Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://lnfm1.sai.msu.ru/~zabolot/abstract.ps Дата изменения: Fri Apr 14 11:37:44 2006 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:49:57 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: сферическая составляющая галактик

Млечный Путь
Constructing a self-consistent Galaxy model by
Schwarzschild's method
Bashakov A.A., Pitjev N.P., Ossipkov L.P.
We use the M.Schwarzschild's (1979) method for constructing
a self-consisting model of our Galaxy. The model of Galactic
potential by Kutuzov and Ossipkov (1989) was used.
The work was supported by FFBR grant 04-02-17447 and
RFBR/NSFC grant 04-02-39026/10271121.
Кинематика пояса Гульда на основе рассеянных скоп-
лений и ассоциаций OB-звезд
Бобылев В.В., Байкова А.Т.
Кинематические параметры пояса Гульда переопределены
с использованием современных данных о движении близких
молодых (log t < 7:91) рассеянных скоплений (Пискунов и
др., 2006), а также ряда близких ассоциаций OB-звезд.
Выполненное моделирование показало, что остаточные ско-
рости достигают максимального значения при расстоянии от
кинематического центра около 300 пк, и составляют -4 км/с
для вращения (совпадает по направлению с галактическим) и
+4 км/с для расширения. В качестве параметров центра поя-
1

са Гульда нами были приняты следующие значения l Ж = 128 Ж
и R Ж = 100 пк.
Показано, что вся структура в целом движется оноситель-
но местного стандарта покоя со скоростью около 10 км/с в
направлении 270 Ж . Работа выполнена при поддержке Россий-
ского фонда фундаментальных исследований (грант No 05-
02-17047).
Изучение отрицательного K-эффекта по данным ка-
талога OSACA
Бобылев В.В., Байкова А.Т. Гончаров Г. А.
С целью систематического сбора, анализа и переобработки
соответствующего материала нами сформирована и постоян-
но обновляется база данных для звезд с известными коор-
динатами, параллаксами, собственными движениями и луче-
выми скоростями. В настоящее время лучевые скорости из-
вестны, а параллаксы относительно точны в основном для
звезд в радиусе 600 пк от Солнца, то есть в пределах местного
спирального рукава Галактики. Текущая версия базы данных
размещена в интернете (http://www.geocities.com/orionspiral/).
Основные собираемые и уточняемые данные это лучевые ско-
рости звезд.
Одной из кинематических особенностей системы всех да-
леких (r  0:2 кпк) звезд явялется то, что помимо парамет-
ров общего галактического вращения, обнаруживается зна-
чимо отличающийся от нуля параметр сжатия (K-эффект)
K = 4:1  1:0 км/с/кпк. Наиболее сильно этот эффект про-
является в выборке звезд гигантов спектральных классов A-
2

F, достигая значения K = 7:5  1:5 км/с/кпк. В настоящей
работе нами делается попытка увязать данный эффект с пе-
риодической структурой поля остаточных скоростей звезд в
околосолнечной окрестности, которая вызвана волнами плот-
ности.
Работа выполнена при поддержке Российского фонда фун-
даментальных исследований (грант No 05-02-17047).
Лучевые скорости 35000 звезд Hipparcos в единой си-
стеме
Гончаров Г.А.
Предложен новый стандарт абсолютных лучевых скоро-
стей 837 звезд, объединяющий звезды стандарта МАС и звез-
ды, предложенные как стандарт Найдевером и др. (2002, ApJS
..141..503N). Дополнительно предложен список 1456 звезд, кан-
дидатов для расширения стандарта, чья лучевая скорость по-
стоянна и известна с точностью лучше 1 км/с. В совокупности
эти 2293 звезды достаточно полно представляют диаграмму
HR. На систему стандарта МАС-Найдевер переведены луче-
вые скорости более 35 тысяч звезд каталога Hipparcos, собран-
ные из более 500 публикаций. При этом систематические за-
висимости исходных лучевых скоростей от показателя B V ,
лучевой скорости и других параметров найдены и исключе-
ны в десятках крупных каталогов лучевых скоростей, вклю-
чая каталоги WEB (1995, A&AS..114..269D), Барбье-Броссат
и Фигона (2000, A&AS..142..217B), Женевско-Копенгагенский
обзор окрестностей Солнца (2004, A&A...418..989N) и каталог
К-М гигантов CORAVEL (2005, A&A...430..165F). После пе-
3

