ISSN: 2078-4163
XÜSUSİ BURAXILIŞ ŞAR ShAO SPECIAL ISSUE 2013 CİLD 8 № 2 AZERBAIJANI ASTRONOMICAL JOURNAL
ISSN: 2078-4163
Azәrbaycan Milli Elmlәr Akademiyası
AZӘRBAYCAN ASTRONOMİYA JURNALI
Cild 8 – № 2 – 2013 | XÜSUSİ BURAXILIŞ
ŞAR - ShAO -
ШАО - 60
Azerbaijan National Academy of Sciences Национальная Академия Наук Азербайджана
AZERBAIJANI АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ASTRONOMICAL ЖУРНАЛ JOURNAL АЗЕРБАЙДЖАНА
Volume 8 – No 2 – 2013 Том 8 – № 2 – 2013
SPECIAL ISSUE СПЕЦИАЛЬНЫЙ ВЫПУСК
Azәrbaycan Milli Elmlәr Akademiyasının “AZӘRBAYCAN ASTRONOMIYA JURNALI” Azәrbaycan Milli Elmlәr Akademiyası (AMEA) Rәyasәt Heyәtinin 28 aprel 2006-cı il tarixli 50-saylı Sәrәncamı ilә tәsis edilmişdir.
Baş Redaktor: Ә.S. Quliyev
Baş Redaktorun Müavini: E.S. Babayev
Mәsul Katib: P.N. Şustarev
REDAKSIYA HEYӘTİ:
Cәlilov N.S. AMEA N.Tusi adına Şamaxı Astrofizika Rәsәdxanası Hüseynov R.Ә. Baki Dövlәt Universiteti İsmayılov N.Z. AMEA N.Tusi adına Şamaxı Astrofizika Rәsәdxanası Qasımov F. Q. AMEA Fizika İnsitutu Quluzadә C.M. Baki Dövlәt Universiteti
Texniki redaktor: A.B. Әsgәrov İnternet sәhifәsi: http://www.shao.az/AAJ
Ünvan: Azәrbaycan, Bakı, AZ-1001, İstiqlaliyyәt küç. 10, AMEA Rәyasәt Heyәti
Jurnal AMEA N.Tusi adına Şamaxı Astrofizika Rәsәdxanasında (www.shao.az) nәşr olunur.
Мәktublar üçün: ŞAR, Azәrbaycan, Bakı, AZ-1000, Mәrkәzi Poçtamt, a/q №153 e-mail: [email protected] tel.: (+99412) 439 82 48 faкs: (+99412) 497 52 68
2013 Azәrbaycan Milli Elmlәr Akademiyası. 2013 AMEA N.Tusi adına Şamaxı Astrofizika Rәsәdxanası. Bütün hüquqlar qorunmuşdur. Bakı – 2013 ______
“Астрономический Журнал Азербайджана” Национальной Azerbaijani Astronomical Journal of the Azerbaijan National Академии Наук Азербайджана (НАНА). Academy of Sciences (ANAS) is founded in 28 Aprel 2006. Основан 28 апреля 2006 г.
Web- адрес: http://www.shao.az/AAJ Online version: http://www.shao.az/AAJ Главный редактор: А.С.Гулиев Editor-in-Chief: A.S. Guliyev Заместитель главного редактора: Э.С.Бабаев Associate Editor-in-Chief: E.S. Babayev Ответственный секретарь: П.Н.Шустарев Secretary: P.N. Shustarev Редакционная коллегия: Editorial board: Джалилов Н.С. (Шамахинская Астрофизическая Обсерватория ) Jalilov N.S. (Shamakhy Astrophysical Observatory) Гусейнов Р.Э. (Бакинский Государственный Университет) Huseynov R.A. (Baku State University) Исмаилов Н.З. (Шамахинская Астрофизическая Обсерватория) İsmayilov N.Z (Shamakhy Astrophysical Observatory) Гасымов Ф.К. (Институт физики НАНА) Gasımov F.G. (Institute of Physics of ANAS) Гулузаде Дж.M. (Бакинский Государственный Университет) Guluzade J.M. (Baku State University)
Технический редактор: Аскеров А.Б. Technical Editor: A.B. Asgarov
Адрес редакции: Editorial Office address: Азербайджан, Баку, AZ-1001, ул. Истиглалийят 10, Президиум ANAS, 10, Istiglaliyyat Street, Baku, AZ-1001, the Republic of НАНА Azerbaijan
Журнал издается в Шамахинской Астрофизической Journal is published in the Shamakhy Astrophysical Observatory named Обсерватории (ШАО) им. Н.Туси НАНА after N.Tusi of ANAS.
Адрес для писем: Азербайджан, Баку, AZ-1000, Главпочтамт, Address for letters: ShAO, P.O.Box No153, Central Post Office, а/я №153, ШАО Baku, AZ-1000, Azerbaijan
e-mail: [email protected] e-mail: [email protected] тел.: (+99412) 439 82 48 tel.: (+99412) 439 82 48 факс: (+99412) 497 52 68 fax: (+99412) 497 52 68
Национальная Академия Наук Азербайджана, 2013 г. 2013, Azerbaijan National Academy of Sciences. Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им. Н.Туси 2013, Shamakhy Astrophysical Observatory named after N.Tusi, НАНА, 2013 г. Все права защищены. ANAS. All rights reserved.. Баку - 2013 Baku -2013
Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
MÜNDƏRİCAT – CONTENTS – СОДЕРЖАНИЕ
ПРЕДИСЛОВИЕ 4
ИССЛЕДОВАНИЯ КОМЕТ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ЗА 60 ЛЕТ 5 А.С. Гулиев ИССЛЕДОВАНИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА, ПРОВОДИМЫЕ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ЗА ПЕРИОД 1953-2013 гг. 12 Н.С. Джалилов, Э.С. Бабаев СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СВЕРХГИГАНТОВ, ЗВЕЗД ТИПА ВОЛЬФА-РАЙЕ И НОВЫХ ЗВЕЗД В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ 27 ОБСЕРВАТОРИИ ЗА 60 ЛЕТ Д.Н. Рустамов ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЙ МОЛОДЫХ ЗВЕЗД В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ 44 Н.З. Исмаилов КОМПЛЕКСНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ МАГНИТНЫХ СР- ЗВЕЗД В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ 62 С.Г. Алиев, В.М. Халилов
ИССЛЕДОВАНИЯ МАЛЫХ ПЛАНЕТ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ 72 Д.И. Шестопалов, Л.Ф. Голубева
ОБ ИССЛЕДОВАНИЯХ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ 83 А.А. Атаи КОНЕЧНЫЕ ПРОДУКТЫ ЗВЕЗДНОЙ ЭВОЛЮЦИИИ: ОБЗОР ОСНОВНЫХ РАБОТ СОТРУДНИКОВ ЛАБОРАТОРИИ «ФИЗИКА ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР» 92 Ф.К. Касумов, А.О. Аллахвердиев, И.М. Юсифов РАБОТЫ О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ МАЛЫХ ПЛАНЕТ, ПРОВОДИМЫЕ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ 108 Р.А. Зейналов ИССЛЕДОВАНИЯ ПО ТЕОРИИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ОРБИТ ИСКУССТВЕННЫХ СПУТНИКОВ ЗЕМЛИ ПО ПОЛНЫМ И НЕПОЛНЫМ ОПТИЧЕСКИМ 111 НАБЛЮДЕНИЯМ Р.А. Зейналов ИССЛЕДОВАНИЯ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА, ПРОВОДИМЫЕ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ЗА 131 ПЕРИОД 1965-2013 гг. Ш.Ш. Гусейнов КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ НАУЧНЫХ РАБОТ ДЖ. С. АЛИЕВА ПО ТЕОРЕТИЧЕСКИМ ИССЛЕДОВАНИЯМ В ТЕЧЕНИЕ 1977 – 2012 гг. 135 Дж.С. Алиев
3 ПРЕДИСЛОВИЕ
В 1953 году, в нелегкий послевоенный период, была заложена основа будущей Шамахинской Астрофизической Обсерватории (ШАО) в Азербайджане. После долгих поисков на территории республики именно в том году было решено, что обсерватория будет строиться на горе Пиркули (Шамахинский район), на расстоянии примерно 150 км от столицы Азербайджана, Баку. Вскоре после этого на выбранной территории появились вагончики строителей, стройматериалы, небольшие телескопы для изучения астроклимата. Параллельно с этими работами решались вопросы, связанные с кадрами – будущими астрономами. Хотя официальной датой учреждения Шамахинской Обсерватории считается 1959 г., за предшествующие 6 лет была сделана грандиозная работа для создания астрономической школы в Азербайджане. В 1954 году была создана лаборатория астрофизики в составе Института Физики АН Азербайджана, которая переросла в Сектор Астрофизики (1956). Выходили журналы Сектора, проводились астрофизические наблюдения, организовывались конференции, решались кадровые вопросы, наиболее талантливые молодые сотрудники отправлялись на учебу в лучшие обсерватории тогдашнего Советского Союза. Неоценимый вклад в создании будущей астрономической обсерватории внесли такие выдающиеся астрономы как Г. Султанов, Р. Гусейнов, Г. Мамедбейли, Т. Еминзаде, и др.
В исторических материалах, энциклопедиях, веб-ресурсах и т.д. как правило точкой отсчета для деятельности ШАО принимается 1959г. В этом есть определенная доля несправедливости, так как фактически игнорируется очень важная эпоха 1953-59гг – период формирования зародыша обсерватории. Поэтому Президиум НАН Азербайджана и руководство ШАО в этом году решили хотя бы частично устранить эту несправедливость и отметить 60-летие основания обсерватории проведением региональной конференции, посвященной этой дате. Было также решено опубликовать труды этой конференции в двух номерах Астрономического Журнала Азербайджана. Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ИССЛЕДОВАНИЯ КОМЕТ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ЗА 60 ЛЕТ
©2013г. А.С. Гулиев
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им Н. Туси НАН Азербайджана (e-mail: [email protected])
ВВЕДЕНИЕ что упомянутая гипотеза в первоначальном Работы, выполненные в этом направлении, виде не в состоянии объяснить деление малых можно классифицировать следующим планет на отдельные семейства. Далее автор встал на позиции более перспективного образом: теория движения спутников планет, варианта гипотезы и рассматривал версию о комет и астероидов; происхождение неоднократном распаде. Подойдя к проблеме астероидов и комет; физика комет и совершенно не предвзято, автор вывел астероидов; физика планет. основные формулы для элементов орбит Исследование малых тел солнечной фрагментов распада при различных системы (спутники планет, комет и начальных условиях. Их варьированием были астероидов) является одним из основных получены определенные распределения научных направлений Шамахинской астероидов по отдельным инвариантным астрофизической обсерватории. В параметрам. Сравнивая ряд характеристик, обсерватории долгое время функционировал имеющих место в статистических отдел «Динамика и физика тел солнечной распределениях системы», возглавляемый академиков Г.Ф. астероидов, были впервые Султановым. В настоящее время отдел определены формы орбит первичных называется «Планеты и малые небесные тела». крупных тел и их положения в пространстве. В течение более пятидесяти лет в этом Далее были рассмотрены различные задачи по направлении проводились, как теоретические, исследованию механизма распада первичных так и наблюдательные исследования. крупных тел с учетом переменности законов Конечная цель теоретических работ, в распределения величин и направлений основном, сводилась к космогоническим векторов относительных скоростей их построениям. Наблюдательные работы осколков. Величины и направления векторов охватывали, в основном, планеты – гиганты и относительных скоростей приняты как их спутники, отельные кометы и астероиды. произвольные. При этом предположении Для проведения этих исследований определены функции совместного использовались все основные телескопы распределения величин больших полуосей и обсерватории, включая 2- м телескоп. эксцентриситетов орбит осколков первичных Теоретические работы, в основном, крупных тел, а также величин долготы базировались на данных наблюдений. восходящего узла и наклонения плоскости Пионерские работы в области орбит осколков к эклиптике. Оказалось, что исследования астероидов в ШАО полученные функции являются обобщениями принадлежат Г.Ф. Султанову [1]. Он выполнял результатов прежних работ автора. Подобным статистический анализ распределения путем также изучены возможности происхождения различных групп комет. При астероидов по некоторым инвариантным этом выяснилось, что элементам и выявил несколько устойчивых имеет определенное групп-семейств. Далее автор рассматривал сходство. теоретические аспекты гипотезы Ольберса о В 1960-70-х годах в ШАО проводилась происхождении астероидов путем распада серия работ [2], посвященных поиском большой планеты, некогда движущейся в зоне характеристик гипотетических комет, Марс-Юпитер. Вначале ему удалось доказать, начинающих свое движение с поверхности Юпитера и его спутников. Было исследовано
5 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
движение тех же гипотетических комет под которые, по всей видимости, связаны с гравитационным влиянием Юпитера до тех астрофизическими параметрами комет. пор, когда им можно пренебречь. Далее Наряду с гипотетическими кометами, проводилось сравнение между модельными и объектами исследований сотрудников ШАО реальными семействами периодических стали и реальные кометы, их классификация. комет. Оказалось, что в основном, множество Проводился анализ отдельных кометных периодических комет, судя по основным семейств, изучались их структурные характеристикам, весьма похожи на реальные. особенности и взаимодействия. Исследования Таким образом, изучалась классическая проводились сквозь призму кометной гипотеза Лагранжа о происхождении комет космогонии. Внесена ясность в путем взрыва на поверхности планет-гигантов. дискуссионный вопрос о разделении В нашем столетии гипотеза была развита периодических комет на отдельные семейства. советским астрономом С. К. Всехсвятским. Детально был рассмотрен вопрос о Итогом проведенных работ явилось то, что возможности формирования кометных характеристики периодических комет семейств больших планет [3]. Особое укладываются в рамки этой гипотезы, а внимание было уделено критерию характеристики долгопериодических, классификации периодических комет по наоборот, ей противоречат. Исследовались на отдельным семействам. Детально рассмотрен ЭВМ динамические характеристики движения вопрос о возможности формирования долгопериодических гипотетических комет с кометных семейств больших планет. Особое большими полуосями (~10 000 а.е.) в внимание уделено семейству Урана [4,5]. С предположении, что вследствие их другой стороны, доказано, что «семейство многократных прохождений через Нептуна» на самом деле не существует. В Солнечную систему, они, в конечном итоге, космогоническом контексте рассмотрен сближаются с Юпитером и оказываются в вопрос о вековом падении блеска комет и сфере его действия. Теряя механическую установлено, что возраст активного энергию, они преобразуются в проживания периодических комет не короткопериодические кометы. Из превышает 1000 лет. Впервые в исследуемых 300 000 гипотетических – космогонический анализ привлечены данные первоначально почти параболических комет, - по спектральным характеристикам комет [6]. происходит около 2000 случаев захвата. Из Установлена двойственность структуры этих захваченных комет, после выхода из кометного семейства Юпитера [7]. По сферы действия Юпитера, 301 оказались выдвинутой версии одна из групп состоит из гиперболическими. Остальные переходят на «местных» комет, их абсолютное большинство эллиптические (1600) и даже встречаются 80 в семействе, а вторая содержит «пришлые» случаев, когда их периоды обращения кометы, которые захвачены из составляют меньше чем 80 лет. Таким долгопериодических комет, связанных с образом, фактически еще раз была доказана планетами - гигантами. Впервые детально маловероятность случая захвата комет на рассмотрен спектр значений константы короткопериодические орбиты. Но с другой Тиссерана периодических комет и определена стороны, сопоставление основных методика их использования в характеристик двух категорий (реальных и космогонических рассуждениях [8]. Дана гипотетических) комет выявило определенное качественно новая интерпретация сходство. Следовательно, орбитальные неравномерности перигелиев особенности периодических комет не дают долгопериодических комет по небесной однозначного ответа на вопрос об их сфере [9]. Выявлены новые пути происхождении. Эти исследования еще раз использования кометных данных в решении показали, что для решения проблемы проблемы неизвестных планет и их происхождения комет одних небесно- предсказания [10]. В общей сложности, в этих механических предпосылок явно работах установлено больше пятидесяти недостаточно. Требуются другие критерии, закономерностей, как для всей системы комет,
6 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
так и для отдельных их групп. Кроме того, в неучтенных факторов. Отсутствие ряде работ проанализированы существующие концентрации перигелиев ГК вблизи апекса космогонические теории и гипотезы [11]. пекулярного движения Солнца, а также Одним из направлений в области закономерности в распределении 1/a исследования малых тел Солнечной системы исключают версию межзвездного является проблема происхождения коротко- происхождения ГК. Хаотический характер перигелийных комет. Зачастую их называют временного распределения 1/a противоречит царапающие Солнце кометы или же второй версии. Найдено, что ГК практически сангрейзерами. Такие кометы четко не отличаются от остальных концентрируются в отдельных группах, долгопериодических комет по параметрам L,q, носящих имена ученых, выделивших i. Отсутствие различия ГК от общей соответствующие группы (Крейца, Мейера, совокупности по параметру q создает Марсдена, Крахта). По данным 2011 года их трудности для версии о негравитационной количество превышает 2000. В научной природе гиперболического избытка скорости литературе существует несколько гипотез, ГК, так как в этом случае последние должны объясняющих происхождение таких были иметь исключительно малые q. Под кометных групп, однако не всегда они в «неучтенными» факторами можно состоянии объяснить природу и количество подразумевать влияние карликовых и упомянутых групп. С 2010 года в ШАО неизвестных планет. Действительно, орбиты разрабатывается качественно новая теория некоторых ГК расположены так, что они в [12], согласно которой эти кометные группы недалеком прошлом могли бы получить образуются в результате столкновения прото- некоторое гравитационное ускорение со кометных тел с метеорными потоками. В стороны карликовых планет. Один из авторов цитированном источнике вычислены настоящей работы в своих более ранних расстояния и плоскости, где происходят работах предполагал существование 4-х предполагаемые столкновения. Кроме того, неизвестных планет и, исходя из некоторых удалось отождествить еще одну группу расчетов, привел плоскости их движения и сангрейзеров [13] и ряд комет-близнецов. В средние расстояния. Особую роль в этом целом, разработанная теория свободна от смысле могло бы сыграть крупное внутренних противоречий и является транснептуновое тело, движущееся в многообещающей. плоскости с параметрами Ω = 2730; I = 860 и В ШАО разработан и развивается новый на расстоянии 250-400а.е. Действительно, подход к так называемым «гиперболическим» вблизи указанной плоскости наблюдается кометам [14, 15]. Известны 37 случаев, когда заметная концентрация ГК по параметрам B и первоначальные 1/a оказываются i. Далее, был найден ряд новых доказательств в отрицательными, т.е. соответствующие пользу предположения о роли ТНО в кометы являются гиперболическими (в образовании гиперболических кометных дальнейшем ГК). Анализ показывает, что доля орбит [16]. В частности, рассматривались ГК в общей совокупности комет постепенно некоторые аспекты гипотезы о связи растет. Вначале рассматривалось 4 версии гиперболических комет с большими существования ГК: 1. гиперболический койперовыми телами, имеющими диаметр избыток гелиоцентрической скорости ядра больше 200 км, а также с неизвестными кометы возникает в результате физических планетами, существование которых в процессов, происходящих на нем; 2. транснептуновой зоне предполагается. Для 37 гиперболические избытки эксцентриситетов гиперболических комет и 91 являются результатами погрешностей либо в транснептунового планетного тела значения определении орбит, либо в ходе определении MOID посчитаны. Показано, что «первоначальных» орбит; 3. ГК имеют гиперболические кометы, по сравнению с межзвездное происхождение; 4. другими, имеют большую близость с ТНО. гиперболические избытки эксцентриситетов Такая же задача решена относительно является результатами неизвестных и гиперболических комет и неизвестных планет.
7 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Результаты расчетов показывают, что Как известно, многие специалисты по гиперболические кометы могут играть кометам признают только существование значительную роль в поиске таких планет. семейства периодических комет Юпитера. В В обсерватории уделено много внимания работах [25,26], в результате поиску и детальному исследованию многих многовариантного анализа, установлено, что кометных групп. В частности, в работах [17,20] существуют также и семейства Сатурна и рассматривалась возможность наличия Урана, причем они в процентном отношении периодических и долгопериодических комет, растут быстрее, чем семейства Юпитера. динамически или эволюционно связанных с В ходе анализа системы Плутоном. В результате анализа удаленных долгопериодических комет сотрудниками узлов орбит долгопериодических комет ШАО найден целый ряд закономерностей. относительно плоскости движения Плутона Среди них особо следует отметить выделена группа из 51 кометы. Проведенное обнаруженную концентрацию афелиев сравнение с другими плоскостями показало вблизи перпендикулярной к эклиптике избыточность количества таких комет. Она плоскости и локальный максимум в особенно заметна у комет с e <1 и у комет, распределении узловых расстояний в открытых после 1950 года. Полученные пределах от 250 до 400 а.е. Весьма важно, что результаты показывают, что предположение о аналогичный максимум существует и в наличии кометного семейства планеты вполне распределении афелийных расстояний реально. Было также установлено, что кометы долгопериодических комет. Сочетание этих этой категории имеют ряд отличительных двух закономерностей, по мнению авторов свойств. В частности, «плутоновые» кометы, [27], указывает на наличие весьма крупного по сравнению с другими, являются транснептунового тела на периферии сравнительно слабыми [21]. Солнечной системы. В целом, по расчетам С аналогичной точки зрения был изучен сотрудников ШАО [28], в Солнечной системе вопрос о взаимосвязи кометных групп с на расстояниях 35, 53, 80, 110 и 165 а.е. другими ТНО, в частности с Эридой [22], а движутся крупные койперовые тела, также неизвестными планетами [23], являющиеся источниками значительной части существование которых предполагается наблюдаемых комет. сотрудниками обсерватории. Проблема происхождения комет является Поиску комет-близнецов среди известных приоритетным направлением в деятельности долгопериодических комет также стал ШАО. Результаты, полученные в этом объектом исследования в ШАО [24]. В направлении, можно классифицировать цитируемом источнике в качестве отбора следующим образом: кометных пар рассматривалась близость - двойственная структура семейства следующих параметров: перигелийное периодических комет Юпитера; расстояние; аргумент перигелия; долгота -закономерности в распределении перигелиев восходящего узла и наклон орбиты. В общей комет семейства Сатурна и Урана; сложности были выделены 33 условные -закономерности, указывающие на связь кометные «пары». Они были разделены на 3 определенной части комет с категории: «пары» - вероятные фрагменты транснептуновыми телами; распавшихся кометных ядер; «пары» - -закономерности в вековом падении блеска возможные появления одной и той же кометы комет; оценка их возраста; в разные эпохи; «пары»-представляющие - закономерности в распределении значений интерес для отождествления кометных постоянной Тиссерана для периодических появлений. Статистически было доказано, что комет; близость параметров соответствующих «пар» -критический анализ гипотезы Оорта; практически не объяснима допустимыми -критический анализ межзвездной концепции флюктуациями распределении кометных комет; параметров. - анализ спектральных характеристик долгопериодических комет;
8 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
-модифицированный вариант эруптивной феномен распада кометных ядер [37]. Расчеты концепции происхождения комет. показали, что зачастую распаду подвергаются В ШАО детально исследована кривая именно те кометы, которые проходят через блеска знаменитой комет Галлея (1Р) до и метеорные потоки. после прохождения кометы через перигелий в Как уже мы отметили, среди работ, 1986 году с учетом таких факторов как проведенных в ШАО по физике комет, есть фазовые углы, элонгация, уровень солнечной цикл статьей, посвященный влиянию активности и т.д. [29,30]. При анализе около солнечной активности на распределение 4400 оценок блеска кометы был установлен кометных параметров. В этих работах ряд периодичностей, совпадающих с установлено, что долгопериодические и периодами на Солнце. Аналогичным образом короткопериодические кометы по- разному исследована кривая блеска известной кометы реагируют на изменение солнечной Швассмана-Вахмана (29Р). Напомним, что активности. Яркость первых увеличивается в подобный анализ возможен только в том период подъема и спада активности, в то же случае, если наблюдение кометы охватывает время, последние более активны в период протяженный интервал расстояний максимума и в после-максимальную эпоху. (несколько а.е.) и большой промежуток Если двухвершинное распределение по времени (несколько лет). К тому же долгопериодическим кометам было известно количество наблюдений должно исчисляться еще раньше, то одновершинное сотнями и тысячами. распределение, присущее В обсерватории были построены и короткопериодическим кометам, было детально изучены кривые блеска 120 установлено впервые. Высказана и обоснована периодических комет (в общей сложности 502 мысль о том, что это различие может быть появления) с учетом элонгации перигелиев использовано в кометной космогонии [38] [31]. В результате факт вековой потери блеска Как известно, кометно-астероидная периодических комет был подтвержден, а опасность является одной из актуальных также было доказано, что кометные семейства проблем, с которой может столкнуться планет-гигантов отличаются между собой человечества. Эта тематика также является также и особенностями параметров кривых объектом ряда работ [39] сотрудников блеска. обсерватории. В частности, расчеты, С аналогичной точки зрения исследованы проведенные нашими сотрудниками, кривые блеска около 150 долгопериодических показывают, что частота столкновения комет с комет [32,34]. Как результат этого анализа Землей составляет около 960 лет. В книге [40], было выявлено 40 ранее неизвестных вспышек написанной в соавторстве с украинскими блеска. В дальнейшем было доказано, что астрономами, подробно освещаются заметную роль во вспышечной активности различные аспекты этой проблемы. комет играют метеорные потоки[35,36]. При В период 1999-2013гг. на 2-м телескопе прохождении комет через метеорные потоки получены эшелле-спектры двух ярких комет - полученные удары приводят не только к С/1999 S4(LINEAR) и C/2004 Q2 (Machholz). распаду комет, но и провоцируют При этом вторая наблюдалась именно в кратковременное увеличение блеска из-за момент распада. В результате анализе этих обнажения части поверхности кометных ядер. спектрограмм были отождествлены многие Из данной гипотезы вытекает ряд следствий, известные и неизвестные молекулярные касающихся динамических параметров полосы [41,42] в атмосфере двух комет. вспыхивающих комет, в особенности, Исследованы также фотометрические восходящих и нисходящих узлов их орбит. особенности кометы Веста (1975), одной из Анализ имеющегося материала по вспышкам ярких комет 20-го столетия [43]. Определены блеска комет и сопоставление с данными о некоторые физические параметры, скорость метеорных потоках показывают, что эти разлета отдельных фрагментов ядра, следствия получают реальные подтверждения. мгновенная масса атмосферы и т.д. С аналогичной точки зрения изучался также и
9 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Среди работ по физике комет следует 19. Гулиев А.С., Набиев Ш.А., Кинематика и физика также отметить разработанный новый небесных тел, 2004, т.20, №3, сс.283-288. 20. Гулиев А.С., Набиев Ш.А., Кинематика и физика статистический подход к изучению их небесных тел, 2005, т.21, №1. сс.53-59 падения блеска [44]. Этот подход кроме 21. Аббасов Дж.Г., Кахраманов Г.М., Об абсолютно временного фактора учитывает также слабых долгопериодических кометах, Цирк. изменение элонгации периодических комет от ШАО,2005, № 109, сс.54-58. появления к появлению. 22. Гулиев А.С., Транснептуновый объект 2003 UB 313 как источник комет, Астрон. вестник, 2007, т. 41, № 1, сс. 51–60. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 23. Гулиев А.С., О возможности существования в зоне 1. Султанов Г.Ф., Доклады АН Азерб.ССР., 1952, т.8, Нептун–Плутон неизвестной планеты, с.12. Кинематика и физика небесн. тел, 1987, т. 3, №2, 2. Мамедов М.А., Изв. АН Азерб.ССР. сер.физ-тех. сс. 28–33. и мат.наук, 1969, т.3. 24. Гулиев А.С., Набиев Ш.А., Кометы-близнецы, 3. Гулиев А.С., Особенности кометных семейств Астрономический Журнал Азербайджана, 2006, больших планет, Автореферат канд. v.1, №1-2, сс.5-9. диссертации. 1982, Киев, с.15. 25. Гулиев А.С., О реальности семейства 4. Всехсвятский С.К., Гулиев А.С., Система комет периодических комет Сатурна, Астрономический Урана – пример эруптивной эволюции спутников Журнал Азербайджана, 2008, v.3, №1-2, сс.5-13. планет, Астрон. журн., 1981, т.59, №3, сс. 630–635. 26. Гулиев А.С., Гулиев Р.А. О реальности семейств 5. Всехсвятский С.К., Гулиев А.С., Замечания к статье периодических и долгопериодических комет Л. Кресака “Спутники Урана и гипотеза Урана, Кинематика и физика небесных тел, извержения”, Астрон. вест., т.17, №1, сс. 32–34. 2013, вып.2 6. Гулиев А.С., Анализ спектральных характеристик 27. Гулиев А.С., Дадашов А.С.,Об одной особенности долгопериодических комет, Кинематика и распределения больших полуосей орбит физика небесных тел, 1992, т.8, №6, сс. 10–13. долгопериодических комет, Астрономический 7. Гулиев А.С., О существовании двух групп Журнал Азербайджана,2007, v.2, №1-2, сс.5-9. периодических комет, Кинематика и физика 28. Гулиев А.С., Кометы и транснептуновые планеты, небесных тел, 1988, т.4, №5, сс. 75–79. Азербайджанский Астрономический Журнал, 8. Гулиев А.С., Анализ значений постоянной т.6, №2, сс. 3-13. Тиссерана для периодических комет, Кинематика 29. Гулиев А.С., Mustafa F.R., Babayev E.S., Shustarev и физика небесных тел. 1992, т.8, №2, сс. 40–47. P.N., An Influence of Solar Activity on The Character 9. Гулиев А.С., Результаты исследования узловых of Brightness Changes of Periodic Comets расстояний долгопериодических комет, 29P/Schwassmann-Wachmann and 1P/Halley, Кинематика и физика небесн.тел,1999, т.15, №1, Romanian. AJ, 2007,v.17 сс.85-92. 30. Гулиев А.С., Байрамов А.Ш., Чурюмов К.И., Тонкая 10. Гулиев А.С., Дадашов А.С., О трансплутоновых структура кривой блеска кометы Галлея за 1980-ые кометных семействах, Астрон. Вестник, 1989, т.23, годы, Астрономический Журнал Азербайджана, №1, сс. 88–95. 2006, v.1, №3-4, сс.5-11 11. Гулиев А.С., Дадашов А.С., О гипотезе Оорта, 31. Байрамов А.Ш., Кривые блеска периодических Кинематика и физика небесных тел. 1985, т.1, № комет, Автореферат канд. диссертации. Баку, 6, сс. 82–87. 2009, 15с. 12. Гулиев А.С., Происхождение короткоперигелийных 32. Гулиев А.С., Рустамова У.Д., Физические величины комет (монография), Элм,2010, Баку, 151с. долгопериодических комет (1999-2004) с учетом 13. Гулиев А.С., Об одной возможной группе и условия их видимости, Циркуляр ШАО, 2005, некоторых пар короткоперигелийных комет, AAJ, №110, сс.23-31 2009, т.4, № 3-4, сс.5-8. 33. Гулиев А.С., Поладова У.Д., Определение 14. Guliyev A.S., On hyperbolic comets, Proceedings of физических величин 100 долгопериодических the International Astronomical Union, August 2009, комет с учетом условия их видимости (1980-2004), v. 5, Symposium S263, pp. 81-84 Астрономический Журнал Азербайджана, 2007, 15. Guliyev A.S, doi:10.1017/S1743921310001535 (About v.2, №3-4, сс.10-16. doi), Published Online by Cambridge University Press 34. Гулиев А.С., Чурюмов К.И., Поладова У.Д., Чубко 06 Apr 2010. Л.С., Каталог физических параметров 100 16. Гулиев А.С., Набиев Ш.А., О гиперболических долгопериодических комет 1980–2004 гг. с учетом кометных орбитах, AAJ, 2012, v.7, №4, сс.5-9. их элонгации от Солнца, Вестник 17. Гулиев А.С., О существовании кометного семейства Астрономической Школы, Киев, 2011, т.7, с.227 Плутона, Цирк. ШАО, 1983, №70, сс. 20-26. 35. Гулиев А.С., Кохирова Г.И., Поладова У.Д., О 18. Гулиев А.С., Набиев Ш.А., Плутон и кометы, возможной роли метеорных потоков в вспышечной Кинематика и физика небесных тел, 2001, т.18, активности комет, Астрономический Журнал № 6. сс.525- 531. Азербайджана,2013, т.8, №1, с. 5
10 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
36. Guliev A.S., Kokhirova G. I., Poladova U.D., Comets outbursts and the meteor showers, Proceedings of International Conference METEORIDS-2013, 2013,Poznan, Poland, (в печати) 37. Guliev A.S., Kokhirova G. I., Poladova U.D., The meteor showers and splitting of Comets, Астрономический Журнал Азербайджана, 2013, t.8 (в печати) 38. Гулиев А.С., О распределении кометных параметров по одиннадцатилетнему циклу солнечной активности, Кинематика и физика небесных тел, 1990, т.6, №4, сс. 68–73. 39. Гулиев А.С., Набиев Ш.А., Some aspects of problems of comet hazard for the Earth, Материалы Межд. Симп., Цикличность и проблемы космологии, 2003, Пиркули 40. Чурюмов К.И, Гулиев А.С., Кручиненко В.Г, Чурюмова Т.К., Кометно-астероидная опастность, реальность и вымыслы, Элм, 2012, Киев-Баку, 179 с. 41. Guliyev A.S., Mikailov Kh., Churyumov K.I.,Chubko L.S., Lukyanyk I.V., Churyumova T.K., Сatalogue of emission lines in 6 orders of echelle spectrum of comet c/2004 q2 (Machholz), Астрономический Журнал Азербайджана, 2009, №1-2, ? 42. Чурюмов К.И., Микаилов Х.М., Алекберов И.А., Наблюдение кометы Линеар 1999 S4 на горе Пиркули, Труды межд. конф. посвящ. 95-летию С.К.Всехсвятского, 2000, Киев, с. 81. 43. Чурюмов К.И. Гулиев А.С., Фотометрические и структурные особенности кометы Веста, Циркуляр ШАО, 1981, Киев, т.69, с.24. 44. Гулиев А.С., Байрамов А. Ш., Новый статистический подход к изучению падения блеска комет, Кинематика и физика небесных тел, 1988, т.4, №1, сс. 30–34.
11 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ИССЛЕДОВАНИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА, ПРОВОДИМЫЕ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ЗА ПЕРИОД 1953-2013 гг.
© 2013 г. Н.С. Джалилов, Э.С. Бабаев
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им Н.Туси НАН Азербайджана ([email protected], [email protected])
I. Физика солнечных колебаний распространении из глубоких слоев Важнейшим классом динамических фотосферы, где волны являются практически явлений, наблюдаемых в звездах и на Солнце, адиабатическими, в верхние слои, где они являются квазипериодические движения превращаются в изотермические волны. плазмы. Колебания и волны в современных Выведены формулы для энергетических наблюдениях видны почти во всем диапазоне коэффициентов поглощения адиабатических электромагнитного излучения. Условно эти волн в резонансных слоях и изучена их движения можно разделить на локальные зависимость от частоты волн и параметров атмосферные и глобальные собственные среды. Дана интерпретация возникновения колебания звезды. Экспериментальные и бегущих волн в полутени солнечных пятен [1, теоретические исследования этих явлений 2]. В серии работ [3, 4, 1] исследовано взаимно дополняют друг друга и позволяют взаимодействие волн с излучением в использовать их в основном для неоднородной среде. С учетом радиационных диагностических целей плазмы Солнца. потерь Совместно с другими институтами России и рассмотрены малые неадиабатические Германии в Шамахинской Астрофизической гидродинамические возмущения Обсерватории НАН Азербайджана (ШАО) в произвольной оптической толщины в этом направлении был выполнен ряд работ и неоднородной излучающей сжимаемой среде были получены важные научные результаты. со стратифицированным теплообменом. Развита теория распространения и Выведено уравнение, описывающее колебания трансформации адиабатических и флуктуации интенсивности излучения. неадиабатических магнито-акустико Впервые найдено его аналитическое решение гравитационных (МАГ) волн в сильно- для изотермической атмосферы в неоднородной плазме с учетом силы тяжести приближении Эддингтона для функции и магнитного поля. Найденные аналитические энергетических потерь. На основе решения магнито-гидродинамических (МГД) полученного аналитического решения развита уравнений, выраженные через обобщенные общая теория распространения и гипергеометрические функции Мейера, радиационного затухания неадиабатических атмосферных (акустических и позволили построить полную теорию гравитационных) волн. Разработанная модель трансформации из-за неоднородности неадиабатических колебаний, учитывающая плазмы и магнитного поля одних типов волн взаимодействие тепловых и акустических мод в другие типы. Вычислены соответствующие и их трансформацию, позволила объяснить энергетические коэффициенты наблюдаемый максимум в распределении трансформации и отражения волн. Показано, что в областях с почти горизонтальным флуктуаций интегрального потока излучения магнитным полем возникают резонансные Солнца на частоте ν =3.3 мГц (5-мин слои (касповые и альвеновские), в которых колебания). На этой частоте относительные значения амплитуды флуктуаций потока захватывается часть энергии падающего на -5 них волнового потока. Применительно к оказались порядка ≈ 10 , что соответствует солнечным условиям рассмотрено отражение данным наблюдений различных и поглощение атмосферных волн при их экспериментов. Показано, что на уровне
12 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
фотосферы, где скорости распространения каждой частоты наблюдаемых колебаний акустических и тепловых волн становятся скорость и интенсивность четко разделяются сравнимыми, звуковые волны становятся в фазе. На основе проведенного анализа сильно-неадиабатическими и происходит показано, что 3-мин колебания должны быть перемешивание мод колебаний. Как лучше видны в колебаниях яркости в следствие, возникает возможность полутени пятен, где магнитное поле сильно одновременного наблюдения звуковых и наклонено [3, 4, 1]. тепловых волн на одной и той же частоте. Задача о неустойчивости малых Проведено сравнение вкладов акустических и возмущений магнито-гидродинамического тепловых волн в флуктуации интегрального типа в оптически тонкой идеально- лучистого потока и в скорость движения. проводящей плазме с космическим обилием Установлено, что наблюдаемые в элементов решена в линейном приближении. непрерывном спектре Солнца колебания Учтены электронная теплопроводность вдоль являются преимущественно тепловыми, а магнитного поля и протонная акустические волны дают больший вклад в теплопроводность поперек поля. Впервые скорость движения, что подтверждается показано, что энтропийные волны могут доплеровскими измерениями. Рассчитан экспоненциально нарастать, а теоретический спектр фазового сдвига между магнитозвуковые волны затухают в широком флуктуациями интегрального лучистого диапазоне физических условий, максимально потока (яркости) и вертикальной скорости приближенных к условиям в коронах звезд и движений (I-V спектр) для радиальных Солнце с соответствующим учетом лучистых колебаний Солнца. Сравнение результатов с потерь. Особенно быстро затухают данными наблюдений показывает хорошее медленные магнито-звуковые волны. Для согласие в интервале частот колебаний ν =2.4- солнечной короны вычисленный 3.6 мГц. Поскольку вклад тепловых колебаний коэффициент затухания медленных волн доминирует в флуктуациях интегрального хорошо согласуется с усредненным потока излучения, а вклад акустических коэффициентом затухания в 11 колебаний - в скорости движения, то квазипериодических событиях, наблюденных утверждается, что полученный сдвиг фаз со спутника TRACE в жестком является разностью фаз между тепловыми и ультрафиолетовом излучении [5]. не адиабатическими звуковыми колебаниями. Для описания почти бесстолкновительной С учетом лучистых потерь развита более плазмы солнечной короны и солнечного полная теория линейной трансформации, ветра в ряде работ [6] рассмотрены 16-ти отражения и поглощения различных типов моментные уравнения переноса (интегральные неадиабатических магнито-акустико- соотношения кинетического уравнения гравитационных (МАГ) волн в Больцмана-Власова), которые являются стратифицированной атмосфере. Изучено анизотропными МГД уравнениями с влияние наклона магнитного поля на тепловыми потоками вдоль магнитного поля. затухание волн. Установлено, что с ростом В рамках этого приближения наклона поля лучистое поглощение МАГ- проанализированы волны и неустойчивости волн резко усиливается. Рассчитаны плазмы с анизотропным давлением вдоль и амплитудное соотношение и фазовый сдвиг поперек магнитного поля, изучены эффекты, между колебаниями скорости движения и связанные с тепловыми потоками. Наряду с флуктуаций температуры плазмы на уровне классическими несжимаемыми шланговыми фотосферы солнечного пятна. Установлено, модами, которые не изменяются при учете что при приближении к краю пятна фазовый теплового потока, найдены и изучены новые сдвиг резко возрастает. Показано, что дополнительные сжимаемые моды (тепловые наиболее благоприятной областью для волны), а также аналоги быстрых и медленных наблюдения колебаний в доплеровских МГД-волн. Показано, что критерия сдвигах является тень пятна, а в зеркальной неустойчивости совпадает с интенсивности - полутень. При этом для соответствующим условием возникновения
13 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
зеркальной неустойчивости при инкременты нарастания неустойчивостей и кинетическом рассмотрении. Установлено, оценены временные и пространственные что в присутствии тепловых потоков фазовые масштабы развития и распада колебательной скорости всех найденных мод являются неустойчивости. Показано, что асимметричными по отношению к рассматриваемые неустойчивости могут направлению внешнего магнитного поля, т.е. играть заметную роль в энергобалансе короны волны распространяются вдоль и против и рассматриваться в качестве магнитного поля с различными скоростями. крупномасштабного источника энергии При некоторых значениях параметров плазмы волнового механизма нагрева короны [6]. происходит взаимодействие мод между собой. В работе [7] поставлена задача о поиске Сильное взаимодействие происходит между причины замедления вращения внутренних обратными (распространяющимися против слоев Солнца. Если принять, что угловой направления магнитного поля) модами. В момент вращения выносится из центральных области взаимодействия мод, где совпадают областей волнами, то какими должны быть фазовые скорости волн, возникает эти волны, и каковы их проявления в других неустойчивость. Возможны оба типа крупномасштабных динамических явлениях неустойчивостей - апериодическая и на Солнце? Проведен качественный анализ колебательная. При резонансном уравнения сохранения потенциального вихря взаимодействии трех обратных мод (быстрые- во вращающейся сфере. Показана тепловые и зеркальные- и медленные- принципиальная возможность возникновения тепловые) в условиях возникновения нового типа вращательных мод, которые классической шланговой неустойчивости существенно отличаются от известных возникает новый тип неустойчивости. Эта инерционных r-мод в теории пульсации звезд, неустойчивость имеет максимум инкремента если учитывается дифференциальное при наклонном распространении, и он вращение по широтам. Сделан вывод о том, превосходит максимум инкремента обычной что эти новые моды могут быть выявлены шланговой неустойчивости. В отличие от только в том случае, когда они становятся обычной шланговой неустойчивости неустойчивыми, или, когда влиянием найденная неустойчивость обусловлена кривизны можно пренебречь. Показано, что сжимаемыми возмущениями плазмы. вращательные моды могут стать Вычислены возмущения плотности в неустойчивыми, прежде всего, за счет найденных модах. Полученные решения тепловых механизмов неустойчивости. анизотропной МГД находятся в хорошем Сначала были рассмотрены низкочастотные соответствии с низкочастотным пределом волновые движения в рамках плоской кинетического описания, что дает основание геометрии, когда влияние кривизны считать рассмотренное приближение сферической поверхности исключается путем анизотропной МГД корректным для описания применения приближения «β-плоскости» из крупномасштабной динамики геофизики. Анализируется возможность бесстолкновительной анизотропной захвата сверхнизкочастотных вихревых волн в гелиосферной плазмы (солнечная корона и околоядерном пространстве Солнца. солнечный ветер, ионосферно- Показано, что обратные волны (retrograde магнитосферная плазма). На основе развитой waves) с частотами намного меньшими, чем теории рассмотрены МГД-неустойчивости угловая частота вращения, могут стать температурно-анизотропной корональной захваченными в радиативной зоне Солнца. плазмы. Показано, что в условиях солнечной Для случая малых широтных градиентов короны для слабых магнитных полей (B < 1 угловой скорости вращения аналитическими Гс) могут развиваться апериодические методами найдены собственные функции зеркальные неустойчивости медленных МГД- сжимаемых неадиабатических вихревых мод волн, а для сильных магнитных полей (B > 10 типа Россби. Неадибатичность волновых Гс) развиваются колебательные ионно- движений обеспечивается путем учета звуковые неустойчивости. Найдены поступления энергии от ядерного горения и
14 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
переноса излучения в диффузном режиме (ε- дифференциальных уравнения второго механизм). Получено комплексное порядка. Получено более точное условие интегральное дисперсионное уравнение, применимости традиционного приближения которое является решением краевой задачи. в условиях пульсаций звезд в низкочастотном Найденные резонансные моды (называемые R- диапазоне. Была показана возможность модами) фундаментально отличаются от появления критических широт, вокруг известных в теории пульсаций звезд r-мод. которых образуется резонансный слой. В этих Частоты R-мод, в отличие от r-мод, являются слоях происходит резонансное функциями внутренней структуры, и их взаимодействие собственных мод с происхождение не связано с геометрическими инерционными колебаниями при частоте ω эффектами. Исследована неустойчивость =2 Ω cosθ (здесь Ω – угловая частота R-мод относительно ε-механизма. Наиболее вращения звезды, θ – широтный угол от неустойчивыми оказались колебания с полюса). Трансформация глобальных периодами ≈ 1-3 года, 18 – 30 лет и 1500 – вращательных мод в инерционные, которые 20000 лет. Эти три выделенные диапазона концентрируются в узких широтных поясах, периодов хорошо известны из солнечных и рассматривается как новый механизм геофизических экспериментальных данных. резонансного поглощения мод. Этот Характерные времена роста амплитуд механизм может играть важную роль в указанных наиболее неустойчивых мод перераспределении углового момента соответствуют ≈ 102, 103 и 105 годам, вращения. Полученное уравнение является соответственно. Амплитуда R-мод обобщенным приливным уравнением Лапласа увеличивается к центру Солнца. Обсуждается на случай дифференциального вращения. Из возможная роль обнаруженных качественного анализа этого уравнения низкочастотных вихревых мод в динамике найдено условие возникновения глобальной магнитных полей, в наблюдаемых неустойчивости. Эта неустойчивость связана с флуктуациях скорости вращения Солнца, а широтным градиентом скорости вращения также в долгопериодных изменениях климата звезды и, в отличие от обычной на Земле. неустойчивости Кельвина-Гельмгольца, не Исследовано влияние кривизны сглаживается гравитацией. Появление поверхности на свойства вращательных глобальной шировой неустойчивости зависит колебаний. Для флуктуаций давления от числа Россби (отношение периода получено общее дифференциальное вращения к периоду колебаний), уравнение второго порядка в частных азимутального волнового числа и градиента производных, которое описывает вращения. Градиент вращения имеет нижний адиабатические нерадиальные предел, ниже которого неустойчивость долгопериодные колебания исчезает. Неустойчивыми должны стать, дифференциально-вращающейся прежде всего, те моды, частоты которых сферической звезды. Это уравнение включает близки к инерционной частоте. Полученные в себя гравитационных g-мод высокого результаты по шировой неустойчивости порядка, все возможные подклассы применены к реальным данным вращательных мод, а также их взаимодействие гелиосейсмологии о профиле вращения и неустойчивость. Такое уравнение выводится Солнца. Показано, что глобальные m = 1 впервые, и оно позволяет проанализировать моды могут стать неустойчивыми практически особые структуры решения, которые связаны на всех широтах. В радиальном направлении со сферической геометрией задачи и с областями неустойчивости становятся верхняя присутствием вращения. Широко часть тахоклина (область с сильным применяемое в геофизике «традиционное» радиальным градиентом скорости вращения, приближение, которое предполагает почти расположенной на основании конвективной горизонтальное движение, значительно зоны), конвективная зона и фотосфера упрощает полученное уравнение, и оно при Солнца. Точное решение уравнения Лапласа в этом распадается на два обыкновенных случае низких частот выражается полиномами
15 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Якоби. Традиционное представление поглощения альфвеновских волн в структурах собственных функций мод в виде рядов по короны показано, что этот механизм не может функциям сферических гармоник, которые быть главным в нагреве короны. Предложен имеют серьезные трудности со сходимостью метод определения значений температуры и на низких частотах, не следует из точных нетепловых скоростей в корональных петлях решений. Показано, что взаимодействие по соотношению интенсивностей линий низкочастотных мод с вращением лучше 5303 Å и 6374 Å. Произведен расчет описывается функциями Якоби, которые контуров корональных спектральных линий с являются полиномами более высокого учетом движений на торсионных колебаниях. порядка, чем функции Лежандра. Оказалось, что расчетные контуры Установлено, что в низкочастотном пределе одновершинны и достаточно хорошо (когда число Россби мало и эффектами аппроксимируются доплеровскими шировой неустойчивости можно пренебречь) контурами; так как наблюденные корональные собственными модами становятся только линии имеют доплеровскую форму, сделан обратные колебания. Эти моды, в свою вывод о том, что, по-видимому, корональные очередь, разделяются на два подкласса: линии расширены именно движениями на быстрые и медленные. В азимутальной торсионных волнах и, на основании этого плоскости групповая скорость быстрых мод сделан вывод, о том, что в нагреве короны направлена против вращения, а медленные роль торсионных волн важна. Кроме того, моды переносят энергию по направлению анализируя данные наблюдений в линии Hα, вращения. Показано, что на сферической сделано заключение о том, что волна поверхности возникают «активные» узкие Мортона может распространяться до полосы широт, в которых концентрируется фотосферных высот. основная волновая энергия. Для медленных мод эти полосы расположены ближе к II. Исследования динамических экватору, а для быстрых мод ближе к полюсу. образований в атмосфере Солнца Местоположение и ширина этих полос широт, прежде всего, зависят от допустимых С момента установки первых солнечных значений горизонтальных волновых чисел (l, телескопов в ШАО (АФР-2, АФР-3), начались m) (количество узловых точек в наблюдения солнечных динамических меридиональной и азимутальной плоскости). явлений. Эти наблюдения сначала Для солнечных 22-летних колебаний найдены проводились по программам «Службы все возможные пары (l, m) как для медленных, Солнца». Позднее был поставлен целый ряд так и для быстрых мод. Показано, что при интересных экспериментов и были получены масштабах колебаний, подобных следующие основные научные результаты. пространственным масштабам солнечных Разработан и применен новый метод пятен, активные широты для медленных 22- наблюдения участка поверхности Солнца летних мод возникают в широтах 30-40 (активной области, спикульного поля и т.д.), с градусов. Проведено обсуждение о возможной помощью которого получается изображение в связи найденных мод в генерации магнитной разрезах с сохранением контура спектральной цикличности Солнца [7, 1]. линии. При таком методе наблюдений В работе [8] показано, что если бы полученные данные содержат гораздо больше наблюдаемые в корональных линиях научной информации, чем при обычных турбулентные движения были обусловлены спектральных и фильтровых наблюдениях. альфвеновскими волнами, то в контурах Разработана и применена в наблюдениях большинства корональных линий в центре спектральная «маска» для линии Н, был бы центральный провал, чего не выравнивающая интенсивность внутри этой наблюдается. Это говорит о том, что вряд ли линии; наблюдения при помощи этой маски корона нагревается прямой диссипацией дают более четкие изображения, чем обычные альфвеновских колебаний; на основе более спектральные наблюдения. Сконструирована корректного расчета резонансного и применена к наблюдениям новая
16 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
фотокамера и разработан новый метод единицы и это значительно влияет на наблюдения активных областей Солнца как теоретический расчетный контур. Найдена звезда. Сконструирован большой тесная связь изменения яркости соседних восьмикамерный спектрограф к кальциевых флоккулов со вспышками. горизонтальному солнечному телескопу Показано, что волокнистая структура ШАО; этот многоканальный спектрограф солнечных активных образований уменьшает отличается от других существующих оптическую толщину по сравнению со многоканальных спектрографов тем, что случаем равномерного распределения каждая камера этого спектрографа имеет излучающей плазмы. Используя собственный индивидуальный затвор, спектральную маску для линии Н, впервые позволяющий получить спектрограммы удалось наблюдать волнообразные движения одинаково нормальной плотности во всех в невозмущенной поверхности Солнца со каналах одновременно, что невозможно при временем жизни от двух до нескольких наблюдениях на обычных многоканальных десятков минут и скоростями движения на спектрографах [9, 10]. волне до 30 км/c. Разработаны различные методы Был проведен ряд исследований по физике определения оптической толщины вспышек и солнечных спикул [9]. Были измерены других солнечных образований в частотах лучевые скорости спикул по всей высоте и их рассматриваемых спектральных линий с изменение с течением времени. Построенные учетом поглощения фотосферного излучения кривые лучевых скоростей убедительно в слоях хромосферной вспышки. показывают, что эти скорости обусловлены Предложенный простой метод определяет именно движением спикул как целое, а не максимально возможное значение оптической движением плазмы в магнитной трубке толщины вспышек в линиях бальмеровской спикулы, как это обычно принято считать. серии водорода. Предложен также новый Построена гистограмма распределения спикул метод определения оптической толщины в по лучевым скоростям, которое показало линиях Н и К СаII по соотношению их наличие их группировки на скоростях до ±30 эквивалентных ширин, а также для км/c. Используя собственные наблюдательные многослойной вспышки. Показано, что данные, рассчитан баланс массы короны, расчетные контуры линий в спектре вспышек который показал, что если бы наблюдаемые с использованием найденных значений по лучевые скорости были обусловлены предложенным методам хорошо согласуются движением плазмы в магнитной трубке, то с наблюденными. Найдено, что вопреки баланс массы короны нарушился бы в течение прежним определениям другими авторами, одного часа. Это является серьезным оптическая толщина вспышек в линии Н Н аргументом в пользу конденсационной теории 1 [9]. Составлены уравнения стационарности возникновения спикул. Из наблюдений для водорода и кальция и результаты решений обнаружены внезапные изменения длины, протабулированы в зависимости от значений поперечного сечения спикул и полуширины различных физических параметров. Эти профиля линии Н, а также внезапное таблицы позволяют определить, как значения возникновение некоторых спикул по всей физических величин (используя высоте. Все эти факты свидетельствуют в наблюденные значения населенностей пользу конденсационной теории атомов), так и эффективные геометрические возникновения спикул. Обнаружены толщины активных образований. пространственные группировки спикул по Установлено, что эффективная лучевым скоростям. Впервые одновременно геометрическая толщина вспышек в 10 - 100 измерены как лучевые скорости, так и раз меньше видимой геометрической тангенциальные скорости спикул по всей толщины. Найдено, что вследствие вылета L- высоте. Сделан вывод о том, что квантов через далекие крылья коэффициент тангенциальные и лучевые скорости являются выживания Н-квантов становится меньше компонентами движения спикул как целого. Произведен теоретический расчет процесса
17 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
конденсации коронального газа, в результате разности турбулентных скоростей «факел- которого возникают хромосферные спикулы. фотосфера» в верхних слоях атмосферы. Для Установлено наличие МГД-волны в спикулах. угла наклона факела к нормали поверхности Выдвинута идея нагрева короны, вызванный Солнца получено значение 88 градусов. движением спикул как целое, доказано Определены максимальные значения высот наличие таких движений и измерены их кальциевых флоккул равное примерно 700- скорости. Также было изучено движение 1000 км. Исследована линия λ4077.71 Sr II в спикул вдоль лимба, и определены их спектрах факелов, флоккулов и вспышек. тангенциальные скорости [11]. Установлено, что в спектрах факелов, в Используя разработанную новую методику центре линии имеется небольшая (~ 2%)
наблюдения, получен контур линии Н в эмиссия, а крылья ее расширены и опущены спектре корональных протуберанцев. по сравнению с контуром линии Наблюдались корональные протуберанцы на невозмущенной фотосферы. В полосе диске Солнца. Удалось наблюдать линию К факельной эмиссии без кальциевого флоккула СаII в спектре корональных протуберанцев, крылья линии также расширены и опущены. которая оказалось в эмиссии [10, 12]. Однако, в области флоккулов без факельной Исследована динамика петлеобразных эмиссии контур линии не отличается от протуберанцев и выбросов по фильтровым контура невозмущенной фотосферы. В наблюдениям. Разработан метод «средних спектре вспышки, в центре линии наблюдается скоростей», позволяющий достаточно точно заметная эмиссия (~ 10%), а крылья линии определить законы движения узлов. Даны расширены и опущены, причем данный оценки температуры на траекториях узлов. эффект более значителен чем в факеле. Сделана оценка отношения плотностей в Обнаружены разнообразные структурные узлах и в окружающей их среде. Установлено, особенности в факельных полях. Факелы что образование петельных протуберанцев и показывают ячеистую структуру наподобие возвратных выбросов взаимосвязаны. супергрануляционной ячейки. Радиусы Структура магнитного поля активной области факельных колец составляют, в среднем, ~ соответствует модели «магнитного дерева» 20000 км. Наблюдаются структуры большего Пиддингтона. Обнаружены колебания в масштаба. Деформации сторон факельных петельных протуберанцах с периодом - 5 мин. ячеек указывают на наличие динамического В возвратных выбросах обнаружены взаимодействия ячеек [14]. вращательные движения [13]. В ряде работ [15] проводились Показано, что кальциевые флоккулы не теоретические исследования динамических всегда являются прямым продолжением процессов, протекающих во вспышках и фотосферных факелов в хромосферу, хотя в корональных конденсациях. Применяемая большинстве случаев они повторяют друг- модель начальной фазы хромосферной друга в двух ярусах атмосферы Солнца. На вспышки в рамках теории сильного основе анализа многочисленных газодинамического взрыва с учетом основных спектрофотометрических наблюдательных процессов и объёмного излучения привела к данных, а также фотографического интересным, в основном подтвержденным в фотометрирования получено, что закон наблюдениях, результатам. Было показано, изменения кривой контраста факелов в что развитие самой начальной – до зависимости от гелиоцентрического оптической фазы хромосферной вспышки расстояния нельзя считать достоверным без сопровождается появлением и усилением учета селекции наблюдаемых факелов. При тепловой неустойчивости позади ударного построении кривой контраста «среднего» фронта. Эта неустойчивость генерирует факела необходимо разделить турбулентность и вызывает бифуркации рассматриваемые факелы на «сильные» и плазмы, что в свою очередь, приводит к «слабые». Для разности температур между волокнистой структуре вспышек. Исследован группами «сильных» и «слабых» факелов механизм расширения эмиссионных линий в получено ~ 94°К. Установлено уменьшение спектре солнечных вспышек с учетом
18 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
присутствия магнитного поля, управляющим 3".5 в 1.4 раза больше чем в центре. направлением движения струй плазмы. Невозможно говорить о преимущественной Усовершенствованы методы определения вытянутости гранул в каком-либо физических параметров вспышки, их направлении. Вероятность распределения особенностей изменения, как со временем, так контраста для ярких и темных элементов, по и с глубиной. Проведены расчеты всех отношению к среднему, почти симметричны, возможных элементарных процессов в что говорит в пользу отсутствия ярко солнечных вспышках с учетом полного выраженной светло-темной асимметрии поля отклонения от ЛТР и нестационарность яркости. Топология поля излучения не процессов. Исследованы физические отличается от топологии поля охлаждения. причины перевозбуждения верхних Контуры малых элементов находятся внутри энергетических уровней атомов водорода. контуров более крупных масштабов. Выяснены причины асимметрии контуров Регулярная смена гребней и впадин градиента эмиссионных линий, наблюдаемой в спектре интенсивности служит указанием на вспышек, как на диске, так и на лимбе. существование волновых движений. Изучено распределение вспышек по высоте в Вспышечная активность векторного поля солнечной атмосфере, которое дало скоростей восстанавливается с периодом возможность объяснить наблюдаемые около шести минут. Энерговыделение во различия вспышек хромосферного и вспышке происходит как импульсный коронального происхождения. Проведены механизм выброса. Обнаружено, что перед расчеты по выяснению роли потоков вспышечной активностью значение модуля ускоренных электронов в механизмах градиента интенсивности радиоизлучения свечения вспышек. Изучены причины Солнца при перемещении локального длительного энерговыделения при вспышке источника от восточного к западному краю не только в оптической области, но и в имеет колебательный характер с 2-х дневным рентгене, и в протонах малой энергии. периодом. Максимум градиента Показано, что генерацию вспышек и интенсивности соответствует дню вспышек, петлеобразных протуберанцев можно затем монотонно затухает [18]. рассматривать как проявление ударных волн В работе [19] проводились исследования [15, 16]. тонкой структуры фотосферных линий Была анализирована пространственно- поглощения. С этой целью был предложен временная зависимость знака полярности ряд новых методов: 1) метод определения крупномасштабного магнитного поля Солнца. локального непрерывного фона спектра по Подтверждено наличие двух волн активности фойгтовскому анализу профилей слабых с периодами 17-23 лет и 3-5 лет. Показано, фраунгоферовых линий; 2) метод что дрейф начинается прямо из определения механизма уширения сильных экваториальной зоны к полюсам. фраунгоферовых линий в фотосфере Солнца Статистический анализ крупномасштабного и звезд; 3) количественный метод для магнитного поля позволил определить измерения и анализа тонкой структуры секторную структуру межпланетного профилей слабых фраунгоферовых линий. магнитного поля за период 1915-1982 гг. [17]. На основе этих методов получены наиболее С целью выявления природы точные профили сильных резонансных и крупномасштабных и мелкомасштабных субординатных, т.е. почти резонансных солнечных полей разработана новая версия фраунгоферовых линий Н и К CaII; D1 и D2 метода полиномиальной аппроксимации и NaI; b1, b2 и b4 триплета MgI и первых четырех применена для обработки поля яркости линий бальмеровской серии водорода H, ,
невозмущенной фотосферы, к и в разрешенном и неразрешенном магнитограммам активной области, полям спектре Солнца. Определены основные скоростей во вспышке и к картам параметры, характеризующие профили радиоисточников Солнца. Получено, что на линий (эквивалентные ширины W, краю солнечного диска элементы размером полуширины, четвертьширины и
19 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
центральные остаточные интенсивности) с считавшиеся всегда «идеальными» реперами, большой точностью. Уточнялись положения оказываются совсем не «идеальными», а фиолетовых и красных эмиссионных изменяют свое положение в зависимости от компонент линий Н и К CaII и расстояния зенитного расстояния наблюдения Солнца, между ними в разрешенном и неразрешенном что должно быть учтено при изучении спектре Солнца. Это может быть полезным сдвигов линий в спектре Солнца введением при уточнении эмпирической формулы соответствующих поправок. Предложен метод Вильсона - Баппу. наблюдения спектра Солнца с Разработан метод, который позволяет использованием факта наложения друг на определить уровень локального непрерывного друга различных порядков спектра. Метод фона спектра Солнца по фойгтовскому позволяет намного расширить область длин анализу профилей слабых фраунгоферовых волн при исследованиях сдвигов линий. Преимущество этого метода, по фраунгоферовых линий. Предложена сравнению с методом, основанным на рациональная схема для быстрого вычисления профилях сильных фраунгоферовых линий, поправок к измеренным лучевым скоростям за заключается в том, что слабые линии имеются счет суточного вращения и годичного во всех спектральных областях. Разработан обращения Земли в момент наблюдения. новый количественный и физически Установлено более точное значение ( ± 0.100 обоснованный метод для измерения и анализа км/сек) дисперсии флуктуации асимметрии профилей слабых и умеренных горизонтальной составляющей поля фраунгоферовых линий в спектре Солнца и скоростей на поверхности Солнца. Прямыми звезд. Введены новые физические величины спектрометрическими измерениями (дифференциальная, интегральная, исследованы квазипериодические волновые остаточная и относительная асимметрии), движения в атмосфере Солнца, позволяющие более подробно исследовать изменяющиеся от 5.8 мин для τ=1.0 до 6.5 мин асимметрию профилей слабых и умеренных для τ=0.005. Выдвигается предположение о фраунгоферовых линий и их зависимость от квазипериодичности или же цикличности микроскопических (атомных) и наблюдаемого явления. Получена более макроскопических (фотосферных) величин. точная кривая для «эффекта края» Получено, что асимметрия профилей слабых фраунгоферовых линий в спектре Солнца. и средних фраунгоферовых линий носит Установлено, что к «эффекту края» сложный характер и, в пределах одной и той фраунгоферовых линий приводят не же линии неоднократно может меняться по физические процессы, а ошибочная система величине и по знаку. Построены кривые роста длин волн фраунгоферова спектра, как в для разрешенного и неразрешенного спектра центре, так и на краю диска Солнца. Солнца на основе новейших цифровых Избыточные длины волн линий на краю спектральных материалов и точнейших сил являются результатом «дефицита» длин в осцилляторов линий в абсолютной шкале. центре диска Солнца, обусловленный Показано, что физические характеристики введением неправильных «дефицитных» фотосферы по линиям четно-нечетных и поправок в системе длин волн в SRRТ [20]. нечетно-четных переходов значительно Показано, что между «эффектом края» и отличаются. Особенно чувствительной в этом интенсивностью факельных полей на диске смысле является температура возбуждения, Солнца существует значимая корреляция. которая оказалась значительно выше для Обнаружена восточно-западная «асимметрия» нечетно-четных переходов [19]. диска Солнца, как в сдвигах, так и в Предложен объективный метод проведения центральных остаточных интенсивностях уровня континуума в спектрах звезд (Солнца) с фраунгоферовых линий, которую следует водородными линиями, заключающийся в учитывать при расчетах моделей атмосфер. На теоретическом задании формы штарковского основании теоретических расчетов контуров крыла водородных линий [20]. Показано, что линий поглощения методом малого параметра атмосферные линии поглощения, - градиента скорости вращения, сделан вывод
20 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
о том, что восточно-западная асимметрия зачительно ниже, чем это было получено фраунгоферовых линий вызвана ранее другими авторами. Заново рассчитаны дифференциальным по глубине вращением система энергетических уровней и длины фотосферы Солнца [16]. волн 26757 линий нейтрального железа в Выведена новая универсальная формула области λλ1622÷9948 ÅÅ. Отождествлена и для определения оптических глубин классифицирована большая группа образования фраунгоферовых линий в спектральных линий, как в лабораторном, так атмосфере Солнца (справедливая для любых и солнечном спектре [21]. механизмов образования), как расчетным Для исследования тонкой структуры путем, так и, в принципе, из точных солнечной поверхности, а также процессов в наблюдений (с большим пространственным земной атмосфере применены методы разрешением) контуров линий на различных научной фотографии, киносъемки и угловых расстояниях от центра диска. телевидения. Показано, что в фотосфере Выведены также формулы для определения возможны волны «переключения» Ландау. оптической глубины образования потока Исследованы струйные течения в атмосфере излучения от звезды (Солнца), для Солнца и Земли. Существование этих течений приближенных оценок τ. Для численного и их устойчивость обусловлены подпиткой, решения интегрального уравнения для при нелинейных резонансных функции источников предложен более взаимодействиях, крупных «гравитационных» простой метод - метод аппроксимирующих и мелкомасштабных волн. Показано, что функций. Получено несколько новых имеется подпитка как мелких волн крупными, рекуррентных соотношений, широко так и наоборот, что ведет к устойчивости используемых в теории переноса излучения в крупных вихрей (волн). Для наблюдения ярких атмосферах звезд и планет. Вычислены и фотосферных «дорожек» предложена новая составлен каталог оптических глубин и телевизионная система с высоким соответствующих им геометрических высот пространственным разрешением (~ 0".4), а образования линий Fе I (2600 линий) и линий также механизм их возникновения. TiI, TiII, CrI, МпI (150 линий) в атмосфере Предполагается, что «дорожки» возникают в Солнца для центра (µ = 1) и для края диска (µ результате разрыва силовых линий = 0.05), в области λλ3000 — 8000 ÅÅ [20]. магнитного поля, и частицы Подробно исследованы красное смещение распространяются двигаясь с ускорением ~ и асимметрия фраунгоферовых линий в 106 км/сек2, что приводит к выделению спектре Солнца. Показано, что гипотеза энергии – 104 эрг [22]. Фрейндлиха о красном смещении линий в спектре Солнца не противоречит общей III. Исследования радиоизлучения теории относительности (ОТО), а является ее Солнца развитием, учитывая современный уровень развития квантовой природы света. На основе Излучение Солнца в радиодиапазоне и его теоретических вычислений утверждается, что вариации являются одним из основных «новая гипотеза» Дружкина о солнечном источников информации о динамических красном смещении не имеет под собой явлениях, которые происходят во внешних реальной почвы. Получено новое слоях атмосферы Солнца. В этой области в соотношение, связывающее постоянную ШАО проводился ряд исследований, и были гравитации Ньютона G с другими получены следующие результаты. фундаментальными константами физики. В работе [23] были изучены связи Показано, что низкая точность величины всплесков радиоизлучения Солнца в см- постоянной гравитации, которая диапазоне с потоками частиц, и основные обнаруживается в экспериментальных характеристики медленно-изменяющихся измерениях, связана с сезонным изменением компонент радиоизлучения Солнца. Всплески самой G. Показано, что изменение скорости радиоизлучения Солнца являются следствием вращения Солнца с глубиной в фотосфере появления и излучения протонного потока
21 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
(ПП) с высокой энергией. Эти всплески спектра, как интегрального радиоизлучения позволяют из Земли «проследить» за Солнца, так и для измерения спектра явлениями, происходящие за лимбом на радиоизлучения локальных источников на большой высоте. Были получены отдельные диске Солнца. Впервые путем спектральных спектры радиоизлучения активных областей измерений доказано эпизодическое на Солнце, причем оказалось, что вид спектра существование 2-го максимума частотного сильно зависит от характера данных, спектра S-компоненты радиоизлучения использованных для его получения. Спектры, Солнца в диапазоне 1.6-1.9 ГГц. Проведена полученные в результате статистической оценка возможности измерения спектра обработки результатов рутинных наблюдений теплового радиоизлучения различных радиоизлучения Солнца, имеют максимум при природных объектов, разработанной СВЧ λ ≥ 10 см, что можно объяснить тем, что они радиометрической аппаратурой в диапазоне относятся в полной мере излучению областей 1-4 ГГц. Показано, что с помощью данной над пятнами. Было показано, что аппаратуры могут быть определены радиоизлучение групп пятен зависит не радиояркостные контрасты таких природных только от площади пятен, а также от объектов, как температурные аномалии напряженности магнитного поля. Было водной поверхности в 1-2 K, вариации обнаружено, что при переходе группы пятен солености ~2%, влажности почвы 0,75 – 1 на невидимую полусферу Солнца происходит г/дм3. В коротковолновой части резкое изменение спектра, связанного с рассматриваемого диапазона радиояркостные группой локального источника контрасты мощных кучевых облаков радиоизлучения – максимум спектра из значительно превышают флуктуационную сантиметрового диапазона волн смещается в пороговую чувствительность созданной длинноволновую область. Этот сдвиг аппаратуры. позволяет оценить высоты локальных В серии работ [25] изучена солнечная и источников. Было показано, что характер атмосферная природа флуктуаций частотного спектра интенсивности сантиметрового радиоизлучения Солнца. радиоизлучения активных областей, Принято считать, что основными связанных с группами солнечных пятен, источниками этих флуктуаций различен для различных областей группы. радиоизлучения являются волновые и Спектр радиоизлучения главного пятна турбулентные процессы, связанные с остается постоянным до λ ~ 10 см, а потом различным родом неустойчивости солнечной уменьшается. Получено, что за несколько плазмы (флуктуации составляют (0.1÷0.5) 10-3 дней до вспышки сильно увеличивается от общего уровня радиоизлучения Солнца). амплитуда колебаний потока радиоизлучения. Для того, чтобы разделить регистрируемые на Это подтвердилось в 25 случаях из 30 Земле флуктуации на флуктуации солнечного изолированных протонных вспышек. и земного происхождения, необходимо иметь В работе [24] проводились исследования длительные записи флуктуаций проблем радиометрической аппаратуры в радиоизлучения Солнца, алгоритмы их СВЧ диапазоне, методы и особенности обработки, изучить характер распространения спектральных измерений теплового радиоизлучения в возмущенной атмосфере, радиоизлучения в диапазоне 1-4 ГГц. Впервые оценить степень модуляции радиоволн этими в отечественной практике был разработан и возмущениями, и сопоставить ее величину с создан радиоспектрограф последовательного экспериментально регистрируемой анализа в диапазоне 1-2 и 2-4 ГГц с высоким величиной. В качестве исходных данных были частотным разрешением (20-50 МГц). использованы материалы наблюдений с 1982 Проанализированы особенности антенного г. по 1984 г. на радиотелескопах РТ -2, РТ -12 устройства при измерениях спектра и РТ-64. На основе измерений S-компоненты локального источника на диске Солнца в в диапазоне f = 2÷4 ГГц и флуктуаций на диапазоне 1-4 ГГц, определен оптимальный волнах λ = 5.2 и 8.1 см построены спектры размер антенны, необходимой для измерения мощности. Выполнена модификация методов
22 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
корреляционного и спектрального анализа, в вспышек. В частности, получены следующие частности, метода максимальной энтропии результаты. С помощью алгоритма Такенса по (ММЭ) и спектрально-временного анализа одновременной реализации динамической (СВАН) для статистической обработки системы построен её многомерный фазовый флуктуаций радиоизлучения спокойного портрет. Спектр мощности, построенный по Солнца. Предложен способ определения многолетним наблюдательным материалам относительных флуктуаций радиоизлучения флуктуации сантиметрового радиоизлучения спокойного Солнца, опирающийся на Солнца, в основном имеет широкую полосу измерения суточного хода радиоизлучения. частот, а автокорреляционная функция Получено, что относительный уровень чисто затухает со временем. Установлено, что с солнечных флуктуаций в наблюдаемом приближением к вспышке (за 2-3 дня) радиоизлучении Солнца составляет величину турбулентный процесс постепенно переходит δТА/ТА ≈ 10-4, если значительная доля массы к детерминированному хаотическому вещества сосредоточена в неразрешенных процессу со средним периодом около 20 или мелкомасштабных структурах. Показано, что в 30 мин. Найдено, что за 2-3 дня до вспышки спектре радиоизлучения Солнца при длине фрактальная размерность достигает величины волны λ = 3 см присутствуют гармонии с D ≥1.65 ± 0.16, а энтропия динамической периодами от 5 до 20 мин, происхождение системы уменьшается и спектр становится которых связано с волновыми возмущениями высокочастотным. В начальной фазе вспышки в атмосфере Земли. Доказано, что энтропия динамической системы постепенно флуктуации радиоизлучения Солнца в увеличивается и в конце этой фазы спектр сантиметровом диапазоне, регистрируемые на становится низкочастотным. Таким образом, уровне моря во время затмения, в можно прийти к выводу, что точный расчет значительной степени обусловлены акустико- фрактальной размерности D и оценка гравитационными волнами атмосферы, энтропии динамической системы является генерируемыми движущимся пятном эффективным критерием для затмения. Предложен способ разделения количественного прогнозирования солнечных регулярных флуктуаций радиоизлучения вспышек с мощностью ≥2 баллов за 2-3 дня Солнца на флуктуации солнечного и до начала вспышки. Для количественного атмосферного происхождения. анализа системы получено более удобное Работа [26] посвящена прикладным интегральное уравнение, связывающее методам теории детерминированного хаоса и характеристики радиоизлучения спокойного связанной с применением этих методов Солнца с параметрами его атмосферы. В обработке флуктуаций сантиметрового результате анализа динамики спектров радиоизлучения Солнца. Полученные радиоизлучения активных областей с их результаты могут быть использованы в вспышечной активностью разработана блок- решении проблемы прогнозирования схема алгоритмов вероятностного метода, солнечных вспышек. Известно, что при позволяющая предсказать мощность вспышек исследовании предвспышечных состояний в (≥2 балла) за 1-3 дня. Отметим, что в центрах активности изучение структуры настоящее время адекватный вероятностный частотного спектра радиоизлучения S- метод прогнозирования солнечных вспышек компонента и ее изменение дают не разработан. информацию о физических условиях возникновения мощной вспышки в IV. Участие ШАО в международных атмосфере Солнца. При обработке временных программax по физике Солнца рядов применялся спектральный и фрактальный анализ. Применение Шамахинская Астрофизическая фрактального анализа к обработке Обсерватория, будучи еще Сектором хаотических сигналов дает возможность в Астрофизики в составе АН Азербайджанской некоторой степени повысить точность ССР, спустя год после своего учреждения прогнозирования мощных солнечных принимала активное участие в
23 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
международных программах «Служба эксплуатацию ГСТ-АЦУ5, для проведения Солнца». Для принятия участия в программе визуальных измерений магнитных полей МГГ (Международный Геофизической год, солнечных пятен в КрАО была изготовлена 1957-1959 г.г.) параллельно с другими специальная установка для монтировки на астрономическими учреждениями СССР, этом телескопе. Она была установлена в ШАО была оснащена фотосферно- ШАО перед спектрографом АСП-20. хромосферным солнечным телескопом. Для В дальнейшем на установке ГСТ-АЦУ5 подготовки телескопа к наблюдениям в ШАО сотрудники отдела физики Солнца приняли был приглашен сотрудник ГАО АН участие в двух международных программах по Украинской ССР профессор Э.А.Гуртавенко. наблюдению магнитных полей солнечных С его участием телескоп был подготовлен к пятен: а)измерение максимума напряженности наблюдениям сотрудниками Отдела Физики магнитных полей пятен; б) быстрые Солнца. Наблюдения по программе МГГ изменения магнитных полей Солнца. начались в 1957 году. С помощью Последняя программа являлась составной фотосферной трубы проводилось регулярное частью общей международной программы фотографирование фотосферы Солнца. По Содружества АН Социалистических стран полученным фотогелиограммам определялись (программа КАПГ). Наблюдения по этой координаты и площади наблюденных пятен; программе выполнялись в четырех качества полученных гелиограмм оценивались обсерваториях: Потсдамская обсерватория по 5-ти бальной шкале. Получаемые таким ГДР, Ондржейовская обсерватория ЧССР, образом данные отправлялись в Пулковская обсерватория ГАО СССР и координационные центры: КрАО АН СССР и Шамахинская Астрофизическая Обсерватория в бюллетень «Солнечные данные» ГАО АН АН Азербайджанской ССР. СССР. По первой программе данные о магнитных В хромосферной трубе с помощью полях высылались в тот же день по интерференценно-поляризационных Нα – кодированной телеграмме. На следующий фильтров (ИПФ) было получено день высылались отпечатки с изображение солнечной хромосферы. В фотогелиограммами и копиями карточек на течение выделенных для наблюдений каждую группу пятен с зарисовкой всех пятен промежутков времени проводились и пор с нанесением магнитных полей. киносъемки. Используя полученные Материалы высылались в КРАО АН СССР. фотоленты, определялись широтные и По второй программе, в отличие от первой долготные координаты обоих концов (координационный центр находился в водородных волокон, а также, определялись г.Ташкент), проводились наблюдения по время жизни, координаты, яркость (по баллам) заданным координатам и номерам групп наблюдаемых хромосферных вспышек. пятен, а также фиксировались время начала и Результаты посылались по трем конца наблюдений пятен. Согласно этой координационным центрам: КрАО АН СССР, программе в течение дня измерялись ГАО АН СССР (бюллетень «Солнечные магнитные поля избранных пятен и на основе данные») и в Горную астрономическую полученных материалов строились графики станцию ГАО АН СССР (г. Кисловодск). По зависимости магнитного поля от времени. О полученным по программе МГГ материалам в результатах наблюдений определенные 1959 г. была написана первая научная статья в сообщения передавались в центр, ШАО [27]. Статья посвящена микрофото- находящийся в Пулково. После проведения метрическому исследованию хромосферной нескольких серий таких наблюдений вспышки. Для проведения данной работы был окончательные результаты представлялись на использован микрофотометр МФ-2 Института регулярных конференциях, проводимых в Физики АН Азербайджанской ССР. Пулково. На основе этих материалов, В 1963 году на территории Обсерватории совместно с сотрудниками обсерваторий, был установлен горизонтальный Солнечный принимавших участие в этой программе, был телескоп (ГСТ) АЦУ-5. После введения в опубликован ряд научных статьей.
