«ФИЗИКА КОСМОСА Программа, тезисы докладов и сообщений 25-й студенческой научной конференции 29 января — 2 февраля 1996 г. Екатеринбург 1996 * Печатается по постановлению УДК 524.4 редакционно-издательского совета ...»

Государственный комитет Российской Федерации

по высшему образованию

Уральский государственный университет им. А.М.Горького

ФИЗИКА КОСМОСА

Программа, тезисы докладов и сообщений

25-й студенческой научной конференции

29 января — 2 февраля 1996 г.

Екатеринбург

1996 *

Печатается по постановлению УДК 524.4 редакционно-издательского совета Уральского государственного университета им. А.М.Горького Физика Космоса: Программа, тез. докл. и сообщ. 25-й студ. науч. конф., 29 янв. — 2 февр. 1996 г. Екатеринбург: УрГУ, 1996. 96 с.

Редколлегия А.Е.Василевский (отв. ред.), С.А.Гуляев, П.Е.Захарова, Э.Д.Кузнецов, Е.И.Старицин, Н.Б.Фролова (Уральский университет), К.В.Холшевников (Санкт-Петербургский университет) (с) Уральский государственный университет,

25th I N T E R N A T I O N A L S T U D E N T W I N T E R

SCHOOL-CONFERENCE

"PHYSICS OF SPACE" organized by

EUROPEAN ASTRONOMICAL SOCIETY

H I G H - E D U C A T I O N STATE C O M M I T T E E OF RUSSIA

and

U R A L STATE U N I V E R S I T Y

Department of Astronomy and Geodesy Astronomical Observatory January 29 - February 2, Kourovka, Russia Программа конференции Место проведения — Астрономическая обсерватория Уральского универси­ тета 29 января, понедельник, ауд. 14.30-14.45 Открытие конференции (выступления ректора Уральско­ го университета В.Е.Третьякова, директора Астрономической обсер­ ватории П.Е.Захаровой, председателя Головного совета по астрономии К. В.Хо лшевникова).

Председатель д-р физ.-мат. наук

С.А.Гуляев 14.45-15.30 A.B.Засов (д-р физ.-мат. наук, М Г У ).

Образование звезд в спиральных галактиках.

15.30-16.15 Н.С.Черных (, К р А О ).

Малые планеты.

16.15-16.30 Перерыв.

16.30-16.45 К.В.Беляков (5 курс, КГУ).

Избыточное излучение в ультрафиолетовых спектрах катаклизмических переменных звезд с аккреционными дисками.

16.45-17.00 С.А.Иващенко (6 курс, УрГУ).

Математическое моделирование теплового эффекта падения крупного тела на этапе ранней эволюпии Земли.

17.00-17.15 О.С.Угольников (5 курс, МГУ).

Определение параметров рассеяния света в земной атмосфере по фо­ тометрическим наблюдениям сумеречного неба.

17.15-17.30 Е.В.Парфенов (4 курс, ТГУ).

Электронная версия справочного звездного каталога 17.30-17.45 М.Н.Тетерина (6 курс, УрГУ).

Применение метода томографических координат для определения соб­ ственных движений.

17.45-18.00 В.СМенжевицкий (3 курс, КГУ).

Области формирования широких эмиссионных линий в квазарах.

Оценка масс центральных объектов и темпа потери массы квазара­ 18.00-18.45 А.В.Тутуков (д-р физ.-мат. наук, Ин-т астрономии Эволюция тесных двойных звезд.

Председатель д-р физ.-мат. наук А.В.Засов 14.30-15.15 Т.В.Бордовицына (д-р физ.-мат. наук, Т Г У ).

Применение спутниковых технологий в задачах геодинамики.

15.15-16.00 Г.С.Бисноватый-Коган (д-р физ.-мат. наук, И К И Новые результаты в теории аккреции на компактные объек­ 16.00-16.15 Перерыв.

16.15-16.30 А.Ю.Мельничникова (4 курс, СПбГУ).

Новый метод определения апекса Солнца.

16.30-16.45 Ю.В.Пахомов (3 курс, МГУ).

Наблюдение падения кометы на Юпитер.

16.45-17.00 Г.В.Липунова (4 курс, МГУ).

Электромагнитная вспышка при коллапсе замагниченных звезд.

17.00-17.15 Д.П.Савохин (4 курс, УрГУ).

Численное решение задачи о механическом равновесии белого карлика.

17.15-17.30 Т.А.Хинкина (6 курс, УрГУ).

Алгоритм решения прямой динамической задачи сейсмологии для од­ номерной среды.

17.30-17.45 А.А.Путинцев (4 курс, КГУ).

Моделирование межспутниковых измерений небесных тел в планетоцентрической системе коорщинат.

17.45-18.00 И.В.Анисимова (5 курс, РГУ).

Эволюция ансамбля облаков в спиральной галактике.

18.00-18.45 С.А.Гуляев (д-р физ.-мат. наук, У р Г У ).

Гигантские атомы в Космосе.

Секция "Астрофизика и исследование Солнечной системы" Председатель д-р физ.-мат. наук Б.М.Шустов 10.00-10.30 Ю.Н.Мишуров (д-р физ.-мат. наук, Р Г У ).

Феномен возникновения жизни на краю Галактики.

10.30-10.45 Д.З.Вибе (аспирант, Ин-т астрономии РАН).

Спиральные галактики и химическое обогащение межгалактической 10.45-11.00 К.Е.Степанов (аспирант, ЧГУ).

Влияние амбиполярной диффузии на ионизационно-тепловую неустой­ чивость.

11.00-11.15 А.М.Касауров (аспирант, СПбГУ).

Альбедный сдвиг: новый взгляд на классическую теорию переноса из­ лучения.

11.15-11.30 Перерыв.

11.30-11.45 А.С.Мирошниченко (к.ф.-м.н, ГАО РАН).

Luminous Blue Variables — особая стадия эволюции массивных звезд.

11.45-12.00 И.Ю.Алексеев (м.н.с, КрАО).

Запятненность красных карликовых звезд.

12.00-12.30 А.А.Соловьев (д-р физ.-мат. наук, К Г У ).

Магнитная структура солнечных пятен: наблюдения и тео­ 12.30-12.45 Н.Т.Светашкова (ст.н.с, НИИ ПММ).

Методы прогнозирования пространственного распределения космиче­ ского мусора.

12.45-13.15 Ю.В.Хачай (д-р физ.-мат. наук, Ин-т геофизики У р О Эволюция Земли.

Председатель д-р физ.-мат. наук Г.С.Бисноватый-Коган 10.15-11.00 А.В.Хоперсков (к.ф-м.н., В Г У ).

Структура и динамика звездных дисков в численных экспе­ риментах.

11.00-11.15 В.В.Мусцевой (ст. преподаватель, ВГУ).

Численное моделирование звездно-газовых галактических дисков.

11.15-11.30 Перерыв.

11.30-12.15 А.Б.Дудоров (д-р физ.-мат. наук, Ч Г У ).

Физика аккреционных дисков молодых звезд.

12.15-12.30 В.Ф.Сулейманов (к.ф-м.н., КГУ).

Излучающие аккреционные диски.

12.30-12.45 С.С.Храпов (аспирант, ВГУ).

Самосогласованная модель нестационарного аккреционного диска с турбулентной вязкостью.

12.45-13.00 С.Н.Замоздра (аспирант, ЧГУ).

Магнитное поле Мишустина-Рузмайкина в аккреционных дисках.

1. В.А.Авдюшев (аспирант, ТГУ).

Программная реализация и исследование алгоритма Н.А.Шарковского в некоторых задачах небесной механики.

2. С.Ю.Горда ( н. с, УрГУ).

Опыт наблюдений переменных звезд в визуально-двойных системах.

3. В.В.Мусцевой (ст. преподаватель, ВГУ), А.А.Соловьев (д-р физ.-мат.

наук, КГУ) Неустойчивость Кельвина-Гельмгольца в полутени солнечных пятен.

4. Е.Л.Перевозкина (аспирант, УрГПУ) Изменение периода у контактных ранних двойных звезд.

5. И.Х.Сагидуллин (аспирант, Башкирский пединститут) Влияние Штарк-эффекта на интенсивности спектральных линий Mgl 6. А.А.Соловьев (д-р физ.-мат. наук, КГУ) Магнитостатическая модель кольцевой структуры на Солнце.

Председатель д-р физ.-мат. наук А.В.Тутуков 14.30-15.15 Б.М.Шустов (д-р физ.-мат. наук, Ин-т астрономии Космические Астрономические обсерватории: Европейские перспективы.

15.15-16.00 К.В.Холшевников (д-р физ.-мат. наук, Астрономиче­ Динамика околопланетной пыли.

16.00-16.15 Перерыв.

16.15-16.30 М.Б.Казанцев (5 курс, ЧГУ).

Генерация нетеплового радиоизлучения в источнике номер 9 области Cepheus A (East).

16.30-16.45 А.Н.Кузьмин (5 курс, ЧГУ).

Оценка минимальной массы образующихся звезд.

16.45-17.00 М.Л.Гожа (6 курса, Ростовский госпедуниверситет).

Высокоскоростные облака, связанные со звездным потоком Грумбридж 17.00-17.15 Е.В.Завьялов (4 курс, УрГУ).

Моделирование строения звезд с однородным химическим составом.

17.15-17.30 Д.В.Иванова (4 курс, КГУ).

Не-ЛТР анализ линий Nal в спектре Солнца.

17.30-17.45 Ю.Ю.Ковалев (5 курс, МГУ, Астрокосмический центр ФИАН).

Исследование миллиугловой структуры объектов типа BL Lac на 3.6 и 17.45-18.00 Н.В.Ляпустина (5 курс, УрГУ).

Дифференцированный подход к преподаванию темы: "Планеты Земной группы" в курсе "Астрономия" средней школы.

18.00-18.45 Н.А.Сахибуллин (д-р физ.-мат. наук, К Г У ).

Астрономические катастрофы.

Председатель д-р физ.-мат. наук А.А.Соловьев 14.30-14.45 А Л. Бело липецкий (4 курс, БГПИ).

Компьютерный планетарий для любителей астрономии.

14.45-15.00 И.В.Паболков (4 курс, БГПИ).

Компьютерная программа определения блеска планеты для любого мо­ мента наблюдения.

15.00-15.15 А.С.Малеев (4 курс, УрГУ).

Оценка требуемой точности теории движения возмущающих тел.

15.15-15.30 Е.В.Белякова (5 курс, КГУ).

Формирование линий Sr II в атмосферах звезд солнечного типа в от­ сутствие ЛТР.

15.30-15.45 В.В.Голубев (4 курс, МГУ).

Открытие метанольных мазеров на частоте 133 ГГц 15.45-16.00 Г.В.Ионов (5 курс, ЧГУ).

Моделирование МГД-коллапса межзвездных облаков.

16.00-16.45 В.Г.Сурдин (канд. физ.-мат. наук, Г А И Ш ).

Механизмы формирования звездных ассоциаций.

16.45-17.00 Перерыв.

17.00-17.45 К.И.Чурюмов (д-р физ.-мат. наук, А О К Г У ).

Основные научные итоги столкновения кометы ШумейкеровЛеви 9 с Юпитером.

17.45-18.30 О.П.Быков Олег Павлович (канд. физ.-мат. наук, Г А О Позиционные ПЗС-наблюдения малых тел Солнечной систе­ мы: состояние и перспективы.

18.30-18.45 Закрытие конференции.

НОВЫЙ М Е Т О Д ОПРЕДЕЛЕНИЯ А П Е К С А С О Л Н Ц А

1. Истинные координаты Солнца — предел, к которому стремятся ко­ ординаты апекса, вычисленные для звезд, находящихся на определенном расстоянии, когда это расстояние стремится к нулю.

2. Предлагаемый метод основан на использовании звезд с большими соб­ ственными движениями (с.д.).

