15. Планетные исследования.

ПФНИ: 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

Активность звезд с планетными системами по наблюдениям миссий Кеплер и К2

Саванов И.С.

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Представлены результаты детального анализа двух независимых выборок звезд с планетными системами по данным  наблюдений основной миссии Кеплер и ее продолжения К2. Получено хорошее согласие результатов о свойствах пятен на поверхности звезд с экзопланетами по данным наблюдений основной миссии Кеплер и ее продолжения К2. Мы изучили зависимости величины параметра запятненности S их поверхности от эффективной температуры и от периода их осевого вращения и не получили свидетельств того, что магнитная активность звезд с экзопланетами имеет ярко выраженные особенности, отличающие их от активности звезд более обширной выборки. Принимая согласно обновленным данным архива телескопа Кеплер оценку радиуса звезд, мы нашли величины А площади пятен на поверхности звезд в миллионных долях видимой полусферы Солнца, м.д.п. Для дальнейшего рассмотрения в нашем списке из более 700 объектов с планетными системами были  отобраны 76  звезд солнечного типа.  Наш анализ свойств рассматриваемых звезд указал на уменьшение активности объектов с периодами вращения более 10-12 суток. Группа более быстро вращающихся объектов характеризуется большими значениями параметра А. Из рассмотрения соотношения запятненности объектов А и их возраста t (установленного по гирохронологическому соотношению) сделан вывод о том, что звезды с возрастом менее 1 млрд. лет являются самыми активными и  обладают максимальными величинами А.

 

 
 

Рисунок Зависимости  площади пятен А на поверхности звезд с экзопланетами, выраженной в долях видимой полусферы Солнца (миллионных долях, м.д.п.), от  периода вращения (в сутках) (вверху) и возраста (в млн.лет) (внизу). Светлые кружки – данные полного  списка звезд с экзопланетами, темные –  звезды солнечного типа с экзопланетами.

 

Публикации:

И.С. Саванов. Об активности звезд (в том числе с планетными системами) по наблюдениям миссий Кеплер и K2 // Астрофизический бюллетень, 2021, том 76, № 2, с. 202–209.

Секция №15. Планетные исследования.

ПФНИ: 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

?

1,2Г.В.Борисов, 3Б.М.Шустов, 1,3В.В.Бусарев, 4Е.В.Петрова

1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

2Астрономический научный центр, Москва, Россия

3Институт астрономии РАН, Москва, Россия

4Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Открыта первая межзвёздная комета 2I/Borisov. Это всего лишь второй известный межзвёздный объект. Относительно высокое содержание в коме кометы молекул СО, имеющих низкую температуру сублимации/конденсации, означает, что комета была выброшена с периферии протопланетного диска. Проведенные в октябре−декабре 2019 г. UBVRI-наблюдения кометы показали, что в коме превалировали агрегаты субмикронных частиц Mg-Fe силикатов и, возможно, органических соединений, а вклад ледяных агрегатов в рассеяние света был незначителен. Это согласуется с выводами о свойствах пыли в коме кометы 67P/Churyumov-Gerasimenko по результатам миссии Rosetta. Таким образом, подтверждается единый механизм формирования таких объектов, как кометы, в Солнечной системе и вне ее. Также показано, что в околосолнечной сфере радиусом 50 а. е. в каждый момент времени может находиться около 50 межзвёздных тел (в основном, ядер комет) размером более 50 м.

Рисунок – Полученный 30 августа 2019 г. Г.В.Борисовым кадр, на котором впервые был обнаружен кометообразный объект. На площадке в центре комета отмечена белыми штрихами. Справа  ̶  изображение кометы 2I/Borisov, полученное телескопом «Хаббл».

Публикации:

  1. Борисов Г. В., Шустов Б. М.,  Открытие первой межзвездной кометы и пространственная плотность межзвездных объектов в солнечной окрестности //  Астрономический вестник, 2021, том 55, № 2, с. 1–9. Статья отобрана в числе лучших за 2021 г. (проект «Pleiades publishing highlights»)
  2. Busarev V.V., Petrova E.V., Shcherbina M.P., Ikonnikova N.P., Burlak M.A., Belinski A.A. Interstellar comet 2I/Borisov: dust composition from multiband photometry and modelling //Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 502 (2021) 1882–1894

 

Секция №16. Экзопланеты.

ПФНИ: 1.3.7.5. Планеты и планетные системы.

Многокомпонентная МГД модель оболочек горячих юпитеров

Жилкин А.Г., Бисикало Д.В.

Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Разработана новая трехмерная численная модель протяженной оболочки горячего юпитера, основанная на приближении многокомпонентной магнитной гидродинамики. Эта модель впервые аккуратно учитывает наличие, как собственного магнитного поля планеты, так и поля звездного ветра. Использование модели позволяет проводить расчеты всех типов оболочек горячих юпитеров в сверх-альфвеновском, суб-альфвеновском, и даже в транс-альфвеновском режиме. Использование всех возможностей развитой новой численной модели позволяет получать информацию о химическом составе и движении атмосферного газа и может служить ключевым инструментом для интерпретации данных наблюдений.

Публикации:

Zhilkin A.G., Bisikalo D.V., Multi-component MHD model of hot jupiter envelopes, Universe, 2021, 7, №11, p. 422 (43 pp.), www.mdpi.com/2218-1997/7/11/422. Тема Плана НИР ИНАСАН «Численное моделирование течений в атмосферах экзопланет и околозвездных оболочках» (шифр Экзопланеты), соглашение с Минобрнауки России № 075-15-2020-780 (N13.1902.21.0039). /p>


ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА 2020

Двойное рассеянное скопление Collinder 135 и UBC 7
Ковалева Д.А., Постникова Е.С., Пискунов А.Э., Поляченко Е.В. (ИНАСАН),
Ищенко М.В., Берцик П.П., Харченко Н.В. (ГАО НАНУ),
Reffert S. (Landessternwarte, Zentrum für Astronomie der Universitat Heidelberg),
Sysolyatina K., Just A. (Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universitat Heidelberg)

С использованием данных миссии Gaia выявлены наиболее надежные члены скоплений Collinder 135 и UBC 7, находящихся на расстоянии 24 пк друг от друга и на удалении 300 пк от Солнца. Определены ограничения кинематических характеристик, возрастов, масс и радиусов скоплений, а также исследованы их возможные взаимные расположения и скорости при рождении. Полученные наблюдательные характеристики и численное моделирование скоплений указывает на то, что они могли в прошлом образовывать физическую двойную систему.

Рисунок – Взаимное расположение наиболее вероятных членов скоплений Collinder 135 (красный цвет) и UBC 7 (синий цвет) в галактической системе координат. Интенсивность цвета соответствует вероятности принадлежности к скоплению. Окружности очерчивают центральные области скоплений.

Публикации:

Kovaleva, D.A.; Ishchenko, M.; Postnikova, E.; Berczik, P.; Piskunov, A. E.; Kharchenko, N. V.; Polyachenko, E.; Reffert, S.; Sysoliatina, K.; Just, A. Collinder 135 and UBC 7: A physical pair of open clusters // Astronomy & Astrophysics, Volume 642, id.L4.

Тема Плана НИР ИНАСАН “Химико-динамическая эволюция галактик и исследование галактических структур” (шифр ГАЛАКТИКИ, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0007).

Определение закона распределения двойных звёзд по массам и разделению компонентов

Чулков Д.А.
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В настоящей работе после тщательного изучения эффектов селекции проведено моделирование наблюдаемого ансамбля визуальных двойных звёзд и получены ограничения для НФМ двойных звёзд. Показано, что массы компонентов широких (~ 102 — 2•103 а.е.) двойных существенно коррелируют, в частности, подтверждён избыток двойных с идентичными компонентами, так называемых звёзд-близнецов. Общая масса двойной звезды и масса главного компонента подчиняются степенному закону с показателем степени -2.8 ± 0.2. Распределение звёзд по проекции линейного расстояния s убывает как f(s) ~ s-1.2, что является индикатором разрушения широких двойных звёзд на этапе их формирования.

Рисунок – Наблюдаемое и модельное распределение изучаемого ансамбля двойных звёзд по угловому расстоянию в зависимости от закона распределения по проекции линейного расстояния.

Публикации:

Dmitry Chulkov. Pairing function of visual binary stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, https://doi.org/10.1093/mnras/staa3601.

Тема плана НИР ИНАСАН «Создание и анализ астрономических данных в рамках Российской виртуальной обсерватории» (шифр РВО-4, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0004).

Избытки тяжёлых элементов в поверхностных слоях – общее свойство А-звёзд

Машонкина Л.И., Рябчикова Т.А., Ситнова Т. М.
(Институт астрономии РАН, Москва, Россия),
Алексеева С.А. (Национальные астрономические обсерватории Китая)

Впервые получена система однородных точных данных о содержании химических элементов от гелия до неодима у медленно вращающихся нормальных звёзд спектрального класса А. Используемый метод основан на моделировании спектров высокого разрешения при полном учете физических процессов, определяющих кинетику ионизации и возбуждения. У всех изученных нами звёзд спектрального А-класса присутствуют избытки содержания тяжёлых элементов Sr, Zr, Ba и Nd относительно Солнца, тогда как более лёгкие элементы от С до Fe имеют солнечное содержание (см. Рисунок). Эти результаты впервые позволяют сделать вывод, что избытки тяжёлых элементов в поверхностных слоях являются общим признаком А-звёзд. Полученные результаты открывают новые возможности для построения теории физических процессов в недрах звёзд промежуточных масс и ответа на вопрос о ключевых факторах, определяющих процессы сепарации химических элементов по глубине в атмосферах А-звёзд.

Рисунок – Содержание элементов [X/H] = log(elem/H) – log(elem/H)☉ для трёх звёзд с разными эффективными температурами. Данные для разных звёзд сдвинуты по оси ординат для ясности. Указаны среднеквадратичные ошибки величины [X/H].

Публикации:
Mashonkina L., Ryabchikova T., Alexeeva S., Sitnova T., Zatsarinny O. Chemical diversity among A-B stars with low rotational velocities: non-LTE abundance analysis // MNRAS, 2020, 499, 3706.
Тема Плана НИР ИНАСАН «Исследование звёзд на разных стадиях эволюции методами спектроскопии и математического моделирования» (шифр БОЛЬЦМАН, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0003).

Природа универсального распределения (спектра) масс астрономических объектов

Шустов Б.М., Тутуков А.В.
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Многочисленные наблюдения показывают, что cпектры масс в ансамблях астрономических объектов различной природы: космической пыли, астероидов, планет, звезд, звездных скоплений, галактик и скоплений галактик могут быть в первом приближении в статистически значимом диапазоне представлены простым универсальным распределением – функцией dN/dM ~ M**(-2), где dN – количество объектов в диапазоне масс [M, M+dM].
В серии работ исследователей из Института астрономии РАН показано, что такой вид спектра может быть объяснен случайным характером процессов образования и разрушения астрономических тел (т.е. процессов фрагментации и коагуляции). Отклонения от этого вида отражают влияние факторов, доминирующих при образовании и дальнейшей эволюции ансамблей тел, т.е. физику процесса. Полученный результат имеет фундаментальное методическое значение и иллюстрирует проявление одного из видов экстремальных принципов в физике.

Рисунок – Функция масс астрономических φ(М) объектов.

Публикации:

1. Б. М. Шустов, А. В. Тутуков, O начальном спектре масс астрономических объектов, Астрон. Ж., 2018, Т. 95, №11, с. 765–774.
2. Б.М.Шустов, О спектрах масс астероидов, метеороидов и космического мусора, Научные труды Института астрономии РАН, 2019, Т.4., с. 356-364.
3. А. В. Тутуков, Б. М. Шустов, О фундаментальных причинах сходства и различий спектров масс различных астрономических объектов, Астрофизика, 2020, т.63. Вып.4, с. 631-647.
Тема плана НИР ИНАСАН «Ранняя эволюция звёзд и планетных систем» (шифр ВОСХОД, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0006).

Диагностика окрестностей молодых массивных звезд по линиям излучения в инфракрасном и миллиметровом диапазонах

Кирсанова М. С., Павлюченков Я. Н. (ИНАСАН),
Ossenkopf-Okada V. (Universität zu Köln), L. D. Anderson (West Virginia University), П. Э. Боли (МФТИ), J. H. Bieging (The University of Arizona), M. Luisi (West Virginia University), N. Schneider (Universität zu Köln), M. Andersen (Gemini South), M. R. Samal (Physical Research Laboratory, Ahmedabad), А. М. Соболев (УрФУ), C. Buchbender (Universität zu Köln), R. Aladro (Max-Planck-Institut für Radioastronomie), Y. Okada (Universität zu Köln)

На собственном наблюдательном материале впервые в широком спектральном диапазоне (от ближнего инфракрасного до радио) исследовано строение фотодиссоциационных областей (ФДО) на границе областей ионизованного водорода S235A и S235C вокруг молодых массивных звезд класса В. Выявлены основные структурные элементы ФДО: ближайший к ионизованному водороду слой атомарного водорода и ионизованного углерода, движущийся относительно молекулярного газа родительского облака со скоростью около 1 км/с, и плотный неподвижный газ родительского облака, выявленный по линиям излучения молекул HCO+. Показано, что молекулярный газ в окрестностях молодых массивных звезд имеет неоднородную клочковатую структуру, из-за чего околозвездное вещество пронизано ультрафиолетовым излучением, диффундирующим через газо-пылевую среду. При помощи численной модели продемонстрировано, что линии изотопов, например, [13CII] на 158 мкм, являются индикаторами кинематики газа в ФДО, так как их профили формируются вблизи звезды в движущемся газе.


Рисунок – Усредненные и масштабированные профили линий в ФДО S235.

Публикации:

Kirsanova M.S., Ossenkopf-Okada V., Anderson L.D., Boley P.A., Bieging J.H., Pavlyuchenkov Ya.N., Luisi M., Schneider N., Andersen M., Samal M.R., Sobolev A.M., Buchbender C., Aladro R., Okada Y., The PDR structure and kinematics around the compact HII regions S235A and S235C with [CII], [13CII], [OI], and HCO+ line profiles // Mon.Not.R.Astron.Soc, 2020, Vol. 497. – P. 2651-2669.

Тема плана НИР ИНАСАН «Ранняя эволюция звёзд и планетных систем» (шифр ВОСХОД, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0006).

Первое обнаружение сверхмалоразмерного фрагмента космического мусора на геостационарной орбите

Бахтигараев Н.С., Левкина П.А.
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В практике современной космической деятельности все большее внимание уделяется сложной и пока не решенной задаче обнаружения и мониторинга сверхмалоразмерных объектов (менее 5 см на низких орбитах и менее 10 см в области геосинхронных орбит – ГСО). Специалисты ИНАСАН показали, что для наблюдений на ГСО таких объектов, эффективны крупные астрономические телескопы. На обсерватории на пике Терскол ТФ ИНАСАН 24 сентября 2020 г. при помощи телескопа Цейсс 2000 впервые был обнаружен и наблюдался на ГСО в течение двух ночей фрагмент космического мусора 20-й звездной величины (размер менее 10 см). В динамической базе космических объектов ИПМ им. М.В. Келдыша объект каталогизирован под номером 71113. Это фрагмент космического мусора, имеющий большое отношение площадь/масса – 3.38 м2/кг. Таким образом, продемонстрированы потенциальные, но пока малоиспользуемые, возможности крупных российских астрономических телескопов для решения важной проблемы, имеющей как научное, так и прикладное значение.

Рисунок 1 – Изменения блеска фрагмента № 71113 по наблюдениям в Терскольской обсерватории 24 сентября 2020 г.

Публикации:

Бахтигараев Н.С., Левкина П.А., Чазов В.В. и.др. Наблюдения малоразмерных фрагментов космического мусора в Терскольской обсерватории // Научные труды Института астрономии РАН, 2020, т. 5 (5), с. 287-289.

Тема плана НИР ИНАСАН «Астрономия в Приэльбрусье: наблюдения астрономических объектов в ближнем и дальнем космосе» (шифр – ПРИЭЛЬБРУСЬЕ, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0008).

Проект ультрафиолетового телескопа для лунной программы

Сачков М.Е., Шугаров А.С., Сичевский С.Г., Шмагин В.Е
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Предложен проект телескопа УФ диапазона (12-300 нм) для реализации в рамках лунной программы России. Основная задача научного прибора – проведение обзоров избранных областей небесной сферы в УФ полосах, совместимых с всенебесным УФ-обзором GALEX. Использование в УФ телескопе современного ПЗС (КМОП), не чувствительного к локальной пересветке и имеющего большой динамический диапазон, позволит устранить основной недостаток всенебесного обзора GALEX – отсутствие наблюдений примерно для 30% небесной сферы в области Млечного пути и рядом с яркими объектами.
В основе прибора «Луна-УФ» лежит ультрафиолетовый телескоп VT-Луна-УФ, разработанный в ИНАСАН. Посадочный модуль будет оснащен телескопом с детектором ПЗС (КМОП) с электронным затвором, имеющим однородное покрытие – фильтр совместимый с всенебесным УФ-обзором GALEX.
УФ наблюдения с поверхности Луны представляют уникальную возможность проведения обзорных наблюдений со стабильной платформы за пределами земной атмосферы. Создаваемый унифицированный УФ телескоп может быть использован также в качестве прибора для орбитального модуля.

Публикации:

М.Е.Сачков, А.С.Шугаров, С.Г.Сичевский, В.Е.Шмагин. Проект ультрафиолетового телескопа для лунной программы // Научные труды ИНАСАН, 2020, том 6, стр. 645.

Тема Плана НИР ИНАСАН «Перспективные направления космических исследований и астрофизические задачи космических миссий» (шифр – КОСМОС, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0009).