24 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
В год Солнечного максимума, в 1980 году пор, темных дорожек, вспышек, рождающихся было получено новое задание - наблюдать в в факельных полях ячеистой структуры. Это линии Нα-вспышку. Координаты вспышечной привело к выводу, что эти области являются области были сообщены по телеграмме. Эта особо вспышечно-активными. Просмотр работа была выполнена на высоком уровне, гелиограмм, накопленных за долгие годы и полученные материалы были тщательно визуальные наблюдения на ГСТ дали обработаны и высланы в координационный возможность сделать вывод о том, что в центр. зависимости от значения интенсивности В период развития космических полетов, магнитного поля, которое накапливается на особенно когда на борту кораблей находился границе супергранул, может проявляться в человек, интерес к активным образованиям на виде как светлых, так и темных ячеек [27]. поверхности Солнца сильно возрос. В это Следует отметить, что результаты время в Советском Союзе была разработана наблюдений по программе «Службы Солнца» новая программа, так называемая программа и их интерпретация [15] были включены в «Северный – Синоп». Сотрудники Отдела каталог эруптивных протуберанцев, издаваемых Физики Солнца ШАО принимали активное в Чехословакии (J. Klechek. Bull. оf thе Аstr. Inst. участие в этой программе. Особое внимание оf Chech. 1964. V.15. № 2), и использованы было уделено прослеживанию возможных при расчетах времени достижения земной изменений во вспышечных областях в центре поверхности космического и протонного Нα-линий. Согласно задачам этой программы излучения Солнца. систематически измерялись магнитные поля пятен и определялись их координаты. Все Список основных публикаций данные об активных образованиях, 1. Джалилов Н.С., Штауде Ю. // Глобальные наблюдающихся на диске Солнца, колебания Солнца (монография), 2005, Б.: «Элм», высылались в координационный центр. IBN 5-8066-1720-3, С. 312. В 1970-х годах в обсерватории был введен в 2. Джалилов Н.С. и др. // В кн.: Проблемы космической электродинамики. М., 1981, 6-11 / эксплуатации второй фотосферно- Изв. АН Азерб. ССР 1983, №1, 90-98 / Астрон. ж. хромосферный телескоп на северной башне 1986, т. 63, вып.4, 754-761; 1990, т.67, 561-571 / главного здания. Подготовка к работе и ДАН Азерб.ССР 1987, 43, №8, 44-49 / Циркуляр юстировочные процедуры были проведены ШАО АН Азерб.ССР 1988, № 81, 24-30; 1991, № сотрудником Отдела Физики Солнца 89, 3-13. 3. Джалилов Н.С., Бабаев Э.С. и др. // Препринт М.Мусаевым. Наблюдения на этом телескопе ИЗМИРАН 1991, № 14(961), 30 с; 1991, №15(962), проводились по программе “Службы Солнца” 24 с / В: Исслед. по геом., аэрономии и физике и полученные гелиограммы систематически Солнца, 1992, вып. 99, 26-48 / Письма в Астрон. высылались в Горную Астрономическую ж. 1995, т.21, №1, 59-65 / Изв. РАН, сер. Станцию ГАО АН СССР в г. Кисловодске. Физическая 1996, т. 60, №8, 171-178 / Труды межд. конф. «Исследования солнечной системы», 14- Эта работа продолжалась вплоть до распада 17 июня 2004 г. ШАО АН Азерб., ISBN: 5 8066 Советского Союза. Пользуясь полученными 1700 9, 2005, С. 7-13. на этом телескопе гелиограммами, был 4. Бабаев Э.С., Джалилов Н.С. и др. // Turkish проведен ряд исследований по структуре Journal of Physics 1994, v.18, №11, 1181 – 1186 / факельных полей. Высококачественные Астрон. Ж.1995, 72, №2, c.230-239; 1995, 72. №2. c.240-249 / Письма в Астрон.Ж.1996, 22, № 5, гелиограммы дали возможность выявить 392-400. факельные поля кольцевидно-ячеистой 5. Джалилов Н.С. и др. // Astron. Letters 2007, 33, структуры. Измеренные размеры этих ячеек №5, 309-318 / Cosmic Research 2008, V.46, №5, p. соответствовали размерами 392-395. супергрануляционных ячеек. Была 6. Джалилов Н.С. и др. // Sun and Geosphere 2007, № 2(2), 65-77 / Astron. Astrophys. 2008, 489, 769- обнаружена очень интересная структура- 773 / Astro-ph arXiv: 0805.2405 v2, 2008, 12 pgs / шестиугольной темной ячейки, на которой Физика плазмы 2009, т.35, №11, 1040-1054; 2010, локализованы поры (малые пятна). Размеры т.36, № 9, 843-848 / Contrib. Plasma Phys.2011, этой ячейки несколько меньше светлых ячеек. v.51, № 7, 621- 638 (DOI 10.1002/ctpp.201000089) / Прослеживались активные образования пятен, Письма в Астрон.ж. 2011, 37, №9, 706-712 / Аз. Астрон.ж. 2009, №1-2, 20-24; 2011, т. 5, №4, с. 12.
25 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
7. Джалилов Н.С. и др. // Известия РАН, Серия сист.» 1975, вып. 4, 20 / Астрон. цирк. 1976, № Физическая 2000, Т.64, №9, 1793-1798; 2006, т.70, 910 / Астрон. ж. 1969, № 3, 46, 589; 1976, 53, 827 / №10, с.1430-1433 / Astron. Astrophys.2002, v.384, Вестник ЛГУ 1966, № 1, 166; № 19, 129; 1972, № 1, 282-298; 2004, v.421, 305-322 / Proc. SOLSPA: The 145 / Fizika. Изд. ИФ АН Азерб. 1997, 3, №4, 3; Sec. Solar Cycle and Space Weather Euroconference, 1997, 3, №4, 9; 1998, 4, № 1, 47 / Об оптич. глуб. (Vico Equence, Italy, 24-29 Sept. 2001), ESA SP-477. - Фраунгоф. линий в зв. атм. Баку. «Элм». 1998. 200 С. 2002. - P. 167-170 / Proc. International Symp.: / ŞAR Sirkulyarı 1998, № 93, 94 / Препр. Cyclicity and cosmological problems, Baku, Azerbaijan, ИЗМИРАН 1999, № 2 (1118), № 3 (1119). 2-4 May 2003, P. 115-122 / Труды межд. конф. 21. Гасанализаде А.Г.// Солн. данные 1963, № 4; 1964, «Исследования солнечной системы» 14-17 июня № 8, № 9; 1965, № 7; 1966, № 5, 12; 1967, №10; 2004 г., ШАО, ISBN: 5 8066 1700 9, 2005, С. 14-19. 1971 № 12; 1976. № 2; 1979. № 7: 1986. № 10, № 11; 8. Мамедов С.Г. и др. // ААЖ 2008, №5-6, с. 9-18; 1987. № 10.11; 1992. № 9 / SolarPhys. 1967. V.1. № 2009, №3-4, с.12-17; 2011, №4. с.10-22. 3-4; 1970: V. 11. №3; 1971. V.20. № 2 / Докл. АН. 9. Мамедов С. Г. и др. // Солн. Данные 1962, №1, с. Азерб.ССР. 1979. № 7 / Астрон. журн. 1977. Т.54. 57-61; 1962, №8, с. 54-63; 1970, №6, с.106-111; 1970, № 4 / Изв. ГАО АН СССР. 1979. № 197. / №12, с. 111-113 / Астрон. ж. 1978, 55, 786-794; Astrophys.Sрасе.Sci 1992. V.189. Р.155; 1992. V.195. 1983, 60, 1192-1198 / Циркуляр ШАО 2000 №98, Р.463; 1994. V.211. Р.233; 1995. V.226. Р.337. / Деп. 3-6. ВИНИТИ. 1987. № 5794 - 5796. В 87. 10. Мамедов С. Г. И др. // Солн. Данные 1968, №7, 22. Керимбеков М.Б.// Солн. данные 1960. № 9; 1964. с.95-100 / Циркуляр ШАО 1970, №12, с. 8-13 / № 1 / Fizika. Изд. ИФ АН Азерб. 1999. № 2 / SolarPhys. 1998, v. 178, p. 178-181. Докл. АН Азерб. Респ. 2000. № 1-2 / Солн. 11. Гаджиев Т.Г., Газиев Г.А.// Солн. данные. 1982. данные 1968. № 11; 1976. № 2 / Цирк. ШАО № 10. 1973. № 30, 31 / Докл. АН Азерб., 1990. № 1-2. 12. Караев А.А. //Астрон. цирк. 1969. № 548 / Солн. 23. Аббасов А.Р. и др. // Вестник ЛГУ. 1965, № 19; данные. 1970. № 12; 1973. № 4 1966, № 174 / Геомагнетизм и аэрономия 1966, 6 13. Махмудов М.М. и др./ / Солн. данные. 1977. № / Солнечные данные. 1967, № 1 / Астрон. ж., 12; 1979. № 5, № 6; 1979. № 7; 1983. №11,12; 1984. т.XLIV, 1967 / Канд. дисс. 1967. Ленинград № 3 / Изв. АН Аз.ССР. сер. физ.-тех. мат. наук. 24. Гусейнов А.М. и др. // Циркуляр ШАО АН 1984. № 6. С.82; 1985. № 1. С. 83 / Препр. Азерб ССР 1975, № 43, стр. 3-6; 1976, № 54, стр. 3-5 ИЗМИРАН.1979. № 9 / SolarPhys. 1980. V.66. / Астрон. циркуляр АН СССР 1977, № 948, стр. 1- Р.89. / Астрон. вестник. 1979. № 9. 3 / Препринт Института Физики АН Азерб 14. Мусаев М.М.//Солн. данные. 1968. № 12; 1982. № ССР 1982, № 60. 9 / Докл. АН Аз.ССР. 1983. № 2. Т. 39 / Цирк. 25. Гусейнов Ш.Ш. и др. // Астрон. циркуляр АН ШАО. 1971. № 8;. 1989. № 84, 86; 1999. № 96, 10. СССР 1982, № 1242, 1-5; 1983, № 1259, 3-5 / В кн. 15. Гусейнов Р.Э. и др. // Динамические процессы в Физика солнечной активности, Москва: солнечных вспышках, 1975, Баку - «Элм», 199 с; / ИЗМИРАН, стр. 118-130, 1980; Астрон. циркуляр Солнечные данные 1959 № 1; 1960 №4, № 7, 10, АН СССР, № 1259, стр. 3-5, Москва, 1983; В кн. №9, №10; 1961 № 5, 12; 1965 № 3, 5; 1966 № 5, 6 / Радиоизлучения Солнца, вып. 5, стр. 164-170, Астрон. ж. 1961, 38, 863; 1963, 40, вып.3; 1966. Т. 1984; Солн. данные. 1990. № 7. 43. вып. 5; 1971, 48, 1217; 1977, 54, 123 / Solar Phys. 26. Гусейнов Ш.Ш. и др. // Изв. АН СССР ФАО 1973: 28, №2, 31 / Изв. АН Азерб. ССР. серия 1988, 24, № 2,134-142 / Циркуляр ШАО 1999, физ-тех. мат.наук. 1966. № 2, 3, 4 / Изв. ГАО. 1967. №96, 26 / Fizika 2002, v.8, N:1, 31-34 / Известия № 182 / Усп. физ. наук. 1969. Т. 99. вып. 3 НАН Азерб. Сер. Физ.-мат. И техн.н. Физика и 16. Рустамов А.А. // Солн. данные 1979, № 2, 12 / астрономия 2002, XXII, №5, 127-131 / Вестник Цирк. ШАО 1983. № 70 БГУ 2004, сер. Физ.-матем. №1, 160-166; 2004, №2, 17. Газиев Г.А. и др. //Астрон. цирк. 1989. № 1536 / 160-174 / Матер. Меж.н. конф. астрон., физики «Тhе solar сус1е». АSР. Соnf. ser. 1992, V.27, 410. и мат., посвящ. Междунар. году Астрономии, 2009, 18. Магеррамов В.А // Автореф. канд. дисс. с.60-61 / Матер. Меж.н. конференции посвящ.90 Ленинград. 1985 летию БГУ 2009, с.161 / In the V Int. conf. 19. Кулизаде Д.М. и др. //Астрон.ж. 1968, 45, №1, 69- Perspectives of peaceful use of nuclear energy, 73; 45, №2, 321-324; 1976, 53, №З, 577-587; 1976, 53, November 21-23, 2012, P.83-85, Baku, Azerbaijan. №4, 836-840; 2001, 45, №1, 75-78 / Кинематика и 27. Мусаев М.М. и др. // Солнечные данные 1959, физика небесных тел 1989, 5, №3, 32-37; 1995, №1, 79; 1967, № 3, 90; 1977, № 4, 67-78 / Известие №2, 51-56; 2008, 24, №6,1-6 / Фраунгоферов АН Аз ССР серии по физике, технике и спектр Солнца, Баку, 2006 / Физика Солнца, математике 1969, № 5, 81-85 / Доклады НАН 2011, Баку Азерб. 2005, LXI, № 1, 81-85 / В VIII 20. Салман-заде Р.Х. и др.// Солн. данные 1963, № 7; Консультативном совещании АН Соц. стран по 1976, № 6 / Труды ШАО 1964, З, 63 /Труды АО физике Солнца, с. 76-87, Наука 1976 / Циркуляр ЛГУ 1964, 21, 27; 1970, 27, 18; / Докл. АН СССР ШАО 1989, № 84, 29-35; № 86, 13-17. 1972, 205, № 5, 1054 / Сб. «Динам. и эвол. зв.
26 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СВЕРХГИГАНТОВ, ЗВЕЗД ТИПА ВОЛЬФА-РАЙЕ И НОВЫХ ЗВЕЗД В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ЗА 60 ЛЕТ
© 2013 г. Д.Н. Рустамов
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им Н.Туси НАН Азербайджана (e-mail: [email protected])
1. ВВЕДЕНИЕ 2. ИССЛЕДОВАНИЕ СВЕРХГИГАНТОВ Исследование нестационарных звезд является одним из основных научных Ни одна область диаграммы Герцшпрунга направлений Шамахинской Астрофизической – Рессела (ГР) не содержит такого Обсерватории (ШАО) им. Н.Туси НАН разнообразия звезд, как верхняя часть, в Азербайджана и эти исследования были которой находятся звезды самой высокой начаты в 60-х годах прошлого столетия. светимости. Среди них особое место Первые спектральные наблюдения были занимают звезды типа WR и горячие проведены на телескопе АСТ-452 ШАО. С сверхгиганты. Сверхгиганты относятся к 1966 года спектральные наблюдения звезд плоской составляющей Галактики и являются были начаты на телескопе “Zeiss-2000” на молодыми звездами (возраст около 106-108 классических спектрографах. В 1999 г. в Кудэ- лет). фокусе, а в 2005 г. - в Кассегрен-фокусе Согласно современным представлениям, телескопа “Zeiss-2000” был установлен сверхгиганты прошли заметный путь в своей эшелле- спектрометр, оснащенный эволюции. В центре этих звёзд водород уже современными высокочувствительными выгорел, началось горение гелия и более приемниками излучения – ПЗС-матрицами [1, тяжёлых элементов. На некотором этапе 2]. Это позволило нашим астрономам выйти эволюции - при переходе от главной на качественно новый уровень в исследовании последовательности (ГП) к гигантам и нестационарных звезд. сверхгигантам, в звёздах происходит В данной работе приводится исторический практически полное перемешивание обзор проделанных научно- вещества. Вследствие этого, продукты ядерных исследовательских работ по сверхгигантам, реакций, протекающих в центре этих звёзд, звездам типа Вольфа-Райе (WR), новым могут появиться и на их поверхности. звездам и полученные важные результаты Исследования атмосфер нормальных звёзд ГП сотрудниками ШАО им.Н.Туси НАН показали, что их химический состав заметно Азербайджана за 60 лет в этой области. не отличается от солнечного. Можно Отметим, что эти исследования проведены в предположить, что наблюдаемые различия в тесном сотрудничестве с астрономами: химическом составе атмосфер сверхгигантов и Государственного астрономического Солнца обусловлены, главным образом, института им. Штернберга (ГАИШ) при МГУ; появлением продуктов ядерных реакций на их Крымской астрофизической обсерватории поверхности. Следовательно, исследование (КрАО); Специальной астрофизической аномалий химического состава атмосфер обсерватории Российской Академии Наук сверхгигантов является актуальным для (САО РАН); Главной (Пулковской) выяснения их эволюционных особенностей. астрономической обсерватории РАН (ГАО Сверхгиганты по светимостям делятся на РАН). сверхгиганты наименьшей светимости (Ib) и на сверхгиганты наибольшей светимости (Iab, Iа, и Ia+). Их абсолютные звездные величины
27 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
заключены в пределах от -3m до -8m, а атмосфер. Для некоторых из этих звезд температуры - от 32000 К до 3650 К. Эти обнаружены долгопериодические (Р ≥ 30d) и звезды встречаются в спектральных подтипах короткопериодические (Р1d) изменения от О8 до К2. лучевых скоростей и дифференциальных В спектрах сверхгигантов присутствуют в сдвигов линий [3]. основном линии следующих элементов: H, Для звезд - “бегунов”: α Cam, HD 188209 и He, C, Na, Mg, Si, Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, La, Ce, 68 Cyg, - были получены Pr и др. короткопериодические изменения (Р ~ 1d - 5d) В протяженных атмосферах сверхгигантов лучевых скоростей линий, которые наблюдаются: интерпретированы нерадиальными а) изменение интенсивностей и профилей пульсациями их атмосфер. Для “убегающей” спектральных линий; звезды HD 12323, с избытком азота и б) большие турбулентные и лучевые большой z-координатой, подтверждено скорости абсорбционных и эмиссионных наличие маломассивного спутника. линий различных элементов; Исследования показали, что звезда HD 12323 с) аномалии химического состава. может являться массивной тесной двойной Многие наблюдаемые особенности системой (ТДС), находящиеся на стадии спектров сверхгигантов не находят пока ещё дорентгеновской фазы эволюции [4, 5]. достаточного и ясного физического Гармонический анализ длительных рядов объяснения. В частности, недостаток спектральных наблюдений с 1976 по 1988 г.г. систематических наблюдательных данных не показал, что переменность лучевых скоростей позволяет выбрать тот или другой механизм линий у белых сверхгигантов HD 21389 и HD накачки пульсаций в этих звездах. 21291, может быть связана с пульсацией этих В ШАО исследовался химический состав звезд [6-9]. Было установлено, что в избранных сверхгигантов, были определены атмосферах этих звезд существует их физические параметры, переменность стратификация лучевой скорости. Параметры профилей различных спектральных линий, колебаний, т.е. значения периода, амплитуды определены параметры спектральных линий и и среднее значение лучевой скорости линий, т.д. Исследование изменений лучевой различаются для разных слоев. Все эти скорости профиля линии Нα в спектрах параметры увеличиваются от нижних слоев к сверхгигантов может способствовать верхним. Однако, они постоянны для каждого изучению структуры и динамики оболочек слоя на длительном временном интервале - с этих звёзд, а также способствовать развитию 1976 по 1988 г.г. [10]. теории звёздных радиальных и нерадиальных По 240 эшелле-спектрограммам, пульсаций. полученным на эшелле-спектрографе в Исследование сверхгигантов в ШАО фокусе Кудэ телескопа “Zeiss-2000” ШАО в началось в 1965 г. С.К.Зейналовым, под 1998-2000 г.г., было исследовано изменение со руководством академика А.А.Боярчука временем лучевой скорости и профиля линии (КрАО). В дальнейшем исследование этих Hα в спектре звезды α Cyg. Исследование [11, звезд проводилось в работах А.М.Халилова, 12] показало, что картина переменности Е.Б.Зверовой, А.Х.Рзаева, Ф.А.Мусаева, лучевой скорости обусловлена А.Р.Гасановой, Я.М.Магеррамова. нерадиальными пульсациями и отличается для Наблюдения были проведены на различных синей и красной половин профиля телескопах: на телескопе “Zeiss-2000” ШАО, абсорбции. Для обеих половин профиля на 6-м телескопе БТА САО, на 2.6-м абсорбции параметры пульсации отличаются телескопе КрАО. для разных уровней остаточной По совместной программе между САО и интенсивности. Для красной половины ШАО, в течение 1980-1990 г.г. проводились профиля абсорбции амплитуда и период систематические наблюдения О–F увеличиваются от ядра в сторону крыла сверхгигантов и “убегающих” звезд с целью линии, а для синей, наоборот, уменьшаются. выяснения причины нестационарности их На синей половине профиля абсорбции
28 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
наблюдаются абсорбционные детали. Их Нα в спектре звезды 89 Her. Выявлена появление и исчезновение, а также внезапная неоднократная потеря массы этой незначительные миграции, интерпретируются звезды в течение последнего пятидесятилетия, клочковатой структурой оболочки звезды. что очень хорошо согласуется с гипотезой о Сходство характера переменности лучевой двойственности звезды 89 Her [16, 17]. скорости абсорбционного и эмиссионного Анализ химического состава звезд является компонентов свидетельствует о том, что одним из важнейших направлений переменность последнего также обусловлена исследований в ШАО. После 70-х годов нерадиальными пульсациями. Таким образом, прошлого столетия происходит бурное переменность звездного ветра может быть развитие в области моделирования звездных частично обусловлена нерадиальными атмосфер. В связи с этим, в области пульсациями нижележащих слоев атмосферы. исследования химического состава звезд На основе спектрограмм, полученных на происходит постепенный переход от старой телескопе “Zeiss-2000” ШАО, были методики, использующей кривые роста, к исследованы изменения профиля линии Нα в новому, более точному методу анализа, спектре высокоширотного сверхгиганта 89 основанному на применении моделей Her (F2 Ibe). Исследования показали, что атмосфер. В ШАО переход к современной абсорбционная линия Hα в зависимости от методике начался в середине 80-х годов, и, к фазы нестабильности атмосферы звезды, настоящему времени, методом моделей состоит из одной, двух или трех атмосфер исследованы высоко синесмещенных компонент. Одна дисперсионные спектры многих звезд, эмиссионная компонента постоянно принадлежащих к I типу населения. наблюдается на красном крыле линии Hα [13]. Совместно с астрономами КрАО Найдено, что значения лучевой скорости (академика А.А.Боярчука, д.ф.м.н. абсорбционного компонента, эквивалентные Л.С.Любимкова и д.ф.м.н. И.С.Саванова), был ширины абсорбционного и эмиссионного выполнен ряд работ по изучению компонентов профиля линии Нα и блеск химического состава некоторых звезд ГП, звезды 89 Her, меняются синхронно, с сверхгигантов и звезд типа UU Her методом периодом 283 дня [14, 15]. Эти исследования моделей атмосфер. На основе однородных, показали, что значения эквивалентной качественных спектрограмм, полученных в ширины спектральных линий металлов, Кудэ-спектрографе телескопа “Zeiss-2000” наблюдаемых в спектре звезды 89 Her, также ШАО и 2.6-м телескопа КрАО, определены меняются со временем. Получено, что в параметры атмосферы и химический состав α период 1955-2005 г.г. в спектре звезды 89 Her Lyr (A0 V) и γ Gem (A0 IV) [18, 19]. смещение эмиссионного компонента (Vem) и Установлено, что аномалии химического ab первого компонента |V1 | абсорбции линии состава этих звезд имеют различный характер. ab Нα (|V1 |), происходят синхронно. Для звезды α Lyr на основе моделей Найденная корреляция между изменениями атмосфер Куруца с параметрами Тeff=9650 ºК и ab значений Vem и |V1 | линии Нα, позволяет lg g=3.9, определено значение турбулентной предполагать, что эти параметры меняются скорости ξt=(2.0±0.5) км/c. Определено под действием общего механизма. содержание 14 химических элементов. На основе анализа спектрограмм, Выявлено, что содержание кремния, кальция, полученных на телескопе “Zeiss-2000” ШАО, скандия и железа понижено по отношению к а также исходя из анализа данных солнечным значениям. Возможен недостаток опубликованных работ других авторов в никеля и бария. Обнаружить линии период 1955-2005 г.г. выявлено: превращение редкоземельных элементов в спектре α Lyr не профиля линии Нα в профиль типа P Cyg, удалось. Предполагается, что α Lyr является изменение числа абсорбционных умеренной звездой типа λ Воо. Применив компонентов от одного до трех, а также результаты эволюционных расчетов, авторы наличие градиента значений лучевой нашли значения относительной массы скорости абсорбционного компонента линии M/M⊙=2.35 ± 0.30, радиуса R/R⊙=2.9, а
29 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
также относительной светимости L/L⊙=66 и ξt=4.5 км/с. Определено содержание 22 возраст t= (470 ±1.41)×106 лет для звезды α химических элементов в атмосфере φ Cas. Lyr. В пределах ошибок они согласуются с Полученные данные сравниваются с данными, полученными по измерениям солнечными. Содержание углерода, кремния, параллакса, углового диаметра и абсолютного марганца и железа несколько меньше распределения энергии [18]. солнечного. Значительный дефицит В результате исследований атмосферы получается для кальция и бария (примерно в звезды γ Gem методом моделей атмосфер [18] шесть раз). Содержание тяжелых элементов, найдены следующие значения параметров возможно, понижено по отношению атмосферы: Тeff=(9300±100)º К, lg g солнечному. Найдено, что содержание натрия =3.40±0.15 и микротурбулентная скорость ξt выше, чем у Солнца. Содержание серы в =(2.0±0.5) км/c. Определено содержание 20 атмосфере исследуемой звезды в три раза химических элементов. Выявлено, что звезда γ больше по сравнению с солнечным. Gem имеет аномальный химический состав, По ПЗС-спектрограммам и на основе сходный с металлическими Аm звездами, так моделей атмосфер Куруца, исследовали как для Аm звезд и γ Gem наблюдается гигант ν Her [23]. Отождествлены около 200 тенденция к увеличению аномалии линий в области длин волн 4760-6600 ÅÅ химического состава с ростом атомного веса. и определены эквивалентные ширины (Wλ) Однако величина избытка элементов растет с спектральных линий. Получены следующие увеличением атомного веса умереннее, чем у значения для параметров атмосферы звезды: типичной металлической звезды 68 Tau. Ее эффективная температура Teff =5900 200 ºК, эволюционный статус и умеренная ускорение силы тяжести lg g=1.9 0.2 и металличность могут привести нас к микротурбулентная скорость ξt=4.5 км/с по следующей альтернативе – либо у массивных линиям Fe I. Определено содержание 10 ранних Аm звезд эффект металличности химических элементов. Выявлено, что всегда проявляется более умеренно, либо содержание Mg, Ca, Sc, Ti, Cr, Mn, Fe и Ni характерное время существования этих понижено в среднем на Δ lg ε (El)=-0.6 dex по аномалий много короче, чем у менее отношению к солнечному. массивных звезд. Применив результаты В работе [24], методом моделей атмосфер, эволюционных расчетов, были найдены определена эффективная температура, соотношения масс M/M⊙ =3.5±0.30, радиусов ускорение силы тяжести, микротурбулентная R/R⊙=6.2±1.4, светимостей L/L⊙=260±2.10 и скорость и химический состав атмосферы возраст t=(200 ±1.17)×106 для звезды γ Gem. В высокоширотного сверхгиганта 89 Her. пределах ошибок они хорошо согласуются с Получены следующие значения для данными, полученными по измерению параметров атмосферы звезды 89 Her: параллакса, углового диаметра и абсолютного Teff=(6300 ± 150) ºК, lg g=0.5 ± 0.2 и ξt=7.5 распределения энергии. км/с. На основе спектров, полученных в фокусе Определено содержание 23 химических Кудэ телескопа “Zeiss-2000” ШАО cо элементов в атмосфере звезды 89 Her. спектральным разрешением 0.3 Å и Найдено, что химический состав этой звезды дисперсией 8-12 Ǻ/mm, были исследованы отклоняется от солнечного. Найден дефицит спектры звезд φ Cas и 45 Dra. В области длин углерода, магния, кальция, скандия, титана и волн λλ3700-6900 ǺǺ отождествлены около ряда тяжелых элементов. Получен избыток 400 линий поглощения, определены натрия. Содержание Ca, Sc, Mn, Fe, Co, Zr, Ba, эквивалентные ширины (Wλ) и центральные La, Ce, Nd, Sm и Gd понижено в среднем на Δ глубины (Rλ) этих спектральных линий [20 - lg ε (El)=-1.0 dex по отношению к солнечным 22]. значениям. Эта звезда имеет химический Определены параметры атмосферы и состав, отличный от химического состава химического состава сверхгиганта φ Cas [21]. нормальных массивных сверхгигантов I-го Получены: эффективная температура типа населения. Тeff=7200 ºК и микротурбулентная скорость
30 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Известно, что существование ярких звезды 89 Her относительно Солнца и других сверхгигантов на значительных расстояниях F- сверхгигантов еще раз доказывает, что эта от галактической плоскости не имеет пока звезда отличается от нормальных массивных общепринятого объяснения. Согласно сверхгигантов I-го типа населения. существующим представлениям, по Предполагается, что высокоширотные F- светимости эти объекты должны быть очень сверхгиганты малой массы находятся на молоды и массивны, с другой стороны, стадии ухода с асимптотической ветви молодые и массивные звезды находятся гигантов, и они не принадлежат к молодому вблизи галактической плоскости. С этой населению диска Галактики. точки зрения представляет большой интерес Определение значений сравнительное исследование сверхгиганта 89 микротурбулентной скорости в атмосферах Her и других F -сверхгигантов. сверхгигантов представляет интерес для В работе [25] обсуждается эволюционный проверки точности расчетов теории статус высокоширотного сверхгиганта 89 Her. акустических волн. Например, расчеты Здесь обращено внимание на тот факт, что Эдмундса предсказывают, что в атмосферах среди F -сверхгигантов, находящихся на желтых сверхгигантов среднеквадратичная различных расстояниях от плоскости амплитуда колебательной скорости Vω, Галактики, высокоширотные сверхгиганты которая рассматривается как аналог обычной занимают особое положение. Несмотря на то, микротурбулентной скорости ξt, что прошло уже более 50-ти лет с момента определяемой из наблюдений, быстро растет открытия, эволюционный статус с высотой, причем в наиболее высоких слоях высокоширотных сверхгигантов остается может достигать сверхзвуковой скорости. невыясненным. По местоположению на Является важной проверка согласия диаграмме ГР трудно отнести эти звезды к I- предсказания теории с определяемыми из му типу населения. Предложены несколько наблюдений значениями микротурбулентной вариантов, объясняющих эволюционный скорости. статус высокоширотных сверхгигантов. Это: 1) В работах [28-31], совместно с сотрудником молодые, массивные звезды, которые недавно Кр.АО, д.ф.-м.н. Л.С.Любимковым, методом сформировались и “убежали” на большое моделей атмосфер были определены расстояние от галактической плоскости; 2) эффективная температура, ускорение силы старые, маломассивные звезды, которые в тяжести, микротурбулентная скорость и конце эволюции достигают высокой химический состав атмосфер F и A светимости; 3) результат эволюции двойной сверхгигантов. звезды. Используя современные значения сил Для исследования эволюционного статуса осцилляторов, по линиям Fe I исследована высокоширотного сверхгиганта 89 Her, микротурбулентность в атмосферах F- сравниваются результаты [25], с результатами, сверхгигантов: γ Cyg (F8 Ib), α UMi (F8 Ib-II), ρ полученными для других F -сверхгигантов - φ Cas (F8 Iap) и α Car (F0 Ib), а по линиям Fe II, Cas, α Umi, γ Cyg и ρ Cas [26, 27], находящихся Ti II - в атмосфере сверхгиганта α Cyg (A2 Ia). на близких расстояниях от галактической Показано, что существует сильная плоскости. Результаты сравнения показывают, зависимость микротурбулентной скорости ξt что содержание химических элементов в 89 от наблюдаемой эквивалентной ширины, Her в среднем уменьшается с увеличением свидетельствующая о быстром росте ξt с атомного веса по сравнению с высотой в атмосфере. Построены вышеупомянутыми F-сверхгигантами. Однако распределения ξt (τ). Получено, что в верхних содержание углерода показывает повышенное слоях атмосферы ρ Cas и α Cyg, существуют значение в среднем на 0.15 dex. Имеется сверхзвуковые значения ξt , в то время как для дефицит редкоземельных элементов в других сверхгигантов (γ Cyg, α UMi, α Car), эти атмосфере звезды 89 Her по сравнению с значения не превышают скорости звука. атмосферами других F-сверхгигантов. Полученные распределения ξt (τ) Найденная аномалия химического состава качественно согласуются с предсказаниями
31 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
теории акустических волн. Подтверждаются двойной системе. Показано, что разделение выводы академика А.А.Боярчука и линий компонентов А и В в общем спектре, Л.С.Любимкова о том, что в атмосферах F- если оно и обнаружимо в отдельных фазах, не сверхгигантов по линиям ионов Fe II, Ti II и должно превышать 0.4 Å. Наблюдаемые Cr II получается более высокая скорость спектроскопические и фотометрические микротурбулентности, чем по линиям Fe I. данные в случае π Sgr относятся к суммарному В работах [28-31], методом моделей излучению обоих компонентов. В отличие от атмосфер, определены значения π Sgr, υ Car только фотометрически эффективной температуры Тэф и ускорения неразрешенная двойная система. Новый метод силы тяжести g звезд l´Sco, θ Sco, δ CMa и α применен и в этом случае. Определены Cyg. Используя относительно слабые линии, фундаментальные параметры компонентов был определен химических состав этих звезд. двойной системы υ Car. По линиям ионов Содержание металлов в атмосферах получена более высокая скорость рассмотренных сверхгигантов в среднем микротурбулентности, чем по линиям Fe I. оказалось близким к солнечному; найден Содержание элементов определено по некоторый дефицит углерода. В атмосфере θ относительно слабым линиям; в среднем оно Sco обнаружен избыток натрия [Na/Fe]=0.6, а близко к солнечному [28-32]. в атмосфере α Cyg – избыток азота [N/Fe]=1.3. Путем сравнения Тэф и lg g с 3. ИССЛЕДОВАНИЕ ЗВЕЗД ТИПА результатами эволюционных расчетов, ВОЛЬФА-РАЙЕ оценены массы, радиусы, светимости и В 1867 году астрономы Парижской возраст l´Sco, θ Sco, δ CMa и α Cyg. обсерватории М.Вольф и Дж.Райе впервые, в Представляется актуальным и исследование созвездии Лебедя, наблюдали три звезды с сверхгигантов, входящих в двойные системы. сильными и широкими эмиссионными Когда реально существующие двойные звезды линиями: HD191765=WR 134, HD192103=WR не проявляют себя ни как визуально двойные, 135, HD 192641=WR 137 [33]. После этого ни как спектрально-двойные и, следовательно, звезды, имеющие такие особенности, в честь при анализе химического состава их первооткрывателей были названы звездами интерпретируются как одиночные звезды. типа Вольфа-Райе (WR). Такая интерпретация может приводить к Исследование этих звезд связано со ошибкам в определяемом содержании следующими глобальными проблемами химических элементов и даже к фиктивным современной астрофизики: аномалиям химического состава. - эволюцией массивных одиночных звезд и В работах [29, 30] разработан новый метод ТДС; для исследования таких двойных систем, как - образованием нейтронных звезд и черных звезды π Sgr и υ Car. Выполнен анализ спектра дыр, т.к. звезды WR являются π Sgr, как одиночной звезды: найдены потенциальными прародителями нейтронных значения эффективной температуры, звезд и черных дыр, изучение которых ускорения силы тяжести, исследована представляет собой центральную проблему микротурбулентность, определен химический современной науки о Вселенной; состав. Содержание металлов показало общий - генерацией космических гамма-всплесков; дефицит, получены особенно низкие - эволюцией галактик, т.к. интенсивно содержания Са и Sc. Для детального анализа теряя свою массу, звезды WR обогащают общего спектра компонентов двойной галактики тяжелыми элементами, что играет системы π Sgr применен новый метод [29, 30], важную роль при образовании следующего определены фундаментальные параметры и поколения звезд. химический состав компонентов этой Звезды, активно теряющие свою массу системы. Сами компоненты А и В имеют (если даже временно), также показывают WR- содержание, близкое к нормальному. подобные спектры: новые звезды, спустя Получены оценки расстояния до π Sgr и некоторое время после вспышки, звезды типа нижнего предела периода обращения в этой
32 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Р Cyg, симбиотические звезды, Оf звезды и особенности звезд типа WR первого типа т.д. населения: Звезды WR радикально отличаются от 1. В спектрах этих звезд наблюдаются очень обычных звезд типа Солнца тем, что у них яркие и широкие эмиссионные линии азота, мощность, излучаемая в эмиссионных линиях углерода, кислорода и гелия на разных гелия, азота, углерода и кислорода, сравнима с стадиях ионизации (N II – NV, C II – CIV, мощностью, излучаемой в непрерывном ОIV-ОVI, НеI, HeII). спектре. Кроме того, звезды WR отличаются 2. Ширины эмиссионных линий достигают от звезд типа Солнца также по химическому 50-100 Ǻ, а интенсивности в центре линий составу: они в основном состоят из гелия и иногда в 10 - 20 раз превосходят содержат очень мало водорода, доля которого интенсивность соседних участков в обычных звездах достигает 75% по массе. непрерывного спектра. Согласно VII каталогу Галактических звезд 3. Особенность спектров звезд WR WR [34] первого типа населения, до объясняется наличием горячего "ядра" и настоящего времени обнаружено 226 звезд протяжённой, расширяющейся со такого типа в нашей Галактике. Теоретически скоростями 1000-3000 км/с оболочки, в ожидаемое число звезд WR в нашей Галактике которой формируются (в основном ~103. рекомбинационным механизмом) Звезды WR открыты также и в других эмиссионные линии различных ионов, и галактиках. Известно 134 звезд WR в Большом сравнительно низкотемпературный Магеллановом Облаке (БМО) [35], 11 - в непрерывный спектр. Малом Магеллановом Облаке (ММО) [36], в 4. Наиболее интересным фактом является М33, М31 [37-39] и около 10 - в Туманности одновременное присутствие в их спектрах Андромеды [40]. Выявлено присутствие WR сравнительно низкотемпературного звезд и в других галактиках. Кроме этого, континуума (цветовая температура выделен особый тип галактик, которые в непрерывного излучения в видимой основном состоят из звезд типа WR [41]. области спектра ~10-20 тыс. °К) и линий Проблемы и актуальные вопросы атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) исследования звезд WR были широко потенциалами ионизации, обсуждены в обзорах [42-44]. Этим звездам соответствующих темп-ре до 100 тыс.°К. были посвящены симпозиумы [45-48]. 5. Главной наблюдательной особенностью Здесь мы рассмотрим лишь массивные звезд WR является одновременное звезды WR I типа населения Галактики, существование в спектре линий с очень которые в среднем концентрируются к разными потенциалами возбуждения и Галактической плоскости. Отметим, что ионов с сильно различающимися признаками звезд WR обладают также потенциалами ионизации (10-100 эВ). Этот маломассивные горячие звезды II типа наблюдательный факт объясняется сильной населения Галактики – ядра планетарных температурной стратификацией оболочек туманностей [49, 50]. Чтобы отличать звезды этих звезд. WR первого типа населения от ядер 6. По отношениям интенсивностей планетарных туманностей, последние выбранных линий ионов азота, углерода и обозначаются как [WR]. Отметим, что звезды кислорода в разных стадиях ионизации (в WR I типа населения являются более некоторых случаях дополнительно массивными и яркими, чем звезды [WR]. используются и интенсивности линий НеII Кроме этого, звезды WR I типа населения и НеI), звезды WR делятся на три типа: являются более молодыми (средний возраст азотный (WN), углеродный (WC) и примерно 106 лет) по сравнению со звездами кислородный (WO). В спектрах WN звезд в [WR]. основном содержатся линии азота, в K настоящему времени выявлены спектрах WC звезд - в основном линии следующие основные наблюдательные углерода, а в спектрах WO звезд - линии кислорода и углерода. В спектрах звезд WR
33 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
всех типов присутствуют линии гелия и год-1, что в 3-4 раз больше, чем для горячих водорода, однако линии водорода слабы, и ОВ -звезд. оценки относительного содержания He/H 10. Наиболее надёжные сведения о массах, неизменно приводят к результату, что радиусах, температурах и болометрических атомов водорода в оболочках этих звезд в светимостях звезд WR получается из несколько раз меньше, чем атомов гелия, а в анализа излучения затменных двойных некоторых подтипах звезд WR водород систем, для которых можно отделить отсутствует. Для сравнения укажем, что на излучение протяжённой атмосферы от Солнце водорода примерно в 10 раз излучения собственно звезды ("ядра") WR и больше, чем гелия. для которых получаемые результаты не 7. Около половины звезд WR входят в состав зависят от межзвёздного поглощения. К тесных двойных систем (ТДС). настоящему времени обнаружены пять 8. Из анализа спектрально-двойных WR+О затменных WR+O системы: V444 Cyg, CX звезд найдено, что средняя масса звезд WR Cep, CV Ser, CQ Cep, WR 22. составляет около 10 М⊙. 11. На диаграмме Герцшпрунга - Рессела В работе [51] указано, что средняя масса звезд звезды WR с наиболее надёжно WR, с учетом массы звезды WN6 в системе определёнными характеристиками лежат в HD 311843 (> 40 М⊙), составляет около 20 области между главной М⊙, хотя большинство звезд WR в WR+ОВ последовательностью (ГП) и последовательностью однородных гелиевых системах имеют массы, близкие к 10 М⊙ и звёзд. Это свидетельствует о том, что звезды отношение масс компонент (q=MWR/MOB) лежит в пределах 0.3-1. Согласно [52], масса WR находятся на поздней стадии звёздной эволюции и уже прошли стадию ГП звезды WR 22 - около 55 М⊙. Звезда WR 20a (водород в них "выгорел"). имеет рекордную массу – 83 М⊙ [53]. В 12. Пространственная плотность звезд WR большинстве известных систем WR + О быстро растёт с приближением к плоскости массы звезд WR меньше масс спутников, Галактики. Средняя высота z для звезд WR однако известны три случая, когда масса над галактической плоскостью ~85 пк. Эти звезды WR превышает массу спутника О. звезды часто проецируются на молодые Массы звезд WC в среднем не меньше масс рассеянные скопления и ОВ- ассоциации и, WN звезд, хотя статистика еще следовательно, являются абсолютно недостаточна для надежных выводов. Массы молодыми объектами. Они, являясь звезд WR, определенные по двойным абсолютно молодыми объектами (средний звездам, заключены в пределах от 10 М⊙ до возраст около 106 лет), находятся, по- 83 М⊙. видимому, на конечном этапе своей 9. Спектроскопические данные эволюции после ГП: на стадии исчерпания свидетельствуют о том, что из звезд WR запасов ядерной энергии, после которой происходит мощное истечение вещества. должен последовать коллапс звезды с Ширины эмиссионных линий образованием релятивистского объекта соответствуют скоростям истечения 1000- (нейтронной звезды или черной дыры в 3000 км/с, что при ср. характеристиках этих зависимости от начальной массы). звёзд превышает параболическую скорость, 13. Звезды WR I типа населения являются т. е. звезда теряет вещество. Некоторые горячими звездами очень высокой эмиссионные линии имеют абсорбционные 5 6 светимости: L 10 - 10 L⊙. Абсолютные компоненты с коротковолновой стороны, звездные величины звезд WR заключены в что свидетельствует в пользу модели m m радиального истечения вещества. Средний пределах от (-4 до - 7 ) . темп потери массы для звезд WR, 14. По современным представлениям, звезды найденный из анализа спектроскопических WR первого типа населения Галактики -5 -4 являются обнаженными горячими данных, составляет M=0.3·10 - 1.0·10 М⊙ гелиевыми ядрами первоначально массивных О звезд, потерявшими свои
34 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
мощные водородные оболочки либо А.Гусейнзаде проводил также вследствие перетекания вещества в ТДС, фотометрические наблюдения звезд V 444 либо в результате интенсивной потери Cyg и CQ Cep в международной массы в виде звездного ветра. В конце своей фотометрической системе UBV. Выявлены эволюции звезды типа WR должны неправильные изменения блеска звезды V 444 взрываться как сверхновые типа I b/c (в их Cyg как в течение ночи, так и от ночи к ночи. спектрах не наблюдаются линии водорода, Обнаружены существенные изменения в а присутствуют лишь линии гелия (I b) и ширине минимумов кривой блеска. углерода (I с)) и формировать в результате Аналогичные изменения блеска выявлены коллапса своих углеродно-кислородных также у звезды CQ Cep. ядер нейтронные звезды или черные дыры. По тогдашней общепринятой модели считалось, что звезды типа WR состоят из 3.1. Первый этап исследования звезд горячего ядра с истекающей оболочкой. WR в ШАО Однако, основываясь на полученных Исследование звезд WR в ШАО условно наблюдательных данных, А.Гусейнзаде можно разделить на два этапа. Первый этап предложил следующую модель для звезд типа исследований был выполнен в 1962-2005 г.г. WR: горячее активное ядро, из которого происходят частые выбросы вещества, но не На этом этапе наблюдений в качестве приемника излучения применялась все выбросы совершаются с критической фотографическая пластинка или ФЭУ. После скоростью. Эта модель подтверждалась 2005 г. - на втором этапе, спектральные и многочисленными последующими фотометрические наблюдения были наблюдениями других астрономов. проведены с применением современных Исследования звезд WR классическими высокочувствительных приемников излучения методами продолжалась М.Б.Бабаевым [57-60] – ПЗС-матриц. в 70-х годах прошлого столетия. В работах Первые исследования звезд типа WR в М.Б.Бабаева исследована быстрая ШАО с применением классических спектральная переменность некоторых приемников излучения проводил эмиссионных линий (NIII λ4640, HeII λ4686, А.Гусейнзаде [54-56] в 70-х годах прошлого CIII λ5696 и т.д.) в спектрах типа WR, HD столетия под руководством Никонова. Он 16523, HD 186943, HD 192103, HD 192163, исследовал изменения параметров HD 191765. Обнаружена быстрая (эквивалентной ширины, полуширины) спектральная переменность вышеуказанных эмиссионных линий НеII4686 и HeII5411 в эмиссионных линий. Сделан вывод о том, что спектрах звезд типа WR, V 444 Cyg и CQ Cep. кратковременная переменность является Выявлена переменность параметров характерной для звезд типа WR. вышеуказанных эмиссионных линий, как в Исследования звезд WR классическими течение ночи, так и от ночи к ночи. методами продолжилась Д.Н.Рустамовым в 80- Эквивалентная ширина эмиссионной линии х годах прошлого столетия [61-71]. НеII4686 в спектрах звезд V 444 Cyg и CQ Cep Исследованы звезды WR, в спектрах изменялось в 2.1 и 1.9 раз, соответственно. Из которых присутствует эмиссионный дублет этих наблюдательных данных сделано OVI 3811, 3834. Эти звезды объединены под заключение о переменности оболочек и названием WR-OVI и составлен каталог этих газового потока в звездах V 444 Cyg и CQ Cep. звезд. Начаты спектральные и Для объяснения изменений, обнаруженных в фотометрические исследования двух WR-OVI течение ночи, предполагалось наличие звезд из этого каталога - HD 16523 и HD выбросов материи из этих звезд. Сделан вывод 17638. Кроме этих, исследована также одна о том, что истечение вещества из этих звезд уникальная WN+WC звезда, WR145=AS 422. является нестационарным. Эти результаты для Уникальность этой звезды заключается в том, указанных звезд получены впервые и что эта звезда относится к смешанному оказались важными при построении WN+WC типу и в нашей Галактике к физических моделей указанных звезд. настоящему времени обнаружено всего 10
35 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
таких объектов. Предполагается, что эти международной фотометрической системы объекты находятся на промежуточной UBV [72]. эволюционной фазе между WN и WC Спектральные наблюдения звезд типа WR звездами. Получены следующие результаты: (WR134=HD 191765, WR136=HD 192163, WR - составлен каталог звезд WR, в спектрах 138=HD 193077HD) проведены в которых обнаружен эмиссионный дублет OVI кассегреновском фокусе 2 – метрового 3811, 3834, т.е. каталог WR-OVI звезд; телескопа “Zeiss-2000” в 2005-2011 г.г. - обнаружена периодическая переменность Исследованы профили 5 наиболее сильных (Р=2.4096 d), блеска и лучевых скоростей WR- эмиссионных линий: HeII 4859, HeII 5411, OVI звезды HD 16523, которая CIV 5808, HeI 5875, (HeII+H)6560. интерпретирована как проявление Исследованные звезды типа WR (HD 191765, двойственности; 192163, HD 193077 HD) ранее считалось - обнаружена быстрая спектральная звездами WR с предполагаемыми переменность линий эмиссионного дублета в релятивистскими компонентами (WR+С) [73]. спектрах WR-OVI звезд HD 16523 и HD Однако дальнейшие исследования не 17638, а также переменность эмиссионной подтвердили природу этих объектов как полосы λλ3680-3780 ÅÅ в спектре WR-OVI WR+С двойных систем. В работе [74] была звезды HD 16523; высказана гипотеза о том, что звезды типа - впервые введен новый подтип WO5, для WR, которые ранее считалось звездами спектральной классификации некоторых WR+С, могут быть тесными двойными звезд WR, которые по спектральным системами (ТДС), содержащими в качестве признакам занимают промежуточное спутников маломассивные “нормальные” положение между ранними WC (WC4-6) и звезды. Основанием для такой гипотезы поздними WO (WO3-4), приведены является то, что наблюдается большое классификационные критерии для количество маломассивных рентгеновских определения подтипа WO5; двойных систем, состоящих из - выявлено подобие между маломассивной оптической К-М звезды и распределениями по галактическим высотам z аккрецирующей нейтронной звезды или звезд WR-OVI и звезд WR с предполагаемыми черной дыры. Согласно современным релятивистскими спутниками; эволюционным представлениям, - обнаружено, что наиболее интенсивный производителями таких маломассивных эмиссионный дублет OVI 3811, 3834 рентгеновских двойных систем должны быть наблюдается в подтипах WC4, WC5 и с звезды WR в паре с маломассивными К-М переходом к поздним WC (WC7-8) подтипам, звездами, которые образовались после стадии интенсивность этого эмиссионного дублета первичного обмена масс в режиме с общей постепенно уменьшается. оболочкой. Последующий взрыв как сверхновой звезды WR, образовавшейся после 3.2. Второй этап исследований звезд WR первичного обмена масс, приводит к в ШАО формированию маломассивной Второй этап спектральных и рентгеновской двойной системы. Таким фотометрических наблюдений звезд типа WR образом, должны существовать звезды WR, начинается с 2005 г. с применением имеющие в качестве спутников “нормальные” современных высокочувствительных маломассивные звезды. Автор работы [74] приемников излучения – ПЗС-матриц высказала идею о том, что звезды типа WR, Рустамовым Д.Н. [66-71]. Спектральные которые ранее считалось звездами WR+С наблюдения звезд типа WR были проведены в (например, звезды HD 191765, 192163, HD кассегреновском фокусе телескопа “Zeiss- 193077 HD), могут быть ТДС, содержащими в 2000” c применением эшелле-спектрометра качестве спутников маломассивные [2], а фотометрические наблюдения на “нормальные” звезды. С целью поиска телескопе “Zeiss-600” с ПЗС-матрицей Apogee признаков присутствия компактной Alta U-47, 1024x1024 пикселей, в фильтре V компоненты или маломассивной К-М звезды,
36 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
проведены спектральные наблюдения наблюдается, в основном, в верхней части вышеуказанных звезд типа WR на 2-метровом красного крыла указанной эмиссионной телескопе “Zeiss-2000” и фотометрические полосы; наблюдения звезды HD 191765 на 60-см - из фотометрических наблюдений звезды телескопе “Zeiss-600” ШАО. Получены HD 191765 выявлено, что в некоторые ночи следующие результаты: блеск звезды HD 191765 в течение короткого -сравнение формы профилей эмиссионной времени (около 15-20 минут) подвергается m полосы (HeII+H)6560 в спектре звезды HD значительным изменениям (на 0 .05 и даже, в 192163, полученных в разные даты, показало, одном случае, на 0 m.1); что фиолетовое крыло (область от λ 6496 Å - применением статистических методов до λ 6532 Å) этого профиля является исследования периодограмм к массиву переменным, кроме того, в этой области значений звездных величин, полученных иногда появляются узкие эмиссионные детали нами из фотометрических наблюдений (преимущественно на длине волны λ 6496 звезды HD 191765, выявлен пик при частоте Å). Возможно, появление узких эмиссионных =0.530 d-1, который оказался значимым на компонент на фиолетовом крыле эмиссии 1% -ном уровне. Этой частоте соответствует d (HeII+H)6560 у звезды HD 192163 связано со период Р=1 .887. Следовательно, нами взаимодействием маломассивного спутника со найдена фотометрическая переменность звездным ветром звезды WR при его звезды HD 191765 с периодом Р=1d.887, орбитальном обращении вокруг WN6 который очень близок к периоду, найденному компоненты; в работе [76]. - статистическим анализом массива - найденная переменность звезд HD 192163 значений лучевых скоростей эмиссионной и HD 191765 с периодами Р=5 d.128 и d полосы (HeII+H)6560 у звезды HD 192163 Р=1 .887, соответственно, говорит в пользу выявлено, что рассматриваемый ряд содержит предположения о том, что эти звезды могут пик на 1%-ном уровне при частоте =0.195 быть предшественниками маломассивной сут-1, которому соответствует Р=5.128d. рентгеновской двойной системы, состоящей Найденный нами период очень близок к из релятивистского объекта и К-M звезды. значению периода Р=4.57d, найденному в Все перечисленные выше результаты работе [75] для звезды HD 192163; изложены в работах [66-71]. - используя современную Исследования звезд типа WR Д.Н. классификационную схему, для спектральной Рустамовым были выполнены под классификации звезд WR азотной руководством академика РАН, проф., д.ф.- последовательности определены м.н., А.М.Черепащука и эти совместные спектральные подтипы звезд HD 191765 и HD исследования продолжаются в настоящее 192163. Подтверждена принадлежность обеих время. звезд к подтипу WN6. Несмотря на то, что спектральные подтипы этих звезд одинаковы, 4. ИССЛЕДОВАНИЕ ионизационная структура оболочек этих звезд СИМБИОТИЧЕСКИХ ЗВЕЗД значительно отличается. Этот Одним из направлений исследования в наблюдательный факт может быть связан с ШАО является исследование симбиотических различием в начальных массах этих звезд; звезд. Симбиотические звезды – - из 17-ти исследованных нами профилей взаимодействующие двойные системы, эмиссионной полосы (HeII+H)6560 в состоящие из красного гиганта и белого спектре звезды HD 191765, полученных в карлика, окруженные туманностью. разные даты, только в одном случае был Симбиотические звезды - разделенные обнаружен симметричный профиль, а в системы и обмен веществом между остальных случаях наблюдалось изменение компонентами в них происходит через формы профилей различной степени. звездный ветер. Важное наблюдаемое Выявлено, что переменность в этих профилях проявление симбиотических звезд –
37 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
происходящие в них вспышки, по характеру охлаждением. Получены 70 эшелле- которых их можно разделить на два типа - спектрограмм, охватывающих спектральную симбиотические новые и классические область λλ4000-6600 ÅÅ. симбиотические звезды. Классические Спектральные наблюдения звезды AG Dra симбиотические звезды характеризуются были проведены на 2-метровом телескопе новоподобными вспышками, во время ШАО в 1983-1987 г.г. с использованием которых их оптический блеск возрастает на 2- классических спектрографов. В результате 3 звездной величины. В соответствии с исследований симбиотических звезд CH Cyg и общепринятым сейчас сценарием, выделение AG Dra, получены следующие результаты: энергии происходит в результате увеличения - анализом эшелле-спектрограмм звезды темпа аккреции и выхода его за пределы CH Cyg, полученных в фокусе Кудэ 2-м интервала, соответствующего устойчивому телескопа ШАО, выявлено изменение лучевых режиму горения. Для объяснения причин, скоростей линий поглощения с 756- дневным вызывающих такие изменения темпа периодом. Уточнено также значение более аккреции, ранее предлагалось несколько длинного периода, равного 5650 дней, разных механизмов, но, к сожалению, ни один найденного ранее другими авторами для этой из них не был в состоянии описать всю звезды; картину полностью. - выявлена переменность лучевых В последние годы объем наблюдательных скоростей и интенсивностей компонентов данных существенно вырос. В частности, это линии Н в спектре звезды CH Cyg с связано с появлением космических миссий, периодами 1350 и 100 дней. Эти периоды обеспечивающих возможность проведения ближе к значениям периодов, полученных из наблюдений в различных спектральных фотометрических наблюдений другими диапазонах. Наличие детальных сведений о авторами; развитии вспышек этих звезд вводит - обнаружено появление линии дополнительные ограничения на поглощения в центре эмиссии Н, и существующие модели и приводит к появление линий HeI и FeII в спектре во необходимости разработки новой модели, время внезапного повышения блеска звезды учитывающей все факторы. CH Cyg; Создание модели, способной объяснить - используя результаты спектральных всю совокупность имеющихся наблюдений, проведенных в ШАО, а также наблюдательных данных - одна из наиболее результаты опубликованных актуальных задач в области исследования фотометрических исследований других симбиотических звезд. авторов, построена возможная физическая Исследования симбиотических звезд в модель звезды AG Dra, согласующаяся с ШАО были начаты Х.М. Микаиловым, наблюдаемыми особенностями. Согласно начиная с 1983 г [77-79]. Исследованы этой модели, звезда AG Dra является двойной симбиотические звезды CH Cyg и AG Dra. звездой, состоящей из холодной звезды К3III Звезда CH Cyg отличается от других и белого карлика. Определены параметры симбиотических звезд своей активностью, эта этой двойной системы; активность началось с 1960 г. Звезда CH Cyg - проведены фотометрические наблюдения является двойной системой, состоящей из звезды AG Dra на 60-см телескопе “Zeiss-600” красного гиганта и белого карлика с 5750- в фильтрах UBVR в 1994-1995 г.г. В июне дневным периодом. В этой системе выявлена месяце 1994 г. обнаружена вспышка блеска. еще 760-дневная периодическая Амплитуды вспышек в фильтрах UBVR равны переменность, которая может являться 2m.9, 2m.2, 1m.4 и 0m.6, соответственно. признаком присутствия третьей компоненты. Повышение блеска произошло в течение 18 Спектральные наблюдения звезды CH Cyg дней, и звезда оставалась в активном состоянии были проведены в фокусе Кудэ 2-метрового в течение 130 дней. В августе месяце 1995 г. телескопа ШАО “Zeiss-2000” в 1998-2001 г.г. с наблюдалась очередная вспышка этой звезды. использованием CCD-матриц с азотным Все вышеперечисленные результаты по
38 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
симбиотическим звездам изложены в работах наблюдается как вспышка. При этой вспышке [77-79]. из Новых звезд выбрасывается вещество с массой 0.0001 М⊙ и вокруг двойной системы 5. ИССЛЕДОВАНИЕ НОВЫХ ЗВЕЗД образуется оболочка овальной формы. Одним из направлений исследований в Причиной образования овальной оболочки у ШАО является исследование Новых звезд, Новых, по мнению М.Б.Бабаева, может быть проводившихся М.Б.Бабаевым в 1967-2001 связана с большим отличием масс компонент г.г.[80-86]. Проведено исследование пяти двойной системы (q=m1/m2 ≫1). Новых: HR Del, LV Vul, FH Ser, V 1229 Aql, V Новые звезды являются подклассом 1500 Cyg. Рассмотрим основные катаклизмических переменных звезд. наблюдательные особенности Новых звезд, Выделяют классические (типичные) Новые, выявленные к настоящему времени. вспышка которых наблюдалась лишь однажды В 1572 г. в созвездии Кассиопея внезапно и повторные Новые, вспышки которых появилась “лишняя” яркая звезда и эту звезду наблюдались не менее чем дважды. У называли Новой звездой. Накопленные повторных Новых наблюдаются мощные коллекции фотографий показали, что на вспышки c интервалами в несколько десятков самом деле так называемая “новая” звезда в лет. Много работ М.Б.Бабаева посвящено действительности существовала и раньше, но Новой звезде HR Del. Эта звезда была открыта внезапно вспыхнула, вследствие чего блеск ее как Новая 15 июня 1967 г. М.Б.Бабаеву за короткое время увеличился в десятки тысяч удалось пронаблюдать эту звезду с 24 октября раз. Амплитуда изменения блеска Новых звезд 1967 г. до 01 сентября 2001 г. - от 7 до 14 звездных величин, т. е. ее блеск Звезда HR Del относится к может изменяться до 400 000 раз. В максимуме немногочисленной группе ультра медленных блеска они имеют от -6 до -9 абсолютной Новых звезд. За 8 месяцев до вспышки эту звездной величины. Яркие Новые звезды, блеск звезду наблюдал Стефенсон. Тогда которых в максимуме достигал первой фотографическая звездная величина HR Del звездной величины, наблюдались редко, была 11m.80m.3, а спектральный класс был например, в 1901, 1918, 1925 гг. Вспышка определен как О или В. Звезда была открыта Новой звезды происходит обычно за как Новая 15 июня 1967 г. Наблюдения несколько дней – катастрофически, а возврат показали, что все фазы вспышки протекали к прежнему блеску длится годами и очень медленно. Только лишь через 4 недели (в сопровождается колебаниями блеска. В июле) она достигла звездной величины 5m, момент максимума блеска диаметр новой затем в течение 5-ти месяцев блеск ее звезды больше диаметра земной орбиты, со оставался почти постоянным, и только 6-13 звезды срывается внешний слой, и этот слой декабря 1967 г. она неожиданно увеличивала расширяется со скоростью около 1000 км/с. свою яркость до 3m.5. Благодаря тому, что Согласно современным представлениям, вспышка звезды HR Del протекало очень вспышка Новых звезд связана с их медленно, многие смогли наблюдать развитие двойственностью. Предполагается, что вспышки. система состоит из очень горячей звезды Отметим, что звезда HR Del обладает (белого карлика) и холодного спутника, некоторыми особенностями, которые не который на некоторой стадии эволюции встречаются у других Новых. После заполняет свою критическую полость Роша. максимума блеска у HR Del наблюдались еще После этого, через внутреннюю точку две вторичные вспышки, которые по Лагранжа, происходит сильное истечение интенсивности были сравнимы с основной вещества по направлению к белому карлику. вспышкой. Интересно, что вторая и третья После продолжительного времени у белого вспышки произошли после флуктуаций карлика образуется доскообразная оболочка. блеска HR Del относительно некоторого Эта оболочка сильно нагревается снизу белым среднего уровня. Причина повторных карликом и, в некоторый момент времени, вспышек такого рода у Новых пока остается происходит выброс материи, который необъяснимой.