3. Если бы окружающие звезды были неподвижны, а Солнце двигалось, то полюса с.д. звезд располагались бы на большом круге сферы, получае­ мом ее пересечением полоскостью, ортогональной вектору локальной скоро­ сти Солнца, а апекс совпадал бы с одним из двух полюсов этого большого круга.

4. Так как звезды не неподвижны, то полюса с.д. не располагаются точно на большом круге небесной сферы, но существенно тяготеют к этому кругу.

5. Это свойство было использовано для определения координат апекса Солнца.

З А П Я Т Н Е Н Н О С Т Ь К Р А С Н Ы Х К А Р Л И К О В Ы Х ЗВЕЗД

В настоящее время известно около 70 вращающихся запятненных крас­ ных карликов (переменных типа BY Dra) со спектральными классами от clG2e до dM5e и периодами в несколько суток. В докладе рассмотрены основ­ ные методы исследования этих переменных и модели их запятненности. У 13 звезд, для которых существуют протяженные ряды многоцветных фо­ тоэлектрических наблюдений, возможно корректное определение площадей и поверхностных температур запятненных областей. Обычно запятненные области покрывают оба полушария звезды, их площадь составляет около десятка процентов и может доходить у некоторых звезд до 50% от обшей поверхности звезды (BY Dra и V 775 Her). Разность температур спокой­ ной фотосферы и пятна составляет от 2000 до 900 К в зависимости от спектрального класса звезды. У шести звезд различными авторами были измерены магнитные поля. Их напряженность составляет 2 - 5 кГс, а фак­ тор заполнения может доходить до 90% поверхности звезды, что в несколько раз больше площади запятненных областей. Рассмотрены другие проявле­ ния звездной активности — вспышки, хромосферная эмиссия и корональное излучение, указана их корреляция с вращением звезды.

О Р Б И Т Ы ШАРОВЫХ С К О П Л Е Н И Й —

В О З М О Ж Н О ЛИ И Х ОПРЕДЕЛИТЬ?

Наименее изученным свойством шаровых скоплений является их орби­ тальное движение. Лишь в самом общем виде, на основе распределения лучевых скоростей, их движение можно характеризовать скорее как ради­ альное, чем круговое. Собственные движения большинства скоплений пока не поддаются измерению. Но для двух десятков скоплений уже опублико­ ваны относительные собственные движения со сравнительно небольшими ошибками, и на их основе некоторые авторы вычисляют галактические ор­ биты скоплений. Мы также занялись этой работой, желая проверить на­ дежность вычисляемых орбитальных элементов и их взаимную сходимость для различных методов определения.

Уравнения движения скоплений численно интегрировались назад по вре­ мени в диапазоне 10 — 10 лет в различных аналитических представле­ ниях потенциала Галактики. Параметры полученных орбит сравнивались между собой, а также со значениями, оцененными другими методами (по приливному критерию, по лучевым скоростям). Кроме того, современное положение скоплений на их вычисленных орбитах подвергалось статисти­ ческой проверке: в произвольный момент времени большинство скоплений, движущихся по сильно вытянутым орбитам, должно находиться в районе апоцентра.

Выяснилось следующее. Вычисленные компоненты пространственных скоростей скоплений очень сильно зависят от метода абсолютизации их собственных движений. Различные орбитальные элементы по-разному чув­ ствительны к переходу от одной аналитической формы галактического по­ тенциала к другой: особенно сильно меняется апогалактическое расстояние орбиты; меньше подвержено изменению перигалактическое расстояние. В целом система изученных скоплений не выдерживает статистического те­ ста на соответствие современного положения вычисленной форме орбиты:

большинство скоплений сейчас расположено вблизи перицентра вычислен­ ной орбиты. Приливные перигалактические расстояния в большинстве слу­ чаев также весьма далеки от кинематических. В целом вывод неутеши­ тельный — орбитам, вычисленным на основе собственных движений, пока нельзя доверять.

КОМПЬЮТЕРНЫЙ ПЛАНЕТАРИЙ

ДЛЯ ЛЮБИТЕЛЯ АСТРОНОМИИ

Хорошо известно, что в подростковом возрасте, когда астрономия в шко­ ле еще не изучалась, у школьников возникает огромный интерес к астроно­ мическим явлениям и звездному небу. Очень важно поддержать это увлече­ ние у юных астрономов. В этом может помочь созданная нами программа — "Компьютерный планетарий".

Программа рассчитана на непосредственное использование в учебном процессе. Существует много "фирменных" астрономических программ (как, например, американская лимитивная версия программы "COSMOS" (Gene W.Lee) и др.), но они не всегда доступны, требуют знаний иностран­ ного языка и не реализуют многие методические возможности.

Разработанная нами программа позволяет воспроизводить на экране монитора картину звездного неба. "Наблюдение" за небом можно осуще­ ствлять, находясь в любом пункте северного полушария. При этом имеется возможность изменения направления наблюдения по азимуту. Заложенные в программу расчеты, основанные на точных вычислениях планетных эфе­ мерид с учетом возмущений, позволили вывести на экран монитора не толь­ ко звезды, но и Луну, и все планеты Солнечной системы, кроме Плутона.

Для удобства наблюдения на звездное небо нанесена координатная сетка.

Группы звезд можно соединять линиями, чтобы рисунок созвездия был бо­ лее наглядным.

Пользуясь этими возможностями, программу можно использовать в ка­ честве тренажера для изучения созвездий. Например, школьник рассма­ тривает звездное небо на экране монитора, на котором звезды в созвездиях соединены линиями и обозначены все планеты. Потом он отключает этот режим и видит на экране имитацию обычного звездного неба. После рабо­ ты с программой учащиеся легко будут узнавать созвездия и на настоящем небе.

Программа-планетарий была апробирована в школе и вызвала большой интерес у учащихся и любителей астрономии.

Программа реализована на языке Quick Basic для IBM-совместимых компьютеров с монитором не хуже, чем EGA 256Kb.

НОВЫЕ Р Е З У Л Ь Т А Т Ы В ТЕОРИИ А К К Р Е Ц И И Н А

КОМПАКТНЫЕ ОБЪЕКТЫ

В используемой обычно теории дисковой аккреции не были коррект­ но учтены следующие факторы: не локальность в производстве и потерях энергии (адвекция); возможность существования областей в аккреционных дисках с оптической толщей порядка единицы, т.к. аналитически рассма­ тривались только предельные случаи оптически толстого или оптически тонкого диска; рождение электронно-позитронных пар, происходящее в го­ рячем оптически тонком диске. Первые два фактора были учтены в недав­ них работах [1; 2]. С помощью общей формулы, выведенной в приближении Эддингтона, дано единое описание оптически тонкого — толстого диска.

Получено, что при светимостях, приближающихся к Эддингтоновской кри­ тической, пропадает глобальное решение для аккреционного диска без ад­ векции. Самосогласованный учет адвекции необходим для построения та­ кого решения, которое меняет свой характер, превращаясь из оптически толстого вдали черной дыры в оптически тонкое вблизи нее.

Получены новые решения для структуры аккреционного диска вокруг звезд со слабым магнитным полем, когда на границе между звездой и дис­ ком возникает пограничный слой. Получено аналитическое решение для структуры диска с пограничным слоем в приближении политропного урав­ нения состояния, а также для структуры диска вокруг быстро вращающей­ ся звезды, когда пограничный слой отсутствует [3; 4].

1. Artemova J., Bisnovatyi-Kogan G., Novikov I., Bjrnsson G. Structure of accretion discs with optically thick-thin transitions / / Astrophys. J. 1996.

2. Artemova J., Bisnovatyi-Kogan G., Novikov I., Bjrnsson G. Self-consistent accretion disc models with advective cooling / / Astrophys. J. Lett, (submitted).

3. Bisnovatyi-Kogan G.S. Self-consistent solution for accretion disc structure around rapidly rotating nonmagnetized star / / Astron. Astrophys. 1993.

V. 274. P. 796-806.

4. Bisnovatyi-Kogan G.S. Analytical self-consistent solution for the struct И Г Р of polytropic accretion disks with boundary layers / / Month. Not. R.A.S.

1994. V. 269. P. 557-562.

ИЗМЕНЕНИЕ ПЕРИОДА У К О Н Т А К Т Н Ы Х

Р А Н Н И Х Д В О Й Н Ы Х ЗВЕЗД

У 38 звезд из каталога контактных ранних систем Бондаренко-Перевозкиной [1], содержащего 97 звезд, отмечено изменение периода. Орби­ тальный период является наиболее надежно определяемым из наблюдений параметром двойной системы. Для контактных ранних систем, у которых орбиты круговые, причиной изменения периода являются перенос вещества или потеря вещества системой.

Прингл [2] отмечал, что амплитуды измеренных вариаций периода в общем случае так малы, что не очевидно, связаны они с переносом масс или потерей массы системой.

Наши исследования изменения периода и степени наполнения компонен­ тами соответствующих внутренних критических поверхностей у 38 звезд дают возможность определить, происходит в системе перенос масс от од­ ного компонента к другому или происходит потеря массы системой.

Уменьшение периода системы связано с потерей вещества главным ком­ понентом в случаях консервативного обмена в системе и потерей веще­ ства системой. При консервативном обмене степень наполнения внутрен­ ней критической поверхности главного компонента близка к 100%, степень наполнения внутренней критической поверхности спутника меньше 100%.

Если оба компонента переполняют свои внутренние критические поверхно­ сти (система погружена в оболочку), то теряет вещество система в целом.

Если в этом случае период уменьшается, то продолжает терять вещество главный компонент; если период увеличивается, то теряет массу спутник.

Нами получены следующие результаты вычислений: при переносе ве­ щества в системе темп изменения массы в среднем составляет несколько миллионных долей массы Солнца в год, при потере вещества системой темп изменения массы на порядок меньше.

1. Бондаренко И.И., Перевозкина Е.Л. Каталог физических характеристик контактных звезд ранних спектральных классов по фотометрическим исследованиям. 1995.

2. Прингл Д.Е. Взаимодействующие двойные звезды. 1993. С.22.

ГАО РАН

П О З И Ц И О Н Н Ы Е П З С - Н А Б Л Ю Д Е Н И Я М А Л Ы Х ТЕЛ

С О Л Н Е Ч Н О Й С И С Т Е М Ы : С О С Т О Я Н И Е И ПЕРСПЕКТИВЫ

Современные массовые позиционные ПЗС-наблюдения малых тел Сол­ нечной системы, выполняемые в большинстве зарубежных обсерваторий, весьма эффективны и высокоточны. Такие наблюдения позволяют легко получать ряды положений небесного тела любой плотности на короткой топоцентрической дуге в интервалах от нескольких часов до нескольких суток. Огромные потоки этой информации впитывает в себя ежемесячный "Циркуляр наблюдений малых планет", издаваемый на средства MAC, и его электронные версии. Пулковская обсерватория, потерявшая ныне свои южные наблюдательные базы и делающая первые шаги в области при менения ПЗС-матриц, тем не менее имеет давний и успешный опыт об­ работки, анализа и научного использования плотных рядов позиционных наблюдений искусственных спутников Земли, двойных звезд, комет и асте­ роидов. Автор продолжает это традиционное направление исследований, весьма важное для решения проблем экологии ближнего и дальнего космо­ са — от космического мусора в околоземном пространстве до астероидов, опасно сближающихся с Землей.

Известно, что плотный ряд близких равноточных положений небесного тела высокоинформативен: он содержит в себе данные о скорости движения объекта по небесной сфере, о направлении этого движения — позиционном угле, а во многих случаях — при высокой точности регистрации сфериче­ ских координат и оптимальной длине дуги наблюдений — такой ряд позво­ ляет вычислить кривизну видимого участка траектории и вполне реальные значения ускорения в движении объекта. Иными словами, современные на­ блюдательные средства делают возможным получение из плотных рядов позиционных наблюдений — после их оперативной статистической обра­ ботки — первых и вторых производных экваториальных координат любого небесного объекта, имеющего видимое движение среди звезд. Для фотогра­ фических наблюдений получение плотных рядов всегда было и осталось трудоемким процессом, и ПЗС-наблюдения имеют здесь явное преимуще­ ство. В этой связи интерес представляет сравнение точностей этих двух видов наблюдений небесных объектов по материалам, публикуемым в Цир­ кулярах Международного центра малых планет. Автором делается вывод о более высокой (в 1.5-2 раза) точности ПЗС-наблюдений малых планет на телескопах- рефлекторах с диаметрами зеркал около 1 м по сравнению с фо­ тографическими наблюдениями, что следует как из рассмотрения обычных разностей ( О - С ), так и из анализа ошибок вычисляемых первых производ­ ных экваториальных координат, выполненного по наблюдениям десятко^в астероидов на нескольких активно работающих в этой области обсерваториях.