Прорыв в интеграции общего каталога переменных звезд с каталогами переменных звезд в шаровых скоплениях

Дурлевич О.В.1, Казаровец Е.В.2, Киреева Н.Н.2, Пастухова Е.Н.2, Самусь Н.Н.2,1, Хруслов А.В.1 ,2

1 Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ, Москва, Россия

2 Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В Общий каталог переменных звезд (ОКПЗ) ранее не включались переменные звезды шаровых скоплений Галактики, для которых в Канаде составлялись специальные каталоги. Объединение каталогов стало возможным после нашей публикации 2009 года, где были впервые представлены точные экваториальные координаты переменных звезд в шаровых скоплениях. Включение звезд в ОКПЗ происходит через Списки обозначений переменных звезд. В 2019–2020 гг. были опубликованы 82-й Список в 3 частях и 83-й Список. В них включены 3691 переменная звезда галактического поля и рассеянных звездных скоплений, а также, впервые в истории ОКПЗ, 1709 переменных звезд в 26 шаровых скоплениях Галактики. Для звезд Списков представлены самые точные координаты Gaia DR2. Исправлено большое количество неточностей в публикациях. Для многих звезд списков удалось уточнить классификацию и вывести новые элементы изменения блеска на основе фотометрических баз данных и собственных наблюдений, даже для слабых звезд в особо плотных звездных полях. Так, среди 1385 переменных звезд шаровых скоплений содержание каталога опирается на собственные исследования в 16% случаев. Впервые удалось включить значительную часть всех переменных звезд шаровых скоплений в ОКПЗ и значительно продвинуться по пути превращения ОКПЗ в действительно всеобъемлющий каталог.

Рисунок – Кривая блеска V944 Киля, переменной звезды типа SX Феникса, построенная по данным фотометрического обзора ASAS-SN Университета штата Огайо.

Публикации:

E.V. Kazarovets, N.N. Samus, O.V. Durlevich, A.V. Khruslov, N.N. Kireeva, E.N. Pastukhova. The 82nd Name-list of variable stars. Part III – RA 20h to 24h and Novae. Peremennye Zvezdy/Variable Stars, 2020, V. 40, No. 6, 12pp.

N.N. Samus, E.N. Pastukhova, E.V. Durlevich, E.V. Kazarovets, N.N. Kireeva. The 83rd Name-list of variable stars. Variables in globular clusters and Novae. Peremennye Zvezdy/Variable Stars, 2020, V. 40, No. 8, 31pp.

Тема Плана НИР ИНАСАН «Создание и анализ астрономических данных в рамках Российской виртуальной обсерватории» (шифр РВО-4, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0004).

Эффективность перезарядки протонов солнечного ветра в протяженной водородной короне Марса

Шематович В.И., Бисикало Д.В.
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Наличие регулярных вариаций плотности водорода в короне Марса было известно давно и связывалось со сменой сезонов на Марсе. Однако недавно были обнаружены и спорадические изменения плотности в верхней атмосфере Марса, обусловленные различными процессами в подстилающей атмосфере, такими как открытые в наблюдениях КА Mars Express и КА MAVEN выбросы паров воды и ледяных частиц на высоты вплоть до 100 км вследствие глобальных пылевых бурь. В расчетах при помощи разработанной авторами исследования кинетической Монте-Карло модели установлено, что при увеличении в 2 и 5 раз лучевой концентрации атомов Н в короне Марса эффективность перезарядки также возрастает и достигает значений в 6% и 8%, соответственно, по сравнению с базовым значением 4%. Впервые показано, что энергетический спектр проникающих в атмосферу Марса атомов водорода остается идентичным по своей структуре спектру невозмущенных протонов солнечного ветра (см., Рисунок). Данные оценки совместно с разработанной ранее кинетической моделью высыпания протонов и атомов водорода в планетную атмосферу позволяют проследить все этапы проникновения протонов невозмущенного солнечного ветра в плотные слои атмосферы и провести интерпретацию наблюдаемых характеристик протонных сияний в зависимости от вариаций атомарного водорода в короне Марса.

Рисунок – Энергетические спектры нисходящего потока атомов водорода, рассчитанные на границе индуцированной магнитосферы для разных значений лучевой концентрации атомарного водорода в короне Марса. Черной сплошной линией показан базовый расчет, синей и красной — варианты с увеличенной в 2 и 5 раз лучевой концентрацией водорода, соответственно. Линия малинового цвета показывает энергетический спектр потока протонов невозмущенного солнечного ветра на верхней границе модели 3000 км.

Публикации:
В.И. Шематович, Д.В. Бисикало. Кинетические расчеты эффективности перезарядки протонов солнечного ветра в протяженной водородной короне Марса. Астрономический журнал, 2020, т. 97, №10, 858–865.
В.И. Шематович, Д.В. Бисикало, А.Г. Жилкин. Влияние вариаций протяженной водородной короны Марса на эффективность перезарядки с протонами солнечного ветра. Астрономический журнал, 2021, т.98, №3, (в печати).
Тема Плана НИР ИНАСАН «Исследование объектов Солнечной системы» (шифр – АВРОРА, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0001).

Происхождение далеких транснептуновых объектов
Емельяненко В.В.
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Обнаружены новые особенности в распределении орбит транснептуновых объектов с перигелийными расстояниями q>40 а.е. и большими полуосями а>100 а.е. в дополнение к известной группировке долгот перигелиев. Наблюдаемое распределение орбит указывает на существование двух групп далеких транснептуновых объектов с различными динамическими свойствами. Поскольку обнаруженные свойства трудно объяснить в рамках ранее введенной концепции о существовании девятой планеты Солнечной системы (Batygin & Brown, 2016, AJ, 151, 22), предложена новая модель, которая основана на результатах работы (Vorobyov & Elbakyan, 2018, Astron. & Astroph., 618, A7) о формировании и эволюции гигантских газопылевых сгущений, образующихся в результате гравитационной неустойчивости и фрагментации протопланетного диска. В этой модели рассматривается динамическая эволюция гигантских газопылевых сгущений, движущихся по орбитам с разными наклонами, и планетезималей, расположенных первоначально в сферах Хилла сгущений. Показано, что распределение орбит планетезималей в рассматриваемой модели хорошо согласуется с наблюдаемым распределением орбит далеких транснептуновых объектов.

Рисунок 1 – Распределение больших полуосей и наклонов орбит транснептуновых объектов в области 40<q<80 а.е. (слева: наблюдения; справа: модель).

Публикации:

Emel’yanenko V. V. Orbital features of distant trans-Neptunian objects induced by giant gaseous clumps // Astronomy & Astrophysics, 2020, Volume 642, article id.L20.
Емельяненко В.В. Миграция гигантских газовых сгущений и структура внешней части Солнечной системы // Астрономический вестник, 2020, Том 54, с.74-78.

Тема Плана НИР ИНАСАН «Исследование объектов Солнечной системы» (шифр – АВРОРА, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0001).

Результаты исследования метеороида Озерки
Карташова А. П.1, Голубаев А. В.2, Мозгова А. В. 3, Болгова Г. Т. 1, Чувашов И. Н. 1 , Глазачев Д. О. 4 , Ефремов В.В.4

1 Институт астрономии РАН, Москва, Россия

2 НИИ астрономии, Харьковский национальный университет им. Каразина В.Н., Харьков, Украина

3 Астрономическая обсерватория, Киевский национальный университет им. Т. Шевченко, Киев, Украина
4 Институт динамики геосфер РАН, Москва, Россия

Знание свойств метеорных тел важно для понимания структуры и эволюции Солнечной системы, а также для оценки опасности, которую они могут представлять. В связи с этим, исследование недавнего (21 июня 2018г.) входа в атмосферу крупного (размер ~ 4 м) метеороида Озерки имеет большое значение.

Группы исследователей, в том числе из ИНАСАН собрали различные сведения о событии как по результатам специально организованной экспедиции, так и по данным из других источников: данные с регистраторов, космических аппаратов, инфразвуковых станций. Собранные на месте падения фрагменты метеорита Озерки классифицированы как обычный хондрит (L6).

Для определения кинематических параметров и поиска фрагментов был применен разработанный в группе метод. Также, новый метод был разработан нами для фотометрической оценки болидного явления. В результате, были получены кривая блеска метеороида (Рис. 1) и динамические характеристики данного космического объекта: траектория, скорость, угол входа, заатмосферная орбита, а также оценены масса и размер.

Разработанные методы определения параметров метеорного тела будут применены для определения параметров других метеорных тел при их вхождении в атмосферу Земли.

Рисунок 1 – Кривая блеска метеороида Озерки.

Публикации:

Kartashova A., Golubaev A., Mozgova A., Chuvashov I., Bolgova G., Glazachev D., Efremov V. Investigation of the Ozerki meteoroid parameters//Planetary and Space Science, 2020, Volume 193, 105034.

Тема Плана НИР ИНАСАН «Астрономические аспекты исследований по проблемам космического мусора и астероидно-кометной опасности» (шифр – КОСМИЧЕСКИЕ УГРОЗЫ, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0002).

Возможный новый тип оболочек горячих экзопланет-гигантов

Жилкин А.Г., Бисикало Д.В.
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Показано, что протяженная ионосферная оболочка горячего юпитера, формирующаяся в условиях суб-альфвеновского режима обтекания планеты звездным ветром, принципиально отличается по своей структуре от соответствующей оболочки, формирующейся как в чисто газодинамическом случае, так и в условиях сверх-альфвеновского режима обтекания. В сверх-альфвеновском режиме скорость обтекания превышает альфвеновскую скорость и ионосферная оболочка вытягивается вдоль баллистической траектории, начинающейся из внутренней точки Лагранжа. В суб-альфвеновском режиме, когда скорость обтекания меньше альфвеновской скорости, ионосферная оболочка вытягивается вдоль силовых линий магнитного поля звездного ветра (см. Рис.). При этом вещество оболочки движется непосредственно к звезде. Таким образом, в случае сильного магнитного поля ветра обнаруживается некоторый новый тип ионосферных оболочек, дополняющий классификацию, полученную ранее на основе результатов чисто газодинамического моделирования. Исследование особенностей наблюдательных проявлений сверх-альфвеновских и суб-альфвеновских оболочек открывает дополнительные возможности для диагностики параметров звездного ветра от родительских звезд горячих экзопланет-гигантов.

Рисунок – Структура течения в протяженной ионосферной оболочке типичного горячего юпитера в суб-альфвеновском режиме обтекания звездным ветром. Показано распределение десятичного логарифма плотности (градация цвета и изолинии в орбитальной плоскости планеты, а также изоповерхности в пространстве) и магнитного поля (трехмерные линии со стрелками). Планета расположена в центре рисунка и обозначена красной сферой.

Публикации:
Жилкин А.Г., Бисикало Д.В., Возможный новый тип оболочек горячих юпитеров, Астрономический журнал, 97, №7, с. 538-554.
Тема Плана НИР ИНАСАН «Численное моделирование течений в атмосферах экзопланет и околозвездных оболочках» (шифр Экзопланеты, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0005).

Активность молодых звезд с планетными системами по фотометрическим наблюдениям TESS – DS Tuc и AB Pic

Саванов И.С.
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Представлены результаты детального анализа фотосферной и хромосферной активности звезды DS Tuc, которая является членом группы Tucana–Horologium (Tuc-Hor) с возрастом порядка 45 млн.лет. DS Tuc может рассматриваться как прототип молодого Солнца, а планетная система – прототип молодой солнечной системы. Используя данные из архива наблюдений миссии TESS, мы выполнили анализ активности этой звезды с планетной системой. По нашей оценке период вращения звезды равен Р = 2.85 ± 0.18 суток. Доля S поверхности звезды, покрытой холодными пятнами, составляет величину порядка 3.3 %. Изучено положение объекта на диаграммах S – возраст, S – период вращения и S – числа Россби и сделан вывод о его соответствии общему характеру зависимостей, установленных нами ранее для молодых звезд с планетными системами и звезд солнечного типа. По наблюдениям обзора All Sky Automated Survey впервые получена оценка возможного цикла активности DS Tuc, равного 1610 суткам (4.4 года).
На основе высокоточного материала из архива космической миссии TESS проведено исследование фотометрической переменности карлика спектрального класса К1 AB Pic (HD 44627), обладающего удаленной планетой гигантом с массой 13.5 масс Юпитера, также члена Tuc-Hor ассоциации. За интервал наблюдений с миссией TESS на звезде было зарегистрировано 48 вспышек с энергией 6.1 1032 эрг – 3.4 1035 эрг. Выполнены оценки периода вращения звезды Р = 3.860 ± 0.020 суток, амплитуды переменности блеска, по стандартной методике мы оценили величины параметра запятненности. Площадь пятен на поверхности AB Pic существенно превосходит площадь пятен на Солнце. Высказано предположение, что в течение интервала наблюдений площадь пятен на поверхности звезды обладала циклическими изменениями длительностью 233 суток, аналогом которых может быть на Солнце цикл Ригера. Оценки более длительных циклов активности AB Pic были проведены по данным из архива наблюдений обзора All Sky Automated Survey и указали на возможные циклы активности в 3.1 года и 7.2 года.

Рисунок – Слева – кривая блеска для AB Pic, в центре – спектр мощности переменности блеска, справа – фазовая диаграмма переменности блеска (горизонтальные линии характеризуют величину амплитуды переменности блеска. Данные приведены для наблюдений в секторах TESS 1 и 4.

Публикации:
И.С. Саванов, Е.С. Дмитриенко Активность молодого солнечного аналога – звезды с экзопланетой DS Tuc // Письма в Астрономический журнал, 2020, т. 46, №3, 184-192.
И.С. Саванов, Е.С. Дмитриенко Активность AB Pic по фотометрическим наблюдениям TESS // Научные труды ИНАСАН, 2020, том 6, стр. 645.
Тема Плана НИР ИНАСАН «Развитие приборо- и телескопостроения в ИНАСАН» (шифр НАБЛЮДАТЕЛЬ, номер в системе «Парус» № 0029-2019-0010).


ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА 2019

Химический состав древнейших звёзд Галактики и следы нуклеосинтеза в первых сверхновых
Т.М.Ситнова, Л.И.Машонкина
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Звёзды с экстремально низким содержанием железа (более чем на 3 порядка, ниже солнечного, т.е. с [Fe/H] ≤ -3) — представители старейшего населения Галактики (Pop II.5) и хранят информацию о начальных этапах химического обогащения галактического вещества первыми сверхновыми звёздами. Для 17 звёзд параметры их атмосфер (эффективная температура и ускорение силы тяжести на поверхности) впервые определены комплексным методом с использованием показателей цвета, профилей бальмеровских линий водорода и линий кальция в двух стадиях ионизации в спектрах высокого разрешения, полученных на крупнейших телескопах мира (VLT, Keck, Magellan), расстояний, измеренных Gaia, и изохрон. Надёжные параметры атмосфер — это залог высокой точности определения химического состава. Преимущество новых результатов по содержанию Na, Al, Mg, Ca, Ti и Fe у исследуемых звёзд – ещё и в наиболее полном учете физических процессов при моделировании теоретического спектра (так называемый не-ЛТР = NLTE подход).
На Рис. 1 полученные элементные отношения [Mg/Fe] и [Al/Mg] сравниваются с нашими более ранними определениями для звёзд гало с более высоким содержанием металлов (Pop II). У половины звёзд с ультрадефицитом железа [Mg/Fe] ≈ 0.3, что близко к среднему для звёзд Pop II. У остальных звёзд [Mg/Fe] сильно отличается от среднего, что свидетельствует о влиянии единичных эпизодов нуклеосинтеза на химсостав конкретных звезд, разном относительном выходе Mg и Fe у сверхновых разных масс и неполном перемешивании продуктов нуклеосинтеза в межзвёздной среде. Но разброс отсутствует для [Al/Mg], что свидетельствует об общем происхождении Al и Mg. Содержание химических элементов, полученное для древнейших звёзд, имеет важное значение для тестирования моделей начального химического обогащения Галактики.

Рис. 1 – Относительное содержание [Mg/Fe] (левая панель) и [Al/Mg] (правая панель) у исследуемых звёзд (красные звёзды) по сравнению со звёздами гало из работы Mashonkinaetal. (2017, A&A, 608, A89, чёрные кружки).
Публикации:
Sitnova T. M., Mashonkina L. I., Ezzeddine R., Frebel A. Ultra metal-poor stars: improved atmospheric parameters and NLTE abundances of magnesium and calcium // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2019, Vol. 485, p.3527-3543.

Вклад r-процесса в производство бария в ранней Галактике по измерениям содержания изотопов бария у звёзд гало
Л.И.Машонкина
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Впервые определена доля изотопов бария с нечётным массовым числом (fodd) у четырёх звёзд гало Галактики. Метод основан на требовании общего содержания по резонансной линии Ba II 4554 Å, которая чувствительна к варьированию fodd (Рис. 1), и субординатным линиям Ba II, анализе наблюдаемых спектров высокого разрешения и численном моделировании теоретических спектров. В литературе есть всего два определения fodd у звёзд гало, причем одно из них сделано ранее нами же. В веществе солнечной системы барий представлен, преимущественно, пятью изотопами. Они были синтезированы в ядерных реакциях нейтронных захватов на заключительных стадиях эволюции звёзд промежуточных масс (s-процесс) и массивных звёзд (r-процесс), в разных пропорциях для разных изотопов. Звёзды, связанные с этими двумя типами процессов, имеют различное время жизни, поэтому отношение содержания изотопов бария в галактическом веществе менялось со временем. Измерение fodd у конкретной звезды даёт информацию об относительном вкладе s- и r-процессов в производство бария в эпоху её формирования. Полученные результаты свидетельствуют о доминирующем (более 80 %) вкладе r-процесса в производство бария в эпоху формирования гало Галактики и независимо подтверждают выводы, основанные на анализе отношений содержания Eu/Ba.

Рис. 1 – Сравнение наблюдаемого профиля (чёрные кружки) линии Ba II 4554 Å у звезды HD 108317 (Тэфф = 5270 К, log g = 2.81, [Fe/H] = -2.24) с теоретическими, рассчитанными с одним содержанием бария: log ε = -0.05±0.03. Фиолетовая пунктирная, синяя штриховая и красная сплошная кривые соответствуютfodd = 0.18, 0.46 и 0.53. О – С для каждого foddприведены в верхней части рисунка.
Публикации:
Машонкина Л.И., Беляев А.К. Соотношение четных и нечетных изотопов бария у избранных звезд гало Галактики // Письма в Астрономический журнал, 2019, т. 45, с. 390.