39 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
На основе полученных снимков звезды HR максимуме, все эмиссионные линии имели Del на телескопе ACT-452 ШАО в1978-1981 одну компоненту, после максимума они гг. выявлена переменность фотографической раздваивались, потом, во время искровой- звездной величины звезды с периодом диффузной стадии, они были уже 3-х 0.177125 дней. компонентными, а после исчезновения С помощью полученных спектрограмм, абсорбционных компонентов, на небулярной исследованы профили водородных линий. стадии, они стали 4-х компонентными. Эта Получен предмаксимальный спектр. После структура сохраняется и после небулярной предмаксимума в спектре появляются линии стадии. Эти наблюдательные факты со сложной структурой. В начале интерпретировались возможной 4-х послемаксимума каждая линия состоит из трех компонентной структурой оболочки звезды компонент. Одна из них является HR Del. Другая интересная особенность эмиссионной, а две другие – звезды HR Del заключается в том, что у этой абсорбционными, которые принадлежат звезды при дальнейшем эволюции появились главному (Vr=-400 км/с) и диффузно- особенности, присущие Полярам. Поляры искровому спектру (Vr=-1050 км/с). После являются двойными системами, состоящими третьей вспышки образуются еще две из белого и красного карликов. Они компоненты с лучевыми скоростями Vr=-323 отличаются от Новых главным образом км/с и Vr=-800 км/с, соответственно. присутствием сильных магнитных полей. У Компонента с лучевой скоростью Vr=-400 новых звезд магнитное поле составляет 106 км/с появляется после основной вспышки и Гс, а в Полярах - 107 Гс. В работах образуется в главной оболочке. Компонента с М.Б.Бабаева полагается, что имеется лучевой скоростью Vr=-1050 км/с появляется эволюционная связь между Новыми звездами после максимума блеска, она принадлежит и Полярами, т.е. Новые звезды превращаются диффузно-искровому спектру. Компонента с в Поляры. Известно, что у Поляров лучевой скоростью Vr=-323 км/с связана с наблюдается внезапное падение блеска. оболочкой, которая образовалась после Аналогичное внезапное падение блеска третьей вспышки. Интересно, что точно такая наблюдалось и у HR Del в минимальной фазе же структура наблюдалась в спектре быстрой блеска. Выявлено, что на постновой стадии Новой звезды - LV Vol, в послемаксимальной ослабление блеска происходит фазе вспышки. В дальнейшем, скачкообразно. абсорбционные компоненты исчезают, Из анализа многолетних наблюдений остается эмиссионная линия, имеющая 4-х М.Б.Бабаев пришел к заключению, что звезда компонентную структуру. Эти компоненты HR Del может являться тройной системой, а образуются в отдельных частях оболочки, не двойной системой, как считалось раньше. которая сформировалась после вспышки Для этой звезды найдены периоды 0.14 и 0.19 Новой. На протяжении длительного времени дней. Согласно М.Б. Бабаеву, в этой тройной прослеживалось изменение структуры системе вспыхнули две звезды - одна после эмиссионных линий. В спектре HR Del в другой. очень поздней небулярной стадии (начиная с 1984 г.) обнаружены абсорбционные СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ компоненты у водородных линий, 1. Рзаев А.Х., Гасанов Н.О., Микаилов Х.М., относящихся к фотосфере самой звезды, а не Алекберов И.А., Шукюров М.Э. Эшелле окружающей ее оболочки. спектрометр фокуса Кудэ 2-м телескопа ШАО АН Изучение профилей и параметров Азербайджана. Циркуляр ШАО, 1999, N95, стр. 3- эмиссионных линий водорода, гелия, азота, 7. запрещенных линий кислорода и др., 2. Микаилов Х.М., Халилов В.М., Алекберов И.А., Эшелле спектрметр фокуса кассегрена 2-м показало, что после исчезновения телескопа ШАО АН Азербайджана. ŞAR Sirkulyarı, абсорбционных компонентов у этих линий, 2005,N 109, стр. 21-29. все эмиссионные линии имели 4-х компонентную структуру. Сначала, в
40 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
3. С.Г.Зейналов, Исследования по физике звезд и 19. Гасанова А.Р., Халилов А.М. Исследование α Lyr и туманностей проводимые в ШАО за 40 лет. γ Gem методом кривых роста. Циркуляр ШАО. Циркуляр ШАО. 2000, № 100, с.16-23. 1987, № 80, с.11-18. 4. Musaev F.A., Snezhko L.I., The problem of searching 20. Халилов А.М., Гасанова А.Р., Рзаев А.Х. Атмосфера for this duplicity of 'runaway' O-stars - Physical сверхгиганта φ Cas F0 Ia. I. Исследование спектра.. variablity of O-supergiants. Pis'ma. Astron. Zh., 1988, ŞAR Sirkulyarı. 2001, т.102,с.21-26. v.14, p. 163-167. 21. Гасанова А.Р. Халилов А.М. Атмосфера 5. Musaev F.A., Snezhko L.I., HD 12323 - A close binary сверхгиганта φ Cas (F0Ia). II. Определение in a pre-X-ray stage? Pis'ma. Astron. Zh., 1989, v.15, физических параметров и химического состава.. p.833-836. ŞAR Sirkulyarı. 2003, т.106, с.37-38. 6. Зверeва Е.Б., Зейналов С.К., Ченцов Е.Л.,О 22. Халилов А.М., Гасанова А.Р. Атмосфера систематических движениях вещества в атмосферах сверхгиганта 45 Dra (F7Ib). I. Исследование белых сверхгигантов HD 21291 и HD 21389. спектра. Астрономический Журнал Азербайджана. Изв.САО АН СССР. 1984, т.18, с.29-36. 2006, №1-2, с.42-46. 7. Rzaev A.Kh., Zeinalov S.K., Chentsov E.L., The study 23. Кули-заде Д.М., Самедов З.А., Халилов А.М., of the nonstationarity of the HD 21291 atmosphere. Содержание химических элементов в атмосфере ν Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel (ISSN 0233- Her (F2 II) . Вестник Бакинского Университета. сер. 7665), 1989, v.5, p.75-79. физ.-мат. наук, 2008, № 2, с.187-191. 8. Zeinalov S.K., Rzaev A.Kh., Non-stationary 24. Халилов А.М., Самедов З.А., Гасанова А.Р. atmospheres of supergiants. Astrophysics and Space Исследование сверхгиганта 89 Her. Science. 1990, v.172, p.211-216. Астрономический журнал. 2008, т.85, № 10, с.940- 9. Микаилов Х.М., Гасанова А.Р., Халилов А.М., 945. Алекберов И.А., Шюкюров М.Э., Рзайев А.Х.. 25. Гасанова А.Р. Сравнение химического состава Исследование профиля линии Hα в спектре атмосфер 89 Her (F2 Ia) и других F-сверхгигантов. . сверхгиганта α Cyg A2 Ia I. Изменение лучевой ŞAR Sirkulyarı. 2004, т.108, с.48-49. скорости со временем в период июль-сентябрь 1998 26. Боярчук А.А., Любимков Л.С., Детальный анализ года .ŞAR Sirkulyarı, 2001, т.101, с.8-13. сверхгигантов класса F. Распределение 10. Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л., Зейналов С.К., микротурбулентности и содержание элементов в Спектроскопическое исследование атмосферах звезд γ Cyg и α UMi. Изв. Крым. квазипериодических движений типа пульсаций в Астрофиз. Обсерв. 1981, т.64, с.3-12. атмосферах ранних сверхгигантов. I. HD 21389. 27. Боярчук А.А., Любимков Л.С. Детальный анализ Изменение лучевых скоростей со временем. сверхгигантов класса F. Распределение Изв.САО. 1991, т.34, с.84-102. микротурбулентности и содержание элементов в 11. Rzayev A.Kh., Some features of variation of the Hα атмосфере ρ Cas. Изв. Крым. Астрофиз. Обсерв. line profile in the spectrum of α CYG. I. The spectra 1983, т.66, с.130-139. for the period July-September, 1998. Bull. Spec. 28. Любимков Л.С., Самедов З.А., Исследование Astrophys. Obs., 2002,v. 54, p.66-73. атмосферы сверхгиганта δ CMa (F8 Ia) и 12. Rzayev A.Kh., Analysis of the nonstationarity of the определение его эволюционных параметров. atmosphere of α Cyg. III. Variability of the H α-line Изв.Крымской астрофиз.обс.,1985, т.72, с.99-106. profile. Astrophysical Bulletin. 2008, v.63, p.23-33. 29. Любимков Л.С., Самедов З.А., Исследование 13. Гасанова А.Р., Халилов А.М., Рзаев А.Х., Зейналов химического состава и других параметров звезды π С.К. Профиль линии Hα в спектре 89Her. Sgr как двойной системы. Изв.Крымской Циркуляр ШАО. 1998, № 93, с.19-22. астрофиз.обс.,1987, т.77, с.97-114. 14. Халилов А.М., Гасанова А.Р. Изменение лучевой 30. Самедов З.А. О природе визуально-двойной скорости компонент линии Нα в спектре системы υ CarA и химическом составе ее яркого сверхгиганта 89 Her в период 1955-2005 гг. компонента. Изв. Крым. астрофиз.обс.,1988, т.79, Астрономический Журнал Азербайджана. 2006, т.2, с.57-63. № 3-4, с.34-39. 31. Самедов З.А. Исследование атмосферы 15. Халилов А.М., Гасанова А.Р., Переменность сверхгиганта α Cyg (A2 Ia). Астрономический некоторых спектральных линий и профилей линий журнал. 1993, т.70, с. 82-90. Нα в спектре 89 Her (F2 Ibe). Астрономический 32. Самедов З.А. Исследование атмосферы Журнал Азербайджана. 2007, т.2, № 3-4, с.20-25. сверхгиганта α Cyg (A2 Ia). Астрономический 16. Arellano Ferro A. Is 89 Herculis a binary star? PASP. журнал. 1993, т.70, с. 82-90. 1984, v.96, p.641-645. 33. Wolf C.L.E., Rayet C., Spectroscopic stellarie. Comptes 17. Warters L.B.F.M., Waelkens C., Mayor M., Trams N.R. Rendus, 1867, v.65, p.292-313. A model for 89 Herculis system. Astron. Astrophys. 34. Van der Hucht K.A., The VII catalogue of Galactic 1993, v.269, p.242-248. WR stars. New Astronomy Reviews. 2001, v. 45, p.135- 18. Саванов И.С., Халилов А.М. Исследование α Lyr и γ 232. Gem методом моделей атмосфер. Изв. Крым. 35. Breysacher J., Azzopardi M., Testor G., The fourth Астрофиз. Обсерв. 1985, т.72, с.106-119. catalogue of Population I Wolf-Rayet stars in the Large
41 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Magellanic Cloud. Astron. & Astrophys. Suppl. Ser., Fundamental parameters and wind interaction, 2005, 1999,v. 137, pp. 117-145. Astron.Astrophys., 2005,v. 432, pp. 985- 998. 36. Philip Massey, Alaine S.Duffy, Search for Wolf-Rayet 54. A.A.Guseinzade, Three-colour photoelectric light curve stars in the Small Magellanic Cluod. The Astrophys.J., of the eclipsing binary star CQ Cep of the Wolf-Rayet 2001, v.550, pp.713-723. type. Perem. Zvezdy, 1969, т.16, pp.488-499. 37. Neugent Kathrun F., Massey Philip, Georgy Cyril, The 55. Гусейнзаде A.A. Происхождение звезд типа Wolf-Rayet content of M31. The Astrophys. Journal, Вольфа-Райе. Циркуляр ШАО, 1971, N1, стр. 6-8. 2012, v.759, pp. 11-19. 56. Гусейнзаде A.A. Последовательность 38. William D.Vacca, Wolf-Rayet stars in the Milky Way, неустойчивости звезд типа Вольфа-Райе. The Large Magellanic Cloud and, emission-line Циркуляр ШАО, 1972, т.5, стр. 12-13. galaxies., Publ. Of the Astron. Society Pacific., 1993, 57. Бабаев М.Б., Переменности эмиссионных линий v.105, pp. 325-325. НеII λ 4686 звезды HD 186943 типа Вольфа-Райе. 39. Philip Massey and Olivia Johnson, Evolved Massive Циркуляр ШАО, 1970, т.5, стр. 14-15. Stars in the Local Group. II. A New Survey for Wolf- 58. Бабаев М.Б., Переменности эмиссионных линий Rayet Stars in M33 and Its Implications for Massive НеII λ 4686 звезды HD 186943 типа Вольфа-Райе. Star Evolution: Evidence of the "Conti Scenario" in Циркуляр ШАО, 1970, т.5, стр. 14-15. action., The Astrophys. Journal, 1998,v. 505, pp. 59. Бабаев М.Б., Атаи А.А., Гасанализаде Л.Х., О 40. Moffat A.F.J., Shara M.M., Wolf-Rayet stars in the кратковременных изменениях эмиссионных линий Andromeda galaxy. The Astrophys. Journal, 1987, в спектрах некоторых звезд типа Вольфа-Райе. v.320, pp. 266-282. ИЗВЕСТИЯ АН Азерб. ССР, 1979, т. 4, 3-9. 41. Schaerer D., Contini T., and Kunth D., Population of 60. Бабаев М.Б., Салманова Л.Х., О быстрых WC and WN stars in Wolf-Rayet galaxies, изменениях эмиссионных линий в спектрах звезды Astron.Astrophys., 1999, v.341, pp.399-417. типа Вольфа-Райе HD 191765 и HD 192103. 42. Willis A.J., Wolf-Rayet stars. Astrophys. And Space Циркуляр ШАО, 1993, N91, стр. 3-11. Sci., 1996, v.237, pp.145-168. 61. Рустамов Д.Н., Черепащук А.М., Звезда типа 43. Van der Hucht K.A., Observational properties of Вольфа-Райе с усиленными линиями кислорода Wolf-Rayet stars. Astrophys. And Space Sci., 1996, HD 16523. Письма в Астрон. Журн., 1986, т.12, v.238, pp.1-15. cтр. 373-379. 44. Crowther P.A., Physical properties of Wolf-Rayet stars., 62. Рустамов Д.Н., Черепащук А.М., НD16523 и Annu.Rev.Astron.Asrophys., 2007, v.45, pp. 177-219. НD17638 возможные звезды Вольфа-Райе типа 45. de Loore C.W.H., Willis, A.J., (eds), Wolf-Rayet stars: WO. Письма в Астрон. Журн., 1987, т.13, cтр. 680- Observations, Physics and Evolution, IAU Symposium 685. 99, 1982, D.,Reidel, Pub., Co., Holland 63. Рустамов Д.Н., Черепащук А.М., Исследования 46. de Loore C.W.H., Willis, A.J., Laskarides, P. (eds), звезд типа WR с усиленными линиями кислорода. Luminous Stars and Associations in Galaxies, IAU Астрон. Журн., 1988, т.65, стр. 1028-1036. Symposium 116, 1986, Reidel, Dordrecht 64. Рустамов Д.Н., Черепащук А.М., Спектральные и 47. van der Hucht, K.A., Hidayat, B., (eds), Wolf-Rayet фотометрические исследования звезд типа Вольфа- Stars and Interrelations with other Massive Stars in Райе НD16523 и WR145=AS422. Астрон. Журн., Galaxies, IAU Symposium 143, 1991, Kluwer, 1989, т.66, стр. 67-75. Dordrecht 65. Cherepashchuk A.M., Rustamov D.N., WR stars with 48. van der Hucht, K.A., Williams, P.M., (eds), Wolf-Rayet the OVI3811, 3834 emission doublet 1. The Catalog Stars: Binaries, Colliding Winds and Evolution, IAU of the WR-OVI Stars and spectroscopic studies of the Symp., 163, 1995, Kluwer, Acad. Pub. WR-OVI stars HD16523, HD17638 and HD192103. 49. Roberto H.M., and Niemela V.S., A reclassification of Astroph. and Spase Science, 1990, v.167, pp 281-296. WC and OVI central stars of planetary nebulae, and 66. Рустамов Д.Н., Спектральный мониторинг comparison with population I WC stars, in: Wolf-Rayet эмиссионной полосы НеII+Hα в спектре звезды stars: Observations, Physics and Evolution, de Loore типа Вольфа-Райе HD 192163 в 2005-2008 г.г. C.W.H., Willis, A.J., (eds), IAU Symposium 99, 1982, Azәrbaycan Astronomiya Jurnalı, 2008, т.3, №3-4, D.,Reidel, Pub., Co., Holland, pp.457-461. стр. 29-33. 50. Schulte-Ladbeck R.E., Herald J.E., Ionization 67. Рустамов Д.Н., Долговременная переменность stratification in [WR] winds. Astrophys. And Space звезды типа Вольфа Райе HD 192163. Кинематика Sci., 1996, v.238, pp. 87-90. и физика небесных тел, 2009, т. 6, стр.336-338. 51. Черепащук А. М., Параметры двойных WR+OB 68. Рустамов Д.Н., Исследование спектральной звезд Вольфа-Райе., Всесоюзное совещания. Звезды переменности звезды типа Вольфа-Райе HD типа Вольфа-Райе и родственные им объекты. (под 192163. Письма в Астрон. Журн., 2010, т.36, № 5, ред. Т.Нугиса и Пустыльника) Таллин 1988, стр.39. стр. 372-379. 52. Schweickhardt J., et al., Revised mass determination of 69. Рустамов Д.Н., Черепащук А.М., Звезда WR HD the super massive Wolf-Rayet star WR 22. 192163 как возможный эволюционный Astron.Astrophys., 1999,v. 347, pp.127-136. предшественник маломассивной рентгеновской 53. Rauw G., et al, The spectrum of the very massive двойной системы. Астрон. Журн., 2011, т.88, №4, binary system WR 20a (WN6ha+WN6ha): стр. 380-392.
42 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
70. Рустамов Д.Н., Черепащук А.М., Спектральные и фотометрические исследования звезды типа Вольфа-Райе WR 134=HD 191765. Астрон. Журн., 2012, т.89, №10, стр.843-856. 71. Рустамов Д.Н., Ионизационная структура оболочек и спектральная классификация звезд типа Воль-фа- Райе WR 134 и WR 136. Azәrbaycan Astronomiya Jurnalı, 2012, т.7, №2, стр. 9–12. 72. Абдуллаев Б.И., Меджидова С.О., Микаилов Х.М., Рустамов Б.Н., Фотометрическая калибровка системы Zeiss-600+VRI фильтры+ССD камера ALTAU-47. Azәrbaycan Astronomiya Jurnalı, 2011, т.6, №4, стр. 11–16. 73. Cherepashchuk A.M. et al, Highly evolved Close Binary Stars: Catalogue, Gordon and Breach, Amsterdam, 1996, p.95 74. Cherepashchuk A.M., X-ray nova binary systems. Space Sci. Rev., 2000, v 93, p.473-580. 75. Koenigsberger G. et all. Spectral variations of HD 192163. Rev.Mex.Astron.Astrofiz. 1980, v. 5, p.45-49. 76. Moffat A.F.J. and Shara M.M., Photometric variability of a complete sample of northern Wolf-Rayet stars. Astron J.1986, v.92, p.952-975. 77. Микаилов Х.М., Халилов В.М., Спектральные исследования симбиотической звезды CH Лебедя. Кинем. и физ.небес.тел., 2005, т.21, №6, с.452-460. 78. Микаилов Х.М., Халилов В.М., Спектральные наблюдения CH Cyg в 1998-2001 гг. Труды международной науч.конф. “Исследование солнечной системы”, 14-17 июня 2004 г., ШАО, Азербайджан, стр. 150-159. 79. Микаилов Х.М., О поведении некоторых эмиссионных линий в активном состоянии симбиотической звезды AG Dra. Материалы международной конференции по астрономии, физике и математике посвященное международному астрономическому году. Нахичевань, 2009, стр. 125-127. 80. Azimov S.M., Ahundova G.V., Babaev M.B., Observations of nova Del 1967, Aстрономич. Циркуляр, 1968, N458, p.1-3 81. Babaev M.B, The emission lines in the spectrum of Nova Delphini 1967, Pis’ma Astron. Zh., 1979,v. 5, pp.537-541. 82. Babaev M.B, The variable emission-line structure in the Nova HR Delphini, Pis’ma Astron. Zh., 1981,v. 7, pp.422-427. 83. Babaev M.B., Hadjiev M.S., On variations of the period of Nova Delphini 1967, Astronomicheskii Tsirkulyar, 1989, N1535, pp.15-16. 84. Babaev M.B., On the variations of the line profiles in the spectrum of HR at the Nebula stage- Part one, Astronomicheskii Tsirkulyar, 1987, N 1498, pp.3-4. 85. Бабаев М.Б., Внезапные падения блеска Новой HR Del в минимуме, Астрономический Циркуляр, 1998, N 1557, стр. 21 – 22. 86. М.Б.Бабаев, О некоторых особенностях изменения блеска и спектра новых звезд. (монография), Мутарджим, Баку, 2007, стр. 167.
43 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЙ МОЛОДЫХ ЗВЕЗД В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ
© 2013 г. Н.З. Исмаилов
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им Н.Туси НАН Азербайджана (e-mail: [email protected])
Исследование звезд, находящихся на спектрографе «Канберра» с дисперсией 93 стадии эволюции до главной Å/мм у Нβ за 10-15 минут, или на последовательности (ГП), в семидесятые годы дифракционном спектрографе с дисперсией прошлого века представляло особое значение. 75 Å/мм за 20-30 минут. Это был рекорд по В то время по всему миру проводились тем временам по СССР, несмотря на то, что и исследования молодых эмиссионных звезд в КрАО и в БАО работали телескопы солнечного типа, генетически связанных с большей апертуры отечественного газопылевыми областями звездообразования производства - 2.6 м телескопы. Поэтому, Галактики. Эти объекты в 1947-1949 гг. были исследование звезд типа Т Тельца и выделены Джоем [1] как отдельная группа родственных объектов в ШАО считалось переменных звезд, в дальнейшем названная очень актуальным и своевременным. звездами типа Т Тельца (TTS). Позже было В начале семидесятых годов прошлого века показано, что эти звезды наблюдаются в виде большинство исследований молодых звезд групп, в областях газопылевых комплексов в было нацелено на изучение спектральных и звездных ассоциациях Галактики. Судя по фотометрических характеристик этих спектральным и фотометрическим признакам, объектов в оптическом диапазоне. Сами по по положению их на диаграмме себе спектры звезд типа Т Тельца в то время Герцшпрунга-Рассела (ГР), эта группа звезд казались необычными: нечеткий находится на ранней стадии эволюции [2]. (вуалированный) абсорбционный Исследования показали, что судя по фотосферный спектр соответствует поздним физическим характеристикам эти звезды спектральным классам F-M, класса светимости являются предшественниками нашего Солнца, IV-V, наблюдается широкая эмиссия в линиях и отражают ее состояние на очень ранней водорода серии Бальмера и Н и К СаII. стадии эволюции. Звезды более ранних спектральных классов В- В то время во всем мире, например, в А в дальнейшем были названы типа Ае/Ве США, Мексике, Италии, Германии, в том Хербига (орионовые переменные). Первые числе и в бывшем СССР - в КрАО (Украина), важнейшие критерии в спектрах звезд, в ГАИШ МГУ (Москва), в Абастумани указывающие на их принадлежность к звездам (Грузия), в БАО (Армения) и в АИ АН типа Т Тельца были выдвинуты Хербигом в Узбекистана, - проводились спектральные, 1962 г. [2]. Тогда уже было известно о фотометрические и поляриметрические небольшой группе молодых звезд, наблюдения этих звезд, и выявлялись все обнаруженной Джоем в 1947-1949 гг.[1]. В тот новые их свойства. Заметим, что подавляющее период перед исследователями молодых звезд большинство звезд типа Т Тельца слабее 10m, стояли следующие важные задачи: и для их спектральных наблюдений 1. Изучить особенности спектра звезд типа требуются средние и крупные телескопы. Т Тельца и родственных объектов. На этом этапе, когда вступил в строй 2 м 2. Исследовать фотометрические телескоп ШАО, благодаря высокому качеству характеристики, изменение блеска и цвета оптики телескопа и спектрографов в кассегреновском фокусе можно было со временем. получить спектрограммы относительно ярких 3. Определить местонахождение отдельных звезд типа Т Тельца на призменном групп молодых звезд на диаграмме ГР.
44 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
4. Выделить среди молодых звезд отдельные электроннооптический преобразователь разновидности - группы звезд с общими высокой мощности «Алькор». В сочетании со свойствами. спектрографом UAGS этот ЭОП был 5. В теоретических исследованиях нужно применен для получения спектров звезд с очень короткими – секундными было объяснить причину активности экспозициями. Были получены спектры молодых звезд и аномалии в их спектрах. молодых звезд с экспозициями 10-30 секунд в области линии Нα. Как видно, в период становления ШАО, Следующим исследователем в ШАО в перед исследователями молодых звезд стояла области молодых звезд являлся Салманов важнейшая новая задача – изучить природу И.Р. Ему удалось провести синхронные молодых звезд для понимания процессов фотометрические и спектральные звездообразования и начальную стадию наблюдения звезд типа Т Тельца и эволюции звезд малых и умеренных масс. родственных им объектов, таких как SU Aur, Несомненно, пионером исследований V380 Ori, RY Tau, FU Ori. Фотометрические молодых звезд в ШАО можно считать наблюдения Салманов И.Р. выполнял Исмаилова З.А.. Еще до установления 2 м синхронно, на кассетном устройстве, телескопа ШАО он выполнил спектральные установленном в фокусе 30 см гида- наблюдения нескольких звезд типа Т Тельца рефрактора 2 м телескопа ШАО. Результаты на 70 см менисковом телескопе с объективной его научных исследований были призмой Абастуманской астрофизической опубликованы в более чем 20-ти работах [22- обсерватории в Грузии. Вскоре, на 2 м 41]. телескопе ШАО он выполнил большое В 1975 г. Салмановым И.Р. была защищена количество спектральных наблюдений кандидатская диссертация по теме: следующих классических звезд типа Т Тельца: «Спектрофотометрические и T Tau, RW Aur, GW Ori, RY Tau и др. Кроме фотометрические исследования звезд типа Т того, ему удалось получить спектрограммы Тельца». Он показал, что во время большого количества эруптивных звезд, в том значительного повышения блеска звезды RW числе, симбиотических звезд AG Dra, AG Peg, Aur усиливаются признаки оболочечного вспыхивающих BY Dra и др. Он написал спектра звезды. Впервые обнаружено более 20 научных трудов по звездам типа Т изменение лучевой скорости эмиссионного Тельца, вошедших в архив NASA ADS [3-21, спектра RW Aur от -80 до +80 км/сек в течение 24, 68, 69]. месяца, что свидетельствует о наличии По работам Исмаилова З.А. (см., например, выброса и падения вещества у этой звезды. На [19]) впервые была установлена переменность основе анализа он сделал вывод о том, что контуров эмиссионных линий и их быстрые изменения могут быть результатом расщепление у звезды типа Т Тельца - RW Aur активных процессов в атмосферах молодых за рекордно короткое время наблюдений -10 звезд. минут. В 1974 г. под руководством академика С пополнением обсерватории молодыми В.Крата в Ленинграде он защитил кадрами, под руководством Исмаилова З.А. кандидатскую диссертацию по теме исследованиями звезд типа Т Тельца и «Спектрофотометрические исследования родственных им объектов стали заниматься звезд типа Т Тельца». Он долгие годы был Тимошенко Л.В., Рустамов Б.Н., Гулиев руководителем отдела переменных звезд и Н.Х, Исмаилов Н.З., Баязитов У.Ш. В руководил работой 2 м телескопа ШАО. частности, в работах Л.В.Тимошенко были Позже, он занимал должность зам.директора выполнены спектральные наблюдения таких по научной части, организовал установку 60 разновидностей молодых звезд, как звезды см телескопа, сделал многое для организации типа Ае/Ве Хербига. Ему удалось получить наблюдательных работ в ШАО. спектры звезды WW Vul, как при нормальном Под руководством Исмаилова З.А. впервые состоянии, так и при ослаблении блеска. Он в наблюдениях 1986-1988 гг. был применен показал, что спектральный класс звезды
45 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
меняется при ослаблении блеска в Рустамов Б.Н. получил однородный направлении к более позднему типу. По систематический ряд наблюдений спектров спектральным наблюдениям звезд SV Cep, UX фуоров - FU Ori и V1057 Cyg и звезд типа Т Ori, и DD Ser, Тимошенко Л.В. определил Тельца – T Tau, RY Tau. Обнаружена вспышка спектральные классы и классы светимости в эмиссионных линиях водорода и К СаII в указанных звезд, показал границы изменений спектре T Tau с характерным временем 15 дней. спектрального класса от ночи к ночи. Под Показано, что с усилением эмиссионного руководством д.ф.-м.н. Р.Е.Гершберга он излучения водорода, спектральный класс защитил кандидатскую диссертацию по теме: звезды T Tau становится более поздним. Ему «Спектральное и фотометрическое удалось получить спектры фуора V1057 Cyg исследование быстрых переменных с при наименьшем его состоянии блеска после непериодическими ослаблениями блеска». Им вспышки, для которой время экспозиции в опубликовано более 25 научных статей [43- кассегреновском фокусе составляло около 7- 63]. 10 часов. Кроме того, совместно с С целью дальнейшего определения З.А.Исмаиловым, Б.Н.Рустамову удалось спектральных классов и классов светимости получить спектрограммы RY Tau в разных молодых звезд Л.В.Тимошенко разработал состояниях блеска. Они показали, что после схему двумерной спектральной вспышки этой уникальной звезды в 1983 г. ее классификации по спекрам 42 стандартных спектральный класс не изменился, а эмиссия в звезд для интервала спектра B9-F8I-V [50]. Для линии Нα значительно возросла. Обнаружена выполнения двумерной спектральной переменность спектральных параметров и классификации звезд по спектрограммам, контуров линий Нα и Нβ у RY Tau. полученным на 2х2 призменном Рустамовым Б.Н. также показано, что у спектрографе «Канберра», в качестве фуора V1057 Cyg наблюдается корреляция критериев были использованы эквивалентные между эквивалентной шириной линии Нβ и ширины и их отношения для избранных показателем цвета
46 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
и фуоров. Существует предположение, что V/R1. А в наблюдательные сезоны 2007- звезды типа UX Oриона являются 2010 г.г. включается дополнительный проэволюционировавшими звездами типа Т механизм, приводящий к быстрым Тельца, прошедшими стадию вспышек изменениям физических условий в области фуоров [78]. формирования линии Нα и усложняется В 2006-2010 г.г. проведены спектральные картина переменности. Таким механизмом наблюдения звезды типа UX Ori - WW Vul на может быть магнитное поле в аккреционном эшелле-спектрометре кассегреновского диске и/или на поверхности звезды, которое фокуса 2-м телескопа Шамахинской определяет характер взаимодействия между Астрофизической Обсерватории с помошью звездой и окружающей ей средой [79, 80]. ПЗС-приемника (с дисперсией 10.5 Ǻ/мм, у Нα, R=13600) [79, 80]. К исследованиям молодых звезд чуть позже В результате сравнительного анализа подключился и Исмаилов Н.З. В работах Исмаилова Н.З. было уделено внимание таким профилей эмиссионной линии Н в спектре WW Vul на основе полученных ими спектров разновидностям молодых звезд, как в 2006-2010г.г. и с привлечением орионовым переменным – звездам типа Ае/Ве опубликованных данных за период 1972-2003 Хербига, - а также были продолжены г.г., можно прийти к следующим выводам: исследования по звездам типа Т Тельца. Его объектами исследования были известные в то 1. В результате сравнительного анализа 1 наших данных с опубликованными время, как двойная система в трапеции θ Ori – BM Ori, V1016 Ori, а также звезды типа Ае/Ве аналогичными [77,81-85] данными можно 1 предположить, что режим нестационарного Хербига - θ Ori D, EY Ori , T Ori, AB Aur, истечения и/или выброса вещества у звезды HD200775, HD216623, и звезды типа Т Тельца WW Vul в целом сохраняется в течение - SU Aur, T Tau, DI Cep, GW Ori, RY Tau, DR длительного времени (по крайней мере, за Tau, BP Tau и др. [88-135]. период 1972-2010 г.г.) и эпизодически Помимо длительных спектральных наблюдается возвращение части наблюдений, выполненных на 2 м телескопе, выброшенного вещества обратно на звезду Исмаилов Н.З. впервые в ШАО применил [79, 80]. фотоэелектрический UBVR- и Hα-метод фотометрии ТТЗ и осуществил синхронные 2. В период спектральных наблюдений фотоэлектрические и спектральные (2006-2010 г.г.) в 4-х случаях обнаружена наблюдения звезды типа Т Тельца - DI Cep. вторая эмиссионная компонента, со Фотоэлектрические UBVR наблюдения, а скоростью - 280 ÷ - 290 км/с, на синем крыле также наблюдения с узкополосным эмиссионной линии Н [79, 80]. интерференционным фильтром Нα он 3. Выявлено изменение режима выполнил на одноканальном фотометре, переменности профиля эмиссионной линии установленном в кассегреновском фокусе Нα в спектре WW Vul в 2006г и 2007-2010г.г. телескопа Цейс-600. Часть фотометрических Все измеренные параметры профиля наблюдений группы звезд типа Т Тельца эмиссионной линии Нα в спектре звезды WW Н.З.Исмаилов выполнил также в Крымской Vul , в период спектральных наблюдений станции ГАИШ МГУ на телескопе Цейс-600 (2006-2010 г.г.) показывают переменность, как [104]. Часть результатов фотометрических в течение каждого наблюдательного сезона, наблюдений Исмаилова Н.З. включена в базу так и между сезонами. Вместе с тем, характер данных Веслеянского университета США этой переменности отличается в 2006 г. (www.astro.wesleyan.edu). (особенно в августе 2006 г.) и 2007-2010 г.г. Кроме того, Исмаилов Н.З. получил более По-видимому, в августе 2006 г. в поведении 500-от спектрограмм исследуемых объектов, а переменности доминирующая роль также активно принимал участие в принадлежит вращению аккреционного исследовании наблюдательной техники и диска, как в случае звезды типа UX Oриона - приемников излучения, принимал участие в RR Tau ([86, 87]), мы имеем испытаниях по запуску эшелле-спектрометра двухкомпонентный профиль линии Нα с
47 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
и ПЗС- матрицы, установленных в кудэ- блеском звезды, с увеличением блеска фокусе 2 м телескопа ШАО, а затем применил усиливается эмиссионный спектр. систему в наблюдениях конкретных объектов. Впервые наблюден такой уникальный Исмаиловым Н.З. были получены факт, что у этой звезды одновременно на важнейшие результаты о структуре, динамике одних и тех же спектрограммах обнаружены и физике дискообразных оболочек большой слабые эмиссионные компоненты на крыльях группы звезд типа Т Тельца и родственных эмиссии Н и Н, сдвинутые в красную и объектов. Под руководством академика синюю часть спектра на 400 км/с, А.М.Черепащука (ГАИШ) он в 1990 г. соответственно. Обнаружена активная защитил кандидатскую диссертацию по теме переменность эмиссионных линий Н и Н у «Поиск и исследование двойных, среди звезды DI Cep. молодых звезд», а в 2004 г. - докторскую Обнаружено изменение лучевой скорости диссертацию по теме «Спектральные и центра массы системы, что позволило фотометрические исследования молодых и заподозрить звезду DI Cep в двойственности. магнитных звезд». По результатам Показано, что ранее обнаруженный период выполненных научных работ Н.З.Исмаилов изменения спектра и блеска Р=9.24 дней, написал монографию и более 140-ка научных скорее относится не к самой поверхности статей и докладов, более половины из этой звезды, а к верхним, более медленно которых опубликованы в зарубежных вращающимся частям оболочки звезды. изданиях. Часть этих статей опубликованы в Впервые на основании теории журналах с высоким импакт-фактором магнитосферной аккреции оценена (категории А-С). Список лишь части этих интенсивность магнитного поля на публикаций приводятся под номерами [88- поверхности звезды DI Cep в пределах 600- 135] в списке литературы. 1000 Гс. К теме исследования молодых звезд под В течение 1-2.5 часа непрерывных руководством Н.З.Исмаилова позже изменений за отдельные ночи в 2004 г. не подключились следующие исследователи – выявили значительных быстрых изменений в Шустарев П.Н., Алиева А.А., Гулиев Н.Х., профилях и спектральных параметрах Алимарданова Ф.Н., Халилов О.В. , отдельных компонент линии Н у звезды Бахаддинова Г.Р., Адыгезалзаде А.Н., Абди MWC 361. Г., Баширова У. Обнаружен плавный сдвиг в Шустаревым П.Н., совместно с соавторами, коротковолновую часть спектра отдельных была разработана методика анализа сводных многолетних наблюдательных данных звезд компонент линии Н у звезды MWC 361 в типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига. С помощью течение около 10 дней. Выявлено значительное спектрального фурье-анализа были изменение спектральных параметров построены синтетические кривые блеска отдельных компонент линии Н за разные целого ряда молодых звезд, при ночи. предположении, что вокруг центральной По спектрограммам с высоким звезды существуют дополнительные тела на спектральным разрешением выявлена кеплеровских орбитах с разными периодами клочкообразная структура в оболочках звезд обращения (см., например, [91]). типа Ае/Ве Хербига - AB Aur и MWC 361. Алиева А.А. защитила кандидатскую У WTTS звезд впервые обнаружена диссертацию по теме «Исследование звезд значительная корреляция между излучением в типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига с сильным ближних УФ- и ИК -областях спектра. У эмиссионным спектром». Вот наиболее классических звезд типа Т Тельца важные результаты, полученные в работе практически отсутствует зависимость между Алиевой А.А. избытками излучений в ближних УФ- и ИК- Показано, что у звезды DI Cep областях спектра. эквивалентные ширины эмиссионных линий Гулиев Н.Х. занимался исследованием водорода имеют прямую корреляцию с спектра звезды T Tau на основе спектрального
48 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
материала, полученного за длительный блеска. Таким источником может быть период наблюдений. Он, в 2008 г., защитил горячее пятно, образованное за счет кандидатскую диссертацию по теме дисковой аккреции. «Исследование разных фаз активности Т 7. В спокойном состоянии излучения Тельца на основе долговременных эмиссионного спектра эквивалентные спектральных наблюдений». Вот некоторые ширины абсорбционных линий металлов научные результаты, полученные в работе не показали быстрого изменения в течение Гулиева Н.Х. совместно с Исмаиловым Н.З. и ночи наблюдений. В таком состоянии др.: наблюдается изменение абсорбционных 1. Впервые получено быстрое изменение линий лишь в разные ночи или сезоны. профиля линии Н с характерным 8. При активном состоянии эмиссионного временем 6-8 минут, а также изменение спектра наблюдается быстрое изменение параметров эмиссионных спектральных абсорбционного спектра звезды с линий водорода и Н и К CaII с характерным временем от 1-го до характерным временем 90-120 минут. нескольких часов. 2. Было показано, что состояние излучения 9. Наблюдено синхронное изменение эмиссионного спектра может быть эквивалентных ширин эмиссионного и «активным» и «спокойным». При абсорбционного спектра, а также V- спокойном состоянии интенсивности значений блеска звезды, по крайней мере, эмиссионных линий уменьшаются, внутри одного 6-летнего цикла. С абсорбционный спектр выражается четко. увеличением блеска наблюдается При активном состоянии - усиливаются увеличение эквивалентных ширин эмиссионные линии, абсорбционный абсорбционных и эмиссионных линий спектр кажется «замытым». одновременно. 3. Обнаружен продолжительный переход Далее научные результаты, полученные в активности излучения эмиссионного работе Алимардновой Ф.Н.совместно с спектра от спокойной стадии к активной. группой исследователей: Прослеживается квазициклический период 1. На основании синхронно проведенных в разные фазы излучения эмиссионного фотометрических и спектральных спектра звезды с характерным временем 28- наблюдений показано, что степень 30 суток. активности эмиссионного спектра 4. Наблюдается изменение эквивалентных классической звезды типа Т Тельца - DI ширин эмиссии от 2 до 5 раз, Cep, зависит от блеска. При увеличении соответственно, при слабом и ярком блеска в оптическом диапазоне состоянии общего блеска звезды. наблюдается увеличение эквивалентных Спектральная активность системы в разные ширин эмиссионных линий. годы наблюдений различна, и, возможно, 2. Результаты наблюдений звезды DI Cep за носит многолетний циклический характер. последние 30 лет показали, что начиная с 5. Несмотря на то, что внутри каждого 6- 1990 г. средний уровень блеска монотонно летнего цикла блеск звезды меняется убывал и в настоящее время яркость звезды примерно с постоянной амплитудой 0 m.2 в находится в абсолютном минимуме; V-полосе, активность эмиссионного одновременно, средние значения спектра звезды при этом показывает эквивалентных ширин эмиссионных линий независимое изменение от изменений также показали монотонное уменьшение. блеска внутри такого цикла. 3. По анализу UBV-фотометрических 6. Установлено, что уровень изменения наблюдений DI Cep выявлена 2020±200 - общего блеска не совпадает с уровнем дневная квазипериодическая переменность изменений эквивалентных ширин эмиссии. блеска. Такая переменность объясняется Это свидетельствует о существовании дополнительным компонентом, дополнительного источника эмиссии в присутствующим в окружении спектральных линиях при ярком состоянии центральной звезды.
49 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
4. Был применен новый метод для соотношения масса-температура для звезд интерпретации сложных кривых блеска можно предположить, что чем больше молодых звезд типа Т Тельца. Для этого масса центральной звезды, тем больше были использованы 2-3 наиболее вероятность образования более массивной вероятных периодов изменения блеска протозвезды. звезды, найденных на основе статистического спектрального анализа, и Вот научные результаты, полученные в было показано, что комбинацией этих работе Адыгезалзаде А.Н. совместно с периодов у молодых звезд DI Cep, T Tau, другими исследователями: SU Aur можно объяснить наблюдаемые 1. Впервые показано, что спектральные среднегодовые кривые блеска. Этот параметры группы линий эмиссионного результат подтверждает предположение о спектра RY Tau, как в УФ (MgII, HeII, CIV существовании в окружении молодых звезд и др.), так и в оптической части спектра протопланет и/или протозвезд. (Нε+Н и К СаII) меняются с периодом 5. В УФ - спектре классической звезды типа Т Р=23.26 ± 0.06 дней. Тельца - BP Tau, обнаружена 2. По сводной кривой блеска RY Tau в периодическая переменность интервале времени 1983–2004 гг. выявлено интенсивностей эмиссионных линий с два наиболее вероятных долговременных периодом 8.275 дней. В течении 10 - летних периода изменения блеска звезды RY Tau - наблюдений в спектре BP Tau обнаружены 14 и 6 лет. В комбинации этих периодов две группы эмиссионных линий. Первая нами построена синтетическая кривая группа линий в течении 10 лет показала блеска, которая удовлетворительно монотонное уменьшение, а вторая группа описывает среднегодовую кривую блеска линий показала хаотическое изменение звезды. интенсивностей. 3. Изменение V-значений блеска и 6. Используя наземные широкополосные эмиссионного дублета MgII λ2800 Å у RY фотометрические данные, а также данные Tau со временем показали что, невозможно архива IRAS в диапазоне 0.36-100 мкм, однозначно говорить о какой либо были построенны кривые распределения корреляции блеска и эмиссионного спектра энергии в спектре (РЭС) для 87 молодых звезды. Это свидетельствует о том, что звезд. Было показано, что по видам кривых, переменность эмиссионного спектра и РЭС можно разделить не на 3, как блеска звезды имеют различную природу. предполагалось раньше, а на 5 типов. К 4. Показано, что в период времени 1983 - схеме классификации кривых РЭС 2004 гг. изменение блеска звезды RY Tau молодых звезд было добавлено еще 2 носит периодический характер, но иногда дополнительных подкласса. Обновленная наблюдаются отклонения. Обнаружен схема классификации объясняет разные период Р1=377±10 дней с амплитудой этапы эволюционного пути молодых звезд. ΔV~1m. Заподозрено смещение фазы 7. Показано, что на кривых РЭС у молодых найденного периода после 1983 г. и после звезд, помимо основного максимума, часто 1995 г. Заподозрено также наличие наблюдаются 2-3 области избыточного периодических изменений блеска по излучения, находящиеся в ИК-части сезонным наблюдениям с периодом спектра. Температуры таких максимумов Р2=146±3 дней. очень часто соответствуют 2500-3000 К и 5. По РЭС программных звезд RY Tau и DR 90-100 К. Tau определены температуры всех 8. Полученные для второго источника источников, создающих дополнительное излучения температуры теплового избыточное излучение в распределении излучения по РЭС у молодых звезд имеют энергии. Показано, что наибольшая высокую степень корреляции с температура ИК-источников составляет температурами звезд, соответствующие их 2500-3000 К, а наименьшее - около 90-100 спектральным классам. При учете К. Температура 90 К, по-видимому,
50 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
соответствует излучению пылевой активной областью, расположенной на составляющей околозвездной материи, в то диске звезды. время как ИК-источник с температурой 3. Впервые установлено, что у звезды AB Aur 2500 К возможно является протозвездой. профили эмиссионных линий водорода Нα 6. Измерение интенсивностей как и Нβ показывают активную переменность у абсорбционных, так и эмиссионных линий фиолетового крыла, а у линии Не I λ 5876 показывает, что спектр звезды DR Tau Å основная переменность происходит на является сильно переменным. красном крыле. Спектральный класс звезды по 4. У звезды AB Aur обнаружена синхронная абсорбционному УФ -спектру был переменность фиолетового крыла у линий определен как К5-М0. Выделено, по водорода Нα и Нβ. Полный цикл события крайней мере, три группы абсорбционных от возникновения до исчезновения спектральных линий со сходным эмиссии на этом крыле имеет характерное характером переменности. Это показывает, время 3 суток. Также обнаружена что в атмосфере звезды наблюдаются переменность структуры и интенсивностей области с локальными физическими отдельных компонент линий Не I λ 5876 Å условиями. и D1, D2 NaI от ночи к ночи и в отдельные 7. Показано, что по фотометрическим V- годы. значениям блеска DR Tau обнаруживаются 5. Впервые по УФ-спектрам звезды AB Aur, d d два значимых периода, Р1=5 . 8 и Р2=7 . 4. полученным за 1978-1992 гг. показано, что Эти периоды были обнаружены по интенсивности некоторых абсорбционных результатам нескольких сезонов линий, в том числе линий Mg II 2800, FeII наблюдений. Поиск периодических и др., меняются с периодом 6.1±0.1 дней. изменений в параметрах отдельных Обнаружена синхронная периодическая спектральных линий по УФ-спектру звезды переменность эквивалентных ширин не увенчался успехом. эмиссии у линий водорода и гелия, а 8. Для DR Tau спектральный фурье-анализ лучевые скорости этих линий меняются в показал, что наблюдаются два значимых противофазе с периодом 6.1 дней. Учитывая достоверных периода - 2 и 6 лет, с учетом скорость вращения звезды показано, что которых удается удовлетворительно область активного образования гелия объяснить наблюдаемую среднегодовую должна находиться на расстоянии не более
сводную кривую блеска и кривые 15 Rⵙ от поверхности фотосферы. изменения колор-индексов. 6. Результаты совместных спектральных наблюдений AB Aur с группой Результаты, полученные по работе сотрудников из ГАО РАН (Пулково) Халилова О.В. совместно с исследователями: показали, что обнаруживается заметная 1. По многолетним спектральным корреляция изменений эквивалентных наблюдениям в оптическом диапазоне ширин эмиссионных линий Hα и HeI λ впервые был обнаружен квазициклический 5876Å с коэффициентом корреляции r = период изменения эквивалентных ширин +0.6 8± 0.14 и обратную корреляцию для эмиссионных линий Нβ и H и K CaII в HeI и DNaI с r = -0.674 ± 0.14 (результаты спектре звезды Т Tau с периодом 33 ± 1.5 ГАО) и для тех же линий r = + 0.59 ± 0.14, дней. r = - 0.73±0.10 (результаты ШАО), 2. По спектрограммам IUE за 1979-1994 гг. соответственно. обнаружена периодическая переменность 7. Проведенный периодограммный анализ эмиссионных линий в УФ-спектре T Tau с всех измеренных эквивалентных ширин по таким же квазипериодом, который был всем спектрам, в спектре AB Aur для трех обнаружен и для эмиссионных линий линий – Hα (всего 60 значений) и HeI и D оптического диапазона. Показано, что NaI (всего по 36 значений) начиная с 1986г. найденная квазипериодическая (по всем данным КрАО, ГАО и ШАО) по переменность может быть связана с методу Лафлера-Кинмана показал наличие
51 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
периода переменности с периодом P = 123 значение периода спектральной орбиты и d.7 ± 0 d.3. вычислены спектроскопические элементы 8. Впервые найдено, что у звезды IL Cep за орбиты системы T Ori. Выявлена у этой 2006–2011 гг. различные спектральные звезды периодическая переменность параметры эмиссионных линий водорода профилей линий водорода и K CaII. Нα и Нβ и абсорбция в линии гелия He I 5. Впервые у звезды DI Cep была λ5876Å показывают медленные изменения зарегистрирована вспышка, со временем; экстремум значений продолжавшаяся около 9 дней. спектральных параметров был достигнут в Спектральные наблюдения, проведенные 2009–2010 гг. Линии D1, D2 Na I в слабом до и после вспышки, позволили сделать виде повторяют изменение лучевых вывод о выбросе вещества из звезды при скоростей в линии Нα. Предполагается, что вспышке. У этой звезды выявлена быстрая обнаруженная переменность в спектре переменность интенсивности линии Н, с звезды может быть связана с присутствием амплитудой 0 m. 15 за 30 сек и с амплитудой в системе дополнительных тел. 0 m. 25 за 1.5 минуты. Быстрая переменность обнаружено также и в UBVR -полосах. Ниже перечислена часть наиболее важных 6. За длительный период наблюдений научных результатов, полученных Н.З. определены пределы изменений Исмаиловым совместно с группой спектрального класса звезд DI Cep, T Tau, исследователей: GW Ori., SU Aur. Показано, что интервалы 1. Построена новая кривая лучевых скоростей переменности спектра у разных звезд отдельных компонент и определены отличаются. По статистическим спектроскопические элементы орбиты диаграммам показано, что эти звезды члена трапеции θ1 Ori - BM Ori. Выявлена показывают наибольшее количество переменность остаточных интенсивностей одинаковых спектральных состояний при спектральных линий компонент BM Ori в наиболее позднем классе спектра (эффект узлах орбиты. Впервые показано, что «холодный провал»). Показано, что система в линиях водорода имеет интервал изменений фотометрических собственную эмиссию. величин у звезд GW Ori, SU Aur можно 2. Для системы BM Ori проанализирована V- удовлетворительно описать изменением кривая блеска по всем опубликованным температуры поверхности до 1000 К, при фотоэлектрическим измерениям. Сделан изменении относительной площади пятна вывод о том, что фигура холодного до 25%. компонента в этой затменной системе не 7. Впервые обнаружено периодическое может быть описана в рамках модели Роша. ослабление блеска T Tau с периодом 6 лет Получено удовлетворительное решение со средней амплитудой 0 m. 2 в фильтре V. кривой блеска в модели со вторичным Наиболее вероятное объяснение сфероидальным компонентом. периодическому ослаблению блеска - Переопределены абсолютные параметры существование, по крайней мере, одного отдельных компонент системы. протопланетного образования на 3. Методом моделей атмосфер определены расстоянии 4.5 а.е. от родительской звезды. фундаментальные параметры, а также 8. Проанализированы результаты обилие гелия и микротурбулентная многолетних однородных спектральных скорость ярких компонент BM Ori, V1016 наблюдений классических звезд типа Т Ori , 1 OriD - трех членов трапеции 1 Ori. Тельца- DI Cep, GW Ori и T Tau, Было показано, что звезды BM Ori и накопленные за 1972-1990 г.г. 1OriD имеют нормальный состав гелия, в Обнаруживается слабая корреляция между то время как у V1016 Ori наблюдается эквивалентной шириной эмиссионных избыток гелия. линий и спектральным классом, 4. По всем имеющимся в литературе данным, определенным по эквивалентной ширине включая измерения автора, уточнено абсорбционных линий. Спектральные
52 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
классы исследуемых звезд показывают типа Т Тельца - DI Cep. Впоследствии этот переменность, охватывающую разные результат был подтвержден крымскими диапазоны. Максимальный диапазон астрономами с точностью до сотой доли изменений спектра наблюдается у DI Cep -- периода. Показано, что для объяснения F4-K5V, у GW Ori -- F2-G5V, у T Tau -- физических характеристик этой звезды G1-K0V. Статистические диаграммы нужно предположить, что существует показывают, что у всех ТТЗ наиболее часто горячее пятно на поверхности звезды с наблюдаемое состояние абсорбционного температурой больше на 3000 К, чем спектра соответствует более позднему температура фотосферы звезды. спектральному классу. У всех ТТЗ не 12. Проанализирована сводная кривая блеска у наблюдаются спектральные классы 28 классических звезд типа Т Тельца. позднее, чем их наиболее вероятное Показано, что встречается всего 5 типов состояние. Изменение спектрального кривых блеска у таких молодых звезд. класса от наиболее часто наблюдаемого Обнаружена высокая степень корреляции состояния к более ранним спектрам между амплитудами переменности блеска в происходит плавно. С учетом активном и спокойном состояниях блеска. фотометрических характеристик, Разработана новая схема классификации результаты наблюдений можно объяснить кривых блесков молодых звезд. образованием горячего (в случае DI Cep) и 13. Разработана новая методика очистки холодного (в случае T Tau и GW Ori) пятен спектра эмиссионных объектов от на поверхности звезд. Переменность теллурических линий земной атмосферы. последних двух звезд может быть отчасти Методика была применена к спектрам звезд обусловлена переменной экстинкцией типа Ае/Ве Хербига - AB Aur и HD 200775. околозвездной оболочки. 14. Построены кривые распределения энергии 9. Показано, что начиная с 1997 г. по в спектре около 90 звезд типа Т Тельца и настоящее время спектральные параметры родственных объектов. По анализу кривых звезды HD200775 монотонно уменьшались, РЭС молодых звезд обнаружено всего 5 и по данным 2000 г - наблюдается типов кривых РЭС. Выделенные типы тенденция к их увеличению. Установлено, расширяют схему классификации кривых что основные изменения в профилях РЭС у молодых звезд и могут описать
линии Н и Нβ показывают, что эволюционную картину околозвездного наибольшая переменность наблюдается в первичного вещества в течение времени верхних слоях атмосферы звезды. выхода объекта на ГП. 10. Впервые установлено, что звезда HD200775 15. По признакам кривых РЭС программные является спектрально - двойной с периодом звезды разделены к разным группам. 118060 дней. Определены Выделено всего 5 нижеследующих типов спектроскопические элементы орбиты. кривых РЭС: 1) объекты, имеющие Предположено, что спутник системы несколько широких максимумов, является протозвездой малой массы расположенных в близкой и дальней ИК области спектра. Подобные кривые 0.5M, а затмение происходит полупрозрачной, протяженной показали в основном ИК источники околозвездной оболочкой. По излучения. В нашем списке таких объектов литературным данным получена кривая всего 9. 2) объекты с только одним блеска системы HD200775, которая широким максимумом в кривой РЭС. Этот подтверждает двойственность звезды. пик изредка может быть расположен в Оболочка системы является прозрачной оптической части, но в основном был для света яркого компонента и поэтому не обнаружен в ИК части спектра при 1.25- происходит затмения вторым 1.62 µm. В нашем списке имеется 14 таких компонентом. объектов. 3) объекты с не менее 2 11. Обнаружена периодическая переменность максимумами в кривых РЭС, и второй блеска и спектра с периодом 9.24 дня звезды максимум больше, чем остальные.