ревода на единую систему средневзвешенные лучевые скоро-
сти более 35 тысяч звезд определены с медианной точностью
0.7 км/с и представлены в виде Пулковского каталога луче-
вых скоростей (Pulkovo RAdial VELOcities, PRAVELO) для
исследования кинематики звезд местного спирального рука-
ва Ориона по проекту OSACA (Orion Spiral Arm CAtalogue,
www.geocities.com/orionspiral/).
Анализ распределения молодых звездных объектов в
плоскости Галактики с применением вейвлет-сглаживания
Локтин А.В., Попова М.Э.
С помощью вейвлет-сглаживания исследовано распределе-
ние молодых объектов (рассеянных звездных скоплений, клас-
сических цефеид и областей HII) в проекции на плоскость
Галактики. При этом для РЗС и цефеид использовалось раз-
деление этих объектов на возрастные группы. Показано, что
примененная сглаживающая процедура позволяет успешно
исследовать крупномасштабную структуру распределения мо-
лодых объектов. Все эти объекты с возрастами вплоть до
10 9 лет позволяют выявить однотипные элементы спиральной
структуры, внешний вид которой в основном определяется
правильным чередованием вдоль отрезков спиральных вет-
вей молодых и более старых звездных комплексов. Комплек-
сы разного возраста слабо перекрываются в диске Галактики.
Для рукавов Киля-Стрельца и Ориона хорошо заметен сдвиг
сгущений более старых объектов относительно молодых, соот-
ветствующий отстающему движению спиральных волн плот-
ности. Сгущения в области рукава Персея не показывают
4

обратного сдвига относительно рукавов Киля-Стрельца и Ори-
она. Последнее позволяет сделать вывод, что область корота-
ции не находится вблизи Солнца и, вероятно, расположена за
ветвью Персея.
Содержание магния в звездах гало Галактики и исто-
рия формирования подсистемы
Марсаков В.А., Боркова Т.В.
Показано, что в галактическом гало большинство составля-
ют предположительно аккрецированные звезды, попавшие в
Галактику из распадающихся карликовых галактик-спутников.
Найдено, что аккрецированные звезды демонстрируют очень
большой разброс относительного содержания магния, вплоть
до отрицательных значений [Mg/Fe]. Обнаружено смещение
средней металличности бедных магнием ([Mg=F e] < 0:2 dex)
аккрецированных звезд в отрицательную сторону при пере-
ходе от медленновращающихся вокруг галактического центра
звезд (jj < 50 км/с) к быстровращающимся на
[Fe=H ] 
0:5 dex. Одновременно с ростом абсолютного значения jj
увеличиваются также и средние значения апогалактических
радиусов и наклоны орбит и уменьшаются их эксцентриси-
теты. В итоге в аккрецированном гало наблюдаются отрица-
тельные и радиальный, и вертикальный градиенты относи-
тельных содержаний магния, а корреляции между отношени-
ями [Mg/Fe] и любыми элементами орбит у аккрецированных
и у генетически связанных звезд Галактики противоположны
по знаку. Выдвинуто предположение, что при уменьшении
масс карликовых галактик в них одновременно уменьшаются
5

и максимальные массы сверхновых SNe II, а следовательно, и
выход -элементов. В этом случае связь отношений [Mg/Fe] с
наклонами и размерами орбит аккрецированных звезд оказы-
вается в полном согласии с результатами численного модели-
рования динамических процессов при взаимодействии галак-
тик. В итоге содержания магния в аккрецированных звездах
свидетельствуют, что галактики-спутники действительно на-
чинают разрушаться и в массовом порядке терять свои звез-
ды только после того, как динамическое трение существенно
уменьшит в размерах и опустит их орбиты практически в
плоскость Галактики. При этом менее массивные галактики-
спутники начинают разрушаться еще до того, как их орбиты
заметно изменятся под действием приливных сил.
Содержание магния в звездах тонкого диска Галакти-
ки и история формирования подсистемы
Марсаков В.А., Боркова Т.В.
Исследованы связи относительных содержаний магния в
звездах тонкого диска с их металличностями, элементами га-
лактических орбит и возрастами. Показано, что отношения
[Mg/Fe] при любом значении металличности в диапазоне ( 1:0
< [F e=H ] < 0:4 dex) меньше, чем в толстом диске  значит,
звезды тонкого диска в среднем моложе звезд толстого дис-
ка. Обнаружено, что у таких малометалличных звезд тонко-
го диска относительные содержания магния систематически
уменьшаются с увеличением радиусов их орбит так, что по-
вышенные его содержания ([Mg=F e] > 0:2 dex) наблюдают-
ся практически только у звезд, орбиты которых почти цели-
6