В такой ситуации становится возможным применение классического ме­ тода Лапласа и нового метода (метода параметров видимого движения, раз­ виваемого в Пулковской обсерватории А.А.Киселевым и его коллегами) в решении задачи об определении предварительной орбиты наблюдавшего­ ся небесного тела по результатам обработки его позиционных наблюдений на короткой и сверхкороткой топоцентрической дуге — до одного градуса и менее. При наличии трех-пяти топоцентрических положений астероида, полученных в течение одного-двух часов наблюдений, этими прямыми ме­ тодами можно вычислить надежную круговую орбиту непосредственно в процессе ПЗС-наблюдений астероидов Главного пояса; трудности будут возникать лишь в случае определения круговых орбит для объектов, сбли­ жающихся с Землей и поэтому имеющих значительный эксцентриситет ор­ биту и большие угловые скорости движения — более одного градуса в сутки. Обычно круговая орбита обеспечивает самостоятельную эфемери­ ду для продолжения наблюдений на интервале одной-двух недель. Если ПЗС-наблюдения выполнены в течение трех-пяти последовательных ночей (9-15 положений), то методами Лапласа и ПВД вычисляется практически реальная эллиптическая орбита, но при этом кривизна видимой траекто­ рии не должна быть равной единице. Алгоритмы решения этих задач задач опубликованы в [1].

Массовое определение орбит астероидов Главного пояса, пояса Койпера и астероидов, сближающихся с Землей, выполненное автором в последние го­ ды с использованием прямых методов, позволяет утверждать, что эти мето­ ды могут дать хорошие результаты в процессе обработки ПЗС- наблюдений на современных обсерваториях практически в реальном масштабе времени.

С помощью этих методов можно независимо отождествлять наблюдаемые небесные тела от ночи к ночи, определять надежные предварительные ор­ биты по короткой дуге и контролировать собственные наблюдения, иден­ тифицировать наблюдаемые объекты с каталожными, а также обеспечить себя эфемеридами для продолжения наблюдений. При этом первые произ­ водные сферических координат объекта — или его угловая скорость вместе с позиционным углом движения по небесной сфере — становятся важными эфемеридными параметрами, которые позволяют найти наблюдаемый объ­ ект в заданной области неба даже тогда, когда его первоначальная орбита не вполне надежна или является круговой. По сравнению с другими метода­ ми определения предварительных орбит на короткой дуге прямые методы являются единственными, обеспечивающими решение, близкое к реально­ му. Их применение для массовых орбитальных определений позволило бы быстро и детально, с участием самих наблюдателей, изучить распределе­ ние астероидов Главного пояса, вычисляя орбиты многих десятков тысяч малых тел Солнечной системы, фиксируемых, например, в качестве "by products" в процессе ПЗС-наблюдений астероидов, сближающихся с Зем­ лей.

Автор на протяжении ряда лет сотрудничает с группой Т.Герелса (Spacewatch Telescope of Lunar and Planetary Laboratory of Arizona University) в области экспресс-обработки их ПЗС-наблюдений и вычисле­ ния орбит. Этот опыт убедил автора в том, что в настоящее время сло­ жились благоприятные условия для того, чтобы астрономы-наблюдатели, помимо выполнения позиционных ПЗС-наблюдений малых планет, активно участвовали в анализе результатов своих наблюдений, а также в научных исследованиях, связанных со статистическими характеристиками астеро­ идов Главного пояса. Немаловажным фактором является и возможность массовых открытий новых астероидов, для которых можно было бы сразу, учитывая интерес наблюдателя к наименованию открытой им малой плане­ ты, организовать продолжение наблюдений самим первооткрывателем для вычисления ее точной орбиты с последующим получением номера и име­ ни нового астероида. Необходимое математическое обеспечение для этой цели разработано в ИТА РАН (программная система "CERES" В.Львова, В.Шора и др.) и в Пулковской обсерватории при участии автора. В прин­ ципе недалеко то время, когда и сугубо астрофизические ПЗС-наблюдения можно будет использовать для астрометрии, фиксируя движущиеся на фоне опорных звезд небесные тела с немедленным определением их сферических координат и элементов орбит.

1. Быков О.П. Определение орбит небесных тел прямыми методами / / Проблемы построения координатных систем в астрономии. Л.: ГАО АН СССР, 1989. С.328-356.

СПИРАЛЬНЫЕ Г А Л А К Т И К И И Х И М И Ч Е С К О Е

ОБОГАЩЕНИЕ М Е Ж Г А Л А К Т И Ч Е С К О Й СРЕДЫ

Наблюдения рентгеновского излучения межгалактического газа в скоп­ лениях галактик позволили определить его химический состав. Оказалось, что он не совпадает с предполагаемым первичным химическим составом.

Содержание таких элементов, как железо, кремний, кислород, в межгалак­ тической среде (МГС) приближается к солнечному [1; 2]. Единственным источником поступления тяжелых элементов в МГС может быть выброс тяжелых элементов из галактик.

Обычно предполагается, что основным поставщиком тяжелых элементов в МГС являются эллиптические галактики. Они выбрасывают вещество, обогащенное продуктами звездной эволюции, в ходе непродолжительной фазы сильного звездного ветра. Время начала этой фазы зависит от гра­ витационного потенциала галактики и приводит к наблюдаемой у элли­ птических галактик зависимости масса-металличность. Чем больше масса галактики, тем позже начинается ветер, тем больше к этому времени га­ лактика успевает накопить тяжелых элементов.

Точно такая же зависимость наблюдается у спиральных и неправиль­ ных галактик. Объяснить ее в рамках не учитывающей обмен веществом с МГС "закрытой" модели не удается. В данной работе исследуется влияние аккреции межгалактического газа и выброса тяжелых элементов в МГС спиральными галактиками на их эволюцию и на химический состав газа в скоплениях галактик. Рассматриваются два возможных механизма выбро­ са: горячий галактический ветер и выметание пыли давлением излучения звезд [3].

Установлено, что эффективность обоих механизмов сравнима и дости­ гает 0.01 — О.О5М в год. Кроме того, она зависит от гравитационного потенциала галактики. Совместное действие этих механизмов может при­ водить к установлению зависимости масса-металличность, наблюдаемой у спиральных галактик.

Наличие в МГС железа и кислорода хорошо объясняется их поступле­ нием из эллиптических галактик. Однако спиральные галактики могут служить важным источником таких элементов, как, например, кремний и магний.

Таким образом, можно сделать следующие выводы:

1. При моделировании химической эволюции спиральных галактик необ­ ходимо учитывать обмен веществом между ними и МГС.

2. Спиральные галактики, наряду с эллиптическими, являются важным фактором химической эволюции МГС.

Список литературы 1. Rothenflug R., Arnaud M. Iron abundance in galaxy clusters / / Astron.

Astrophys. 1985. V.144. P.431.

2. Okazaki T., Chiba M., Kumai Y., Fujimoto M. The distribution of hot gas and iron in the Virgo cluster / / Proc. Astron. Soc. Jap. 1993. V.45. P.669.

3. Шустов Б.M., Вибе Д.З. Выметание пыли из Галактики / / Астрон.

журн. 1995. Т.72, вып.5. С.650.

Среди астрономических объектов, привлекших наше внимание в 1995 го­ ду, можно выделить комету De Vico и астероид 433 Eros. Комета P/1995 Si по предварительным орбитальным элементам была отождествлена с коме­ той P/1846 Dl (De Vico) [1].

На камере SBG Астрономической обсерватории УрГУ 30 сентября — 4 октября 1995 г. Г.С.Ромашиным (12 пластинок) и 25-26 октября 1995 г.

Т.В.Слаутиной (2 пластинки) проведены фотографические наблюдения ко­ меты. Для 9 фотопластинок определены экваториальные координаты ко­ меты и отправлены в Международный центр малых планет. Б.Марсден сообщил данные об отклонении полученных положений кометы от эфеме­ риды. Средние результаты этих отклонений (О-С) приведены в таблице.

Для даты октябрь 4.01263 получено изображение кометы с выдержкой 5 ми­ нут, что дало возможность проследить хвост кометы до расстояния более миллионов километров. Величина фотометрического ядра составляет око­ ло 80 тысяч километров. Абсолютная звездная величина кометы оценена близкой к 6.7.

Астероид 433 Eros привлекает внимание как объект, сближаюпщйся с Землей, и как потенциальный кандидат на полет к нему космического ап­ парата. Г.С.Ромашин провел наблюдения астероида 433 Eros 24 августа, 30 сентября — 3 октября 1995 г. (16 фотопластинок). Для 12 фотопласти­ нок проведена астрометрическая обработка (метод Тернера) и получены экваториальные координаты. Результаты направлены в Международный центр малых планет. По данным, представленным Б.Марсденом, получе­ ны средние отклонения наблюденных положений от эфемериды. Результа­ ты приведены в таблице.

1. D.W.Green / / The Minor Planet Circulars.,V6232. 1995. Sept. 20.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ Р А С С Т О Я Н И Й ДО З В Е З Д Н Ы Х

СКОПЛЕНИЙ N G C 581, N G C 663, N G C 1528 и N G C Знание расстояний до звезд позволяет нам определять основные их ха­ рактеристики, изучать их концентрацию и распределение в Галактике. Изу­ чение скоплений удобно тем, что мы можем исследовать различные звезды скопления, считая их находящимися на одном расстоянии от нас, т.к. раз­ меры скоплений на два и более порядков меньше расстояний до них.

Одним из методов определения расстояний основан на связи этой величи­ ны с межзвездным поглощением света. Нам было предложено получить но­ вый наблюдательный материал и оценить его пригодность для практикума по астрофизике студентами кафедры астрономии Казанского университета.

В августе — сентябре 1995 года одним из авторов (А.Г.) был получен фо­ тографический материал на 35-см менисковом телескопе АСТ-452 астроно­ мической обсерватории им. Энгельгардта. Наблюдения велись в трех фото­ метрических системах U, В и V на пластинках ZU 21 и ZP 3 соответственно.

Всего получено более 20 негативов для 10 скоплений. Предельная измеримая звездная величина на данном телескопе составляет 1 5. 5 в системе В, одна­ ко из-за высокой вуали на наших снимках она не превышает 1 4. Измерения негативов проводились на микрофотометре МФ-4 для скоплений NGC 581, NGC 663, NGC 1528 и NGC 1545. Получен каталог UBV величин для звезд этих скоплений. Среднеквадратичная ошибка звездных величин со­ ставляет: в фильтре U - 0.11, в фильтре В - 0.10, в фильтре V - 0.09. Для каждого скопления была построена двухцветная диаграмма. Значение меж­ звездного поглощения определялось по формуле: A (r) = R- Еь-. Величина R принималась равной 3.0. Считая, что звезды скоплений принадлежат пя­ тому классу светимости, мы оценили их абсолютные звездные величины по построенным диаграммам и вычислили расстояния по известной формуле:

Сравнение полученных нами расстояний с данными каталога [1] (см.

таблицу) показывает удовлетворительное совпадение.

Скопление Расстояние полученное, пк Расстояние каталожное, пк 1. Ruprecht I., Balezs В., White R.E. Cataloge of star clusters and associations.

Budapest, 1981. Part B l.