Полуразделенные системы: параметры компонентов и редкие
наблюдательные классы
О.Ю. Малков
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Полуразделенные затменные системы с линиями обоих компонентов в спектре предоставляют уникальную возможность определять базовые параметры взаимодействующих двойных. В данной работе составлен (самый полный на сегодняшний день) каталог 119 полуразделенных систем с доступными решениями кривых блеска и лучевых скоростей. Каталог содержит орбитальные параметры и физические параметры компонентов, а также, после его кросс-идентификации с Gaia DR2, сведения о параллаксах. В работе рассматривается также классификация полуразделенных систем и причины наличия пробелов на HRD между различными классами (показано, в частности, что они могут быть следствием пульсации доноров). Указаны системы с инверсией параметров компонентов и предложены объяснения их эволюционного статуса.

Рис. 1 – Компоненты полуразделенных систем на HRD, синие – аккреторы, красные – доноры. Линии – последовательности III, IV и V классов светимости. Имеются (и объясняются в работе) пробелы в Teff доноров при 14,000 +/- 1,500 K и 7,500 +/- 500 K.

Сдана в печать:
Malkov O. Semi-detached double-lined eclipsing binaries: stellar parameters and rare classes // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Красные вспышки на звездах
М.А. Ибрагимов
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

По доступным литературным источникам и оригинальным данным собраны и и проанализированы оптические наблюдения нового интересного феномена – «красные вспышки на звездах» (КВ). Создан каталог КВ, включающий 3 объекта и 5 наблюдавшихся вспышек: UU CrB (1 КВ в 1980 г.; Ольсон, IBVS, 1980, 1825), FF Ori (2 КВ в 1991 и 1992 гг.; Закиров, Astr.Let., 1996, 22, 593), IX Oph (2 КВ в 1992 и 1993 гг.; Ибрагимов, ссылка ниже). Физические характеристики наблюдавшихся КВ заметно отличаются от вспышек типа UV Cet карликов солнечной окрестности: КВ наблюдались в системах со звездами F-K типов, они мощные (1036-1039 эрг) и при этом «медленные» (длительности максимумов составляют больше 30 мин). Спектральное распределение КВ в оптике также отличается от вспышек типа UV Cet: КВ имеют «красный» максимум, «красное» распределение амплитуд и красные цвета (напр., вспышка 1992 г. на IX Oph: ΔR>ΔV>ΔB>ΔU≈1.8>1.0>0.3>-1.3 mag и (U-B)≈(B-V)≈(V-R)≈2.0 mag, Рис.1).

Рис.1 – Оптическая UBVR-кривая блеска IX Oph в 1992 г. Красная вспышка 28.08.1992 (JD 2448863) наблюдалась более 1 часа и представлена «отскоками» вверх в R, V и B-полосах (получено по 3 независимых и разнесенных по времени оценки блеска в каждой полосе) и «отскоком» вниз (антивспышка, 1 оценка блеска) в U-полосе.

Публикации:
Ибрагимов М.А. Красные вспышки у переменной IX Oph // Сборник научных трудов ИНАСАН. Под ред. Д.В. Бисикало и др. М.: Изд-во Янус-К. 2019. Т. 4. С. 199-204.
DOI: 10.26087/INASAN.2019.4.2.031.

Инфракрасные фотометрические свойства внутренней и внешней частей областей HII
А.П. Топчиева1, В.В. Акимкин1, Г.В. Смирнов-Пинчуков2
1 Институт астрономии РАН, Москва, Россия
2 Max Planck Institute for Astronomy, Königstuhl 17, D-69117 Heidelberg, Germany

Рождение и ранняя эволюция массивных звезд сопровождаются выделением значительной энергии, которая воздействует на окружающее вещество, формируя структуры, которые в простых случаях наблюдаются как так называемые инфракрасные кольцевые туманности. В ИНАСАН на основе моделирования инфракрасного излучения космических пылинок были разработаны индикаторы, позволяющие оценивать температуру пыли и строить карты ее распределения в этих объектах. Детальный анализ излучения внешнего кольца и внутренней области туманности (см. Рис. 1) позволил создать модель распределения пылинок разного размера (крупных и мелких). Анализ излучения пылинок в туманностях позволил продемонстрировать, что эти объекты являются не кольцами, а трехмерными структурами. Распределение пылевых частиц указывает, что крупная пыль в инфракрасных кольцевых туманностях эффективно разрушается и превращается в мелкую пыль. Эти результаты могут быть использованы для понимания распределения вещества в нашей Галактике и пролить свет на раннюю эволюцию звезд и окружающего их вещества.

Рис. 1 – Пример апертуры для расчета потока от внешней (синяя граница) и внутренней (красная граница) областей инфракрасной кольцевой туманности N80. Зеленым цветом представлено излучение на 8 мкм.

Публикации:
Topchieva, A., Akimkin, V., Smirnov-Pinchukov, G. Infrared Photometric Properties of Inner and Outer Parts of HII regions // Research in Astronomy and Astrophysics, 2019, т.19, № 10.

Движение фронтов диссоциаций молекул H2 и CO вблизи Туманности Ориона
М.C. Кирсанова, Д.З. Вибе
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Теория предсказывает, что мощное ультрафиолетовое излучение молодых массивных звезд должно формировать вокруг них области ионизованного водорода, расширяющиеся из-за разницы давлений между горячим ионизованным газом и холодным родительским молекулярным облаком. Однако наблюдательные свидетельства этого процесса получить сложно, по-видимому, из-за низкой скорости расширения областей HII по сравнению с дисперсией скоростей в молекулярных облаках. Проведенное в ИНАСАН химико-динамическое моделирование впервые позволило интерпретировать наблюдения излучения молекул СО и HCO+ в Туманности Ориона. Было показано, что взаимное расположение фронтов диссоциации Н2 и СО на границе Туманности Ориона удается объяснить в рамках модели продвижения области ионизованного водорода вглубь молекулярного облака. Распространение фронтов диссоциации в облако также сопровождается выметанием пыли давлением излучения ионизующих звезд из скопления Трапеция и изменением закона покраснения вблизи фронтов.

Рис. 1 – Слева: теоретические радиальные профили температуры (сплошная кривая) и плотности (штриховая). Справа: теоретические радиальные профили интенсивности излучения СО (красный) и интегральной интенсивности HCO+ (синий). На обеих панелях наблюдательные оценки показаны точками с интервалами ошибок. Зеленая и красная пунктирные линии показывают положение фронтов диссоциации Н2 и СО, соответственно.

Публикации:
М. S. Kirsanova, D. S. Wiebe, Merged H/H2 and C+/C/CO transitions in the Orion Bar // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2019, Vol. 486, Issue 2, p.2525-2534.

Возможные электромагнитные проявления сливающихся черных дыр
Д.В. Бисикало, А.Г. Жилкин, Е.П. Курбатов
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

К настоящему времени на детекторах LIGO и Virgo зарегистрировано несколько гравитационно-волновых всплесков, обусловленных слиянием двойных черных дыр. Принято считать, что черные дыры окружены аккреционными дисками, поэтому такие события должны сопровождаться возмущением дисков и, возможно, увеличением электромагнитного излучения от этих объектов. Как показали численные исследования, проведенные в Институте астрономии РАН, рост светимости обеспечивается нагревом вещества ударной волной, возникающей в аккреционном диске вследствие потери массы центрального объекта в результате излучения гравитационных волн. Причем поярчание системы настолько велико, что может быть зарегистрировано современными рентгеновскими обсерваториями (см. Рис. 1). Это открывает путь для действительно многоволнового исследования процессов слияния черных дыр или многоканальной астрономии (multi-messenger astronomy).

Рис.1 – Спектры электромагнитного излучения для двух моделей аккреционного диска с суб-критическим режимом аккреции. На вертикальных шкалах указаны светимость (слева) и абсолютная болометрическая звездная величина (справа). Серым цветом показан спектр невозмущенного диска. Горизонтальными отрезками отмечены нижние пределы чувствительности детекторов EPIC космической обсерватории XMM-Newton.

Публикации:
1. Бисикало Д.В., Жилкин А.Г., Курбатов Е.П. О возможных электромагнитных проявлениях сливающихся черных дыр // Астрономический журнал, 2019, т. 96, №1, с. 3-16.
2. Бисикало Д.В., Жилкин А.Г., Курбатов Е.П. Возможные электромагнитные проявления сливающихся черных дыр // Успехи физических наук, 2019, 189, №11, с. 1213-1229.

Способ высокоточного позиционирования аппарата на поверхности Луны и устройство для его осуществления

А.В. Багров1, В.А. Леонов1, В.К. Сысоев2, А.О. Дмитриев2
1 Институт астрономии РАН, Москва, Россия
2 НПО Лавочкина, Московская обл., Химки, Россия

Относится к прорывным технологиям. Позволяет обеспечить точность навигации на Луне космической техники на уровне 10 метров. Это на два порядка выше, чем достигнутая в мировой космонавтике и селенодезии: в настоящее время эллипс ошибок положения точки посадки готовящейся миссии «Луна-25» составляет 15х30 км. Использование изобретения при подготовке к строительству лунной станции позволит отказаться от запуска на Луну дополнительных транспортно-погрузочных устройств для перевозки к месту сборки станции отдельных модулей.
Изобретение соответствует уровню, обозначенному Федеральной Космической Программой России на 2016-2025 г., как задание на 2025 год.
Изобретение выполнено в инициативном порядке.
На изобретение получен патент RU 2 692 350 C1. Патентообладатель: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт астрономии Российской академии наук (RU).

Публикации:

Багров А.В., Леонов В.А., Сысоев В.К., Дмитриев А.О. Способ высокоточного позиционирования аппарата на поверхности Луны и устройство для его осуществления // Патент РФ № 2692350 от 24.06.2019г. Опубликовано: 2019, Бюллетень ФИПС «Изобретения, полезные модели» № 18.

Проект китайско-российского телескопа, собираемого на орбите (OAST)
А.С. Шугаров1, М.Е. Сачков1, И.С. Саванов1, Сю Бочян2, Ю Фунан2, Гао Юан2, Ванг Шуайхей2, Жю Гуохао2, Джанг Чюнюе2
Институт астрономии РАН, Москва, Россия
Институт оптики, точной механики и физики, Китайская Академии Наук, Китай, Чанчунь

Космические астрономические телескопы с большими апертурами различных спектральных диапазонов стали одним из основных инструментов для изучения Вселенной. Использование традиционных технологий не позволяет увеличить апертуру космического телескопа выше нескольких метров. Представлена концепция телескопа с апертурой 10 м оптического, УФ и ИК диапазонов, собираемого на орбите (OAST, On-orbit Assembling Space Telescope), предварительный список научной аппаратуры. Телескоп позволит получать прямые снимки рекордного углового разрешения (до 0.01”) и проводить спектроскопию высокого и сверхвысокого разрешения.
В отличие от традиционных телескопов, OAST будет модульно спроектирован и изготовлен, после чего он будет собран на низкой околоземной орбите, отъюстирован и отбуксирован с точку L2. Для вывода OAST на орбиту может использоваться перспективная российская ракета-носитель сверхтяжелого класса при однопусковой схеме, либо 3 ракеты-носителя тяжелого класса при трехпусковой схеме.
Реализация проекта предполагается при участии международного консорциума при ведущей роли Китая и России. В четвертом десятилетии 21 века проект не будет иметь действующих аналогов.

Рис. 1 – Общий вид космического телескопа OAST в собранном состоянии (слева), под обтекателем в разобранном виде (справа).

Публикации:
Сю Б., Ю Ф., Гао Ю., Ванг Ш., Жю Г., Джанг Ч., Шугаров А.С., Сачков М.Е., Саванов И.С. Концепция телескопа, собираемого на орбите (OAST) // Научные труды Института Астрономии РАН, Москва, 2019, т. 3, с. 94-104.

Сверхтонкое расщепление спектральных линий в базе данных VALD

Ю.В. Пахомов1, Т.А. Рябчикова1, Н.Е. Пискунов2
1Институт астрономии РАН, Москва, Россия
2Институт физики и астрономии, Уппсала, Швеция

Наиболее востребованная в мире база данных атомных параметров спектральных линий VALD дополнена новой важной функциональностью – возможностью учета эффекта сверхтонкого расщепления, необходимого для анализа профилей линий в спектрах высокого разрешения. Для этого нами создана вспомогательная SQL база данных с постоянными сверхтонкой структуры для 58 изотопов 30 нейтральных и однократно ионизованных атомов. Проведен анализ полноты собранных данных и новых возможностей при исследовании звезд различных спектральных классов. База данных позволяет учитывать расщепление до 60% линий в ультрафиолетовом ( l >= 1000 Å), и до 100% – в видимом и инфракрасном диапазонах (l ≤ d 25000 Å) для звезд спектральных классов A-M.

Рис. 1 – Распределение количества спектральных линий с расчетной глубиной более 0.3 относительно континуума по данным VALD в спектрах звезд различных классов. Серым цветом отмечены данные для нейтральных и однократно ионизованных атомов элементов с ненулевым магнитным моментом ядра, черным – данные, для которых в VALD есть постоянные сверхтонкого расщепления.

Публикации:
Пахомов Ю.В., Рябчикова Т.А., Пискунов Н.Е. Сверхтонкое расщепление в базе данных атомных параметров линий VALD // Астрономический Журнал, 2019, том 96, №12, стр. 984–995.

Надтепловые частицы в астрохимии Солнечной системы

В.И. Шематович
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

В работе представлен кинетический метод Монте-Карло (КММ-К) для исследования на молекулярном уровне описания роли надтепловых (горячих) частиц (Рисунок) в астрохимии. Рассмотрены разработанные автором совместно с коллегами различные модификации КММ-К, нацеленные на исследование роли надтепловых частиц в газопылевых оболочках, окружающих астрофизические объекты – дозвездные и протозвездные ядра молекулярных облаков, планеты, их спутники и кометы в Солнечной и внесолнечных планетных системах. В астрохимических приложениях данного подхода показана важная роль фракции надтепловых частиц (см., Рисунок), наличие которой: (а) приводит к локальным изменениям химического состава, так как неравновесные коэффициенты скорости химических реакций (особенно с высокими энергиями активации) между надтепловыми частицами и окружающей газопылевой оболочкой намного выше, чем для химических реакций при тепловых энергиях; (б) вызывает нетепловые свечения газопылевой оболочки; (в) усиливает химический обмен между газовой и пылевой фракциями оболочки; (г) приводит к образованию протяженных горячих корон у планет в Солнечной и внесолнечных системах, вызывает рост нетепловых атмосферных потерь, тем самым определяя эволюцию атмосферы планеты на астрономических масштабах времени; (д) способствует образованию сложных молекул в газовых и пылевых оболочках астрофизических объектов.

Рис. 1 – Схематическое представление на примере верхней атмосферы Марса фракций тепловых, надтепловых и сверхтепловых частиц в газовых оболочках астрофизических объектов.

Публикации:

1. V.I. Shematovich. Suprathermal particles in astrochemistry. Russian Chemical Reviews, 2019, v. 88, No. 10, 1013-1045. DOI: 10.1070/RCR4882

Роль науки в изучении и парировании космических угроз

Б.М. Шустов
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Впервые для отечественной науки выполнен сравнительный анализ состояния (в России и в мире) исследований по всем основным видам космических угроз: космическому мусору, космической погоде, астероидно-кометной опасности, биологической и астрофизическим угрозам.
Главные выводы:
1. Назрела насущная необходимость развития и осуществления в России национальной программы изучения космических опасностей и парирования космических угроз.
2. Роль фундаментальной здесь особенно значительна, хотя в настоящее время в России эта роль недооценена.
Последний вывод сделан специально для того, чтобы развеять имеющееся даже в отечественной научной среде несколько однобокое представление о том, что эти проблемы имеют чисто прикладное значение. В качестве примера выделены наиболее важные направления фундаментальных исследований по проблеме космического мусора.

Публикации:

Б.М.Шустов. О роли науки в изучении и парировании Космических угроз // Вестник Российской академии наук, 2019, том 89, № 8, с. 777-799.

Возможные типы магнитосфер горячих юпитеров

А.Г. Жилкин, Д.В. Бисикало
Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Показано, что в процессе обтекания звездным ветром атмосферы горячего юпитера важную роль играет магнитное поле ветра. Это обусловлено тем, что практически все горячие юпитеры располагаются в суб-альфвеновской зоне звездного ветра, где скорость ветра меньше его альфвеновской скорости (см. Рис.1). Скорость обтекания, учитывающая скорость орбитального движения планеты, при этом оказывается близкой к альфвеновской скорости. Это означает, что обтекание может происходить как в суб-альфвеновском режиме, так и в сверх-альфвеновском. В первом случае в структуре магнитосферы будет отсутствовать головная ударная волна. Такие горячие юпитеры должны иметь безударные наведенные (индуцированные) магнитосферы, аналогов которых в Солнечной системе, по-видимому, нет. Во втором случае магнитосфера горячего юпитера будет содержать все основные элементы, присутствующие в магнитосферах планет Солнечной системы.

Рис.1 – Распределение горячих юпитеров в плоскости переменных магнитное давление (Pmag) – динамическое давление (Pdyn). На левой диаграмме динамическое давление учитывает только скорость ветра, на правой диаграмме учтены орбитальные скорости планет. Параметры планет взяты из базы данных сайта www.exoplanet.eu. Использованы данные для 210 горячих юпитеров. Положениям планет отвечают центры кружков. Размеры кружков в логарифмическом масштабе соответствуют массам планет. Сплошная линия показывает положение альфвеновской точки. Буквами обозначены: «A» – сверх-альфвеновская зона, «B» – суб-альфвеновская зона.

Публикации:
Жилкин А.Г., Бисикало Д.В. О возможных типах магнитосфер горячих юпитеров // Астрономический журнал, 2019, т. 96, №7, с. 547-562.


ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА 2018

РЕШЕНИЕ ДИНАМИЧЕСКОЙ ЗАДАЧИ ВЫВЕДЕНИЯ ДВУХ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ В ОКРЕСТНОСТЬ ТОЧКИ ЛИБРАЦИИ L1 СИСТЕМЫ ЗЕМЛЯ-СОЛНЦЕ

И.Д. Коваленко (ИНАСАН, ИКИ РАН), Б.М. Шустов (ИНАСАН), Н.А. Эйсмонт (ИКИ РАН)

Предложена схема выведения двух космических аппаратов (КА) в окрестность точки либрации L1 системы Земля-Солнце, включающая использование гравитационного маневра у Луны для достижения требуемого взаимного расположения аппаратов. На рисунке 1 показаны траектории вывода КА в окрестность точки L1 (в проекции на плоскость эклиптики). Задача актуальна в связи с планируемой реализацией предложенного ИНАСАН уникального космического проекта СОДА (Система Обнаружения Дневных Астероидов), предназначенного для обнаружения опасных космических тел, сближающихся с Землей со стороны Солнца. Такие тела невозможно наблюдать с помощью как наземных, так и летающих в ближнем космосе телескопов. Размещение двух КА в окрестности точки L1 на орбитах с различными фазами позволяет существенно (до нескольких километров) повысить точность определения орбиты опасного тела и координат точки входа тела в атмосферу.