ком лежат внутри солнечного круга. Одновременно с этим, у
бедных магнием звезд при увеличении радиусов их орбит на-
блюдается перемещение диапазона металличности от ( 0:5 <
[F e=H ] < +0:3 dex) до ( 0:7 < [F e=H ] < +0:2 dex). Такое по-
ведение свидетельствует, во-первых, о том, что скорость звез-
дообразования уменьшается с увеличением галактоцентриче-
ского расстояния, а во-вторых, о том, что за пределами сол-
нечного круга звездообразование какое-то время отсутствова-
ло, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.
Уменьшение скорости звездообразования с увеличением га-
лактоцентрического расстояния явилось причиной существо-
вания в диске отрицательного радиального градиента метал-
личности (grad R [Fe/H]=( 0:05  0:01) кпк 1 ), который, как
оказалось, обнаруживает тенденцию возрастания с уменьше-
нием возраста. При этом радиальный градиент относительно-
го содержания магния не прослеживается. Подтверждено су-
ществование большого отрицательного вертикального гради-
ента металличности (grad Z [Fe/H]=( 0:29  0:06) кпк 1 ) и об-
наружен значительный положительный вертикальный гради-
ент относительного содержания магния (grad Z [Mg/Fe]=(0:13
0:02) кпк 1 ), причем оба градиента заметно увеличиваются по
абсолютной величине с уменьшением возраста. Обнаружено,
что в тонком диске существует не только связь между возрас-
том и металличностью, но и между возрастом и содержанием
магния.
7

Содержание магния в звездах толстого диска Галак-
тики и история формирования подсистемы
Марсаков В.А., Боркова Т.В.
Пространственные скорости и элементы галактических ор-
бит звезд, вычисленные по данным современных высокоточ-
ных наблюдений в нашем сводном каталоге спектроскопиче-
ских содержаний магния в карликах и субгигантах околосол-
нечной окрестности, использованы для идентификации объ-
ектов толстого диска. Исследованы связи между химически-
ми, пространственными и кинематическими характеристика-
ми F-G-звезд выделенной подсистемы. Показано, что отно-
сительное содержание магния в звездах толстого диска ле-
жит в диапазоне (0:0 < [Mg=F e] < 0:5) и уменьшается с
ростом металличности, начиная от точки [F e=H ]  1:0.
Это интерпретируется в пользу большой длительности про-
цесса звездообразования в толстом диске. Обнаружены вер-
тикальные градиенты металличности (grad Z [Fe/H]= ( 0:13
0:04) кпк 1 ) и относительного содержания магния
(grad Z [Mg/Fe]=(0:06  0:02) кпк 1 ), которые могут присут-
ствовать в подсистеме только в случае формирования ее в
условиях медленного коллапса протогалактики. Однако оба
градиента в толстом диске отсутствуют, если в него не вклю-
чать звезды, орбиты которых лежат в галактической плоско-
сти, но имеют большие эксцентриситеты и малые азимуталь-
ные компоненты скорости, нехарактерные для звезд тонко-
го диска. Большой разброс относительного содержания маг-
ния ( 0:3 < [Mg=F e] < 0:5) у звезд малометалличного "хво-
ста"толстого диска, составляющих в подсистеме  8 %, объ-
ясняется их образованием внутри изолированных межзвезд-
ных облаков, слабо взаимодействовавших с веществом едино-
8