ОТКРЫТИЕ МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ

Наблюдения проводились 5-7 июля 1995 г. на 12-метровом телескопе На­ циональной радиоастрономической обсерватории (США), Кит Пик, Аризо­ на. Впервые в России наблюдения проводились в дистанционном режиме из Астрокосмического центра в Москве. Для этого рабочая станция Sun в Астрокосмическом центре была связана через Интернет с компьютером на 12-метровом телескопе.

Были открыты метанольные мазеры I класса в переходах между уров­ нями с К = — 1 и / ( = 0 ^-метанола. Наблюдался 41 источник с пре­ дельным обнаружением в 0.05 К (1.75 Ян). Список источников включал в себя ранее известные метанольные мазеры I и II классов. Эмиссионные ли­ нии метанола были обнаружены от 35 источников. В большинстве случаев линии — тепловые. Мазерное излучение найдено только в метанольных мазерах I класса. В метанольных мазерах II класса мазерное излучение на 133 ГГц не обнаружено. В этой работе сообщается только о новых мазерных источниках.

НАИБОЛЕЕ ПОЛНЫЙ КОМПИЛЯТИВНЫЙ

К А Т А Л О Г П Е Р Е М Е Н Н Ы Х ЗВЕЗД,

ИМЕЮЩИХ ВИЗУАЛЬНЫЙ СПУТНИК(И)

По-видимому, первый каталог визуально-двойных звезд с переменным компонентом был составлен Плаутом [1] и содержал 137 объектов. За­ тем последовала работа Бейза [2], его каталог включал 160 переменных звезд и 182 звезды, заподозренных в переменности, являющихся в то же время, компонентами визуально-двойных систем. В последнее время были опубликованы по крайней мере еще два подобных каталога. Это каталог Пруста и др. [4], включающий 300 переменных звезд, и дополняющий его каталог Хофлейта [5], содержащий 112 звезд, не включенных в каталог Пруста и представляющий собой список объектов. Однако все перечислен­ ные выше каталоги содержат далеко не полный список переменных звезд, в окрестности которых обнаружены визуальные спутники.

Целью нашей работы было создание наиболее полного карточного ка­ талога, содержащего данные о переменных звездах, для которых имеются какие-либо сведения о визуальном спутнике(ах).

Основой нашего каталога является "Общий каталог переменных звезд" (ОКПЗ) [6], из которого мы взяли сведения о спутниках и самих перемен­ ных звездах. Данные были дополнены информацией из каталогов Пруста и Хофлейта [4; 5], а также карточного каталога " Затменно-двойные звезды с визуальным спутником" Истомина [3], место хранения которого — кафедра астрономии и геодезии Уральского универсистета (в настоящее время этот каталог переведен на магнитный носитель).

В нашем каталоге приводится информация для 827 переменных звезд, и сведения о ярком визуальном спутнике, так называемом компоненте В. В приложении к каталогу содержатся дополнительная информация для ком­ понента В, а также сведения об остальных компонентах, если таковые име­ ются. На основе каталога в системе FoxPro создана база данных.

1. Plaut L. / / Bull. Astron. Ins. Nethrl. 1940. V.234. P.49.

2. Baize P. / / J. Observateurs. 1962. V.45. ЛГб-7. P.117-178.

3. Истомин Л.Ф. Каталог затменных переменных звезд, имеющих визуаль­ ный спутник (на магнитном носителе). / Кафедра астрономии и геодезии 4. Proust D., Ochseiibein F., Pottersen B.R. / / Astron. Astrophys. Suppl. Ser.

1981. V.44. P.179 187.

5. Hoffleit D. / / J. Amer. Assoc. Var. Star. Observ. 1981. V.10. M2. P.57-59.

6. Холопов П.Н., Самусь H.H., Горанский В.П. и др. Общий каталог пере­ менных звезд. М.: Наука. 1987. Т.1-3.

ПРИМЕНЕНИЕ WAVELET ПРЕОБРАЗОВАНИЯ

ДЛЯ ФОТОМЕТРИЧЕСКОГО АНАЛИЗА

АСТРОНОМИЧЕСКИХ ИЗОБРАЖЕНИЙ

Для оценки алгоритмов обработки изображений звезд, полученных с помощью ПЗС светоприемников, разработана компьютерная модель ПЗС матрицы, позволяющая моделировать изображение участка неба с задан­ ными параметрами шума и изображениями звезд по заданным координатам и светимостям. Реализовано несколько алгоритмов обработки изображений данного формата; для них оценены ошибки определения координат и ярко­ стей звезд. Модель будет использована при разработке новых алгоритмов, а также при формировании программ наблюдений. Разработана графическая среда, позволяющая просматривать промежуточные стадии моделирования и обработки.

В числе прочих реализован алгоритм Wavelet фильтрации звездных по­ лей, который применен к конкретным изображениям. Проведен анализ точ­ ности измерений координат звезд.

Разработка программного обеспечения велась с использованием методов объектно ориентированного программирования в среде Borland Pascal 7.0.

1. Georgiev T.V. Upper Stellar Photometry: the Background Indepedent Generalization of the Aperture Photometry Method / / Private Commun.

1995.

2. Janes A., Heasley J.N. Stellar Photometry Software / / PASP. 1993. May.

105. P.527-537.

3. Satrck J.J., Murtagh F. Image restoration with noise suppression using the wavelet transform / / Astron. Astrophys. 1994.V.288 P.342-348.

4. Coupinot G. et. all. Photometric analisys of astronomical images by the wavelet transform / / Astron. Astrophys. 1992. V.259. P.701-710.

ЧИСЛЕННЫЕ Д И Н А М И Ч Е С К И Е МОДЕЛИ

РАССЕЯННЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ

Рассмотрены модели РЗС, движущихся по круговым орбитам в плоско­ сти Галактики. В ходе динамической эволюции в сферически симметрич­ ных в начальный момент (при t = 0) моделях РЗС формируются ядра, вытянутые перпендикулярно галактической плоскости, и гало, вытянутые вдоль плоскости Галактики. В среднем по периоду колебаний регулярного поля распределение скоростей движения звезд в моделях скоплений вытяну­ то перпендикулярно галактической плоскости и вдоль направления движе­ ния скопления в Галактике. Приливные радиусы рассмотренных моделей скоплений для звезд с "прямым" движением в скоплении в 1.5-2 раза мень­ ше, чем для звезд с "обратным" движением. В рассмотренных моделях скоплений в ходе эволюции соотношение чисел звезд с "прямым" и "обрат­ ным" движением практически не изменяется. Обнаружены значительные изменения формы диаграмм Каптейна и соответствующих им диаграмм для остаточных скоростей движения звезд при малых изменениях началь­ ных фазовых координат звезд (НФКЗ), что указывает на неустойчивость распределения скоростей движения звезд скопления к малым возмущениям НФКЗ. Такая неустойчивость наиболее заметно проявляется в централь­ ных областях моделей скоплений. Отмечены также значительные измене­ ния формы рассмотренных диаграмм и распределения скоростей звезд на промежутках времени 0.8-1.0 млн. лет. Определены параметры средних по периоду колебаний регулярного поля гравитационных потенциалов моде­ лей скоплений, пространственных распределений плотности числа звезд, скоростей и дисперсий скоростей движения звезд в проекции на три коор­ динатные плоскости. Возможны значительные изменения указанных пара­ метров при малых изменениях НФКЗ. Чем глубже под приливной поверх­ ностью скопления расположены его звезды в начальный момент времени, тем в большей степени проявляется неустойчивость средних по периоду ко­ лебаний регулярного поля параметров моделей РЗС к малым изменениям НФКЗ.

Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (грант 95-02-05540) я Государственной программы 013 Мин­ науки России.

СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ

ЧИСЛЕННЫХ Д И Н А М И Ч Е С К И Х МОДЕЛЕЙ

Р А С С Е Я Н Н Ы Х ЗВЕЗДНЫХ С К О П Л Е Н И Й

В работе выполнено статистическое сравнение (методом Пирсона) ряда численных динамических моделей рассеянных звездных скоплений (РЗС) в пространстве фазовых координат звезд (ФКЗ). Исследовано совместное действие малых начальных возмущений фазовых координат звезд и теку­ щих возмущений величин ФКЗ вследствие округлений при вычислениях, а также действие только текущих возмущений величин ФКЗ на строение моделей РЗС в фазовом пространстве на промежутке времени 100 млн.

лет, сравнимом со средним временем жизни РЗС. Действие перечислен­ ных факторов на модели РЗС в основном имеет случайный характер и не искажает параметров генеральной совокупности ФКЗ, выборка из которой определяет распределение фазовой плотности в модели данного скопления.

Однако в центральных областях скоплений, на границе ядер скоплений и вблизи приливной границы каждого скопления в поле Галактики действие малых начальных и (или) текущих возмущений ФКЗ на строение РЗС в фазовом пространстве может быть неслучайным и значительным. В этих областях скопления неустойчивость решений для "крупнозернистой" функ­ ции распределения фазовой плотности по отношению к малым начальным и текущим возмущениям ФКЗ проявляется наиболее заметно. Обсуждаются механизмы, определяющие неустойчивость решений для функции фазовой плотности в этих областях скоплений. Рассмотрены некоторые возможно­ сти подавления "числовой релаксации" вследствие ошибок округлений в расчетах динамических моделей РЗС.

Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (грант 95-02-05540).

Ф И З И К А А К К Р Е Ц И О Н Н Ы Х ДИСКОВ М О Л О Д Ы Х ЗВЕЗД

1. Наблюдения.

1.1. Наблюдения околозвездного вещества в инфракрасном, миллиметро­ вом, субмиллиметровом и сантиметровом диапазонах.

1.2. Активные, репроцессионные и кеплеровские диски.

1.3. Аккреция, звездный ветер, струи, истечение газа.

1.4. Магнитное поле молодых звезд и их аккреционных дисков.

2. Происхождение и эволюция аккреционных дисков.

2.1. Коллапс вращающихся протозвездных облаков.

2.2. Коллапс магнитных протозвездных облаков.

2.3. Вращательная эволюция аккреционных дисков.

2.4. Аккреционное истощение околозвездных дисков.

2.5. Проблемы формирования планет в околозвездных дисках.

3. Магнитная гидродинамика аккреционных дисков.

3.1. Структура магнитного аккреционного диска.

3.2. Активность магнитных аккреционных дисков.

3.3. Неустойчивости магнитных аккреционных дисков.

3.4. Струи магнитных аккреционных дисков.

4. Заключение.

М А Г Н И Т Н О Е ПОЛЕ М И Ш У С Т И Н А - Р У З М А Й К И Н А

В АККРЕЦИОННЫХ ДИСКАХ

Эффект Мишустина-Рузмайкина (ЭМР) (см.[1]) основан на том, что у электронов комптоновское сечение гораздо больше, чем у протонов. Поэто­ му в плазменном вихре электроны испытывают большее трение о фотонный газ, чем протоны. Электрический ток, вызванный разностью угловых ско­ ростей электронов и протонов, порождает магнитное поле.

В протогалактических облаках магнитное поле, возникшее благодаря ЭМР, настолько слабо, что не может быть усилено динамо-эффектами за время жизни галактик. Однако, по моим оценкам, в аккреционных дисках возле черных дыр ЭМР на три порядка эффективней затравочного меха­ низма Бирмана.

В кеплеровском диске ЭМР индуцирует радиальную компоненту маг­ нитного поля со скоростью где Л — светимость диска, выраженная в эддингтоновских светимостях:

fi — масса черной дыры в массах Солнца; а — расстояние от черной дыры в гравитационных радиусах; h/R •-- отношение полу толщины диска к его радиусу.

Даже в условиях постоянного сноса магнитного поля в черную дыру ЭМР совместно с дифференциальным вращением обеспечивает достаточно быстрый рост поля. Например, в диске Шакуры-Сюняева с коэффициентом а — 10~ возле квазарной черной дыры (ц = 10 ) при h/R = 1/10, а = 3, Л = 1 тороидальная компонента поля достигнет уровня равнораспределения за 10 лет, что не превышает длительности активной фазы квазаров.

