Open Access
Access granted
Subscription Access
Vol 50, No 8 (2024)
Articles
GORBY NA PROFILYaKh RASPREDELENIYa RADIAL'NYKh SKOROSTEY I VOZRAST GALAKTIChESKOGO BARA
Abstract
Исследована модель Галактики c баром, которая хорошо воспроизводит распределения наблюдательных радиальных VR и азимутальных VT скоростей звезд вдоль Галактоцентрического расстояния R, полученных по данным Gaia DR3. Модельные профили распределения радиальной скорости VR демонстрируют периодическое увеличение скорости VR и формирование горба на расстояниях 6–7 кпк. Средняя амплитуда и период изменения скорости VR составляют A = 1.76 ± 0.15 км/с и P = 2.1 ± 0.1 млрд лет. Мы вычислили углы θ01, θ02 и θ03, которые определяют ориентацию орбит относительно большой оси бара на интервалах времени соответственно 0–1, 1–2 и 2–3 млрд лет с начала моделирования. Звезды, орбиты которых меняют ориентацию следующим образом: 0◦ < θ01 < 45◦, −45◦ < θ02 < 0◦ и 0◦ < θ03 < 45◦, вносят существенный вклад в формирование горбов. Доля орбит, захваченных качаниями (librations) вблизи внешнего линдбладовского резонанса (OLR), среди орбит, лежащих как внутри, так и снаружи OLR, составляет 28%. Медианное значение периода колебаний качающихся орбит составляет P = 2.0 млрд лет. Медианное значение периода P долгопериодических изменений углового момента и полной энергии звезд увеличивается по мере приближения энергии Якоби к значению, соответствующему OLR, после чего резко падает. Распределение звезд модели по периоду P имеет два максимума: P = 0.6 и 1.9 млрд лет. К первому максимуму концентрируются звезды, орбиты которых лежат как внутри, так и снаружи радиуса коротации (CR). Распределение звезд, орбиты которых лежат как внутри, так и снаружи OLR, зависит от ориентации орбит: орбиты, вытянутые перпендикулярно бару, концентрируются к первому максимуму, а орбиты, вытянутые параллельно бару, — ко второму максимуму. Тот факт, что наблюдательный профиль распределения скорости VR, полученный по данным Gaia DR3, не имеет горба, указывает на то, что возраст Галактического бара, вычисленный с момента его выхода на полную мощность, должен лежать вблизи одного из двух значений: 2.0 ± 0.3 или 4.0 ± 0.5 млрд лет.
Pisʹma v Astronomičeskij žurnal. 2024;50(8):513-533
513-533
SVERKhNOVAYa SVERKhVYSOKOY SVETIMOSTI SN 2018IBB: OKOLOZVEZDNAYa OBOLOChKA I SPEKTRAL'NYE EFFEKTY
Abstract
Исследуются наблюдательные эффекты околозвездного газа вокруг сверхновой сверхвысокой светимости SN 2018ibb. Узкие линии поглощения Fe II воспроизводятся в модели фрагментированной холодной плотной оболочки (CDS) между внешней и обратной ударными волнами. Необычное селективное поглощение в эмиссионном дублете [O I] объяснено рассеянием излучения в линиях дублета Si II в оболочке сверхновой. Показано, что эмиссионный дублет [O III] на стадии tmax +565 дней может излучаться оболочкой сверхновой, причем асимметрия дублета [O III] объясняется формированием пыли в сверхновой. Моделирование взаимодействия сверхновой с околозвездным газом в сочетании с данными наблюдений приводит к оценке массы околозвездной оболочки (∼0.14 M0).
Pisʹma v Astronomičeskij žurnal. 2024;50(8):534-541
534-541
PROKhOZhDENIE GAMMA-VSPLESKA ChEREZ MOLEKULYaRNOE OBLAKO: POGLOShchENIE POSLESVEChENIYa V RENTGENOVSKOM DIAPAZONE DLIN VOLN
Abstract
Исследуется поглощение послесвечения гамма-всплеска в рентгеновском диапазоне длин волн в плотном молекулярном облаке. Представлены результаты численного моделирования распространения излучения гамма-всплеска в облаке для различных плотностей газа, металличности, расстояний от звезды-прародителя гамма-всплеска до облака. Рассмотрена выборка из 45 гамма-всплесков с известным красным смещением, у которых изотропная энергия излучения в гамма-диапазоне соответствует значению, принятому в численном моделировании. Для этих гамма-всплесков проведен анализ энергетических спектров послесвечений, полученных на телескопе Swift/XRT в поздние моменты времени, t ≥ 4 × 103 с. Показано, что оценки значений лучевой концентрации водорода, полученные с помощью модели поглощения, в которой не учитывается ионизация ионов металлов и используется солнечное значение металличности, в 1–3 раза меньше действительных значений — в случае, если молекулярное облако находится вблизи звезды-прародителя гаммавсплеска. Если облако газа располагается на расстоянии R ≥ 10 пк от источника гамма-всплеска, или металличность газа [M/H] ≤ −1, влияние ионизационной структуры облака на поглощение послесвечения мало.
Pisʹma v Astronomičeskij žurnal. 2024;50(8):542-554
542-554
ELEKTROSTATIChESKAYa ENERGIYa MNOGOKOMPONENTNYKh KRISTALLIChESKIKh SMESEY V NEDRAKh VYROZhDENNYKh ZVEZD
Abstract
Разработан новый подход для расчета электростатической энергии затвердевших недр вырожденных звезд, применимый для систем с любым ионным составом. Предложенный метод использован для исследования упорядоченных кулоновских кристаллов, образованных ионами двух типов с зарядовыми числами Z1 и Z2. Рассмотрены восемь различных объемно-центрированных кубических решеток при x1 ≥ 1/2, где x1 — относительная концентрация ионов с зарядовым числом Z1. Шесть из них — впервые, тогда как при x1 = 1/2 и 1/4 результаты для электростатической энергии совпадают с известными ранее. Полученные результаты аппроксимированы удобным для практического применения выражением.
Pisʹma v Astronomičeskij žurnal. 2024;50(8):555-560
555-560
PODTVERZhDENIE “POTERYaNNOGO” TsIKLA I PRAVILA GNEVYShEVA–OLYa V RYaDE PLOShchADEY SOLNEChNYKh PYaTEN ZA 410 LET
Abstract
Правило Гневышева–Оля рассмотрено для нового ряда площадей солнечных пятен на четырехвековой шкале Наговицына и Осиповой (MNRAS 505, 1206, 2021). Принята гипотеза Усоскина и др. (Astron. Astrophys. 370, L31, 2001) о существовании на ветви спада цикла № 4 цюрихской нумерации дополнительного малого цикла. Это приводит к изменению четности циклов ранее № 5. Выделены 11-летние циклы в XVII в. Их средняя продолжительность — от минимума до минимума — составляет T = 8.9 ± 1.4 года. Новые данные и подходы позволили заключить, что правило Гневышева–Оля выполняется для 410-летнего интервала в целом без исключения пары циклов №№ 4–5 цюрихской нумерации, принимаемого в правиле ранее.
Pisʹma v Astronomičeskij žurnal. 2024;50(8):561-566
561-566