Астрономический журнал
ISSN (print): 0004-6299
Cвидетельство о регистрации СМИ: № 0110223 от 08.02.1993
В журнале публикуются статьи по астрономии, в том числе по теоретической и наблюдательной астрофизике, планетарной астрофизике, физике Солнца, небесной механике, радиоастрономии, звездной астрономии, астрономическим методам и инструментам, а также обзоры книг, хроника, труды международных конференций.
Учредители
- Российская академия наук;
- Институт астрономии РАН
Главный редактор
Бисикало Дмитрий Валерьевич, академик РАН, доктор физико-математических наук, профессор,
ORCID: 0000-0003-2025-5564
Периодичность / доступ
12 выпусков в год / подписка
Входит в
- Белый список (2 уровень)
- РИНЦ
- перечень ВАК
Журнал основан в 1924 году.
Текущий выпуск
Открытый доступ
Доступ предоставлен
Только для подписчиков
Том 102, № 8 (2025)
СТАТЬИ
Поиск возможных членов рассеянного скопления NGC 3532 с плохими астрометрическими решениями Gaia DR3
Аннотация
Проведены звездные подсчеты в области рассеянного скопления NGC 3532. По звездам с 5-ти и 6-ти параметрическими решениями Gaia DR3 определены области изменения тригонометрических параллаксов и собственных движений, содержащие все звезды скопления. Получена оценка радиуса скопления, , и числа звезд скопления, . Мы оценили число звезд с плохими астрометрическими решениями, которые могут быть членами скопления. Для этого мы проанализировали распределение поверхностной плотности звезд с двухпараметрическими решениями Gaia DR3, звезд с параметром , а также звезд с большими относительными ошибками тригонометрических параллаксов в окрестности скопления. Мы искали звезды, попадающие в область на диаграмме {звездная величина–показатель цвета}, занятую вероятными членами скопления NGC 3532 из выборки Hant-Reffert. Радиальный профиль поверхностной плотности, построенный по таким звездам, показывает концентрацию звезд к центру скопления. Анализ профиля дает оценку звезд, которые могут быть членами скопления. Таким образом, при отборе вероятных членов скопления по точным астрометрическим данным Gaia DR3 может быть потеряно до половины членов скопления. Среди потерянных звезд может быть значительное количество неразрешенных двойных и кратных систем.
Астрономический журнал. 2025;102(8):641-652
641-652
Влияние вспышек светимости на содержание гальки и ледяных мантий в протопланетном диске
Аннотация
Рост пыли — один из ключевых процессов, приводящих к формированию планет в протопланетных дисках. Пыль сантиметровых размеров — галька — необходима для формирования планетезималей в результате потоковой неустойчивости, и играет важную роль в формировании протопланетных ядер и планет-гигантов, а также в обогащении их атмосфер химическими элементами. В работе исследовано влияние вспышек светимости на содержание гальки и ледяных мантий в протопланетном диске. Проведено глобальное моделирование формирования и эволюции самогравитирующего вязкого протопланетного диска с использованием двумерного гидродинамического кода в приближении тонкого диска FEOSAD, который позволяет самосогласованно воспроизводить вспышки светимости. Модель включает в себя тепловой баланс, эволюцию пыли и ее взаимодействие с газом, развитие магниторотационной неустойчивости, адсорбцию и десорбцию четырех летучих соединений (H2O, CO2, CH4 и CO), и влияние ледяных мантий на фрагментационные свойства пыли. Показано, что вспышки светимости сильнее влияют на положения линий льдов CO2, CH4 и CO, чем на линии льдов воды. Это связано с тем, что линия льдов H2O попадает в область доминирования вязкого нагрева на ранних стадиях эволюции диска, в то время как линии льдов других молекул находятся в области доминирования нагрева излучением звезды и, следовательно, более чувствительны к изменению температуры вследствие вспышки. Тем не менее вспышки светимости приводят к снижению полного количества гальки в диске вдвое из-за распада пыли на мономеры в результате потери водяных льдов, связующих агрегаты в единое целое. Восстановление гальки происходит в течение нескольких тысяч лет после завершения вспышки благодаря столкновительной коагуляции, при этом временны́е характеристики восстановления значительно превышают времена замерзания воды. Десорбция ледяных мантий происходит в существенно двумерной области диска сложной неосесимметричной формы, что связано с образованием спиралевидных субструктур на ранних стадиях эволюции гравитационно неустойчивого диска.
Астрономический журнал. 2025;102(8):653-670
653-670
Аспекты оптимизации транзитной кривой блеска двойной системы с одним минимумом по составляющим эксцентриситета
Аннотация
Высокоточный алгоритм интерпретации транзитных кривых блеска в модели затменной классической двойной системы звезда-экзопланета доработан для интерпретации при переходе от переменных “эксцентриситет e — долгота периастра ω” к составляющим эксцентриситета (ecosω,e sinω). Исследованы возможности интерпретации по составляющим эксцентриситета. Показано, что зависимость формы минимума от одного лишь e sinω ярко выражена для малых
значений e и ослабевает при возрастании e. Показана характерная для любых значений e линейная скоррелированность между радиусом компонента и величиной e sinω.