1. Вайнштейн С И., Зельдович Я.Б., Рузмайкин A.A. Турбулентное динамо в астрофизике. М.: Наука, 1980.

О Б Р А З О В А Н И Е ЗВЕЗД В С П И Р А Л Ь Н Ы Х Г А Л А К Т И К А Х

Один из наиболее интригующих вопросов физики галактик, ясного от­ вета на который никто не знает, это вопрос, почему галактики, имеющие в большинстве своем приблизительно одинаковый возраст и сходные плотно­ сти звездных дисков, так сильно различаются по содержанию газа, темпам звездообразования и вообще имеют различный внешний вид. Что могло ускорять звездообразование в одних случаях и тормозить — в других? По­ чему образование звезд почти не идет на периферии галактических дисков, даже если там имеется газ, и часто идет в ядрах галактик, где, казалось бы, газ давно должен быть исчерпан? Наконец, можем ли мы правильно оце­ нивать темп звездообразования непосредственно из наблюдений? Поиски возможных ответов следует искать в решении следующих проблем.

1. Влияние вращения галактики на образование гигантских газовых ком­ плексов (в настоящем, прошлом и будущем).

2. Влияние внешнего воздействия на звездообразование.

3. Происхождение сверхмощных вспышек звездообразования в ядрах ин­ фракрасных галактик.

Примечание. Готовых ответов дано не будет.

НЕКОТОРЫЕ П Р О Б Л Е М Ы И С С Л Е Д О В А Н И Я

Р А С С Е Я Н Н Ы Х ЗВЕЗДНЫХ С К О П Л Е Н И Й

В течение нескольких последних десятилетий в мире накоплен огром­ ный наблюдательный материал о звездах в полях рассеянных звездных скоплений (РЗС). Эффективность обработки этого материала определяет возможность его использования в работах, посвященных исследованиям как самих РЗС, так и исследованию звездной эволюции, процессов звездообра­ зования, структуры, кинематики и динамики нашей Галактики. Принимая во внимание крайнюю важность исследований РЗС, рассмотрим некоторые основные проблемы и цели исследования этих объектов.

Прежде всего, это фотометрия широких окрестностей скоплений, вклю­ чающая учет различных источников погрешностей и побочных эффектов, таких, как присутствие звезд фона, неразрешенных двойных и кратных звезд, влияние металличности на параметры калибровочных зависимостей (НГП, двухцветные диаграммы), различия в возрастах и металличностях членов одного скопления. В свою очередь, основные цели фотометрических исследований заключаются прежде всего в определении точных расстоя­ ний до РЗС, в оценке метал личностей скоплений, в изучении особенностей диаграмм цвет-величина и функций светимости с точки зрения связи этих особенностей с такими характеристиками скоплений, как возрасты, хими­ ческий состав, положение в Галактике.

В настоящее время нами перерабатывается комплекс программ для пере­ определения параметров РЗС по данным разных фотометрических систем, что позволит увеличить выборку и повысить точность оценок параметров за счет более полного использования имеющейся в фотометрии информа­ ции. Следует также существенно расширить круг скоплений с функциями светимости (ФС), определенными по единой методике, что даст возмож­ ность на однородном материале получить надежную начальную функцию масс. При этом следует изучить влияние на получаемую ФС пространствен­ ной сегрегации звезд по массам. Отметим, что современная теория звездной эволюции позволяет для РЗС промежуточного возраста и старых восста­ новить яркий, проэволюционировавший конец ФС,что может послужить проверке теории звездной эволюции.

Для изучения кинематики и пространственного распределения РЗС основной проблемой является определение расстояний, лучевых скоростей и собственных движений, прежде всего для далеких скоплений. Для этих же скоплений необходимы и определения физических параметров, что позво­ лит получить достаточно репрезентативную выборку (или учесть влияние селекции) для таких исследований, как сопоставление распределений РЗС по возрастам и металличностям, что позволило бы решить вопрос о поли­ модальности этих распределений и, возможно, имевших место в прошлом вспышках звездообразования в истории Галактики.

НАБЛЮДЕНИЯ ГЕОСТАЦИОНАРНЫХ СПУТНИКОВ НА

ОПТИКО-ЭЛЕКТРОННОМ КОМПЛЕКСЕ КОУРОВСКОЙ

В течение 1995 г. продолжались работы по совершенствованию оптикоэлектронного комплекса (ОЭК) на базе телескопа АЗТ-3 для наблюдений подвижных космических объектов [1].

В порядке технической поддержки ОЭК были изготовлены блок датчи­ ка угловых координат и блок цифровой индикации прямого восхождения.

Разработана и собрана схема звездных часов с цифровой индикацией. Для уменьшения непроизводительных затрат времени изготовлены схемы ди­ станционного управления куполом башни и фокусировкой телескопа.

Разработана первая версия программы планирования наблюдений. В своей работе программа использует каталог опорных площадок, содержа­ щих не менее двух звезд из рабочего каталога (SAO) на поле 20' х 20'.

Текущая версия программы для спутников с малоизменяющимися часо­ вым углом и склонением выдает моменты прохождения спутника через опорную площадку, координаты центра площадки, время до прохождения следующей площадки, условия видимости.

Для повышения эффективности и удобства применения программы пла­ нирования наблюдений разработаны и напечатаны карты рабочего катало­ га с указанием опорных площадок.

Применение программы планирования наблюдений и новых карт рабоче­ го каталога позволило существенно повысить эффективность наблюдений за счет практически полного исключения случаев неотождествления ка­ дров. Значительно снизились непроизводительные затраты времени при смене объектов наблюдения.

В итоге за 9 сеансов наблюдений было получено около 3000 положений для более чем 30 геостационарных спутников (ГСС) с точностью 1" - 4".

Результаты наблюдений занесены в каталог положений геостационарных спутников. На основе наблюдений, выполненных на ОЭК, формируется ка­ талог элементов орбит ГСС. В настоящее время в каталог элементов орбит занесены сведения о 50 объектах.

1. Захарова П.Е., Кайзер Г,Т., Колесников В.И. и др. Оптико-электронный комплекс для наблюдений космических объектов / / Физика Космоса:

Тез. докл. и сообщ. студ. науч. конф., 30 янв. — 4 февр. 1995 г. Екате­ ринбург: УрГУ. 1995. С. 19.

S H A R E W A R E - П Р О Г Р А М М Ы ДЛЯ

АСТРОНОМИЧЕСКИХ ВЫЧИСЛЕНИЙ

Без сомнения, все астрономические организации в любом месте земного шара зачастую решают одни и те же проблемы. Например, перевод коор­ динат из одной системы в другую или расчет прецессии. Однако созданные для этой цели программы имеют свои недостатки: устаревают методы, а также компьютеры, для которых реализованы вычисления. Помимо этого, в силу того, что необходимо скорейшее получение результата, программы чаще всего являются весьма неудобными в смысле использования.

В 1989 году германские авторы O.Montenbruck и Th.Pfleger выпусти­ ли книгу, которая описывала наиболее распространенные случаи астровычислений. Среди них: вычисление времен захода и восхода Солнца, "все­ общий" конвертор координат, программа вычисления положения планет на данный момент, программа лунных эфемерид. Однако, написанные для Pascal 3.0, они все более теряют актуальность. Автор предлагает улучшен­ ные варианты программ, реализованные под Windows 3.1 и обладающие возможностями естественного сохранения результатов. Программы пред­ лагаются к распространению на принципах shareware.

1. Montenbruck О., Pfleger Т. Astronomy on personal computer. SpringerVerlag, 1991.

А Л Ь Б Е Д Н Ы Й СДВИГ: НОВЫЙ ВЗГЛЯД Н А

К Л А С С И Ч Е С К У Ю ТЕОРИЮ ПЕРЕНОСА ИЗЛУЧЕНИЯ

Рассматривается классическая проблема монохроматического рассеяния света в однородной полубесконечной атмосфере. Показано, что наряду с обычным уравнением переноса излучения (УПИ) может быть рассмотре­ но некоторое вспомогательное уравнение (подобное УПИ по форме). При этом решение УПИ выражается через решение вспомогательного уравне­ ния. Особенностью последнего является наличие свободного параметра, ва­ рьируя который можно изменять эффективное альбедо однократного рас­ сеяния. В результате можно добиться уменьшения вклада "рассеивающего члена" (альбедный сдвиг), что позволяет без проблем численно решить рас­ сматриваемое вспомогательное уравнение. Итеративная процедура сходит­ ся очень быстро. Проведенные численные тесты показали, что увеличение итераций на одну соответствует уменьшению относительной погрешности на порядок. Интенсивность излучения и функция источников в явном виде и просто выражаются в терминах решения вспомагательного уравнения.

НеЛТР А Н А Л И З Л И Н И Й N a l В С П Е К Т Р Е С О Л Н Ц А

Использование куде-эшеле спектрографов сверхвысокого разрешения при наблюдениях спектров звезд и мощных компьютеров для их теоретиче­ ской обработки сделало возможным начать массовые неЛТР исследования звездного хим. состава с ошибками, меньшими 0.05 dex. Такие исследования требуют большой точности для используемых моделей атомов и атмосфер и определения базового солнечного содержания. Целям решения этих двух задач посвящена эта работа.

В работе использовался спектрографический атлас Солнца Куруца [1] неблендированных и малоблендированных линий с использованием графи­ ческого пакета Origin 3.0 определялись эквивалентные ширины W\ мето­ дами интегрирования профиля и полупрофиля, аппроксимаций гауссианой или лоренциалом или их синтетическим спектром.

Для расчета неЛТР населенностей и линий использовался комплекс про­ грамм NONLTE3 [2] с методом полной линеаризации версии Ауэра и Хисли (1975) с учетом всех непрерывных источников непрозрачности, линий и молекул. Используемая 21-уровенная модель атома Nal [3] (п < 7,/ < 3) включает 46 линеаризуемых и 54 фиксированных переходов. Расчеты проводятся для моделей атмосфер: Куруца (1979; 1993) [4; 5], ХолвегераМюллера (1974) [6] и Белла (1975) — при различных значениях ударных скоростей с водородом (коэффициент к = 0.0, 0.1, 1.0 в формуле Дравина (1968) [7]). При расчете теоретических профилей линий учитывалось доплеровское, штарковское, ван-дер-ваальсовское уширения, естественное за­ тухание, скорости микротурбуленции (Vturb = 1-0, 1.2, 1.4 км/с) и вращения (Vsin(i) = 1.0-2.5 км/с). Содержание Nal принято согласно Андерсу(1989) [8] [А] = -5.75.

Установлено наличие "сверхрекомбинации" для основного состояния 3s.

определяемой малым сечением ионизации. Эффекты "сверхрекомбинации" максимальны для моделей Куруца (1979) и Белла и минимальны для моде­ ли Куруца (1993), имеют тенденцию к усилению и сдвигу в более высокие слои при увеличении ударных процессов.

Отклонения от ЛТР большие для Л = 8194, 8183 (АХ = -0.15 dex).

существенные для Л = 5688, 5682 (АХ = - —0.05 dex). и незначительные для остальных линий (АХ < 0.05 dex). Минимальные отклонения для всех линий достигаются в модели Куруца (1993), максимальные — в моделях Куруца (1979) и Белла и значительно уменьшаются с ростом ударных ско­ ростей при к = 1.0. Скорость микротурбуленции практически не влияет на отклонения от ЛТР.

Наибольшее содержание получено для модели Холвегера-Мюллера (АЛ' = 0.047 dex), наименьшее — для моделей Куруца (1979) и Белла = -0.075 dex). При увеличении У ь на 0.2 км/с АХ уменьшается на 0.008 dex. Дисперсия содержаний, полученных по 15 линиям, минималь­ на для моделей Куруца (1993) и Холвегера-Мюллера и слабо зависит от Vturb и к.

Для линий с W\ > 20 m А проводился синтез наблюдаемых профилей.