Рис. 1: Орбиты космических аппаратов проекта СОДА на участках выведения и навигации вокруг точки L1.

Публикации:
Kovalenko, I. D., Shustov, B. M., Eismont, N. A. Trajectory design for the System of Observation of Daytime Asteroids // ActaAstronautica, 2018, 148, 205-209, DOI:10.1016/j.actaastro.2018.05.007

СРАВНЕНИЕ БЕЗРАЗМЕРНЫХ ПАРАМЕТРОВ В АСТРОФИЗИЧЕСКИХ ПРИЛОЖЕНИЯХ МГД И ЛАБОРАТОРНОМ ЭКСПЕРИМЕНТЕ

Е.П. Курбатов, Д.В. Бисикало
ИНАСАН

Лабораторное моделирование астрофизических течений плазмы позволяет исследовать явления, для которых отсутствуют теоретические модели, либо их механизмы изучены недостаточно хорошо – плазменные неустойчивости, аномально высокую магнитную диффузию, МГД турбулентность. Нами впервые было обоснована принципиальная возможность исследования физических явлений, происходящих в оболочках поляров, промежуточных поляров, а также экзопланет типа горячих юпитеров, при помощи лабораторных экспериментов по лазерной абляции в магнитном поле. По результатам сравнения безразмерных параметров астрофизических приложений и лабораторного эксперимента были определены границы применимости данного метода исследований.

Публикации:
Е. П. Курбатов, Д. В. Бисикало, М. В. Стародубцев, А. Чиарди, Ж. Фукс, А. А. Соловьев, К. Ф. Бурдонов, Г. Реве, С. Чен. Сравнение безразмерных параметров в астрофизических приложениях МГД и лабораторном эксперименте // Астрономический Журнал, 2018, т. 95, № 8, с. 509–518, DOI: 10.1134/S0004629918080066.

МОДЕЛЬ МИРИДЫ T UMI

Ю.А. Фадеев
ИНАСАН

Впервые на основе согласованных расчетов звездной эволюции и нелинейных звездных пульсаций построена модель, которая воспроизводит наблюдаемое уменьшение периода колебаний мириды T UMi от 320 суток в начале 1970-х гг. до 110 суток в 2008 г. (рисунок). Теоретически подтверждена высказанная ранее гипотеза о происходящей в настоящее время тепловой вспышке в гелиевом слоевом источнике. Показано, что наблюдаемое сокращение периода связано как с вековым уменьшением радиуса звезды, так и с переходом колебаний из фундаментальной моды в первый обертон. Определены фундаментальные параметры звезды в ≈1970 г.: масса M=0.93M¤, светимость L=4080L¤, радиус R=220R¤.

Рис.1: Уменьшение периода пульсаций мириды T UMi по наблюдениям (красные кружки) и результаты теоретических расчетов (синие кружки и треугольники).

Публикации:
Ю.А. Фадеев. Модель мириды T UMi // Письма в Астрономический журнал, 2018, т. 44, с. 595-603, DOI: 10.1134/S032001081807001X.

МОДЕЛИРОВАНИЕ КИНЕТИЧЕСКИМ МЕТОДОМ МОНТЕ-КАРЛО ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ ПРОТОНОВ И АТОМОВ ВОДОРОДА С ВЫСОКИМИ ЭНЕРГИЯМИ С АТМОСФЕРОЙ МАРСА И СРАВНЕНИЕ С IN SITU ИЗМЕРЕНИЯМИ

Д.В. Бисикало, В.И. Шематович
(ИНАСАН),
J.-C. Gérard, B. Hubert
(LPAP, STAR Institute, Université de Liège, Liège, Belgium)

Впервые выполнено кинетическое моделирование протонной авроры на Марсе, открытой в наблюдениях КА MAVEN (Deighan et al. Discovery of a proton aurora at Mars // Nature Astronomy, 2018, Vol. 2, p. 802-807). Использована усовершенствованная кинетическая модель Монте-Карло для расчетов высыпания протонов и атомов водорода с высокими энергиями в атмосферу Марса. Сравнение расчетов с данными, собранными с помощью анализатора ионов солнечного ветра (MAVEN/SWIA), показывают, что модель Монте-Карло воспроизводит некоторые из измеренных потоков (см. Рис. 1). Результаты сравнения расчетов и измерения потоков протонов на малых высотах позволяют сделать вывод об эффективности перезарядки между протонами солнечного ветра и протяженной водородной короной, если измеряется одновременно величина индуцированного магнитного поля. Также установлено, что индуцированное магнитное поле играет очень важную роль в формировании отраженного атмосферой потока протонов и в существенной степени контролирует его величину.

Рис. 1: Расчетные восходящий (черная линия) и нисходящий (красная линия) потоки протонов на высоте 160 км для случая высыпания атомов водорода с энергетическим спектром солнечного ветра (зеленая линия).

Публикации:
D.V. Bisikalo, V.I. Shematovich, J.-C. Gérard, B. Hubert. Monte Carlo simulations of the interaction of fast proton and hydrogen atoms with the Martian atmosphere and comparison with in situ measurements // Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2018, Vol. 123, Issue 7, pp. 5850-5861, DOI: 10.1029/2018JA025400.

ХИМИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ПРОТОПЛАНЕТНЫХ ДИСКОВ СО ВСПЫШКАМИ СВЕТИМОСТИ ТИПА FU ORI

Т.С. Молярова, В.В. Акимкин, Д.З. Вибе
(ИНАСАН)

D. Semenov, Th. Henning
(Институт астрономии общества Макса Планка, Хайдельберг, Германия)

Á. Kóspál, P. Ábrahám
(Обсерватория Конколи, Будапешт, Венгрия)

E.Vorobyov
(Университет Вены, Австрия)

Для молодых звёзд типа FU Ori, окружённых протопланетными дисками из газа и пыли, характерны внезапные вспышки, во время которых их светимость увеличивается до сотен светимостей Солнца вследствие усиленной аккреции на звезду. В работе промоделирован химический состав протопланетного диска, испытывающего вспышку светимости. Найдены соединения, содержание которых в диске чувствительно к вспышке (NH3, CH4, CH3OH и др.), а также выделены молекулы, для которых оно остаётся повышенным в течение десятков лет после окончания вспышки (H2CO, NH2OH и др.). Проанализированы пути формирования этих молекул. Рассмотрена возможность наблюдения H2CO на примере звезды V346 Nor.

Рис. 1: Содержание молекулы H2CO в диске вокруг звезды V346 Nor до вспышки, во время и после нее.

Публикации:
Molyarova T., Akimkin V., Semenov D., Ábrahám P., Henning Th., Kóspál Á., Vorobyov E., Wiebe D., Chemical Signatures of the FU Ori Outbursts // The Astrophysical Journal, 2018, Vol. 866, №. 1, p. 46.

ИЗМЕНЕНИЕ СВОЙСТВ ГАЗА И ПЫЛИ В ХОДЕ ЭВОЛЮЦИИ ОБЛАСТЕЙ HII

А. П. Топчиева, М. C. Кирсанова, Д. З. Вибе
(ИНАСАН)

А. М. Соболев
(УрФУ, Коуровская обсерватория)

Области ионизованного водорода (HII) вокруг молодых массивных звезд в ИК-диапазоне проявляют себя как кольцевые туманности, повсеместно наблюдаемые в диске Галактики. Анализ морфологии областей HII, погруженных в родительские молекулярные облака, позволил отобрать объекты с наиболее регулярной структурой, представляющие собой естественные лаборатории для изучения эволюции и динамики космической пыли. Анализ ИК-излучения выбранных областей HII показал, что в них наблюдается значительно меньше органических пылинок, чем в среднем по Галактике. Наиболее вероятной причиной сокращения массы органических пылинок является их разрушение ультрафиолетовым излучением молодых звезд. Анализ потоков в радиодиапазоне позволил оценить спектральные классы звезд, ионизующих области HII: от B0.5 до O7, что соответствует интервалу эффективных температур звезд от 29000 К до 37000 К. Установлено, что потоки излучения в ИК-диапазоне увеличиваются с ростом массы нагретой оболочки вокруг области HII, а потоки в радиодиапазоне возрастают с увеличением температуры звезды.

Публикации:
A.P. Topchieva, D.S. Wiebe, М.S. Kirsanova. Global photometric analysis of Galactic HII regions // Research in Astronomy and Astrophysics, 2018, Vol. 18, № 8, id. 091, DOI: 10.1088/1674-4527/18/8/91.

А. П. Топчиева, М. C. Кирсанова, А. М. Соболев. Спектральный класс ионизующих звезд и потоки инфракрасного излучения от областей HII // Астрономический журнал, 2018, т. 95, № 11, c. 798–807, DOI: 10.1134/S0004629918110087

ГЛОБАЛЬНЫЙ ОБЗОР ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ В МЛЕЧНОМ ПУТИ. VI. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ВОЗРАСТОВ И ИСТОРИЯ ОБРАЗОВАНИЯ

E. Piskunov1,2, A. Just3, N. V. Kharchenko1,4, P. Berczik3,4, R.-D. Scholz5, S. Reffert1, и S. X. Yen1

1 Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Heidelberg, Germany

2 ИНАСАН

3 Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Heidelberg, Germany

4 Main Astronomical Observatory, Kiev, Ukraine

5 Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP), Potsdam, Germany

С помощью данных о возрастах и 3D координатах Галактических скоплений из нашего все-небесного обзора MWSC построено распределение скоплений по возрастам для разных областей Галактики и сделана оценка вариаций скорости образования скоплений в диске Галактики в течении последних 5 млрд. лет. Для того, чтобы связать наблюдаемое распределение возрастов, искаженное разной длительностью распада скоплений разных масс, с историей их образования, построена аналитическая модель образования и эволюции скоплений. Показано, что, в отличие от принятой сейчас точки зрения, скорость образования скоплений должна сильно падать со временем, а начальная функция масс скоплений должна быть достаточно плоской.

Рис.1: Слева – эмпирическая функция распределения возрастов Галактических рассеянных скоплений (гистограмма) и аппроксимирующее ее теоретическое распределение (сплошная кривая). В центре показана зависимость аппроксимирующей скорости образования скоплений от времени (ноль соответствует моменту 4 млрд. лет назад). Справа изображена соответствующая теоретическая начальная функция масс скоплений.

Публикации:

Piskunov, A. E.; Just, A.; Kharchenko, N. V.; Berczik, P.; Scholz, R.-D.; Reffert, S.; Yen, S. X. Global survey of star clusters in the Milky Way. VI. Age distribution and cluster formation history // Astronomy and Astrophysics, 2018, Vol. 614, A22, DOI: 10.1051/0004-6361/201732337.

БЛОК КАМЕР ПОЛЯ ПРОЕКТА «СПЕКТР-УФ»: ОПТИЧЕСКИЙ РАСЧЕТ, КОМПОНОВКА ОПТИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ И ДЕТЕКТОРОВ

А.С. Шугаров, М.Е. Сачков, Б.М. Шустов, С.Г. Сичевский, Е.Н. Канев, И.С. Саванов

(ИНАСАН)

А.Л. Яскович

(ИКИ РАН, ИНАСАН)

Предложена концепция, проведен оптический расчет и проведено моделирование прибора Блок камер поля (БКП) для проекта «Спектр-УФ». Российский БКП должен заменить испанский прибор ISSIS, исключенный из состава научной аппаратуры вследствие невозможности его изготовления Испанией. БКП оснащается приёмником излучения на основе ПЗС для проведения наблюдений в диапазоне 174–305 нм с возможным расширением диапазона до 115–1000 нм и приемником излучения на микроканальных пластинах для проведения наблюдений в диапазоне 115–176 нм. Основная задача БКП – получение изображений с высоким пространственным разрешением (до 0.1”) с использованием светофильтров и полевой спектроскопии в УФ-диапазоне с низким разрешением. БКП будет первой в мире астрономической камерой УФ-диапазона для наблюдения с субсекундным угловым разрешением на геосинхронной орбите, т.е. над основной массой геокороны. По сравнению с камерами космического телескопа им.Хаббла, БКП имеет гораздо большее поле зрения (около 7.5’) и как следствие большую эффективность работы в поисково-обзорном режиме.

Публикации:

Sachkov, M.; Shustov, B.; Gómez de Castro, Ana Inés; Sichevskij, Sergey; Shugarov, Andrey; Kanev, Evgeny; Vallejo, Juan Carlos; Marcos Arenal, Pablo. The new field camera unit imaging instrument onboard WSO-UV // Proceedings of the SPIE, 2018, Vol. 10699, id.1069935, 4 pp., DOI: 10.1117/12.2312933.

Сачков М.Е., Сичевский С.Г., Шустов Б.М., Канев Е.Н., Шугаров А.С. Блок камер поля проекта «СПЕКТР-УФ»: обновлённый дизайн и научные задачи // Вестник НПО имени С.А.Лавочкина, 2018, т.3. стр.31-36.

ДОПЛЕРОВСКАЯ 3D-ТОМОГРАФИЯ РЕНТГЕНОВСКОЙ ДВОЙНОЙ CYGX-1 ПО СПЕКТРАЛЬНЫМ НАБЛЮДЕНИЯМ ЛИНИИ HEII 4686Å, ЕЕ АНАЛИЗ И РЕЗУЛЬТАТЫ

Карицкая Е.А. (ИНАСАН), Агафонов М.И., Шарова О.И. (НИРФИ ННГУ), Бочкарев Н.Г. (ГАИШ МГУ), Бутенко Г.З., Бондарь А. В. (МЦ АМЭИ НАНУ, Украина), Жариков С. В. (Университетом UNAM, Мексика)

Впервые реализована доплеровская 3D-томография рентгеновской двойной СygX-1, содержащей в качестве релятивистского компонента черную дыру. Получена информация о движении газовых потоков, включающая все три компонента скорости, впервые в направлениях, отличных от орбитальной плоскости. Получено более полное представление о движении вещества, строении системы и процессе аккреции. В том числе обнаружены: газовый поток из точки Лагранжа L1, область взаимодействия потока вещества с аккреционной структурой и поток вещества, по-видимому, из магнитного полюса оптической звезды (О-сверхгиганта) с предсказанным нами горячим пятном (E.A. Karitskaya, N.G. Bochkarev // Advances in Space Research, 2015, Vol. 55, Issue 3, p. 857-861).

Рис. 1: Центральные сечения 3D томограммы: слева – в орбитальной плоскости, справа – в плоскости, включающей ось вращения системы.

Публикации:

М. И. Агафонов, Е. А. Карицкая, О. И. Шарова, Н. Г. Бочкарев, С. В. Жариков, Г.З.Бутенко, А. В. Бондарь, М.Ю. Сидоров. Доплеровская 30-томография рентгеновской двойной системы лебедь Х-1 по спектральным наблюдениям 2007 г. в линии Нe II А 4686 A // Астрономический журнал, 2018, т. 95, №2, 99-113, DOI:10.7868/S0004629918020020.

М. И. Агафонов, Е. А. Карицкая, О. И. Шарова, Н. Г. Бочкарев, С. В. Жариков, Г.З.Бутенко, А. В. Бондарь, И. Т. Бубукин. Доплеровская 3э-томография рентгеновской двойной системы Лебедь Х-1 по спектральным наблюдениям 2007 г. в линии Нe II λ 4686 A // Астрономический журнал, 2018, т. 95 №3, 237-250,DOI:10.7868/S0004629918020020.

АВТОМАТИЧЕСКАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД, ОТКРЫТЫХ ПО СКАНАМ АСТРОНЕГАТИВОВ МОСКОВСКОЙ ФОТОТЕКИ

Д.М. Колесникова (ИНАСАН), А.М. Зубарева, Н.Н. Самусь (ИНАСАН и ГАИШ МГУ), С.В. Антипин, А.А. Белинский, А.В. Жарова (ГАИШ МГУ), К.В. Соколовский (ГАИШ МГУ и АКЦ ФИАН), И. Бекер (Католический университет Сантьяго, Чили), К. Пичара (Католический университет Сантьяго, Чили, Институт прикладных вычислительных исследований Гарвардского университета, США)

Архивы фотографических наблюдений на обсерваториях мира имеют большой потенциал их использования в научных исследованиях. 172 полученных в 1976–1994 гг. с 40-см астрографом пластинки звездного поля из московской фототеки, центр которого – звезда 104 Геркулеса, оцифрованы с разрешением 2400 точек на дюйм и использованы для полуавтоматического поиска переменных звезд. Открыто и изучено 275 новых переменных. К массиву фотометрических измерений новых переменных звезд применен метод автоматической классификации на основе алгоритма RandomForest, результаты сопоставлены с классификацией, выполненной традиционным образом. Автоматическая классификация оказалась удовлетворительной в 88% случаев, т.е. методика доказала свою эффективность при использовании фотографических наблюдений, намного более зашумленных по сравнению с ПЗС-данными.

Рис. 1: Фотографические кривые блеска избранных новых переменных звезд.

Публикации:

S.V. Antipin, I. Becker, A.A. Belinski, D.M. Kolesnikova, A. Pichara, N.N. Samus, K.V. Sokolovsky, A.V. Zharova, A.M. Zubareva. New variable stars from the photographic archive: semi-automated discoveries, attempts at automatic classification and the new field 104 Her // Research in Astronomy and Astrophysics, 2018, Vol. 18, article id. 92, DOI: 10.1088/1674-4527/18/8/92.

ПРИРОДА СВЕРХНОВОЙ SN 1997EG

Н.Н. Чугай

ИНАСАН

Предложено объяснение узких линий, формируемых в плотном газе вокруг сверхновой типа IIn SN 1997eg. Новым физическим эффектом, включённым в модель, является ускорение околозвёздного газа перед ударной волной космическими лучами, которые должны генерироваться стандартным механизмом в ударной волне. В новой картине скорость ветра равна 20 км/с, что в восемь раз меньше принимавшейся ранее величины. Модель позволяет объяснить присутствие в спектре широкой линии поглощения Hα вместе с узкими эмиссионными линиями Hα и [Fe X] 6374 Å (см. рисунок 1). Низкая скорость ветра означает, что предсверхновая звезда была красным сверхгигантом, а не голубой переменной высокой светимости, как считалось ранее.

