Том 100, № 10 (2023)

Измерения плотностей потоков остатка сверхновой (SNR) G74.9+1.2 = CTB 87 на частотах 4840 и 8450 МГц выполнены на радиотелескопе РТ-32 обсерватории Светлое ИПА РАН в 2018–2019 гг. Полученные данные содержат признаки наличия в радиоизлучении источника переменной составляющей на временнóм масштабе от месяца и более. Плотности потоков G74.9+1.2 на временнóм интервале 1959.7–2010 определены по опубликованным данным, позволяющим сравнить интенсивности G74.9+1.2 и стандартных источников. Все данные приведены в единую систему на основе точной шкалы потоков “искусственная луна” (ИЛ). Получен уточненный спектр SNR G74.9+1.2. Совокупность имеющихся данных аппроксимируется двумя степенны́ми участками с разными спектральными индексами: \({{\alpha }_{1}} = 0.31\) на частотах \(f < {{f}_{b}}\) и \({{\alpha }_{2}} = 0.71\) при \(f > {{f}_{b}}\). Проекции двух степенны́х участков пересекаются на частоте \({{f}_{b}} \approx 3409\) МГц. Излом в радиоспектре источника с возрастом более 4000 лет мог сформироваться в результате синхротронных потерь. В пользу этого допущения свидетельствует увеличение наклона спектра примерно на 0.5 на частотах выше \({{f}_{b}}\). Совокупность данных, полученных при измерениях на РТ-32 и на основе опубликованных работ, позволяет утверждать, что переменная составляющая в радиоизлучении G74.9+1.2 на всех временны́х шкалах значительно менее выражена по cравнению с более молодыми PWN. В качестве возможного механизма наблюдаемой переменности предлагается перезамыкание силовых линий магнитного поля в магнитосфере пульсара.

В данной работе выполнено расширение кинетической модели аэрономии верхней атмосферы экзопланеты за счет включения процессов воздействия плазмы звездного ветра на протяженную водородную корону горячего суб-нептуна. Для этого были использованы разработанные ранее кинетические модели Монте-Карло для исследования высыпания протонов и атомов водорода с высокими энергиями в планетные атмосферы. Кинетическая модель адаптирована к верхним атмосферам горячих суб-нептунов, что позволило провести расчеты скорости поглощения энергии плазмы звездного ветра в планетной короне и уточнить оценки скорости нетепловой потери атмосферы за счет воздействия звездного ветра родительской звезды. Проведенные расчеты для горячего суб-нептуна π Men c показали, что энергия проникающего в атмосферу потока энергетических нейтральных атомов водорода (ЭНА Н), образующегося при перезарядке протонов звездного ветра с тепловыми атомами водородной короны, преимущественно идет на нагрев водородной короны горячей экзопланеты.

В работе исследуются формирование и эволюция метеороидных потоков, образующихся при столкновениях астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ), с объектами Главного пояса астероидов (ГПА). Такой сценарий столкновения считается более вероятным по сравнению со столкновениями между АСЗ, так как многие АСЗ в силу своего происхождения пересекают область ГПА, в которой плотность объектов существенна по сравнению с внутренними областями Солнечной системы. Получающиеся таким образом метеороидные потоки имеют ряд отличий от потоков кометного происхождения как в плане формирования потока, так и при дальнейшей динамической эволюции. В данной работе получены оценки для темпа образования метеороидов в результате столкновений АСЗ с астероидами ГПА. На основе моделей высокоскоростных столкновений и данных об эксперименте DART получены возможные распределения частиц по размерам и скорости. Проведено численное моделирование динамики получающегося метеороидного потока с учетом гравитационных возмущений и радиационных сил, изучено влияние начальной скорости выброса на эволюцию потока. Проведен анализ темпа производства пыли с учетом распределения текущего населения АСЗ, сделан вывод о том, что темпы притока метеороидов астероидного и кометного происхождения (в массовом выражении) могут быть вполне сравнимы.

В работе приводится описание усовершенствованного спектрографа кассегреновского фокуса 2 м рефлектора ШАО, оснащенного ПЗС камерой. Классический спектрограф Universal Astro Grid Spectrograph (UAGS) был адаптирован для применения ПЗС камеры Andor для получения спектров объектов со слабым блеском в диапазоне 3600–8000 Å. Спектрограф с дифракционной решеткой 651 шт/мм позволяет получить спектры звезд на 2 м телескопе ШАО до 18 звездной величины с разрешением R = 1200 с отношением сигнала к шуму около 50 за полчаса экспозиции. Максимально допустимое разрешение составляет R = 3400. Комплекс можно применить для наблюдений различных типов транзиентных объектов, звезд, внегалактических объектов.