Резонансные линии (А = 5889, 5895 ) и субординатная А = 8194 А имеют хорошее теоретическое описание. Для более слабых линий А = 8183, 6160, 6154, 4982, 5682 характерно появление необъясненных "крылышек", уве­ личивающихся с уменьшением эквивалентной ширины. Для линий перехо­ дов incl-nf показана необходимость увеличения констант CQ относительно Унзольдовских [9] (в 5-30 раз) и эффективность констант де-Риддера [10].

Линия А = 3302 А не поддается адекватному теоретическому синтезу. По профилям и эквивалентным ширинам всех линий получены следующие наи­ лучшие значения: АХ = -0.034 ± 0.023 dex, к = 1.0, V = 1.0, Vsin(i) = 2.5.

1. Kurucz R.L., Furenlid I., Brault J., Testerman L. / / Solar Flux Atlas from 296 to 1300nm. Nat. Solar Obs., Sunspot, New Mexico, 1984.

2. Сахибуллин H.A. / / Тр. Казан, гор. астрон. обсерватории. 1983. Т.48.

3. Машонкина Л.И., Сахибуллин H.A., Шиманский В.В. / / Астрон. журн.

1993. Т.70. С.372.

4. Kurucz R.L. / / Astrophys. J. Suppl. Ser. 1979. V.40. P.l.

5. Kurucz R.L. / / CD-Roms 1994.

6. Holweger H., Muller E. / / Solar Phys. 1974. V.39. P.19.

7. Steenbock W., Holweger H. / / Astron. and Astrophys. 1984. V.130. P 319.

8. Anders E., Grevesse N. / / Geochimica et Cosmochimica Acta. 1989. V.53.

9. Unsold A. / / Physik der Sternatmospheren, 2nd edition. Springer, Berlin - Gottingen - Heidelberg, 1955.

10. Deridder Gh., Van Rensbergen W. / / Astron. and Astrophys. Suppl. Ser.

1976. V.23. P.147.

МАТЕМАТИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ТЕПЛОВОГО

ЭФФЕКТА П А Д Е Н И Я К Р У П Н О Г О Т Е Л А Н А Э Т А П Е

РАННЕЙ ЭВОЛЮЦИИ ЗЕМЛИ

Оценки масс и размеров крупнейших тел, выпавших на планету на ста­ дии ее формирования в протопланетном рое, делаются на основе учета отклонения оси вращения планеты от вертикали к плоскости ее орбиты.

Статистически обоснованные соотношения для диаметра ударного кра­ тера и глубины воронки, образующихся в результате падения крупных тел на поверхность Земли, получены для фрагментов, размеры которых значительно меньше предельно возможных Поэтому в настоящей работе рассмотрен набор возможных моделей развития первичных тепловых не­ однородности, которые могли быть вызваны ударом крупнейших тел на ранней стадии эволюции Земли.

Математическое описание приводит к краевой задаче для нелинейного уравнения теплопроводности в твердой фазе и расплаве и задачи Стефановского типа для движения границ фаз.Задача решается численно, с ис­ пользованием метода конечных разностей для двух- и трехмерных моделей среды.

Для задачи Стефана, в которой температура плавления зависит от глу­ бины, приводится сопоставление численных результатов, полученных по методу с "ловлей фронта в узел сетки" и методу "сквозного счета".

Приведены результаты, описывающие динамику развития начальной температурной неоднородности.

МОДЕЛИРОВАНИЕ МГД-КОЛЛАПСА

М Е Ж З В Е З Д Н Ы Х ОБЛАКОВ

На основе двухмерной модели гидродинамического коллапса, включа­ ющей в себя учет магнитного поля и конечной проводимости плазмы, строится разностная схема типа Лакса-Вендроффа. Расчет ведется в ци­ линдрической системе координат. Решение ищется для самосогласованно­ го гравитационного поля. Для нахождения его потенциала применен метод переменных направлений, в котором используется разностная схема вто­ рого порядка точности. Метод полностью протестирован для различных модельных распределений плотности (сфера, шар, эллипсоид, диск, отре­ зок, точка).

Проведен расчет коллапса пылевого облака на разных сетках с числом узлов (20X20, 40X40, 60X60 и 80X80). Расчет потребовал больших затрат времени, связанных с "расползанием" вещества на границе облака и, как следствие, возникновением значительной неоднородности плотности и ско­ рости.

На неравномерной сетке вместо ожидавшегося улучшения точности на­ блюдалось ее ухудшение. Возможно, это связано с неприменимостью алго­ ритма Лакса-Вендроффа к неравномерной сетке.

ГЕНЕРАЦИЯ НЕТЕПЛОВОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ В

ИСТОЧНИКЕ НОМЕР 9 ОБЛАСТИ CEPHEUS A (EAST)

Cepheus A (East) является областью современного звездообразования, содержащей более десятка компактных переменных радиоисточников [1].

Радиоисточник номер 9 характеризуется не только переменностью, но и изменением во времени нетепловой части спектра. Наблюдаемые особен­ ности радиоизлучения Хьюс [1] попытался объяснить в рамках гиросинхротронного механизма излучения тепловыми электронами. При этом, не рассматривая спектральных изменений, он получил явно завышенное зна­ чение температуры и интенсивности магнитного поля. В настоящей работе сделана попытка преодоления этого затруднения. Поскольку генерация гиросинхротронного радиоизлучения (ГСРИ) тепловых электронов дает кру­ той спад нетеплового спектра в высокочастотной области рассматривается ГСРИ нетепловых электронов со степенным энергетическим спектром.

В рамках рассматриваемой модели получены следующие результаты:

ГСРИ генерируется во внешней короне и внутренней околозвездной оболоч­ ке молодой B-звезды с магнитным полем В « 100 — 10 Гс. Наблюдаемый спектральный индекс а радиоизлучения однозначно связан с энергетиче­ ским спектром электронов S [2], Для приведенных в [1] четырех спектров 6 « 2.1,1.7,1.9,3.0 соответственно. Эволюция радиоспектра и, следователь­ но, величина магнитного поля однозначно связаны с изменением во времени спектрального индекса электронов. Последнее может вызываться измене­ нием мощности вспышек, генерирующих нетепловые электроны в процессе освобождения звезды от остаточного магнитного поля [3].

1. Hughes V.A. Time-clepeiidend radio sources in the star-forming region Cepheus A (East) / / Astorphys. J. 1991. V.383. P.281-285.

2. Dulk G.A. Radio emission from the Sun and Stars / / ARA&A, 1985. V.23.

P.174-183.

3. Дудоров A.E. Остаточное магнитное поле молодых звезд / / Астрон.

журн. 1995 (в печати).

ИСПОЛЬЗОВАНИЕ ВЫЧИСЛИТЕЛЬНОЙ Т Е Х Н И К И

ПРИ ИЗУЧЕНИИ АСТРОФИЗИКИ

В ПЕДАГОГИЧЕСКОМ УНИВЕРСИТЕТЕ

Курс астрофизики педагогического университета включает материал, связанный с методами изучения небесных тел, построением некоторых те­ оретических моделей наблюдаемых явлений, а также обсуждение накоплен­ ного материала на основе простейших моделей взаимодействия излучения с веществом.

Основными формами занятий являются лекционные, лабораторные и практические, а также наблюдения.

Процесс обучения происходит в отрыве от многих источников информа­ ции. Практически перестали выходить учебники и пособия по астрофизике, астрономические календари, библиотеки перестали получать многие науч­ ные и популярные журналы.

Поэтому использование вычислительной техники и новых источников информации является не только необходимым, но и жизненно важным для успешного протекания процесса усвоения астрофизических знаний, умений и навыков.

В Челябинском государственном педагогическом университете компью­ теры используются не только как средства, при помощи которых на лек­ циях могут иллюстрироваться основные положения теории или воспроиз­ водиться модель определенного явления, но и как средство, позволяющее производить вычисление различных небесных тел и явлений.

С помощью программ, накопленных и созданных в университете, могут быть проиллюстрированы модели различных галактик, движения спутни­ ков Юпитера, компонентов двойных систем, дифракционная картина звезд­ ного изображения для конкретного телескопа и определенных условий на­ блюдения, получены эфемериды различных тел и явлений, то есть практи­ чески может быть получен весь материал, необходимый для организации и проведения наблюдений.

Имеющиеся программы учебных планетариев, карт звездного неба дают возможность быстро познакомиться с условиями проведения наблюдений, определить, какие обьекты каталога Мессье можно наблюдать на мериди­ ане данного пункта в любой момент времени, какие планеты видны над горизонтом пункта наблюдения.

Электронная почта позволяет своевременно получать сведения о дости­ жениях астрофизики, которые используются при чтении лекций, в процессе проведения обзорных лекций для студентов и преподавателей.

ИССЛЕДОВАНИЕ МИЛЛИУГЛОВОЙ С Т Р У К Т У Р Ы

О Б Ъ Е К Т О В Т И П А BL L A C Н А 3.6 И 6 С М РСДБ

Представлены результаты обработки наблюдений миллиугловой струк­ туры объектов типа BL Lac OQ208 и 0716+714. Данные получены на ра­ диоинтерферометре со сверхдлинной базой (РСДБ) при использовании от шести до десяти антенн, входящих в глобальную РСДБ -сеть. Обработка производилась аналогично [1].

Анализируются четыре полученные карты полной интенсивности ис­ точника OQ208 для эпох 1989.29 (на длине волны Л = 6 см), 1990. (Л = 3.6 см), 1991.43 (А = 6 см) и 1992.44 (Л = 6 см). Источник состо­ ит из ядра и, как минимум, одного (иногда разрешаемого) компонента, находящегося на расстоянии « 6 миллиугловых секунд (mas) от ядра (по­ зиционный угол х ~ 60°). Сверхсветовое движение этого компонента не наблюдается.

Анализируются две полученные на А = 6 см карты (полной интенсивно­ сти и поляризации) для блазара 0716+714. Этот источник — один из не­ скольких на сегодня известных объектов, демонстрирующих радиоперемен­ ность на масштабах нескольких часов, — крайне интересен. В частности, в течение 3 недель наблюдений его плотность потока на 6 см изменялась в пределах 25 % от среднего значения (см. обзор [2], посвященный 'intraday variability', и ссылки в нем).

Источник состоит из ядра и двух компонентов на расстояниях «.6 mas (х ~ —171°) и ~ 1.6 mas (х ~ —174°) от ядра, что согласуется с результа­ тами из работы [3]. Степень линейной поляризации ядра составляет « 3 %.

позиционный угол поляризации х ~ —70°.

Полученные изображения внегалактических объектов можно в принципе интерпретировать с: точки зрения моделей с релятивистскими ударными волнами или неоднородной релятивистской струей в магнитном поле ядра источника.

Данная работа выполнена под научным руководством Denise С. Gabuzda.

1. Gabuzda D.C. et al. / / Astrophys. J. 1994. V.435. P.140.

2. Wagner S.J., Witzel A. / / Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1995. V.33. P.163.

3. Eckart A. et alio. / / Astron. Astrophys. Sappl. V.67. P.121.

Д И Н А М И К А ОКОЛОПЛАНЕТНОЙ П Ы Л И

Динамика околопланетной пыли, формирующей пояса и кольца вокруг планет-гигантов и, возможно, Марса, привлекает в последнее время при­ стальное внимание астрономов и специалистов по космонавтике. Здесь мы видим редкое для небесной механики богатство задач, имеющих и фунда­ ментальное (образование и поддержание современного состояния Солнеч­ ной системы), и прикладное (безопасность космических полетов) значение.

Основной механизм образования околопланетных пылевых комплексов — удары межпланетных метеороидов о спутники планет. Выброшенные на планетоцентрические орбиты пылинки движутся под действием притя­ жения несферической планеты, гравитации Солнца, электромагнитных сил (заряженные пылинки в магнитосфере планеты), светового давления.

Спутник-родитель, двигаясь в созданном им облаке, вычерпывает его ча­ стицы и порождает новые под действием непрерывной бомбардировки.