53 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Большинство этих объектов имеют эмиссионный спектр. Впервые наблюден сильнейший максимум при 1.25 µm, что такой уникальный факт, что у этой звезды соответствует температуре Т=2500°К. 4) одновременно на одних и тех же объекты такие же, как и тип 3, только с спектрограммах обнаружены слабые одной отличительной особенностью – эмиссионные компоненты на крыльях первый максимум сильнее, чем остальные. эмиссии Н и Н, сдвинутые в красную и Максимумы часто обнаруживаются около синюю часть спектра на 400 км/с, 0.56 µm и 1.25 µm, которые соответствуют соответственно. температурам 5000°К и 2500°К. 5) объекты 19. Обнаружена активная переменность с одним максимумом, расположенной в эмиссионных линий Н и Н у звезды DI оптической части спектра Cep. Обнаружено изменение лучевой соответствующей ≥5000°К и очень гладкой скорости центра массы системы, что кривой РЭС. Большинство этих объектов позволило заподозрить звезду DI Cep в относятся к звездам типа Ае/Ве Хербига. двойственности. 16. Обнаружена высокая степень корреляции 20. Показано, что ранее обнаруженный период полученных температур теплового изменения спектра и блеска Р = 9.24 дней, излучения околозвездного вещества, скорее относится не к самой поверхности определенных по избыточному излучению этой звезды, а к верхним, более медленно на кривых РЭС в разных участках спектра. вращающимся частям оболочки звезды. Анализ показал, что наиболее вероятное Впервые на основании теории значение температур по спектру магнитосферной аккреции оценена избыточного излучения равны 2500, 1500 и интенсивность магнитного поля на 90-120 К. Высокая степень корреляции поверхности звезды DI Cep в пределах 600- между температурами Т1 и Т2 (первых, 1000 Гс. наиболее высоких температур, 21. Периодичность звезды DI Cep по V- соответствующих избыточным излучениям значениям блеска можно выявить только по РЭС) может указывать на то, что при выделением отдельных сезонов конденсации околозвездной оболочки наблюдений. Значения эквивалентных тепловые источники, образованные в ширин эмиссионного спектра по линиям околозвездном окружении у разных звезд, водорода и Н и К СаII хорошо по-видимому, набирают массы, зависимые сворачиваются с фазами найденного от массы центральной звезды. периода. По данным разных авторов 17. Сравнение показало, что большинство наблюдается смещение начальной эпохи типичных молодых звезд позднего типа по периодических изменений спектра и кривой РЭС показывают систематически блеска звезды, что можно объяснить завышенную температуру (Т1), примерно на неустойчивостью аккреции из 1000 К больше, чем эффективные околозвездного диска. Значение угла температуры звезд (Тeff). Определенные наклона оси вращения к лучу зрения равно температуры тепловых источников имеют 27 2.5. характерные значения –чаще всего 1500 – 22. Выполнено синхронное спектральное и 2500 К и 90 – 150 К. Это может быть фотометрическое наблюдение одной из характерной особенностью околозвездных классических звезд типа Т Тельца - DI Cep. оболочек у молодых звезд: при Обнаружена переменность эквивалентных конденсации оболочки могут, в основном, ширин и лучевых скоростей отдельных образовываться объекты только компонент и профилей эмиссионных определенной массы и температуры. линий Hα, Hβ, D1, D2 NaI и HeI 5876. 18. Показано, что у звезды DI Cep Уверенно выявлена положительная эквивалентные ширины эмиссионных корреляция между блеском и линий водорода имеют прямую эквивалентной шириной у эмиссионных корреляцию с блеском звезды, с увеличением блеска усиливается линий водорода Н и Н. Звезда
54 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
заподозрена в двойственности. свидетельствует о существовании 23. По спектрограммам с высоким дополнительного источника эмиссии в спектральным разрешением выявлена спектральных линиях при ярком состоянии клочкообразная структура оболочек звезд блеска. Таким источником может быть типа Ае/Ве Хербига - AB Aur и MWC 361. горячее пятно, образованное в результате 24. У WTTS звезд впервые обнаружена дисковой аккреции. Наблюдается значительная корреляция между изменение эквивалентных ширин эмиссии излучением в ближних УФ- и ИК- областях от 2 до 5 раз, соответственно, при слабом и спектра. У классических звезд типа Т ярком состоянии общего блеска звезды. Тельца практически отсутствует Это явление можно назвать как изменение зависимость между избытками излучений в активности эмиссионного спектра. ближних УФ- и ИК- областях спектра. 28. По многолетним спектральным 25. Для поиска протозвездных или наблюдениям в оптическом диапазоне протопланетных образований в окружении звезды T Tau впервые был обнаружен молодых звезд был применен метод, период изменения эквивалентных ширин позволяющий выделить из наблюдаемой эмиссионных линий Нβ и Н и К CaII в кривой блеска долгопериодические спектре T Tau с периодом 33±1.5 дней. составляющие. Был проведен Эмиссионный спектр в УФ-диапазоне, а статистический спектральный анализ также поляризационные наблюдения среднегодовых кривых блеска отобранных независимо подтверждают существование звезд и по наиболее достоверным периодам этого периода. Выполненный расчет для каждой звезды построены показал, что, по-видимому, обнаруженная синтетические кривые блеска. Полученный периодичность является результатом результат в первом приближении говорит о вращения дополнительного хорошем совпадении полученных кометообразного компонента вместе с синтетических кривых с исходными диском, вследствие чего из-за вращения кривыми блеска, что делает гипотезу о активной зоны компонента в диске наличии в системах этих звезд наблюдается модуляция эквивалентных протозвездных или протопланетных ширин эмиссионных линий. образований достаточно достоверной. 29. Проведено исследование Анализ распределений энергии ультрафиолетового спектра из архива IUE рассматриваемых звезд в области 0.36-20 классической звезды типа Т Тельца - BP мкм также привел нас к выводу о том, что Tau. Были измерены спектральные наблюдаемые аномалии в инфракрасной параметры наиболее сильных эмиссионных части спектра у молодых звезд, скорее линий. По наиболее полному массиву всего, связаны с тепловым излучением измерений эмиссии дублета MgII λ2800 Å несформировавшихся спутников, уверенно было обнаружено изменение находящихся в околозвездном окружении. интенсивности линии с периодом 26. Несмотря на то, что внутри каждого 6- Р=8.275±0.005 дней. Хотя в двух плотных летнего цикла блеск звезды T Tau меняется рядах наблюдений переменность имеет с примерно постоянной амплитудой - 0 m.2 циклический характер, по всему массиву в V-полосе, активность эмиссионного измерений периодичность для многих спектра звезды при этом показывает линий не соблюдается. Показано, что независимое изменение от изменений выделяется группа эмиссионных линий, у блеска внутри такого цикла. Наблюдается которых интенсивности линий показывают возрастание активности эмиссионного монотонное уменьшение в течение более спектра с возрастанием общего среднего 10 лет наблюдения. блеска звезды. 30. Было показано, что абсорбционный 27. Уровень изменения общего блеска T Tau компонент линии Нα у звезды AB Aur не совпадает с уровнем изменений имеет отрицательный переменный сдвиг в эквивалентных ширин эмиссии. Это разные дни, доходящий до -280 км/с. В
55 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
17.08.2009 г. наблюдается дополнительный 10%. Кроме того, каждое из этих эмиссионный пик, накладывающийся на распределений блеска по отдельным фиолетовое крыло линии. Этот пик фильтрам имеет асимметричный вид, что является весьма неустойчивым и с может быть результатом неслучайных характерным временем в 1 день может процессов. полностью исчезнуть. Одновременно 34. По РЭС определена температура главной наблюдается усиление абсорбции на звезды системы RY Tau, которая оказалась красном крыле линии. В спектрограмме, равной 6000±200 К, что соответствует полученной через день, 19.08.2009 г., спектральному классу G1-G2. Температура наблюдается значительное усиление и 90 К соответствует излучению пылевой расширение фиолетовой абсорбции. При составляющей околозвездной материи. этом эквивалентная ширина эмиссионного Вторая температура, соответствующая 3000 компонента линии не показала К, обнаруженная по избытку излучения значительных колебаний. около 1 µm, свидетельствует о том, что в 31. Нами были получены также профили для системе имеется дополнительный источник линии Нβ, структура которых составляет излучения. полный аналог с линией Нα. Такие В настоящее время, под руководством Н.З. изменения на фиолетовом крыле могут Исмаилова группа исследователей молодых быть результатом частого нестационарного звезд продолжает исследования в следующих выброса вещества и в результате направлениях: увеличения концентрации светящегося газа 1. Исследование спектра в оптическом в области высоких скоростей. По диапазоне. результатам этой работы был сделан вывод 2. Исследование спектрального о том, что основная переменность в распределения энергии в диапазоне 0.36- атмосфере АВ Aur происходит в нижних 100 µm. слоях оболочки, в близлежащих областях к 3. Исследование УФ- спектра по поверхности звезды, где скорость наблюдениям спутников IUE и HST. истечения доходит до 300 км/с. Такие 4. Фотометрическая активность, поиск изменения имеют характерное время одни периодических процессов. сутки. 32. Проведен анализ сводной кривой блеска Таким образом, учитывая вышесказанное, одной из классических звезд типа Т Тельца надо отметить, что в области исследования - RY Tau. Впервые показано, что в объектов на ранней стадии эволюции в ШАО интервале 1983-1996 гг. блеск звезды в всего было написано более 300 научных полосе V носит циклический характер. работ, результаты докладывались на многих Анализ данных методом частотного фурье международных, региональных и анализа позволяет выделить период 377±10 республиканских конференциях. Была дней с амплитудой ΔV~1m . Статистический опубликована одна научная монография. На 2 анализ распределение блеска показал, что м телескопе было получено в общей переменность блеска невозможно описать сложности более 1000 спектрограмм, нормальным распределением. Цветовые выполнены фотометрические и показатели U-B и B-V слабо зависят от поляриметрические наблюдения отдельных изменений блеска V. Амплитуды объектов. В кооперации с КрАО и ГАИШ изменения блеска по отдельным полосам были выполнены совместные научные работы. составили 3 m.66 в U (9 m.47-13 m.13), 3 m. 10 в По этой теме было защищено 9 кандидатских B (9 m.5-12 m.6) и 2 m. 29 в V (9 m. 35-11 m. 64) и 1 докторская диссертации. полосах, соответственно. Если сравнить вышеизложенные научные 33. Блеск звезды RY Tau является совершенно результаты по молодым звездам, с неустойчивым в любой из рассмотренных результатами, полученными к настоящему UBV- полос, и относительное количество времени по всему миру, то наши исследования одинаковых состояний не превышает даже имеют определенный вес в области
56 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
исследований спектральных и активность), а также в его изменении может фотометрических характеристик играть важную роль также внешние индивидуальных звезд за длительный период факторы (например, аккреция вещества из наблюдений. Для молодых звезд это имеет околозвездного диска, кратность системы). особое значение, т.к. одна и та же звезда часто 5. Установлены разновидности молодых звезд показывает характеристики, относящиеся к - CTTS, WTTS, NTTS, фуоры. Более разным звездам подгруппы. массивные родственные объекты выделены Ниже в общих чертах мы перечислим все в группу звезд типа Ае/Ве Хербига. достигнутые к настоящему времени основные Установлены основные свойства этих результаты наблюдений в мировой науке в групп. Изучены характеристики молодых области исследований звезд типа Т Тельца и звезд в разной стадии активности, а также родственных объектов, где исследования, по всему диапазону электромагнитного выполненные в ШАО нашими учеными, излучения. Показано, что наибольшим играли и играют значительную роль. рентгеновским излучением обладают 1. Установлено, что спектры молодых звезд звезды типа NTTS, но это излучение переменны, изучен спектр в оптическом является средним для данного скопления диапазоне. Показано, что эмиссионный звезд. спектр отдельных звезд меняется от 10 6. Показано, что двойственность и кратность минут до нескольких суток. является весьма распространенным 2. Проведена двумерная спектральная событием среди молодых звезд. Более классификация отдельных звезд и изучена половина молодых звезд имеют переменность спектрального класса со оптический или ИК-компонент. По временем. спектру и блеску в ряде случаев открыты 3. Многие молодые звезды показывают спектрально-двойные и затменные двойные периодическую переменность спектра и системы. К настоящему моменту известно блеска. Периоды могут быть как короткими всего 79 спектрально и затменно-двойных (несколько дней), так и долговременными (5- молодых систем, у многих из них более 10 лет). Показано, что периоды 2-10 дней точно оценены массы и орбитальные могут быть результатом осевого вращения элементы. звезды при наличии на поверхности 7. Установлены фотометрические свойства активных образований. Долговременная многих подгрупп, проведена периодическая или квазипериодическая классификация фотометрических кривых переменность блеска и спектра у молодых блеска. Усовершенствована классификация звезд может быть результатом кривых блеска, предложенная Паренаго в двойственности или кратности, а также 1953 г. Показано, что имеется всего 5 циклической активностью типа 11 –летний разновидностей кривых блеска. цикл солнечной активности. 8. Проведена классификация распределений 4. В ряде случаев изучено синхронное энергий молодых звезд по спектру ИК- изменение блеска и спектра молодых звезд. диапазона. В дальнейшем эта Показано, что для разных звезд классификация была усовершенствована. зависимость эквивалентных ширин Установлено, что имеется связь между эмиссионных линий от блеска носит формой кривых распределения энергии и неоднозначный характер, может показать этапом эволюции таких объектов. как положительную, так и отрицательную 9. Измерены магнитные поля у группы корреляцию. В отдельных случаях молодых звезд. Показано, что типичная установлена независимая переменность величина магнитного поля у звезд типа Т блеска и спектра. Это показывает, что Тельца составляют около 1 кГс. Сильных оболочечный спектр молодых звезд может магнитных полей у звезд типа Ае/Ве быть возбужден из-за активности Хербига не обнаружено. внутренних частей диска (например, 10. В интерпретации физических фотосферные вспышки, магнитная характеристик молодых звезд достигнуты
57 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
определенные успехи. В частности, 14. Ismailov Z. A., Timoshenko T. I., The Slow показано, что применение модели Oscillations of the Emission Line Intensities in the T- Tauri Star , Tsirc.ShAO., 1979, No 67, p.17. магнитосферной аккреции для 15. Ismailov Z. A., Timoshenko T. I., The Explosion of классических звезд типа CTTS с сильным the T-Tauri Star on 1977 FEB28, Tsirc.ShAO., 1979, околозвездным диском дает No.67, p.14. удовлетворительные результаты для 16. Ismailov Z. A., Some results of studies of T Tauri stars, объяснения УФ и ИК избыточного Flare stars., 1976, p.97-104. 17. Ismailov Z. A., On the variations in the spectrum of T излучения, вуалирование спектра в Tau, Tsirc.ShAO., 1974, No 35, p.3-4. оптическом диапазоне, возбуждение 18. Ismailov Z. A., Variations of the Halpha -profile in the эмиссионных линий с высоким spectrum of RY Tau, Astron.Tsirc.,1973, No 763, p. потенциалом возбуждения. Для объяснения 5-7. физических свойств молодых звезд типа 19. Ismailov Z. A., On fast changes in the Hbeta profile in the spectrum of RW Aurigae, Astron.Tsirc., 1972, No WTTS применяются модели магнитной 734, p.6-8. активности, модели холодных пятен на 20. Aslanov I. A., Ismailov Z. A., Ibragimov N. B., Azimov поверхности звезды. S. M., MEETINGS AND CONFERENCES: Some Results Obtained with the 2 Meter Telescope, Soviet СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ Physics Uspekhi., 1970, v. 12, p. 797-798. 21. Ismailov Z. A. On the causes of the spectral change of 1. Joy A.H., Bright line stars among the Taurus dark RW Aur, Soob.ShAO., 1969, v.4, p.45-65 . clouds, Astrophys.J., 1949, v.110, p.424-438. 22. Mamedov S. G., Baiazitov U. Sh., Salmanov I. R., The 2. Herbig G.H., The properties and problems of T Tauri ratio of H and K CA II line intensities in the spectra of Stars and related objects, Adv.Astron.and Astrophys., T Tauri type stars, Kin.Fiz.Nebes.Tel., 1992, v.8, 1962, v.1, p.47-103. p.42-46. 3. Ismailov Z. A., Salmanov I. R., On the Rapid Variation 23. Baiazitov U. Sh., Salmanov I. R., Anomalous ratios of in V/r Relation for the Hα Line in the Spectrum of emission line intensities in the spectrum of RW RW-Aurigae, Astron.Tsirc., 1989, No 1540, p. 13I. Aurigae, Kin.Fiz.Nebes.Tel., 1989, v.5, p.64-68. 4. Ismailov Z. A., Khalilov V.M., The flare of the faint 24. Ismailov Z. A., Salmanov I. R., On the Rapid Variation component of BY DRA, Pisma AZh., 1988, v.14, in V/r Relation for the Hα Line in the Spectrum of p.945-951. Rw-Aurigae, Astron.Tsirc., 1989, No 1540, p.13. 5. Ismailov Z. A., Khalilov V. M., A Flare of the 25. Ivanova N. L., Salmanov I. R., Khudyakova T. N., CI Secondary Component of By-Draconis, Cyg in the period 1978 – 81, Soobshch. BAO., 1985, Astron.Letter., 1988, v.14, p.400-403. v.57, p.73-78. 6. Ismailov Z. A., Rustamov B. N., Khalilov V. M., 26. Grinin V. P., Efimov Yu. S., Krasnobabtsev V. I., Nonstationary outflow of matter from the system T Shakhovskaya N. I., Shakhovskoj N. M., Tau, Astron.Tsirc, 1988, No 1532, p.27I. Shcherbakov A. G., Zajtseva G. V, Results of the joint 7. Ismailov Z. A., Rustamov B. N., The Hα Line during a program observations of the T Tauri-type star DI Bright State of Ry-Tauri, Astron.Letter., 1987, v.13, Cephei, Perem. Zvezdy, Byull., 1980, v.21, p.247-271. p.21-23. 27. Grinin, V. P.; Efimov, Yu. S.; Krasnobabtsev, V. I.; 8. Ismailov Z. A., Rustamov B. N., H-alpha observations Shakhovskaya, N. I. et.al. Results of the joint program in the spectrum of RY Tauri during a period of observations of the T Tauri-type star DI Cephei. increased stellar brightness , Pisma AZh., 1987, v.13, Perem. Zvezdy, v. 21, p. 247 - 271 p.51-55. 28. Salmanov I. R., On the Blanketing Effect in the Spectra 9. Ismailov Z. A., Mikailov Kh. M., Spectral observations of T-Tauri and Ry-Tauri , Tsirc.ShAO., 1979, v. 67, of AG Dra in 1983, Astrophys., 1986, v.25, p.612-615. p.11. 10. Ismailov Z. A., Mikailov Kh. M., Spectral observations 29. Grinin V. P., Efimov Yu. S., Krasnobabtsev V. I., of AG DRA in 1983, Astrophys., 1986, v.25, p.447- Shakhovskaya N. I., Shakhovskoj N. M., 452. Shcherbakov A. G., Zajtseva G. V., Kolotilov E. A., 11. Ismailov Z. A., Ismailov N. Z., Observations of the Shanin G. I., Kiselev N. N., et.al., Results of the joint Molecular Bands in the Spectrum of Di-Cephei, program observations of the T Tauri-type star DI Cep, Astron.Tsirc., 1985, No 1395, p.1-4. Flare stars, fuors and Herbig-Haro objects., 1980, 12. Ismailov Z. A., On the peculiarities of the ultraviolet p.149-152. excess in the T Tauri type stars, Yerevan, Izdatel'stvo 30. Salmanov I. R., On the Correlation Between the Akademii Nauk Armianskoi SSR., 1980, p. 101-106. Brightness and Equivalent Widths of Emission Lines in 13. Ismailov Z. A., On the peculiarities of the ultraviolet the Spectrum of Rw-Aurigae, Tsirc.ShAO., 1979, v.67, excess in T Tauri-type stars, Flare stars, fuors and p.3. Herbig-Haro objects., 1980, p. 101 – 106. 31. Salmanov I. R., Amnuehl' P. R., Shemakha Astrophysical Observatory of the Academy of Sciences
58 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
of the Azerbajdzhan SSR, Zemlya Vselennaya., 1977, 51. Byazitov U. S., Timoshenko L. V., Temperature No. 6, p. 64 – 65. Nonuniformity - Probable Cause of Light Variations in 32. Ivanova N. L., Salmanov I. R., Spectral observations of Irregular Variables, Астрон. Цирк., 1985, No 1410. SU Aurigae, Soobshch. BAO., 1976, v.49, p.17-19. 52. Timoshenko L. V., Spectrophotometry of SU-Aurgae, 33. Babaev M. B., Salmanov I. R., On the nebular spectra Циркуляр ШАО, 1984, No72, p.19. of HR Del, Astron.Tsirc., 1976, No 908, p.3-5. 53. Timoshenko L. V., Filip'ev G. K., Photoelectric and 34. Salmanov I. R., On the limiting values of the electron spectroscopic observations of WW Vul, Astrophys., concentration in the atmosphere of RW Aur, 1983, v.19, p.288-295. Tsirc.ShAO., 1975, v. 44, p.10-12. 54. Timoshenko L. V., Filip'ev G. K., Photoelectric and 35. Salmanov I. R., ON the forbidden lines in the spectra spectroscopic observations of WW VUL, Astrophys., of some T Tauri-type stars, Tsirc.ShAO., 1975, No 44, 1983, v.19, p.513-524. p.7-9. 55. Timoshenko L. V., The Longtime Changes of Mean 36. Salmanov I. R., Activity in the atmosphere of V 380 Light of WW-Vulpeculae, Астрон. Цирк., 1983, Ori, Astrophys., 1974, v.10, p.181-183. No1285, p.4. 37. Salmanov I. R., Equivalent widths of emission lines in 56. Timoshenko L. V., Analysis of the light curve of SU the spectrum of RW Aur, Tsirc.ShAO., 1974, No38, Aur during 1900-1979, Astrophys., 1981, v.17, p.394- p.3-9. 398. 38. Salmanov I. R., The activity in the atmosphere of V380 57. Timoshenko L. V., An analysis of the light curve of SU Ori, Astrophys., 1974, v.10, p.300-304. Aurigae in 1900 – 1979, Astrofizika, 1981, v.17, p.727- 39. Salmanov I. R., A strong variation in the spectrum of 733. RW Aur, Tsirc.ShAO., 1973, No1(19), p.3-5. 58. Timoshenko L. V., Rapid and Slow Variations in the 40. Salmanov I. R., Forbidden lines lambda 6548 [N II] Spectrum of Su-Aurigae, Astrophys., 1981, v.17, p.291. and lambda 6583 [N II] in the spectrum of T Tau, 59. Timoshenko L. V., Rapid and slow variations in the Astron.Tsirc., 1971, No 666, p.5-6. spectrum of SU AUR, Astrophys., 1982, v.17, p.291- 41. Aslanov, I. A., Davudov, Yu. D., Salmanov, I. R., 298. Displacement and Broadening of Fraunhofer Lines. II. 60. Timoshenko L. V., On Some Spectral Peculiarities of Variation of Turbulent Velocity in the Solar SU Aurigae, Peremennye Zvezdy, 1981, v.21, p.559. Atmosphere, Astron.Zhurn.,1968, v.45, p.62. 61. Timoshenko L. V., On the Mean Light Oscillations of 42. Timoshenko L. V., Investigation of the center of the Su-Aurigae, Астрон. Цирк., 1981, No1185, p.7. Galaxy, Zemlya Vselennaya, 1986, №5, p.111. 62. Timoshenko L. V., On the Possible Cyclicity of Su- 43. Grinin V. P., Mitskevich A. S., Timoshenko L. V., On Aurigae, Астрон. Цирк., 1981, No1164, p.5. the Variability of the Hydrogen and Calcium Emission 63. Timoshenko L. V., Spectrophotometry of DI-Cephei, in the Spectra of Su-Aurigae, Vspykhivaiushchie Tsirc.ShAO., 1979, v.67, p.21. zvezdy i rodstvennye obekty: trudy simp. BAO, 16- 64. Rustamov B. N., The H_beta and H_gamma Lines in 19 okt. 1984./ pod red. L.V. Mirzoiana. Verso title: the Spectrum of V1057 Cyg, Astron. Letters., 2001, v. Flare stars and related objects, 1986, p.261. 27, p. 34-38. 44. Timoshenko L. V., Spectral study of the irregular 65. Rustamov B. N., Lines H-Beta H-Gamma and the variables: SV Cep, UX Ori, and DD Ser, Astrophys, Spectral Classification of V1057-CYGNI in 1978-1988, 1985, v.21, p.29-36. Astron.Tsirc., 1989, No1540, p.15. 45. Grinin V. P., Mitskevich A. S., Timoshenko L. V., 66. Ismailov Z. A., Rustamov B. N., Khalilov V. M., Variability of the hydrogen and calcium emission in the Nonstationary outflow of matter from the system T spectrum of SU Aur, Astrophys., 1985, v.22, p.24-28. Tau, Астрон. Цирк., 1988, No1532, p.27-28. 46. Kardopolov V. I., Timoshenko L. V., Filip'ev, G. K., 67. Rustamov B. N., Two-dimensional quantitative spectral Some regularities of the activity of Is variable stars. II. classification of the F5-K0 stars, Kin.Fiz.Nebes.Tel., Recurrentphenomena in the light curve of SV Cephei, 1987, v. 3, p. 15-18. Perem. Zvezdy, 1985, v..22, p.137-152. 68. Ismailov Z. A., Rustamov B. N., The Hα Line during a 47. Grinin V. P., Mitskevich A. S., Timoshenko L. V., Bright State of Ry-Tauri, Sov.Astron.Letters., 1987, Variability of the hydrogen and calcium emission in the v.13, p.21. spectrum of SU Aur, Astrophys., 1985, v.21, p.24-28. 69. Ismailov Z. A., Rustamov B. N., H-alpha observations 48. Grinin V. P., Mitskevich A. S., Timoshenko L. V., in the spectrum of RY Tauri during a period of Variability of the hydrogen and calcium emission in the increased stellar brightness, Pisma.Astron.J, 1987, spectrum of SU AUR, Astrophys., 1985, v.22, p.43-49. v.13, p.51-55. 49. Timoshenko L. V., Spectral observations of WW Vul at 70. Rustamov B. N., Two-Dimensional Quantitative different brightness levels, Photometric and Spectral Classification of V1057-CYGNI and Fu- polarimetric investigations of celestial bodies, Orionis, Vspykhivaiushchie zvezdy i rodstvennye 1985, p. 86 – 96. obekty: trudy simp. BAO, 16-19 okt. 1984./ pod red. 50. Timoshenko L. V., Quantitative two-dimensional L.V. Mirzoiana. Verso title: Flare stars and related spectral classification for the prism spectrograph of the objects, 1986, p.254. Shemakha Astrophysical Observatory, Photometric 71. Rustamov B. N., Observations of V1057 CYG and FU and polarimetric investigations of celestial bodies, ORI, Yerevan, Izdatel'stvo Akademii Nauk 1985, p. 78 – 86. Armianskoi SSR., 1980, p.211-217.
59 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
72. Ibrahimov M.A. Optical minimum of V1057 CYG, 89. Ismailov N. Z., Khalilov O. V., The emission spectrum Inform.Bull.Var.Stars., 1996, N4285, c.1-4. variability of AB Aur, B.V.Kukarkin Centenary 73. Ibrahimov M.A. New Observations of the Fuor V1057 Conference: Variable Stars, The Galactic Halo And Cyg, Inform.Bull.Var.Stars., 1999, N4691, c.1 Galaxy Formation. Zvenigorod, Russia, 2009, p.71- 74. Herbst W.,Herbst D.K. and Grossman E.J., Weinstein 73. D. Catalog of UBVRI photometry of the T Tauri stars 90. Ismailov N. Z., Quliev N. K., Khalilov O. V., Herbst and analysis of the causes of their variability . Astron.J., W., Periodic variability in the emission spectrum of T 1994, v.108, p.1906-1923. Tauri, Astron.Astrophys., 2010, v.511, p.7 75. Меджидова С.О., Рустамов Б.Н. Об особенностях 91. Исмаилов Н.З., Шустарев П.Н., Алимарданова Ф.Н., фотометрического поведения Фуора V 1057 Cyg, Алиева А.А., Поиск долгопериодических изменений Циркуляр ШАО., 2005, N110, c.48-50. блеска и спектра молодых звезд T Tau, DI Cep, and 76. Зайцева Г.В., Study of the irregular variable star UX SU Aur, Астрон. Журн., 2009, т.86, №7, с.694-701 Orionis, Переменные звезды, 1973, v.19, p.63-72. 92. Ismailov N. Z., Grankin K., Efendieva F., Long-Term 77. Колотилов Е.А., Спектральные и фотометрические Photometric and Spectral Variations of DI Cephei, наблюдения быстрых неправильных переменных Peremennye Zvezdy, 2008, v.28, No 5. звезд. II. Линии На и Нβ в спектрах WW Vul, VX 93. Исмаилов Н.З., Гранкин К.Н., Синхронные UBVR Cas и UX Ori, Астрофизика, 1977, v.13, p.33-49. фотометрические и спектральные наблюдения DI 78. Gershberg R.E., A hypothesis of the Hidromagnetic Цефея, Письма в АЖ., 2007, т.33, №2, с.133-138. Activity of T Tauri type stars and related objects, 94. Ismailov N. Z., Guliev, N. K., Aliyeva, A. A., The Astron.Nachr., 1982, v.303, p.251-261. Absorption Spectrum Variability of T Tauri, 79. Меджидова С.О., Рустамов Б.Н., Микаилов Х.М., Peremennye Zvezdy, 2006, v.26, № 8 Алекберов И.А., Спектральные наблюдения WW 95. Ismailov N. Z., On the Active Motion in the Vul I. Эмиссионная линия Н(alfa) в 2006 г. Астрон. Circumstellar Envelope of T Tauri Type Star DI CEP, Журнал Азербайджана, 2011, т.6, №1, с. 9-16. Solar and Stellar activity cycles, 26th meeting of the 80. Меджидова С.О., Рустамов Б.Н., Микаилов Х.М., IAU, Joint Discussion 8. 17-18 August Prague. Алекберов И.А. Спектральные наблюдения WW Vul Czech Republik, 2006, JD08, p.2. II. Эмиссионная линия Нα в 2007-2010гг. Астрон. 96. Ismailov N. Z., Guliev N. K., Aliyeva A. A., The Журнал Азербайджана, 2012, т.7, №4, с.20-31. Emission Spectrum of T Tau in 1971-1979, 81. Kozlova O.V., Grinin V.P. and Rostopchina A.N. Peremennye Zvezdy, 2006, v.26, №5. Spectroscopic evidence of sporadic gaz accretion onto 97. Ismailov N. Z., Aliyeva A. A., Active Motion of Matter the Herbig Ae stars with non-periodic algoltype minima, in the Envelope of DI Cephei, IBVS. 2006, No5702, Astron. and Astrophys. Transactions., 1995, v. 8, p. p.1-5. 249-259. 98. Ismailov N. Z., Aliyeva A. A., Time-Resolved Halpha 82. Pugach A.F., Radiation power of some antiflare stars in Monitoring of the Herbig Ae/Be Star HD 200775, the line Hα, Astrophysics, 1988, v. 29, p. 682-687. IBVS,.2005, No5634, p.1-6. 83. Grinin V.P., Kozlova O.V., Natta A., Ilyin I., Tuominen 99. Исмаилов Н.З., Новая схема классификации кривых I., Rostopcina A.N. and Shakhovskoy D. N., Optical блеска звезд типа Т Тельца, Астрон. Журн., 2005 spectra of five UX Orionis-type stars, Astron. Т.82, № 4, с.347-354 Astrophys., 2001, v. 379, p. 482-495. 100. Ismailov N. Z., Periodic Variability of the T Tauri Star
84. Kozlova O.V., Shakhovskoy D.N., Rostopchina A.N. DI Cephei, Astron.Rep., 2004, v.48, p.393-398. and Alekseev I.Yu., Structure of the inner regions of the 101. Ismailov N. Z., On the Possible 9-day Periodic circumstellar gaz envelopes of young hot stars, I.The Variability of DI Cep, Information Bulletin on isolated Ae Herbig star WW Vul, Astrophysics, 2006, Variable Stars, 2003, 5466, 1. v. 49, p. 151-163. 102. Исмаилов Н.З., Звезда типа Ае/Ве Хербига
85. Mendigutıa I.,Eiroa C.,Montesinos B.,Mora HD200775 как спектрально-двойная. Астрон.журн. A.,Oudmaijer R.D.,Merin B. and Meeus G. Optical 2003, т.80, с.231-238. spectroscopic variability of Herbig Ae/Be stars, 103. Ismailov N. Z., Samus N. N., A New Possible Long Astron.and Astrophys, 2011, v.529, A34, p.43-49. Period in the Optical Variability of T Tauri,
86. Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Козлова О.В., Не- Information Bulletin on Variable Stars, 2003, No ЛТР модели аккреционных дисков звезд типа UX 5382, 1. Ori, Астрофизика, 1999, т. 42, c.75-88. 104. Ismailov N. Z., Photometric Observation of T Tauri
87. Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Роджерс Б., Козлова Type Stars: DI Cep, T Tau, V410 Tau, GW, Ori, V649 О.В., Диагностика аккреционных дисков звезд типа Ori, Information Bulletin on Variable Stars, 1997, UX Ori по водородным линиям бальмеровской, No 4470, 1. пашеновской и брэккетовской серий, Астрон. Ж., 105. Исмаилов Н.З., Спектральное и фотометрическое 2001, т.78, p.514-524. исследование молодых звезд. I. GW Ориона,
88. Ismailov N. Z., Alimardanova F. N., Features of Kin.Fiz.Nebes.Tel., 1993, №3, с.65-70. sources in the environment of young stars, Variable 106. Исмаилов Н.З., Спектральные классы и лучевые stars, the Galactic Halo and Galaxy formation. скорости молодых звезд., Peremennye Zvezdy, ed.C.Sterken, N.Samus, L.Szabados, 12-16 October, 1992, т.23, с.11-22. Zvenigorod, Russia, 2009, p.193.2010, 193-197.
60 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
107. Исмаилов Н.З., Новые спектроскопические 126. Ismailov N.Z., Adygezalzade H.N., UV spectrum элементы V1016 Ориона, Астрон. Цирк., 1990 № variability of RY Tau, Transection of NAS of 1549, с.13-14. Azerbaijan, 2011, №2, с.174-178. 108. Antokhina Eh. A., Ismailov N. Z., Cherepashchuk A. 127. Ismailov N.Z., Adygezalzade H.N., Bahaddinova G.R., M., Parameters of the early-type eclipsing binary system UV spectrum variability of DR Tau, Астрон.Журн. BM Ori, All-Union Conference: Non-stationary Азербайджана., 2011, No2, c. 19-25. processes in close binary systems, 1990, v.107, p.43- 128. Ismailov N.Z., Adygezalzade H.N., A Light curve 48. analysis of RY Tau, Astron. Rep., 2012, v.89, p.157- 109. Исмаилов Н.З., Спектральное исследование Т 164. Ориона, Астрон. Цирк., 1990, №1541, с.9-10. 129. Ismailov N.Z. Quliyev N.Kh., Adigezalzade H.N., 110. Исмаилов Н.З., Анализ спектров трех звезд из Khalilov O.V., UV and optical spectrum of T Tau and трапеции λ1 Ori, Письма в Астрон. Журн., 1988, RY Tau, IAU XXVIII General Assembly Symp., т.14, с.327-333. 292, Beijing, Chine. 2012, v.8, p.44. 111. Антохина Э.А., Исмаилов Н.З., Черепащук А.М., 130. Ismailov N.Z., Shustarev P.N., Alimardanova F.N., Параметры затменной двойной системы BM Ori– Bahaddinova G.R.,` Planet Formation Processes in члена трапеции λ1 Ori, Письма в Астрон. Журн., Young Solar-Type Stars, IAU S3 20-31 August 2012, 1989. т.15, с.837-846. Beijing, Chine. 112. Исмаилов Н.З., Спектральное исследование ВМ 131. Pogodin M. A., Kozlova O. V., Beskrovnaya N. G., Ориона, Астрон. Журн., 1988, т.65, с.971-978. Ikhsanov N. R., Ismailov N. Z., Khalilov O. V., Yudin 113. Исмаилов Н.З., Предварительные результаты R. V., Cyclic phenomena in the circumstellar envelope измерения лучевых скоростей и спектральной of the A0e/B9e Herbig star AB Aur, Astrophys, 2012, классификации молодых звезд, Астрон. Цирк., v. 55, No. 4, p.480-493. 1988, №1530, c.9-10. 132. Ismailov N. Z., Aliyeva A. A., Spectral variability of 114. Исмаилов Н.З., Об одной вспышке DI Cep, emission lines in young stars, Astron Astrophys. Peremennye Zvezdy, 1988, т.22, с.892-895. Transactions., 2012, v. 3, p. 527-530. 115. Исмаилов Н.З., Спектр EY Ориона около 133. Ismailov N. Z., Quliyev N. Kh., Khalilov O. V., вторичного минимума, Астрофизика, 1987, т.27, Adigezalzade H. N., UV and optical spectrum с.471-475. variability of T Tau and RY Tau, Proceedings of the 116. Ismailov N. Z., On One Flare of DI-Cephei, International Astronomical Union, 2013, v.292, Astron.Tsirc., 1987, No 1522, p.4. p.44. 117. Исмаилов Н.З., Некоторые особенности 134. Ismailov N. Z., Bakhaddinova G. G., Khalilov O. B., абсорбционного спектра DI Цефея, Peremennye Mikailov Kh. M., Spectral Variability of IL Cephei, Zvezdy, 1987, т.22, с.500-504. Astrophys.Bull., 2013, v.62, p.196-207. 118. Исмаилов Н.З., Спектрофотометрическое исследование DI Цефея, Переменные звезды, 1987, т.22, с.489-499. 119. Исмаилов Н.З., Необычное изменение спектра ВМ Ориона, Астрон. Цирк., 1986, № 1466, с.3-5. 120. Ismailov Z. A., Ismailov N. Z., Observations of the Molecular Bands in the Spectrum of DI-Cephei, Астрон. Цирк., 1985, No 1395, p.1 121. Исмаилов Н.З., Исследование молодых и химически пекулярных звезд, Баку, Елм, 2002, с.200 122. Ismailov N.Z., Shustarev P.N., Adigezalzade H.A., Baheddinova G.R., Переменность спектра и блеска RY Tau, Письма в Астрон. Журн., 2011, т.37, №11, с.846-854. 123. Ismailov N.Z., Shustarev P.N., Alimardanova F.N., Baheddinova G.R., Planet formation processes around young stars, 4-8 July JENAM 2011, S5, S.Peterburg, 2011. 124. Ismailov N.Z., Shustarev P.N., Adygezalzade H.N., A brightness and spectrum variability of RY Tau, 4-8 July JENAM 2011, S5, S.Peterburg, 2011. 125. Ismailov N.Z., Shustarev P.N., Adygezalzade H.N., Bahaddinova G.R. Spectral Fourier analysis of the light curve of RY Tau, Transection of Baku State University, 2011, №1, p.190-201.
61 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
КОМПЛЕКСНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ МАГНИТНЫХ СР- ЗВЕЗД В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ
© 2013г. С.Г. Алиев, В.М. Халилов
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им Н. Туси НАН Азербайджана
1. Введение. звезд-сверхгигантов, звезд солнечного типа, В шестидесятых годах ХХ века в магнитных звезд, планет и др. объектов. астрономии свершились важные открытия: С 1969 года по предложению председателя были обнаружены квазары, пульсары, Астрономического Совета АН СССР, сверхновые звезды нашей Галактики. Как уже академика Э.Р. Мустеля, в тематику ШАО стало известно, для образования и эволюции была включена тема по исследованиям этих интересных объектов и вообще магнитных звезд и в 1970- 1979 г.г. она Вселенной особо важную роль играет составляла основу программы наблюдений в магнитное поле. Известно, что магнитное фокусе Куде 2-метрового телескопа ШАО. поле во Вселенной в той или иной степени Для проведения комплексных исследований определяет многие физические процессы, или магнитных звезд в 1970 году по инициативе и играет заметную роль при образовании предложению руководителей объектов, составляющих Вселенную. К этому Астрономического Совета АН СССР - Э.Р. же времени были обнаружены ряд звезд с Мустеля и А.Г. Масевич,- было получено сильными магнитными полями. согласие и разрешение для создания Сильные магнитные поля у звезд (Ве200 наблюдательной станции Центрального Гс) впервые были измерены Бебкоком в 1947 Института Астрономии АН ГДР (ЦИА АН году по эффекту Зеемана в спектрах ГДР) в ШАО. На территории ШАО был исследуемых звезд. Звезды с сильным общим установлен 35 см фотоэлектрический телескоп магнитным полем обладают рядом для проведения параллельных наблюдений интересных особенностей, наиболее магнитных звезд в 10- цветах ( 3400 – удивительная из которых – сильные аномалии 8000Å). Был подписан Договор о химического состава атмосфер этих звезд. сотрудничестве между Академиями Наук Впоследствии, такие звезды получили СССР и ГДР, в области исследования название магнитных химически пекулярных магнитных звезд. (МСР) звезд. Таким образом, начинается реализация В предлагаемой статье основное внимание программы спектроскопического и уделено именно этим звездам, исследование фотометрического изучения магнитных Ар - которых стало одним из приоритетных звезд, которая осуществляется в Шамахинской направлений астрофизики во второй Астрофизической Обсерватории в половине ХХ века. кооперации с Центральным Институтом Введение в эксплуатацию 2-метрового Астрономии АН ГДР и Астрономическим телескопа ШАО (1966 г.) и фокуса Куде в 1969 Советом АН СССР. В июле 1973 года году (спектрографы с дисперсией 4- 8А/мм), состоялось совещание по физике магнитных позволило расширить круг решаемых задач в Ар- звезд, а в июне 1976 г. - по физике области астрономии. Если в фокусе магнитных звезд подкомиссии №4 Кассегрена 2-метрового телескопа в основном проблемной комиссии «Физика и эволюция проводились исследования слабых по яркости звезд» многостороннего сотрудничества переменных звезд, галактик, то в фокусе Куде академий наук социалистических стран,- с помощью спектрографа с высоким подводившие итоги проводимым разрешением были начаты исследования исследованиям по данной тематике.
62 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Комплексные (спектральные, АН СССР (Хохлова В.Л. и др.), в САО АН фотометрические и магнитные) исследования СССР (Глаголевский Ю.В.) и в магнитных, химически пекулярных (МСР) Астрономическую обсерваторию Болгарской звезд, проводимые в ШАО, исторически АН (Колев Д.). можно разделить на три периода: 1. 1969- Большое количество полученного 1979 гг., 2. 1980-1997 гг., 3. 1998-2012 гг. Ниже спектрального материала, требовало приводятся некоторые, наиболее важные автоматизации процессов обработки результаты исследований МСР- звезд, спектрограмм. Эта задача была частично полученные на разных этапах исследований. решена разработанными в то время программами автоматической обработки 2. Организация работы и используемые спектрограмм с помощью ЭВМ (БЕСМ-4) приборы для изучения магнитных звезд сотрудниками Астросовета АН СССР [3,4]. В 1967- 68 г.г. С.Г.Алиевым совместно с Для автоматизации процессов обработки в В.Л. Хохловой (ст.н.с. Астросовета АН СССР) мастерских ШАО был изготовлен были начаты наблюдения двух магнитных трехканальный двухлучевой микрофотометр, звезд Аnd и Воо на телескопах Крымской позволяющий значительно сократить время Астрофизической Обсерватории (ЗТШ и обработки спектрограмм [5]. АЗТ- 11, КрАО) [1]. Параллельно со спектральными Первые наблюдения магнитных звезд в наблюдениями, сотрудниками ЦИА АН ГДР ШАО были проведены летом 1969 года. В проводились 10-ти цветные фотометрические этот сезон было получено большое наблюдения на 35 см фотометрическом количество высококачественных телескопе. С помощью этих наблюдений спектрограмм звезд HD 19832 (56 Ari) и HD были изучены изменения блеска и цвета в º 220825 ( Psc). Наблюдения проводились в интервале длин волн λλ3400-8000 А и были фокусе Куде 2-х метрового телескопа, на III определены (или уточнены) значения камере дифракционного спектрографа периодов ряда магнитных звезд, которые были (дисперсия 4А/мм). Отличное качество включены в кооперативную программу изображения (0.7 секунд), высокое качество комплексного исследования [6]. В 1972 году в оптики телескопа позволяли получать ШАО был установлен двойной спектры исследуемых объектов с экспозицией фотометрический рефлектор ЦИА АН ГДР. 20- 30 мин [2]. В июле 1972 года, для измерения Для выполнения кооперативной магнитных полей звезд, в фокусе Куде 2- м программы в ШАО организуется рабочая телескопа был установлен зеемановский группа по исследованию магнитных звезд, в анализатор, изготовленный в мастерских ЦИА состав которой входят следующие сотрудники АН ГДР. Примененные в конструкции λ /4- ШАО: Асланов И.А. (руководитель), Алиев пластинки позволяли работать в С.Г., Глушенко Л.О., Рустамов Ю.С., Халилов коротковолновом участке спектра от 4200 Å В.М., Шакирзаде А.А. и др. Составляется до 5500 Å. Перед анализатором совместная программа наблюдений и устанавливался компенсатор исследований магнитных звезд, разного типа инструментальной поляризации, аналогичный (Таблица 1), и их звезд сравнения. компенсатору Боуэна. В июне 1973 года был Начиная с 1970 года рабочей группой было установлен второй анализатор, получено большое количество спектров звезд, отличающийся от первого тем, что вместо указанных в Таблице 1, равномерно пластинки λ /4 были установлены две охватывающих их предполагаемые периоды пластинки λ /8, вращающиеся друг вращения [2]. Для проведения совместных относительно друга, как в компенсаторе исследований, часть полученного Боуэна. Вследствие чего область работы спектрального материала по Ар – звездам анализатора была расширена от 3900 до (HD19832, HD34452, HD65339, HD140160), 6300 Å [7]. была представлена в Астрономический Совет
63 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
С целью измерения зеемановских В 1974 г. в фокусе Куде (III камера, расщеплений, а также лучевых скоростей по дисперсия 4–6 А/мм) был установлен профилям линий в мастерских ШАО была электронографический преобразователь изготовлена приставка для координатно- изображения (ЭПИ), разработанный во измерительного прибора «Аскорекорд» [8], Всесоюзном научно- исследовательском аналогичная приставке Голнова. Это дало институте оптико- физических измерений для возможность видеть профиль линии на исследования быстрых изменений в экране осциллографа и точно наводить на отдельных линиях магнитных звезд, с любую точку и проводить измерения применением ядерной эмульсии, существенно независимо от ширины, формы и увеличивающей информативность по интенсивности измеряемых линий. Приставка сравнению с обычными эмульсиями [9]. позволяла измерять лучевые скорости и Ввод в строй эшелле-спектрометра для напряженности магнитного поля с точностью фокуса Куде 2- м телескопа в 1999 году Vr=1.5км/с и H=150-200 Гаусс, позволил расширить круг задач по соответственно. исследованиям магнитных звезд (быстрая переменность и пр.) [10].
Таблица 1. Программа наблюдений выбранных магнитных звезд Номер Тип V sini Количество № m S Be(гаусс) HD v p пекулярности км/с спектров 19832 565 AOp Si, Cr 200 -400/+550 13 (4A/mm) 1. 56 Ari B8p Sr 140 -340/+380 34452 B8p Si, He 65 ? 2. 539 18(4A /mm) B4p 80 65339 6.0 A2p -5000/+4000 3. 12(4A /mm) 53 Cam 108662 A0p Sr, Cr 35 -1150/+360 4. 54 10(4A /mm) 17 Com 40 -1100/+450 108945 A2p Sr 65 0/+400 5. 54 23(4A /mm) 21 Com A3p Cr 70 124224 B8p Si, Cr 130 -600 6. 56 8(4A /mm) CU Vir 118 -437/+811 133029 619 B9p Si, Cr 20 +3270/+1150 19(4A/mm) 7. A0p Sr 40 +4065/+2900 5(10A/mm) 137909 3.72 F0p Sr, Cr ,Eu -800/+840 8. β CrB 140160 526 A0p Sr, Eu 82 +760/-1840 25(4A/mm) 9. Ser 530 Cr 140728 B9p Sr, Cr 84 +310/-1080 10 548 16(10A /mm) A0p 109 148112 A0p Cr, Eu - - 11. 25 (4A /mm) ω Her 184905 B9p Si 51 12. 6 5 3000 18(4A /mm) B7p 4200 193722 615 B9p Si 42 +/- 20(4A/mm) 13. B7p 4200 60 10(10A/mm) 220825 490 A0p Sr, Cr 48 -400/+200 24(4A/mm) 14. Psc A2p Eu, Si 38 ? 224801 B9p Cr, Sr 49 ? 15. 625 12(10A /mm) GG And Si, Eu 55
64 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
3. Результаты исследований МСР – звезд в Высокое качество получаемых период 1969-1979 г.г. спектрограмм и хорошее спектральное Пятнистость поверхности звезды раньше разрешение Куде- спектрографа 2- м была знакома только астрономам – телескопа [11], позволило применить солнечникам. Угловой диаметр Солнца методику разделения сложных профилей составляет 0.5 градуса, что позволяет линий различных пекулярных элементов (Si, наблюдать мелкие детали (пятна) на его Sr, Eu, Сr, и пр.) на компоненты, и поверхности. А угловые диаметры самых использовать этот метод для анализа близких магнитных звезд составляют неоднородной структуры атмосфер Ар- звезд примерно 0.001 сек. дуги. Поскольку угловые [12,13]. разрешения современных телескопов, в том Метод локализации пекулярных элементов числе и 2-метрогого телескопа ШАО, не на поверхности Ар- звезд и их перемещение превосходит 0.5 сек. дуги, выделить в по поверхности звезды вращением в изображении звезды отдельные локальные соответствии с гипотезой наклонного участки в виде пятна на ее поверхности ротатора, был принят для объяснения невозможно. Однако перемещение пятен спектральной переменности магнитных звезд. вследствие вращения звезды (жесткое Результаты дальнейших исследований вращение) должно привести к переменности показали, что эти компоненты реальные (не профилей и допплеровскому смещению являются дефектом наблюдений и наблюдаемых спектральных линий. Этот фотографий) и образуются в отдельных эффект открывает возможность для локальных областях – в «пятнах» на исследования локальных свойств и по поверхности Ap – звезды. После выделения наблюдаемым профилям линий определять компонент, измеряются их лучевые скорости распределение элементов по поверхности. Vr и эквивалентные ширины Wi. Затем с Если на звезде имеется (одно) компактное помощью фазовых соотношений Vr и Wi пятно, в котором обилие некоторого элемента выявляется структура поверхности звезды. будет намного (0.5 dex) больше, чем в Таким образом, впервые астрономам – прилегающей области, то при вращении наблюдателям удалось определить звезды в ее спектре будут наблюдаться неравномерное распределение химических периодические изменения эквивалентных (пекулярных) элементов по поверхности ширин и лучевых скоростей. магнитных Ap –звезд. Это послужило основой Обычно на поверхности Ap – звезд для получения карты распределения имеются несколько (n2) пятен и линии химических элементов на поверхности заметной интенсивности образуются не всегда магнитных Ap –звезд [14-17]. в пятне, профили линий выглядят По спектрам 13-ти Ар-звезд, равномерно значительно сложнее, чем в выше указанной охватывающим периоды вращения, были схеме. При низкой точности и разрешении проведены исследования поведения фотографической регистрации спектра из-за бальмеровских линий. Выявлено, что шумов и в зависимости от ориентации эквивалентные ширины бальмеровских линий вращения по отношению к наблюдателю показывают периодические изменения и возникают трудности с разделением линий на являются одним из их общих свойств. компоненты. Определенные по линиям Hγ и Hδ число Отсюда следует, что для однозначного атомов во втором квантовом состоянии lg разделения сложных профилей линий на (N2H) и электронная концентрация (ne) во всех компоненты и по их исследованиям получить звездах меняются с периодом вращения карты распределения химических элементов звезды. Проведено их сравнение с по поверхности звезды, в первую очередь имеющимися кривыми блеска. Выявлено, что необходимо получить высококачественные у всех звезд в момент минимума блеска спектры с высоким спектральным и бальмеровские линии шире и глубже, чем в временным разрешением. момент максимума блеска. Для двух звезд найдены короткопериодические изменения
65 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
лучевых скоростей [18, 19]. Было показано, Pb II λ2203.53, W IIλ2204.48, UIIλ2556.19 и др., что для всех исследуемых звезд электронная что подтвердило ранее сделанные концентрация имеет минимум в тех местах, где сотрудниками ШАО выводы о присутствии расположены пятна с повышенной тяжелых элементов в атмосферах Ар – звезд. концентрацией того или иного элемента и По спектрам звезды HD220825 были сделан вывод о том, что возможно за минимум выявлены линии молекулярной полосы CH lg ne ответственно самое интенсивное пятно 4310 и обнаружены изменения их определенного химического элемента. Было интенсивностей. Показано, что изменения отмечено, что в спектрах некоторых из интенсивности молекулярной полосы наблюдаемых звезд ядро водородных линий происходит в противофазе с изменениями имеет сложный профиль [20, 21]. линий водорода [26. Исследовано поведение линий К Са II по В 1974-1976 гг. были проведены почти спектрам 8- ми Ар- звезд. Показано, что синхронные спектральные и линии кальция показывают переменность с фотометрические наблюдения металлической периодом вращения. Переменность Аm- звезды 15 Vul на 2-метровом телескопе кальциевых линии объясняется ШАО и на двойном электрофотометре совокупностью нескольких причин, главной наблюдательной станции ЦИА АН ГДР в из которых может быть разная толщина ШАО. На базе этих наблюдений впервые поглощающего слоя в разных местах были обнаружены как спектральные, так и атмосферы звезды и наличие пятен с фотометрические переменности этой звезды, аномальной концентрацией элемента 22. с периодом 14 дней 27, 28. Была обнаружена и выявлена переменность Детальное отождествление спектральных линий тяжелых элементов в спектрах линий были проведены для звезды Psc. В магнитных звезд HR465, HD108662 и спектре этой классической магнитной звезды HD224801 23. Обнаружение линий тяжелых в области 3700-4700 A были обнаружены и элементов (Pm,Os,W,U и др.) в спектрах отождествлены около 2000 спектральных магнитных звезд имеет большое значение, так линий и измерены их центральные глубины как эти химические элементы r – процесса, [29]. Одновременно были отождествлены образуются под воздействием быстрых линии в спектрах нормальной звезды Leo нейтронов. Эти результаты могут иметь (A2V). В результате оказалось, что количество важное значение для решения всей проблемы наблюдаемых линий в спектре магнитной магнитных звезд. Подробное исследование спектров звезды k Psc позволило выявить звезды Psc примерно в восемь раз больше, линии элементов r- процесса, которые были чем у нормальной звезды Leo. Результаты разделены на три группы: редкоземельные отождествления для Psc могут быть элементы – Ho, Lu и Tm; А- 195 пик использованы для идентификации линий в элементов Hf, W, Os, Pt; трансурановые спектрах магнитных звезд для спектральных элементы U, Am и др. [24]. Однако, более классов B8-A4 29. сильные, и возможно неблендированные Для большинства Ар- звезд изменения линии- Pm, Pb, W и U, находятся в блеска совпадают с периодом вращения этих ультрафиолетовой области (λ<3000А°) звезд в пределах точности измерений (= спектра. Космическая станция «Астрон», 0.05). Однако, результаты фотометрических запущенная в 1983 году, на борту которой был и спектральных наблюдений указывают на установлен ультрафиолетовый телескоп наличие кратковременных изменений Ар- «УФТ», провела наблюдения и ряда Ар – звезд звезд, которые не совпадают с периодом (HR465, 73Dra и χ Cnc). На спектрометре УФТ вращения. проводилась запись в интервале λλ2000-3000 Для звезды HD 108945, входящей в А° со спектральным разрешением 0.4 А° [25]. совместную программу исследований, еще В УФ- спектрах, наблюдаемых Ар – звезд ранее были найдены изменение блеска с были обнаружены линии тяжелых элементов – амплитудой 0 m.015, происходящее с периодом
66 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
32 минут, а период вращения этой звезды в атмосфере γ Equ происходят быстрые составляет Р=1d.03. Результаты проведенных в кратковременные осцилляции типа пульсации фокусе Куде 2-м телескопа с помощью ЭПИ с периодом около 12 минут, которые имеют и трехкаскадного ЭОПа УМ -92 спектральных сейсмический характер. Все измеренные наблюдений ряда магнитных звезд (17 Сom, величины (Vr¸ Wλ¸ Δλ/2¸ Ro) показали 21 Сom, HD148112, HD133029, HD224801 и синхронные изменения с периодом др.) показали всю сложность и пульсации, что подтверждает реальность неоднозначность проблемы изучения существования осцилляции в атмосфере этой кратковременных изменений у Ар- звезд. звезды. Наибольшие вариации Время экспозиции спектрограмм, полученных обнаруживаются для линий хрома, который с ЭПИ (20 мин), не позволяло выявить является основным пекулярным элементом в кратковременные изменения с периодами атмосфере этой звезды [31, 32]. меньше 30 минут. В тоже время, качество Анализ результатов изучения спектрограмм позволило выявить ряд кратковременных колебаний у исследуемых особенностей, присущих Ар- звездам. магнитных звезд показывает, что эти процессы Проведенный анализ кратковременных не являются радиальными, а носят изменений показал, что быстрые изменения у сейсмический характер. Ар- звезд имеют как периодический Мультипериодические колебания происходят (пульсационный), так и нерегулярный не всегда и не на всей поверхности звезды, а (вспышечный) характер, причиной которых возникают только в локальных областях – в может быть пульсация в верхних слоях пятнах, где имеются резко выраженные атмосферы звезды и вспышечная активность в аномалии химического состава и сильное областях с повышенным содержанием магнитное поле (Ве ≥200 Гс ) [32]. . химических элементов (пятнах), Впервые были выявлены быстрые соответственно. Были обнаружены кратковременные колебания в атмосфере эмиссионные компоненты в ядрах магнитной Ар – звезды χ Рsc , с периодом Р2 d водородных и других линий (К Са II, Sm II и = 0 .0119 ± 0.0008 (17 минут ); Анализ др.). Анализ происходящих изменений мультипериодических колебаний в течении привел к выводу о том, что вокруг этих звезд 1.5 – 2.0 часов показывает монотонное могут существовать пульсирующие оболочки увеличение, или полное увеличение и что эти звезды обладают активной амплитуды быстрой осцилляции в хромосферой. Периодические зависимости от фазы осевого вращения этой кратковременные изменения были звезды. Лучевые скорости и интенсивности обнаружены у звезд HD9996, 17 Сom, 21 Сom, отдельных линий в разной степени меняются HD224801. Найденные периоды находились в с фазой как по периоду Р1 так и Р2, причем интервале от 36 m до 6h 41m. Наблюдения наибольшие амплитуды обнаруживаются для нерегулярных переменностей, связанных с линий основных пекулярных элементов SrII, эмиссией в некоторых линиях пекулярных CrII и EuII [33]. элементов указывают на то, что области с В ШАО были начаты работы по повышенным содержанием того или иного определению химического состава некоторых химического элемента (в пятнах) показывают типичных магнитных СР – звезд: HD358, вспышечную активность [20, 30]. HD129174, HD193722, HD184905 и HD220825 Второй этап исследований проблемы и др. [1, 13,29]. короткопериодических изменений в Ар- В Табл. 2 приведены результаты звездах был начат с помощью наблюдений на определения химического состава для 2-м телескопе с применением эшелле- различных типов магнитных СР - звезд - α спектрометра с ПЗС- камерой (1998-99 гг.). And, π BooA, HD184905 и Psc . Здесь же, в Время экспозиции для звезд ( Psc, γ Equ, θ последнем столбце дано содержание Aur) составляло от 3 до 8 минут в зависимости элементов в атмосфере Солнца. На основании от качества изображения. Было выявлено, что Табл. 2 можно сделать следующие выводы. В атмосфере α And и π BooA наибольший
67 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
избыток наблюдается для Р, Мn в пределах 1.5 Величина Тион определялась по линиям – 2.5 dех. Тогда как для последних двух звезд атомов и ионов вышеуказанных химических максимум аномалии обнаруживается для Sί, Sr, элементов, с использованием полученных в Cr и Eu. [1,34] параметров. Сравнение полученных Анализ результатов Табл. 2 показывает, что значений Твоз и Тион с оценками Тэф для всех исследуемых магнитных звезд показывают, что соотношение этих величин аномалии в содержании элемента (Тэф/Тион/Твоз= 1:0.89:0.82) такое же, как и у увеличиваются с ростом атомного веса (или нормальных звезд главной атомного номера химического элемента). последовательности тех же спектральных Полученные результаты определения классов (В8-А2). химического состава исследуемых магнитных Несмотря на наблюдаемые аномалии звезд были использованы в различных химического состава, глобальные монографиях [33,34]. Для всех этих звезд были характеристики магнитных звезд определены температуры возбуждения и (распределение энергии в спектре, ионизации. Температура возбуждения была интенсивности водородных линий, определена по сдвигу мультиплетов FeII, фотометрические индексы и т.д.) не очень MnII, SίII, CrI, CrII и др. При этом точность сильно отличаются от соответствующих определения температуры варьируется в характеристик для нормальных звезд того же пределах ± 500 градусов, в зависимости от спектрального класса. выбранной линии [27].