Астрономический журнал. 2025;102(8):671-682
671-682
Абсолютные параметры и апсидальное вращение затменной системы V501 Mon
Аннотация
Наши фотоэлектрические измерения в течение последних 30 лет и новое решение кривой лучевых скоростей затменной звезды с эллиптической орбитой V501 Mon (A8 + F2) позволили определить с высокой точностью все основные параметры системы: T1 = 7380 ± 60 K, M1 = 1.66 ± 0.03 M☉, R1 = 1.90 ± 0.02 R☉, T2 = 6920 ± 30 K, M2 = 1.47 ± 0.02 M☉, R2 = 1.58 ± 0.01 R☉. Определенный в исследовании фотометрический параллакс в пределах ошибок равен значению Gaia π = 0.00103″. Впервые точно измерена скорость апсидального вращения ω̇_obs = 0.022°/год, которая в пределах ошибок совпала с теоретическим значением: ω̇_theor = 0.024°/год, 70 % этой величины являются релятивистским вкладом. В системе возможно выполняется условие синхронизма между вращательными и орбитальным моментами. Возраст звезд составляет 0.95 млрд лет. Главный компонент, вероятно, является пульсирующей переменной звездой типа δ Щита (DSCT).
Астрономический журнал. 2025;102(8):683-706
683-706
Неустойчивость тейлера магнитного поля Ap звезды 56 Ari как возможная причина наблюдаемых изменений её периода
Аннотация
Работа посвящена поиску физического механизма, ответственного за изменения фотометрического периода у химически пекулярной звезды 56 Ari. Ранее было показано, что наблюдаемое у звезды увеличение периода по своей скорости на несколько порядков превосходит величины, ожидаемые в случае эволюционного изменения углового момента, а также в результате магнитного торможения. Отсутствуют также вековые изменения в поверхностной структуре и в условиях видимости химических пятен, обеспечивающих вращательную модуляцию блеска звезды. Мы предполагаем, что изменения периода 56 Ari обусловлены дрейфом поверхностных магнитных структур и связанных с ними химических пятен в результате изгибной (Тейлеровской) неустойчивости фонового магнитного поля в лучистой зоне звезды. Результаты численного моделирования, представленные в статье, дают скорости роста и дрейфа наиболее быстро растущей неосесимметричной моды неустойчивости, согласующиеся с наблюдаемой скоростью изменения периода 56 Ari. Модель также воспроизводит поверхностную геометрию магнитного поля звезды. Предложенный механизм может быть использован для объяснения направления и характера изменений периодов также и у других Ap/Bp звезд, демонстрирующих этот эффект.
Астрономический журнал. 2025;102(8):707-717
707-717
Характеристики неколмогоровской атмосферной оптической турбулентности в приложении к астрономическим наблюдениям высокого разрешения
Аннотация
Настоящая работа посвящена изучению структуры атмосферной оптической турбулентности как по данным измерений в приземном слое атмосферы, так и с привлечением данных моделирования всей оптически активной атмосферы. Приводятся оценки структурных характеристик колмогоровской и неколмогоровской атмосферной оптической турбулентности. Обсуждаются подходы к расчету длин атмосферной когерентности, включая параметр Фрида, длин Бампа и длин когерентности неколмогоровской оптической турбулентности, чувствительных к деформациям энергетического спектра турбулентных флуктуаций температуры воздуха. Приводятся оценки атмосферного углового разрешения в дневное время для места расположения Большого солнечного вакуумного телескопа. Развиваемые методические основы для расчета характеристик оптической турбулентности и атмосферного углового разрешения могут быть применены и для других астрономических обсерваторий (как солнечных, так и звездных).
Астрономический журнал. 2025;102(8):718-727
718-727
Средние временные профили микроволнового излучения солнечных вспышек: морфология и применение
Аннотация
Средние временны́е профили излучения солнечных и звездных вспышек демонстрируют общие законы эволюции такого сложного и многообразного явления как вспышка. Эмпирически полученные средние профили для событий с простой динамикой позволяют как проводить анализ механизмов генерации излучения солнечных и звездных вспышек, так и помочь разделить сложные события на отдельные акты энерговыделения. Особый интерес вызывает микроволновое излучение, так как оно может отражать динамику высыпания ускоренных электронов. Для реконструкции средних временны́х профилей было отобрано 116 событий по наблюдениям Сибирского радиогелиографа в диапазоне 3–24 ГГц. Данные профили демонстрировали простую временну́ю структуру и широкополосный гиросинхротронный спектр нетепловой природы. Широкий спектральный диапазон позволил разделить излучение оптически толстого и оптически тонкого источников. Временны́е профили, описывающие излучение из разных областей вспышечной петли, были просуммированы в спектральной полосе, после чего для каждого события была проведена нормировка и масштабирование по времени. Средний профиль был получен как медианное значение на каждый момент времени. В результате показано, что микроволновые средние временны́е профили для микроволновых оптически толстого и тонкого источников идентичны для солнечной вспышки с простой динамикой, что указывает на доминирование процессов высыпания ускоренных электронов в генерацию излучения подобных событий. Также доминирование нетепловых процессов для событий такого типа подтверждается сравнением с результатами моделирования динамики солнечной вспышки в линии 304 Å, полученными в работах других авторов, и анализом динамики микроволнового излучения на фазе спада. Получены аналитические функции, описывающие фазу роста и спада микроволнового излучения солнечных вспышек. Применение аналитических функций в комбинации со средним временны́м профилем для анализа события 03 февраля 2022 г. показал возможность использования данной методики для разделения актов энерговыделения, связанных с высыпанием ускоренных электронов. Полученные средние временны́е профили, а также аналитические функции, описывающие поведение микроволнового излучения “простой” солнечной вспышки, могут быть использованы для анализа как излучения солнечных событий в микроволновом диапазоне, так и для исследований процессов, происходящих во время звездных вспышек.
Астрономический журнал. 2025;102(8):728-742
728-742