Рис. 1: Модельные профили линий Hα и [Fe X] 6374 Å (красные кривые) в сравнении с наблюдаемым спектром SN 1997eg на 207-й день после взрыва.

Публикации:

Н.Н. Чугай. Ветер предсверхновой IIn SN 1997eg // Письма в Астрономический журнал, 2019 – принята в печать.

ВЛИЯНИЕ ЗВЕЗДНОЙ ВСПЫШКИ НА ДИНАМИЧЕСКОЕ СОСТОЯНИЕ АТМОСФЕРЫ ЭКЗОПЛАНЕТЫ HD 209458b

Д.В. Бисикало, А.А. Черенков, В.И. Шематович

ИНАСАН

С помощью одномерной аэрономической модели, корректно учитывающей нагрев и химические процессы в атмосфере, были произведены расчеты газодинамического отклика атмосферы горячего юпитера HD209458b на характерные супервспышки солнечноподобных звезд. Впервые показано, что в атмосфере горячего юпитера локальный разогрев атмосферы приводит к образованию двух распространяющихся наружу ударных волн. Исследованы возможные наблюдательные проявления формирующихся ударных волн, и сделаны оценки дополнительной потери вещества атмосферой. Показано, что на уровне экзобазы скорость потери массы возрастает в 1.9, 4, и 17.5 раз при увеличении XUV потока в 10, 100, и 1000 раз, соответственно.

Публикации:

Д.В. Бисикало, А.А. Черенков, В.И. Шематович, Л. Фосcати, К. Местль. Влияние звездной вспышки на динамическое состояние атмосферы экзопланеты HD 209458b // Астрономический Журнал, 2018, т. 95, № 10, DOI: 10.1134/S000462991810002X.

D.V. Bisikalo, V.I. Shematovich, A.A. Cherenkov, L. Fossati, C. Mὅstl. Atmospheric mass loss from hot Jupiters irradiated by stellar superflares // arXiv:1811.02303, Astrophysical Journal – принята в печать.

ИЗОБРЕТЕНИЕ «СПОСОБ ВЫСОКОТОЧНОГО ПОЗИЦИОНИРОВАНИЯ АППАРАТА НА ПОВЕРХНОСТИ ЛУНЫ И УСТРОЙСТВО ДЛЯ ЕГО ОСУЩЕСТВЛЕНИЯ»

А.В. Багров, В.А. Леонов

(ИНАСАН),

В.К. Сысоев, А.О. Дмитриев

(НПО Лавочкина)

Относится к прорывным технологиям. Позволяет обеспечить точность навигации на Луне космической техники на уровне 10 метров. В настоящее время эллипс ошибок положения точки посадки готовящейся миссии «Луна-25» составляет 15х30 км. Изобретение соответствует уровню, обозначенному Федеральной Космической Программой России на 2016-2025 г., как задание на 2025 год. На изобретение подана заявка в Федеральный Институт Промышленной Собственности (ФИПС): дата поступления 19.07.2018, вх. № 042366, рег. № 2018126677.

Публикации:

Заявка в Федеральный Институт Промышленной Собственности (ФИПС): дата поступления 19.07.2018, вх. № 042366, рег. № 2018126677.

РЕЗУЛЬТАТЫ ПОИСКОВЫХ НАБЛЮДЕНИЙ МАЛОРАЗМЕРНЫХ ФРАГМЕНТОВ КОСМИЧЕСКОГО МУСОРА В ТЕРСКОЛЬСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ

Н.С. Бахтигараев, П.А. Левкина, А.В. Сергеев

(ИНАСАН),

В.В. Чазов

(ГАИШ МГУ)

Телескоп Цейсс-2000 Терскольской обсерватории является крупнейшим телескопом, который регулярно применяется для исследований космического мусора. С его помощью обнаруживаются новые фрагменты, ранее не каталогизированные, и исследуются характеристики фрагментов космического мусора размерами менее 10 см на расстоянии более 40 тыс. км от Земли, многие из которых недоступны наблюдениям другими существующими инструментами, но важны для изучения заселённости геостационарной зоны космическим мусором. Например, только за 9 ночей в октябре 2018 г. было обнаружено 10 ранее не наблюдавшихся малоразмерных фрагментов. На рисунках приводятся графики изменения блеска и периодограммы двух фрагментов, обнаруженных в июне и октябре 2018 г. Периодограммы очень похожи и, возможно, эти фрагменты имеют одинаковую форму.

Рис. 1: График изменения блеска и периодограмма фрагмента 92918, обнаруженного и наблюдавшегося 4 ночи в июне 2018 г.

Рис. 2: График изменения блеска и периодограмма фрагмента 70100, обнаруженного 16-го октября 2018 г.

Публикации:

Левкина П.А., Бахтигараев Н.С. Результаты поисковых наблюдений малоразмерных фрагментов космического мусора в Терскольской обсерватории в 2017-2018 гг. // Известия ГАО РАН, 2019 – принята в печать.


ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА 2017

СРАВНЕНИЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ ШКАЛЫ РАССТОЯНИЙ ЗВЕЗДНЫХ СКО-ПЛЕНИЙ С ТРИГОНОМЕТРИЧЕСКОЙ НА ОСНОВАНИИ ДАННЫХ КАТАЛОГА TGAS DR1 GAIA

Д.А.Ковалева, А.Э.Пискунов (ИНАСАН), Н.В.Харченко (ГАО НАНУ),
S. Röser, E. Schilbach (Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Re-chen-Instit), R.-D. Scholz (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam), S.Reffert, S.Yen (Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg)

Опубликованные в рамках первого релиза данных Gaia тригонометрические параллаксы TGAS для 5743 звезд – вероятных членов рассеянных скоплений наиболее полного и однородного каталога рассеянных скоплений MWSC – были сопоставлены с фотометрическими расстояниями, определенными для этих скоплений. Проведенный анализ позволил впервые провести систематическую проверку фотометрической шкалы расстояний для скоплений, и подтвердил ее хорошее согласие (на уровне 0.1 mas в шкале параллаксов) с тригонометрической шкалой на расстояниях до 800 пк для отдельных звезд, и на расстояниях до 2300 пк при усреднении по 64 скоплениям с наибольшим количеством звезд с параллаксами TGAS.

Рис. 1: фотометрические параллаксы скоплений MWSC и средние тригономет-рические параллаксы TGAS звезд-членов этих скоплений. Размер кружков пропор-ционален числу звезд с параллаксами в скоплении. Крестиками показаны оценки расстояний Gaia до близких скоплений (2017A&A…601A..19G).

Публикации
Astronomy & Astrophysics, Volume 606, id.L8, 2017

МОДЕЛЬ МОДИФИЦИРОВАННОЙ МАГНИТНОЙ ГИДРОДИНАМИКИ С УЧЁ-ТОМ ВОЛНОВОЙ ТУРБУЛЕНТНОСТИ В ПРИЛОЖЕНИЯХ К АСТРОФИЗИКЕ

Е.П.Курбатов, А.Г. Жилкин, Д.В.Бисикало

Институт астрономии РАН

Впервые получена замкнутая система уравнений модифицированной магнитной гидродинамики, которая позволяет описывать течение плазмы в присутствие развитой волновой альфвеновской турбулентности. Подход, использованный при выводе уравнений, корректно учитывает эффекты турбулентных магнитных напряжений, магнитной вязкости и диссипативного нагрева, вызванных волновой турбулентностью. Модель достаточно универсальна и может использоваться для расчёта структуры течений в широком диапазоне величин магнитного поля и турбулентной энергии. В частности, её можно применять для исследования структуры течения астрофизической плазмы в сильных магнитных полях, которые встречаются в системах поляров и промежуточных поляров. На основе предложенного подхода была разработана численная модель, с помощью которой впервые был успешно выполнен расчёт аккреции в поляре CSS 081231 и промежуточном поляре V 2400 Oph.

Публикации
Е. П. Курбатов, А. Г. Жилкин, Д. В. Бисикало «Модель модифицированной магнитной гидродинамики с учётом волновой турбулентности в приложениях к астрофизике», УФН, 2017, 187, № 8, с. 857–878, DOI: 10.3367/UFNr.2017.01.038063

АСИММЕТРИЧНЫЙ ВЫСОКОСКОРОСТНОЙ ВЫБРОС Ni-56 В СВЕРХНОВОЙ SN 2013ej

Н.Н.Чугай (ИНАСАН), В.П. Утробин (ИТЭФ)

Впервые на основе согласованных численных расчетов звездной эво-люции и нелинейных звездных пульсаций показано, что переменность блеска Полярной звезды обусловлена радиальными колебаниями в фундаментальной моде, а сама звезда находится на кратковременной стадии гравитационного сжатия гелиевого ядра после главной последовательности (первое пересечение полосы нестабильности цефеид). Радиус Полярной звезды в 40 раз превосходит солнечный радиус, а масса составляет около 6 масс Солнца. Из теоретических оценок светимости (1450 – 1500 светимостей Солнца) следует, что расстояние до Полярной звезды составляет около 100 пк. Это значение находится в хорошем соответствии с современными оценками ее спектрального параллакса.

Опубликовано
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 472, 5004 (2017)

МОЛОДОЙ СЖИМАЮЩИЙСЯ БЕЛЫЙ КАРЛИК В ПЕКУЛЯРНОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЕ HD 49798

С.Б Попов (ГАИШ), С.Мерегетти (INAF, IASF-Milano), С.И. Блинников(ГАИШ), А.Г. Куранов (ГАИШ), Л.Р. Юнгельсон (ИНАСАН)

HD 49798 – единственная известная рентгеновская система с донором-гелиевым субкарликом (sdO). Аккретор может быть как нейтронной звездой, так и белым карликом (БК), на что указывает большая масса 1.28±0.05 Mʘ, период вращения P=13.2 с, и его стабильное ускорение -2.15•10-15с/с. Масса донора необычно велика для звезд sdO (~1.5 Mʘ), он имеет сильный звездный ветер 3•10-9 Mʘ/год. Предложено объяснение особенностей системы в предположении, что аккретор – БК. Эта гипотеза совместима с низкой рентгеновской светимостью системы, спектром рентгеновского излучения, значительным размером излучающей области, расстоянием до системы. В рамках теории охлаждения БК Блинникова и Дуниной-Барковской (АЖ, 1993, 37, 187), БК – молодой (2 млн. лет) сжимающийся объект. Предшественник HD 49798 – система с очень близкими массами компонентов (~7 Mʘ), в которой на стадии общей оболочки одновременно сформировались БК и субкарлик (рис.). Если гипотеза будет подтверждена дальнейшими наблюдениями, БК в HD 49798 – единственный известный еще сжимающийся объект данного класса.

Рис.1: Возможные комбинации масс компонентов в двойных системах, подобных HD 49798. Различными символами обозначены системы с различными орбитальными периодами (в днях).

Опубликовано
Принято к печати в MNRAS

МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ИНДИКАТОРЫ МАССЫ ПРОТОПЛАНЕТНЫХ ДИСКОВ

Т. Молярова, В. Акимкин, Д. Семенов, Т. Хеннинг, А. Васюнин, Д. Вибе

Масса — важнейший параметр протопланетного диска, определяющий свойства формирующейся в нём планетной системы. В работе проанализирована возможность оценки массы протопланетных дисков на основании наблюдений молекулярных линий. На основе анализа ансамбля моделей дисков с различными физическими параметрами выявлены наилучшие молекулярные индикаторы масс этих объектов. Показано, что наиболее достоверную оценку массы протопланетного диска можно получить по наблюдениям линий молекулы CO, однако традиционное предположение об универсальности относительного содержания этой молекулы в газовой фазе различных астрофизических объектов нарушается в дисках. За счёт химических процессов на поверхности пыли газофазное содержание CO оказывается в несколько раз ниже ожидаемого. В результате массы дисков, определённые по CO, могут быть существенно занижены. Пренебрежение этим эффектом может привес-ти к некорректной интерпретации наблюдательных данных.

Рис. 1. Полная масса оксида уг-лерода в газовой фазе протопла-нетных дисков различных масс, радиусов и зависимостей по-верхностной плотности от рас-стояния. Штриховой линией по-казано максимально возможное содержание CO при условии, что в этих молекулах связаны все доступные атомы углерода.

Опубликовано
Molyarova et al. ApJ, 849, 130 (2017)

ПРОИЗВОДСТВО СТРОНЦИЯ — КЛЮЧ К ПОНИМАНИЮ ХИМИЧЕСКОЙ ЭВОЛЮЦИИ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК

Машонкина Л.И., Ситнова Т.М., Пахомов Ю.В. (ИНАСАН), P.Jablonka (EPFL)

Впервые получена система однородных и точных данных о содержании химических элементов от натрия до бария у выборки звезд с большим дефицитом железа в карликовых галактиках разной массы. Обнаружено, что химическая эволюция галактик ультра-низкой светимости – с барионной массой менее 106 солнечной массы – отличается от эволюции нашей Галактики и классических сфероидальных галактик (M ~108 Msun) в отношении производства стронция. В наименее массивных галактиках наблюдаемое отношение содержания Sr/Ba свидетельствует о доминировании r-процесса (Рис. 1), в то время как в остальных, на начальных этапах их эволюции действовали два канала производства Sr – r-процесс и еще один, более эффективный источник, природа которого остаётся неизвестной. Полученные зависимости содержания различных элементов от содержания железа крайне важны для понимания зависимости процессов звездообразования от массы галактики, механиз-мов и места синтеза отдельных химических элементов.

Рис. 1. Наблюдаемое отношение содержания Sr/Ba в галактиках ультра-низкой светимо-сти (синие символы), в классических сфероидальных (красные символы) и в нашей Галак-тике (светлые кружки).

Опубликовано
Astron&Astrophys, 604, A129 (2017)
Astron&Astrophys (в печати, arXiv:1709.04867)

О НАСЕЛЕННОСТИ ОКОЛОЗЕМНОГО ПРОСТРАНСТВА ОПАС-НЫМИ НЕБЕСНЫМИ ТЕЛАМИ

Б.М. Шустов, С.А. Нароенков, Е.В.Ефремова

Институт астрономии РАН

Рассмотрены различные свойства популяции небесных тел декаметрового размера, сближающихся с Землей. Внимание к свойствам популяции таких тел и, особенно тел, приближающихся к Земле со стороны Солнца (с дневного неба), возросло в связи с Челябинским событием 15 февраля 2013 г. Показано, что средний темп входа в околоземное пространство (ОКП), т.е. в зону расстояний до Земли менее ~ 1 млн. км, тел декаметрового и более размера с дневного неба (значения элонгации точек входа в ОКП менее 90°) составляет около 620 шт/год. Полученные результаты имеют как теоретический интерес − для изучения динамики малых тел Солнечной системы), так и практическое значение для организации эффективной системы предупреждения об опасных сближениях небесных тел с Землей.

Количество астероидов размером более 10 м, сближающихся с Землей за год с направлений, близких к на-правлению на Солнце.

Опубликовано
Б.М. Шустов, С.А. Нароенков, Е.В.Ефремова О населенности околоземного про-странства опасными небесными телами .//. Астрономический вестник, т 51, №1, с.44-50 (2017)

НАУЧНО-ТЕХНИЧЕСКОЕ ОБОСНОВАНИЕ НЕОБХОДИМОСТИ СОЗДАНИЯ НАЦИОНАЛЬНОЙ ГЛОБАЛЬНОЙ СИСТЕМЫ МОНИ-ТОРИНГА ГЕОДЕЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ ЗЕМЛИ

С.П. Кузин, А.А.Клюйков, К.В.Эбауэр

Институт астрономии РАН

В работе представлены результаты научно-технического обоснования не-обходимости создания национальной глобальной системы мониторинга геоде-зических параметров Земли (НГСМГПЗ) с целью прогноза и минимизации ущерба, причиняемого катастрофическими явлениями, возникающими на тер-ритории нашей страны. С этой целью в работе выполнен анализ возможных областей применения (НГСМГПЗ), анализ параметров, необходимых для исследования процессов в системе Земля. Обнаружено, что наиболее оптимальным составом геодезических параметров являются параметры, ко-торые определяются методами спутниковой геодезии по следующим направлениям: определение пространственных координат пунктов, геокинематика, определение параметров вращения Земли, определение параметров гравитационного поля Земли.

Мониторинг параметров, получаемых в этих областях современной геоде-зии, позволит получить количественные оценки геодинамических процессов. Далее был выполнен анализ состояния современного фундаментального коор-динатно-временного обеспечения Российской Федерации с целью оценки воз-можности его использования в (НГСМГПЗ). На основе этого были определены круг задач, решаемых на основе использования (НГСМГПЗ) и перспективные средства для их решения.

Опубликовано
Представляемая работа выполнена в рамках СЧ НИР «Вызов-Перспектива-3-ИНАСАН» (этап 1).

НОВАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД В ОБЩЕМ КА-ТАЛОГЕ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД

Н.Н.Самусь Е.В. Казаровец, Н.Н. Киреева, Е.Н. Пастухова (ИНАСАН), О.В. Дур-левич (ГАИШ МГУ)

Общий каталог переменных звезд (ОКПЗ) – международное поручение российских астрономов с 1946 года. В 2017 году создателями ОКПЗ осуществлен его переход на этап пятого, чисто электронного издания. Принципы составления пятого издания ОКПЗ и достижения в ходе этой работы проиллюстрированы на примере созвездия Киля, а также новых переменных звезд в последнем, 81 Списке обозначений. Число звезд ОКПЗ в этом созвездии с 1985 года (четвертое издание) увеличилось с 387 до 906. Велика доля звезд ОКПЗ, информация о которых в ОКПЗ базируется на исследованиях авторами каталога: среди звезд, уже входивших в предыдущее издание ОКПЗ, для 57% информация пятого издания заменена на результаты исследований авторов каталога; среди общего числа звезд ОКПЗ в созвездии Киля на исследованиях авторов ОКПЗ основаны данные для 38%. В 81 Списке обозначений пересмотрены идентификации и элементы изменения блеска, предло-женные открывателями для многих новых переменных звезд. Для всех переменных звезд пересматривается классификация с учетом новых данных и предложенных новых типов. По пластикам фототек и базам данных ПЗС-обзоров изучен ряд переменных звезд, важных для астрофизики. В частности, показано, что сообщения о падении блеска на 16% за столетие у уникальной затменной системы – звезды Бояджян (KIC 8462852), у которой наблюдаются трудные для интерпретации глyбокие падения блеска сложной структуры, не подтверждаются данными Зоннебергской и Московской фототек.