Таблица 2. Химический состав некоторых магнитных звезд ℓgЕ Z элемент αAnd πBooA HD184905 kPse Солнце 2 He -1.5 ? - 1.0 ? - 0.85 6 C -3.3 -3.2 - 3.40 - 3.60 - 3.48 7 N - - - - 4.26 - 3.99 8 O ? ? - - 3.40 - 3.11 12 Mg -4.6 - 5.8 - 3.60 - 3.45 - 4.46 14 Si -4.5 - 4.00 - 3.50 - 2.46 - 4.49 15 P -4.8 - 4.70 - - 5.35 - 6.57 16 S - - ? - 3.74 - 4.79 20 Ca -5.2 - 5.50 - 5.40 - 6.74 - 5.68 21 Se -7.5 - 7.50 - - 8.30 - 8.94 22 Ti - - 7.50 - 5.34 - 6.00 - 7.05 23 V - - ? - 6.70 - 8.04 24 Cr -7.5 - 7.9 - 5.40 - 3.80 - 6.77 25 Mn -4.7 - 4.5 - - 5.35 - 6.65 26 Fe -6.6 - 6.6 - 3.02 - 3.55 - 4.37 27 Co -5.3 - 5.3 - 6.20 - 7.12 28 Ni - - - - 4.90 - 5.79 38 Sr 07.0 - 7.2 - 5.80 - 6.70 - 9.14 39 Y -6.0 - 5.9 - 7.20 - 7.90 - 9.80 40 Zr - - - - 8.40 - 9.44 60 N01 - - - - 8.04 - 10.54 62 Sm - - - - 8.24 - 11.04 63 Eu - - - 7.2 - 8.45 - 11.53
68 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Анализ химического состава Ар–звезд Впервые в мировой практике удалось показал, что содержание аномальных измерить магнитное поле по широким (пекулярных) элементов на порядок спектральным линиям, имеющим сложную превышают эти же элементы в атмосфере компонентную структуру (HD 148112) и Солнца. установить, что величина эффективного Измерения магнитного поля имеют особую магнитного поля изменяется с периодом важность для исследования химически вращения. У этой звезды было измерено пекулярных звезд и других космических магнитное поле в отдельных пятнах на объектов. С помощью сравнений было поверхности звезды [38]. выявлено, что для всех магнитных Ар - звезд Было показано, что в спектрах Ар-звезд периоды изменения спектра, блеска и HD108662, HD108945 и HD 148112, магнитного поля совпадают в пределах полученных с помощью зееменовского точности измерений (= 0.05). анализатора, интенсивности линий в спектрах Как известно, в однородном магнитном разной поляризации различны [36]. поле Н право- и лево-поляризованные по По литературным данным и измерениям кругу - компоненты Зеемана смещены магнитного поля по зеемановским относительно центра линии на расстояние спектрограммам, полученным на 2 м , которое линейно зависит от телескопе ШАО, было показано наличие у напряженности поля Ве. звезды β Сr B долговременных периодических На основании известного факта о том, что изменений магнитного поля с периодом 350 все магнитные звезды обладают химическими дней 39. аномалиями, можно сделать вывод, что существует связь между наличием магнитного Основные важные результаты, поля и феноменом химической пекулярности. полученные в ШАО по исследованиям В фокусе Куде 2-м телескопа ШАО был МСР звезд: получен богатый наблюдательный материал с 1. У всех магнитных СР- звезд водородные помощью зеемановского анализатора для линии бальмеровской серии показывают измерения магнитных полей Ар- звезд. Для периодические изменения, что является некоторых из звезд эти наблюдения одним из общих свойств, независимо от охватывали весь период вращения звезды (β их индивидуальных особенностей. Все Сr B, HD 148112), а для некоторых звезд были магнитные СР- звезды по характеру получены материалы охватывающие измененияинтенсивности Н- линий с отдельные фазы (HD108662, HD108945, длиной волны разделяются на две группы: HD220825 и др.) [35,36,37].. a) для первой группы звезд амплитуда В результате проведенных исследований изменения интенсивности Н-линий было выявлено, что области с максимальными растет с длиной волны; концентрациями химических (пекулярных) b) для второй группы - наблюдается элементов и экстремум магнитного поля обратная зависимость. совпадают. Измерения магнитного поля 2. С помощью высококачественных звезды β Сr B показали, что величина спектрограмм, полученных в фокусе кудэ напряженности магнитного поля по линиям 2 м телескопа ШАО, были определены различных химических элементов изменяется координаты (L, φ) отдельных пятен на с периодом вращения, однако сами величины поверхности исследуемых (табл.) напряженности магнитного поля сильно магнитных звезд. различаются. Обнаружено, что в 3. Распределения электронных плотностей фиксированной фазе напряженность по глубине атмосферы для всех магнитного поля зависит от оптической магнитных звезд в области пятен и без глубины образования спектральной пятен значительно отличаются друг от линии[37]. друга. 4. По зеемановским спектрограммам, полученным на 2 - м телескопе ШАО
69 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
были измерены магнитные поля для silicon Ap star HD 193722. Astroph. Аnd Space некоторых (HD108662, HD108945, Science, . v.21, 1973, p.477-485/ 14. Асланов И.А., Халилов В.М. HD220825 и др.) программных звезд, Спектрофотометрическое исследование Ар- звезды обладающих широкими спектральными HD 108945. Сборник «Магнитные Ар- звезды», линиями (λ ≥ 0.4Å). Баку «Элм» 1975, с.39- 41. 5. Анализ результатов изучения 15. Рустамов Ю.С., Асланов И.А., кратковременных изменений у некоторых Спектрофотометрическое изучение звезды 17 Com исследование. Сборник «Магнитные Ар- исследуемых магнитных звезд показывает, звезды», Баку «Элм» 1975, с.42-45. что эти процессы не являются 16. Асланов И.А., Глущенко Л.О. Предварительные радиальными, а носят сейсмический результаты спектрофотометрического изучения характер. звезды HD 140728. Сборник «Магнитные Ар- звезды», Баку «Элм» 1975, с.46- 47. 17. Асланов И.А., Шакир- заде А.А. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ Спектрофотометрическое исследование звезды HD 1. Хохлова В.Л., Алиев С.Г., Руденко В.М. 133029. Сборник «Магнитные Ар- звезды», Баку Спектральное исследование пекулярных Ар- звезд «Элм» 1975, с.48- 51. марганцовой группы. Известие КрАО, 1969, т.40, 18. Алиев С.Г. Изучение водородных линий в спектре с.65-81. магнитно – переменной звезды НD 220825. 2. Журнал наблюдений за 1969 г. для фокусе Kудэ 2 Сборник «Магнитные Ар- звезды». Баку, «Элм» м телескопа ШАО. 1975. с. 80 – 86. 3. Аббасов Г. И. Автоматическая обработка 19. Асланов И.А., Рустамов Ю.С., Халилов В.М., спектрограмм. Канд. Диссертация, Баку, 1972 г. с. Шакирзаде А.А. Исследование бальмеровских 100. линий в Ар-звездах. Астрон. журнал. 1975, т.52., с. 4. Хохлова В.Л. Вычислительная программа для 1226- 1231 определения локального содержания химических 20. Асланов И.А., Рустамов Ю.С., Халилов В.М., элементов на поверхности магнитных Ар – звезд. Шакирзаде А.А. Исследование бальмеровских Сборник «Магнитные Ар- звезды», Баку, «Элм», линий в Ар-звездах. Astron Nachr.1976, Helf.4. Bd 1975, с.55-69. 297, c.191-202. 5. Асланов И.А., Касимов Н.Г., Рольников А.Г., 21. Асланов И.А., Рустамов Ю.С., Халилов В.М., Русаков Г.Г. Трехдорожковый двухлучевой Шакирзаде А.А Структура атмосферы в некоторых микрофотометр. Сборник «Магнитные Ар- Ар-звездах. Труды 3-ей Европейской звезды», Баку, «Элм», 1975, с.160-166. астрономической конференции. Тбилиси, Из-во 6. Николов А., Шенайх В. Фотометрические «Мецниереба», 1976, с.175. исследования пекулярных А-звезд 10-ти цветах. 22. Асланов И.А., Рустамов Ю.С. Поведение линии К Сборник «Магнитные Ар- звезды», Баку, « Элм » Са 11 в Ар – звездах. Сборник «Магнитные Ар- 1975. с 27-31. звезды». Баку, «Элм» 1975. с. 80 – 86. 7. Асланов И.А. Вспомогательные приборы 2 23. Aslanov I.A., Kowalski M., Rustamov Yu.S. Variation метрового телескопа для изучения магнитных звезд. of heary elements lines in the Ap-stars. Collogium Сборник «Магнитные Ар- звезды», Баку «Элм» IAU, Physics of Ap-stars, №32, 1975, p.311. 1975, с.159-160. 24. Алиев С.Г. Линии тяжелых элементов в спектре 8. Рустамов Ю.С., Хотнянский А.Н. Исследование магнитной Ар-звезды НD 220825. Астрон. жур. «Аскорекорда» и оптической приставки к нему. 1981. т.58. вып.2. с.355-360. Циркуляр ШАО, 1975, № 46, с.3 – 16. 25. Северный А.Б., Любимков Л.С. Аномалии свинца и 9. Асланов И.А., Рустамов Ю.С. и др. Возможности урана в Ар-звездах по наблюдениям применения электронографического ультрафиолетовых спектров на станции «Астрон». преобразователя изображения в астрономии. VI научное совещание по магнитным звездам. Циркуляр ШАО, 1976, № 47, с.3 – 15. Магнитные звезды.Саласпилс 1984. с. 41-43. 10. Рзаев А.Х., Микаилов Х.М. и др. Эшелле – 26. Алиев С.Г. Изменение молекулярных линий в спектрометр фокуса Кудэ 2-м телескопа ШАО АН спектрах Ар-звезды НD 220825. Циркуляр ШАО. Азербайджана, Циркуляр ШАО, 1999 , № 95, с.3 – 1978. №63. с.3-8. 7. 27. Салманов Г.А. Спектральные и фотометрические 11. Асланов И.А. Спектрограф кудэ и другие приборы наблюдения Аm- звезды 15Vul. Циркуляр ШАО для исследования магнитного поля звезд. 1977. №58. с.3-8. Циркуляр ШАО, 1975, № 45 с.3 – 16. 28. Алиев С. Г. О спектральной переменности и 12. Асланов И.А., Хохлова В.Л. Исследование физических условий в атмосфере Аm – звезды HD спектрально- переменной кремневой Ар- звезды 56 189849. Циркуляр ШАО. 1991. № 89. с. 17 – 23. Ari. Астрон. жур. 1972, т.49, №2, с.271-278. 29. Алиев С.Г. Изучение химического состава магнитно 13. Aslanov I.A., Heildebrandt G., Khokhlova V.L., – переменной звезды НD 220825. Циркуляр Shoneich W. Photometric and spectroscopic study of ШАО, 1975. № 46, с.3-6.
70 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
30. Асланов И.А., Рустамов Ю.С., Шакирзаде А.А. Спектроскопические исследования быстрых изменений в Ар- звездах. Циркуляр ШАО. 1978. №63. с.12-31. 31. Алиев С.Г., Исмаилов Н.З. Поиск быстрой переменности спектра магнитной звезды γ Equ. Физика 2001.т1 с.42-47. 32. Aliyev S.Q., Ismailov N.Z. Rapid oscillations in the spectrum of Ap-stars Psc and γ Equ. Odessa Astron. Publ.2001.v.14. р.110-112. 33. Алиев С.Г., Исмаилов Н.З. Обнаружение быстрой переменности спектра Ар - звезды Psc . Астрон. Журнал, т.77, 2000, с.834 – 841. 34. Любимков Л.С. Химический состав звезд. Астропринт Одесса 1995. с.323. 35. Aсланов И.Ф. Структура магнитного поля на поверхности Ар- звезд. Письма в АЖ, т.1, №3,1975, с. 39-42. 36. Рустамов Ю.С., Хотнянский А.Н. Измерение магнитного поля пекулярной звезды 17Com А. Письма в АЖ.1980. т.6. №6. с. 364-371. 37. Aсланов И.А., Рустамов Ю.С. Магнитные поля в атмосферах Ар- звезд. Astron Nachr., 1976, Helf.5, c.249-252. 38. Aсланов И.А., Исследование спектрально- переменной звезды HD 148112, Астрон. журнал т.64, 1987, с. 1226- 1231 39. Рустамов Ю.С. О долговременных изменениях магнитного поля β Сr B. Циркуляр ШАО, 1978. № 64, с.11-16.
71 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ИССЛЕДОВАНИЯ МАЛЫХ ПЛАНЕТ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ
© 2013г. Д.И. Шестопалов, Л.Ф. Голубева
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им. Н.Туси НАН Азербайджана (e-mail: [email protected])
I попытка качественно описать некорые Начало исследованиям астероидов в ШАО аспекты динамической эволюции было положено Г.Ф.Султановым в 50-х годах астероидных семейств, анализируя прошлого столетия, когда он руководил кинематические свойства, оптические типы, сектором астрофизики при АН размеры и периоды вращения астероидов, Азербайджана. Целью его работ по образующих эти семейства [6]. Чтобы исследованию динамической структуры пояса объяснить соотношения между периодами и астероидов было изучение различных схем диаметрами астероидов рассматривались распада гипотетической планеты Ольберса, упруго-вязкие соударения между телами, возможной прародительницы пояса покрытыми толстой реголитовой оболочкой астероидов [1, 2, 3, 4]. Г.Ф.Султанов [7]. Минимум в наблюдаемой функции исследовал распределение осколков планеты распределения скорости вращения астероидов на тела с D при различных предположениях о ее распаде по диаметру, который приходится ~ 100 км, обусловлен максимальным по таким элементам орбит, которые остаются отношением толщины реголитового слоя к инвариантными по времени при учете радиусу астероида. Не было обнаружено вековых и долгопериодических возмущений. корреляции между скоростью вращения и Сравнение теоретических распределений оптическим типом астероидов [8]. осколков по большой полуоси орбит, Спектральные наблюдения астероидов величине константы интеграла Якоби, значениям момента импульса относительно были начаты в Шемахинской перпендикуляра к плоскоcти орбиты астрофизической обсерватории на рубеже 80- Юпитера с аналогичными распределениями х годов прошлого столетия. Первые для малых планет позволило показать, что полученные спектры отражения V-астероида 4 происхождение астероидов в результате Веста позволили обнаружить слабую полосу распада одной гипотетической планеты поглощения двухвалентного железа вблизи крайне маловероятно. 505 нм в пироксенах поверхности этого Продолжением темы исследований астероида [9, 10]. Впоследствии, эта полоса Г.Ф.Султанова стали работы [5, 6, 7, 8], в поглощения была открыта в спектрах которых изучались соотношения между астероида 3 Юнона [11] и других S- динамическими и физическим свойствами астероидов, а также астероидов, астероидов. Сравнивая различия в принадлежащих другим оптическим типам распределениях по средним движениям [12, 13]. крупнейших C- и S-астероидов, было Первый опыт спектральных наблюдений высказано предположение, что C-астероиды малых планет показал, что необходимо представляют собой тела, образовавшиеся существенно повысить фотометрическую именно в поясе малых планет между орбитами точность измерений, чтобы надежно Марса и Юпитера, тогда как часть S- регистрировать в видимом диапазоне спектра астероидов могла образоваться в различных слабые полосы поглощения петрологически районах Солнечной системы с последующей важных катионов железа, хрома, титана, трансформацией орбит в характерные орбиты входящих в кристаллическую решетку пояса астероидов [5]. Была предпринята астероидных минералов. С этой целью совместно с группой инженеров и
72 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
программистов был разработан и создан колориметрическая классификация светлых информационно-измерительный и каменных метеоритов, основанная на управляющий комплекс аппаратуры для особенностях поведения коэффициентов сканирующего фотоэлектрического поглощения в трех диапазонах спектра: 400 – спектрометра системы Сейа-Намиока [14, 15, 560, 560 – 680 и 680 – 750 нм. В результате 16]. Усовершенствованный усилитель- сравнения колориметрических характеристик дискриминатор и счетчик импульсов астероидов и светлых каменных метеоритов обеспечил стабильность измерения световых было показано, что астероиды основного потоков и позволил существенно увеличить пояса с оптическими характеристиками временное разрешение при регистрации поверхности, близкими к метеоритным, могут фотоэлектронов. Автоматический скорее находиться среди UME-астероидов, термохолодильник для фотоумножителя чем среди S, а для ряда астероидов из существенно уменьшил уровень тепловых динамических групп Апполона и Амура шумов фотоумножителя и обеспечил крайне мала вероятность их кометного высокую точность измерения слабых световых происхождения. Из сравнительного анализа потоков. Был также создан пакет программ оптических характеристик астероидов и для совместной работы комплекса аппаратуры метеоритов был сделан важный вывод, что и ЭВМ, а также для поддержки постоянно пироксены S-астероидов и исследованных пополняющейся базы спектральных данных и каменных метеоритов различаются по обработки исходных спектров. химическому составу. Чтобы надежно интепретировать По результатм спектральных наблюдений наблюдаемые спектры отражения астероидов астероидов, выполненных в ШАО, и анализа в видимой области длин волн был проделан лабораторных спектров метеоритов большой объем работы по исследованию Л.Ф.Голубева в 1990 г. успешно защитила спектров отражения метеоритов, диссертацию на заседании Ученого совета представляющих собой образцы вещества Главной астрономической обсерватории АН астероидов, а также некоторых земных Украины [24]. минералов-аналогов, формирующих породы Особое внимание было уделено поверхности астероидов. С помощью исследованию свойств спин-запрещенной лабораторного спектрометра СФ-18, полосы вблизи 505 нм, принадлежащей совместно с сотрудниками Ленинградского двухвалентному катиону железа в пироксене, Горного института, были измерены десятки одному из наиболее распространенных спектров отражения метеоритов различных минералов на поверхности астероидов. Это химических и петрологических типов из исследование было выполнено совместно с коллекции Минералогического музея при сотрудниками Института геохимии, этом же институте. Результаты этих минералогии и рудных образований АН исследований были изложены в цикле статей Украины [25]. Впервые на диагностические [17 – 23]. признаки этой полосы для клинопироксенов Для 65 образцов ахондритов и обратили внимание Hazen et al., (Proc. Lunar обыкновенных хондритов было выполнено Sci. Conf 9th, 1979). В свою очередь, мы отождествление полос поглощения в их дополнили выборку образцов из указанной спектрах, возникающих благодаря работы представителями ортопироксенов и присутствию катионов переходных металлов в пироксенов Ca – Na ряда с известным мафических минералах метеоритов. химическим составом. Спектры поглощения Предложена спектральная классификация для отдельных минеральных зерен пироксена распространенных типов ахондритов измерялись с помощью автоматического (эвкритов, говардитов, диогенитов) по микроспектрофотометра с шагом наличию или отсутствию в их спектрах сканирования 1 нм. Оказалось, что положеине характерных полос поглощения катионов Fe2+ центра полосы однозначно связано с и Cr3+ в пироксене и/или в хромите. относительным содержанием железа в Предложена 6-параметрическая ортопироксенах, а положение полосы на
73 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
диаграмме составов пироксенов позволяет II приблизительно определить номенклатурные Рассмотрим теперь результаты, типы этого минерала. Используя результаты относящиеся к проблеме вещественного этого лабораторного эксперимента, было состава поверхности астероидов различных показано, что пироксены V-астероида Весты и оптических типов. Е-астероида Низы преимущественно низкокальциевые, тогда как для S-астероидов S-астероиды типичны железистые и кальциевые Исследования соотношений между клинопироксены [25, 26]. Для астероидов, различными характеристиками спектров приближающихся к Земле и Марсу, была отражения S-астероидов привели к обнаружена зависимость химсостава заключению, что в их спектрах оптически пироксенов от перегилийного расстояния доминирует пироксен [26, 34, 35]. Увеличение орбит этих астероидов [27]. концентрации закисного железа в пироксене Кроме спектрофотометрических приводит к длинноволновому смещению исследований астероидов ряд работ был полос кристаллического поля этого катиона, и посвящен изучению яркостных и возрастанию поглощения в синей области поляризационных свойств их поверхности спектра вследствие увеличения градиента [28, 29, 30, 31, 32]. Расматривался вопрос, длинноволнового крыла полосы поглощения каким образом структра и размер частиц переноса заряда O2- Fe2+. Именно таким реголита влияют на соотношения между образом можно объяснить обнаруженную фазовым коэффициентом фотометрической корреляцию между колор-индексом u – x из функции и альбедо, минимальной восьмицветного обозрения ECAS (Zellner et. поляризацией, кривизной спектральной al., Icarus, 1985, v. 61, p.355,) и положением кривой астероидов в области 400 – 700 нм. С полосы пироксена вблизи 505 нм [26]. Так как помощью лабораторного поляриметра, центр этой полосы лежит в интервале 508 – сконструированного В.В. Титовым (ГАИШ, 509 нм, пироксены S-астероидов являются МГУ), были измерены фазовые кривые железистыми и кальциевыми. Такие поляризации для порошков метеоритов пироксены не типичны для ахондритов и различных типов. Используя эти данные, была обыкновенных хондритов, что, по-видимому, получена взаимосвязь между шкалами дает свой вклад в различие геометрического и плоского альбедо, что колориметрических характеристик этих позволило корректно сравнить альбедо метеоритов и S-астероидов. метеоритов и астероидов. В работе [33] была Другая точка зрения на вещественный предложена формула для аппроксимации состав S-астероидов заключается в том, что фазовых поляризационных кривых оптические свойства реголита этих астероидов, позволяющая точно оценивать астероидов претерпели изменения под параметры наблюдаемой кривой (величину действием космического выветривания, что с отрицательной поляризации Pmin, наклон одной строны обусловливает различия кривой в точке инверсии h и т.п.). В работе спектров этих астероидов и обыкновенных [79] было показано, что можно оценить хондритов, а с другой объясняет кажущуюся сферическое альбедо астероидов, зная Pmin или редкость обыкновенных хондритов в поясе h. Было найдено также, что характеристики астероидов. Эта гипотеза была проверена в фазовой кривой поляризации астероидов работе [36], в которой моделировался эффект зависят от фазового коэффициента и оптического созревания поверхности фотометрической шероховатости обыкновенных хондритов под действием астероидной поверхности [80, 81]. Как космического выветривания. Расчеты были следствие, зависимость геометрического выполнены с помощью геометро-оптической альбедо астероидов от Pmin и h контролируется модели рассеяния света (ГОМРС) степенью шероховатости поверхности малых порошкообразной поверхностью, планет [82]. разработанной Ю.Г. Шкуратовым с коллегами
(Shkuratov et al., Icarus. 1999, v. 137, p. 235 –
74 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
246). Расчеты показали, что спектры S- до пижонита и ортопироксена для S[IV] – астероидов с диаметрами порядка сотни S[VII] подтипов. Содержание форстеритовой километров не находят своих аналогов среди молекулы в астероидном оливине лежит в спектров выветрелого хондритного вещества. вероятном интервале 40 – 74 мол. %. Полученный результат говорит скорее о том, Отношение содержания ортопироксена к что состав поверхности крупных S-астероидов клинопироксену растет, а отношение основного пояса систематически отличается содержания оливина к пироксену убывает с от состава обыкновенных хондритов. Это ростом номера подтипа S-астероидов [43]. заключение, конечно, нельзя распространять Преобладание пироксена над оливином и на всю популяцию S-астероидов. Например, полевым шпатом в рассчитанных составах S- спектр отражения астероида 433 Эрос (из астероидов позволяет высказать динамической группы Апполона-Амура) предположение о присутствии на их после учета изменений оптических свойств поверхности дифференцированного вещества поверхности под действием космогенных базальтового типа. факторов вполне согласуется со спектрами Отметим в заключение этого раздела, что обыкновенных хондритов [37, 38]. спектрофотометрия астероидов в видимом В работе [39] было показано, что степень диапазоне существенно расширяет наши оптического созревания поверхности представления о химическом составе астероидов существенно ниже, чем лунной минералов поверхности малых планет и об поверхности. Происходит это благодаря, во- условиях образования минералов на телах первых, более высокой частоте взаимных астероидных размеров. Так в спектрах столкновений тел в поясе астероидов, чем на некоторых S-астероидов были обнаружены лунной орбите и, во-вторых, малой силе полосы поглощения вблизи 440 и 640 нм, тяжести на астероидах по отношению к Луне. которые были отождествлены со спин- [83, 84, 85]. В результате действия этих разрешенными полосами катиона Cr3+ в факторов подвижность реголитовых слоев на пироксене [25]. В спектре астероида 71 Ниобы астероидах существенно выше, чем на лунной были зарегистрированы интенсивные полосы поверхности, что препятствует росту поглощения при 470, 600 и 700 нм, которые интенсивности оптического выветривания были соотнесены с катионами Ti3+ и Ti4+, поверхности тел в поясе астероидов. расположенными в кристаллической решетке В работах [40, 41, 42] было выполнено маложелезистого пироксена [44]. «Титановая» теоретическое моделирование спектров интерпретация спектра Ниобы и отсутствие отражения S-астероидов основного пояса спектрально заметных обилий Fe2+ в малых планет, принадлежащих к подтипам пироксене влечет за собой вывод об S[I] – S[VII]. Используя возможности теории образовании минералов этого астероида в ГОМРС, был разработан метод расчета сильно восстановительной среде. вероятных спектров минералов, формирующих порошкообразную V-астероиды полиминеральную смесь. В результате стало Этот оптический тип объединяет астероид возможным оценить не только содержание 4 Веста, второй по размеру в поясе малых основных породообразующих минералов, планет, и большое количество малых пироксена (Px), оливина (Ol) и полевого астероидов с диаметрами менее 10 км, спектры шпата (Plg), но и содержание в них железа, отражения которых похожи на спектр Весты магния и кальция. Общая формула составoв (вестоиды). Спектры Весты и вестоидов оптически активных минералов S-астероидов близки к спектрам говардитов, эвкритов и выглядит следующим образом: Px > Ol ~ Plg. диогенитов (HED метеориты), что указывает Тип пироксена, определяемый в зависимости на близкий вещественный состав этих от содержания в них Fe2+ и Ca, варьирует от объектов. диопсид-геденбергитового ряда для S[I]- Спектральные наблюдения Весты астероидов, через субкалициевые и проводились в различные оппозиции с тем, кальциевые авгиты для S[II] – S[V] подтипов, чтобы уточнить положение полосы пироксена
75 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
при 505 нм [9, 10, 45]. В противостояние 1990 причем каждому спектральному подтипу г. в видимой области спектра был выполнен соответствует свой минеральный состав. В спектральный мониторинг Весты при частности, пара полос поглощения при 600 и различных углах поворота астероида вокруг 650 нм отвечает хромиту на поверхности своей оси [46, 48]. Положение центра 505-нм астероидов, одиночная полоса вблизи 620 нм полосы поглощения пироксена изменялось в свидетельствует о наличии оливина. зависимости от фазы вращения астероида, Моделирование спектров вестоидов с однако статистическая достоверность этого помощью теории ГОМРС подтверждает результата была небольшой. Поэтому при спектральный анализ, выполненный по анализе химического состава пироксенов слабым полосам поглощения в их спектрах. Весты использовались среднее положение Итогом этой серии работ является вывод, что полосы поглощения вблизи 505 нм [47, 48], а вестоиды по своему составу являются также средние положения двух других полос комплементарными веществу HED поглощения этого же минерала вблизи 1 и 2 метеоритов из земной коллекции [56]. мкм, взятые из литературных источников. На Для Весты была построена первая карта основании сравнительного анализа цвета по наблюдениям ее поверхности в положений этих полос был сделан вывод о четырех длинах волн на космическом присутствии алюминия на поверхности телескопе Хаббла (Binzel et al., Icarus 1997, v. Весты. По содержанию этого элемента 128, p. 95 – 103). Для 19 геологических вещество Весты ближе к лунным базальтам, районов северного полушария Весты стали чем к базальтовым ахондритам. Было известны альбедо А(439 нм) и показатели высказано предположение, что на цвета С(673 нм/953 нм) и С(673 нм/1042 нм). В поверхности Весты представлена собственная работах [57, 58] выполнен сравнительный генерация пород, которая не полностью анализ показателей цвета для участков отражена в современной метеоритной поверхности Весты, вестоидов и HED классификации. метеоритов. Было показано, что показатели Серия работ [49–56] посвящена цвета районов Весты отличаются как от исследованию полос поглощения в области вестоидов, так и HED метеоритов, что, по- 450 – 750 нм в спектрах слабых по блеску V- видимому, вызвано различиями в астероидов (вестоидов). Из электронных баз гранулометрическом и вещественном составе планетных данных были отобраны ПЗС - поверхности Весты и сравниваемых объектов. спектры c высоким разрешением и Основываясь на теории ГОМРС, было приемлемым уровнем шума. Слабые полосы выполнено моделирование оптических поглощения в этих спектрах были характеристик участков поверхности Весты обнаружены с помощью метода оптимального [86]. Основным компонентом состава всех сглаживания [49, 55]. В области длин волн 490 этих районов является порода близкая по – 580 нм спектры вестоидов содержат серию составу к HED метеоритам. Вторичными слабых узких полос поглощения Fe2+, которая составляющими пород являются оливин, типична для низкокальциевых пироксенов. В полевой шпат, хромит и так называемая этом смысле вещество вестоидов близко к «нейтральная фаза». К настоящему моменту веществу говардитов, эвкритов и диогенитов природа этой нейтральной фазы неизвестна, (HED метеоритов). Вместе с тем, некоторые можно только сказать, что это вещество имеет вестоиды содержат более железистый низкое альбедо и плоский, «нейтральный» ортопироксен, чем известные HED спектр и по этим признакам напоминает метеориты [55]. В области 580 – 750 нм в углистые хондриты. Показано, что различия в спектрах вестоидов были обнаружены слабые альбедо и цвете геологических областей широкие полосы поглощения, которые не Весты зависят от вариаций именно вторичных встречаются в спектрах HED метеоритов [51 – составляющих состава. Районы, 54, 56]. По наличию или отсутствию этих расположенные на западной полусфере полос поглощения, исследованные вестоиды Весты, содержат больше хромита и были разделены на пять подтипов V[I] – V[V], нейтральной фазы чем районы восточного
76 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
полушария. Этот факт помогает объяснить, поверхности обогащено оливином. Чтобы почему западное полушарие Весты в целом проверить это утверждение и убедиться имеет более низкое альбедо, чем восточное. присутствуют ли другие минералы на Высказано предположение, что на поверхности А-астероидов, был выполнен поверхности Весты могли сохраниться поиск и отождествление слабых плос остатки древней коры из первичного поглощения в оптической области спектра хондритоподобного вещества, из которого этих малых планет. Как и в случае V- произошли остальные породы и минералы астероидов, ПЗС-спектры А-астероидов с Весты. приемлемым уровнем шумов были отобраны Наш прогноз о том, что в поверхностных из баз, планетных данных и оптимально породах Весты содержится мало оливина и сглажены с помощью метода, описанного в может присутствовать темное вещество, [50, 55]. Полосы поглощения вблизи 495 нм и подобное углистым хондритам, находит 620 нм представляют собой спектральные подтверждение при анализе спектральной признаки оливина на поверхности информации, полученной от КА "Dawn", тестируемого астероида. Диагностические который в течение года был искусственным свойства первой из них позволяют спутником Весты (McCord et al., Nature 2012, определить тип оливина в ряду фаялит – v. 491, p. 83; McSween et al., JGR 2012, v. 118, p. форстерит [60], а вторая полоса начинает 335). проявляться в спектре отражения поверхности Интересной особенностью Весты является даже при небольшом относительном то обстоятельство, что ее поверхность лишена содержании оливина (<10 об.%) [51]. оптических признаков космического Спектральный анализ А-астероидов выветривания в отличие, скажем, от V- показал следующее [61, 62]. Слабые полосы астероидов, членов ее динамического поглощения, обнаруженные в видимой семейства. В работе [59] были предложениы области спектров отражения этих астероидов, две гипотезы, объясняющие этот интересный указывают на различный минеральный состав наблюдательный факт. Обе гипотезы, их поверхности. Анализ этих полос приводит «реологическая» и «динамическая», к выводу, что на одних астероидах этого типа основываются на существовании в южной присутствуют как оливин, так и полярной области астероида гиганского клинопироксен, на поверхности других – ударного кратера с размером ~ 500 км. Время преимущественно клинопироксен с релаксации этого кратера составляет небольшими добавками хромсодержащих примерно 108 лет. Следовательно, минералов, предположительно хромитов. поверхность Весты может постоянно Новая оценка содержания форстерита в испытывать микросейсмические вибрации, оливине астероидов 289 Ненетта и 446 приводящие к перемешиванию частиц Этернитас (Fo ~ 50-60 %), выполненная по поверхности и обнажению свежих, полосе поглощения оливина вблизи 495 нм в невыветрелых частиц. В гравитационной их спектрах, удовлетворительно согласуется с сфере влияния Весты могут сохраняться оценкой, полученной нами при многочисленные мелкие осколки, моделировании спектра отражения астероида выброшенные из кратера при его Этернитас [63]. образовании. Под действием планетных возмущений осколки могут изменять свои М- и Е-астероиды орбиты и время от времени выпадать на Весту, Буква «М» в названии оптического типа взрыхляя верхний слой поверхности означает, что на поверхности таких астероида и обнажая свежие нижележащие астероидов доминирует восстановленный слои. металл; по аналогии с железными метеоритами это может быть сплав NiFe. А-астероиды Однако в спектре М-астероида 347 Париана в Традиционная точка зрения на А- оппозицию 1991 г. была обнаружена серия астероиды состоит в том, что вещество их полос поглощения определяющая минерал
77 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
пироксен [13]. Причем центр полосы при 505 Шемахинская обсерватория занимает нм определяют железистые и кальциевые лидирующее место. клинопироксены. Было высказано предположение, что на поверхности Низкоальбедные астероиды и метеориты астероида совместно с пироксеном Спектральные наблюдения астероида 1 присутствует низкоальбедное вещество с Церера проводились неоднократно в плоским «серым» спектром, которое различные оппозиции. 25 декабря 1989 г. был уменьшает интенсивность полос поглощения выполнен спектральный мониторинг пироксена в инфракрасной области спектра. астероида, чтобы проверить, зависят ли Открытие полосы поглощения пироксена спектры отражения астероида от угла вблизи 1 мкм в спектре Парианы (Hardersen еt поворота вокруг оси вращения [66]. Ответ на al., Meteoritics & Planetary Science 2011, v. 46, p. этот вопрос был получен отрицательный, 1910-1938.) подтвердило наш прогноз о однако сами спектры Цереры показали присутствии пироксена на этом астероиде, существенные отличия, как от спектров, данный более 10 лет назад. полученных нами в другие оппозиции, так и Ближайшим аналогом вещества Е- известных из литературных источников. В астероидов согласно широко этой же работе была предложено обяснение распространенному мнению являются этого наблюдательного факта, основанное на энстатитовые ахондриты. В спектре Е- известных к тому времени определениях астероида Низа (пока единственного координат полюса вращения Цереры. Однако астероида из этого оптического типа) была новые значения координат полюса вращения зарегистрирована полоса поглощения астероида, полученные по наблюдениям пироксена вблизи 505 нм. Положение центра прямых изображений Цереры на космическом этой полосы действительно определяет телескопе Хаббла, не подтверждают низкожелезистые и низкокальциевые высказанную нами гипотезу. Таким образом, пироксены ее поверхности [25]. Сравнительно вопрос о пекулярном поведении спектров недавно в спектрах Е-астероидов была отражения Цереры остается открытым. обнаружена интенсивная полоса поглощения В работе [67] было выполнено при 490 нм. Опираясь на анализ спектров отждествление полос поглощения в видимой титансодержащих пироксенов из метеоритов области спектров углистых хондритов из и лунных пород, указанная полоса была коллекции метеоритных спектров соотнесена с оптически активными центрами Шемахинской обсерватории. Сравнение трехвалентного титана в низкожелезистых спектров астероидов 1 Церера и 2 Паллада с пироксенах этих Е-астероидов [64]. В этой же исследованными спектрами углистых работе был предложен сценарий ударной хондритов показывает, что положение полос в эволюции родительских тел Е-астероидов, спектрах этих астероидов и метеоритов не объясняющий сосуществование на их совпадает. Это свидетельствует о том, что поверхности как высокотемпературных состав вещества Цереры и Паллады минералов, так и минералов, содержащих в отличается от исследованных углистых своей структуре молекулы OH и/или H2O. хондритов. Предложен метод поиска В работе [65] были подведены итоги спектральных аналогов углистых хондритов исследований дигностических свойств полосы среди низкоальбедных астероидов. поглощения пироксенов при 505 нм и показано, что детальный анализ тонкой О последних родительских телах структуры этой полосы является мощным метеоритов инструментом для определения состава и Работы [68, 69] были посвящены вопросу, структуры пироксена по спектрам отражения из какой области пояса астероидов поступают астероидов. По числу астероидов различных последние родительские тела метеоритов, оптических типов, в спектрах которых была которые с большой вероятностью могут обнаружена эта полоса поглощения, находиться среди астероидов из динамических групп Аполлона и Амура. С
78 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
помощью диаграмм спектральных параметров твердого вещества протопланетной метеоритов среди астероидов основного пояса туманности, из которого произошли планеты выделены тела, имеющие колориметрические земной группы, спутники планет и ядра характеристики, близкие к ахондритам и планет-гигантов. Сама же газопылевая обыкновенным хондритам. Этот вывод туманность была одним из типичных справедлив для S-астероидов, поскольку, в структурных образований межзвездной среды. виду их многочисленности, к ним можно В этой связи представляет интерес сравнить применять статистические методы спектральные свойства межзвездной пыли и исследования. Оказалось, что S-астероиды – вещества астероидов. метеоритные аналоги – сосредоточены в Используя яркие звезды различных основном среди объектов из динамической спектральных классов и классов светимости, группы Аполлона и Амура и на интервале находящиеся в пределах 1000 пс от Солнца, гелиоцентрических расстояний 2.8 – 3.0 а.е. было исследовано селективное ослабление Эти же астероиды не отличаются по колор- света межзвездной пылью. Кривые индексу u–x, который зависит от состава их межзвездной экстинкции показывают поверхности. По-видимому, астрофизические систематичеcкие отклонения от «закона λ-1» в данные о S-астероидах свидетельствуют в оптической области спектра, что позволяет пользу гипотезы о резонансе 2/5 (2.824 а.е.) распределить их по трем типам. Выполнено как о вероятном механизме переноса вещества сравнение наблюдаемых кривых экстинкции из пояса астероидов в окрестности орбиты межзвездной пыли и теоретических кривых Земли. Недавно (Nesvorny et al., Icarus 2009, v. экстинкции, рассчитанных по спектрам 200, p. 698 – 701) было показано, что большая отражения астероидов в приближении часть обыкновенных хондритов L типа могут рэлеевских частиц. Вычисленные кривые быть фрагментами разрушенного астероида с экстинкции для вещества поверхности D- большой полуосью орбиты равной 2.8 а. е. астероидов и углистого хондрита Tagish Lake Чтобы проверить статистическую достаточно хорошо совпадают с достоверность последнего вывода, был наблюдаемыми кривыми межзвездной проведен статистический анализ экстинкции первого типа. Был сделан вывод, распределений колор-индекса u – x по что исходное вещество протопланетной перигелийным расстояниям и большим туманности, из которого произошли планеты полуосям орбит S-астероидов. Показано, что Солнечной системы, могло сохраниться до эти распределения имеют Λ-образный вид, нашего времени в виде экзотических D- причем крылья распределений можно астероидов, а вещество углистого хондрита аппроксимировать линейными уравнениями Tagish Lake может быть аналогом вещества регрессии. Сравнение средних значений u – x межзвезной пыли со спектром поглощения для S-астероидов в области Земли, Марса и первого типа. основного пояса приводит к предположению, что последние родительские тела метеоритов III приходят в окрестности этих планет Ряд публикаций был посвящен результатам преимущественно из разных областей исследований в рамках международных основного пояса астероидов. Следствием этой программ: «Веста – 86» [45], «Вега», комета ситуации может быть то, что метеоритные Галлея [73 – 76], «Марс-94», хоздоговор с ИКИ коллекции Земли и Марса могут отличаться. РАН [77]. Многие работы написаны в тесном сотудничестве с учеными из России, Украины, Астероиды и межзвездная пыль США, Канады, Бразилии, Франции, Японии В работах [70 – 72] была предпринята и, конечно, с коллегами из Шемахинской попытка найти в пределах Солнечной обсерватории, в частности, работа [78] о системы вещество, спектральные свойства катастрофическом ухудшении астроклимата которого и межзвездной пыли были бы ШАО из-за прогрессивного строительства достаточно близкими. Согласно современным частных вилл, ресторанов, кемпингов в представлениям, астероиды являются остатком окрестности обсерватории.
79 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ спектрометрия метеоритов I: Ахондриты и обыкновенные хондриты. Метеоритика 1985, 1. Султанов Г.Ф. К вопросу о происхождении №44, сс. 122 – 126. астероидов. Изв. АН Азерб. ССР. 1953, №7. 18. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И., Вохменцев А.Я., 2. Султанов Г.Ф. Теоретическое распределение Коломенский В.Д., Титов В. В. 1985. Оптическая элементов орбит осколков гипотетической планеты спектрометрия метеоритов II. Ахондриты. Деп. в Ольберса. Сообщ. ГАИШ. 1953, № 88 – 89. ВИНИТИ 07.05.85, № 5296-85. 3. Султанов Г.Ф. Распределение вторичных осколков 19. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И., Вохменцев А.Я., гипотетической планеты по величине элементов их Коломенский В.Д., Титов В. В. 1985. Оптическая орбит. Труды сектора астрофиз. АН Азерб. спектрометрия метеоритов III. Обыкновенные ССР. 1959, №1. хондриты. Деп. в ВИНИТИ 07.05.85, № 5295-85. 4. Султанов Г.Ф., Эмпирическое распределение 20. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И., Вохменцев А.Я., астероидов. Труды сектора астрофиз. АН Азерб. Коломенский В.Д., Титов В. В. Оптическая ССР. 1959, № 1. спектрометрия метеоритов IV. Сравнительный 5. Шестопалов Д.И. Об интересном различии в анализ спектральных свойств ахондритов и распределениях по средним движениям обыкновенных хондритов. Астрон. Вестн. 1985, т. крупнейших C и S астероидов. Астрон. Вестн. 20, № 2, сс. 116 – 127. 1982, т.16, №2, сс. 93 – 100. 21. Голубева Л.Ф. Диаграммы спектральных параметров 6. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И. Некоторые некоторых типов астероидов и метеоритов. Астрон. свойства семейств астероидов. Кинем. и физ. Вестн. 1988, т. 22, № 1, сс. 49 – 60. небесных тел. 1985, т.1, сс. 45 – 52. 22. Голубева Л.Ф. Некоторые астероиды групп 7. Шестопалов Д.И. О вращении астероидов. Кинем. Аполлона и Амура на диаграммах спектральных и физ. небесных тел. 1988, т. 4, №5, сс. 67 – 74. параметров метеоритов. Астрон. Вестн. 1989, т. 23, 8. Голубева Л. Ф., Шестопалов Д.И. О вращательных № 3, сс. 226 – 232. свойствах астероидов. Астрон. ж. 1983, т. 60, вып.5, 23. Голубева Л.Ф. Вероятный тип пироксенов на сс. 1009 – 1015. поверхности астероидов по данным наземной 9. Голубева Л.Ф., Омаров С.З., Шестопалов Д.И. спектрометрии. Совещание РГ «Астероиды» Спектрометрия малых планет I. Минералогические Астросовета АН СССР. Циркуляр ШАО 1989, свойства поверхности астероидов 1 Церера и 4 №87, сс. 30 – 31. Веста по данным спектральных наблюдений. 24. Голубева Л.Ф. Изучение спектральных свойств Астрон. ж. 1983, т. 60, вып.1, сс. 145 – 152. поверхности некоторых астероидов (01.03.03 – 10. Голубева Л.Ф., Погосбеков Д.Г., Шестопалов Д.И. гелиофизика и физика Сонечной системы). ГАО Спектрометрия малых планет. 4 Веста: область АН УССР, Киев, Украина, 1990, - 150 с. спектра 0.48 – 0.55 мкм. Астрон. ж. 1986, т. 63, 25. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф., Таран М.Н., вып.6, сс. 1179 – 1182. Хоменко В.М. Полосы поглощения железа и хрома 11. Голубева Л.Ф. Спектрометрия малых планет. в спектрах земных пироксенов: Применение к Спектральная кривая астероида 3 Юнона в области дистанционному минералогическому анализу 0.44 – 0.56 мкм. Письма в Астрон. ж. 1986, 12, поверхности астероидов. Астрон. Вестн. 1991, т. №10, сс. 801 – 805. 25, № 4, сс. 442 – 452. 12. Shestopalov D.I., Golubeva L.F., Pogosbekov D.G., 26. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. К вопросу о Atai A.A., Gorbanev V.E. Spectroscopy of minor веществе S-астероидов. Письма в АЖ 1991, т. 17, planets: pyroxenes on the surface of some bright № 5, 435 – 461. asteroids. Solar System Res. 1990, vol. 24, No 3. pp. 27. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. Прогноз типов 232 – 243. пироксенов на поверхности светлых астероидов, 13. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. Спектрометрия приближающихся к Земле и Марсу. Астрон. Вестн. малых планет. 347 Париана: область спектра 0.48 – 1992, т. 26, № 2, сс. 77 – 88. 0.57 мкм. Астрон. Вестн. 1995, т.29, № 6,сс. 497 – 28. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И. Оптические 503. свойства поверхностей астероидов. Качественный 14. Погосбеков Д.Г., Шестопалов Д.И, Шустарев П.Н. анализ. Астрон. ж. 1983, т. 60, № 3, сс. 602 – 611. Программируемый блок управления сканирующим 29. Шестопалов Д.И., Шкуратов Ю.Г. спектрофотометром. ПТЭ 1985, №5, с. 233. Поляризационные и яркостные характеристики 15. Погосбеков Д.Г., Шестопалов Д.И, Шустарев П.Н. астероидов. Попытка исследования некоторых Информационно-измерительный и управляющий взаимосвязей. Вестн. Харьковского ун-та 1982, № комплекс аппаратуры для сканирующего 32, сс. 59 – 64. фотоэлектрического спектрометра. Цирк. ШАО 30. Шестопалов Д.И., Титов В.В., Голубева Л.Ф., 1988, №81, сс. 19 – 23. Вохменцев А.Я., Коломенский В.Д. Результаты 16. Аллахвердов А.К., Борисов А.М., Дежиков В.Г., и сравнения альбедо астероидов главного пояса и пять соавторов. Термохолодильник с воздушным некоторых типов метеоритов. Кинем. физ. охлаждением для фотоумножителя. ПТЭ 1990, №2, небесных тел 1989, т. 5, № 6, сс. 25 – 31. с. 250. 17. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф., Вохменцев А.Я., Коломенский В.Д., Титов В.В. Оптическая
80 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
31. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. О природе 47. Golubeva L.F.,.Shestopalov D.I. Is there aluminium in фазовых коэффициентов астероидов. Циркул. the pyroxenes of 4 Vesta? 29th Lunar and Planet. Sci. ШАО 1981, № 69, сс. 14 – 19. Conf. 1998, Abstr. #1007. 32. Shestopalov D., Golubeva L. How to compare albedos 48. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. Спектрометрия of celestial bodies and terrestrial samples using малых планет. О пироксенах Весты. Астрон. Вестн. polarimetric data? Journ.Quat. Spectr. Rad. Transf. 1998, т. 32, № 1, сс. 68 – 75. 2004, vol. 88, pp. 257 – 265. 49. Shestopalov D., Golubeva L., McFadden L. Optimal 33. Shestopalov D. Approximation formula for polarization smoothing of asteroid reflectance spectra: the search for of the light scattered by particulate surfaces: an faint absorption bands. 36th Lunar and Planet. Sci. application to asteroids. Journ.Quat. Spectr. Rad. Conf. 2005, Abstr. #1165. Transf. 2004, vol. 88, pp. 351 – 356. 50. Golubeva L., Shestopalov D., McFadden L. Searching 34. Shestopalov D.I., Golubeva L.F. On influence pyroxene for faint absorption bands in vestoid reflectance spectra on S-asteroid spectra. 28th Lunar and Planet. Sci. by means of optimal smoothing algorithm. 36th Lunar Conf. 1997, Abstr. #1746. and Planet. Sci. Conf. 2005, Abstr. #1206. 35. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. О природе 51. Golubeva L., McFadden L., Shestopalov D., Khomenko вещества поверхности S-астероидов. Астрон. V., Gasanova L. Olivines on Vesta-like asteroids. 38th Вестн. 1997, т. 31, № 2, сс. 1153 – 1166. Lunar and Planet. Sci. Conf. 2007, Abstr. #1223. 36. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. Моделирование 52. Shestopalov D., Golubeva L., McFadden L., Lazzaro эффекта оптического созревания хондритной D., Khomenko V., Gasanova L. Systematics of vestoid поверхности на примере S-астероидов и reflectance spectra by 600- and 650-nm bands. 38th метеоритов. Астрон. Вестн. 2004, т.38, № 3, сс. 235 Lunar and Planet. Sci. Conf. 2007, Abstr. #1224. – 244. 53. Шестопалов Д.И., Гасанова Л.О. Исследование 37. Shestopalov D.I. About optical maturation of Eros слабых полос поглощения в спектрах астероидов regolith. Proc. Of Asteroids, Comets, Meteors 2002, оптического типа V: область спектра 5500 – 7000 Å. Berlin, Germany, рр. 919 – 921. Азерб. Астрон. Ж. 2006, № т.1, 1-2, cc. 18 – 22. 38. Shestopalov D.I., Golubeva L.F., Bell III J.F. 54. Шестопалов Д.И., Гасанова Л.О. Систематика и Constraints on Eros surface composition and meteorite интерпретация слабых полос поглощения вблизи analogs based on low phase angle near-IR spectra. 600-650 нм в спектрах отражения V-астероидов. Proc. Of Asteroids, Comets, Meteors 2002, Berlin, Азерб. Астрон. Ж. 2007, т. 2, № 3-4, 15 – 20. Germany, рр. 389 – 391. 55. Shestopalov D.I., McFadden L.A., Golubeva L.F. 39. Golubeva L.F., Shestopalov D.I. Albedo (750 nm) – Exploration of faint absorption bands in the reflectance color (950/750 nm) diagram for the Moon, asteroids spectra of the asteroids by method of optimal and meteorites: Modeling of optical maturation of the smoothing: Vestoids. Icarus 2007, vol. 187, pp. 469– cosmic body surfaces. 34th Lunar and Planet. Sci. 481. Conf. 2003, Abstr. #1096. 56. Shestopalov D.I., McFadden L.A., Golubeva L.F., 40. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. Численное Khomenko, V.M., Gasanova L.O. Vestoid surface моделирование спектров S-астероидов: минералы composition from analysis of faint absorption bands in поверхности. Астрон. Вестн. 2000, т. 34, № 3, сс. visible reflectance spectra. Icarus 2008, vol. 195, p.p. 202 – 215. 649–662. 41. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. Пироксены и 57. Golubeva L.F., Hasanova L.O., Shestopalov D.I., оливины поверхности S-астероидов по результатам McFadden L.A. Comparative analyzing color моделирования их спектров отражения. Астрон. characteristics of Vesta’s areas and Vesta-like asteroids. Вестн. 2001, т. 35, № 6, сс. 519 – 530. Asteroids, comets, meteors 2008, Baltimore, USA, 42. Golubeva L.F., Shestopalov D.I. Some peculiarities of Abstr # 8036. S-asteroid surface materials obtained by modeling of 58. Golubeva L.F., McFadden L.A., Shestopalov D.I., asteroid reflectance spectra. 32nd Lunar and Planet. Hasanova L.O. Comparative analysis of the color Sci. Conf. 2001, Abstr. #1004. characteristics of Vesta’s areas and HED meteorites. 43. Golubeva L.F., Shestopalov D.I. 33rd Concerning 40th Lunar and Planet. Sci. Conf. 2009, Abstr. #1064. pyroxene-olivine ratio on S-asteroid surfaces. Lunar 59. Shestopalov D., Golubeva L. Why Vesta’s surface is and Planet. Sci. Conf. 2002, Abstr. #1003. unweathered? 39th Lunar and Planet. Sci. Conf. 2008, 44. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. Спектрометрия Abstr. #1116. малых планет. Титансодержащий реголит 71 60. Shestopalov D., Golubeva L. Compositional variations Ниобы? Письма в АЖ 1993, т. 19, №10, сс. 972 – of the 495-nm absorption band in olivine reflectance 977. spectra. 37th Lunar and Planet. Sci. Conf. 2006, 45. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И. Спектрометрия Abstr. #1227. малых планет IV. Минеральная неоднородность 61. Golubeva L., Shestopalov D. Are there pyroxenes on поверхности Весты. Астрон. Вестн. 1988, т. 22, № A-asteroid surfaces? 37th Lunar and Planet. Sci. Conf. 2, сс. 173 – 182. 2006, Abstr. #1228. 46. Golubeva L.F., Shestopalov D.I. Spectrometry of 4 62. Шестопалов Д.И., Голубева Л.Ф. Анализ слабых Vesta near 505 nm pyroxene absorption band. 28th полос поглощения в спектрах отражения А- Lunar and Planet. Sci. Conf. 1997, Abstr. #1685.
81 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
астероидов. Астрон. Вестн. 2008, т. 42, № 3, сс. 273 77. Таран М. Н., Хоменко В. М., Голубева Л.Ф., – 285. Шестопалов Д.И. Спектрофотометрия горных 63. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И. Оливины А- пород, окрашенных оксидами железа, как вероятных астероидов на примере 446 Этернитаса. Астрон. аналогов грунта Марса. Астрон. Вестн. 1993, 27, № Вестн. 2001, т. 35, № 5, сс. 414 – 421. 5, сс. 56 – 65. 64. Shestopalov D.I., Golubeva L.F., McFadden L.A., 78. Шестопалов Д.И., Шустарев П.Н., Халилов В.М., Fornasier S., Taran M.N. Titanium-bearing pyroxenes Микаилов Х.М., Мамедов А.М., Шукюров М.Е., of some E asteroids: coexisting of igneous and hydrated Гюльмалиев Н.И. Исследование фоновой засветки rocks. Planetary and Space Sci. 2010, vol. 58, pp. ночного неба над Шамахинской астрофизической 1400 – 1403. обсерваторией. Азерб. Астрон. Ж. 2006, № 1 – 2, 65. Cloutis E. A., Klima R.L., Kaletzke L., Coradini A., сс. 53 – 56. Golubeva L.F., McFadden L.A., Shestopalov D.I., Vilas 79. Shestopalov, D. I., Golubeva, L. F. Bond albedo of F. The 506 nm absorption feature in pyroxene spectra: asteroids from polarimetric data. 42nd Lunar and Nature and implications for spectroscopy-based studies Planetary Sci. Conf. 2011, Abstract # 1028. of pyroxene-bearing targets. Icarus 2010, vol. 207, pp. 80. Shustarev P. N., Golubeva L. F., Shestopalov D. I. 295–313. Polarized Light Scattered from Asteroid Surfaces. I. 66. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И. Спектрометрия Polarimetric and Photometric Data Analysis. 44th малых планет. О возможной причине изменений Lunar and Planetary Sci. Conf. 2013, Abstract # спектра отражения Цереры. Астрон. Вестн. 1995, т. 1064. 29, № 1, сс. 37 – 46. 81. Golubeva L. F., Shestopalov D. I., Shustarev P. N. 67. Shestopalov D.I., Golubeva L.F., Taran M.N., Polarized Light Scattered from Asteroid Surfaces. II. Khomenko V. M. Optical spectrometry of meteorites: Surface Photometric Roughness. 44th Lunar and Carbonaceous Chondrites and low-albedo asteroids. Planetary Sci. Conf. 2013. Abstract #1063. Solar Syst. Res. 1998, vol. 32, No 1, pp. 51 – 59. 82. Shestopalov D. I., Golubeva L. F., Shustarev P. N. 68. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И. S-астероиды Polarized Light Scattered from Asteroid Surfaces. III. главного пояса и источники метеоритов. Астрон. Polarization — Albedo Rules. 44th Lunar and Вестн. 1992, т. 26, № 6, сс. 116 – 124. Planetary Sci. Conf. 2013, Abstract # 1062. 69. Голубева Л.Ф., Шестопалов Д.И. К вопросу о 83. Golubeva L.F., Shestopalov D.I. Space weathering of происхождении последних родительских тел asteroids. 42nd Lunar and Planetary Sci. Conf. 2011, метеоритов. Астрон. Вестн. 2002, т. 36, № 6, сс. 516 Abstract # 1029. – 525. 84. Shestopalov. D. I., Golubeva L. F., Cloutis E. A. Space 70. Shestopalov D.I, Shustarev P.N. Interstellar dust and weathering of asteroids. arXiv:1211.6275v1 [astro- solar system objects: Asteroids and meteorites. ph.EP], 2012 рр. 1 – 55. International conf. “The solar system bodies: from 85. Shestopalov D. I., Golubeva L. F., Cloutis E. A. Optical optics to geology. 2008” Kharkiv, Ukraine, May 26-29. maturation of asteroid surfaces. Icarus 2013, vol. 225, 71. Shestopalov D.I, Shustarev P.N. Studying spectral pp. 781 – 793. properties of interstellar dust and meteorites, main belt 86. Shestopalov D.I., McFadden L.A., Golubeva L.F., asteroids, and TNOs. Asteroids, Comets, Meteors Orujova L.O. About mineral composition of geologic 2008, Baltimore, USA, Abstr # 8037. units in the northern hemisphere of Vesta. Icarus 2010, 72. Шестопалов Д.И., Шустарев П.Н. Сопоставление vol. 209, pp. 575–585. спектральных свойств вещества межзвездной пыли и поверхности астероидов в области 0.3 – 1.1 мкм. Астрон. Вестн. 2008, т. 42, № 5, 387 – 396. 73. Шестопалов Д.И., Атаи А.А., Гаджиев М.С. Распределение энергии и интенсивность полос излучения в спектре кометы Галлея. Циркул. ШАО 1989, № 83, сс. 3 – 14. 74. Шестопалов Д.И., Атаи А.А. Некоторые физические характеристики атмосферы кометы Галлея по данным наземной спектрофотометрии. Кинем. физ. небесных тел 1989, т. 5, № 2, сс. 29 – 34. 75. Шестопалов Д.И., Атаи А.А. Исследование газо- и пылевыделения в комете Галлея по результатам наземной спектрофотометрии. Кинем. физ. небесных тел 1989, т. 5, № 4, сс. 38 – 44. 76. Атаи А.А., Шестопалов Д.И. Полосы Свана в спектре кометы Галлея. Кинем. физ. небесных тел 1991, т. 7, № 6, сс. 15 – 20.