го протогалактического облака. В толстом диске обнаружен
значимый отрицательный радиальный градиент относитель-
но содержания магния (grad R [Mg/Fe] = ( 0:030:01) кпк 1 ),
вместо ожидаемого положительного. Предполагаемая причи-
на инверсии градиента объясняется меньшими перигалакти-
ческими радиусами орбит и большими эксцентриситетами у
более богатых магнием звезд, среди других, находящихся в
данный момент в небольшом объеме пространства Галактики
вблизи Солнца. Аналогичная, но статистически менее досто-
верная инверсия наблюдается в подсистеме и для радиально-
го градиента металличности.
Два спиральных узора в Галактике
Мельник А.М.
Кинематические особенности спиральных рукавов
Стрельца (R = 5:7 кпк), Киля (R = 6:5 кпк), Лебедя (R = 6:8
кпк) и Персея (R = 8:2 кпк) указывают на присутствие двух
спиральных узоров в Галактике, вращающихся с разной уг-
ловой скоростью. Модель галактики с внешним псевдоколь-
цом, образованным тугозакрученными спиральными рукава-
ми, позволяет объяснить необыкновенно малое межрукавное
расстояние  = 2 кпк между фрагментами рукавов Киля
и Персея. Кинематика молодых звезд однозначно указывает
на медленное вращение спирального узора, представленного
фрагментами рукавов Киля, Лебедя и Персея, что хорошо со-
гласуется с численными расчетами динамики внешних псев-
доколец (Раутиайнен и Сало, 1999, 2000). Модель галактики, в
которой присутствует быстро и медленно вращающиеся спи-
9

ральные узоры на разных расстояниях от центра позволяет
объяснить тот факт, что кинематика молодых звезд в рука-
вах Киля, Лебедя и Персея отличается от их кинематики в
рукаве Стрельца.
Галактический статус Солнца
Мишуров Ю.Н.
В течение нескольких десятков лет химическая аномалия
Солнца представлялась неразрешимым парадоксом: солнеч-
ная металличность оказывалась выше соседних звезд при-
мерно на 0.2 dex, в т.ч. и молодых В-звезд, а также областей
ионизованного водорода. Поэтому не случайно, что в ряде
работ (e. g., Portinari & Chiosi, 1999, A&A, 350, 827) по мо-
делированию эволюции распределения элементов по радиусу
Галактики специально оговаривалось, что эта особенность об-
суждаться не будет.
Вилен и др. (1996, A&A, 314, 438) высказали идею, что
Солнце родилось примерно на 2 кпк ближе к центру Галак-
тики, где обилие на момент его рождения было больше на
указанную величину, нежели на его современном расстоянии
( 8.5 кпк), куда оно и продиффундировало за время жизни,
сохранив избыточную металличность.
Гонзалец (1999, MNRAS, 308, 447) предположил, что ука-
занная аномалия есть следствие наличия планетной системы.
По его мнению планеты как раз следует искать у звезд с по-
вышенной металличностью.
Новые модели, учитывающие 3D турбулентность и не-LTE
эффекты приводят к более низкой металличность Солнца как
10

раз примерно на приведенную выше величину (Asplund et al.,
2005, ASP, 336, 25 ). Таким образом, в настоящее время вопрос
о химической аномалии Солнца снят.
Последние данные о распределении тяжелых элементов де-
монстрируют немонотонность радиального градиента метал-
личности (Acharova et al., 2005, MNRAS, 359, 819). Есть зна-
чительные области в Галактике, где он практически отсут-
ствует и даже слегка положительный. В целом сейчас общий
градиент оценивается примерно в 2 раза ниже, чем та вели-
чина, которую принимали Вилен и др. Таким образом, идея
о радиальной диффузии Солнца не получает своего подтвер-
ждения.
Вместе с тем, исследования показывают, что в результате
резонансного взаимодействия Солнца с гравитационным по-
лем спиральных рукавов в окрестности коротации оно мог-
ло испытать пространственную ?болтанку? на расстояние 2-
3 кпк (по радиусу Галактики), причем всего за 0.5-1 млрд. лет.
Это гораздо более быстрый механизм радиального блужда-
ния звезд, нежели ?диффузия звездных орбит? Вилена и др.
Локальная кинематика Галактики
Орлов В.В., Мюлляри А.А., Степанищев А.С.,
Осипков Л.П.
Определяются параметры эллипсоида остаточных скоро-
стей звезд окрестности Солнца, галактоцентрическая скорость
Солнца и круговая скорость на солнечном круге. Для того,
чтобы учесть эффекты наблюдательной селекции и нерегу-
лярности поля скоростей звезд, применяется экстраполяция
11