Равновесный пылевой комплекс обладает существенно различными свой­ ствами в зависимости от того, какие из указанных факторов преобладают.

Облако может быть плоским или торообразным, лежащим в плоскости ор­ биты спутника или наклоненным, смещенным к Солнцу или от Солнца.

Может содержать различные частицы, а может состоять лишь из оди­ наковых по размерам частиц, как кольцо Е Сатурна, — факт, долго не находивший объяснения.

1. Kholshevnikov K.V., Krivov A.V., Sokolov L.L, Titov V.B. The Dust Torus around Phobos Orbit / / Icarus. 1993. V.105. P.351.

2. Krivov A.V. On the Dust Belts of Mars / / Astron. Astrophys. 1994. V.291.

P.657.

3. Hamilton D.P., Krivov A.V. Circumplanetary Dust Dynamics: Effects of Solar Gravity, Radiation Pressure, Planetary Oblateness, and Electroinagnetism / / Icarus. 1995 (submitted).

ОЦЕНКА ТРЕБУЕМОЙ ТОЧНОСТИ ТЕОРИЙ Д В И Ж Е Н И Я

В О З М У Щ А Ю Щ И Х ТЕЛ

При построении теорий движения небесных тел возникает необходи­ мость в вычислении координат возмущающих тел. Алгоритм вычисления координат внешнего тела должен быть простым, но достаточно точным, чтобы корректно учесть возмущения. Определим точность, с которой необ­ ходимо знать координаты возмущающего тела, чтобы ошибка в определе­ нии положения изучаемого объекта не превосходила заданной величины.

Пусть известна точность A F, с которой необходимо учесть возмуща­ ющее ускорение от внешнего тела. Обозначим через Ар допустимую по­ грешность вычисления координат возмущающего тела. В работе [1] полу­ чено уравнение, связывающее эти величины: Ар = 7 AF. Функция 7 имеет ускорения F. В работе [2] получено следующее выражение для функции 7 :

где Кр — гравитационный параметр возмущающего тела; Д — расстояние между объектом и возмущающим телом; G — угол между векторами р п Из приведенной формулы легко получить оценки 7 для ряда частных случаев:

2 ) р «С г, Д « г — предельный "внутренний" случай: 7 = ^ ^ ;

МОДЕЛИРОВАНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

МЕЖСПУТНИКОВЫХ ИЗМЕРЕНИЙ

В ПЛАНЕТОЦЕНТРИЧЕСКОЙ СИСТЕМЕ КООРДИНАТ

В докладе изложена постановка задачи по проведению численного ими­ тационного эксперимента, ориентированного на уточнение параметров гра­ витационных полей небесных тел по данным бортовых наблюдений относи­ тельных скоростей в системе двух разновысоких искусственных спутников.

Измеряемые величины обладают высокой чувствительностью к региональ­ ным особенностям исследуемого поля.

Целью исследований является поиск семейства орбит, обеспечивающих наибольшую точность определения гармонических коэффициентов разло­ жения гравитационного потенциала.

Составлена программа определения положений спутников во вращаю­ щейся планетоцентрической системе координат и взаимных условий их видимости. Вычисленные относительные лучевые скорости, представляе­ мые в качестве реальных измерений трансформируются затем в лучевые ускорения, аналитическим, образом связанные с коэффициентами разложе­ ния гравитационного поля. Далее, путем сопоставления полученных из ре­ шения и исходных использовавшихся для вычисления модели параметров гравитационного поля, выбираются оптимальные конфигурации орбит.

О С О Б Е Н Н О С Т И Ф У Н К Ц И Й М Е Т АЛ Л И Ч Н О С Т И

Р А С С Е Я Н Н Ы Х И ШАРОВЫХ С К О П Л Е Н И Й Г А Л А К Т И К И

В Уральском университете систематизируются данные о звёздных скоп­ лениях в течение более полувека. Сформированы каталоги по различным параметрам, как определенным вновь в результате фотометрической и ком­ пьютерной обработки, так и по опубликованным данным. На базе имеющих­ ся каталогов проводятся комплексные исследования рассеянных звёздных скоплений с целью выявления их роли в эволюции Галактики. По данным Каталога звёздных скоплений и ассоциаций и его Дополнений, которые в настоящее время содержат информацию о 1265 рассеянных, 160 шаровых скоплениях и 60 ассоциациях, исследуются, в частности, особенности со­ держания металлов в звёздных группировках различного возраста.

Для статистического анализа химического состава скоплений проводи­ лось сравнение значений [Fe/H], [M/H], [А/Н], определенных с использо­ ванием фотометрических индексов металличности различных цветовых систем, а также спектроскопических значений [Fe/Н]. Сравнение систем позволило создать однородную шкалу металличности для 126 рассеянных скоплений (РЗС). С использованием этой шкалы построено распределение металличности в Галактике (ФМ): большая часть РЗС расположена в ин­ тервале [Fe/H] от —0.3 до +0.3, но и в этом интервале распределение не является равномерным, обнаруживая два максимума (—0.15 и 0.05). Тре­ тий максимум в районе —0.6 образуют 17 РЗС.

Проведено сравнение и одиннадцати шкал металличности шаровых скоплений (ШС). По 133 объектам также построена гистограмма. Име­ ющихся скоплений недостаточно для оценки статистической значимости полученной структуры гистограммы. Интересным же представляется тот наблюдаемый факт, что третий максимум ФМ РЗС совпадает с максиму­ мом гистограммы для ШС при значении [Fe/H], близком к —0.6.

Полученные результаты позволяют предположить, что ФМ Галактики, построенная для РЗС, является тримодальной и связана эволюционно с ФМ для ШС. Для дальнейших выводов предполагается провести сравнение про­ странственных, возрастных и кинематических параметров звёздных скоп­ лений.

Ч И С Л Е Н Н О Е РЕШЕНИЕ З А Д А Ч И О М Е Х А Н И Ч Е С К О М

Р А В Н О В Е С И И БЕЛЫХ К А Р Л И К О В С У Ч Е Т О М

ЭФФЕКТА НЕЙТРОНИЗАЦИИ ВЕЩЕСТВА

Решение задачи о механическом равновесии звезды (и белого карлика в частности) позволяет получить картину распределения плотности, давле­ ния и массы внутри исследуемого объекта. Кроме того, удается определить зависимости радиус — масса и центральная плотность — масса для всего разнообразия белых карликов, встречающихся в космосе.

Тип звездообразного объекта определяется прежде всего уравнением со­ стояния вещества, из которого этот объект состоит. В начале развития теории о структуре звезд астрофизики использовали примитивные урав­ нения типа уравнения политропы. Для получения правильной картины необходимо учесть, что давление в недрах белых карликов определяется электронным ферми-газом, уравнение состояния которого имеет сложный параметрический вид :

где х — так называемый параметр вырождения. Кроме того, в белом кар­ лике, где электронный газ статистически вырожден(!), ситуация осложня­ ется тем, что при высоких плотностях начинает протекать обратный бетапроцесс (эффект нейтронизации вещества), что меняет физические свой­ ства вещества а следовательно, и его уравнение состояния. Новое уравне­ ние состояния не имеет аналитического вида, а задается в табличном виде, поэтому, а также в связи со сложностью уравнений, описывающих равно­ весие звезды, решить поставленную задачу удается лишь численно.Именно так в итоге получаются упомянутые выше зависимости радиус — масса и центральная плотность — масса для класса белых карликов.

ВЛИЯНИЕ ШТАРК-ЭФФЕКТА НА ИНТЕНСИВНОСТИ

СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ Mgl И Mgll Одним из основных механизмов, влияющих на интенсивности спектраль­ ных линий в звездных атмосферах, является штарковское уширение. Как известно, оно усиливается с увеличением концентрации заряженных частиц и ростом температуры. К сожалению, в большинстве случаев констан­ ты уширения Штарка ( 7 ) известны с недостаточной точностью. Нашей основной задачей явилось определение, в каком диапазоне эффективных температур звезд j влияет существенно на интенсивности линий Mgl, Mgll, а также сравнение полученных ранее для линий этих атомов па­ раметров штарковского уширения с недавними оценками y из работ [1;

2].

Для поставленной выше задачи были использованы модели фотосфер Куруца [3]. Профили линий Mgl, Mgll рассчитаны по программе MULTI [4]. Модель атома Mgl и параметры уширения приняты согласно работе [5], а для модели Mgll — из работы [6]. Наши основные выводы следующие:

1. Для линий Mgl, Mgll роль штарковского уширения существенно воз­ растает после 8000 К. Наряду с радиативным уширением эффект Штарка является основным механизмом, влияющим на интенсивности линий Mgl.

Mgll у горячих звезд.

2. Наиболее существенная разница между недавно полученными констан­ тами [1; 2] линий Mgl,Mgll и приводимыми в работах [5; 6] наблюдается в диапазоне от 8000 до 10000 К. Здесь разница в эквивалентных ширинах линий Mgl, Mgll с учетом новых и более ранних оценок 7 ^ может достигать существенной величины — от 30 до 40 %.

3. Необходимо с особой тщательностью подходить к выбору штарковских параметров уширения линий Mgl, Mgll для горячих звезд и при этом уделить особое внимание диапазону эффективных температур от 8000 до 10000 К.

1. Dimitrijevich M.S. / / Bull.Astron. Belgrade. 1994. Л/*149. P.31-84.

2. Dimitrijevich M.S. / / Bull. Astron. Belgrade. 1995. Л/151. P.101-114.

3. Kurucz R.L. / / Center of astrophysics preprint ser. 1979. Afl050. P. 1-407.

4. Carlsson M. / / Uppsala Astron. Obs. Special Report. 1986. Л/'ЗЗ. P.l-33.

5. Mauas J., Avrett E., Loeser R. / / Astrophys. J. 1988. Л/'ЗЗО. P.1008-1021.

6. Shine R., Linsky J. / / Solar Phys. 1974. Л'39. P.49.

М А Г Н И Т Н А Я С Т Р У К Т У Р А СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН:

Н А Б Л Ю Д Е Н И Я И ТЕОРИЯ

Обсуждается проблема построения магнитостатической модели солнеч­ ного пятна. Предложен новый способ расчета магнитной структуры пя­ тен, последовательно учитывающий эффект экранировки магнитной сило­ вой трубки пятна. Согласно предложенной модели в наблюдаемых слоях пятна поперечный баланс давлений между пятном и окружающей средой имеет такой же простой вид, что и для вертикального магнитного ци­ линдра. Однако уже на высотах в несколько сотен км над фотосферой структура магнитного поля оказывается очень близка к бессиловой (по­ тенциальной).

Детальное численное сопоставление теоретически полученных распре­ делений с самыми последними (1994), наиболее полными и надежными эм­ пирическими моделями пятен показало их очень хорошее согласие. Этот результат позволяет надеяться, что основные идеи и особенности теорети­ ческой модели солнечных пятен правильно отражает физические свойства реальных объектов.

М А Г Н И Т О С Т А Т И Ч Е С К А Я МОДЕЛЬ К О Л Ь Ц Е В О Й

С Т Р У К Т У Р Ы Н А СОЛНЦЕ

Получено новое точное решение обобщенного уравнения Грэда-Шафранова с учетом однородного поля сил тяжести. Решение описывает коль­ цевую магнитную структуру (магнитный тор), расположенную в горизон­ тальной плоскости, вдоль магнитных поверхностей имеют место стацио­ нарные течения плазмы (принято, что альвеновское число Маха постоянно во всем объеме). В зависимости от свободного параметра задачи, опре­ деляющего внутреннюю скрученность магнитного поля, внутри данного магнитного тора могут образоваться дополнительные внутренние кольцаторы.

Обсуждается применение рассчитанной модели для описания структуры наблюдающихся на Солнце кольцевых волокон.

ВЛИЯНИЕ АМВИПОЛЯРНОЙ ДИФФУЗИИ НА

ИОНИЗАЦИОННО-ТЕПЛОВУЮ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ

Ионизационно-тепловая неустойчивость (ИТН) привлекается для объ­ яснения наблюдаемой двухфазной структуры нейтрального водорода [1].