82 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ОБ ИССЛЕДОВАНИЯХ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ
© 2013 г. А.А. Атаи
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им Н.Туси НАН Азербайджана (e-mail: [email protected])
ХХ век принес много достижений в сферическое альбедо и звездные величины области исследования планет Солнечной планеты в 20-ти длинах волн в интервале системы с помощью наземных и космических λ4050-6360Å. Полученные результаты [1] средств. В этом веке были созданы и показали, что геометрическое альбедо Марса восстановлены около 30-ти астрономических монотонно возрастает с длиной волны, в то обсерваторий и станций на территории время как фазовый коэффициент бывшего Советского Союза, в том числе и в уменьшается с увеличением длины волны и Азербайджане; на восточной стороне горы имеет минимум вблизи λ 5050Ǻ. Было Пиркули было выбрано место для нынешней установлено, что распределение интенсивности Шамахинской Астрофизической отраженного излучения по спектру Марса обсерватории им. Н. Туси (ШАО). хорошо представляется значениями Целью настоящей работы является спектрофотометрического градиента в двух описание основных научных результатов участках спектра: λλ4050-5100Å и λλ5100- исследований планет, полученными 6360Å; а также выявлено различие в ходе сотрудниками ШАО НАН Азербайджана. градиентов φ1 (λλ4050- 5100Å) и φ2 (λλ5100- В начале 60-х годов прошлого столетия, к 6360Å) с изменением угла фазы α и западу от ШАО, на отрогах горы Картдаг, на обнаружено, что характер изменения градиен- высоте около 2000 м над уровнем моря, один тов неодинаковый. Кроме того, было обна- из сотрудников обсерватории – Н.Б. ружено, что показатель цвета Марса с уве- Ибрагимов (чьим именем впоследствии был личением угла фазы несколько возрастает. назван один из кратеров на карте Марса), Для градиента φ1 имеет место минимум вблизи 0 проводил наблюдения планеты Марс. Именно α = 24 , а для градиента φ2 максимум при α = 0 в эти годы были заложены основы 34 , т.е. изменения градиентов φ1 и φ2 имеют исследований планет в ШАО и Н.Б. Ибра- различный характер [1]. Эти данные имели гимов, работающий под руководством большое значение для последующих академика Украинской НАН Барабашева Н.П. исследований Красной планеты. из Харьковского Государственного На основании полученных данных было Университета, провел интегральную установлено, что в коротковолновой части спектрофотометрию Марса. спектра в атмосфере Марса значительную Как известно, метод интегральной роль играет истинное поглощение (ω = 0.55 спектрофотометрии позволяет изучать для λ4050Å и ω = 0.60 для λ4250Å, где ω - изменения количества отраженной энергии от альбедо однократного рассеяния), рассеяние видимой поверхности небесного тела в света не подчиняется закону Рэлея, а индикат- разных участках спектра при различных риса рассеяния вытянута вперед [2]. Пред- условиях освещения. В результате таких полагалось, что существенную роль в корот- наблюдений можно делать выводы о коволновой области спектра в атмосфере геометрических, оптических и физических Марса играют крупные частицы. свойствах поверхностей и атмосфер планет. Второй этап исследования Красной Н.Б. Ибрагимовым [1] , на основании планеты в ШАО приходится на 70-е годы, ког- спектрофотометрических наблюдений Марса да наблюдения планеты приобретают во время противостояния в 1960-1961 гг., были большой международный интерес. Тогда определены фазовые коэффициенты, впервые в Советском Союзе, в ШАО
83 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
совместно с сотрудниками ГАО НАН В атмосфере планеты был найден верхний Украины были получены крупномасштабные предел содержания NO2~0.02 мм·атм. [8]. снимки Марса в фокусе Кудэ (F=72 м) 2-м Сотрудники ШАО и ГАО совместно телескопа [3]. Масштаб изображения при этом установили, что фиолетовые облака представ- составлял 2".86 на мм. ляют собой “сгустки” аэрозольных частиц, В июле-августе 1971 года, во время вели- постоянно присутствующих в марсианской кого противостояния Марса, сотрудники атмосфере и создающих известный эффект ШАО НАН Азербайджана и ГАО НАН Ук- фиолетовой дымки [9] . раины провели фотографические Надо отметить, что ШАО постоянно наблюдения Красной планеты на 2-м участвовала в различных программах союз- рефлекторе при одновременном контроле ного масштаба по исследованию Марса. прозрачности земной атмосферы на Последний раз это было в 1990-91 гг., до телескопе АЗТ-8. Совместный анализ распада Советского Союза, когда мы, полученных материалов в июле-августе 1971 г. совместно с ИКИ АН СССР, участвовали в не выявил наличия желтых облаков на Марсе. изучении причин возникновения пылевой Однако, начиная с 03.08.1971 и до конца бури в атмосфере этой планеты, а также периода наблюдений, были хорошо видны исследованием спектральных свойств фиолетовые облака вблизи краев диска (запад- специально отобранных земных пород, как ного и восточного). вероятных аналогов вещества на поверхности Фотографическим методом было установ- Марса[10]. лено: Отметим, что результаты исследований – неожиданный рост контрастов некоторых Н.Б. Ибрагимова, где он обнаружил умень- деталей на диске Марса, который можно было шение фазового коэффициента с уве- объяснить тем, что в момент наблюдений над личением длины волны и наличие минимума этими областями находились фиолетовые об- фазового коэффициента по спектру в λ5250Å лака; для Марса, были высоко оценены учеными – контрасты "море-материк" имели [11,12] и об этом изложено в работе [13]. различный ход вдоль спектра для разных объектов. Также были выявлены слабые изме- Венера нения и постепенный рост контрастов к Исследования Венеры как планеты земной красному концу спектра; группы, атмосфера которой считается – контраст "море - полярная шапка" экстремально горячей, представляет большой прогрессивно падает от синей области к ИК- интерес. Изучение этой планеты с помощью области, что согласуется с прежними космических аппаратов имели большое исследованиями [4,5]; значение для понимания земного климата. В – полученные данные показали, что кривые 1967 году в фокусе Кассегрена 2-м рефлектора отражательной способности полярных шапок ШАО при помощи призменного спектро- весьма отличаются друг от друга. Этот факт графа (дисперсия 93 Å/мм у Hγ) были позволяет предположить, что в атмосфере получены около 20 спектрограмм ночной Марса плавают пылевые частицы (поднятые стороны Венеры. На одной из спектрограмм, ветрами с поверхности материков), которые и полученной 10 июня 1967 года, были придают полярным шапкам (а также морям) обнаружены эмиссионные линии. Наиболее цветовые свойства [6]. В дальнейшем этот интенсивными линиями являлись λ3903Å и результат был подтвержден данными КА, λ3898Å [14]. Ближайшими к ним являются исследовавших Марс в начале 90-х годов. полосы CO2 λ3890Å, λ3904.5Å, а также полоса Марс был изучен также спектральным CO - λ3893Å. Однако, только одна из этих методом. полос была отмечена Н.А. Козыревым [15]. На спектрограммах планеты резко выдел- По спектрограммам Венеры были ялась полоса λ6200Å (с компонентами при исследованы темная и светлая детали у терми- λ6201Å и λ6216Å) [7]. натора планеты и изучено распределение энергии в спектре этих деталей и
84 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
распределение яркости вдоль терминатора λ6475Ǻ и ее интенсивность будет разной в при разных длинах волн (λ3900 – 4400Å) [16]. разных точках диска Сатурна [19]. Впервые было установлено, что светлые По спектрограммам Сатурна, полученным в детали у терминатора обусловлены облаками 1969, 1971 и 1974 гг. в фокусе Кудэ 2-м верхнего яруса, освещаемые лучами Солнца. рефлектора (спектрограф с разрешающей Что касается темных деталей, то это могут силой λ/Δλ=35000÷40000 и быть либо "ямы" (провалы в облачном слое), пространственным разрешением 2"), в либо облака с иными размерами и свойствами видимой области спектра планеты были об- частиц (эти последние результаты также были наружены более 40-ка слабых линий пог- подтверждены дальнейшими исследованиями лощения NH3 λ6450Å. этой планеты с помощью КА "Венера"). Было установлено, что интенсивность депрессий в области λ6445Å и λ6475Å Юпитер и Сатурн заметно меняется от даты к дате. Основываясь При изучении физических условий в на результатах этих наблюдений, были атмосферах планет-гигантов большое определены некоторые характеристики значение имеет получение высокодисперсных атмосферы Сатурна: вращательная спектров этих планет. По таким температура, давление и объемная концентра- ция – Tвр=129±8К, P=1.7±0.14 атм, спектрограммам можно детально исследовать 12 -3 распределения интенсивности по диску и n(NH 3 )=(6.7±1.2) ·10 см , соответственно. полуширины отдельных линий поглощения, Выявлено, что -2 формирующихся в атмосферах планет- n(NH 3 )/n(CH4) = (0.76±0.13) ·10 гигантов. Эти данные позволяют наилучшим в 5÷9 раз ниже по сравнению с Юпитером образом исследовать вертикальную и [19, 20]. горизонтальную структуры атмосфер планет. Были изучены вариации интенсивности По спектрограммам, полученных на 2-м полос поглощения CH4 λλ5430, 6190, 7020, рефлекторе ШАО, была изучена тонкая 7250, 7980+7820Å в спектре Сатурна и CH4 структура полос поглощения CH4 λ6190Å, λλ7020, 7250, CH4 7980+NH37920 +CH4 7820Å NH3 λ6450Å в спектре Юпитера и CH4 в спектре Юпитера [17]. λ6190Å, CH4 λ6800Å, в спектре Сатурна. На На основе продолжительных исследований основании измеренных полуширин линий в по линиям поглощения NH3 λ6450Å по диску этих полосах были оценены значения Юпитера было определено содержание давления в атмосферах этих планет [17]. аммиака ((17±4) м·атм ) в атмосфере планеты В спектре Юпитера, по линиям полосы [21]. Установлено, что эффект центр-край к поглощения NH3 λ6450Å, были оценены западному и восточному лимбам носит
значения давлений: PH2= 0.6 атм, PHe = 0.3 различный характер. Это связано с тем, что атм, а по линиям полосы CH4 λ6190Å – PH = атмосфера Юпитера является вертикально 2 неоднородной; такая неоднородность сама по 2.2 атм, PHe= 4 атм. себе нестабильна. Н.Б. Ибрагимов [18], который надежно Температурная неоднородность, изменение зарегистрировал компоненты R и P - ветвей концентрации аэрозоля, ход поглощения газа полосы поглощения CH4 λ6800Å в спектре в разных областях диска и зависимость таких Сатурна, по этим же линиям этой полосы свойств от времени, являются важными определил значения давлений PH = 1.3 атм, 2 факторами в исследованиях атмосфер планет- PHe = 2.3 атм для атмосферы этой планеты. гигантов. Из-за более низкой температуры атмос- Отметим также, что вращательные тем- феры Сатурна определенная часть газо- пературы в облачном слое Юпитера в БКП, образного аммиака должна вымерзнуть, прев- ЕZ и SEB соответствуют следующим ратившись в кристаллы, образуя при этом значениям: 162±25К, 145±31К и 150±46К, видимый облачный слой планеты. Поэтому в соответственно. Эти значения были получены видимой части спектра Сатурна можно наб- по данным 1970 г., которые имеют несколько людать только полосу поглощения NH3
85 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
большее значение по сравнению со свою очередь, может привести к изменению значениями 1971 г. контрастности на его диске. В этом случае, Сравнительная спектрофотометрия деталей глубина проникновения солнечных лучей на диске Юпитера по линиям и полосам уменьшается и отличия, наблюдаемые в поглощения молекулярных газов позволяет разных деталях экваториальной части диска сделать следующие выводы: Юпитера, сливаются [25]. 1. Тепловой режим в деталях БКП, EZ и Было изучено распределение интенсив- SEB на диске Юпитера не одинаков и мен- ностей квадрупольных линии S(1) λ6367.76Å яется со временем. Это отражается в их по диску Юпитера и линий S(0) λ6435.03Å и окраске (или цветовых контрастах) и в S(1) λ6367.7Å, принадлежащих полосе Н2 (4-0) изменении содержания газов (особенно по диску Сатурна. В рамках двухслойной сильно это относится к NH3), модели атмосферы было определено содержа- 2. В облачном слое экваториальной зоны ние водорода в надоблачной атмосфере этих ход относительной концентрации аэрозоля по планет. На Юпитере эти значения равняются глубине атмосферы Юпитера не является 7.6÷9.6 км·амага, на Сатурне 11÷17 км·амага. стабильным. Оценки вращательной температуры разных 3. Детали EZ, SEB и БКП на диске участков диска Сатурна, лежащих вдоль Юпитера на той глубине, на которой форми- экватора интенсивности (99-115К) [26], хо- руются слабые линии аммиака, мало рошо согласуются с результатами измерений, отличаются по своим оптическим свойствам и полученных по линиям поглощения NH3 даже Большое Красное Пятно становится λ6450Å в спектре этой планеты [19, 20] . неразличимым от окружающих его соседней Анализ наблюдательных и вычисленных STrZ до "спектрофотометрической" глубины данных показал, что на той глубине, на [22]. которой формируется линия S(1) H2 Известно, что относительная интенсив- λ6367.76Å, физические условия в БКП, SEB и ность ненасыщенных линий аммиака очень EZ неодинаковы, а также значительно чувствительна к изменениям вращательной меняются со временем и это сильно воздей- температуры и зависит от оптической ствует на формирование молекулярных глубины атмосферы. Поэтому существование линий. Далее, вычисления показали, что 1) больших разбросов в значениях содержание молекулярного водорода в над- вращательной температуры указывает на облачной атмосфере равно U(H2)=5.4÷8.8 неоднородность атмосферы – т.е. отражается км·амага; 2) количество поглощающего газа, в изменениях плотности в верхних слоях приходящегося на среднюю длину свобод- атмосферы. Нам кажется, что увеличение ного пробега фотонов между двумя актами поглощения в линиях NH3 λ6450Å в 2÷3 раза, рассеяния в облачном слое AL=2.7÷4.5 выявленное в 1970-71 гг., позволяет говорить о (км·амага) и 3)удельное содержание газа, на большом пространственном расширении единицу длины свободного пробега -6 -1 аммиачных облачных слоев Юпитера. Этот wS=(2.7÷4.5)·10 ((км·амага)·см ) при давлении
факт был подтвержден компьютерными PH2 =0.12÷0.19 атм [27]. изображениями, полученными с помощью Атмосфера Юпитера в полосах пог- космического зонда "Galileo" в 1998 году и лощения молекулярных газов в видимой орбитальным телескопом "Habble" [23, 24]. области спектра была изучена также методом Возможно, что в результате молний, обна- интегральной спектрофотометрии. Суть этой руженных "Galileo", кристаллический аммиак, методики заключается в том, что она сублимируясь, может перейти в газовое связывает яркости центра диска (диафрагма состояние, что может привести к увеличению 3".5) и части диска, охватываемые диафрагмой интенсивности полос поглощения аммиака в 28". Наблюдения Ш.М.Намазова [28] 2÷3 раза. Существование таких мощных показали, что интенсивность слабых полос молний, присущих Юпитеру, не исключает для диафрагмы 28" на 10-15% ниже, чем для возможности возникновения конвекции или диафрагмы 3.5". Однако, интенсивность мощных солитонов в его атмосфере. А это, в слабых полос меняется в 1.5-2 раза, а
86 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
интенсивность полосы CH4 λ7250Å - на 25- в лабораторных условиях в полосах 30%. Так как слабые полосы поглощения поглощения λ5520Å и λ6475Å аммиака, мы формируются в более глубоких слоях предложили простой способ, который атмосферы, то можно предположить, что базируется на анализе наблюдаемого спектра существенные изменения интенсивности планет и лабораторного спектра данной молекулярных полос происходят в основном полосы молекулярного газа [30]. за счет изменений физических условий в об- По данным наблюдения для эквато- лачном слое. На основе результатов этих риальной области Юпитера и Сатурна, ла- наблюдений была применена новая методика бораторным измерениям, а также по резуль- для определения физических параметров татам вычислений для полосы поглощения атмосферы Юпитера для случая отсутствия NH3 λ6475Å в отдельности были построены данных о потемнении к краю диска планеты. зависимости ln(Nl/τs) от ln(Nl) для этих Для интерпретации наблюдаемых данных планет. После построения зависимостей Юпитера мы ограничивались возможностями ln(Nl/τs)=f(ln(Nl)) были вычислены значения простой двухслойной (однородный монохроматических коэффициентов погло- полубесконечный слой и верхняя, чисто щения NH3 λ6475Å. газовая атмосфера) модели формирования Результаты расчета показывают, что в полос поглощения. Анализ наблюдательных условиях атмосфер Юпитера и Сатурна в и расчетных результатов, а также сравнение с далеких крыльях полосы поглощения NH3 результатами предыдущих работ показывают, λ6475Å значения kν сравнимы с лаборатор- что для полосы поглощения метана λ7250Å ными измерениями, а в центральных участках величина τν (оптическая толщина атмосферы) этой полосы отклонение увеличивается даже меняется от 0.50 до 0.138, т.е. почти в 3 раза. до ~2.8 раза. Спектральный ход отношения Такое соотношение сохраняется и для слабых вычисленных значений монохроматического полос поглощения метана и аммиака (λ7020 Å коэффициентов поглощения к лабораторным и λ6450Å). измерениям имеет сложный вид и напоминает По найденным значениям τν для полосы ход поглощения по полосе NH3 λ6475Å для CH4 λ7250Å было определено содержание обоих планет. Кривая, описывающая метана в верхней чисто газовой атмосфере отношение вычисленных монохроматических Юпитера, которое меняется от 13.6 до 37.4 коэффициентов поглощения Юпитера к Са- м·атм. А содержание метана и аммиака на турну, согласуется с особенностями хода длине свободного пробега фотонов между поглощения NH3 λ6475Å. Аналогичные двумя актами рассеяния в облачном слое вычисления проводились для Юпитера в Юпитера для CH4 λ7020Å и λ7250Å меняется слабой полосе поглощения NH3 λ5520Å. от 4.25 до 8.5 м·атм, в то время как для NH3 По лабораторным измерениям полоса 6ν1 λ6450Å от 0.2 до 0.30 м·атм. Если для полос (λ5520Å) слабее полосы 5ν1 (λ6475Å) прибли- поглощения CH4 λ6190Å и NH3 λ6450Å зительно в 6.5 раза. Вычисленные объемные коэффициенты рассеяния можно интегральные коэффициенты поглощения считать примерно одинаковыми, то получим для полос NH3 λ6475Å и λ5520Å в спектре -2 (CL)NH3/(CL)CH4= (4.8÷3.5)·10 [29]. Юпитера отличаются в ~8 раз. Значения При изучении вертикальной структуры ат- вычисленного интегрального коэффициента мосфер планет-гигантов возникает ряд поглощения для Юпитера в ~1.65 и ~2.1 раза проблем общего характера, а также трудности, отличаются от лабораторных значений для связанные с выбором модели. Для решения полос λ5520 Å и λ6475Å, а для полосы этих проблем необходимо знание точных поглощения NH3 λ6475Å в условиях Сатурна значений монохроматических коэффициен- отличаются от лабораторных значений в тов поглощения газов kν при соответству- ~1.65 раза. По сравнению с Юпитером, в ющих условиях, т.е. в условиях атмосфер Сатурне температура понижается, вследствие планет. чего давление насыщенных паров резко Для уточнения значений монохроматичес- уменьшается. Может быть это связано с тем, кого коэффициента поглощения, полученных что часть аммиачного газа на Сатурне конден-
87 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
сируется, образуя кристаллический покров Дальнейшие исследования [35,36,37, 38] планеты, и тем самым экранирует внутренний показали, что в видимой области спектра Ура- облачный слой планеты, ответственный за на и Нептуна существуют многие депрессии, эффективное газовое поглощение. которых нет в списке [39]. Позже Е. Каркошка Уран и Нептун [40] подтвердил существование ещё трех полос поглощений в спектрах Урана и По спектрограммам Урана, полученными Нептуна, отождествляя их метаном, которые Ю.Д. Давудовым [31] на 2-м рефлекторе с дис- были ранее обнаружены в наших персией 6 и 12÷30 Å/мм, исследовались работах полосы поглощения метана и индуцированная [35,36, 37] и опубликованы на страницах центральных изданий. Эти полосы давлением линия водорода H2 – S(0) (4 - 0) λ6420Å. В спектре Урана в области λλ6500- поглощения соответствуют λ4060Å (4070Å в 6750Å были обнаружены 45 интенсивных [37]) 4200Å, 4656Å. линий поглощения, которые отсутствуют в Нами было установлено, что в цен- спектре Солнца. Кроме того, на спектро- тральной части полосы поглощения метана грамме Урана четко регистрировались полосы CH4 λ6190Ǻ в спектре Урана моно- поглощения метана λλ5340, 5840, 6140, 6560 и хроматическое поглощение больше, чем на 6620Å. На основе этих данных было Нептуне [35,41]. В слабых и умеренных полосах поглощения Нептун темнее, чем установлено, что полоса поглощения метана 6190Å состоит из трех полос. По двум спек- Уран. В центральных частях сильных полос трограммам Урана изучены вариации поглощения Нептун становится ярче. Иногда интенсивности полос поглощения метана при это поярчение исчезает в умеренных полосах переходе от центра к краю и установлено, что поглощения и наблюдается только в интенсивность по диску планет не меняется. достаточно сильных полосах поглощения Высота спектра составляла около 0.4 мм. Со- метана. Этот факт был выявлен также по гласно визуальным оценкам в период наблю- записям спектра Урана и Нептуна, по- дений диаметр изображения диска звезды, лученными другими авторами [34]. Можно расположенной на том же зенитном рас- предположить, что у Нептуна плотность стоянии, что и планета, составлял d = 0".3- аэрозольного слоя в верхней атмосфере пред- 0".5, а эфемероидный диаметр Урана - 3".8. полагаемого в работах [31,32,34] больше, чем у При таком соотношении между d и Урана, из-за чего в сильных полосах эфемероидным диаметром планеты остаточная интенсивность увеличивается. проявляется возможность провести, хотя бы Ясно, что сильные полосы формируются в грубо, поверхностную спектрофотомерию основном вблизи верхней границы облаков Урана [32]. или дымки, тогда как слабые полосы - в более Именно по этим спектрограммам были глубоких слоях атмосферы. Этот важный факт, указывающий на различие степени исследованы полосы поглощения CH4 λλ5430, 5570, 5970 и 6190Å и определены некоторые вертикальной неоднородности облачных покровов Урана и Нептуна, был вновь оптические параметры (σα ,τν, λν, L(CH4) и др.) атмосферы этой планеты [33]. упомянут в литературе, спустя более чем Подтвердились результаты работы Да- десять лет [42]. вудова Ю.Д., Н.Б. Ибрагимова [32], указываю- Проведено сравнение наблюдаемого щие на существование оптически тонкого спектрального хода геометрического альбедо надоблачного слоя атмосферы τ < 0.1, прояв- Урана с теоретическими расчетами для трех ляющего себя главным образом в поглощении простейших моделей формирования абсорб- [31]. А в работе Пильчера [34], ционных полос: модели простого отражения, опубликованной на несколько лет позже, модели с однородным рассеивающим предполагается, что этот надоблачный слой полубесконечным аэрозольным слоем и модели с однородной полубесконечной может играть существенную роль в 4 повышении альбедо в центрах сильных полос рэлеевской атмосферой (σ~λ ). Последняя поглощения [31]. модель показывает наилучшее согласие с геометрическим альбедо Урана как в центрах
88 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
слабых и умеренных полос поглощения СН4, интенсивности D2/D1 в спектре Ио носят так и в непрерывном спектре между полосами. реальный характер и меняются в пределах Установлено, что вычисленные значения 1.6±0.3. Интенсивность D-линий натрия при 0 Ag(λ) для Нептуна в рамках двухслойной Ф=90 приблизительно на 40% больше, чем модели и для рассеивающей модели в при Ф=2700. Кроме того, вычислены числа отличие от Урана не соответствуют излучающих нейтральных атомов натрия и наблюдаемым значениям даже для слабых и нижний предел числа излучающих атомов умеренных полос [43]. Анализ наблюдаемых железа, магния, кальция вдоль луча зрения, данных об интенсивности полос поглощения которые по порядку величины составляют в спектре Нептуна показал, что существует 3·1011, 2·1012, 5·1010 атомов·см-2, соответственно. некоторая корреляция между коротко- Полученные в ШАО результаты, т.е. оценки волновым поглощением в непрерывном числа излучающих атомов вдоль луча зрения спектре и поглощением в полосах (2÷4)·1011 атомов·см-2 , хорошо согласуются с поглощения метана [38]. оценками других авторов [46, 47]. Изученные нами характерные линии Яркие спутники планет-гигантов излучения металлов в спектре Ио уже доказы- В начале 70-х годов в Шамахинской вали существование активных процессов на поверхности этого спутника Юпитера, но до астрофизической обсерватории были также изучены спектрофотометрические осо- полета «Вояджер-1» такой вывод был бы, в то бенности ярких спутников планет-гигантов: время, ёще не доказуемым. После об- галилеевых спутников Юпитера и спутника наружения вулканов на Ио КА США «Во- о наших наблюдениях неоднократно Сатурна – Титана [31]. Была выявлена высокая яджер-1» упоминалось в разных работах [48,49]. пористость поверхностных слоев спутников. На основе спектрофотометрических Кроме того, было однозначно установлено, исследований ярких спутников планет-ги- что цвет Ио резко меняется с фазой гантов были получены следующие результаты вращения, достигая в U-V значения около [50, 51]: 0 m. 65 (~0 m. 2 в B-V и ~0 m. 45 в U-B). Это означает, что величина долготного эффекта в - в видимой области спектра у Европы, блеске Ио возрастает от V к U. Иными сло- Ганимеда и Каллисто никаких линий излу- вами, контраст темных образований на чения не обнаруживается, поверхности спутника по отношению к их - поиск линий аммиака в спектре Ио дали окрестностями возрастает к фиолетовому отрицательный результат, концу спектра. Такой эффект, который наб- - в спектре Титана отсутствуют полосы людается у Ио, мог бы быть вызван поглощения метана λ4860Ǻ и λ5430Ǻ. атмосферой, у которой истинное поглощение Результаты исследований, проведенных преобладает над рассеянием, а оптическая сотрудниками Шамахинской Астрофизичес- толщина растет к фиолетовому концу спектра кой обсерватории, были опубликованы на [44]. страницах центральных журналов, а также Далее была определена интенсивность нашли свое отражение в монографии [52]. Отметим, что мы привели результаты полосы поглощения СН4 λ6190Ǻ в спектре Титана, но тщательные измерения наиболее важных исследований планет спектрограмм спутников Юпитера не пока- Солнечной системы, полученных в ШАО. зали каких-нибудь следов этой полосы. Например, в работе [53], для интерпретации Большое внимание уделялось иссле- слабых полос поглощения метана в строгой дованию Ио – спутника Юпитера в 1975-77 гг. теории спектров планет с двухслойной [45]. По спектрограммам Ио, полученных на атмосферой, были применены наблюдаемые 2-м рефлекторе ШАО с дисперсией 12 и 15 данные, полученные Н.Б. Ибрагимовым в Ǻ/мм, были исследованы профили линий спектре Юпитера. Ценность вышеупомянутых излучения NaI, FeI, MgI, CaI. Найдено, что результатов также подтверждается ссылками контуры этих линий имеют несимметричную на эти работы [54,55, 56]. форму. Показано, что вариации отношения
89 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 3. Аврамчук В.В., Гайдук А.Р., Давудов Ю.Д, Ибрагимов Н.Б., Коваль И.К., Кругов В.Д. Исследования Н.Б. Ибрагимова в области Фотографические наблюдения Марса в период физики атмосфер планет, особенно по Марсу, великого противостояния 1971 г. Астрон. были высоко оценены на заседании Вестник, 1972, Т.VI, N. 3, с.165-167. Генеральной Ассамблеи Международного 4. Бронштэн В.А., Ибрагимов Н.Б. Спектрофотометрия материков, морей и Южной Астрономического Союза, состоявшемся в Полярной шапки Марса в июле-августе 1971 г. августе 1982 года и было решено именовать Астрон. вестник, 1976, т. Х, N 1, с.38-43. один из кратеров на карте Марса – 5. Ибрагимов Н.Б. Уровень контраста некоторых «Ибрагимов». деталей Марса в июле 1971 года. Астрон. Цирк., Исследование атмосфер планет в ШАО N 656, 1971, ноябрь 9, с.3. 6. Бронштэн В.А., Ибрагимов Н.Б. продолжается и сегодня. Дальнейшее Спектрофотометрия материков, морей и изучение физических свойств и динамических полярных шапок Марса на двухметровом процессов в верхних слоях атмосфер рефлекторе Шемахинской обсерватории в 1969 г. Юпитера и Сатурна, Урана и Нептуна, а также Астрон. Вестник, Т.V, 1971, N1, с.16-22. исследование особенностей формирования 7. Ибрагимов Н.Б. О полосе ΝΟ2 λ6200 Å в атмосфере Марса. Астрон. Цирк., N 533, 1969, полос поглощения в спектрах планет- окт. 22, с 3-4. гигантов, внесут вклад в развитие метрологии 8. Ибрагимов Н.Б., Бронштэн В.А. О присутствии планет, в решение задач эволюции атмосфер ΝΟ2 в атмосфере Марса. Письма в Астрон. планет и космогонию в целом. Журн., Т. 1, N 11, 1975, с.45-48. Необходимо отметить, что в последнее 9. Ибрагимов Н.Б., Коваль И.К. О фиолетовых облаках Марса. Астрометрия и Астрофизика, № время наиболее точную информацию о 14, 1971, с.3-8. физических процессах, происходящих в 10. Таран М.Н., Хоменко В.М., Голубева Л.Ф., атмосферах планет, удается получить с по- Шестопалов Д.И., 1993, Спектрофотометрия мощью прямого зондирования атмосфер этих горных пород, окрашенных оксидами железа, как планет космическими аппаратами. Отметим, вероятных аналогов грунта Марса. Астрон.Вестник, Т.27, №5, с, 56-65. что успехи, достигнутые в этом направлении, 11. Тейфель В.Г. Итоги Науки. Серия Астрономия, в свою очередь, стимулируют развитие М. ВИНИТИ, 1967, с.252. технической оснащенности наземных 12. Барабашов Н.П. О фазовой кривой Марса и наблюдений. Поэтому наземные наблюдения распределении яркости на его диске. Астрон. все ещё остаются основным источником Журн., Т. 46, № 6, 1969, с. 1249-1257 13. Атаи А.А., Зейналов Р.А. Академическая более или менее регулярной информации о биография Н.Б.Ибрагимова, Астрон. Журн. физических процессах, происходящих в Азербайджана, № 1-2, 2008, с.32-37. атмосферах планет Солнечной системы. 14. Ибрагимов Н.Б. О свечении ночного неба В последние годы в Шамахинской Венеры, Астрон. Цирк, N533, 1969, окт. 22, с.3. Астрофизической Обсерватории им Н.Туси 15. Козырев Н.А. О свечении ночного неба Венеры, Изв. Кр. АО. 1954. Т.12.с.169-176. были проведены капитальные ремонтно- 16. Ибрагимов Н.Б. Спектрофотометрическое строительные работы и постоянно исследование деталей на Венере. Астрон. проводится модернизация научно- Вестник, 1970, Т.IV, N 1, c.31-33. технического оборудования. Эти 17. Ибрагимов Н.Б. Исследование планеты Юпитера модернизации позволят более глубоко и Сатурна на двухметровом рефлекторе ШАО. Астрон. Журнал, 1974, Т.51, вып.1, с.178-186. исследовать вышеперечисленные вопросы и 18. Ибрагимов Н.Б. О тонкой структуре полосы обогатить существующие базы данных о поглощения СН4 вблизи λ6800Å в спектре планетах Солнечной системы. Сатурна. Астрон. Цирк., № 566, 1970, с.4-6. 19. Аврамчук В.В., Кармелюк А.И. Исследование СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ полосы поглощения аммиака вблизи λ6450А в спектре Сатурна. I. Наблюдения. Астрометрия и 1. Ибрагимов Н.Б., Интегральная Астрофизика, Т. 51,1984, с. 51-56. спектрофотометрия Марса. Кандидатская 20. Аврамчук В.В., Кармелюк А.И. Исследование диссертация, Харьков, 1965 полосы поглощения аммиака вблизи λ6450Ǻ в 2. Ибрагимов Н.Б. Определение оптических спектре Сатурна. II. Количественный анализ параметров атмосферы Марса. Вестник ХГУ, N наблюдений. Астрометрия и Астрофизика, Т. 8, Серия астрономическая, в.2, 1965, с.38-41. 52, 1984, с.30-37.
90 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
21. Ибрагимов Н.Б. Определение содержания 38. Атаи А.А., Кырхларов Ф.Н. Поглощения в спектре аммиака в атмосфере Юпитера. Астрон. Журнал, Нептуна в области λ4000-5000Å. Цирк. ШАО, 1975, Т. 52, вып. 4, с.895-898. 1988, № 81, с.13-18. 22. Атаи А.А., Намазов Ш.М., Мамед-заде А.М. О 39. Мороз В.И. Физика планет, 1967, Изд-во. физическом различии некоторых структурных «Наука», Москва, с.580. образований атмосферы Юпитера, Астрон. 40. Karkoschka E. Spectrophotometry of the Jovian Вестник, Т.28, N .1, 1994, с.3-12. Planets and Titan at 300-to 1000-nm wavelength: The 23. Аткинсон Д.Х. Эксперимент по изучению ветра в methane spectrum. Icarus, 111, 1994, N 1, p.174-192. атмосфере Юпитера путем измерения 41. Атаи А.А. Спектрофотометрия Урана, Нептуна и доплеровских скоростей с помощью ярких спутников планет-гигантов. Кандидатская космического зонда «Галилео Юпитер». Астрон. диссертация, Баку - 1980. Вестник, 2001, т.35, № 5, с. 387-413. 42. Тейфель В.Г. Аэрозольная составляющая 24. Chanover N.J., Kuehn D.M. and Beebe R.F. Vertical атмосфер планет-гигантов. Астрон. Вестник, Structure of Jupiter’s Atmosphere at the Galileo 1992, Т.26, № 1, с.3-27. Probe Entry Latitude. Icarus, vol. 128, 1997, р. 294- 43. Атаи А.А. Спектрофотометрия Нептуна в области 305. λ4700-7000Å. Цирк. ШАО, № 78-79, 1986, с.40-50. 25. Атаи А.А., Намазов Ш.М., Ахундова М. Дж. О 44. Давудов Ю.Д., Коваль И.К.. различии физических условий в атмосфере Спектрофотометрические особенности некоторых Юпитера вблизи восточного и западного краев спутников планет. Астрометрия и Астрофизика, его диска. Цирк. ШАО, 2003, № 106, с.8-15. 1971, в. 14, с.49-54. 26. Аксенов А.Н., Атаи А.А., Ибрагимов Н.Б. 45. Атаи А.А., Ибрагимов Н.Б. Исследование Исследование квадрупольных линий водорода в эмиссионных линий в спектре Ио. Астрон. спектрах Юпитера и Сатурна. Астрон. Вестник, Вестник, 1978, Т. ХII, № 1, с.27-33. 1978, Т.XII, № 2, с.101-106. 46. Parkinson T.D. Sodium airglow from Io. 27. 27.Атаи А.А. Молекулярный водород в Большом Atmospheres of Earth and planets. Ed. McCormac Красном Пятне Юпитера. Астрон. Вестник, B.M., Dordrecht, Boston, 1975, с.433-440. 1990, Т.24. N 2, с. 121-126. 47. Trafton L., Parkinson T., Macy W. The spatial extent 28. Намазов Ш.М. Об интенсивности молекулярных of sodium emission around Io. Astrophys. J., 190, N полос поглощения метана и аммиака в спектре 2, 1974, с.85-89. Юпитера. Астрон. Цирк., № 1470, 1986, с. 3-4. 48. Куликовский П.Г. Справочник любителя 29. Атаи А.А., Намазов Ш.М. Временные изменения астрономии. Под. ред. Сурдина В.Г., Москва, физических параметров атмосферы Юпитера. Эдиториал УРСС, 2002, 688 с. Астрон. Вестник, Т. 26, N 1, 1992, с. 51-61. 49. Силкин Б.И. В мире множество лун. Москва, 30. Атаи А.А. О переопределении значении «Наука», 1982, 208 с. монохроматических коэффициентов поглощения 50. Атаи А.А. Спектрофотометрия галилеевых для полос NH3 5ν1 λ6475Å и 6ν3 CH4 λ6190Å в спутников Юпитера, Астрон. Цирк., № 1092, условиях атмосферы Юпитера. Астрон. Журн. 1980, с.5-7. Азерб., 2009, №1-2, с.31-38. 51. Атаи А.А. Спектрофотометрия Титана в области 31. Давудов Ю.Д. Спетрофотометрия Урана и ярких λ4000-7000Å. Астрон. Цирк., № 1047, 1979, с.6-8. спутников планет-гигантов. Кандидатская 52. Гайдук А.Р., Ибрагимов Н.Б., Коваль И.К. диссертация, Баку, 1972. Фотометрические характеристики Марса по 32. Ибрагимов Н.Б., Давудов Ю.Д. данным фотографических наблюдений в Спектрофотометрия Урана в области λ5000- период великого противостояния 1971. Киев, 6800Å. Астрон. Журнал, 1975, N 5, Т.52, c. 1029- «Наукова Думка», 1975. 1033. 53. Аниконов А.С. Интерпретация слабых полос 33. Атаи А.А., Ибрагимов Н.Б. Исследование полос поглощения в спектре Юпитера. Астрон. поглощения СН4 в спектре Урана. Астрон. Вестник, Т.8, №4, 1974, с. 223-228. Вестник, 1977, Т.ХI, № 2, с. 90-93. 54. Douglas N.G. Optical methane band observations of 34. Pilcher C.P., Cruikshank D.P., Morrison D. Evidence Jovian SL-9 impact debris, Astron. And Astrophys., for weather on Neptune I. Astrophys. J., 214, No. 2, V.313, N 1, 1996, p.315-321. p. 1, 1977, с. 657-662. 55. Neff J.S., Humm D.C., Bergstralh J.T., Cochran A.L. 35. Атаи А.А. Спектрофотометрия Урана и Нептуна в et.al.. Absolute spectrophotometry of Titan, Uranus области λ4300- 7000Ǻ. Астрон. Вестник, 1980, and Neptune: 3500-10500Å. Icarus, V.60, N 2, 1984, Т.14, N 3, с.154-161. p.221-235. 36. Атаи А.А., Кырхларов Ф.Н. Полосы поглощения в 56. Baines K.H. and Bergstralh J.T. The structure of the спектре Нептуна в области λ4000-5000Å, Астрон. Uranian atmosphere: constraints from the geometric Цирк., №1391, июль, 1985, с.5-7. albedo spectrum and H2 and CH4 line profiles. 37. Атаи А.А., Гусейнов Н.А. Полосы поглощения в Icarus, V.65, N.2/3, 1986, p.406-441. спектре Урана в области λ4000-5000Å. Астрон. Цирк., №1475, январь, 1987, с.1-3.
91 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
КОНЕЧНЫЕ ПРОДУКТЫ ЗВЕЗДНОЙ ЭВОЛЮЦИИИ: ОБЗОР ОСНОВНЫХ РАБОТ СОТРУДНИКОВ ЛАБОРАТОРИИ «ФИЗИКА ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР»
©2013 г. Ф.К. Касумов , А.О.Аллахвердиев, И.М. Юсифов
Институт физики НАН Азербайджана
Созданная Гусейновым О.Х. лабортория «Физика звездных атмосфер», длительное время (до 1981 года) находилась в ШАО АН Азербайджана. Ныне лаборатория расположена в Институте Физики НАН Азербайджана и называется «Физика космических источников излучения». В предлагаемом обзоре коротко резюмируются основные научные результаты исследований физической природы конечных продуктов эволюции звезд, полученные сотрудниками лаборатории за последние более чем 40 лет и поэтому ссылки приводятся только на публикации сотрудников нашей лаборатории.
В шестидесятых годах прошлого столетия в задача в более простом ньютоновском астрофизике произошли революционные приближении была решена другими авторами изменения. Были созданы приборы нового через два года. Мы первыми показали, что НЗ, типа – чувствительные радиотелескопы, аккрецирующая межзвездный газ, может стать счетчики рентгеновских квантов и т.д. источником импульсного рентгеновского Приборы (рентгеновские и гамма-детекторы) излучения с периодом, равным периоду были вынесены за пределы атмосферы на вращения НЗ [7]. О возможности ракетах, а затем и на спутниках. Исследования аналогичного пульсирующего излучения НЗ в неба начали проводиться не только в радиодиапазоне писал в то же время и Ф. оптическом, но и во всех других диапазонах Паччини, однако, никто тогда не обратил длин волн электромагнитного излучения. должного внимания на эти предсказания. Результатом стала лавина интереснейших Пульсары были открыты совершенно открытий – были обнаружены реликтовое неожиданно в конце 1967 года излучение Вселенной, квазары, пульсары, радиоастрономами, наблюдавшими мерцания рентгеновские звезды. За открытие пульсаров радиоизлучения на межпланетной плазме. Эти Нобелевская премия впервые была пульсирующие радиосигналы были даже присуждена астроному. Интерес к новым сначала приняты за послание внеземной открытиям вызвал приток в астрономию цивилизации, и лишь спустя полгода была физиков, зародился новый раздел науки – правильно интерпретирована их физическая релятивистская астрофизика. Это наиболее природа. Пульсарами оказались одиночные перспективная и быстро развивающаяся НЗ со сложным и до сих пор не до конца область астрофизики: в наши дни более понятым механизмом излучения. половины статей, публикуемых основными В связи с бурным развитием этой области астрономическими журналами мира, астрофизики в 1971 году в ШАО АН посвящено исследованиям релятивистских Азербайджанской ССР была создана космических объектов (нейтронных звезд (НЗ) лаборатория Физики звездных атмосфер, и черных дыр (ЧД), являющихся конечными целью которой было теоретическое и продуктами эволюции звезд) в различных их наблюдательное исследование релятивистских проявлениях. объектов в Галактике. Исследования в Нейтронные звезды были теоретически лаборатории проводились по четырем предсказаны еще в тридцатые годы, но основным направлениям: изучение их возможных свойств и проявлений 1. Теоретическое исследование процессов, и сейчас далеко от завершения. Исследование происходящих во время образования релятивистских объектов начались еще в 60-х релятивистских объектов, в частности, годах [1-14]. Нами были впервые получены потеря вещества при коллапсе. параметры вращающихся НЗ в 2. Теоретическое исследование процессов, эйнштейновском приближении [13] – эта происходящих в окрестности уже
92 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
образовавшихся релятивистских объектов, расчеты взрыва Сверхновой. Впоследствии как одиночных, так и в составе кратных Г.С. Бисноватый-Коган (Россия) и Арнетт систем. (США) сделали более детальные расчеты 3. Теоретические исследования такого взрыва и показали, что учет вторичных статистических характеристик, связанных с поправок не отражается на результате, оценкой числа релятивистских звезд в полученном в нашей лаборатории. Галактике, распределению этих объектов в По первому направлению были проведены Галактике, вкладом их в массу Галактики и исследования процесса коллапса т.д. вращающейся звезды. Показано, что потеря 4. Теоретические исследования массы в ходе коллапса происходит из-за эволюционной связи релятивистских возникновения ротационной неустойчивости объектов с их возможными – от звезды отделяется вращающаяся предшественниками. оболочка, которая может впоследствии Все перечисленные направления рассеяться. Для упрощения расчетов была исследований являются наиболее введена так называемая псевдополитропная актуальными в релятивистской астрофизике. модель звезды, дающая хорошее Исследования сотрудников лаборатории приближение к реальности. Расчеты показали, что масса, которая может отделиться во время вызывают большой резонанс в научных кругах, как в СНГ, так и в других зарубежных коллапса, невелика и не превышает 10% в странах. На работы сотрудников лаборатории ньютоновском и 1.6% в релятивистском имеется много ссылок в научных журналах и приближениях. При этом внутренние частицы монографиях. Большой резонанс вызвала, оболочки достигают своих ближайших к например, работа «Вспышки рентгеновских центру звезды расстояний раньше, чем волна, Новых», опубликованная в 1974 году в внешние, и возникает ударная распространяющаяся наружу. Однако, для журнале «Астрофизикс энд Спейс саенс» (Англия). В этой работе была приведена объяснения феномена Сверхновой синтетическая кривая блеска рентгеновских недостаточно одного лишь отделения новых и сделаны выводы об их природе. оболочки от звезды. Чтобы объяснить Ссылки на эту работу с перепечаткой возникновение больших скоростей выброса синтетической кривой блеска появились в оболочки при взрыве Сверхновой был журналах «Астрофизикал джорнал», привлечен механизм магнитной накачки. «Астрофизикс энд Спейс саенс», «Астрономи Были проделаны многочисленные модельные энд Астрофизикс», «Природа». С.Холт (США) расчеты сброса оболочки давлением сравнил синтетическую кривую с закрученного вокруг ядра звезды магнитного полученными позднее на спутниках Ариэль-5 поля и показано, что поле дипольного типа и САС-3 кривыми блеска рентгеновских не может обеспечить сброса оболочки с Новых и отметил хорошее совпадение большой скоростью, но поле радиального кривых. Аналогичный анализ был проведен типа способно объяснить феномен английской группой Калуженски и др. Сверхновой. При этом может быть сброшена Последние отмечали также, что в работе масса порядка 0.1 M⊙ со скоростью до 10 тыс. «Вспышки рентгеновских Новых» км/сек. Необходимые для этого потоки содержались верные предположения о магнитного поля и скорости вращения физической природе этих объектов, в должны превышать характерные значения для частности, о том, что нормальным Солнца. Была рассмотрена также роль компонентом в таких системах должна быть магнитной накачки на образование звезда позднего спектрального класса. планетарных туманностей (ПТ). Показано, что Имеются ссылки и на другие работы, в при определенных условиях магнитная частности, на работу «Магнито-ротационный накачка может объяснить образование взрыв Сверхновой», опубликованной в объектов типа ПТ. Расчеты показали, что «Астрономическом Журнале» (Москва) в 1971 звезды с начальными магнитными потоками году. В работе содержались модельные порядка солнечного, могут сообщить
93 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
расширяющейся оболочке наблюдаемые в ПТ межзвездное пространство газовая оболочка - скорости ~10-20 км/с, если закон изменения остаток вспышки Сверхновой (ОСН). Эта магнитного поля имеет вид H~r-k, где k близко гипотеза, сейчас общепринятая, в свое время к 2 [1-4]. встречала возражения, например, многие По второй проблеме было проведено исследователи считали, что НЗ возникает без исследование процесса аккреции вещества вспышки Сверхновой, в результате «тихого» релятивистской звездой. Исследованы коллапса. несколько случаев: аккреция вещества Первый качественный скачок в одиночной релятивистской звездой и исследовании пульсаров был совершен в 1978 входящей в двойную систему. Показано, что году с появлением обширного и аккреция вещества одиночной релятивистской высокочувствительного обзора южного неба. звездой не может быть значительной, Число известных пульсаров тогда превысило энергетический выход от такого процесса не 300 – вдвое больше, чем было известно до превышает 1029 эрг/сек. Поэтому, возможности проведения обзора. Как и многие другие наблюдения процесса аккреции вещества зарубежные группы исследователей, мы одиночной релятивистской звезды малы. использовали этот обзор для тщательного Исследовано: как влияют на параметры исследования природы и эволюции аккреции характеристики межзвездного газа: одиночных НЗ – пульсаров. его плотность, температура и магнитное поле. Невозможно правильно оценить свойства В случае аккреции вещества объекта, не зная, на каком расстоянии он релятивистской звездой в двойной системе находится. Для уточнения расстояния до рассчитано движение частиц от нормального пульсаров необходимо было знать, как компонента к нейтронной звезде. Впервые распределены в Галактике свободные показано, что вещество не может свободно электроны. Поэтому первым этапом наших течь на поверхность нейтронной магнитной исследований стало создание новой методики звезды. На расстоянии 108 см от ее центра оно определения электронной концентрации в останавливается магнитным полем звезды, Галактике [9]. В основу методики лег здесь возникает фронт захвата, и вещество многофакторный статистический анализ с начинает стекать на магнитные полюса звезды использованием данных о распределении в вдоль силовых линий ее магнитного поля. Галактике различных объектов, прямо или Впоследствии это положение стало основным косвенно влияющих на величину в теории рентгеновских пульсаров, электронной концентрации. Для ее оценки признанным в мировой литературе [5-7]. привлекались данные о самих пульсарах. Мы Исследование пульсаров в нашей впервые учли неоднородности в лаборатории были начаты еще в то время, распределении электронов на различных когда обзоры неба, в ходе которых расстояниях и различных направлениях от открывались новые пульсары, были еще Солнца. Полученное распределение неполными и слабо чувствительными. Но и на позволило оценить расстояния до всех этом скудном наблюдательном материале нам пульсаров и определить их основные удалось сделать ряд выводов о генезисе и параметры [10]. В отличие от оценок других эволюции пульсаров. Впоследствии, после авторов, наши данные оказались получения, особенно в последние статистически корректны для большинства десятилетия, огромного наблюдательного (более 90%) пульсаров и лучше всего материала, наши выводы получили свое соответствовали параметрам, полученным для подтверждение. В частности, нами была тех из них, для которых есть независимое выдвинута гипотеза о том, что пульсары определения расстояний (например, по возникают при коллапсе массивных ОВ-звезд. поглощению импульсного излучения на Что процесс коллапса и образование атомах нейтрального водорода) нейтронной звезды сопровождается Полученные параметры позволили нам вспышкой Сверхновой [8], причем корректно исследовать распределение одновременно возникает и расширяется в пульсаров в Галактике с учетом возможных
94 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
эффектов селекции (например, «потеря» пульсаров из массивных звезд так называемой слабых и далеких пульсаров) [11,12]. Впервые плоской галактической популяции [8]. было обнаружено, что пульсары образуют В последующие годы эти идеи около центра Галактики плоское кольцо. подвергались дальнейшей детализации и Плотность числа пульсаров в кольце углублению по мере накопления все более незначительно растет в направлении на обширного и надежного наблюдательного галактический центр, достигает максимума на материала. Выводы, сделанные в первом цикле расстоянии 5-6 кпс от центра, а затем работ по происхождению и эволюции уменьшается. Толщина кольца около 8 кпс нейтронных звезд, полностью подтвердились; [12,14]. Существование кольцевого удалось получить новые результаты, распределения пульсаров было впоследствии связанные с характером излучения пульсаров, подтверждено и в работах других изменением со временем параметров этого исследователей, в том числе в работе излучения, а также уточнить распределение в австралийских радиоастрономов. Галактике и характер эволюции остатков Нами была получена новая функция вспышек Сверхновых звезд, используя данные светимости пульсаров [10,15], показано, что о неоднородностях межзвездной среды. число слабых пульсаров растет лишь до Результаты этих исследований, охватывающих светимости около 3×10^26 эрг/с. Мы сделали 80-е годы, обобщены в статьях [20-29]. вывод о том, что, достигнув возраста около 10 Впервые предложен метод классификации миллионов лет, когда светимость уменьшается галактических остатков сверхновых по типам, до критического значения, пульсар обычно при отсутствии данных о кривых блеска и выключается. Методика оценки среднего химического состава. Получена новая возраста пульсаров была предложена нами зависимость поверхностной радиояркости от впервые в [11, 14]. Мы оценили частоту диаметра для ОСН в свете современных рождения пульсаров (один пульсар каждые 40 представлений о структуре межзвездной среды лет), их средний возраст и полное число (МЗС). Показано, что влияние регульярной пульсаров в Галактике. Частота образования компоненты МЗС полностью подавляется пульсаров хорошо согласуется с частотой неоднородностями среды. Отметим, что в вспышек Сверхновых [14,16,17], что этих довольно значительных по объему подтвердило нашу гипотезу о рождении статьях были детально проанализированы пульсара при вспышке Сверхновой. С целью возможные эффекты селекции, ряд из них исследования генетики происхождения были выявлены нами впервые [23,27] и с пульсаров было изучено пространственное учетом наблюдательных данных во всех распределение, как галактических остатков, диапазонах длин волн оценены физические так и вспышек Сверхновых I и II типа в характеристики ОСН и проведены наиболее галактиках различного морфологического корректные исследования вопросов эволюции типа. Проведено сравнительное изучение и генезиса пульсаров и ОСН. распределения этих объектов, частот вспышек С целью выявления генезиса Сверхновых, рождения пульсаров и релятивистских звезд, установления масс их «умирания» звезд с различными массами. Все прародителей в рамках 3 и 4 пунктов это позволило сделать важный вывод о основных направлений исследований генезисе пульсаров [15,18,19]. лаборатории, был проведен также цикл работ Впервые было показано, что рождение по исследованию белых карликов (БК). пульсаров непосредственно связано со Исследования 70-80-х годов указывали на вспышками Сверхновых II типа и что возможность взрывного характера «прародителями» пульсаров являются звезды, образования этих звезд, и массы их которые в начале своей эволюции имели предшественников доводилось до 8 M⊙. массу в среднем более 5 M⊙. Таким образом, Поэтому, необходимо было детальное на более полном и статистически однородном исследование этих вопросов, вместе со материале мы подтвердили выдвинутую еще в сбором и систематизацией наблюдательных 1974 году гипотезу о происхождении данных по этим объектам, уточнением
95 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
основных параметров (расстояния, массы, период каталог рентгеновских источников. температуры, и т.д.). Был составлен каталог Без такого каталога развитие рентгеновской БК, включающий в себя все основные астрофизики (наблюдательной и параметры этих объектов, который был издан теоретической) было бы невозможно. Дело в отдельной книгой в Голландии [30]. На базе том, что до этого РЗ наблюдались в течение этого каталога и критического анализа данных 20 лет различными группами исследователей с была заново пересмотрена шкала расстояний помощью приборов различной до планетарных туманностей, которая лучше чувствительности и разрешающей силы. Из- соответствовала наблюдательным данным. за этого сведения о многих источниках Кроме того, была проанализирована методика оказались противоречивыми – часто даже не определения температур ядер ПТ и удавалось точно определить, наблюдается в предложен новый, полуэмпирический метод данной области неба одна РЗ или несколько. определения температур. Критически Составление каталога, поэтому, явилось не пересмотренная методика определения масс простым сбором и систематизацией данных, БК и центральных звезд ПТ позволила но анализом противоречивых сведений. В получить значения масс для более 100 результате этой работы был создан каталог центральных звезд ПТ, и показать, что 677 источников, куда были включены все распределение масс этих звезд широкое [31- сведения о них (например, координаты, 37]. С учетом влияния эффектов рентгеновские интенсивности), заново наблюдательной селекции и остывания, рассчитаны спектры и величины температур, получено новое распределение масс новый анализ отождествлений и т.д. Первое одиночных БК и БК в визуально-двойных издание каталога было опубликовано в США, системах и показана идентичность этих а второй вариант каталога был опубликован распределений [33]. отдельной книгой в издательстве Рейделя, Проведено сравнительное исследование Голландия [38]. Создание каталога позволило распределения масс БК (одиночных, в решить многие задачи рентгеновской широких системах и в катаклизмических астрофизики. двойных) с учетом эффектов селекции с Во-первых, удалось доказать гипотезу, массами звезд на главной последовательности. выдвинутую нами еще в 1974 году о том, что в Выявлены и исследованы двойные системы, в Галактике существуют не только яркие РЗ, как которых можно ожидать присутствие более считалось в то время, но есть популяция массивных, чем БК конечных продуктов слабых источников, в сотни раз более слабых звездной эволюции – НЗ и ЧД [38-43]. по светимости, но гораздо более НЗ обычно проявляют себя как многочисленных. В 1974 году популяция радиопульсары, будучи одиночными слабых РЗ оспаривалась большинством объектами. Поскольку большинство звезд в исследователей, но уже в 1976 году такие РЗ Галактике являются членами двойных или были экспериментально обнаружены во время кратных систем, то присутствие полета английского спутника и американского релятивистских звезд в этих системах могут «САС-3». Сейчас в каталоги включены уже проявиться в новом качестве, в частности, как десятки реально обнаруженных РЗ этого типа. рентгеновские звезды (РЗ). До последнего времени, однако, оставался Причиной рентгеновского излучения открытым вопрос о числе слабых РЗ в является аккреция – вещество, теряемое Галактике. На основании данных каталога мы нормальной звездой, частично захватывается оценили, что число таких источников должно полем тяжести НЗ и излучает в рентгеновском составлять несколько тысяч [39]. Согласно диапазоне. Исследования РЗ ведутся с нашей гипотезе РЗ - это двойные системы. помощью приборов, устанавливаемых на Одна звезда нейтронная, а другая является ракетах и спутниках. В течение ряда лет этого карликом, подобным Солнцу. В последние периода мы занимались систематизацией и десятилетия эта гипотеза так же была анализом рентгеновских наблюдений. Это подтверждена отождествлением слабых РЗ с позволило создать наиболее полный на тот
96 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
конкретными немассивными двойными исследуются. В сотрудничестве с турецкими системами. учеными нами созданы электронные версии Анализ сведений, включенных в каталог, каталогов как массивных (HMXB), так и позволили решить и проблему так маломассивных (LMXB) рентгеновских называемых рентгеновских Новых – объектов, источников. которые видны как рентгеновские звезды Проблема нейтронных звезд двойных лишь в течение нескольких недель или систем тесно связана с общей проблемой месяцев. Еще в 1974 году [40], на основании эволюции двойных систем – необходимо разрозненных данных, мы выдвинули знать, в каких двойных системах возможно гипотезу о том, что рентгеновские Новые – возникновение НЗ, как связано это активная фаза в эволюции слабых возникновение НЗ с процессом потери массы немассивных РЗ, речь о которых шла выше. В нормальной звездой. Поскольку то же время, мы построили первую возникновение НЗ сопровождается вспышкой обобщенную кривую блеска таких Сверхновой, то необходимо знать, в каких источников. Наблюдения, проведенные в случаях распадается двойная система во время 1975-77 гг. с бортов спутников «Ариэль» и такой вспышки. Все эти проблемы «САС-3», а позднее с борта обсерватории непосредственно связаны с происхождением «Эйнштейн» (эти данные также были радиопульсаров и образованием НЗ в включены нами в каталог), подтвердили, как двойных системах. вывод о природе рентгеновских Новых, так и На основании анализа наблюдательного их кривую блеска. Анализ наблюдений материала, мы показали, что в ходе эволюции показал, что изучение некоторых любая звезда (одиночная или в составе рентгеновских Новых не исчезает полностью двойной системы) теряет до 75% своей – яркость источника выходит на начальной массы, причем потеря происходит стационарный режим слабого источника [41]. в основном на конечных этапах эволюции – в Более того, конкретные отождествления стадии красного гиганта [44,45]. Вещество, (например, РЗ А 0620-00, оптические которое теряет одиночная звезда, уходит в наблюдения которого проводились и в ШАО межзвездное пространство. В двойной АН Азерб. ССР [42]) подтвердили, что системе ситуация сложнее – здесь возможно, рентгеновские новые, как и стабильные что вещество, которое теряет одна из звезд, слабые источники, являются двойными полностью или частично захватывается системами, одна из звезд которых нейтронная, вторым компонентом. В основном, расчеты а другая – карликовая звезда. эволюции двойной системы проводились Анализ данных, приведенных в каталоге, теоретиками именно в предположении позволили нам оценить число стабильных полного переноса вещества с одной звезды на источников в Галактике, число слабых другую. Мы показали [44-48], что практически источников, число рентгеновских Новых и все вещество, теряемое нестабильной звездой, других классов РЗ [42]. Найдено, как меняется вытекает из двойной системы в межзвездное во время рентгеновской вспышки спектр пространство, и лишь небольшая доля излучения, сделано заключение о физической захватывается вторым компонентом. Эти природе вспышек. выводы были сделаны на основе не только В 90-е годы, с запуском оптических [43,47], но и рентгеновских специализированных, высокочувствительных наблюдений [49]. Из сделанного следуют два с большим разрешением рентгеновских принципиально важных заключения: спутников Верро-Sax, XMM-Newton, Chandra - во-первых, даже очень массивные в начале и др., значительно улучшены параметры РЗ, эволюции звезды приходят к стадии что привило к открытию новых форм предколлапса, имея массу вряд ли больше проявления нейтронных звезд (такие, как 2-3 M⊙. При коллапсе такой массы не аномальные X-ray пульсары, AXP, мягкие, могут образовываться черные дыры и, повторные гамма источники, SGR, и др.) поэтому, в подавляющем большинстве которые в настоящее время интенсивно
97 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
случаев результатом коллапса становится получены в применении этого механизма к рождение НЗ [8, 44,50]; ОСН оболочечного типа. Одной из первых - во-вторых, вспышки СН I и II типов не работ, посвященных применению МРУ к могут сильно различаться ни по статистике ОСН, была наша работа [29], где энергетике, ни по массе [8,44,51,52]. Эти была показана перспективность применения выводы в последние годы также получили этого механизма для объяснения природы и подтверждение и признание астрофизиков. эволюции радиоизлучения ОСН. Исследование, как пульсаров, так и РЗ, Хотя МРУ, будучи разновидностью позволило сделать вывод о том, что механизма Ферми I, прост для физического большинство двойных систем (некоторые описания, остается нерешенной так массивные и подавляющее большинство называемая проблема инжекции: какие немассивных) распадаются при вспышке частицы и в каком количестве подвергаются СН [44,51]. ускорению на фронте УВ. Теоретическое В 90-х годах, в связи с известными решение этой проблемы сталкивается с политическими событиями и распадом СССР, принципиальными трудностями из-за после некоторого спада темпов исследований, отсутствия законченной теории сильной было налажено тесное сотрудничество нашей турбулентности плазмы. Нами впервые была лаборатории (с февраля 1981 года она предложена возможность наблюдательной находится в Институте физики НАН проверки идеи о том, что ускорению Азербайджана) с турецкими исследователями. подвергаются электроны с «хвоста» В этот период основные базовые положения и максвелловского распределения, нагретых на выводы, полученные нами в предшествующий ударной волне электронов [54,55]. Был период исследований, получили дальнейшее предсказан степенной рентгеновский спектр в развитие и обобщение, основанное на области энергий ~ 20 кэВ от этих электронов в анализе все нарастающего потока ОСН Кассиопея А. И действительно, в наблюдательного материала по последующем такие спектры были релятивистским объектам. обнаружены от ОСН Кассиопея А. Для Был выполнен цикл работ по проблемам эффективности ускорения электронов в ОСН генезиса конечных продуктов звездной Кассиопея А была получена оценка, что эволюции: БК, НЗ, и остатков Сверхновых, ускорению подвергается каждый из 103 опубликованных в турецких, российских и тепловых электронов [56]. Эти наши европейских журналах. результаты получили признание среди Остановимся лишь на некоторых из специалистов по рентгеновскому излучению наиболее важных результатов этого периода, и регулярному ускорению электронов в ОСН которые в рамках 3 и 4 пунктов основных во всем мире. Для объяснения расхождения направлений исследований лаборатории, величины спектрального индекса также получили широкое признание научной радиоизлучения Кассиопеи А с величиной, общественности. предсказываемой МРУ, нами, одними из Очень важным наблюдательным свойством первых, была предложена двухкомпонентная остатков сверхновых (ОСН) является их природа радиоспектра этого ОСН [57,58]. нетепловое радиоизлучение. Поэтому, для В работе [59] была построена функция понимания природы этих объектов распределения электронов в оболочке ОСН с принципиальное значение имеет учетом ее точной структуры и ее изменения со установление происхождения релятивистских временем при уменьшении интенсивности электронов, ответственных за синхротронное УВ. радиоизлучение. Наиболее перспективным Была построена модель, описывающая механизмом, ответственным за ускорение эволюцию радиоизлучения ОСН на стадии частиц в ОСН, оказался, открытый в конце 70- Седова, основанная на том, что х годов, механизм регулярного ускорения радиоизлучающие электроны ускоряются (МРУ) заряженных частиц на фронте ударной МРУ с тепловых энергий [60, 61]. Сравнение с волны. Наиболее важные результаты нами наблюдательными данными, а также Монте-
98 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Карло-моделирование [62] показали, что для дополнительный вклад в концентрацию подавляющегося количества наблюдаемых радиоизлучающих в оболочке электронов. ОСН, МРУ может послужить единственным При этом, если реализуется первая источником происхождения возможность, то остатки сверхновых больших радиоизлучающих электронов в ОСН размеров (большинство из которых не оболочечного типа. Некоторые предсказания, наблюдаемы) ответственны за фоновое сделанные на основе модельных расчетов, нетепловое радиоизлучение Галактики. На получили наблюдательное подтверждение. В основе сравнения модельных расчетных частности, обнаружен предсказанный на данных с наблюдательными данными основе модели избыток числа остатков со получено, что ускорение электронов на значениями спектральных индексов 0.6. ударных волнах адиабатических остатков Исследована применимость МРУ для сверхновых происходит в режиме пробных объяснения фонового нетеплового частиц и их концентрация в области ударной радиоизлучения Галактики. С этой целью волны составляет (2÷4)×104 от фоновой построена модель эволюции радиоизлучения концентрации ОСН, расширяющихся в разреженной фазе К середине 90-х годов было обнаружено межзвездной среды, с учетом большое количество миллисекундных противодавления окружающей среды[63-67]. радиопульсаров в шаровых скоплениях, где по Получено, что при характерных для сложившимся ранее представлениям они не межзвездной среды магнитных полях, ОСН в должны были быть. Длительный период разреженной фазе межзвездной среды в конце наблюдений радиопульсаров позволил для своей жизни дают синхротронное некоторых из них оценить непосредственно радиоизлучение весьма близкое по величину показателя торможения, который спектральным характеристикам с нетепловым оказался меньше значения, соответствующего фоновым излучением Галактики. В частности, чисто магнитодипольному излучению. Это же спектральный индекс радиоизлучения ОСН в обстоятельство, к середине 90-х годов, конце своей жизни имеет почти позволило определить величину универсальное значение, т.е., он остается собственного движения для более чем 100 ограниченным в пределах 0.70 - 0.75 и объектов, причем для 40 из них точность зависимость его от плохо известных измерения >50%. По этим данным, скорости параметров модели очень слабая. их пространственного движения были Исследовано происхождение увеличены до ~ 500 км/с. Это обстоятельство радиоизлучения оболочечных остатков также приводило к противоречию с сверхновых больших диаметров, D ~ 100 пс. теоретическими идеями о происхождении НЗ, Показано, что механизм Ван дер Лаана не в даже с учетом распада двойных систем. Все состоянии объяснить радиоизлучение таких это требовало анализа возникших проблем и остатков. Механизм регулярного ускорения на адекватного новым наблюдательным данным фронтах ударных волн является наиболее теоретического осмысления природы и реальным источником для генерации происхождения этих объектов. релятивистских электронов в оболочках Поскольку данные о собственных остатков больших размеров. При этом движениях пульсаров не могли определить выявлены два возможных варианта для компонент лучевой скорости, то ошибка в объяснения происхождения радиоизлучения: величине средней скорости пульсаров по этим 1) за происхождение радиоизлучающих данным могла оказаться довольно электронов целиком ответственен регулярный значительной, поэтому нами впервые был механизм, но при этом энергии вспышек, в использован многофакторный метод оценки результате которых образовались эти остатки, средней скорости пульсаров, который (2-3)×1051 эрг, что превышает в 2-3 раза включал в себя эффект размывания рукавной обычно принимаемые значения. 2) картины распределения пульсаров со электронный компонент космических лучей, временем, взаимное расположение центров существующих в межзвездной среде, вносит плерионов и центров комбинированных
99 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ОСН, а также флуктуации областей Проведено сравнение пространственных звездообразования от геометрической распределений исторических Сверхновых, плоскости симметрии Галактики (по остатков Сверхновых, пульсаров и массивных некоторым долготным секторам). По всем рентгеновских двойных систем с областями этим методам оценки, получены очень звездообразования. При этом, отобраны близкие значения, не превосходящие ~250- объекты не подверженные влиянию эффектов 300 км/с, что привело к снятию возникшего селекции и показано, что примерно 30% противоречия [68]. Крайне важным для вспышек Сверхновых связаны с эволюцией понимания происхождения релятивистских звезд с массами ~ 9 M⊙ и тем самым по объектов, общая картина которой, как данным функции звездообразования нижний отмечалось ранее, сложилась уже к середине предел массе прародителей НЗ оказался равен 80-х годов, был поиск ответа на ряд вопросов, ~7-8 M⊙ [72,73]. приводящих к противоречию с этими Опираясь на результаты исследования представлениями. Среди них были радио и рентгеновских пульсаров в двойных отрицательные результаты поиска пульсаров и системах, а также на нейтронные звезды (НЗ), рентгеновских источников в молодых остатках не выявляющие пульсирующего излучения, сверхновых, некоторые расхождения в изучено распределение их по массам. Всего пространственном рапределении ОСН и отобрано 44 НЗ с известными оценками масс радиопульсаров, распределение по массам НЗ в двойных системах; из них 24 системы с и ЧД, надежные оценки которых к этому радиопульсарами, 8 рентгеновских пульсаров времени уже были статистически значимыми, в массивных рентгеновских двойных (НМХВ), наличие аномальных (слабозамагниченных) 2 рентгеновских пульсара и 10 НЗ в радиопульсаров на диаграмме Р-Р и т.д. Поиск маломассивных рентгеновских двойных ответов на эти вопросы, проведенный в (LMXB). последние несколько лет, привел нас к Построена функция распределения этих следующим результатам. объектов по массе с учетом степени Построена функция светимости для всех надежности оценок масс и возможности пульсаров. Показано, что число пульсаров с увеличения массы рентгеновских пульсаров с низкой светимостью гораздо больше, чем момента их образования за счет аккреции предполагалось раньше[69]. вещества со второго компонента. Показано, Проанализированы причины что эта функция с высокой степенью отрицательных результатов поиска пульсаров, точности описывается нормальным законом а также точечных рентгеновских источников, распределения с параметрами: σ = 0.206, Ммах как в исторических, так и в других ОСН по = 1.48 M⊙. Максимум функции лежит вблизи специальным программам. С этой целью чандрасекаровского предела ~1.4 M⊙. Верхняя построена начальная функция светимости граница массы НЗ, в момент рождения, не пульсаров, справедливая до очень малых 2 превышает 2 M⊙. Надо сказать, что еще в 1970 светимостей (L~ 0.5 мЯн кпс ) и показано, что г. мы отмечали, что из требования причиной отрицательных поисков пульсаров положительности дефекта массы и и малое число пульсаров с возрастами до (5- возможных энергетических потерь в процессе 10)104 лет (это среднее время жизни ОСН) формирования, НЗ с массами >1.6-2 M⊙ не главным образом является слабая светимость могут возникнуть из первоначально большинства вновь родившихся пульсаров разреженного газа [74]. [69]. Поскольку формирование НЗ всегда Построена переходная функция, т.е., сопровождается вспышкой Сверхновой, то функция, связывающая массы БК и их этот результат указывает на то, что прародителей на главной последовательности значительная часть ядра Сверхгиганта с (ГП); и показано, что верхний предел массы массой на главной последовательности > 7 прародителей БК на ГП равен 7-8 M⊙. Звезды M⊙ в процессе образования НЗ, должна быть с такими массами в конце эволюции сброшена в оболочку остатка Сверхновой или порождают БК с массами 1.3-1.4 M⊙ [70-77].