к нулевому гелиоцентрическому расстоянию. Для определе-
ния галактоцентрической скорости Солнца также проводится
экстраполяция к нулевому моменту вращения, а для оценки
круговой скорости  к нулевому эксцентриситету. Для учета
эффекта ошибок наблюдательных данных используется мо-
делирование методом Монте-Карло. Вычисления проведены
по выборкам звезд различных спектральных классов.
Работа выполнена при частичной поддержке РФФИ (грант
04-02-17447).
The fundamental paradox of Galactic Dynamics: yesterday
and now
Ossipkov L.P.
The problem of relaxation paradox (the fundamental paradox
of the classical Stellar Dynamics according to K.F. Ogorodnikov)
is critically reviewed. It is clear now that the classical relaxation
time theory by JeansChandrasekhar is wrong (and Chandrasek-
har was the first who understood it), and there are evidences
of statistically irreversible processes in galaxies. Various ways of
solving the paradox are critically discussed. They include relaxati-
on on massive scattering bodies, e.g. like GMCs (Spitzer &
Schwarzschild, Lebedynsky), a revision of the JeansChandrasek-
har theory, taking into account the smoothed gravitational field
(Genkin, Gurzadyan & Savvidy, Sementzov, Tremaine), and
various mechanisms of collisionless relaxation.
The work was supported in part by RFBR grant 04-02-17447.
12

Динамика местной системы звезд
Смирнова Л.В.
Обычно Местную систему отождествляют только с поясом
Гульда, однако, она имеет более сложный характер: опреде-
ляющим в ней является пояс Гульда, но некоторые объекты
концентрируются к не столь яркому в оптике Поясу Воку-
лера - Долидзе, наклон которого составляет 46 0 к плоскости
Галактики, а так же вертикальному поясу.
Для определения динамики вращения Местной системы
найдем аппроксимирующее значение эксцентриситета (e), ис-
тинной аномалии ('), большой полуоси (а) движения системы
вокруг центра Галактики.
Рассмотрим движение пояса в гравитационном поле Галак-
тики с потенциалом
U=4G 0
r 2
0
ln(r/r 0
),
где  0
- плотность на расстоянии r 0
от центра; r 0
- размеры
ядра галактики; r - расстояние от центра Галактики до центра
Местной системы.
Уравнение движения пояса можно записать в виде:
r 00 =-k/r*r /r, где k=4G 0
r 2
0
.
Очевидно, dr/d'=
r
2C 1
r 4 =C 2
2
2r 4 =C 2
2
kln(r=r 0 ) r 2 , где
C 1 = (r 0 ) 2 =2 + kln(r=r 0 ) и C 2 = r 2 d'=dt, первый и второй
интегралы движения.
Найдя экстремумы функции, находящейся под корнем, мож-
но оценить большую полуось и экцентриситет оси вращения
пояса.
13

Кинематика Местной системы звезд
Цветков А.С.
Как известно, собственные движения ближайших звезд пло-
хо описываются стандартной звездно-кинематической моде-
лью, включающей в себя эффекты движения Солнца в про-
странстве, вращение Галактики и для наземных каталогов
остаточную прецессию. В качестве одной из гипотез, которая
могла бы объяснить отклонение реальных собственных дви-
жений от стандартных кинематических моделей, может слу-
жить гипотеза о вращении Местной системы звезд. Идея о
ее существовании родилась еще в конце прошлого века, когда
в 1879 г. Гульд обнаружил конденсацию ярких звезд к неко-
торому большому кругу, наклоненному к галактическому эк-
ватору. Настоящая работа позволяет оценить геометрические
и кинематические харатеристики Местной системы звезд из
анализа собственных движений звезд каталога Hipparcos.
14

Звездные скопления
Исследование задачи Бока
Давыденко А.А.
Исследуется динамика звезд, движущихся в совместном по-
ле Галактики и скопления, вращающегося по круговой орби-
те (задача Бока). Обобщено найденное D.J.Ross, A.Mennim,
D.C.Heggie условие вылета звезд из скопления с постоянной
Якоби больше критической. Исследована хаотизация орбит
звезд, движущихся внутри поверхности Хилла.
Кинематика системы шаровых скоплений в Галактике
Дамбис А.К.
На основе данных каталога USNO-B1.0 с использованием
данных астрометрического каталога UCAC2 как опорного опре-
делены абсолютные собственные движения большинства из-
вестных ( 92 из 140 ) шаровых скоплений нашей Галактики.
Полученные собственные движения вместе с лучевыми скоро-
стями и расстояниями из каталога Harris (1997) используют-
ся для исследования трехмерной кинематики системы шаро-
вых скоплений Галактики. Получены параметры распределе-
ния скоростей скоплений в зависимости от Галактоцентриче-
ского расстояния. В рамках динамической модели Кутузова
и Осипкова (1989) определены орбиты скоплений, получена
оценка параметров модели распределения массы в Галактике.
15