Опубликовано
1. Самусь Н.Н., Казаровец Е.В. и др. Общий каталог переменных звезд: версия ОКПЗ 5.1. АЖ., 2017, 94, 1, 87–96
2. Hippke M., Kroll P., Matthai F., Angerhausen D., Tuvikene T., Stassun K.G., Roshchina E., Vasileva T., Izmai-lov I., Samus N.N., Pastukhova E.N., Bryukhanov I., Lund M.B. Astrophysical Journal, 2017, Issue 1, Article Id. 85, 11 pp.

НАДТЕПЛОВЫЕ АТОМЫ КИСЛОРОДА В ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРЕ МАРСА: ВКЛАД ПРОЦЕССОВ ВЫСЫПАНИЯ ПРОТОНОВ И АТО-МОВ ВОДОРОДА

В.И.Шематович

Институт астрономии РАН

В качестве источника горячих атомов кислорода рассмотрен процесс переноса количества движения и энергии в упругих столкновениях между тепловыми атмосферными атомами кислорода и высыпающимися в верхнюю атмосферу Марса протонами и атомами водорода с высокими кинетическими энергиями из плазмы солнечного ветра. Показано, что экзосфера населяется значительным количеством надтепловых атомов кислорода с кинетическими энергиями вплоть до энергии убегания 2 эВ, т.е., формируется горячая кислородная корона Марса. Перенос энергии от высыпающихся протонов и атомов из плазмы солнечного ветра к тепловым атомам кислорода приводит к образованию дополнительного нетеплового потока убегания атомарного кислорода из атмосферы Марса, который является становится доминантным в условиях экстремальных солнечных событий – солнечных вспышек и корональных выбросов массы, – как показали недавние наблюдения КА NASA MAVEN (Jakosky et al., Science, 2015).

Рис. Энергетические спектры восходящего потока атомов кислорода на высоте экзо-базы Марса для различных условий высыпа-ния плазмы солнечного ветра по данным КА NASA MAVEN (Halekas et al., Geophys. Res. Lett., 2015). Потоки убегания расположены справа от прерывистой вертикальной ли-нии.

Опубликовано
Астрономический вестник, т. 51, №4, 275-284, (2017).
Доложено на 8-ом Международном Московском симпозиуме исследований Солнечной системы 8MS3-2017 (ИКИ РАН, 2017). Некоторые материалы исследования также были представлены на 2-ой Междуна-родной школе для молодых ученых “Экзопланеты в двойных звездных системах” (ИНАСАН, октябрь 2017 г.)

ИССЛЕДОВАНИЕ ТЕЧЕНИЯ В ОБОЛОЧКЕ ГОРЯЧЕГО ЮПИТЕРА С МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ

Д.В. Бисикало, А.С. Аракчеев, А.Г. Жилкин, П.В. Кайгородов

Институт астрономии РАН

Протяженные оболочки горячих юпитеров возникают в результате истечения атмосферы через окрестности точек Лагранжа L1, L2 и могут многократно превосходить по размерам саму планету. Ранее нами была разработана численная модель, при помощи которой было впервые показано, что в реалистичном диапазоне параметров атмосферы возможно существование квазизамкнутых оболочек, стабилизируемых за счет динамического давления звездного ветра. В 2017 году были проведены трехмерные численные расчеты с учетом гипотетического дипольного магнитного поля горячего юпитера. По результатам моделирования было показано, что наличие даже сравнительно слабого дипольного магнитного момента (0.1-0.125 от магнитного момента Юпитера) существенно меняет картину течения в оболочке. В частности, магнитное поле увеличивает диапазон параметров, при котором может существовать квазизамкнутая оболочка. Также моделирование показало, что в присутствии магнитного поля истечение через окрестность точки L1 может иметь пульсационный характер.

Рис. 1: изоповерхности плотности и силовые линии магнитного поля в протя-женной оболочке горячего юпитера.

Опубликовано
1. Аракчеев А.С., Жилкин А.Г., Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Косовичев А. Г., «Ослабление потери массы горячим юпитером WASP-12b под действием собственного магнитного поля» // Астрон. Журн. Т. 94, N 11, С. 927–937 (2017)
2. Бисикало Д.В., Аракчеев А.С., Кайгородов П.В., «Пульсации атмосфер горячих юпитеров, обладаю-щих собственным магнитным полем» // Астрон. Журн. Т. 94, N 11, С. 927–937 (2017)

РОЛЬ СБЛИЖЕНИЙ С СОЛНЦЕМ В ЭВОЛЮЦИИ АСТЕРОИДОВ И КОМЕТ

В.В. Емельяненко

Институт астрономии РАН

Изучены динамические процессы перехода астероидов и комет на ор-биты с малыми перигелийными расстояниями. На коротких промежутках времени порядка тысяч лет эффективность таких переходов обеспечивается действием механизма вековых возмущений Лидова-Козаи, а на значительно более длительных промежутках времени – действием вековых резонансов. Показано, что околосолнечная стадия в эволюции малых тел играет большую роль в формировании физических свойств, распределения по размерам и динамических особенностей околоземных объектов. Найдены наблюдаемые астероиды, которые в недалеком прошлом имели орбиты с перигелийными расстояниями менее 0.1 а.е. Установлено, что с большой вероятностью Челябинский метеорит проходил вблизи Солнца приблизительно миллион лет назад.

Рис. 1. Изменения перигелийного расстоя-ния в прошлом для астероида 2012 FZ23. Данные для орбит из доверительной об-ласти представлены каждые 100 лет.
Рис. 2. Эволюция Челябинского метеорита на околосолнечную орбиту.

Опубликовано
1. Астрон. вестник, 2017, т. 51, с. 67-71.
2. Proceedings of the IAU Symp. 318, 2016, p.359.
3. Planetary and Space Science, 2015, v. 118, p. 302-304.


ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА 2016

О ВЛИЯНИИ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ НА ГАЗОДИНАМИКУ АТМОСФЕРЫ ЭКЗОПЛАНЕТ ТИПА «ГОРЯЧИЙ ЮПИТЕР»

Д.В.Бисикало, А.А.Черенков

Институт астрономии РАН

Впервые проведено трехмерное численное моделирование процесса взаимодействия протяженной оболочки горячего юпитера с корональным выбросом массы (КВМ). Экзопланеты, относящиеся к классу «горячих юпитеров» находятся на очень низких орбитах и, соответственно, должны быть подвержены сильному влиянию вспышек их родительских звезд. По результатам расчетов установлено, что даже слабые корональные выбросы массы звезд солнечного типа существенно (на порядок величины) увеличивают потерю массы экзопланетами типа «горячий юпитер», тем самым значительно ограничивая время жизни таких объектов. Ранее авторами была открыта возможность формирования протяженных несимметричных квазизамкнутых оболочек у горячих юпитеров. Внешние части такой оболочки слабо гравитационно связаны с планетой, именно поэтому даже слабого КВМ достаточно, чтобы значительная часть атмосферы была сорвана и унесена от экзопланеты (см. рисунок).

Протяженная оболочка горячего юпитера в процессе разрушения корональным выбросом массы. Показаны изоповерхности плотности (в разрезе), а также изолиния потенциала Роша, проходящая через внутреннюю точку Лагранжа системы звезда-планета.

(Опубликовано в Астрон.Журн. 2016, 93, 2, 139)

РЕШЕНИЕ ПРОБЛЕМЫ ФОРМИРОВАНИЯ БАРОВ В ГАЛАКТИКАХ С ВЫСОКОЙ ЦЕНТРАЛЬНОЙ ПЛОТНОСТЬЮ

Поляченко Е.В.

Институт астрономии РАН

Совместно с Берцик П.П. ГАО НАН Украины, Киев; NAOC CAS BeijingChina; ARI, HeidelbergUniversity, Юст А. ARI, HeidelbergUniversity)

Более половины дисковых галактик, в том числе и наша Галактика, имеют центральное уплотнение и одновременно спиральный узор с гигантской перемычкой (баром). Однако согласно теории, высокая центральная плотность подавляет неустойчивость, формирующую бар. Поэтому требовалось объяснить возможное происхождение баров в таких галактиках. С помощью численного моделирования и теоретических расчетов мы показываем, что проблема подавления неустойчивости снимается при учете конечной толщины диска галактики. Таким образом, дается объяснение происхождения баров в галактиках с высокой центральной плотностью.

Изображение галактики NGC 1300 с баром и четко выраженным центральным уплотнением [получено PatKnezek, HubbleSpaceTelescope].

​(Опубликованов Mon. Not. Royal Astron. Soc., Volume 462, Issue 4, p.3727)

ИОНИЗАЦИЯ И ЗАРЯДКА ПЫЛИ В ПРОТОПЛАНЕТНЫХ ДИСКАХ

А. Ивлев1, В. Акимкин2, П. Каселли1

1Институт внеземной физики общ.им. М. Планка, Гархинг, Германия

2Институт астрономии РАН

Разработана модель столкновительной плазменной зарядки пылинок в слабоионизованном запыленном газе протопланетного диска. Показано, что темп слипания мелких пылинок в газопылевом диске на раннем этапе формирования планетной системы качественным образом зависит от заряда пылинок. Для характерных физических условий протопланетных дисков выявлено несколько режимов — электрон-ионной плазмы, пыль-ионной плазмы и пыль-пылевой плазмы (см. рис.). Эффективная коагуляция пылинок возможна лишь в режиме пыль-пылевой и пыль-ионной плазмы. Однако сам рост пыли приводит к смене режима на электрон-ионный, при котором дальнейшая коагуляция невозможна из-за сильного электростатического барьера. Модель уточняет теории ранних стадий формирования планет, астрохимии и исследованиях магнито-ротационной неустойчивости.

Вклад различных компонентов (электронов, ионов, положительно и отрицательно заряженных пылинок) в зарядовую структуру запыленного газа в центральной плоскости протопланетного диска как функция расстояния от центральной звезды.

AstrophysicalJournal, (2016/2017).

ПРОЕКТ КОСМИЧЕСКОЙ СИСТЕМЫ ОБНАРУЖЕНИЯ ДНЕВНЫХ АСТЕРОИДОВ (СОДА)

Шустов Б.М.1, ШугаровА.С. 1,Нароенков С.А. 1, Прохоров М.Е. 2

1Институт астрономии РАН, 2 ГАИШ МГУ им. М.В.Ломоносова

Предложена космическая Система Обнаружения Дневных Астероидов (СОДА), предназначенная для обнаружения опасных небесных тел (ОНТ) размером более 10 м, приближающихся к Земле со стороны Солнца и необнаружимых наземными или околоземными средствами. СОДА – малобюджетный космический аппарат, с телескопами апертурой до 30 см, выводимый на гало-орбиту в окрестности точки L1 системы Солнце-Земля. СОДА будет обнаруживать в год до тысячи ОНТ. Проект имеет как фундаментальный интерес (изучение динамики ОНТ), так и прикладной, т.к. обеспечит выдачу предупреждения о редких, но возможных событиях – столкновениях ОНТ с Землей, не позднее чем за 4 часа до столкновения.

Вариант космического аппарата СОДА с 3-мя малыми телескопами.

Опубликовано в:

  1. Шустов Б.М., Шугаров А.С., Нароенков С.А., Прохоров М.Е.Астрон.Журн. 2015, 92,10, с. 867
  2. Коллективная монография «Астероидно-кометная опасность: стратегия противодействия». Изд-во ВНИИ ГОИЧС МЧС России Москва, 2015, 272 стр. ISBN: 978-5-93970-141-9
  3. Shustov B.M. Kinematics and Physics of Celestial Bodies, 2016, V. 32, Issue 5, pp 218–222

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ОГРАНИЧЕНИЯ НА МОДЕЛИ ХИМИЧЕСКОЙ ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИКИ

Машонкина Л.И., Алексеева С.А., Пахомов Ю.В., Ситнова Т. М. (ИНАСАН), Zhao G., Yan H.-L. (Национальные астрономические обсерватории Китая)

Впервые получена система однородных и точных данных о содержании семнадцати химических элементов у выборки звезд-карликов, равномерно распределенных в широком диапазоне металличности. Преимущество новых результатов – в использовании наблюдаемых спектров высокого разрешения и наиболее полном учете физических процессов при моделировании теоретического спектра. Полученные зависимости содержания различных элементов от содержания железа ([Fe/H]) крайне важны для изучения химической эволюции Галактики и происхождения химических элементов. Рисунок иллюстрирует малый разброс отношения содержания [O/Fe] у звезд близкойметалличности и четко выраженную зависимость от [Fe/H].

Зависимость отношения содержания [O/Fe] от металличности у различных звездных населений Галактики в окрестностях Солнца: тонкий диск (синие кружки), толстый диск (розовые кружки), гало (зелёные кружки).

Принято в печать в AstrophysicalJournal

ФИЗИЧЕСКИЕ И ОРБИТАЛЬНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ОБЪЕКТОВ КОСМИЧЕСКОГО МУСОРА ПО ДАННЫМ ОПТИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ

П.А. Левкина

Институт астрономии РАН

Многолетние наблюдения на телескопе Zeiss-2000 Терскольского филиала ИНАСАН позволили обнаружить новые, ранее не каталогизированные объекты космического мусора. Показано, что среди них есть не наблюдавшиеся ранее обломки известных разрушений на геостационарной орбите, в том числе разгонного блока спутников «Транстейдж» и «Экран-2».Проведены исследования движения объекта космического мусора с большим отношением площади миделева сечения к массе по наблюдениям, полученным в течение шести лет наблюдений на том же телескопе. Установлен наблюдательный факт возрастания эксцентриситета орбиты объекта, обусловленный влиянием светового давления.С учётом новых данных уточнена численно-аналитическая модель движения ИСЗ и космического мусора. Это позволяет более точно прогнозировать параметры орбиты объекта.

Увеличение эксцентриситета орбиты под действием светового давления. Точки – данные наших наблюдений, квадраты – данные NORAD.

Опубликовано в :

Н.С. Бахтигараев, П.А. Левкина, В.В. Чазов. Астрон. Вестник. 2016, 50, 2,..141–146.

Бахтигараев Н.С., Левкина П.А. и др Кинематика и физика небесных тел.2016, 32,5, 40-44.

МЕТОД ВОССТАНОВЛЕНИЯ СПЕКТРА ТУРБУЛЕНТНОСТИ В ПРОТОПЛАНЕТНЫХ ДИСКАХ ПО РАДИОИНТЕРФЕРОМЕТРИЧЕСКИМ НАБЛЮДЕНИЯМ

Д.В.Бисикало, Е.П. Курбатов, Я.Н. Павлюченков, А.Г. Жилкин, П.В. Кайгородов

Институт астрономии РАН

Впервые предложена методика, позволяющая восстановить спектр турбулентности по характеристикам профилей скоростей, получаемым при помощи радиоинтерферометрических наблюдений. Существовавшие ранее методы давали возможность определения только средней турбулентной скорости, что не позволяло использовать их для верификации физических моделей турбулентности.

Впервые показано, что в радиоинтерферомерическихнаблюдениях объекта, проведенных с различным угловым разрешением содержится информация о характеристиках турбулентности на разных масштабах, что теоретически позволяет восстановить ее полный спектр. Методика опробована на имеющихся результатах наблюдений протопланетных дисков.

Тестовое распределение радиальной скорости (слева) и полученные по нему профили спектральных линий (справа) при наблюдении на разных масштабах

САМОСОГЛАСОВАННАЯ АЭРОНОМИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРЫ ГОРЯЧЕГО ЮПИТЕРА

Ионов Д.Э., Шематович В.И., Павлюченков Я.Н.

Институт астрономии РАН

Показано, что учет надтепловых электронов при моделировании атмосфер горячих юпитеров сильно меняет скорости нагрева и ионизации газа. Данные процессы влияют на темп оттока атмосферы планеты. В данной работе представлена самосогласованная аэрономическая модель верхней атмосферы горячего юпитера, в которой впервые учтены реакции с участием надтепловых фотоэлектронов. С помощью разработанной модели для планеты HD 209458b рассчитаны высотные профили плотности, скорости и температуры газа. Показано, что учет надтепловых электронов при вычислении функций нагрева и охлаждения снижает темп оттока в пять раз, и таким образом увеличивает оценочное время жизни планеты.

Высотный профиль температуры из статей других авторов (Yelle04, Koskinen13, Shaikhislamov14) в сравнении с высотными профилями, полученными в данной работе для модели без учета надтепловых электронов (М-) и с их учетом (М+). R0 – радиус планеты.

(Ионов Д.Э., Шематович В.И., Павлюченков Я.Н. Астрон. ж., (в печати), (2017).

ИССЛЕДОВАНИЕ ПОТОКА МЕТЕОРНОГО ВЕЩЕСТВА НА ЗЕМЛЮ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕВИЗИОННЫХ РЕГИСТРАЦИЙ

Карташова А.П.

Институт астрономии РАН

Наблюдения метеоров важны как для исследования фундаментальных научных проблем (например, для изучения динамики малых тел Солнечной системы), так и для решения прикладных задач (например, для создания эффективной противометеоритной защиты космических аппаратов). В Институте астрономии РАН такие наблюдения проводятся в течение ряда лет. К 2016 г. по программам наблюдений метеоров получено несколько тысяч метеорных регистраций. Детально исследованы характеристики метеорного потока Персеиды и спорадического фона, в частности, вычислен приток метеорного вещества (Индекс метеорной активности). С помощью камеры FAVOR с проницающей способностью по метеорам +9mвпервые детально исследованы слабые метеоры в метеорных потоках Ориониды, Северные и Южные Тауриды. Проведенные наблюдения позволили построить наблюдаемый спектр масс метеорных частиц, что важно для построения государственного стандарта «Метеорное вещество».