Наблюдения показывают, что облака HI являются либо слоистыми обра­ зованиями, ориентированными поперек направления магнитного поля, ли­ бо волокнами, вытянутыми вдоль магнитного поля [2]. Образование таких структур не может быть объяснено чисто механизмом ИТН. В данной ра­ боте сделана попытка объяснить образование слоев и волокон действием ИТН, модифицированной амбиполярной диффузией в замагниченной среде.

Предполагается, что среда бесконечна, однородна, неподвижна и прони­ зана однородным магнитным полем. Среда охлаждается ионами углерода и нагревается космическими лучами [3]. Из системы уравнений двухкомпонентной смеси (ионы + нейтралы) методом малых возмущений выведено дисперсионное уравнение. Путем численного решения этого уравнения по­ лучены следующие результаты:

1. В холодных диффузных облаках с температурами Т < 90 К градиент­ ная амбиполярная диффузия приводит к развитию диффузионно-тепловой неустойчивости, развивающейся на малых пространственных масштабах порядка 0.1 пс за времена порядка 1 млн. лет и приводящей к образованию чередующихся слоев холодного и теплого газа, ориентированных поперек направления магнитного поля.

2. Двухфазная тепловая неустойчивость, развивающаяся при температу­ рах Т > 90 К, модифицируется магнитной амбиполярной диффузией, пода­ вляющей рост мелкомасштабных возмущений, вследствие чего происходит выделение характерного пространственного масштаба наиболее быстро ра­ стущего возмущения. Это приводит к образованию волокон холодного газа, вытянутых вдоль направления магнитного поля с характерной толщиной 1-20 пс, что вполне согласуется с характерными размерами наблюдаемых волокон [2].

1. Yoneyama Т. / / Puhl. Astr. Soc. Japan. 1973. V.25. P.349.

2. Kulkarai S.R, Heiles C. / / Interstellar Processes. Eds. D.J.Hollenbach.

H.A.Thronson Jr. Dordrecht, Reidel Puhl. Co. 1987. P.87.

3. Dalgarno A., McCray R.A. / / ARA&A. 1972. V.10 P.375.

ИЗЛУЧАЮЩИЕ АККРЕЦИОННЫЕ ДИСКИ

Бурное развитие наблюдательной астрофизики в последние три десяти­ летия привело к пониманию важности роли дисковой аккреции вещества на разных фазах эволюции звезд и ядер галактик. Практически во всех не­ обычных астрофизических объектах, начиная от молодых звезд и кончая квазарами, существенная часть излучаемой энергии генерируется благода­ ря аккреции.

Несмотря на то, что последовательная теория дисковой аккреции все еще не создана, наше понимание процессов, происходящих в аккреционных дис­ ках, существенно выросло. Прогресс в теории дисковой аккреции связан прежде всего с пионерскими работами Шакуры [1] и Шакуры и Сюняева [2], в которых была предложена простая параметризация тензора вязких напряжений в диске (а-диски), хотя природа вязких сил, управляющих ак­ крецией, все еще окончательно не выяснена. Дальнейшее развитие теории происходит в основном в рамках модели вязкости Шакуры-Сюняева или ее модификаций и связано главным образом с работами по исследованию аккреционных дисков в карликовых новых и новоподобных звездах. Аккре­ ционные диски вокруг белых карликов в этих системах легче всего изучать с наблюдательной точки зрения.

Представлен краткий обзор современного состояния теории дисковой ак­ креции и ее сравнение с наблюдательными данными об аккреционных дис­ ках в катаклизмических переменных звездах и активных ядрах галактик.

Отмечается важность дальнейшего развития теории дисковой аккреции с целью количественного описания спектров аккреционных дисков. Деталь­ ное сравнение теоретических и наблюдаемых спектров способно дать новую важную информацию об этих объектах, которая в настоящее время исполь­ зуется далеко не полностью. Представлены необходимые, на взгляд автора, условия, которым должны удовлетворять модели дисковой аккреции для сравнения их спектров с наблюдаемыми. Эти условия связаны прежде всего с более точным описанием поля излучения в аккреционных дисках и более полным учетом источников непрозрачности. Кратко представлены резуль­ таты автора в этом направлении: важность учета реальной непрозрачности и точного описания поля излучения для расчета теплового баланса в диске [3], ветер от аккреционных дисков, порождаемый давлением излучения в спектральных линиях [4], точное моделирование атмосфер аккреционных дисков [5].

Рассмотрены перспективы использования методов теории звездных ат­ мосфер для изучения явлений, связанных с дисковой аккрецией.

1. Н.И. Шакура / / Астрон. журн. 1972. Т.49. С.921.

2. Н.И. Шакура, P.A. Сюняев / / Astron. Aastrophys. 1973. V.24. Р.337.

3. В.Ф. Сулейманов / / Письма в А Ж. 1991. Т.17. С.575.

4. В.Ф. Сулейманов / / Письма в А Ж. 1995. Т.21. С.140.

5. В.Ф. Сулейманов / / Письма в А Ж. 1992. Т.18. С.255.

ИЗБЫТОЧНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ В УЛЬТРАФИОЛЕТОВЫХ

СПЕКТРАХ КАТАКЛИЗМИЧЕСКИХ ПЕРЕМЕННЫХ

ЗВЕЗД С А К К Р Е Ц И О Н Н Ы М И Д И С К А М И

Многочисленные наблюдения катаклизмических переменных звезд с вы­ соким темпом аккреции обнаруживают существование в их спектрах избы­ точного излучения, которое не удается объяснить, используя теоретические спектры аккреционных дисков [3]. В данной работе ставилась задача прове­ рить три гипотезы о возникновении избыточного излучения: горячее кольцо вокруг диска или горячее пятно; эффект отражения; рассеяние в звездном ветре над диском.

Используя теоретические спектры аккреционных дисков и распределе­ ния энергии ряда катаклизмических переменных звезд в оптическом диа­ пазоне и ближнем ультрафиолете, полученные со спутника IUE [2], проведе­ ны оценки цветовой температуры избыточного излучения, его светимости, размера излучающей области. Уточнен темп аккреции, вычислены темп потери массы диском и его радиус. Построены зависимости избыточного излучения от различных параметров системы: радиусов белого и красного карликов, радиуса диска, избытка цвета, большой полуоси системы, пото­ ка на длине волны 1460,темпа потери массы, угла наклона плоскости диска к лучу зрения, температуры поверхности красного карлика и др.

Поставлен вопрос о возможности возникновения избытка в результате пе­ реработки рентгеновского излучения в системе, идущего из центральных областей аккреционного диска [1].

В результате работы зависимости избыточного излучения от приведен­ ных выше параметров не обнаружено. Среднее значение цветовой темпера­ туры избыточного излучения, определенное по всем исследованным систе­ мам, около Ю К. Размер излучающей области ~ 10 см.

1. Patterson J., Raymond J.С. / / Astrophys. J. 1985. V.292. P.535.

2. Verbunt F. / / Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1987. V.71. P.339.

3. Wade R. / / Astrophys. J. 1988. V.335. P.394.

М Е Х А Н И З М Ы Ф О Р М И Р О В А Н И Я ЗВЕЗДНЫХ

АССОЦИАЦИЙ

Феномен звездных ассоциаций, являющихся лишь одной из ступеней в иерархии молодых звездных группировок, до сих пор не получил однознач­ ного толкования. Предлагалось несколько механизмов их формирования. В начале 50-х гг. формирование звезд представляли как многоступенчатый процесс: под действием фонового лучевого давления в межзвездной среде образуются пылевые конденсации — зародыши звезд; затем на них проис­ ходит аккреция газа, причем не однократно, а каждый раз, когда звезда проходит сквозь плотное облако. Так Хойл пытался объяснить не только химический состав звезд, но и концентрацию наиболее молодых и массив­ ных из них вблизи межзвездных облаков: за счет аккреции наибольшую массу приобретают самые медленно движущиеся звезды. Расходящиеся за­ тем в разных направлениях от облака, они должны выглядеть как ОВассоциация!

Бирман и Шлютер (1954), а также Оорт и Спитцер (1955) развили иную картину. Они показали, что если в неоднородном межзвездном газе появля­ ется О-звезда, она создает вокруг себя область НИ, в которой непрогретыми остаются лишь непрозрачные уплотнения. Они обжимаются окружа­ ющим горячим газом и продолжают сжатие за счет самогравитации. При этом излучение звезды-провокатора нагревает обращенную к ней поверх­ ность протозвезд. Горячий газ, оттекая, вызывает реактивный эффект, и протозвезды получают ускорение в сторону от центральной звезды. Это еще один сценарий формирования ассоциаций.

Цвикки (1953) и МакКри (1955) предположили, что после рождения звезд высокой светимости оставшийся газ нагревается и покидает временное скопление. В результате его полная энергия становится положительной и оно расширяется. Эта простая идея не привлекла внимания и была "пере­ открыта" через четверть века, когда стало ясно, что звезды рождаются группами в недрах массивных и плотных облаков и уже в момент форми­ рования имеют заметные скорости. Очевидно, что важнейшую роль в ди­ намике такой группы играет локальная эффективность звездообразования:

при ее значении < 30 — 50% появляется возможность объяснить происхо­ ждение ассоциаций.

Очень плодотворной идеей оказалась гипотеза Эпика (1953) о формиро­ вании звезд в плотных оболочках старых остатков сверхновых, развитая затем многими авторами. После обнаружения сверхоболочек HI (Хайлес.

1979), формирующихся под действием коллективного энерговыделения мо­ лодых звезд, идея о стимулированном звездообразовании была перенесена на них. При этом обнаружение концентрации молодых звезд в пределах оболочки стали однозначно интерпретировать как признак именно такого звездообразования.

До сих пор динамика ассоциаций и тем более их генезис изучены не настолько полно, чтобы однозначно решить вопрос о механизме их форми­ рования. Наиболее привлекательны идеи Цвикки-МакКри и Эпика. Впол­ не возможно их сочетание, поэтому при моделировании молодых звездных агрегатов нужно учитывать и вынужденное рождение звезд. Результаты такого моделирования показали, что расширяющаяся оболочка может дина­ мически "захватывать" звезды ассоциации. Это по-новому объясняет при­ сутствие молодых звезд в оболочках. Теперь их наблюдаемая концентрация вблизи поверхности оболочки не может считаться однозначным признаком вынужденного звездообразования, В основном это могут быть звезды перво­ го поколения, попавшие в "динамическую ловушку" оболочки. Более моло­ дые звезды выделяются среди них лишь по возрасту и в меньшей степени — по движению.

Э В О Л Ю Ц И Я Т Е С Н Ы Х Д В О Й Н Ы Х ЗВЕЗД

Наблюдения последних десятилетий установили существование многих новых объектов звездного мира, не известных "классической" оптической астрономии. Теоретическая работа по изучению эволюции этих объектов позволила установить, что многие из них ообязаны своим существовани­ ем тесным двойным звездам. К числу этих новых объектов могут быть отнесены: рентгеновские двойные звезды, радиопульсары, источники мяг­ кого рентгеновского излучения. Кроме того, сверхновые первого типа — основные источники железа и никеля во вселенной — являются результа­ том слияния массивных вырожденных карликов.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ П А Р А М Е Т Р О В Р А С С Е Я Н И Я С В Е Т А

В ЗЕМНОЙ А Т М О С Ф Е Р Е ПО Ф О Т О М Е Т Р И Ч Е С К И М

НАБЛЮДЕНИЯМ СУМЕРЕЧНОГО НЕБА

Целью работы является исследование оптических свойств земной атмо­ сферы и их проявлений во время сумерек — периода перехода от дня к ночи. На эффективность такого метода изучения атмосферы впервые обра­ тил внимание Фесенков [1].

Фотометрические наблюдения сумеречного неба были проведены в ию­ не - июле 1994 года на Кучинской астрофизической обсерватории ГАИШ.