100 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
околозвездную область. Наличие Недавно были открыты несколько вспышек значительного содержания гелия, кислорода и СН с очень большим, на два порядка железа в оболочке Сверхновой 1987 года в превышающим энергию обычных СН (~ 1051 Большом Магеллановом облаке, подтверждает эрг), выделением энергии. Природа этих этот вывод. Аккреция вещества в тесных объектов остается невыясненной. Имеются двойных системах на НЗ и ЧД не приводит к два возможных объяснения такой большой значительному увеличению их масс и энергии вспышек: сильно асимметричный существующий разрыв между их массами (~ 2 направленный взрыв обычной Сверхновой – 3 M⊙) невозможно объяснить аккрецией звезды и сферически-симметричный взрыв с вещества компонента. Большие массы ЧД (10 реальным выделением энергии ~ 1052 эрг – 15 M⊙) и малые пространственные скорости (Гиперновая звезда). Рассчитана модель, центров масс систем, содержащих ЧД, описывающая эволюцию радиоизлучения свидетельствуют о том, что ядро Сверхгиганта остатка Гиперновой звезды. Показано, что коллапсирует в ЧД без вспышки Сверхновой остаток Гиперновой имеет высокую [73,74]. поверхностную яркость в радиодиапазоне при Выявлена группа одиночных диаметрах 200-300 пс. Такие остатки легко радиопульсаров с магнитными полями ~1011 могут быть обнаружены в соседних галактиках Гс и возрастами > 107 лет, для объяснения как точечные источники радиоизлучения со которых выдвинута гипотеза, о спектральными индексами 0.5 - 0.6, происхождении этих объектов из характерными для обычных остатков рентгеновских пульсаров, ранее входивших в сверхновых. Обнаружение таких остатков двойные системы. После распада такой позволит выбрать возможную модель СН с системы, в результате взрыва второго экстремальным энерговыделением в пользу компонента, они превращаются в одиночные модели Гиперновой звезды. радиопульсары с подобными параметрами. Однако исследованная, хотя и Ослабление начального, стандартного для недостаточно богатая, статистика ОСН с обычных пульсаров, магнитного поля на 2-3 большими диаметрами пока обнаружила порядка величины в этом случае, объясняется только один остаток Гиперновой S26 в NGC аккрецией вещества со второго компонента, 7793 [66,67]. С другой стороны, объяснение который, в последующем, также взрывается и происхождения высокоскоростных превращается в радиопульсар с обычными радиопульсаров (V~250-300 км/с) в результате параметрами. распада тесных двойных систем только при Предложенный сценарий происхождения симметричной вспышке СН также не этой группы радиопульсаров, естественно, согласуется с наблюдательными оценками объясняет их относительно малые времени жизни массивных звезд и частотой их пространственные скорости и рождения. Высокоскоростные радиопульсары, незначительную удаленность от скорее всего, образуются в процессе галактической плоскости по сравнению с асимметричных вспышек первичных одиночными пульсарами, не прошедшими компонентов двойных систем, включающих в рентгеновскую стадию развития в двойных себя и широкие пары [75]. системах и расхождение между По-видимому, асимметрично- характеристическим и кинематическими направленный взрыв обычной СН является возрастами радиопульсаров с ростом
101 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
проявления НЗ, получила новый импульс в с характеристическими возрастами > 107 лет. развитии. Это стало возможным благодаря Предложена гипотеза о происхождении этих запуску высокочувствительных рентгеновских пульсаров из рентгеновских пульсаров, спутников, таких как XMM, BeppoSAX, входящих в высокомассивные рентгеновские «Chandra» и др. Обнаружены, так называемые, двойные в результате вторичной вспышки аномальные рентгеновские пульсары (AXP), Сверхновой в системе. В рамках этой повторные гамма-источники (SGR), гипотезы легко объясняется ослабление компактные центральные объекты в ОСН начального магнитного поля НЗ на 2-3 (CCO), радиоспокойные тепловые НЗ (DRQ порядка величины из-за аккреции вещества NS). Природа этих объектов, особенно AXP и Сверхгиганта на релятивистскую компоненту. SGR, резко отличается от ранее известных Косвенным свидетельством этого является и форм проявления НЗ (обычных радио и малая пространственная скорость пульсаров, рентгеновских пульсаров), и в настоящее прошедших стадию рентгеновского пульсара, время они интенсивно исследуются в разных имеющие магнитные поля B~3x1011 Гс и > странах мира, и в том числе у нас в 107лет [83-86] республике. Рассмотpено пpостpанственное Практически во всех вышерассмотренных pаспpеделение ярких ОСH и молодых направлениях исследований продолжаются pадиопульсаpов, pасположенных в активно работы и в последние годы. В работе окpестности Солнца на pасстоянии до 3 кпк. [57] предложена модель эволюции Из сpавнения pаспpеделения этих объектов с радиоизлучения ОСН на основе МРУ, которая pаспpеделением областей звездообpазования, в состоянии объяснить статистические найдена нижняя гpаница массы пpаpодителей наблюдательные проявления остатков нейтpонных звезд, pавная 7 M⊙ [72,78,82]. сверхновых как в нашей галактике, так и в Показано, что распределение значений меры других галактиках. В частности, на основе дисперсии по долготе для далеких пульсаров, этой модели предсказываются отчетливо проявляет рукавную структуру. наблюдательные проявления гипотетических Сделан анализ размывания картины рукавной остатков Гиперновых звезд. Процесс структуры Галактики в зависимости от ускорения частиц в оболочках ОСН в характеристического времени жизни определенных условиях могут ярко проявить пульсаров и оценены средние их скорости, себя и через гамма-излучение. Начаты работы впервые используя чисто наблюдательные по исследованию наблюдательных данные. Полученный результат не зависит от проявлений ОСН в гамма- диапазоне. модельных предположений. Среднее значение Остается загадкой природа аномальныx пространственной скорости пульсаров, по рентгеновских пульсаров (AXP) и повторных этим данным не превосходит 250 км/сек. гамма-источников (SGR). Показано, что Oтклонение положений нейтронных звезд (не модель магнитара лучше объясняет природу являющихся радиопульсарами) от центров этих объектов. В работе [52] приведены Остатков Сверхновых, с которыми они аргументы против известного объяснения генетически связанны, также свидетельствуют происхождения этих объектов из обычных об их средней скорости меньше чем 250 км/с. пульсаров в результате последовательности Это значение достаточно высоко для глитчев. А в работе [53] описывается fossil- утверждения наличия асимметричности field модель происхождение больших вспышки Сверхновой, если только частота магнитных полей у магнитаров. рождения пульсаров близка к частоте Предпологаемые эволюционные треки этих рождения Сверхновых. [79]. Hа объектов показаны на Рис. 1, который асимметричность вспышек SN также адптирован из [53]. указывает статистика массивных Исследован генезис одиночных пульсаров рентгеновских двойных систем. [80,81]. со значениями магнитного поля B~3x10^11 Гс
102 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
12 Рис.1. Диаграмма P – Pdot для высокозамагниченных (В> 510 Гс) радиопульсаров и магнитаров. Обозначения объектов следующее: магнитары - +, радиопульсары: с |Z|< 50 пк- ▲, ( где |Z|- расстояние пульсара от Галактической плоскости), 50 < Z<100 пк - x, Z> 300 пк - ■.
Предложен совершенно новый метод для Впервые были проведены точные определения массы прародителей белых измерения количества озона над карликов, используя планетарные туманности Истанбульским регионом Турции. Показано, и горячие субкарлики в рассеянных что это количество соответствует среднему скоплениях. До этого для этой цели стандарту [87]. использовались только белые карлики в Исследовaна эволюция молодых пульсаров. рассеянных скоплениях. Но даже очень Впервые для увеличения достоверности горячие белые карлики можно наблюдать на генетической связи между пульсаром и расстоянии до несколько сот парсек, а остатком сверхновой были привлечены планетарные туманности, как данные о собственном движении и радиоисточники, наблюдаются вплоть до проявлении “bow-shock”. Показано, что Магеллановых Облаков (примерно 60 кпк). И характеристическое время не всегда совпадает хотя время жизни ПТ всего 104 года (что с возрастом пульсара, особенно у молодых уменьшает число потенциально наблюдаемых пульсаров, так как помимо магнито- ПТ), именно его малость позволяет нам дипольного механизма у молодых пульсаров избежать неопределенностей, связанных с могут быть задействованы и другие механизмы оценкой времени остывания белых карликов потери [90]. и, соответственно, с определением turn-off Обширный обзор о современном (точки поворота) для рассеянного скопления. состоянии проблемы связи ОСН, нейтронных [78, 88]. звезд и других конечных продуктов звездной Создан наиболее полный on-line каталог эволюции представлен в работах [91, 92]. маломассивных и массивных рентгеновских В число работ сделанных совмстно с источников и проведен статистический Турецкими специалистами, можно включить анализ распределения этих объектов в и работы [93-96]. В работе [94] пульсары Галактике [80,75]. впервые применяются для исследования Используя разные данные, впервые было изгиба плоскоти Галактики и для выявления оценено время запаздывания (time-delay) для зависимоти шкалы всоты от центра Галактики. SN I типа в разных галактиках. Показано, что Было найдено что плокость Галактики имеет распределение звезд по массам у массивных изгибную, «S» -образную структуру (см. Рис. 2) двойных звезд имеет максимум при и что с удалением от центра Галактики шкала q=M1/M2 ≈1 [89]. высоты пульсаров растет примерно от 450 пс до 1500 пс на периферии.
103 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Рис. 2. Схематический 3-х мерный вид плоскости Галактики со спиральными рукавами полученный в работе [94]. Для большой наглядности, масштаб в перпендикулярном направлении к плоскости Галактики значительно увеличен.
Рис. 3. Радиальное распределение пульсаров и других объектов I Популяции: остатки сверхновых – SNR; молекулярный водород -- H2; области ионзированного водорода – HII; молодые области звездообразования – OB; радиальное распределение место рождения NS, полученное Пачинским отмечено как P; со знаками плюс отмечено ожидаемое радиальное распределение место рождения NS (более подробно и соответствующие ссылки см. [94])
В работах [93, 95, 96] еще раз более светимости пульcаров можно описать детально исследуется Глактичское логарифмически нормальным распредление, и функция светимоти распределением. Многочисленные ссылки пульсаров, расстояния от Солнца которых зарубежных специалистов на рабоы [94] и [95] рассчитывались на основе новейшей модели показывает актуальность, важность и рапределения электронов в Галактике – своевременность проделанных работ. NE2001. В результате подтверждается ранее Галактическое распределение пулсаров найденное кольцевое распределение и полученное в работе [94], совместно с уточняется местоположение максимума другими объектами плоской подсистемы плотности. Показано что, функцию Глактики, показано на Рис. 3.
104 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
На работы сотрудников лаборатории, светимости пульсаров, Астрон. журнал, 1981, т. выполненные после 1971 года, имеется более 58, с. 1195-1206 11. Guseynov O.H., Kasumov F.K. The spatial 500 ссылок в зарубежной научной печати, в distribution and birth-rate of pulsars – Astrophys and. том числе в таких известных монографиях, Space Sci., 1978, 59, 285-300 как «Теория тяготения и эволюция звезд» 12. Гусейнов О.Х, Касумов Ф.К., Юсифов И.М. Я.Б.Зельдовича и И.Д.Новикова, «Новые и Радиальное распределение и фунция светимости новоподобные звезды» В.Г. Горбацкого, пульсаров, Астрон. Циркуляр, 1979, № 1045 13. Gurovich, V.T., O.H.Guseinov, "On the rotation of «Гипотезы о звездах и Вселенной» superdense configurations", J.Exp.Theor В.А.Бронштэна, «Наука и человечество, 1974» Phys., Letters, 1965, v.2, No.3, p. 63-69 Липунова В.M, “Astrophysics of Neutron stars”, 14. Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К., Юсифов И.М. 1993, İ.Novikov «Holes in Space and Time», Галактическое распределение и частота рождения 2006, M.Longair «The New Cosmic Centry », пульсаров, Астрон. журнал , 1982 , т. 59, с. 51-60. 15. Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К., Юсифов И.М. 2006 и др. Фунция светимости пульсаров, Астрофизика, Отметим также, что в трех из пяти 1978, т. 14, с. 351-356 Нобелевских премий, присужденных в 16. Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К, Юсифов И.М. области астрофизики после 1970 года, вклад Частота звездообразования и происхождения работ, выполненных в нашей лаборатории, пульсаров, Астрон. журнал, 1982, т. 59, с. 312-317 17. Guseinov O.H., Kasumov F.K., Yusifov I.M., Pusars весьма существенен, в частности, это and Supernova Remnants in our Galaxy, Proc.3rd относится к предсказанию спектра и потока European Astron. Meeting, Tbilisi, 1-5 July, 1975, 143- нейтрино при вспышке Сверхновой (Премия 145 2002 года, Девис и Кошиба), предсказания 18. Guseinov O.H., Kasumov F.K. Kalinin E.V. Radial сушествования рентгеновских пульсаров distribution of types I and II supernovae in spiral and elliptical galaxies - Astrophys. and Space Sci., 1980, (премии 1974, Хьюиш и 2002 года, Джаккони). v. 68, p. 385-392 19. Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К.Вспышки сверхновых СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ и образование релятивистских объектов, Астрон. журнал, 1973, т. 50, с. 1166-1173 1. Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К.Аналитические 20. Allahverdiyev А.O., Guseynov O.H., Kasumov F.K. выражения параметров вращающихся звезд - Астрофизика,1972, т. 8, с.425-432 Yusifov I.M. “(D) dependence in a cloudy interstellar 2. Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К. Collapse of Rotating medium and regular z-effect, Astrophys. and Space Stars. - Астрон. Ж,1971, т.48, с.722-727 Sci.,1983,v. 97, p. 287-302 3. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К. 21. Allahverdiyev А.O., Amnuel P.R., Guseinov O.H., Релятивистские эффекты при коллапсе Kasumov F.K, The evolution of supernova remnants. вращающихся звезд - Астрофизика,1971, т.7, I., Astrophys. and Space Sci., 1983, v. 97, p. 261-285 с.651-654 22. Аллахвердиев A.O., Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К. 4. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К., Существует ли (D) зависимость для остатков Выброс оболочек сверхновых звезд магнитной сверхновых - Астрофизика, 1986, т.24, с. 397-410. накачкой - Астрон. Ж.,1972, т.49, с.1139-1147 23. Аллахвердиев A.O., Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К., 5. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х. Accretion of matter by Новый эффект селекции при статистических a neutron star in a binary system. I - исследованиях остатков сверхновых - Астрофизика,1970, т. 6, с. 397-402 Астрофизика, 1986, т. 24, с. 97-107 6. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х.Аккреция вещества 24. Гусейнов О.Х., Юсифов И.М. Об ориентации нейтронной звездой в двойной системе - излучения пульсаров, Астрон. журнал, 1985, т. 62, Астрофизика,1972, т.8, №1, с. 107-115 с. 240-251 7. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х. Рентгеновское 25. Гусейнов О.Х, Юсифов И.М., Эволюция излучение при аккреции межзвездного вещества пульсаров, Астрон. журнал, 1986, т. 63, с.265-273 нейтронными звездами- Известия АН Азерб. 26. Гусейнов О.Х, Юсифов И.М., Функция светимости ССР,1968, №3, с. 70-75 пульсаров, Астрон. журнал, 1986, т.63, с. 78-83 8. Guseinov O.H. and Kasumov F.K. A neutron star as 27. Allahverdiyev А.O., Guseinov O.H., Kasumov F.K., the main product of supernova explosions- Pulsars - Space kinematic characteristics of pulsars and Mem.Soc.Astron.Italiana, 1974, v. 45, p.723-726 their connection with SNRs, Astrophys. and Space. 9. Гусейнов О.Х, Касумов Ф.К, Юсифов И.М. The Sci, 1985,v. 15, p.1-29 distribution of electron density in the Galaxy - 28. Allahverdiyev А.O., Guseynov O.H., Kasumov F.K., Астрон. журнал, 1981, т. 58, с. 996-1010. Yusifov I.M., A new approach to the (D) 10. Гусейнов О.Х, Касумов Ф.К., Юсифов И.М. dependence, Astrophys.and Space.Sci., 1986, v. 121, Параметры второго обзора Молонгло и фунция p. 21-44
105 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
29. Allahverdiyev А.O., Asvarov A.I., Guseyinov O.H., 47. Гусейнов O.Х., Новрузова Х.И., Рахамимов Ш.Ю., Kasumov F.K., Mechanism of regular acceleration and Поиск влияния невидимых компонент в evolution of SNRs, Astrophys. and Space.Sci, 1986, спектрально двойных системах, Астрон. Ж. 1974, v. 123, p. 237-258 т. 51, с. 464-471 30. Agaev A.G., Guseinov O.H., Novruzova H.I., 48. Amnuel P.R., Guseinov O.H., On the evolution of low Catalogue of White Dwarfs, Astrophys. and Space mass binary systems, Astrophys. and Space Sci, 1982, Sci., 1982, v. 81, p. 5-59 v. 86, p. 91-106. 31. Amnuel P.R., Guseinov O.H., Novruzova H.I., 49. Amnuel P.R., Guseinov O.H.,On the lifetime of X-ray Rustamov Y.S., Statistical survey of planetary nebulae, sources, Astrophys.Space.Sci., 1977,v. 46, p. L19-L21 Astrophys. and Space Sci., 1984, v. 107, p. 19-49 50. Ахундова Г.В., Гусейнов О.Х., Рахамимов Ш.Ю., 32. Amnuel P.R., Guseinov O.H., Novruzova H.I., Об определении типов остатков сверхновых, Rustamov Y.S., The parameters of planetary nebulae Астрофизика, 1974, т. 10, с. 85-91 and their central stars derived from observations, 51. Amnuel P.R., Guseinov O.H., Neutron Stars in Astrophys. and Space Sci., 1985, v. 113, p. 59-80. Supernova Remnants, Astron.and Astrophys. 1974, v. 33. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х., Новрузова Х.И., 31, p. 37-40 Рустамов Ю.С., Белые карлики- связь с массами 52. Kasumov F. K., Allakhverdiev A.O., Asvarov A.I. - прародителей, Астрофизика, 1987, т. 7, с. 53. Are Radio Pulsars the Progenitors of Anomalous X-ray 34. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х., Рустамов Ю.С., Pulsars and Soft Gamma-Ray Repeaters? Astronomy Особенности химического состава планетарных Letters, 2006, Vol. 32, No. 5, p. 344–348 туманностей, Письма в Астрон. Ж., 1990, т. 16, с. 53. Касумов Ф.К., Аллахвердиев А.О., Айдемирова 157-161 А.Х., Магнетары и ”fossil-field” модель 35. Guseinov O.H., Novruzova H.I., Rustamov Y.S. He- происхождения магнитного поля, Аzәrbaycan rich white dwarfs, Birth-rate and kinematics of Astronomiya Jurnalı, 2008, №1-2, с.19-24. different groups of white dwarfs, Astrophys. and 54. Асваров А.И., Гусейнов О.Х., Догель В.А., Касумов Space Sci., 1983, v.97, p. 305-325. Ф.К., Рентгеновское излучение молодых остатков 36. Guseinov O.H., Novruzova H.I., Rustamov Y.S., сверхновых, Астрон.Ж., 1989, т.66, с.1030-1038 Atmospheric parameters and mass distribution of DA- 55. Asvarov A.I., Dogiel V.A., Guseinov O.H., Kasumov white dwarfs, Astrophys. and Space Sci. 1983, v. 96, F.K., The hard X-ray emission of the young supernova p. 1-30. remnant, Astron. and Astrophys., 1990, v.229, p.196- 37. Амнуэль П.Р., Guseinov O.H., Novruzova H.I., 200 Rustamov Y.S., The mass distribution of white dwarfs 56. Asvarov A.I., Guseinov O.H, Dogiel V.A. The hard and central stars of planetary nebulae, Adv. Space X-ray emission of the young supernova remnant - Res, 1988, v. 8, p.333-359. Proc.21th ICRC, 1990, Adelaide, v.1, p.121-124 38. Amnuel P.R., Guseinov O.H., Rakhamimov Sh.Yu., 57. Asvarov A.I., Radio emission from shell-type Second catalogue of X-ray sources– Ap.J Supl., 1975, Supernova remnants, Astron. And Astrophys., 2006, v. 41, p. 327-367 and Astrophys. Space Sci., 1982, v. V. 459, pp.519-533 92, p. 3- 350 58. Asvarov A.I., Radio Emission From the Cassiopeia A 39. Amnuel P.R., Guseinov O.H., X-ray sources in our SNR, Abstract Book, 23rd GA IAU, Aug 17-30, Galaxy, Astrophys. Space Sci., 1980, v. 80, p. 315-334 Kyoto, Japan, 1997, p.329. 40. Amnuel P.R., Guseinov O.H. Rakhamimov Sh.Yu., X- 59. Асваров А.И., Гусейнов О.Х., Распределение Ray Nova Flares, Astrophys. Space Sci., 1974, v.28, ускоренных электронов в остатках сверхновых, p. 29-39 Письма в Астрон.Ж., 1991, т.17, с.702-710 41. Amnuel P.R. and Guseinov O.H., X-ray transient 60. Асваров А.И Новрузова Х.И. Радио и sources, Astrophys. Space Sci., 1979, v. 60, p. 131- рентгеновское излучение остатков сверхновых 139 оболочечного – Аzәrbaycan Astronomiya Jurnalı, 42. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х., О физической №1-2, 2007, с.42-53 природе рентгеновских новых, Письма в Астрон. 61. Асваров А.И., Механизм регулярного ускорения и Ж , 1976, т. 2, с.392-396 радиоизлучение остатков сверхновых. Модель, 43. Guseinov О.Kh., Vonysek V., Cosmic gamma ray Астрон.Ж., 1992, т.69, N 4, с.753-766 emission and comet collisions with compact stars, 62. Асваров А.И., Радиоизлучение остатков Astrophys. Space Sci, 1974, v. 28, p. L11-L15 свеpхновых оболочечного типа – Астpон.Ж., 1994, 44. Гусейнов O.Х., Новрузова Х.И., Почему т.71, N 2, с.228-236 релятивистские звезды избегают двойственности, 63. Asvarov A.I., Radio Emission from Extended Shell- Астрофизика, 1974, т. 10, с. 273-282 Like SNRs, Proc. Sym. IAU No.188., 1998, Kluwer 45. Гусейнов О.Х., Эволюционная Academic, p.249-250 последовательность: красный гигант- планетарная 64. Asvarov A.I. , Extended SNRs and Background Radio туманность- белый карлик, Астрофизика, 1973, т. Emission of Galaxy, Abstracts of the 19th Texas 9, с. 425-429 Symposium, 1998, 326, Eds.:J. Paul, T. Montmerle, 46. Amnuel P.R., Guseinov O.H., Mass loss and the and E.Aubourg parameters of close binaries., Astron. and Astrophys., 65. Asvarov A.I., Diffusive shock acceleration of electrons 1977, v. 54,p. 23-29 and radio emission from large diameter shell-type
106 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
supernova remnants, 26th ICRC, Salt Lake City, Utah, 82. Allakhverdiev A.O., Kasumov F.K.,Tagieva S.O, USA, 1999, Eds.: D.Kieda, V.Salamon & B. Dingus, V. Possible masses of progenitors of different type 3, p. 472-476 neutron stars, Fizika, 2003,v. 9, № 3, p. 15-21 66. Asvarov A.I., Statistics of Large Diameter Radio SNRs, 83. Allakhverdiev A.O., Guseinov O.H., Tagieva S.O, The Symp.205 IAU, Galaxies and their constituents at the evolution of single pulsars on P-Pdot diagram, Astron. highest angular resolutions Manchester, UK, Aug 15- and Astrophys. Trans., 2003, v. 23, p. 145-152, 18, 2000 Eds.T. Schilizzi, S. Vogel, F. Paresce & M. 84. Allakhverdiev A.O., Guseinov O.H., Tagieva S.O., Elvis, Astr. Soc. Pacific, 2001, p. 192-193, Taskin O., Origin of pulsars with 0.1 s
107 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
РАБОТЫ О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ МАЛЫХ ПЛАНЕТ, ПРОВОДИМЫЕ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ
© 2013 г. Р.А. Зейналов
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им Н. Туси НАН Азербайджана
Астрономы различных стран мира почти гипотеза в своем первоначальном виде не 200 лет занимаются решением вопроса о может объяснить деление малых планет на происхождении малых тел солнечной отдельные семейства. системы. Однако, все еще нет единого мнения Развивая вышеупомянутую гипотезу, об их происхождении. Одни считают, что согласно которой кольцо малых планет малые планеты (астероиды) являются образовалось в результате последовательных остатками протопланетного вещества, из распадов немногочисленных более крупных которого образовались планеты солнечной первичных тел, объяснено деление малых системы, тогда как по мнению других они планет на отдельные группы-семейства. При являются продуктами последовательных этом подробно рассмотрена схема распада распадов первичных крупных тел. Не одного первичного крупного тела и выведены прибегая к подробному анализу, ряд вероятные характеристики распределения исследователей поддерживает мнение о том, осколков по инвариантным элементам. что астероиды происходят в результате Подробно исследованы три варианта, а последовательных распадов немногочислен- именно: осколки первичного крупного тела ных более крупных тел, которые разлетелись, оставаясь лишь в плоскости представляют собой не аккумулировавшиеся эклиптики; плоскость орбиты первичного тела, возникшие на первом этапе эволюции тела совпадает с плоскостью орбиты протопланетного вещества. Юпитера; плоскость орбиты первичного тела Работая на стыке небесной механики и наклонена к плоскости эклиптики под космогонии солнечной системы методами произвольным углом. небесной механики и математической Величина относительных скоростей статистики сотрудниками отдела выполнен осколков в момент распада предполагалась цикл работ, посвященных различным подчиненной произвольным законам, а аспектам структуры, эволюции кольца и направление - равновероятным. Во всех этих происхождения астероидов. схемах выведены вероятные функции Первая группа цикла работ посвящена распределения для гелиоцентрических статистическому изучению распределения скоростей осколков, а затем для различных астероидов по некоторым инвариантным инвариантных элементов. элементам, выбор которых осуществлен Сравнивая ряд характеристик, имеющих решением ограниченной задачи трех тел. К место в статистических распределениях этому циклу работ относятся вычисленные астероидов, впервые определены форма каталоги значения различных инвариантных орбиты первичных крупных тел и их элементов, которые используются положение в пространстве. специалистами различных стран мира. Далее рассмотрены различные задачи по Используя эти каталоги, выявлено несколько исследованию механизма распада первичных устойчивых групп астероидов-семейств. крупных тел, с учетом переменности законов Ко второй группе цикла работ относятся распределения величин и направлений работы по детальному, критическому небесно- векторов относительных скоростей их механическому анализу гипотезы Ольберса о осколков. Приняты подчинения происхождении астероидов путем распада произвольному закону как величин, так и одной планеты. Было доказано, что эта направлений векторов относительных
108 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
скоростей осколков. При этом гиперболических комет на одном графике, предположении определены функции обнаружено, что максимум и минимум для совместного распределения величин больших выявленных групп почти совпадают для всех полуосей и эксцентриситетов орбит осколков видов комет. первичных крупных тел, а также величин Конкретные значения максимумов и долготы восходящего узла и наклон плоскости минимумов, имеющие место в распределениях орбиты осколка к эклиптике. Следовательно, астероидов по принятым элементам показали, показано, что полученные функции являются что первичные крупные тела до распада обобщениями результатов прежних работ по двигались между орбитами Марса и Юпитера. данному вопросу [16]. Результаты проведенных исследований, В дальнейшем рассматривался вопрос, опубликованных в 17-ти статьях и тезисах Г.Ф. являются ли кометы продуктом Султанова, и они приводят к следующим последовательных неоднократных распадов выводам: первичных крупных тел. 1. Установлено, что распадом одной Исследованием больших полуосей орбит планеты нельзя объяснить наблюдаемое осколков первичных крупных тел с распределение астероидов. параболическими и гиперболическими 2. Составлены законы распределения скоростями, а также квази- константы осколков первичных крупных тел по интеграла Якоби, как функции эклиптических выбранным элементам их орбит и их координат векторов, определены их систем при различных предположениях о минимальные и максимальные значения и в величинах и направлениях их этих точках оценены отношения относительных скоростей. относительных скоростей осколков к 3. Установлено, что функция распределения орбитальной скорости первичных крупных осколков является не монотонной и имеет тел. не менее одного максимума. Показано, Получено, что функции распределения что составлением функций осколков по большим полуосям их орбит, распределений нескольких первичных моментам количества движения относительно крупных тел получается функция перпендикуляра к плоскости орбиты распределения осколков с несколькими Юпитера и к плоскости гелиоцентрической максимумами и минимумами, которые орбиты первичного крупного тела, квази- имеются в распределениях астероидов. константам интеграла Якоби и по разностям 4. Составлено распределение для средних и абсолютных звездных величин, совокупности первых 415, 830, 1245 и легко выявлено, что эти функции на концах 1660 астероидов по выбранным интервала обратятся в нуль. Поэтому, они элементам. будут иметь хотя бы один максимум, 5. Показано, что количество максимумов и следовательно, функция распределения минимумов и числовые значения осколков не является монотонной. принятых инвариантных элементов, Составлен каталог значений квази-констант соответствующие этим максимумам и Якоби, момента количества движения минимумам, являются почти одними и относительно перпендикуляра к плоскости теми же для каждой совокупности и орбиты Юпитера для 900 комет. Затем делается заключение о том, что указанные строились и изучались распределения комет закономерности остаются неизменными по этим элементам. при ежегодных увеличениях открываемых Эти распределения обнаруживают деление астероидов. комет на несколько групп, причем это деление 6. Определены формы орбиты первичных на группы не меняется ни от выбора границ крупных тел и положение их плоскостей. элементарных интервалов, ни от числа 7. Показано, что при совпадении открываемых комет, и является устойчивым. плоскостей эклиптики и орбит При распределении короткопериодичес- первичных крупных тел и орбиты ких, долгопериодических, параболических и осколков пересекаются в узлах,
109 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
соответствующим орбитам первичных 6. Султанов Г.Ф., Двукратно-осредненная схема типа крупных тел. Гаусса. ДАН Азерб. ССР, т.XII, №2, 1956, Баку. 7. Султанов Г.Ф., Распределение вторичных осколков 8. Показано, что орбиты осколков гипотической планеты по величине их элементов пересекаются с орбитами орбит. Труды сектора астрофизики АН Азерб. соответствующих крупных тел в разных ССР, т 1, 1959 точках и находятся в разных плоскостях, 8. Султанов Г.Ф., Эмпирическое распределение при условии, если плоскости орбит астероидов. Труды Сектора астрофизики АН Азерб. ССР, т.1, 1959, Баку. первичных крупных тел не совпадают с 9. Султанов Г.Ф., Распределение осколков плоскостью эклиптики. гипотетической планеты по элементам больших В заключении можно считать, что полуосей и параметров их орбит и постоянных выявленные закономерности в Якоби в плоской ограниченной задаче Солнце- распределениях астероидов и осколков Юпитер - осколок. Известия АН Азерб. ССР, №3, 1959 (серия физ.-мат. и технических наук), Баку. первичных крупных тел по элементам, 10. Султанов Г.Ф., Ибрагимов Н.Б., Каталог значений характеризующие их физические и постоянных Якоби и моментов количества орбитальные особенности и сопоставление движений относительно перпендикуляра к этих закономерностей открывают большие плоскости орбиты Юпитера. Труды ШАО АН возможности для дальнейших исследований Азерб. ССР, т.2, 1962, Баку. 11. Султанов Г.Ф., О некоторых закономерностях в проблемы происхождения малых планет и распределениях астероидов по инвариантным космогонии солнечной системы в целом (Г.Ф. элементам их орбит. Тезисы доклада Султанов). Всесоюзного совещания по движению малых Примечание: Некоторые результаты планет и комет. 1962, Баку. выполненных и опубликованных работ 12. Султанов Г.Ф., Астероиды, как продукт последовательных распадов первичных крупных доложены на Всесоюзной конференции по тел. Тезисы докладов Всесоюзного совещания исследованию малых планет, комет и ряда по движению малых планет и комет. 1962, Баку. ежегодных научных сессий АН 13. Султанов Г.Ф., Распад первичного крупного тела и Азербайджанской ССР, а также включены и определение элементов его орбиты. Известия АН обсуждены в следующих монографиях и Азерб. ССР, (Серия физико-математических и технических наук) №3, 1964, Баку. периодических изданиях: 14. Султанов Г.Ф., Основные закономерности в 1. Путилин И.И. «Малые планеты». Москва, распределениях астероидов и осколков первичных 1952 крупных тел по инвариантным элементам их орбит. 2. Вопросы космогонии, т.1, 1953 Тезисы докладов научной сессии АН Азерб. 3. Вестник АН СССР, №1, 1963 ССР, посвященной 150 летию вхождения в состав России, 1964, Баку. 4. К. Шарлье «Небесная механика» (перевод 15. Султанов Г.Ф., Об исследованиях, связанных с с немецкого), Москва, 1966 происхождением астероидов. Тезисы докладов объединенной научной сессии АН Азерб., СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ Армянской и Грузинской ССР, посвященной 40- летию Коммунистической партии Азерб. и
1. Султанов Г.Ф., Вопросы о происхождении установления Сов. власти в Азербайджане, 1960, астероидов. ДАН Азерб. ССР, т.VIII, №12, 1952, Баку. Баку. 16. Султанов Г.Ф., Основные закономерности в
2. Султанов Г.Ф., Теоретические распределения распределении астероидов и осколков первичных элементов орбит осколков гипотетической планеты крупных небесных тел по признакам их физических Ольберса. ДАН Азерб. ССР, т.IX, №1, 1953, Баку. и орбитальных особенностей. Обобщающий
3. Султанов Г.Ф., Теоретические распределения доклад совокупности работ, представленной на элементов орбит осколков гипотетической планеты соискание ученой степени доктора физико- Ольберса. Сообщение ГАИШ, 1953, Москва. математических наук. 1967, Москва.
4. Султанов Г.Ф., К вопросу о происхождении 17. Султанов Г.Ф., Кавская И.А., Статистическое астероидов. Известия АН Азерб. ССР, №7, 1953, распределение инвариантных элементов комет. Баку. Тезисы докладов Всесоюзной конференции по
5. Султанов Г.Ф., Теоретические распределения физике и динамике малых тел Солнечной элементов орбит осколков гипотетической планеты системы. 1982. Душанбе. Ольберса. Известия АН Азерб. ССР, №8, 1953, Баку
110 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ИССЛЕДОВАНИЯ ПО ТЕОРИИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ОРБИТ ИСКУССТВЕННЫХ СПУТНИКОВ ЗЕМЛИ ПО ПОЛНЫМ И НЕПОЛНЫМ ОПТИЧЕСКИМ НАБЛЮДЕНИЯМ
© 2013 г. Р.А. Зейналов
Шамахинская астрофизическая обсерватория им. Н.Туси НАН Азербайджана
Определение орбит как естественных настолько быстрым, что их перемещения (планет и комет), так и искусственных относительно наблюдателя достигают 2°.5 за 1 небесных тел является одной из важных задач сек. времени, что составляет 10" за 0.001 сек. небесной механики, что представляет Поэтому, полученные наблюдения ИСЗ могут большой теоретический и практический иметь невысокую точность. Возможны и такие интерес. Оно, как известно, состоит из двух случаи, когда наблюдения вместо двух частей, сначала по минимальному числу координат спутника, фиксирующих его наблюдений определяют предварительную положение на небесной сфере, дают только (первоначальную) орбиту, а затем улучшают одну из них либо , либо вместе с полученную орбиту по многим наблюдениям. моментами наблюдений или пару координат Последняя состоит в определении такой (,) с приближенными моментами времени. системы элементов орбиты, которая А также возможны наблюдения с грубо удовлетворяла бы наилучшим образом всю ошибочными (или неизвестными) моментами совокупность имеющихся наблюдений. времени, хотя положения спутника на Отметим, что для определения орбит небесной сфере измерены с достаточной небесных тел из наблюдений существует точностью. Такие наблюдения мы называли много различных как классических, так и неполными. современных методов, разнообразие которых Точное определение моментов времени обусловлено выбором неизвестных и систем при наблюдениях возможно только на координат. Эти методы разработаны на первоклассных обсерваториях и станциях, основе полных наблюдений, дающих точные оборудованных специальной аппаратурой для координаты светила (малых планет и комет) хранения и измерения времени. на небесной сфере (,) (здесь -прямое Таким образом, задача определения орбит восхождение, - склонение светила) и точно ИСЗ с использованием неполных оптических фиксированные моменты времени наблюдений стала актуальной. наблюдений t, что достаточно полно В работе Бёрта [7] приводится метод излагается во всех курсах теоретической определения орбит ИСЗ по наблюдениям, астрономии, например, в пособиях Субботина полученным при помощи радио- [1,2], Дубяго [3], Брауэра и Клеменса [4], Балка интерферометра. Эти наблюдения дают [5], Херрика [6] и других. только значения азимутов спутника в Так как среднесуточные движения планет и различные моменты времени. комет очень малы, то ошибка фиксации времени наблюдения, доходящая иногда до I. Определение первоначальных орбит нескольких минут, никакой роли не играла. ИСЗ по полным и неполным Поэтому, до появления искусственных оптическим наблюдениям спутников земли (ИСЗ) при разработке Вопрос об определении первоначальных методов для определения орбит указанных тел эллиптических орбит ИСЗ по наблюдениям с ошибки времени наблюдений не учитывались приближенными моментами времени впервые вообще. был рассмотрен Батраковым [8], который Положение существенным образом получил условие для числа наблюдений, изменилось после появления ИСЗ, движение необходимых для решения задачи в которых по небесной сфере является различных случаях и показал, что задача
111 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
может быть решена только при числе движению. наблюдений, большем трех (N=4,5,6), в И, наконец, круговая орбита может быть зависимости от количества добавочных использована для отождествления неизвестных (моментов наблюдений или наблюденных объектов. угловых координат (,)) в различных Особенность задачи определения круговой комбинациях. Им была рассмотрена задача орбиты, как известно, заключается в том, что определения первоначальных эллиптических из шести элементов два - эксцентриситет орбит по оптическим наблюдениям ИСЗ в орбиты е равен нулю и расстояние перигея от случае четырех наблюдений с двумя точно узла (ввиду того, что у круговой орбиты нет известными моментами времени. Полученный перигея) – отсутствуют. результат вычислений можно считать Таким образом, задача сводится к удовлетворительным для первоначальной вычислению четырех элементов- (наклонения орбиты ИСЗ. плоскости орбиты ИСЗ к плоскости экватора Остальные случаи, т.е. случай пяти i, долготы восходящего узла , радиуса наблюдений с одним известным моментом круговой орбиты ИСЗ a и u - аргумента времени и самый неблагоприятный случай широты для определенного момента времени шести наблюдений с грубо приближенными t ) при наклоне орбиты ИСЗ к экватору, не (или неизвестными) моментами времени равным нулю (i0), и двух – (радиуса орбиты а автором не рассматривались вообще, так как и аргумента широты и для определенного заранее ожидалось, что моменты времени момента времени t, отсчитываемого от точки наблюдений будут определяться очень плохо весеннего равноденствия ) в случае и при вычислениях будет происходить потеря совпадения (i=0) плоскости орбиты ИСЗ с точности [8]. плоскостью экватора (экваториальная орбита), Практическая актуальность вычисления по двум полным наблюдениям, дающим круговых орбит ИСЗ [9] определяется следующими причинами: орбиты координаты (,) в моменты времени t. большинства ИСЗ очень близки к Два первые из этих элементов i и окружности; качество круговой орбиты менее определяют положение плоскости орбиты зависит от точности наблюдений, чем ИСЗ в пространстве, а - размер орбиты и и – качество эллиптической орбиты, вследствие положение ИСЗ на орбите в момент t. чего для вычисления круговой орбиты ИСЗ Конечно, круговая орбита не может дать могут быть использованы приближенные достаточно точного представления о наблюдения, совершенно непригодные движении ИСЗ, но вычисленная с её (особенно при малых интервалах времени) помощью эфемерида спутника на первых для вычисления эллиптической орбиты. порах вполне обеспечивает продолжение Поэтому, можно не исправлять наблюдения за наблюдений и тем самым дает возможность рефракцию, прецессию и т.д. Кстати, получить дополнительный материал для визуальные наблюдения ИСЗ даются обычно определения в дальнейшем эллиптических с большой погрешностью, превышающей элементов орбиты ИСЗ. поправки за эти эффекты. Учитывая вышесказанное о практической Если имеются только два наблюдения актуальности круговых орбит ИСЗ, ИСЗ, то для получения эллиптической разработана теория определения круговых орбиты нет достаточных данных; и орбит ИСЗ по полным и неполным приходится прибегать к вычислению оптическим наблюдениям [9]. При этом, круговой орбиты, для которой необходимо и, прежде всего, получено условие для числа вообще говоря, достаточно иметь два наблюдений, необходимых для определения наблюдения. круговых орбит ИСЗ в различных случаях [10]. Так как круговая орбита представляет собой Согласно этому условию, во всех различных частный случай эллиптической орбиты, то комбинациях задача может быть решена по удобно рассматривать круговое движение как двум, трем и четырем наблюдениям в первое приближение к эллиптическому зависимости от количества дополнительных
112 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
(добавочных) неизвестных в совокупности общепринятый (классический) метод данных ,,t. определения первоначальной круговой Рассмотрены следующие задачи: орбиты небесных тел, в виде измененной автором для случая ИСЗ, по двум полным
1. Определение круговых орбит ИСЗ наблюдениям; т.е. по наблюдениям, по двум полным наблюдениям одновременно дающим точные положения (классическая задача). Здесь в [9] дается представление об ИСЗ (, ) на небе и точные моменты „ограниченной" задаче двух тел, т.е. о задаче, времени t [12]. в которой ИСЗ рассматривается как Метод основывается на нахождении материальная точка, притягиваемая к центру радиуса круговой орбиты а в классической Земли, но не притягивающая ее, так как масса форме, после чего вычисление остальных ИСЗ ничтожна по сравнению с массой Земли. элементов орбиты ИСЗ не представляет В этом случае дифференциальные никаких трудностей. уравнения движения ИСЗ в гравитационном Задача определения радиуса круговой поле, созданном Землей, имеют ту же орбиты ИСЗ а заключается в решении структуру, как и в общем случае, т.е. в случае основного уравнения, полученного из условия притягивающего спутника; но отождествления углов между гравитационный параметр к2 , входящий в эти геоцентрическими радиусами - векторами уравнения, будет зависеть только от массы ИСЗ, определяемых из геометрических и Земли. Поэтому интегрирование динамических соотношений, которое в дифференциальных уравнений движения неявной форме выражается ИСЗ производится без существенных f(а) = 0. (1) изменений в той форме, которая излагается во Это уравнение решается относительно а всех курсах небесной механики и дает методом последовательных приближений, искомые координаты ИСЗ в виде функций причем за первое приближение принимается времени и шести произвольных постоянных некоторое произвольное число, большее интегрирования (элементов орбиты). единицы, т.е. большее радиуса Земли, которое Наряду с этим, вкратце излагаются принято за единицу измерения расстояния. основные закономерности движения ИСЗ После чего вычисление остальных элементов (законы Кеплера, уравнение орбиты ИСЗ, орбиты ИСЗ производится без труда. зависимость положения ИСЗ на этой орбите Особые случаи, возникающие при от времени). определении круговой орбиты ИСЗ, когда i=0 Для случая не притягивающего спутника, (180); 90 рассматриваются отдельно. В третий закон Кеплера получается в случае, когда i=0 (180), аргумент широты u классической форме, данной самим отсчитывается от точки весеннего Кеплером. равноденствия, т.е. в уравнениях условно Используя последние данные о земном полагается, что =0. сфероиде [11], значение к2 вычисляется в Для практического применения методики системе единиц, связанной с Землёй разработана программа для компьютера, (экваториальный радиус Земли и средние которая полностью автоматизировала весь солнечные сутки) [9], как это принято для процесс вычисления. построения теории движения ИСЗ. Методика была применена к семи Для того, чтобы определить орбиту числовым примерам, в которых определялись движущегося ИСЗ, по его наблюдениям круговые орбиты американского спутника приводятся уравнения, которые связывают Мидас-3 с обратным движением, из которых геоцентрические координаты ИСЗ с приведены (два примера) [12] и кабины координатами наблюдательных станций и первого космического корабля 1960 3 (девять наблюдениями ИСЗ. В заключение примеров) [13], когда угол между рассматривается вопрос о координатах геоцентрическими положениями спутника наблюдательных станций и об особенностях составляет 1 -10. Мы ограничились наблюдений ИСЗ. Далее излагается
113 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
четырьмя примерами, соответствующими моментов времени наблюдений вместе с самым малым углам от 1 до 5; среди них есть радиусом круговой орбиты и вычисление угол между геоцентрическими положениями остальных элементов орбиты ИСЗ. После ИСЗ, не достигающий даже двух градусов, а выполнения первого этапа, второй не время между наблюдениями составляет 28.2 представляет трудности, так как задача секунд. Круговые орбиты указанных спутников приводится к вычислению остальных были вычислены по наблюдениям, близким элементов орбиты ИСЗ по двум по времени и разделенным большими геоцентрическим положениям или по двум промежутками времени (на малой и большой полным наблюдениям. Методика решения дугах). Кроме того, некоторые из этих этой задачи разработана с достаточной наблюдений были сделаны на разных полнотой. станциях и для различных витков орбиты. Предположения, а) и б) дают шесть Полученные элементы круговых орбит уравнений, которые содержат шесть указанных спутников хорошо согласуются с неизвестных, а именно, радиус круговой точными элементами эллиптической орбиты, орбиты, три топоцентрических расстояния и вычисленными на те же моменты времени. два каких-нибудь момента времени. Исключая В последнее время дан новый метод для из этих уравнений три топоцентрических определения радиуса круговой орбиты ИСЗ расстояния, окончательно имеем три по двум полным оптическим наблюдениям уравнения с тремя неизвестными, решение [14]. которых является первым основным этапом Критерий Тиссерана о возможности вычислительного процесса. Окончательные вычисления круговых орбит небесных тел уравнения для удобства выражаются в неявной рассмотрен для ИСЗ и показан, что этот форме критерий в нашем случае не имеет Fi(а,,) = 0 ( i =0,1,2), (2) практического значения, т.к. исключительные случаи, когда орбиту определить невозможно, где через и обозначены неизвестные на практике почти не встречаются [13]. моменты времени наблюдений. Они 2. Определение круговых орбит ИСЗ вычисляются методом последовательных по трем наблюдениям с двумя приближений Ньютона. Так как неизвестными моментами времени (не коэффициенты уравнений для определения классическая задача). поправок к неизвестным имеют очень Во всех различных комбинациях задача громоздкий аналитический вид, то может быть решена в зависимости от используются численные методы определения количества добавочных неизвестных по трем этих коэффициентов. наблюдениям ИСЗ. Метод был применен к числовому Разработаны два метода [10-15] для случая, примеру, в качестве которого была выбрана когда имеются три наблюдения ИСЗ, но фиктивная система элементов типичной только для одного из них известен точный спутниковой орбиты. При помощи этих момент времени. Первый метод [10] является элементов были вычислены три видимых общим и основывается на следующих положения ИСЗ для трех выбранных пунктов предположениях: на земной поверхности на некоторые близкие по времени моменты. Полагая, что моменты 1 0 2 а) Векторы r , r , r , соответствующие h m s h m наблюдений t0 (18 02 23 .500) и t2 (18 03 моментам времени наблюдений t1, t0, t2 (t1< t0< 38s.500) являются неизвестными, а три пары t2) и соединяющие центр Земли и спутник являются компланарными, т.е. лежат в одной значений (, ) наряду с одним известным плоскости, проходящей через центр Земли. моментом времени t1, представляют б) Длины этих векторов равны радиусу совокупность данных для определения круговой орбиты ИСЗ т.е. r1= r0= r2= а. первоначальной круговой орбиты ИСЗ. После Процесс вычисления разбивается на два применения разработанного метода во втором этапа: вычисление добавочных неизвестных приближении для двух неизвестных моментов времени были получены следующие
114 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
h m s h m s значения: t0=18 02 23 . 398 и t2=18 03 38 . времени ti (i=1, 2, 3, 4). 335, что показывает эффективность нашего Этот случай является наиболее метода. неблагоприятным среди других возможных Эта задача решается другим (вторым), более случаев, так как ни один момент времени простым методом [15], который в принципе наблюдений не известен, что затрудняет связь является обобщением классического метода полученных элементов орбиты ИСЗ со определения круговой орбиты ИСЗ по двум временем. полным наблюдениям на случай Здесь рассмотрен упомянутый случай и использования неполных наблюдений. Метод разработан метод [18], который обобщает основан на отождествлении „динамических” и классический метод [1,12] определения „геометрических” углов между круговой орбиты ИСЗ по двум полным геоцентрическими радиусами-векторами ИСЗ наблюдениям и неклассический метод [15] и содержит те же самые три неизвестных определения круговой орбиты по трем (радиус круговой орбиты а и два каких-нибудь наблюдениям с двумя неизвестными момента времени). Итак, выражая эти моментами времени. уравнения в неявной форме (2), решаются Решение задачи по разработанному методу методом Ньютона, аналогично предыдущему так же состоит из двух этапов: случаю. Для практического применения 1) Определение неизвестных моментов метода были использованы наблюдения наблюдений вместе с радиусом а вышеуказанного фиктивного спутника. После круговой орбиты ИСЗ; четвертого приближения для неизвестных 2) Определение остальных элементов моментов наблюдений получены следующие круговой орбиты ИСЗ по известному а. h m s h m s значения: t0=18 02 24 .212 и t2=18 03 38 .883. Основная трудность заключается в По скорости сходимости процесса выполнении первого этапа, после которого последовательных приближений можно задача приводится к классической. сделать заключение, что в следующих Для решения задачи предполагалось, что приближениях значения неизвестных должны четыре наблюдения ИСЗ расположены на получаться с нужной точностью. Итак, одном витке орбиты и разделены неполные наблюдения ИСЗ с двумя промежутками времени, малыми по неизвестными моментами времени в сравнению с периодом обращения ИСЗ. дальнейшем вполне могут быть использованы На основе задачи лежит требование о том, для определения круговых орбит ИСЗ [16]. что углы между геоцентрическими радиусами- Основные результаты, полученные по векторами ИСЗ r1 ,r0 ,r2 ,r3 , соответствующими
вопросам определения первоначальных моментам времени t1, t0, t2, t3 (t1t0t2t3) и круговых орбит из оптических наблюдений определенными из геометрических и ИСЗ с неточными моментами времени динамических соотношений должны быть доложены на Международных, Всесоюзных равными. конференциях и XXIV Международном Это дает систему шести нелинейных Астронавтическом Конгрессе [17]. уравнений сложной формы с пятью 3. Определение круговых орбит по неизвестными, которые для удобства можно четырем неполным оптическим написать в неявной форме: наблюдениям ИСЗ с неизвестными моментами времени. Fm(а,t1t0t2t3)=0 (m=1, 2, …, 6). (3) а) В этом самом общем случае, когда имеется ряд неполных наблюдений ИСЗ с Систему (3) можно решить способом неизвестными моментами времени t, последовательных приближений Ньютона, необходимо иметь четыре наблюдения [10] если известны приближенные значения 0 для того, чтобы определить первоначальную неизвестных а и t k (к=1, 0, 2, 3). круговую орбиту ИСЗ только по имеющимся Для радиуса круговой орбиты а можно угловым координатам () без моментов принять значение больше единицы, т.е.
115 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
h m больше радиуса Земли, а для неизвестных t1=t0=t2=t3=18 45 , после выполнения первого моментов наблюдений нужно брать из этапа задачи получены следующие искомые журнала наблюдений любое значение. значения неизвестных: а=1.1615 (7408.70 км), h m s h m s h m Она решается методом наименьших t1=17 58 33 .51, t0=18 00 06 .81, t2=18 02 s h m s квадратов, приводя её к системе нормальных 26 .36, t3=18 03 41 .32, что показывает уравнений, что решается методом достоверность разработанного метода. последовательных приближений Ньютона. Отметим, что если значения неизвестных Решение последней системы дает поправки необходимо получить с нужной точностью, неизвестных и значения последующих то можно продолжить процесс приближений. последовательных приближений до Если они не будут удовлетворять этим удовлетворения, выбранного критерия. уравнениям с нужной точностью, то процесс Во втором этапе определяются остальные приближений повторяется с новыми элементы круговой орбиты - i, , и u, значениями неизвестных до тех пор, пока не значение которых хорошо согласуются с будут выполняться требуемые условия. контрольными элементами, положенные в Для иллюстрации разработанного метода основу составления исходных наблюдений. был вычислен пример. Для контроля б) Вопрос определения круговой орбиты вычислительного процесса в качестве ИСЗ по неполным оптическим наблюдениям примера принята фиктивная система с неизвестными моментами времени был элементов орбиты ИСЗ, ранее использованная рассмотрен заново и предложен новый в работе Батракова [8] и в предыдущих наиболее эффективный метод [19] для работах автора [10,15]. При помощи этой упомянутого выше случая, полученного из системы элементов были вычислены четыре общей теории [10], когда имеются четыре видимых положения ИСЗ для четырех наблюдения, т.е. только четыре угловые различных пунктов на земной поверхности в координаты ИСЗ () без моментов времени. некоторые близкие по времени моменты Как прежде было предложено, что данные h m s h m s h (t1=17 58 30 .700, t0=18 00 04 . 000, t2 =18 четыре положения ИСЗ расположены на m s h m s 02 23 . 500, t3=18 03 38 .500). одном витке орбиты и разделены Положены, что указанные моменты промежутками времени, малыми по ti(i=0,1,2,3) являются неизвестными, а четыре сравнению с периодом обращения. пары координат () представляют всю Сущность задачи заключается в том, что совокупность данных для определения для каждого наблюдения справедливо круговой орбиты ИСЗ. векторное равенство.
За начальное приближение для радиуса rk=k+Rk (к=0, 1, 2, 3), (4) круговой орбиты а0, как правило, принимается где rk и k- геоцентрические и некоторое произвольное значение, большее топоцентрические радиусы-векторы ИСЗ, Rk- единицы, т.е. большее радиуса Земли; напр. геоцентрический радиус-вектор места a0=1,2. А что касается приближенных наблюдения в моменты tk. значений остальных неизвестных, то Для решения рассмотренной задачи разумеется, что наблюдатель в журнале делается два предположения: наблюдений отмечает дату, начало и конец наблюдений, продолжительность которых по 1. Векторы rk (k 1,0,2,3) , соответствующие одному прохождению не достигает одного моментам времени наблюдений
часа. Предполагается, что в первом tk (t1 t0 t2 t3 ) являются компланарными, приближении все четыре наблюдения ИСЗ т.е. лежат в одной плоскости, проходящей производились одновременно. За через центр Земли. приближенный момент можно принять 2. Длины этих векторов равны радиусу любое значение, взятое из указанного круговой орбиты ИСЗ (r1=r0=r2=r3=a) т.е. интервала. орбита ИСЗ есть окружность. Итак, принимая за исходные приближения 0 Первое условие дает векторные уравнения значения неизвестных а =1,2 и [8,19]
116 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
1 nkr1-r0+nk rk=0 (к=2, 3), (5) Сравнение полученных значений
неизвестных a и tk точно совпадают с их в которых коэффициенты nk и nk определяются рядами по степеням заранее принятыми контрольными промежутков времени. Отсюда в значениями, что показывает высокую прямоугольных геоцентрических эквато- эффективность разработанного метода и его риальных координатах имеем шесть значительное преимущество перед рассмотренным предыдущим методом. линейных уравнений относительно .. Второе условие, дает еще четыре уравнения В работе [20]изложен метод определения относительно топоцентрических расстояний круговой орбиты ИСЗ по неполным оптическим наблюдениям с неизвестными моментами времени, создана программа, где Итак, задача приводится к совместному на численных примерах показано, что он решению десяти уравнений, которые действительно позволяет получить нужное содержат всего девять неизвестных, т.е. четыре решение с высокой точностью. топоцентрических расстояния , радиус k Численный эксперимент, показывает круговой орбиты а и четыре момента сходимость последовательных приближений к наблюдений ИСЗ tk . Эти системы уравнений исходной орбите, на основании которой после исключения четырех топоцентрических построены «наблюдения» для достаточно широкого диапазона значений моментов расстояний k сводятся к решению окончательной системы шести нелинейных времени, используемых в качестве первого уравнений с пятью неизвестными. Эта система приближения ( 1,5 часа). Если выражается в неявной форме (3), решается приближенные значения времени более аналогично тому, как в предыдущей работе, далеки от точных моментов «наблюдений», то методом последовательных приближений получается другое решение задачи, Ньютона и приводится к системе линейных удовлетворяющее принятым наблюдениям уравнений относительно поправок к (, ). приближенным значениям указанных 4. Определение эллиптической неизвестных. Последняя система методом орбиты ИСЗ по неполным оптическим наименьших квадратов приводится к наблюдениям с неизвестными моментами нормальной системе пяти уравнений с пятью времени. неизвестными. Дается тот же численный В начале работы, было сказано, что в пример, рассмотренный в предыдущей работе случае, когда имеется ряд неполных [18]. наблюдений ИСЗ (, ) без моментов Здесь за исходные приближения радиуса а времени, необходимо и вообще говоря, и четырех моментов времени наблюдений tk достаточно иметь шесть наблюдений ИСЗ для приняты следующие значения: решения данной задачи. Показано, что 0 0 h m а) a =1,2 , tk 16 45 ; круговая орбита ИСЗ является хорошим 0 0 h m б) a =1,2 , tk 19 25 . исходным приближением для определения После выполнения вычислений по первому первоначальной эллиптической орбиты. В этапу задачи получены следующие работах [10,18] разработана общая теория соответствующие значения неизвестных: определения круговых орбит ИСЗ по полным а) a 1,1615(7408,22km), и неполным оптическим наблюдениям, в частности решена задача определения t 17h58m30s.68,t 18h00m03s.98, 1 0 круговой орбиты ИСЗ по оптическим h m s h m s t2 18 02 23 .48,t3 18 03 38 .48, наблюдениям с неизвестными моментами времени [18-20]. б) a 1,1615(7408,22km), Решение задачи определения эллиптических орбит ИСЗ по наблюдениям с t 17h58m30s.74,t 18h00m04s.04, 1 0 неизвестными моментами времени по h m s h m s t2 18 02 23 .54,t3 18 03 38 .54. разработанному нами методу [21] состоит из
117 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
двух этапов: 1. Задача улучшения орбит небесных тел 1) определение геоцентрических расстояний решается с помощью многих различных, как
ИСЗ rk вместе с неизвестными моментами классических, так и современных методов, которые в основном различаются выбором времени t (k 0,1…,5), k улучшаемых параметров орбит, систем 2) определение элементов эллиптической координат и учетом особенностей движения орбиты. небесных объектов. Так как среднесуточные Предполагается, что наблюдения ИСЗ, как движения планет и комет малы, то ошибка и в предыдущих работах, расположены на фиксации момента времени наблюдения не одном витке орбиты и разделены имела практического значения. промежутками времени, малыми по Для случая ИСЗ ошибки фиксации сравнению с периодом обращения. Кроме времени наблюдений имеют существенное того, каждому наблюдению соответствует значение. Учитывая указанную особенность геоцентрический радиус-вектор rk с началом в движения ИСЗ в [22] разработан метод для центре Земли и концом в ИСЗ, векторы, rk улучшения орбит ИСЗ с учетом ошибки соответствующие моментам времени времени наблюдений. Здесь наряду с наблюдений tk (k 0,1…,5) являются поправками к элементам орбиты в условные компланарными. уравнения введены и поправки к моментам Эти условия дают векторные уравнения (5), времени. Сущность метода заключается в а после использования выражения (4) в (5) выборе новой системы координат, при имеем векторные уравнения, которые в использовании которой одно из двух координатах будут линейными уравнениями условных уравнений, соответствующих
относительно k . Исключая из этих моменту времени t не содержит поправки к моменту наблюдения. Эта дополнительная уравнений получены двенадцать k поправка t входит только во второе уравнений, содержащих двенадцать условное уравнение. Возникает вопрос [23] о неизвестных (шесть геоцентрических том, можно ли только по условным расстояний rk и шесть неизвестных моментов уравнениям, свободным от поправок времени, наблюдений tk ). улучшать орбиты ИСЗ и с какой точностью. Поскольку эти уравнения имеют весьма Рассмотрение этого вопроса и являлось нашей сложную структуру, для удобства они ближайшей задачей. записаны в неявной форме. Воспользовались векторным равенством (4), где векторы r и R отнесены к
Fm (r0 ,...,r5 ,t0 ,...,t5 ) 0 (m = 0, 1…, 11). (6) неподвижной геоцентрической экваториальной прямоугольной системе Система уравнений (6) может быть решена координат. Очевидно, что топоцентрический способом последовательных приближений вектор есть функция элементов орбиты Ньютона, если имеются приближенные ИСЗ, сферических координат наблюдателя и значения неизвестных, за которые можно времени. принимать значения, соответствующие Варьирование (4) и допущение, что r круговой орбите ИСЗ. пренебрежимо мала, имеем: Для проведения экспериментальных , 6 r =r+ t, где r E , (7) вычислений по предложенному методу в E i настоящее время разрабатывается программа. i1 i Числовые результаты, полученные где Ei - ошибки элементов орбиты. разработанным вышеуказанным методом, В вспомогательной системе координат с будут опубликованы в дальнейшем. началом в расчетной точке положения ИСЗ и с осями, направленными по радиусу-вектору II. Улучшение орбит ИСЗ по , касательный к суточной параллели и наблюдениям с приближенными касательной к кругу склонения, формула (7) моментами времени. получает вид
118 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
, определения поправок к приближенным j+cosj+j = r+ t (8) моментам времени. Исходя из этого обстоятельства была где орты j, j, j определяются известными из исследована возможность улучшения предыдущих работ формулами, например, из элементов орбит ИСЗ только по условным работы [23]. уравнениям, не содержащим ошибок В формуле (8) и t являются моментов наблюдений ИСЗ. Были вычислены неизвестными, а и известными модельные примеры (сорок вариантов). отклонениями вычисленных положений ИСЗ В качестве наблюдательных станций были от наблюденных. Формула (8) лежит в основе выбраны точки на земной поверхности, задачи улучшения орбит ИСЗ и связывает условно соответствующие семи городам: подлежащие определению поправки Абастумани, Казани, Киеву, Китабу, элементов орбиты ИСЗ и времени с и Николаеву, Пулково и Ташкенту. . Были выбраны фиктивные спутники с Если выбрать новые единичные векторы разными системами элементов, на основе которых при составлении фиктивных ρ j ρ, ρ наблюдений за шаг времени была принята j , g jG=[ jg, j] (8) одна минута за десяти суток. Для каждого момента времени сначала
проверялись условия видимости ИСЗ (ночи и образовать вторую вспомогательную на станции наблюдения, нахождения ИСЗ над систему координат с тем же началом и осями горизонтом станции и освещенности ИСЗ по этим единичным векторам [22,23], то Солнцем), после чего составлялись линейные векторному равенству (8) в этой системе условные уравнения относительно поправок соответствуют скалярные соотношения элементов для эпохи t . Все наблюдения 0 считались равноточными. g=( jg, r), (9) Составлялось всего 6609 наблюдений ИСЗ, G=( jG, r)+ t, т.е. условных уравнений, на основании которых методом наименьших квадратов являющиеся проекциями (8) на jg и jG . приведена к системе нормальных уравнений, Третье соотношение, т.е проекция (8) на j соответствующих всем наблюдениям на не представляет интереса, поскольку оно рассматриваемом интервале (10 суток) содержит неизвестную . времени. В формулах (9) g и G выражаются Строились ковариационная матрица и через и следующим образом: матрица коэффициентов корреляции. Результаты вычислений приводятся в одной g cos sin комбинированной матрице, в которой по . (10) главной диагонали помещены G sin cos cos среднеквадратические ошибки неизвестных
поправок в секундах дуги (а- в метрах), а в Переход от первой системы координат ко верхней и нижней ее частях (главной второй осуществляется поворотом вокруг оси, диагонали) – соответственно элементы направленной по единичному вектору j под матрицы нормализованной нормальной определенным углом, который вычисляется системы и коэффициенты корреляции для каждого момента наблюдения ИСЗ (безразмерные величины). определенными формулами [23]. Результаты показывают, что система Таким образом, на первое условное нормальных уравнений хорошо обусловлена: уравнение в (9) как видно, ошибка времени t имеется лишь одна значительная не влияет и в принципе его можно корреляционная связь (величины 0,86), использовать для определения поправок к остальные коэффициенты корреляции по элементам орбиты ИСЗ, а второе - для абсолютной величине меньше 0,30.