Рис.1. Распределение Индекса Метеорной Активности Персеид 2012-2013 гг. Рис.2. Распределение Индекса Метеорной Активности спорадических метеоров 2012-2013 гг.

Результаты опубликованы в диссертационной работе Карташовой А.П. «Исследование потока метеорного вещества через околоземное пространство по данным телевизионных наблюдений» представленной к защите 02.12.2016г. в ГАО РАН, Санкт-Петербург.

ЭВОЛЮЦИЯ И ПУЛЬСАЦИИ ЗВЕЗД АСИМПТОТИЧЕСКОЙ ВЕТВИ ГИГАНТОВ

Ю.А. Фадеев

Институт астрономии РАН

Впервые на основе согласованных расчетов звездной эволюции и нелинейных звездных пульсаций построены гидродинамические модели пульсирующих переменных звезд типа Миры Кита и показано, что теоретические оценки скорости изменения периода звездных пульсаций после тепловой вспышки гелиевого слоевого источника находятся в хорошем согласии с современными наблюдательными данными.Определены условия возникновения колебаний в фундаментальной моде и в первом обертоне. Новые результаты устраняют неопределенности в шкале межзвездных и межгалактических расстояний, основанной на соотношении период-светимость красных сверхгигантов.

Рис. Изменение светимости L, периода пульсаций П и логарифмической скорости изменения периода после гелиевой вспышки. Вертикальной штриховой линией указан момент максимального энерговыделения гелиевого слоевого источника.

Опубликовано: Фадеев Ю.А., ПАЖ, т. 42, N 10, 731 (2016)

СВЕРХНОВАЯ SN2011HT: СЛАБЫЙ ВЗРЫВ В ПРОТЯЖЁННОЙ МАССИВНОЙ ОКОЛОЗВЁЗДНОЙ ОБОЛОЧКЕ
Н.Н. Чугай

Игститут астрономии РАН

Предложена модель необычной сверхновой 2011ht, которая показывает признаки сверхновых типа IIn и типа IIP. Особенности SN2011ht – очень низкая скорость расширения (около 600 км/с), широкие крылья эмиссионных линий (до 5000 км/с), но довольно высокая светимость (4×1042 эрг/с). Явление объясняется столкновением вещества, сброшенного сверхновой с очень низкой энергией (6×1049 эрг) и массой около одной массы Солнца с ранее сформировавшейся протяжённой массивной околозвёздной оболочкой.

Опубликовано: ПАЖ, 42, 82 (2016)

ПРОИСХОЖДЕНИЕ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ НЕЙТРАЛЬНОГО УГЛЕРОДА В СПЕКТРАХ ЗВЕЗД-КАРЛИКОВ КЛАССА В

Алексеева С.А., Рябчикова Т.А., Машонкина Л.И.

Институт астрономии РАН

Решена проблема происхождения эмиссионных линий C I, которые наблюдаются у четырех звезд главной последовательности спектрального класса В и не находят объяснения в рамках в классического ЛТР подхода. Численное моделирование формирования линий C I в неравновесных условиях (не-ЛТР подход) показало, что механизм появления эмиссии связан со сверхионизацией С I и дополнительным опустошением нижних уровней соответствующих переходов при спонтанных переходах в основное состояние. Пример наблюдаемой эмиссионной линии и моделей – ЛТР и не-ЛТР приведен на рисунке. Предсказано появление эмиссии в линиях C I у В звезд с различной эффективной температурой и светимостью.

Наблюдаемый профиль линии C I 8335 Å в спектре звезды 21 Peg (пунктирная кривая) в сравнении с теоретическими ЛТР (синяя штриховая кривая) и не-ЛТР (красная кривая) профилями.

Опубликованю: MNRAS, 462, 1123 (2016)


ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА 2015

ВЛИЯНИЕ СТАЛКИВАЮЩИХСЯ ВЕТРОВ НА АТМОСФЕРЫ ПОТЕНЦИАЛЬНО ОБИТАЕМЫХ ЭКЗОПЛАНЕТ ВОКРУГ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД

А.Г. Жилкин, Д.В. Бисикало (ИНАСАН) (в составе коллектива авторов)

C.P. Johnstone, A. Zhilkin, E. Pilat-Lohinger, D. Bisikalo, M. Güdel , S. Eggl «Colliding winds in low-mass binary star systems: wind interactions and implications for habitable planets», Astronomy and Astrophysics, 2015, 577, A122.

Исследована эволюция магнитосфер экзопланет на орбитах, сравнимых с орбитой Земли, но обращающихся в двойной системе, состоящей из звезд солнечного типа. Трехмерное моделирование взаимодействия ветров в такой двойной системе показало, что в системе формируется две ударные волны, закрученные в виде спиралей (см. рис.), а также область повышенной плотности и температуры между волнами. Потенциально обитаемые экзопланеты пересекают область взаимодействия ветров многократно за каждый оборот по своей орбите (14 раз для планеты на орбите с радиусом 2 а.е.). При этом их атмосферы подвергаются значительным возмущениям. Расчеты показали, что при типичных параметрах звездного ветра в момент прохождения через область взаимодействия ветров магнитосфера экзопланеты может уменьшаться на 20%. Это может быть критическим фактором в развитии потенциальной биосферы даже при условии нахождения планеты в зоне обитаемости.

Структура течения и положение зоны обитаемости (синий и зеленый цвета) в двойной системе, состоящей из звезд солнечного типа. Черные линии соответствуют формирующимся ударным волнам и определяют границы зоны взаимодействия ветров. Красный цвет соответствует устойчивым орбитам планет вне зоны обитаемости. Розовый цвет соответствует неустойчивым орбитам.​

best_rez_exopl Структура течения и положение зоны обитаемости (синий и зеленый цвета) в двойной системе, состоящей из звезд солнечного типа. Черные линии соответствуют формирующимся ударным волнам и определяют границы зоны взаимодействия ветров. Красный цвет соответствует устойчивым орбитам планет вне зоны обитаемости. Розовый цвет соответствует неустойчивым орбитам.

ОБНАРУЖЕНИЕ НЕИЗВЕСТНОГО РАНЕЕ ЭФФЕКТА У КЛАССИЧЕСКИХ ЦЕФЕИД – ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКАЯ МАЛОАМПЛИТУДНАЯ МОДУЛЯЦИЯ БЛЕСКА

Канев Е.Н., Сачков М.Е, Саванов И.С. (ИНАСАН)
 
 
На основе данных проекта Kepler (63132 индивидуальных измерений блеска для каждой звезды) произведено исследование звёзд – кандидатов в классические цефеиды. Предложен метод автоматической идентификации радиально-пульсирующих звёзд.
У звезды V1154 Cyg (период пульсаций 4.93 сут) обнаружен ранее неизвестный эффект – долгопериодическое изменение формы кривой блеска. Описанный эффект схож с эффектом Блажко в переменных типа RR Лиры. Одним из возможных объяснений данного эффекта является наличие второго маломассивного компонента (экзопланета).

ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ С ДВОЙНОЙ ПЕРИОДИЧНОСТЬЮ

А.В. Хруслов (ИНАСАН)
 
По данным обзора Catalina открыта двойная периодичность (одновременное присутствие пульсаций в основном тоне и в первом обертоне радиальных пульсаций) 179 переменных звезд типа RR Лиры, что составляет около четверти всех известных звезд Галактики с такой переменностью. Исследование отношений периодов двух колебаний по увеличенному статистическому материалу может способствовать уточнению теории звездных пульсаций. Обнаружено, что звезда USNO-B1.0 1171-0309158, являвшаяся переменной типа RR Лиры с двойной периодичностью, прекратила пульсации в одной из мод и сейчас является переменной типа RRAB (основной тон радиальных пульсаций). Это пятый случай подобного изменения поведения переменной типа RR Лиры, обнаруженный в нашей Галактике.

РАЗРАБОТКА И РЕАЛИЗАЦИЯ ПРЕЦИЗИОННЫХ СПЕКТРОСКОПИЧЕСКИХ МЕТОДОВ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ ПАРАМЕТРОВ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР

Машонкина Л.И., Рябчикова Т.А., Пахомов Ю.В., Алексеева С.А., Ситнова Т. М. (ИНАСАН),
Цымбал В.В. (Крымский федеральный университет), Zhao G., Tan K. (Национальные астрономические обсерватории Китая), Пискунов Н.Е. (Уппсальский университет)
 
Разработан комплексный метод определения эффективной температуры и ускорения силы тяжести для звезд солнечного типа. Это представляется актуальным как для поиска и исследования экзопланетных систем, так и изучения происхождения химических элементов во Вселенной. Метод использует различные спектральные индикаторы, включая линии металлов, водорода, углерода и молекул. Преимущество метода – наиболее полный учет физических процессов при моделировании теоретического спектра. Это позволило существенно повысить точность определения параметров звёздных атмосфер.

ПРИРОДА КРИВЫХ БЛЕСКА КАТАКЛИЗМИЧЕСКИХ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД ТИПА WZ SGE

Кононов Д.А., Бисикало Д.В., Пузин В.Б., Сытов А.Ю. (ИНАСАН), C. Lacy (University of Arkansas, Feyetteville, AR, USA)
 
Впервые получено объяснение сложной переменности звезд типа WZ Sge, представляющих собой тесные двойные системы на поздних стадиях эволюции. Главной особенностью кривых блеска систем типа WZ Sge является наличие от одного до четырех горбов на протяжении одного орбитального периода. Ни одна из существующих моделей не может объяснить ни переменного числа горбов, ни смещения горбов по орбитальной фазе двойной системы в зависимости от эпохи наблюдений. Нами предложена модель переменных звезд типа WZ Sge в спокойном состоянии, согласно которой в системе формируется аккреционный диск с четырьмя характерными ударными волнами: рукавами приливной ударной волны, «горячей линии» в месте взаимодействия струи вещества из внутренней точки Лагранжа и околодискового гало, а также отошедшей ударной волны, возникающая в результате сверхзвукового движения аккретора и диска в газе межкомпонентной оболочки. Внешняя часть образующейся в диске прецессионной спиральной волны плотности находится практически на краю диска. За один орбитальный период волна плотности последовательно взаимодействует с ударными волнами, что приводит к их усилению и, следовательно, к временному увеличению светимости каждой волны, которое наблюдается в виде горба на кривой блеска. Детальные наблюдения системы V455 And, относящейся к типу WZ Sge подтвердили, что в диске наблюдается периодическое поярчание областей, отождествляемых с ударными волнами.
best_rez_konon
Слева — теоретические распределения давления в экваториальной плоскости системы V455 And. Видны четыре последовательно усиленные ударные волны. Справа — доплеровские томограммы системы V455 And, построенные с использованием профилей наблюдаемых спектральных линий.

МЕХАНИЗМ УСКОРЕНИЯ И РАСПРОСТРАНЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

И.М. Подгорный (ИНАСАН), А.И. Подгорный (ФИАН)
 
Показано, что фронт солнечных космических лучей, ускоренных в солнечных вспышках на западной части солнечного диска, приходит к магнитосфере Земли вдоль линий магнитного поля спирали Архимеда, не испытывая столкновений, а протоны от восточных вспышек переносятся диффузией и потоком солнечного ветра. Установлена связь больших протонных событий с конкретной вспышкой. Численное МГД-моделирование показало, что ускорение протонов до энергии ~20 ГэВ происходит во вспышечном токовом слое. Вычисленный и измеренный спектры совпадают.
Длительность импульса протонов 20-30 мин, инжектируемых из области ускорения (токового слоя), не отличается от длительности вспышки. Однако длительность потока протонов, регистрируемая аппаратам GOES у Земли (~3 сут.), определяется дрейфом протонов в межпланетном магнитном поле со скоростью солнечного ветра (V = 3´107 см/с).
 
best_rez_sun
Типичные протонные события от западной (N04W43) и от восточной (S12E77) вспышек. Вверху показаны рентгеновские импульсы этих вспышек. Поток протонов от вспышки, происшедшей на Западе Солнца, имеет крутой фронт длительностью около 20 – 30 мин (а). Поток от такой вспышки приходит к Земле с задержкой относительно начала вспышки около 30 мин. Задержка от западных вспышек определяется временем пролета частицы от Солнца до Земли без столкновений вдоль линии межпланетного магнитного поля, имеющих форму спирали Архимеда. Протоны от восточных начинают регистрироваться с запаздыванием относительно начала вспышки в несколько часов. Фронт потока протонов от восточных вспышек никогда не бывает крутым, его длительность достигает суток (б). Протоны от восточных вспышек не могут прийти к Земле вдоль линии спирали Архимеда. Они могут переноситься солнечным ветром и распространяться вследствие диффузии поперек магнитного поля из-за рассеяния на флуктуациях.

ИЗЛУЧЕНИЕ МОЛЕКУЛ И ПЫЛИ В ДОЗВЕЗДНЫХ И МОЛОДЫХ ЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТАХ

Павлюченков Я. Н (ИНАСАН)
 
Разработан комплексный подход к исследованию излучения молекул и пыли в дозвездных и молодых звездных объектах. Разработаны новые эффективные методы расчета излучения в линиях молекул и в непрерывном спектре. Систематически проанализированы условия возбуждения и формирования профилей линий излучения молекул в дозвездных, протозвездных и молодых звездных объектах, а также особенности спектральных проявлений протопланетных дисков, связанные с их сложной тепловой и химической структурой. Выявленные морфологические особенности спектральных карт дисков независимо подтверждены при наблюдениях на интерферометре ALMA. Получены доказательства вращения истечений в протопланетных дисках. Продемонстрирована роль разрушения пылинок в формировании особенностей инфракрасного излучения областей ионизованного водорода.
 

СТРУКТУРА ПЫЛЕВЫХ ОБОЛОЧЕК В ЗОНАХ ИОНИЗОВАННОГО ВОДОРОДА

Акимкин В.В., Кирсанова М.С., Павлюченков Я.Н., Вибе Д.З. (ИНАСАН)
(Akimkin, V. V.; Kirsanova, M. S.; Pavlyuchenkov, Ya. N.; Wiebe, D. S. Dust dynamics and evolution in expanding H II regions. I. Radiative drift of neutral and charged grains. MNRAS, 449, 440 (2015))

Предложено решение проблемы распределения излучения ближнего и дальнего инфракрасных диапазонов в окрестностях молодых звезд ранних спектральных классов. Впервые построена детальная модель движения пылинок различных размеров и химического состава в зонах ионизованного водорода у молодых массивных звезд. Продемонстрирована пространственная дифференциация крупных и мелких пылинок, а также макромолекул полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) внутри зоны ионизованного водорода. Показано, что световое давление на пылинки, их торможение при взаимодействии с газом и передача импульса от пылинок к частицам газа в совокупности приводят к формированию распределения пыли в форме вложенных колец. Это может объяснить наблюдаемую сложную морфологию инфракрасного излучения зон ионизованного водорода с раздельными кольцами излучения на разных длинах волн.

best_rez_mzs Наблюдаемый радиальный профиль интенсивности излучения на длине волны 24 мкм (тонкая сплошная линия) и теоретические распределения интенсивности пылинок различных типов: графитовых, силикатных и ПАУ, — а также полное теоретическое распределение интенсивности (толстая сплошная линия). Модель успешно воспроизводит оба наблюдаемых кольца в излучении на 24 мкм.

ИССЛЕДОВАНИЕ ЭЛЕКТРОСТАТИЧЕСКОГО БАРЬЕРА РОСТА ПЫЛИ В ПРОТОПЛАНЕТНЫХ ДИСКАХ

Акимкин В.В. (ИНАСАН)

(Астрон. журн., том 92, №8, с. 619-634 (2015)).

Предложен новый подход к решению проблемы электростатического барьера для роста пылевых частиц на ранних стадиях образования планет в протопланетных дисках. Впервые построена глобальная модель роста пылинок в протопланетном диске с учетом их электрического заряда. Показано, что заряд пылинок является критическим фактором, определяющим характер самых ранних стадий планетообразования. При этом в атмосфере диска, где пыль заряжается положительно ультрафиолетовым излучением центральной звезды, и в затененных областях, где пыль отрицательно заряжается при столкновениях с электронами, слипание пылинок практически подавлено. Однако на промежуточных высотах, где процессы зарядки конкурируют друг с другом, пылинки приобретают разноименные заряды, что, напротив, стимулирует их слипание. Таким образом, подчеркнута серьезность проблемы электростатического барьера для роста пыли, игнорируемого в большинстве современных моделей, и показано, что укрупнение пылинок может эффективно происходить не в самых плотных областях диска, а в более высоких и разреженных слоях.

best_rez_akimkin best_rez_akimkin_2
Средний размер пылинок в вертикальном срезе протопланетного диска для моделей без учета заряда пылинок (слева) и с его учетом (справа).

 

ЭМПИРИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ДВИЖЕНИЯ ФРАГМЕНТА КОСМИЧЕСКОГО МУСОРА В ГЕОСТАЦИОНАРНОЙ ОБЛАСТИ

Н.С. Бахтигараев, П.А. Левкина (ИНАСАН)

Впервые предложена модель вариации отношения средней площади миделева сечения к массе для малоразмерных фрагментов космического мусора в геостационарной области вблизи точки либрации 75° в.д. По данным шестилетних высокоточных позиционных и фотометрических измерений установлен наблюдательный факт возрастания эксцентриситетов орбит, указывающий на то, что их эволюция обусловлена главным образом световым давлением. Предлагаемая модель позволяет в несколько раз увеличить точность прогноза движения быстро вращающихся объектов неправильной формы в геостационарной области.

best_rez_baht
Модель вариаций величины отношения средней площади миделева сечения к массе.

ФУНКЦИОНАЛЬНОЕ ПОКРЫТИЕ ОПТИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ КОМПЛЕКСА НАУЧНОЙ АППАРАТУРЫ КОСМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ «СПЕКТР-УФ»

Жупанов В.Г., Федосеев В.Н.(ФГУП НПО «НИИ «ЛУЧ»»), Власенко О.В.,Шустов Б.М., Сачков М.Е.(ИНАСАН)
 
Разработана технология нанесения многофункционального интерференционного покрытия на оптические элементы комплекса научной аппаратуры космической обсерватории «Спектр-УФ». Результаты исследования покрытия показали, что впервые на крупногабаритной оптике диаметром 2 метра достигнуты характеристики, ранее доступные только для малогабаритных элементов (50 мм) в лабораториях. По своим отражающим свойствам и однородности покрытие соответствует передовому мировому уровню, и превосходит требования технического задания на оптическую систему «Спектр-УФ». Достигнутый результат позволит проводить спектральные и фотометрические астрофизические исследования инструментами космической обсерватории «Спектр-УФ» на уровне чувствительности космического телескопа им. Хаббла (КТХ) при площади главного зеркала телескопа Т-170М в 2 раза меньшем, чем площадь главного зеркала КТХ.

