Открытый доступ
Доступ предоставлен
Только для подписчиков
Том 101, № 1 (2024)
СТАТЬИ
Изображение черной дыры, освещенной параболическим экраном
Аннотация
Предложена модель поверхности, освещающей черную дыру (“параболический экран”), которая позволяет естественным способом избежать появления краевых эффектов, связанных с фотонами, движущимися вдоль плоскости освещающего черную дыру экрана. Распределение температуры вдоль радиуса соответствует распределению для релятивистского диска (диска Новикова-Торна). Показано, что структура формирующейся тени черной дыры существенно отличается от случая, когда источником фотонов является удаленный экран, поскольку в рассмотренной модели фотоны, подвергшиеся сильному гравитационному линзированию черной дыры, излучаются “обратной” стороной экрана, которая в отсутствие черной дыры не была бы видна. В приближении тонкого экрана построены изображения тени Шварцшильдовской черной дыры в случаях, когда угол между осью симметрии освещающего экрана и направлением на наблюдателя составляет 5°, 30°, 60° и 80°. Для Керровской черной дыры изображения приведены для углов 60° и 80°.
2-11
Изменения орбитальных периодов затменно-двойных систем RW Cap, BG Peg и CU Peg
Аннотация
В затменно-двойных системах типа Алголя RW Cap, BG Peg и CU Peg проведено исследование изменений орбитальных периодов. Изменения периодов RW Cap и BG Peg хорошо представляются циклическими колебаниями с большой амплитудой. Показано, что эти изменения нельзя объяснить присутствием третьего тела. Они могут быть следствием магнитной активности вторичных компонентов, имеющих конвективную оболочку. Изменения периода CU Peg можно представить суперпозицией векового изменения за счет обмена веществом между компонентами и циклических изменений, которые могут происходить из-за присутствия в системе третьего тела или быть следствием магнитной активности вторичного компонента.
12-24
Моделирование магнитосферы экзопланеты HAT-P-11b
Аннотация
На основе имеющихся данных о магнитном поле звезды HAT-P-11 и ближайшей к ней экзопланеты HAT-P-11b, а также информации о звездном ветре в этой системе строится модель магнитосферного магнитного поля HAT-P-11b. Показано, как величина и ориентация межпланетного магнитного поля контролируют структуру магнитосферы. Каждый компонент магнитного поля звездного ветра создает определенный тип пересоединения с магнитосферным магнитным полем экзопланеты.
25-33
МГД-моделирование эволюции молекулярных волокон
Аннотация
В работе с помощью кода FLASH выполнено численное магнитогазодинамическое (МГД) моделирование гравитационного коллапса и фрагментации цилиндрического молекулярного облака. В расчетах без магнитного поля облако быстро сжимается вдоль радиуса, и фрагментации не происходит. В расчетах с продольным магнитным полем коллапс волокна вдоль радиуса останавливается градиентом магнитного давления. В процессе дальнейшей эволюции на концах волокна образуются ядра с повышенной плотностью. В случаях с начальной интенсивностью магнитного поля B = 1.9×10-4 и 6×10-4 Гс концентрации газа в ядрах составляют n ≈ 1.7×108 и 2×107 см⁻³соответственно. Ядра передвигаются к центру со сверхзвуковыми скоростями |vz| = 3.6 и 5.3 км/с, их размеры вдоль радиуса и оси волокна составляют соответственно dr = 0.0075 пк и dz = 0.025 пк, dr = 0.03 пк и dz = 0.025 пк. Масса ядер увеличивается в процессе эволюции волокна и лежит в диапазоне ≈(10-20)Me. Согласно полученным результатам, ядра, наблюдаемые на концах молекулярных волокон, могут быть естественным результатом эволюции волокон с продольным магнитным полем.
34-41
Яркость фона неба Кавказской горной обсерватории МГУ в ближнем инфракрасном диапазоне
Аннотация
В работе проанализированы результаты измерений яркости фона в ближнем инфракрасном диапазоне (полосы J, H, K), проведенных в 2016–2023 гг. в Кавказской горной обсерватории МГУ. Показано, что инструментальный фон, связанный с тепловым излучением телескопа, заметен только в полосе K, и при рабочих температурах его вклад в основном определяет уровень общего фона в этой полосе. Представлены коэффициенты полинома, учитывающего вклад инструментального и заатмосферного фонов. Показано, что яркость фона неба не зависит от температуры воздуха, но наблюдается слабая зависимость от содержания водяного пара, близкая к ожидаемой из модельных расчетов: в полосах J и H яркость фона падает со скоростью ≈1%/1 мм, а в полосе K растет со скоростью ≈2.5%/1 мм. Сделана оценка максимальной амплитуды переменности яркости фона на коротких временных масштабах (~30 минут): ≈10% в полосах J и K и ≈30% в полосе H. Определен максимальный вклад рассеянного в атмосфере излучения Луны в общий уровень фона. Показано, что этот вклад при угловом расстоянии точки наблюдения от Луны, большем ~10°, даже во время полнолуния можно не учитывать. Вычислена средняя поверхностная яркость фона mag/arcsec² в полосах J, H и K: mJ = 15.7, mH = 13.9 и mK = 13.1.
42-55
Правило Гневышева—ОЛЯ: современный статус
Аннотация
Проведено статистическое исследование утверждений, содержащихся в Правиле Гневышева—Оля (ПГО) и в некоторых его толкованиях. Показано, что ПГО в его оригинальной формулировке для индекса суммарной активности за 11-летний цикл SW, фиксирующее тесную связь в паре четный-последующий нечетный цикл (ЧН) и ее отсутствие в противоположной паре (НЧ), строго выполняется для современных наблюдательных данных — версии 2.0 чисел пятен (чисел Вольфа) — при уровне значимости a = 0.01. При этом за четным 11-летним циклом следует нечетный с большим SW. Для амплитуд циклов ПГО существует лишь как тенденция, и различие зависимостей пар циклов ЧН и НЧ статистически незначимо. Статистически не подтверждается также чередование величины циклов как для параметра SW, так и для амплитуд. Получено, что различные аспекты ПГО статистически лучше выполняются для новой версии 2.0 относительных чисел пятен — чисел Вольфа, что говорит в пользу ее дальнейшего успешного использования для исследований в солнечной физике.
56-64