119 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Поправки параметров орбиты практики точностью. определяются с достаточно малыми средне- Основываясь на этих результатах квадратическими ошибками (например, разработана методика [24] улучшения поправки: большой полуоси и параметров элементов орбит с одновременным орбиты: исправлением неточных моментов наблю-
a 0,02(м), 0 0,00, дений ИСЗ. q 0,01, h 0.02, Задача улучшения орбит ИСЗ решается 0 0 методом последовательных приближений, l 0.01, 0.38 0 0 причем в каждом приближении сначала (где 0 1 ). уточняются элементы орбиты, а затем - Полученные результаты говорят, о том, что моменты наблюдений. позиционные наблюдения ИСЗ, в которых с Сначала находятся поправки элементов
высокой точностью определяются орбиты Ei (i 1,2,...,6) из первых условных координаты на небесной сфере, но время уравнений (9), свободных от ошибок известно менее точно (например, при моментов времени. Для этого применением фотографировании ИСЗ на длиннофокусных способа наименьших квадратов [25] к системе инструментах, не имеющих специальных первых условных уравнений получается затворов для точной засечки времени) могут система нормальных уравнений, которая иметь важное значение для получения решается относительно поправок элементов высокоточных орбит ИСЗ. E . Примечание. Учитывая, что последующие i задачи будут решаться совместно с задачей Затем решаются вторые условные улучшения орбит по оптическим уравнения (9) содержащие поправки t j наблюдениям ИСЗ с ошибочными моментами ( j 1,2,..., N , где N - число наблюдений), т.е. времени мы излагали ее немного подробнее. определяется поправка момента каждого 2. Улучшение элементов орбит ИСЗ наблюдения по вычисленным на первом этапе совместно с уточнением моментов Ei . Процесс вычислений повторяется до тех наблюдений. пор, пока не будут выполнены определенные Проблема использования в научных целях условия для параметров орбит ИСЗ и оптических наблюдений ИСЗ, отягощенных моментов наблюдений. ошибками времени, возникла вскоре после При выполнении условий последние запуска первых ИСЗ в бывшем Советском значения орбитальных параметров и Союзе. моментов наблюдений ИСЗ считаются В настоящее время она вновь становится достаточно точными (улучшенными) и весьма актуальной в связи с возможным сравниваются с контрольными значениями использованием для наблюдений ИСЗ этих величин. длиннофокусных астрометрических В целях иллюстрации разработанного телескопов, дающих угловые положения ИСЗ метода был вычислен модельный пример по на небе (, ) с высокой точностью, но не составленным наблюдениям фиктивного ИСЗ имеющих специального оборудования для в интервале времени 10 суток. точной засечки времени. Улучшение элементов орбиты E0i и В предыдущей работе [23] была исправление моментов наблюдений ИСЗ t исследована возможность улучшения j элементов орбит ИСЗ по оптическим выполнялись по алгоритму. Улучшенные наблюдениям с неточными моментами значения параметров и исправленные времени. Результаты, полученные на моменты наблюдений ИСЗ в пределах модельном примере, свидетельствуют о том, точности совпадают. что условные уравнения (первые в (9)), Проведенные модельные вычисления свободные от ошибок времени, позволяют показывают, что среднеквадратические получить элементы орбиты ИСЗ с нужной для ошибки параметров орбиты и моментов времени при улучшении орбиты по
120 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
оптическим наблюдениям ИСЗ с неточными наблюдений, моментами времени оказываются достаточно j t G , (j=1,2…,N). (11) малыми. Система нормальных уравнений j j обусловлена вполне удовлетворительно, j корреляционные связи между элементами Отметим, что этот результат на практике немногочисленны и не слишком сильны. Все может иметь важное значение для это позволяет сделать вывод, что исправления ошибочных моментов разработанный метод улучшения орбиты при наблюдений ИСЗ при их обработке. неточных моментах наблюдений оказался Примером можно служить исправление достаточно эффективным. ошибочных моментов времени наблюдений первых советских спутников. 3. Частные случаи задачи улучшения орбит Как по первому, так и по второму случаю ИСЗ совместно с уточнением моментов проведены экспериментальные исследования, наблюдений. которые показывают высокую эффективность Здесь рассматривается два частных разработанной методики и полную (практических) случая задачи [26] улучшения возможность ее применения. орбит ИСЗ по оптическим наблюдениям с Из проделанной работы в частных случаях, неточными моментами времени. по-видимому, можно сделать следующие а) Показывается возможность улучшения выводы: орбит ИСЗ при использовании только условных уравнений в (9), свободных от 1. В классическом случае, когда моменты ошибок времени в случае, когда моменты наблюдений ИСЗ известны достаточно времени наблюдений известны с достаточной точно, то после преобразования точностью, ( t 0 ). В таком случае для координат для улучшения орбит ИСЗ каждого наблюдения имеются два условных могут быть использованы только те уравнения. уравнения, которые свободны от ошибок В этом случае имеем дополнительно к времени. уравнению для g в (9) еще уравнение для 2. Уточнение ошибочных или подозрительных на ошибки моментов G , из которых и определяются поправки наблюдений ИСЗ возможно, если элементов орбиты ИСЗ. Мы будем учитывать элементы их орбиты известны с нужной однако, что в случае неточных моментов точностью. наблюдений второе уравнение в системе (9) 3. Классические методы улучшения орбит служит только для определения поправок к планет и комет основаны на ошибочным моментам наблюдений и не предположении, что моменты участвует в улучшении элементов орбит ИСЗ. наблюдений известны точно. Однако Элементы орбиты в этом случае должны наши исследования показывают, что это определяться только по первым условным предположение не является уравнениям. принципиально необходимым и можно б) Уточнение ошибочных моментов построить методы улучшения орбит, в наблюдений в случае, когда элементы которых не требуется знания точных орбит ИСЗ известны с нужной точностью. моментов наблюдений [8-10, 12, 15-20].
В данном случае, когда элементы орбиты III. Об определении нуль - пунктов и ИСЗ известны достаточно точно, то поправки систематических ошибок элементов E (i 1,2,...,6) равны нулю. А 0i фундаментальных звездных потому первое уравнение в системе (9) теряет каталогов по наблюдениям ИСЗ с смысл и во втором – значение суммы неточными моментами времени. обращается в нуль. В результате по вторым 1. Улучшение координатных систем линейным уравнениям относительно t , j фундаментальных звездных каталогов, т.е. исправляются ошибочные моменты определение положений нуль – пунктов
121 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
отсчета и периодических ошибок опорных время (особенно при фотографировании звездных каталогов представляет собой одну ИСЗ на длиннофокусных инструментах) из наиболее важных задач астрометрии. Для засекается менее точно. В связи с этим решения этой задачи в течение многих лет возникает вопрос о возможности (начиная с 20 в.) используются методы, использования таких наблюдений ИСЗ для основанные на наблюдениях Солнца, Луны, решения задач фундаментальной больших и малых планет. Обзор работ, астрометрии. посвященных этому вопросу, подробный Задача улучшения орбитальных анализ и сравнение существующих методов параметров ИСЗ по наблюдениям с даются во многих работах, напр. в работах неточными моментами времени (без учета Д.П. Думы [27,28] и др. ошибок положений нуль - пунктов и По сравнению с названными объектами наблюдательных станций) была рассмотрена ИСЗ обладают рядом преимуществ, главные автором настоящей работы в [23] и показано, из которых заключаются в следующем: что поправки орбитальных параметров ИСЗ ИСЗ являются точечными объектами и определяются с достаточно малыми наблюдаются в ночное время, что снижает среднеквадратическими ошибками. Эти систематические и некоторые результаты позволяют рассмотреть задачу дополнительные ошибки в наблюдениях, совместного определения поправок присущие наблюдениям тел со орбитальных параметров ИСЗ, положений значительными размерами и наблюдениям тел нуль - пунктов и систематических ошибок в дневное время; опорных звездных каталогов по первому ИСЗ имеют большие среднесуточные условному уравнению в (9) и определить движения в орбите. Это позволяет за точность вычислений этих неизвестных сравнительно короткий промежуток времени получить достаточное количество 2. Определение положений нуль - пунктов наблюдений, охватывающий всю орбиту и отсчета. распределенных равномерно по ней для Эта задача была подробно рассмотрена в уверенного определения орбиты и ошибок работе [29] в системе (9) через g и G каталога; орбиты ИСЗ имеют разные наклоны обозначены выражение (10), где угол поворота и эксцентриситеты, которые оказывают вычисляется определенными формулами ощутимое влияние на весовые коэффициенты [23, 29]. систематических ошибок каталога. Используя В формулах (10) и являются наблюдения ИСЗ, движущихся по орбитам с разностями координат ИСЗ на небесной достаточно большими наклонами, можно сфере, отнесенных к указанной выше системе обеспечить лучшее разделение неизвестных; фундаментального каталога. Сюда входят еще при больших наклонах орбиты ИСЗ к поправки и A самого каталога экватору зона определения систематических 0 ошибок положения звезд увеличивается до принятого за основу. После выделения в 900 по склонению [28]. и поправок самого каталога имеем Указанные особенности ИСЗ говорят о том, что они являются более удобными = н + 0, н , (12) объектами для определения поправок нуль -
пунктов и систематических ошибок звездных где н и н - отклонения наблюдательных каталогов. положений ИСЗ от вычисленных, т.е. (о-с) Разумеется, точность конечных результатов зависит как от точности наблюдений, так и от н =О-С, н=О-С . (12 ) качества применяемого метода для их обработки. Использование выражений (10) и (12) в Известно, что положения ИСЗ на формулах (9) окончательно дает небесный сфере в последнее время даются с высокой точностью, но по сравнению с ними
122 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
1 (jg, r) - cos0 + sincosA=gH , 1 (jG, r) + t - sin0 - coscosA = GH . (13)
Значения gH и GH вычисляются по по условным уравнениям, свободным от
формулам (10), принимая Н и Н вместо ошибок времени достаточно хорошо обусловлена, поправки орбитальных и . Формулы (13), (10) и (7) связывает поправки параметров и нуль – пунктов склонений орбитальных параметров ИСЗ (входящие в определяются достаточно малыми среднеквадратическими ошибками. r), времени и опорного каталога с Коэффициенты корреляции не превышают известными Н и Н и являются основными числа 0.93, а большинство из них намного условными уравнениями для их совместного меньше. определения. 3. Совместное определение параметров Из (13) видно, что ошибка времени орбит ИСЗ, нуль – пунктов склонений и наблюдений ИСЗ влияет только на второе систематических ошибок звездных уравнение, а первое уравнение свободно от каталогов. этой ошибки. Следовательно, первое а) Разложение систематических ошибок уравнение, как раньше, можно использовать звездного каталога в ряд Фурье. для определения поправок элементов орбиты В разностях координат и , входящих ИСЗ и положений нуль - пунктов каталога, а в (10) и выраженных формулами (12), следует второе – для определения поправок к учитывать также систематические ошибки приближенным моментам времени. фундаментальных звездных каталогов. Не обусловленность нормальной системы Систематические ошибки представлены, как объясняется тем, что некоторые поправки это часто делается, разложениями в ряд Фурье. параметров орбиты ИСЗ содержат поправку Эти ряды поскольку представлены в работе долготы восходящего узла 0 , с которой А [29] мы их здесь не приводим. не разделяется. Однако на практике в рядах Фурье вторыми Здесь показано, что нуль – пункт прямых суммами (относительно ) часто восхождений А не определяется в принципе, пренебрегают и ограничиваются только двумя о чем упоминается так же в работе [30]. членами при к=1,2. Тогда, фиксируя А В таком случае из совокупности условных уравнений вместе с орбитальными (А=0), окончательно получены параметрами определяется только нуль – 2 =Н + 0 + (акcosk + bksink), пункт склонений, а поправку А необходимо k1 фиксировать (например, положить А=0). 2 H a b Результаты вычислений при допущении = + ( k cosk + k sink ). (14) k1 А=0 приводятся в одной комбинированной Первая формула без поправки времени матрице (аналогично предыдущим), в которой дает основное условное уравнение для по главной диагонали помещены совместного определения поправок элементов среднеквадратические ошибки поправок (в орбиты ИСЗ, положений нуль – пунктов долях секунды дуги), а верхней и нижней ее склонений и коэффициентов частях (главной диагонали) – соответственно систематических ошибок звездных каталогов элементы нормализованной нормальной по наблюдениям ИСЗ с неточными системы и коэффициентов корреляции. Здесь моментами времени. за ошибку единицы веса была принята 1 сек. Условные уравнения аналогично дуги. предыдущим правилам приводятся к системе Матрица показывает, что система нормальных уравнений (15-20 порядка), нормальных уравнений, составленная только решение которой приводит нас к цели.
123 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Однако в данном случае будет достаточным среднеквадратическими ошибками. оценить точности ожидаемых результатов. Корреляционные связи между неизвестными Методика была применена к числовому не сильны, лучше всех определяется большая примеру, в котором составлены матрицы полуось орбиты с точностью одного метра, ковариации и коэффициентов корреляции, который совпадает с контрольным значением. соответствующих неизвестных и получены б) Разложение систематических ошибок оценки точности их определения. каталога по сферическим функциям. Чтобы избежать разнобоя, иметь В последнее время представляет интерес возможность сравнить результаты с ранее предложенный П.Броше (Broshe)[31] и имеющимися и следить за изменениями использованный Д.Д. Положенцевым и основных показателей, в качестве примера А.Н.Курьяновой [32] метод разложения были приняты модельные наблюдения, разностей координат звезд и по составленные на основе той же фиктивной сферическим гармоническим функциям. системы элементов и для тех же Была исследована задача [33] совместного наблюдательных станций, как и выше. определения элементов орбит ИСЗ, Результаты приводятся также в одной положения нуль – пунктов и систематических комбинированной матрице, в которой выше и ошибок звездных каталогов по оптическим ниже главной диагонали размещены матрицы наблюдениям с неточными моментами нормализованной нормальной системы и времени в случае, когда разности сферических коэффициентов корреляции между координат ИСЗ и разложены по неизвестными соответственно, а по главной – сферическим гармоническим функциям. среднеквадратические ошибки этих же Разности и состоят из отклонений неизвестных. наблюденных положений ИСЗ от Матрица показывает, что абсолютные Н Н значения всех коэффициентов вычисленных ( , ), поправок начал нормализованной нормальной системы, отсчета (0, А) и, кроме того из кроме одного (0.887), малы по сравнению с систематических ошибок фундаментальных единицей, а большинство из них намного звездных каталогов вида: , , , , меньше единицы. которые представлены сферическими Неизвестные определяются с достаточно функциями [31,32,23]. В общем виде малыми и почти одинаковыми
n m =Н+ (Аnmcosm+Bnmsinm) Pn (sin), n00m n m Н = + ( Anm cosm+ Bnm sinm) Pn (sin), (15) n00m
где Аnm, Bnm, Anm , Bnm - коэффициенты выражение g в (10) и поправки в (12) дает разложения, подлежащие определению, P m - основное условное уравнение для совместного n определения поправок параметров орбит присоединенные функции Лежандра по ИСЗ, положения нуль - пунктов отсчета и аргументу sin, а Н и Н – отклонения систематических ошибок звездных каталогов с наблюденных положений ИСЗ от помощью сферических функций. вычисленных, т.е. По этому методу проведен числовой Н=О-С , Н=О-С. пример. По условным уравнениям, не В формулах (15) при n=m=0 содержащим ошибок моментов времени и с соответствующие члены правых частей нулевыми правыми частями были составлены является постоянными и характеризуют матрицы нормальных и нормализованных ошибки начала отсчета каталога. нормальных уравнений и построена матрица Первое условное уравнение в (9), ковариации, с помощью которой определены
124 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
среднеквадратические ошибки определителя системы нормальных уравнений соответствующих неизвестных и получена резко уменьшается. матрица коэффициентов корреляции. Сравнение полученных результатов с Чтобы легко было контролировать процесс результатами по случаям а) и б), показывает, вычислений и сравнивать полученные что некоторые новые корреляционные связи результаты, были использованы те же между неизвестными доходят до 0.88, а модельные наблюдения ИСЗ, которые некоторые (напр., приведенные в составлены в предыдущих работах. рассмотренных случаях а) и б)), уменьшаются, Вычисления проведены при значениях получив значения 0.29 и 0.30 соответственно. n=0,1,2, т.е. всего в трех вариантах. Дальнейшее увеличение числа членов в Рассмотрен каждый из них в отдельности. выражениях систематических ошибок (15) а) Совместное определение поправок нецелесообразно, поскольку оно естественно орбитальных параметров и положения нуль - может повлечь за собою сильную потерю пунктов каталога, чему соответствуют n=m=0. точности окончательных результатов Поправки определяются с достаточно малыми вычислений. среднеквадратическими ошибками. Порядок Несмотря на существование указных системы уравнений- семь. корреляций между соответствующими б) Совместное определение поправок неизвестными в рассмотренных случаях, орбитальных параметров ИСЗ, положений можно сделать вывод о том, что точность нуль - пунктов склонений и систематических ожидаемых результатов вполне приемлема, ошибок каталогов при значениях n=0,1. так как среднеквадратические ошибки При фиксированном получается неизвестных являются достаточно малыми. система нормальных уравнений тринадцатого Система нормальных уравнений, составленная порядка, имеющая отличный от нуля по условным уравнениям, свободным от определитель. Существующие в предыдущем ошибок времени наблюдений, достаточно варианте а) корреляционные связи с двумя хорошо обусловлена. поправками элементов сильно понижаются, т.е. вместо коэффициентов корреляций 0.93 и IV. Об определении орбит ИСЗ и 0.86 получаются значения 0.22 и 0.50 координат наблюдательных станций соответственно. Это говорит о том, что нуль- по оптическим наблюдениям с пункт склонений с учетом периодических неточной фиксацией времени. членов в разложениях определяется намного Для получения высокоточных орбит ИСЗ, лучше, чем без их учета. уточнения различных параметров поля и в) Совместное определение орбитальных фигуры Земли и определения параметров ИСЗ, положения нуль - пунктов систематических ошибок фундаментальных склонений и систематических ошибок звездных каталогов весьма перспективными каталогов при n=0,1,2. являются позиционные наблюдения ИСЗ, В данном случае после фиксации сделанные на длиннофокусных (=0) была получена система нормальных астрономических инструментах. Эти уравнений 23 порядка относительно поправок инструменты, как говорилась в начале, могут неизвестных. дать угловые положения ИСЗ на небесной Основные результаты вычислений, сфере с высокой точностью, но не полученные с использованием упомянутых оборудованы специальной аппаратурой для выше модельных наблюдений ИСЗ, как точной засечки времени. В связи с этим раньше даны в одной комбинированной возникает вопрос о возможности матрице аналогично предыдущим задачам. использования таких наблюдений для Матрица показывает, что после определения элементов орбит ИСЗ и других прибавления дополнительных членов, параметров, влияющих на наблюдаемые соответствующих значениям n=0,1,2 положения ИСЗ. среднеквадратические ошибки неизвестных В предыдущей работе [23] этот вопрос заметно увеличиваются. Значение рассмотрен в предположении, что
125 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
координаты станций, параметры уравнениям, свободным от ошибок времени. гравитационного поля, а также другие Отметим, что в случае одной станции возмущающие параметры известны точно и условные уравнения (19) содержат девять из наблюдений определяются только неизвестных: шесть поправок элементов орбитальные элементы. орбиты и три поправки координат станции. С В работе [34] предполагается, что увеличением числа станций количество координаты станций точно не известны и определяемых поправок увеличивается, т.к. исследуется возможность совместного для каждой станции в уравнения (19) определения элементов орбит ИСЗ и прибавляются по три поправки ее координат. координат наблюдательных станций по Доказано, что в условном уравнении (19) оптическим наблюдениям с неточной коэффициенты при поправках средней
фиксацией времени. долготы ИСЗ (00) и географической В таком случае варьирование (4) дает долготы места наблюдения (l) ρ пропорциональны, т.е. случай, когда =r-R+ t, (16) наблюдает одна станция, то 6 r 3 R r= Ei , R= j . (17) n i1 Ei j1 j A9= A6 , a = . (20) 1
В формулах (16) и (17) Ei и j - ошибки элементов орбиты ИСЗ и координат Здесь 1+=1,0027379093 константа, наблюдательных станций соответственно, а характеризующая угловую скорость вращения Земли, а n – средне - суточное движение ИСЗ. tk (k=0,1, …,n) - ошибка фиксации времени. После некоторых преобразований из (16) В этом случае определитель системы получается система нормальных уравнений обращается в нуль. Для простоты изложения взяты две станции. Для них имеем g =(jg , r)-( jg, R),
G=(jG , r )-( jG , R)+ t , (18) N 1 N1 N A(n) A(n) ( A(n) A(n) A(n) A(n) ), (21) m 6 m 9 m 12 где g и G – связаны с поправками и n111n nN1 формулами (10). Как видно, в системе (18) ошибка времени что и требовалось доказать влияет только на второе уравнение. пропорциональность коэффициентов Следовательно, первое уравнение в (18) может поправок долгот двух станций и долготы служить для определения поправок орбиты ИСЗ. параметров орбиты ИСЗ и координат Из (21) следует, что определитель матрицы наблюдательных станций, а второе - для А будет равным нулю. уточнения моментов наблюдений. Это показывает, что при совместном Первое условное уравнение в (18) имеет определении орбитальных параметров ИСЗ и форму координат наблюдательных станций из 6 3 условных уравнений, свободных от ошибок времени, долготы наблюдательных пунктов giE0i + gj j =g, (19) i1 j1 отдельно от средней долготы ИСЗ не
где E0i - ошибки элементов орбиты ИСЗ для определяются. эпохи t0. Для устранения этого препятствия одну из В настоящей работе преследовалось на долгот станций необходимо либо определять достаточно близкой к реальности модельной по другому самостоятельному методу, либо задаче оценить элементы орбиты ИСЗ и фиксировать, например, положить ее равной координаты наблюдательных станций при их нулю, т. е. Li=0, где i – номер станции с совместном определении только по условным фиксируемой долготой. Тогда число
126 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
неизвестных в условных уравнениях должно ошибочной фиксацией времени реально быть 6+(3s-1), где s-число наблюдательных существует. Все это позволяет ставить вопрос станций. о целесообразности проведения Было рассмотрено несколько вариантов: экспериментальной серии наблюдений ИСЗ с одной, двумя, тремя и семью длиннофокусными телескопами, не наблюдательными станциями. Этим имеющими аппаратуры для точной фиксации вариантам соответствовали 924, 1892, 2862 и времени. Последующая обработка этих 6609 модельных наблюдений, составленных наблюдений может дать результаты более на основе системы элементов фиктивного высокой точности, чем это доступно в ИСЗ, которые рассматривались в предыдущей настоящее время на основе фотографических работе [23]. наблюдений ИСЗ с короткофокусными Для этих наблюдений составлялись камерами. матрицы коэффициентов нормальных и нормализованных нормальных уравнений, а V. Об определении фундаментальных также матрицы ковариаций и коэффициентов звездных каталогов и координат корреляции. В каждом варианте наблюдательных станций по
фиксировались li для станций с наивысшим наблюдениям ИСЗ с неточными значением индекса. моментами времени. Отметим, что о результатах двух других В работах [35, 36, 38-40] исследована вариантов (когда взяты наблюдения трёх и возможность совместного определения орбит, семи станций) значительные корреляционные нуль - пунктов отсчета, систематических связи между поправками сохраняются, но с ошибок фундаментальных звездных каталогов увеличением числа станций и наблюдений и координат наблюдательных станций по ИСЗ эти корреляционные связи и наблюдениям ИСЗ с неточной фиксацией среднеквадратические ошибки неизвестных времени. заметно уменьшаются. Однако, несмотря на Практическая выгодность ИСЗ и идея существование корреляций использования их для решения указанной среднеквадратические ошибки неизвестных задачи обсуждались в работах [27-30]. достаточно малы. Координаты В основе задачи лежит решение системы наблюдательных станций определяются с условных уравнений (18), которая содержит почти одинаковой точностью. ошибки элементов орбит, фундаментальных Кроме того, здесь нужно отметить важную звездных каталогов, координат особенность матрицы системы наблюдательных станций и моментов нормализованных нормальных уравнений, времени наблюдений ИСЗ. Известно, что в которая заключается в том, что минор (m-6)-го соотношениях (18) ошибка времени t влияет порядка, полученный последовательным только на второе уравнение, а первое – вычеркиванием в возрастающем порядке свободно от нее. строк и столбцов элементов аii(i=1,2,…,6), находящихся по главной диагонали имеет А и в (18) являются разностями блочно (или клеточно ) - диагональную координат ИСЗ на небесной сфере, форму т.е вдоль главной диагонали этого отнесённых к указанной выше системе какого- минора идут квадратные матрицы третьего либо фундаментального каталога. Они порядка, а выше и ниже её - нули. Это состоят из отклонений наблюдённых обстоятельство положительно влияет на положений ИСЗ от вычисленных (H, H ), обусловленность системы, особенно при поправок самого каталога (0, А), принятого большом количестве наблюдательных за основу по формулам (12) и станций. систематических ошибок фундаментальных Полученные результаты свидетельствуют о звездных каталогов, (H , H ) выражаются том, что возможность достаточно надежного по формулам (12). совместного уточнения элементов орбит ИСЗ а) Разности координат и в формулах и координат станций из наблюдений с (18) обычно представляются разложениями в
127 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ряд Фурье (14), здесь вторыми суммами по нужды повторить идею задачи. часто пренебрегают и ограничиваются Для получения оценки точности членами при к=0,1. определения неизвестных был вычислен Первое уравнение из (18) с учетом (17), (10) числовой пример, в котором использованы те и (14) дает условное уравнение для же модельные наблюдения (2738) с совместного определения поправок элементов неточными моментами времени. По этим орбиты, положений нуль - пунктов наблюдениям и по условным уравнениям (18), склонений, коэффициентов систематических не содержащим ошибок моментов времени, и ошибок звездных каталогов и координат с нулевыми правыми частями была составлена наблюдательных станций. матрица системы нормализованных Окончательные условные уравнения нормальных уравнений, построена матрица решаются методом наименьших квадратов ковариации, с помощью которой определены [29-33], при этом получается система среднеквадратические ошибки нормальных уравнений, решение которой соответствующих неизвестных и получена приводит нас к цели. матрица коэффициентов корреляции. Однако будет достаточным оценить Вычисления выполнены в трех вариантах точности ожидаемых результатов. Для этого, при числе n=0,1,2. При этих вариантах как всегда, нужно по нормальным уравнениям, получены матрицы (нормализованной с нулевыми правыми частями, составить нормальной системы, ковариации и матрицы ковариации и коэффициентов коэффициентов корреляции) 27,33,43 корреляции и получить среднеквадратические порядка. ошибки неизвестных. Несмотря на существование некоторых Порядок матрицы зависит от числа корреляций между соответствующими наблюдательных станций и гармоников в неизвестными в рассмотренных случаях, разложении и . точность ожидаемых результатов вполне На основе ранее рассмотренной приемлема, т.к. среднеквадратические ошибки фиктивной системы элементов [29-30] для тех неизвестных являются достаточно малыми. же семи станций составлены 2738 модельных Система нормальных уравнений, составленная наблюдений. по условным уравнениям, свободным от Вычисления выполнены в трех вариантах ошибок времени наблюдений, достаточно при числе гармоник 0,1,2 и полученные хорошо обусловлена. Сравнение полученных матрицы имели порядки 27, 31, 35 числовых результатов с результатами по соответственно. методу разложения и в ряд Фурье, Численные результаты показывают, что во показывает, преимущество рассмотренного всех вариантах коэффициенты матрицы метода перед другим. системы нормализованных нормальных Помимо вышеуказанных проведены уравнений очень малы (только единственный исследовательские работы [41] по коэффициент достигают до 0.72), применению принципа двойственности к корреляционные связи между поправками не явлениям прецессии и нутации. велики (два коэффициента равны 0.93) и среднеквадратические ошибки неизвестных ЗАКЛЮЧЕНИЕ достаточно малы (т.е. меняются между 0",00 и Детальные расчеты, проведенные по 0,19 при значении 0=1"). Эти цифры разработанным программам для различных показывают высокую эффективность метода. случаев, показывают полную возможность б) Разложение разностей координат по решения основных задач спутниковой сферическим функциям. астрономии и геодезии на базе оптических В последнее время представляет интерес наблюдений ИСЗ с ошибками времени. разложение разностей координат и по В дальнейшем основываясь на указанных сферическим гармоническим функциям, что результатах предполагается исследовать приведено в III части под в) по формулам (15) возможность определения элементов орбит, и рассматривалось подробно. Поэтому нет
128 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
координат станций, параметров Баку, Элм.1970. с.15. гравитационного поля и фигуры Земли, 17. Sultanov G.F, Zeynalov R.A , Arazov G.T , Mamedov M.A. (USSR). Researches on the Theory of Motion of атмосферного торможения, эффектов Artificial and Natural small bodies of the Solar светового давления, координат полюса, Systems, the Structure and Evolution of Their orbits, всемирного времени и др. по условным Abstracts, XXIV International Astronautical уравнениям, свободным от ошибок времени и Congress, 1973, 7-13 October. Baku, USSR. p. 385- использовать полученные результаты для 386. 18. Зейналов Р.А. Определение круговой орбиты ИСЗ обработки реальных наблюдений ИСЗ и по оптическим наблюдениям с неизвестными других объектов (малых планет и комет). моментами времени. Астрон. ж. АН СССР. Наука М. 1973, т.50, вып.1, с.201-206. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 19. Зейналов Р.А. Метод определения круговой орбиты ИСЗ по оптическим наблюдениям с 1. Субботин М.Ф. Курс небесной механики, т.1. М.- неизвестными моментами времени. Бюлл. ИТА Л.: ОНТИ, 1941, с. АН СССР. 1975, т.XIV, № 2 (155), с. 87-94. 2. Субботин М.Ф. Введение в теоретическую 20. Зейналов Р.А. Вычисление круговой орбиты ИСЗ в астрономию. М.: Наука, 1968, с. 800. случае, когда моменты времени наблюдений 3. Дубяго А.Д. Определение орбит. М.-Л.:Техника- неизвестны. Наблюдения искусственных теор. литература, 1949, с. 444. спутникoв Земли, Болгарска АН, 1979. с.131-146. 4. Брауэр Д., Клеменс Дж. Методы небесной 21. Zeynalov.R.A. About possibility of determining the механики. М.: Мир, 1964, с.514. elliptical orbits by observation unknown moments of 5. Балк М. Б. Элементы динамики космического time. Reports National Academy of Sciences of полёта. М.: Наука, 1965, с. 339. Azerbaijan. 2005, LXI, № 3, р.53-57. 6. Херрик С. Астродинамика. т.1, М.: Мир, 1976, с. 22. Куликов Д.К, Батраков Ю.В. Метод улучшения 318. орбит искусственных спутников Земли по 7. Burt E.G.C. The computation of orbit parameters наблюдениям с приближенными моментами. from interferometer and Doppler data. Proc. Roy. Бюлл. ИТА АН СССР. 1960, т. VII , № 7(90), Soc., 1958, A. 248, 1252, p. 48-55. с.554-569. 8. Батраков Ю.В. Определение первоначальных 23. Зейналов Р.А. Об улучшении элементов орбит орбит искусственных спутников Земли из ИСЗ по наблюдениям с неточными моментами наблюдений, моменты которых известны грубо времени. Сб: Анализ движения небесных тел и приближенно. Бюлл. ИТА АН СССР. 1960, т.VII, их наблюдений. Латв.ГУ, 1982, с. 88-98. №7(90), с.570-580. 24. Зейналов Р.А.Об улучшении элементов орбит 9. Зейналов Р.А. Определение первоначальных ИСЗ совместно с уточнением моментов круговых орбит искусственных спутников Земли по наблюдений. Астрон. ж. АН СССР. 1985, т. 62, полным и неполным оптическим наблюдениям. вып.6, с.1193-1200. канд. диссертация, Л.:, 1968, с.121. 25. Линник Ю.В. Способ наименьших квадратов и 10. Зейналов Р.А. Метод определения круговой основы теории обработки наблюдений. М, орбиты ИСЗ по трем наблюдениям с одним Физматгиз, 1962, с.349. точным моментом времени. Астрон.ж. АН СССР. 26. Зейналов Р.А. Частные случаи задачи улучшения 1968, т. 45, №6, с. 1275-1283. орбит ИСЗ по оптическим наблюдениям. 11. Чеботарев Г.А. Аналитические и численные Научные информации Астросовета АН СССР. методы небесной механики. М.-Л.: Наука, 1965, с. 1990, вып. 66, с.17-26. 367. 27. Дума Д.П. Определение нуль - пунктов и 12. Зейналов Р.А. Вычисление круговой орбиты ИСЗ периодических погрешностей звездных на электронной машине БЭСМ-2. Бюлл. ИТА АН каталогов. Киев: Наук. думка, 1974, с.163. СССР. 1966, т.10, № 8 (121), с.537-542. 28. Дума Д.П., Кизюн Л.Н., Сафронов Ю.И. 13. Зейналов Р.А. Вычисление круговой орбиты ИСЗ Ориентация системы координат FК4 по на электронной машине БЭСМ-2 (часть II). Бюлл. меридианным наблюдениям планет. Киев: Наук. ИТА АН СССР. 1968, т.11, №6 (129) с. 392-399. думка, 1980, с.131. 14. Зейналов Р.А. Об определении радиуса круговой 29. Зейналов Р.А. Об определении нуль – пунктов и орбиты ИСЗ. Циркуляр ШАО АН Азерб ССР. систематических ошибок фундаментальных 1999 № 96, с. 33-34. каталогов по наблюдениям ИСЗ с неточными 15. Зейналов Р.А. Об определении круговой орбиты моментами времени. Астрон. ж. АН СССР. 1985, ИСЗ с использованием неполных наблюдений. т.62, вып. 4, с. 803-809. Бюлл. ИТА АН СССР. 1970, т . № 2 (135), с. 30. Дума Д.П. Тр.19-й Астрометрич. Конф. СССР. В 157-162. кн: Современные проблемы позиционной 16. Зейналов Р.А. Об использовании неполных астрометрии. М.: Изд-во МГУ, 1975, с.105-107 наблюдений для определения первоначальных (с.327) орбит ИСЗ. Тезисы Всесоюзного симпозиума 31. Brosche P. Veroffentlichungen des «Динамика малых тел солнечной системы»,
129 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
Astronomischen Instituts. Heidelberg. 1966, Nr. 17. 32. Положенцев Д.Д., Курьянова А.Н.. Каталог ПФКС3 и его сравнение с АGK3 методом разложения разностей координат по сферическим функциям. В кн: Современные проблемы позиционной астрометрии. Тр. 19-й Астрометрич. конф. СССР. М.: Изд-во МГУ, 1975, с. 87-91. 33. Зейналов Р.А. Об определении поправок к фундаментальным звездным каталогам по наблюдениям ИСЗ с неточными моментами времени. Астрон. ж. АН СССР. 1986,т.63, вып. 1, с.191-196. 34. Зейналов Р.А. Об определении орбит ИСЗ и координат станций по оптическим наблюдениям с неточной фиксацией времени. Научные информации Астросовета АН СССР. 1987, вып.62, с.62-70. 35. Зейналов Р.А. Алгоритм построения ковариационной матрицы при совместном определении орбит, нуль - пунктов и систематических ошибок фунд. звездных каталогов и коорд. наблюдательных станций по наблюдениям ИСЗ с ошибочной фиксацией времени. Циркуляр. ШАО, 1999, № 96 , с. 32-33. 36. Зейналов Р.А. Об определении фундаментальных звездных каталогов и координат наблюдательных станций по наблюдениям ИСЗ с неточными моментами времени. Сб: «Туси-800» меджлис, междун. конф. «Туси и современная астрономия», 800-летию М. Н. Туси (4-7окт.2001 г., ШАО, Пиргулу , пос. Мамедалиева, Азерб.Респ., Материалы, 2002, с. 183-188.) 37. Зейналов Р.А. Об алгоритме эллиптических орбит по неполным оптическим наблюдениям ИСЗ с неизвестными моментами времени. Труды международной научной конференции, ШАО НАНА (14-17 июня 2004 г.), 2004, с 110-113. 38. Зейналов Р.А. Об определении поправок к фундаментальным звездным каталогам и координатам наблюдательных пунктов по оптическим наблюдениям ИСЗ с неточной фиксацией времени. Материалы Международной конф., посвященной Международному Году Астрономии. Нахичеван, 2009, с. 96-98. 39. Зейналов Р.А. О возможности совместного определения поправок к фундаментальным звездным каталогам и координатам наблюдательных станций по оптическим наблюдениям ИСЗ с неточной фиксацией времени. Материалы Междунар. научной конф., посвященной 90-летию БГУ. 2009, с. 135-137 40. Зейналов Р.А. О возможности определения орбит, нуль – пунктов, систематических ошибок звездных каталогов и координат наблюдательных станций по наблюдениям ИСЗ с неточными моментами времени. Циркуляр ШАО, 1998, №94, с.24, (тезис),Б. 41. Зейналов Р.А. Описание явлений прецессии и нутации на основе принципа двойственности. Циркуляр ШАО, 1978, №61, с 31-34.
130 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
ИССЛЕДОВАНИЯ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА, ПРОВОДИМЫЕ В ШАМАХИНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ЗА ПЕРИОД 1965-2013 гг.
2013 г. Ш.Ш. Гусейнов
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория имени Н.Туси НАН Азербайджана ([email protected])
Исследования радиоизлучения Солнца и использованных для его получения. Спектры, его флуктуаций являются одним из основных полученные в результате статистической источников информации о динамических обработки результатов рутинных наблюдений явлениях, которые происходят во внешних радиоизлучения Солнца, имеют максимум при слоях атмосферы Солнца. Совместно с λ ≥ 10 см, что можно объяснить тем, что они другими научно-исследовательскими относятся в полной мере к излучению институтами России и сотрудниками областей над пятнами. Было показано, что института Ионосферы Казахской Республики радиоизлучение групп пятен зависит не в Шемахинской Астрофизической только от площади пятен, а также и от Обсерватории НАН Азербайджана в этом напряженности магнитного поля. Было направлении проводился ряд исследований, и обнаружено, что при переходе группы пятен были получены следующие научные на невидимую полусферу Солнца происходит результаты. резкое изменение спектра, связанного с группой локального источника I. О связи всплесков радиоизлучения радиоизлучения – максимум спектра из Солнца в сантиметровом диапазоне волн с сантиметрового диапазона волн смещается в потоками частиц и некоторых длинноволновую область. Этот сдвиг характеристиках медленно-изменяющейся позволяет оценить высоты локальных компоненты радиоизлучения Солнца. источников. Было показано, что характер В последние годы повысился интерес к частотного спектра интенсивности явлениям, связанным с активностью радиоизлучения активных областей, солнечной деятельности. Основная проблема связанных с группами солнечных пятен, состоит в выяснении причин, проводящих к различен для различных областей группы. солнечной активности. Спектр радиоизлучения главного пятна В работе [1] были изучены связи всплесков остается постоянным до λ ~ 10 см, а потом радиоизлучения Солнца в см-диапазоне с уменьшается. Получено, что за несколько потоками частиц, и основные характеристики дней до вспышки сильно увеличивается медленно-изменяющихся компонент амплитуда колебаний потока радиоизлучения. радиоизлучения Солнца. Всплески Это подтвердилось в 25 случаях из 30 радиоизлучения Солнца являются следствием изолированных протонных вспышек. появления и излучения протонного потока (ПП) с высокой энергией. Эти всплески II. СВЧ-радиометрическая аппаратура, позволяют из Земли «проследить» за методы и особенности спектральных явлениями, происходящие за лимбом на измерений теплового радиоизлучения большой высоте. Были получены отдельные астрономических и геофизических спектры радиоизлучения активных областей объектов в диапазоне 1-4 ГГц. на Солнце, причем оказалось, что вид спектра СВЧ - радиометрической метод основан на сильно зависит от характера данных, измерении естественного теплового
131 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
радиоизлучения тел, обусловленного рассматриваемого диапазона радиояркостные электродинамическими процессами в атомах и контрасты мощных кучевых облаков молекулах вещества. В настоящее время значительно превышают флуктуационную наряду с применением в радиоастрономии пороговую чувствительность созданной радиотеплолокации, которая широко аппаратуры. применяется для изучения теплового радиоизлучения различных физических, III. О солнечной и атмосферной природе природных и биологических объектов. До флуктуаций сантиметрового настоящего времени исследования теплового радиоизлучения Солнца. радиоизлучения вышеуказанных объектов в В настоящее время наземная регистрация основном проводились на фиксированных флуктуаций радиоизлучения Солнца является частотах и при этом определялись лишь одним из способов изучения волновых и крупноструктурные особенности объектов. турбулентных процессов, связанных с Вместе с тем возникла необходимость более различного рода неустойчивостями “тонкого” исследования деталей процессов и солнечной плазмы (флуктуации составляют отдельных структур излучаемых объектов. (0.1÷0.5)×10-3 от общего уровня В работе [2] проводились исследования радиоизлучения Солнца). проблем радиометрической аппаратуры в В серии работ [3] изучена солнечная и СВЧ-диапазоне, методы и особенности атмосферная природа флуктуаций спектральных измерений теплового сантиметрового радиоизлучения Солнца. Для радиоизлучения в диапазоне 1-4 ГГц. Впервые того, чтобы разделить регистрируемые на в отечественной практике был разработан и Земле флуктуации на флуктуации солнечного создан радиоспектрограф последовательного и земного происхождения, необходимо иметь диапазоне 1-2 и 2-4 ГГц с высоким анализа в длительные записи флуктуаций частотным разрешением (20-50 МГц). радиоизлучения Солнца, алгоритмы их Проанализированы особенности антенного обработки, изучить характер распространения устройства при измерениях спектра радиоизлучения в возмущенной атмосфере, локального источника на диске Солнца в оценить степень модуляции радиоволн этими диапазоне 1-4 ГГц, определен оптимальный возмущениями, и сопоставить ее величину с размер антенны, необходимой для измерения экспериментально регистрируемой спектра, как интегрального радиоизлучения величиной. В качестве исходных данных были Солнца, так и для измерения спектра использованы материалы наблюдений с 1982 радиоизлучения локальных источников на г. по 1984 г., полученных на радиотелескопах диске Солнца. Впервые, путем спектральных РТ -2, РТ -12 и РТ-64. На основе измерений S- измерений, доказано эпизодическое компоненты в диапазоне f = 2÷4 ГГц и существование 2-го максимума частотного флуктуаций на волнах λ = 5.2 и 8.1 см спектра S-компоненты радиоизлучения построены спектры мощности. Выполнена Солнца в диапазоне 1.6-1.9 ГГц. Проведена модификация методов корреляционного и оценка возможности измерения спектра спектрального анализа, в частности, метода теплового радиоизлучения различных максимальной энтропии (ММЭ) и природных объектов, разработанной СВЧ- спектрально-временного анализа (СВАН) для радиометрической аппаратурой в диапазоне статистической обработки флуктуаций 1-4 ГГц. Показано, что с помощью данной радиоизлучения спокойного Солнца. аппаратуры могут быть определены Предложен способ определения радиояркостные контрасты таких природных относительных флуктуаций радиоизлучения объектов, как температурные аномалии спокойного Солнца, опирающийся на водной поверхности в 1-2 K, вариации измерения суточного хода радиоизлучения. солености ~2%, влажности почвы 0.75 – 1 3 Получено, что относительный уровень чисто г/дм . В коротковолновой части солнечных флуктуаций в наблюдаемом
132 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
радиоизлучении Солнца составляет величину параметров (1÷3), которые отражали бы δТА/ТА ≈ 10-4, если значительная доля массы развитие мощных солнечных вспышек. вещества сосредоточена в неразрешенных К числу наиболее важных нерешенных мелкомасштабных структурах. Показано, что в однозначно проблем, следует отнести вопрос спектре радиоизлучения Солнца при длине об относительной роли вклада волны λ = 3 см присутствуют гармоники с инструментальных погрешностей и периодами от 5 до 20 мин, происхождение поглощения в земной атмосфере в которых связано с волновыми возмущениями регистрируемые флуктуации радиоизлучения. в атмосфере Земли. Доказано, что Эта проблема имеет принципиальное флуктуации радиоизлучения Солнца в значение как с точки зрения физики Солнца, сантиметровом диапазоне, регистрируемые на так и в прикладных задачах исследования уровне моря во время затмения, в Земной атмосферы методом просвечивания. значительной степени обусловлены акустико- Работа [4] посвящена прикладным методам гравитационными волнами атмосферы, теории детерминированного хаоса и генерируемыми движущимся пятном связанной с применением этих методов затмения. Предложен способ разделения обработке флуктуаций сантиметрового регулярных флуктуаций радиоизлучения радиоизлучения Солнца. Полученные Солнца на флуктуации солнечного и результаты могут быть использованы в атмосферного происхождения. решении проблемы прогнозирования солнечных вспышек. Известно, что при IV. Некоторые особенности исследовании предвспышечных состояний в характеристик хаотических колебаний, и центрах активности изучение структуры краткосрочный количественной прогноз частотного спектра радиоизлучения S- солнечной вспышки. компонента и ее изменения дают Проблема турбулентности в информацию о физических условиях гидродинамике является общей для физики возникновения мощной вспышки в плазмы, теории планет и звезд, радиофизики атмосфере Солнца. При обработке временных и многих других наук. Теория рядов применялся спектральный и детерминированного хаоса до сих пор не фрактальный анализ. Применение использовалось для анализа нелинейных фрактального анализа к обработке процессов в атмосфере Солнца. хаотических сигналов дает возможность в Динамический режим можно некоторой степени повысить точность охарактеризовать с помощью анализа Фурье, прогнозирования мощных солнечных но анализ Фурье не позволяет провести вспышек. В частности, получены следующие различие между детерминированным хаосом и результаты. С помощью алгоритма Такенса по белым шумом. Все живое и неживое на Земле одновременной реализации динамической находится в зависимости от процессов, системы построен её многомерный фазовый происходящих на Солнце. Поэтому задача портрет. Спектр мощности, построенный по исследования Солнца с целью многолетним наблюдательным материалам прогнозирования мощных солнечных флуктуации сантиметрового радиоизлучения вспышек имеет большое научное и Солнца, в основном имеет широкую полосу прикладное значение. В последние 20-30 лет частот, а автокорреляционная функция для прогнозирования солнечных вспышек в затухает со временем. Установлено, что с основном используется их приближением к вспышке (за 2-3 дня) многопараметрическое моделирование. турбулентный процесс постепенно переходит Одновременно с методикой к детерминированному хаотическому многопараметрического моделирования процессу со средним периодом около 20 или развивалось также методика, основанная на 30 мин. Найдено, что за 2-3 дня до вспышки отыскании нескольких оптимальных фрактальная размерность достигает величины
133 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
D ≥1.65 ±0.16, а энтропия динамической 2. Гусейнов А.М. и др. // Циркуляр ШАО АН системы уменьшается и спектр становится Азерб ССР 1975, № 43, стр. 3-6; 1976, № 54,стр. 3-5 / Астрон. циркуляр АН СССР 1977, № 948, стр. 1- высокочастотным. В начальной фазе вспышки 3 / Препринт Института Физики АН Азерб энтропия динамической системы постепенно ССР 1982, № 60. увеличивается и в конце этой фазы спектр 3. Гусейнов Ш.Ш. и др. // Астрон. циркуляр АН становится низкочастотным. Таким образом, СССР 1982, № 1242, 1-5; 1983, № 1259, 3- 5 /В кн. можно прийти к выводу, что точный расчет Физика солнечной активности, Москва: ИЗМИРАН, стр. 118-130, 1980.; Астрон. циркуляр фрактальной размерности D и оценка АН СССР, № 1259, стр. 3-5, Москва, 1983; В кн. энтропии динамической системы является Радиоизлучения Солнца, вып. 5, стр. 164-170, эффективным критерием для 1984; Солн. данные. 1990. № 7. количественного прогнозирования солнечных 4. Гусейнов Ш.Ш. и др. // Изв. АН СССР ФАО вспышек с мощностью ≥2 баллов за 2-3 дня 1988, 24, № 2,134-142 / Циркуляр ШАО 1999, №96, 26 / Fizika 2002, v.8, N:1, 31-34 / Известия до начала вспышки. Для количественного НАН Азерб. Сер. Физ.-мат. и техн.н. Физика и анализа системы получено более удобное астрономия 2002, XXII, №5, 127-131 / Вестник интегральное уравнение, связывающее БГУ 2004, сер. Физ.-матем. №1, 160-166; 2004, №2, характеристики радиоизлучения спокойного 160-174 / Матер. Меж.н. конф. астрон., физики Солнца с параметрами его атмосферы. В и мат., посвящ. Междунар. году Астрономии, 2009, с.60-61 / Матер. Меж.н. конференции качестве универсального механизма посвящ.90 летию БГУ 2009, с.161 / In the V Int. формирования наблюдаемых спектров conf. Perspectives of peaceful use of nuclear мощности флуктуации рассмотрена модель energy, November 21-23, 2012, P.83-85, Baku, пуассоновского случайного процесса. Уровень Azerbaijan. солнечных флуктуаций может быть на -3 порядок меньше наблюдаемых ΔТА/ТА 10 на больших параболоидах без каких-либо противоречий с экспериментом, вплоть до -4 ΔТА/ТА 10 ввиду спектральной
неразличимости истинно солнечных флуктуаций и помех. В результате анализа динамики спектров радиоизлучения активных областей с их вспышечной активностью разработана блок-схема алгоритмов
вероятностного метода, позволяющая предсказать мощность вспышек (≥2 балла) за 1-3 дня. Известно, что основным недостатком современного прогнозирования солнечных вспышек и низкий уровень достоверности
прогнозов является недостаточное использование физических предоставлений о механизме вспышек. Отметим, что в настоящее время адекватный вероятностный метод прогнозирования солнечных вспышек
не разработан.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Аббасов А.Р. и др. // Вестник ЛГУ. 1965, № 19; 1966, № 174 / Геомагнетизм и аэрономия1966, 6 / Солнечные данные. 1967, № 1 / Астрон. ж., т.XLIV, 1967 / Канд. дисс. 1967. Ленинград
134 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ НАУЧНЫХ РАБОТ ДЖ. С. АЛИЕВА ПО ТЕОРЕТИЧЕСКИМ ИССЛЕДОВАНИЯМ В ТЕЧЕНИЕ 1977 – 2012 гг.
© 2013 г. Дж.С. Алиев
Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им Н.Туси НАН Азербайджана
В Шамахинской астрофизической обсер- уравнения переноса на основе новой матема- ватории, начиная с 1977 года, были проведены тической идеологии, с другой, слились, и воз- теоретические исследования по следующим ник новый метод решения, рассматривающий направлениям: интегро-дифференциальное уравнение пере- носа как дифференциальное уравнение с опе- Перенос излучения в спектральных линиях раторным коэффициентом. Однако методы в случае некогерентного и анизотропного были разработаны и применены исключи- рассеяния в оптически полубесконечной и тельно к уравнениям, возникающим в теории конечной средах. переноса нейтронов и кинетике газов. Более Проблема устойчивости самогравитирую- того, зависимость от энергии в изученных щего газа. Возможные солитоновые реше- уравнениях переноса не учитывалась. Про- ния и существование коротковолновой не- блемы астрофизики оставались вне этих ис- устойчивости. следований. Скоро, в конце семидесятых и Проблема солнечной активности и ее вли- начале восьмидесятых, к уравнению переноса яние на социальные катаклизмы. излучения, учитывающего частичное пере- Создание программ - пакетов и автомати- распределение по частотам, был применен зация научных исследований. новый операторный метод, позволивший ана- I. Перенос излучения литически разрешить эту сложную проблему [1, 2]. Была рассмотрена задача о переносе Аналитическая теория. Информация от излучения в спектральных линиях при анизо- небесных тел к земному наблюдателю посту- тропном и некогерентном рассеянии в опти- пает в основном при помощи излучения. По- чески полубесконечной и конечной средах [3]. лучение и обработка такой информации явля- Краевая задача для этой проблемы была раз- ется одной из важнейших проблем астрофи- решена и были построены явные виды точных зики. Более того, в большинстве внеземных аналитических решений [4 - 8]. Это были пер- светящихся объектов происходит перенос вые, явные решения в теории переноса излу- энергии, в частности, лучистой энергии. В чения с учетом частичного перераспределе- связи с этим, проблема переноса излучения ния по частотам. исторически стала особой ветвью теоретиче- Численные методы. Проблема построе- ских исследований в астрофизике. К началу ния атмосферных моделей, требующая ре- семидесятых годов прошлого века классиче- шить систему уравнений гидродинамики и ские методы переноса излучения, в основном переноса излучения совместно, дала толчок методы интегральных уравнений, исчерпали развитию численных методов решения. С свои возможности аналитического исследова- другой стороны, при учете движения вещества ния таких сложных задач как перенос излуче- в атмосферах, идеальные случаи, допускаю- ния в спектральных линиях с частичным пе- щие явные аналитические решения, почти рераспределением по частотам. отсутствовали, и разработка численных мето- В это же время, параллельно велись чисто дов решения уравнения переноса излучения, математические исследования интегро- приобретали важное значение. Однако чис- дифференциального уравнения переноса при ленное решение интегральных уравнений помощи спектральных методов. Нужда в ре- слабо сходится, а так называемый метод диф- зультатах аналитических исследований, с од- ференциальных уравнений – метод прогонки, ной стороны, и разработка методов решения
135 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
некорректен. Был разработан алгоритм кор- неустойчивости дискретен. Более того, было ректного решения краевой задачи для уравне- доказано, что существует коротковолновая ния переноса в движущихся средах и в даль- неустойчивость, о наличии которой до этого нейшем была создана программа - пакет SLP времени в литературе не упоминалось. Резуль- (Spectral Line Profile) , которая полностью таты этих исследований частично были опуб- автоматизирует вычисления спектра при за- ликованы в работах [12, 17, 18]. данных значениях физических величин [19, Известно, что и звезды одиночки, и крат- 20]. ные системы звезд образуются в звездных О переменности спектральных линий в скоплениях. Предполагается, что это проис- спектре горячих сверхгигантов, особенно ли- ходит в результате фрагментации первичного нии , известно начиная с тридцатых годов облака определенной массы, химического прошлого века по работам Струве и Роша. состава и физических характеристик. Эволю- Одна из подобных звезд , спектраль- ция газа по времени и пространству описыва- ного класса 2 , изучена хорошо и суще- ется уравнениями гидродинамики, состояния ствует довольно большое количество наблю- газа и гравитационного потенциала. Разре- дательного материала для этой звезды. шить систему уравнений в трехмерном случае Наблюдения показывают, что эквивалент- исключительно трудно и только в некоторых ные ширины и лучевые скорости линий у частных случаях удается выполнить это. Эта изменяются со временем. про- проблема аналитически была исследована в филь линии указывает на истечение веще- трехмерном случае и найдены солитонные решения системы уравнений. Они качествен- ства в атмосфере звезды . Однако, но объясняют образования скоплений с мас- начиная с попыток Педдока (1935 г.) и по сей сивными или маломассивными звездами, воз- день нет однозначного ответа на вопрос: име- никновения кратных систем [21, 24, 25]. ет ли изменение линии периодический характер или нет? Другим важным вопросом III. Солнечная активность и ее влияние на является выяснение роли истечения вещества, социальные катаклизмы макро- и микро-турбулентности в образова- нии линий и их взаимосвязи. Отметим, что Солнечная активность. Солнечный цикл линия в спектре не просто имеет активности – это циклический процесс воз- профиль и меняется со временем, бо- никновения и развития активных областей на лее того, она обладает широкими крыльями. Солнце. Под активностью подразумевается При помощи программы-пакета SLP смо- комплекс разных явлений, происходящих в делировано образование и изменение во вре- различных слоях атмосферы Солнца, каковы- ми являются солнечные пятна, факелы, про- мени линии в спектре . Теоретиче- ский и экспериментальный профили почти туберанцы, вспышки и т. д. совпадают [22]. Идеи, объясняющие солнечную актив- ность, разделяются на два типа: a) причина активности находится вне Солн- II. Нелинейная эволюция самогравити- ца и есть результат взаимодействия Солн- рующего газа ца и планет; Исследования проблемы устойчивости са- b) источник солнечной активности находит- могравитирующего газа имеет давнюю исто- ся исключительно внутри Солнца. рию, и восходят к работам Джинса. Эта старая проблема вновь была рассмотрена, с целью Исторически множество авторов для объ- выявить новое качество в самой простой по- яснения солнечной активности предложили становке этой проблемы. Оказалось, что ис- просмотреть влияние планет (Wolf 1859, торически были пропущены солитонные ре- Brown 1900, Schuster 1911, Jose 1965, Wood & шения уравнения движения самогравитирую- Wood 1965, Wood 1972, Blizard 1981, 1983, щего газа. Дальнейшие исследования устой- 1989, Fairbridge & Shirley1987, Sperber & Fair- чивости состояния газа показало, что спектр bridge 1990, Gokhale & Javaraiah 1995, Gokhale
136 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
1996, Zaqarashvili 1997, Aliyev 1998, 2001, тей, случаев обострения заболеваний сердеч- Charvatova 2000, Juckett 2000, 2003). нососудистой системы, неврозов. Три этапа в развитии этих идей следует Был поставлен следующий вопрос: влияет подчеркнуть: ли солнечная активность на явления в соци- 1. предположение о влиянии Юпитера, по- альных системах в целом, т. е. на социальные скольку период обращения Юпитера события? Поскольку спектр социальных явле- (~11.86 г.) и солнечный цикл (~11.2) ний очень широк, в начале для изучения мы близки (Wolf 1859); выбрали только социальные катаклизмы: ре- 2. движения Солнца и планет вокруг центра волюции, перевороты. Стало ясно, что все масс солнечной системы (Jose 1965); революции и перевороты в ближайшие 200 3. учет взаимодействия вращательного мо- лет, точные сравнения которых можно произ- мента Солнца с его орбитальным момен- вести, произошли в максимуме солнечной том (Aliyev 1998, 2001, 2012; Juckett 2000, активности. Французская революция 1789 г., 2003). буржуазные революции в Европе 1847–1848 г. В работах [9, 10, 14, 15, 28] предполагается, г. строго совпадают с максимумами солнечной что солнечная активность есть результат ме- активности. Переворот Парижской коммуны ханического хаоса в солнечной системе, кото- во Франции в 1871 г. – год солнечной актив- ности. Политические катаклизмы в 1905–1907 рый преобразуется в физический хаос внутри Солнца. Создана программа – пакет SA (Solar г.г. в Российской Империи, российская бур- Activity), которая с одной стороны описывает жуазная революция и большевистский пере- движения вокруг центра масс солнечной си- ворот 1917 г., тоже произошли в годы макси- стемы и, с другой, решает систему уравнений мумов солнечной активности. Сталинские 1937 года и репрессии, изгнание в спин-орбитального взаимодействия, что и репрессии 1948 и в 1988 г. г. азербайджанцев с террито- позволяет прогнозировать солнечную актив- рий Западного Азербайджана, совпадают с ность. годами солнечной активности. Иранская ре-
Влияние солнечной активности на со- волюция 1979 г. со смещением на несколько циальные катаклизмы. Влияние солнечной месяцев и переворот в Афганистане в декабре активности на Землю происходит в основном того же года, попадают на восхождение сол- двумя типами излучений: электромагнитным и нечной активности. Восстания против комму- корпускулярным. Воздействия на верхнюю нистических режимов в Венгрии 1956 г. и Че- атмосферу, т. е. ионосферу, приводит к появ- хословакии 1968 г., а также распад Советской лению геомагнитных бурь, северных сияний, Империи в 1989–1991 г. г. происходили в го- разрывов радиосвязи. В тропосфере происхо- ды активности. Корреляция между сол- дят глобальные изменения климата, усилива- нечным циклом и социально–политическими ются циклоны и антициклоны, вариации ме- катаклизмами указывает на тот факт, что воз- теорологических параметров, таких как давле- мущение активностью дает о себе знать на ние, температура, влажность и т.д. В гидро- уровне общественного потенциала. И это, сфере активность влияет на замерзание арк- разумеется, проявит себя особенно в полити- тических морей, колебания поверхностей оке- чески неустойчивых системах, а также в случа- анов, пульсации Гольфстрима, изменения ях, когда в социальной системе есть возмож- уровней Скандинавских горных озер, а также ность перехода от одного социально– уровня Каспия. Даты извержения вулканов и политического уровня на качественно новый появление катастрофических землетрясений другой. Можно предположить, что в полити- тоже приходятся на годы солнечной активно- чески неустойчивых системах, каковыми яв- сти, что и говорит о влиянии солнечного ляются тоталитарные государства Китая, Ира- цикла на активные геофизические процессы, на и Ирака, а также в политически и экономи- идущие в земной коре. В биосфере распро- чески неустойчивых республиках бывшего страняются эпидемии холеры, чумы, энцефа- Союза, произойдут политические катаклизмы, лита, гриппа. Растет число внезапных смер- конечно с разными качественными развития- ми и следствиями в каждом. Политико-
137 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
социальные катаклизмы, произошедшие в родинамики, состояния газа и гравитаци- течение 23-го цикла (1999 - 2004) всего лишь онного потенциала. SolNonLinPertEq3d подтвердили прогнозы, данные в опублико- также выводит уравнение возмущения ванных работах [11, 13, 16]. любого порядка и аналитически решает
уравнение возмущения первого порядка IV. Создание программ - пакетов и авто- [21, 24, 25]. матизация научных исследований 4. Предупреждение о столкновении Земли с Современные компьютерные возможности небесными телами является частью кос- и математические программы приносят новое мической безопасности. Эта программа качество в научное исследование, будь оно состоит из двух частей: выявление наблю- аналитическое или численное. Созданы сле- дением приближающегося объекта и дующие программы – пакеты, которые реша- определение его координат; построение ют проблему, с одной стороны, и автоматизи- руют исследования, с другой. программ быстрого расчета орбиты объ- 1. Модуль RETSLEA (Radiative Energy екта и его возможного столкновения с Transfer in Spectral Lines at Expanding At- Землей. Была создана программа - пакета mospheres) предназначен для численного CBM (Celestial Body Motion), которая решения уравнения переноса излучения вычисляет «время и расстояние наимень- (УПИ) в спектральных линиях в расши- шего сближения», строит график измене- ряющемся слое. Хорошо известно, что ния расстояния между двумя объектами на интегральные методы решения слабо схо- заданном временном интервале, и нако- дятся, а дифференциальные – из-за того нец, строит анимацию движения небес- что краевые значения содержат искомую ных тел. Программа - пакета имеет много функцию, - оказываются некорректными. разных версий. Последняя версия вклю- RETSLEA корректно решает краевую за- чает движение также спутников (в том дачу для УПИ [19, 20, 22]. числе и искусственных) небесных тел. 2. Модуль DAIMAN (Data Import and Anal- Еще одно преимущество программы за- ysis) создан для автоматизации импорта и ключается в том, что название и коорди- анализа архивов астрономических данных наты объекта могут быть заданы в любой через интернет (например, из архива момент времени его обнаружения, и, при AAVSO). DAIMAN импортирует, очища- этом, сама программа никакому измене- ет, преобразует данные в нужную матема- нию не подвергается. тическую форму (например, в матрицу), 5. Модуль SpAn (Spectra Analysis) создан для сохраняет данные под некоторым назва- обработки спектров, заданных в цифро- нием, чтобы не потерялись, и графически вом формате (с абсциссой в ангстремах представляет данные, чтобы быть уверен- или пикселях) [29]. ным в том, что работа корректно выпол- SpAn нена. При этом задается только web-адрес графически строит зависимость по- данных [22, 26, 27]. Далее начинается ток – длина волны; спектральный анализ данных и сопостав- проводит континуум; ление данных с теоретическими кривыми. строит вырезанную часть спектра; 3. Модуль SolNonLinPertEq3d (Solving of строит нормализованный спектр; Nonlinear And Perturbation Equations) со- вычисляет эквивалентную ширину и здан для нахождения солитонных реше- радиальную скорость. ний системы нелинейных уравнений гид-
138 Аzərbaycan Astronomiya Jurnalı № 2, 2013 Azerbaijani Astronomical Journal
6. Модуль TelescopeControl создан для ав- 18. Алиев Дж. С., Неустойчивость колебаний самогра- витирующего газа и самостабилизация II. Возму- томатизации управления телескопом. Для щение, Вестник БГУ, 2002, n.3, c.80-86. заданных координат α и δ, телескоп 19. Алиев Дж. С., Дискретные компоненты поглощения направляется на нужный объект. в спектрах горячих гигантов типа OB, Материалы международной научной конференции посвя- щенной 90 – летию БГУ, 2009, 132-133. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 20. Алиев Дж. С., Программа - пакета SLP, Материалы 1. Aliyev J. S., Radiative Transfer in Spectral lines by международной научной конференции посвя- Noncoherent Scattering. I. Isotropically-Sсattering Me- щенной 90 – летию БГУ, 2009, 133-134. dium, Astrophys. Space Sci.1986, v.121, n.1, p.45-60. 21. Алиев Дж. С., Многокомпонентная структура при 2. Aliyev J. S., Radiative Transfer in Spectral lines by макроскопическом распределении плотности, Ак- Noncoherent Scattering. II. Anisotropic Scattering Me- туальные проблемы физики VI, БГУ, 2010, 16-17. dium, Astrophys. Space Sci., 1986, v.121, n.2, p.283- 22. Алиев Дж. С., Моделирование временных измене- 300. ний в спектральных линиях у горячих сверхгиган- 3. Алиев Дж. С., Перенос излучения в спектральных тов, Актуальные проблемы физики VI, БГУ, линиях в конечном слое, Депонирование ВИ- 2010, 17-18. НИТИ, 1988, 7930. 23. Bahramova G. S., Aliyev J. S., Periodicity of the RW 4. Алиев Дж. С., Граничная задача для уравнения Aur, Actual Problems of Physics VI, BSU, 2010, 18- переноса излучения в спектральных линиях при 20. некогерентном и анизотропном рассеянии в полу- 24. Aliyev J. S., Perturbation of Nonlinear System and бесконечном слое, Доклады АН СССР, 1989, Stability Problem, Modern Problems of Physics IV, т.307, с.1340-1344. BSU, 2010, 98-100. 5. Алиев Дж. С., Перенос излучения в спектральных 25. Aliyev J.S., On the 3D Solutions of Nonlinear System, линиях при ЧПЧ в плоскопараллельных средах I., Origin of Stellar Clusters and Multiple Systems, Mod- Циркуляр ШАО, 1991,n. 88, c.9-18. ern Problems of Physics IV, BSU, 2010, 100-103. 6. Алиев Дж. С., Перенос излучения в спектральных 26. Aliyev J.S., Module DIPI, Actual Problems of Phys- линиях при ЧПЧ в плоскопараллельных средах II., ics VII, BSU, 2012, 15-16. Циркуляр ШАО, 1991, n.89, c.13-16. 27. Aliyev J.S., Program – package DAIMAN and Automa- 7. Алиев Дж. С., Перенос излучения в спектральных tion of the Data Processing, Modern Problems of линиях при ЧПЧ в плоскопараллельных средах III., Physics VI, BSU, 2012, 297-299. Циркуляр ШАО, 1991, n.90, c.15-25. 28. Aliyev J.S., Solar Activity, Modern Problems of Phys- 8. Алиев Дж. С., О некоторых свойствах альбедного ics VI, BSU, 2012, 300-301. оператора и операторов отражения и пропускания 29. Алиев Дж. С., Программа - пакета SpAn для анализа в теории переноса излучения, Циркуляр ШАО, спектров, Актуальные проблемы физики VII, 1991, n.90, c.26-28. БГУ, 2012, 17-18. 9. Алиев Дж. С., К проблеме солнечной активности, Циркуляр ШАО, 1998, 94, 19. 10. Aliyev J. S., The Problem of Solar Activity: Comparison of the data and theoretical model, International Con- ference <
139