БАЗА ДАННЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД БДБ

Малков О.Ю., Кайгородов П.В., Ковалева Д.А.(ИНАСАН)

До недавнего времени не существовало базы данных, интегрирующей информацию для всех типов двойных звезд. База данных двойных звезд (Binary star DataBase, BDB, http://bdb.inasan.ru) создана в Институте астрономии РАН и содержит данные всех основных каталогов двойных и кратных звезд для 110000 звездных систем всех наблюдательных типов (визуальные, затменные, спектроскопические и др.) с кратностью от 2 и выше. Обращение к BDB осуществляется по идентификатору объекта, либо по параметрам (координаты, звездные величины, спектральный класс, орбитальные характеристики и др.).

Предполагается, что для двойных звезд BDB станет так же востребована, как узел SIMBAD/VizieR для одиночных.

 

ОТКРЫТИЕ МАССОВОЙ СУБЛИМАЦИОННОЙ АКТИВНОСТИ НА АСТЕРОИДАХ ГЛАВНОГО ПОЯСА

Бусарев В.В., Барабанов С.И., Пузин В.Б (ИНАСАН)

совместно с Русаков В.С. (физфак МГУ), В.В. Кравцов (Гаиш МГУ и Universidad de Atacama, Copayapu 485, Copiapo, Chile))

Спектрофотометрические наблюдения в диапазоне 0.35-0.92 мкм 145 Адеоны, 704 Интерамнии, 779 Нины и 1474 Бейры, астероидов близких примитивных типов, позволили нам обнаружить в их спектрах отражения похожие минералогические полосы поглощения с центрами у 0.38, 0.44 и 0.67-0.71 мкм. Показано, что силикатная компонента их поверхностного вещества представляет собой смесь гидратированных и окисленных соединений, включающих окислы и гидроокислы двух- и трехвалетного железа, а также углисто-хондритового материала. На этих астероидах мы впервые зарегистрировали спектральные признаки одновременной сублимационной активности (наличие максимумов рассеяния в спектрах отражения у ~0.35-0.60 мкм у Адеоны, Интерамнии и Нины и вблизи ~0.55-0.75 мкм – у Бейры), которую мы связываем с их минимальными гелиоцентрическими расстояниями и, соответственно, с предельно высокой инсоляцией их поверхности. Одним из подтверждений такого предположения является возрастание интенсивности сублимационного максимума у 1474 Бейры с приближением к Солнцу. Обнаруженная кометоподобная активность Адеоны, Интерамнии, Нины и Бейры у перигелийных расстояний при наиболее высоких поверхностных температурах указывает на значительное содержание в их веществе водяного льда, что противоречит ранее сложившимся представлениям об астероидах С- и близких к ним типов как о телах, включающих воду только в связанном состоянии. Кроме того, одновременность процесса сублимации на 4 телах на минимальных гелиоцентрических расстояниях может быть признаком массового характера этого явления на астероидах Главного пояса.


 
ОСНОВНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ЗА ПЕРИОД 2010-2014гг

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА

Экология околоземного пространства (проблема “космического мусора»), ИСЗ

В ИНАСАН накоплены ценные наблюдательные данные для изучения эволюции орбит околоземных объектов техногенного происхождения и процессов самоочищения на высокоэллиптических орбитах. Эти исследования очень перспективны, особенно в связи с нарастающим заполнением зоны геостационарной орбиты техногенным мусором. Высокоэллиптическая орбита является альтернативой геостационарной орбите. Исследования динамики космических объектов на этой орбите имеют не только научное, но и важное прикладное значение. Впервые проведены исследования техногенного радиоактивного загрязнения околоземного космического пространства. Для обнаружения радиоактивных материалов использованы данные бортового спектрометра гамма-нейтронного излучения АВС-Ф, установленного на борту ИСЗ КОРОНАС-Ф. Исследованы слабые неидентифицированные ранее гамма-события, зарегистрированные аппаратурой АВС-Ф.

С помощью оптических средств наблюдений Терскольского филиала Института астрономии РАН успешно осуществлена поддержка космического старта и полетных испытаний космического аппарата «Электро-Л», а также выполнена верификация и калибровка наземных радиотехнических средств системы управления этим спутником.

Проблема астероидно-кометной опасности. Разработка комплексного подхода к решению проблемы.

Впервые выполнен комплексный анализ проблемы астероидно-кометной опасности, т.е. угрозы столкновения Земли с малыми телами Солнечной системы. Детально рассмотрены все аспекты проблемы: как фундаментальные – астрономический, геофизический, так и прикладные – методы выявления опасных тел и надежной оценки степени угрозы, а также методы противодействия и уменьшения ущерба. В Роскосмос представлен Проект концепции ФЦП «Развитие системы противодействия космическим угрозам (2011–2020 гг.)», а также сделаны предложения по дальнейшим мероприятиям по реализации системы астероидно-кометной безопасности России. По итогам исследования выпущена коллективная монография «Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра (Физматлит, 2010, 384 с.), а также множество научных работ. Работы ведутся под руководством Председателя Экспертной рабочей группы по космическим угрозам при Совете РАН по космосу чл.-корр. РАН Б.М.Шустова (ИНАСАН).

Проводятся всесторонние исследования Челябинского события. В ходе научной экспедиции в район падения космического тела, столкнувшегося с Землей в районе Челябинска 15 февраля 2013 г. получен ценный наблюдательный материал, являющийся основой для детального исследования физических свойств данного объекта. Проведен анализ разнообразных наблюдательных данных, включающих инфразвуковые, сейсмические, оптические (спутниковые) регистрации, а также видеорегистрации, фотографии и показания очевидцев. В частности, построена световая кривая, которая указывает на сложный характер разрушения тела. Получены оценки энергии и размера космического тела, с также оценки параметров траектории движения и высоты разрушения космического тела. Вычислена орбита и исследована динамическая эволюция Челябинского объекта. Показано, что с большой вероятностью Челябинский объект проходил в прошлом вблизи Солнца.

Определен облик космической системы для эффективного и заблаговременного (упреждение в 1 месяц) обнаружения крупных (более 100 метров) опасных небесных тел (астероидов и комет), угрожающих столкновением с Землей. Основными инструментами являются два широкоугольных зеркальных телескопа апертурой 1.5 метра и полем зрения 3 градуса. Детектор – ПЗС-мозаика, работающая в режиме сканирования. Система обеспечит всенебесный обзор объектов до 24-й звездной величины.


ЗВЕЗДЫ

 

Исследования тесных двойных звезд методами газодинамики

Развито принципиально новое направление в исследовании двойных звезд, объединяющее астрофизические наблюдения с газодинамическими и МГД-расчетами. В 2013 г. закончены разработка самосогласованной модели обмена веществом в двойных звездах. Результаты трехмерного моделирования существенно изменили представления о протекающих в двойных звездах процессах, а их использование для интерпретации наблюдений позволило уточнить физическую модель взаимодействующих двойных звезд. Исследована структура аккреционных дисков в тесных двойных звездах. В МГД-расчетах определены свойства аккреционных дисков в зависимости от параметров магнитного поля звезды и изучен процесс генерации магнитного поля в дисках. По результатам исследования в 2013 г. издана монография Д.В.Бисикало, А.Г.Жилкин, А.А.Боярчук «Газодинамика тесных двойных звезд» (М.: ФИЗМАТЛИТ, 632 с.).

В 2014 году впервые предложен универсальный сценарий развития гидродинамической турбулентности в тесных двойных системах, не обладающих собственным магнитным полем. Турбулентность возникает как следствие развития гидродинамической неустойчивости на фоне формирующейся спиральной волны плотности прецессионного типа. Найденная гидродинамическая неустойчивость может проявляться во многих астрофизических дисках.

Пульсации звезд

На протяжении многих лет в институте проводятся исследования пульсаций звезд методами радиационной газовой динамики. Полученные результаты важны для понимания механизмов истечения вещества в межзвездную среду и ee обогащения продуктами нуклеосинтеза, для понимания эволюции массивных звёзд в целом и эволюционных этапов, предшествующих вспышке сверхновой. В частности, определены причины возникновения колебаний в красных сверхгигантах – одного из интереснейших типов пульсирующих звёзд; найдено объяснение эмпирической зависимости «период – светимость» для этих звёзд, разработан метод, позволяющий по кривой блеска определять фундаментальные параметры (массу и светимость) красных сверхгигантов с радиальными пульсациями.

В 2014 году впервые на основе согласованных численных расчетов звездной эволюции и нелинейных звездных пульсаций показано, что переменность блеска Полярной звезды обусловлена радиальными колебаниями в фундаментальной моде, а сама звезда находится на кратковременной стадии гравитационного сжатия гелиевого ядра после главной последовательности (первое пересечение полосы нестабильности цефеид).

Сверхновые

Молодой остаток сверхновой Vela Jr впервые исследован с помощью оригинального подхода, состоящего в анализе спектров далеких звезд, свет которых проходит через вещество остатка сверхновой. Сделан вывод о том, что объект Vela Jr порожден несферичным взрывом гиперновой.

На основе спектральных наблюдений межзвёздного поглощения в линиях иона Са в направлении остатка сверхновой Vela обнаружено ускорение двух высокоскоростных облаков ударной волной. Впервые ускорение облаков в ударной волне остатка сверхновой в комбинации с интенсивностью поглощения в линиях иона Са использовано для определения лучевой концентрации водорода в межзвёздных облаках. Предложенная диагностика является новым эффективным способом обнаружения межзвёздных облаков малых размеров.

Построена модель сверхновой типа IIP SN2012A. Показано, что с учетом облачной структуры максимальная скорость внешних слоёв оболочки увеличивается на 20–30 %, что может открыть путь к решению известной проблемы различия гидродинамической и эволюционной масс сверхновых типа IIP.

Спектроскопия

Создана качественно новая версия базы атомных данных VALD, включающая 84 химических элемента от водорода до урана в нескольких стадиях ионизации, а также двухатомные молекулы. Версия VALD3 содержит около 1.5 млн. линий для прецизионного спектрального анализа и около 200 млн. линий для расчета квазинепрерывного поглощения. Более 1500 спектроскопистов из 51 страны используют базу данных VALD, аналога которой в мире не существует.


ЭКЗОПЛАНЕТЫ

 

Впервые проведенные детальные расчеты для верхних слоев атмосферы экзопланеты HD 209458b позволили понять суть происходящих там процессов и сформулировать рекомендации по моделированию атмосфер планет этого типа.

В частности, впервые показано, что эффективность нагрева звездным ультрафиолетовым излучением верхней атмосферы с преобладанием водорода не превышает значения в 20% на основных термосферных высотах, если учитывается воздействие фотоэлектронов. Это позволило оценить предыдущие исследования тепловой диссипации атмосфер экзопланет с преобладанием водорода и заключить, что в моделях, в которых принимается эффективность нагрева выше 20%, скорости потери массы атмосферой переоценены, а в исследованиях, где эффективность нагрева ниже 20%, вероятно, были получены более реалистичные оценки скорости потери массы.

Впервые показана возможность существования несферической, протяженной, стационарной атмосферы у экзопланет типа «горячий Юпитер». «Горячие Юпитеры», т.е. экзопланеты, имеющие массу, сравнимую с массой Юпитера, и большую полуось орбиты, не превышающую 0.1 а.е., обладают рядом уникальных свойств, вызванных близостью родительской звезды. Одной из важных особенностей таких планет является их близость к заполнению полости Роша, что должно приводить к интенсивной потере массы, однако наблюдения «горячих Юпитеров» говорят об их относительной стабильности. Для объяснения механизмов удержания протяженных атмосфер «горячих Юпитеров» было проведено численное моделирование газодинамики в окрестности экзопланет, взаимодействующих со звездным ветром. Из полученных аналитических оценок и результатов трехмерных расчетов следует, что газовые оболочки горячих юпитеров могут быть существенно несферическими, оставаясь при этом стационарными и долгоживущими, даже простираясь далеко за пределы полости Роша. Предложенная модель несимметричной оболочки позволяет объяснить все имеющиеся на сегодняшний день наблюдательные загадки.

Исследована структура течения в оболочках экзопланет–«горячих юпитеров», взаимодействующих со звездным ветром. Определены темпы потери массы атмосферами экзопланет, имеющих оболочки трех типов – замкнутые, квазизамкнутые и открытые.

Проведено исследование фотометрических проявлений несферической оболочки «горячего юпитера». По данным трехмерного газодинамического моделирования дано непротиворечивое объяснение данным наблюдений системы WASP-12, в диапазоне 254–281 нм, полученных с помощью Космического телескопа им. Хаббла, в частности явлению раннего начала транзита (на 50 мин раньше по сравнению с видимым диапазоном) – показано, что ранний транзит вызывается поглощением света горячим веществом за фронтом ударной волны, формирующейся перед планетой в процессе ее движения в веществе звездного ветра.


ГАЛАКТИКИ И ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Предложена и впервые детально изучена модель генерации крупномасштабного галактического спирального узора при взаимодействии диска с трехосным гало. Впервые в данной модели изучена кинематика спиральной волны плотности и сделан вывод о нестационарном характере вращения спирального узора. Уникальной особенностью этой модели является отсутствие динамического разогрева диска при формировании спиралей.

Для выборки галактик с полярными кольцами впервые определено трехмерное распределение плотности темной материи в гало галактик.

Для бесстолкновительных звездных систем, находящихся в гравитационном поле гало темной материи, изучены неустойчивости, связанные с резонансным характером орбит звезд. Анализ основан на применении разработанной ранее общей теории устойчивости интегрируемых систем. Впервые получен критерий устойчивости для дисковых систем с радиально-вытянутыми звездными орбитами. Определены границы применимости приближенного «спицевого» метода исследования сильно радиально-анизотропных звездных систем. Рассмотрена устойчивость двухпараметрического семейства радиально-анизотропных моделей с несингулярным распределением плотности в центре. Показано, что характер неустойчивости зависит не только от анизотропии, но и от распределения звезд по энергии.

Выполнен обзор современных методов нахождения неустойчивых мод звездного диска в рамках линейной теории возмущений на примерах моделей галактик с плавно растущей и плоской кривой вращения и показано существование различного вида спектров неустойчивых мод. Впервые приведен спектр модели с быстро растущей в центре (либо плоской) кривой вращения.

Завершен уникальный многолетний обзор Галактических звездных скоплений. Впервые в мире исследованы все известные звездные скопления и кандидаты в скопления Галактики. Подтверждена реальность и определены параметры для 3006 из них. Размер гелиоцентрической области полноты выборки составляет 2 кпк. Предельное же расстояние таково, что Галактика охватывается от центра до своих самых внешних областей. Диапазон возрастов (1–12.6 млрд. лет) перекрывает весь интервал времени существования Галактики. Не обнаружено разрыва эволюционных параметров между рассеянными и шаровыми скоплениями, что свидетельствует о генетическом единстве этих двух подсистем. Определены интегральные величины для всех известных рассеянных скоплений Галактики. Исследована история образования и эволюции скоплений в Галактическом диске.


ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ И ПРОТОЗВЕЗДНЫЕ ОБЪЕКТЫ

Впервые разработана теория переноса излучения для протозвездных облаков в ближнем и среднем инфракрасном диапазоне с учетом процессов стохастического нагрева мелких частиц (полиароматических углеводородов, графитовых наночастиц), из-за которого их температура на короткое время поднимается с десятков до сотен кельвинов. Такой нагрев существенно меняет форму спектра протозвёздного объекта в инфракрасном диапазоне. Показано, что рассмотренные процессы стохастического нагрева необходимо учитывать при интерпретации наблюдений на длинах волн в области от 10 до 100 мкм – в частности, данных, полученных на космическом телескопе «Гершель» в этом диапазоне.

Более чем для 100 внегалактических комплексов HII в 9 близких галактиках рассмотрены соотношения между параметрами пылевого компонента, жесткостью поля излучения и возрастом (на основе данных с инфракрасного космического телескопа «Спитцер»). Выявлена корреляция между отношением потоков на 8 и 24 мкм и металличностью для областей звездообразования всех возрастов. При помощи разработанной химико-динамической модели построены карты распределения газа и пыли в комплексе HII и показано, что газ и пыль концентрируются в сгустках, которые соответствуют расширяющимся оболочкам вокруг массивных звезд.

Выполнена проверка универсальности эмпирических соотношений между массой, дисперсией скоростей и размерами облаков молекулярного газа в Галактике (соотношений Ларсона). Построена полуаналитическая модель динамики массивных облаков газа (104–106 солнечных масс) с учетом динамического трения.

Исследован диагностический потенциал химического моделирования областей звездообразования с точки зрения исследования сложных органических молекул. Рассмотрены пути эволюций содержаний химических компонентов для трех моделей. Исследован характер слипания заряженных пылинок в протопланетных дисках и предложен механизм преодоления электростатического барьера. Показано, что учет заряда пыли приводит к существенному подавлению темпов ее коагуляции в центральной плоскости диска, где пылинки преимущественно отрицательно заряжены. Показано, что для мелких пылинок необходим учет временных флуктуаций заряда.

Исследовано содержание пылинок различных видов во внегалактических зонах ионизованного водорода по данным наблюдений на космических телескопах «Спитцер» и «Гершель».


АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ

Институт активно участвует в проекте Международная виртуальная обсерватория, направленном на интегрирование в единую среду астрономических архивов и баз данных, распределенных по всему миру, а также инструментов анализа данных и вычислительных сервисов, используя при этом набор однородных стандартов и технологий.

С 1946 года по поручению Международного астрономического союза в институте ведется работа по поддержке Общего каталога переменных звезд, содержащего наиболее полную информацию о переменных звездах. В институте также разрабатывается База данных двойных звезд (BDB), содержащая включающей в себя информацию о позиционных, фотометрических, спектральных и физических параметрах двойных и кратных звезд различных типов, полученную из астрономических каталогов и обзоров.

Перейти к содержимому