Проанализирована трехмерная картина движений двух под-
групп системы шаровых скоплений - скоплений гало и скоп-
лений толстого диска.
Движение звезд на периферии рассеянных звездных
скоплений. Теория и численные эксперименты
Данилов В.М.
Обзор работ по теме доклада. Обсуждаются результаты
теоретических исследований и численных экспериментов по
изучению движений звезд на периферии рассеянных звезд-
ных скоплений (РЗС). Рассмотрены несколько моделей РЗС,
движущихся по круговой орбите вокруг галактического цен-
тра. В случае модели однородного гравитирующего эллипсои-
дального скопления записаны три независимых изолирующих
интеграла движения звезды. Выполнен анализ особенностей
движения звезды скопления с учетом влияния этих трех ин-
тегралов движения. На периферии такой модели скопления
преобладают обратные движения звезд и распределение ско-
ростей звезд является вытянутым вдоль направления движе-
ния скопления. Построена функция фазовой плотности, зави-
сящая от двух интегралов движения. Построено распределе-
ние скоростей звезд в случае трехинтегральной функции фа-
зовой плотности. Обсуждаются приложения полученных ре-
зультатов. Для ряда численных динамических моделей РЗС,
рассмотренных в рамках задачи N гравитирующих точек, об-
суждаются оценки времени синхронизации вращения скопле-
ния вокруг своей оси и движения скопления вокруг центра
Галактики.
16

Классификация плоских ограниченных траекторий в
классической задаче Л. Эйлера
Жуйко С.В., Герасимов И.А.
Задача двух неподвижных центров была введена Л. Эй-
лером в 1760 г. и до сих пор является одной из фундамен-
тальных задач небесной механики, именуемой также класси-
ческой задачей Эйлера (в отличие от обобщенной). Решение
этой задачи заключается в нахождении координат (х, y) сво-
бодно движущейся в потенциальном поле точки Р как функ-
ций времени, удовлетворяющих дифференциальным уравне-
ниям движения с заданными начальными условиями - поло-
жением и скоростью точки Р в начальный (нулевой) момент
времени. Интерес исследователей к задаче двух неподвижных
центров объясняется как наличием явной связи с хорошо изу-
ченной задачей двух тел (добавляется еще одна неподвижная
материальная точка), так и со специфическим случаем за-
дачи трех тел. Л. Эйлер был первым, кто, применив замену
переменных, получил решение через эллиптические интегра-
лы. К. Якоби получил решение задачи в квадратурах в эл-
липсоидальных координатах, затем, используя интеграл пло-
щадей, он свел пространственный вариант к плоскому, рас-
сматривая движение точки Р по плоскости, которая сама ис-
пытывает вращение вокруг оси, соединяющей неподвижные
центры. Такой же подход использовался в данной работе. Ав-
торы полагают, что в звездной динамике могут встречаться
случаи, когда речь идет о трех или более телах, взаимно при-
тягивающихся по закону Ньютона, в которых справедливо
17

выбрать задачу двух неподвижных центров в качестве при-
ближенного метода для изучения звездных орбит. В данной
работе проведена классификация плоских ограниченных тра-
екторий в задаче двух неподвижных центров. Показано, что
полная классификация состоит из 24 типов возможных дви-
жений, другие движения математически невозможны. Все ис-
следование было построено только на качественном анализе
первых интегралов без получения аналитического решения
задачи. Такой подход может принести успех только при от-
рицательных значениях постоянной энергии (движения точ-
ки Р ограничены). Для проведения классификации неограни-
ченных траекторий необходимо привлекать математический
аппарат функций Вейерштрасса.
Проблемы исследования рассеянных звездных скоп-
лений
Захарова П.Е., Локтин А.В.
Революция в звездной астрономии, вызванная в последние
десятилетия работой ИСЗ Hipparcos, космического телеско-
па Хаббла и широкими наблюдениями в ИК-области, изме-
нила роль рассеянных звездных скоплений (РЗС) в астроно-
мических исследованиях. В частности, уменьшился их вклад
в установлении шкалы звездных расстояний. Однако до сих
пор РЗС являются единственным классом объектов Галакти-
ки, для которых с высокой точностью одновременно опреде-
ляются пространственные положения и астрофизические воз-
расты. В связи с накоплением данных о большом числе РЗС
увеличилась их роль в исследованиях по структуре и эволю-
18

ции Галактики. Важной задачей остается повышение точно-
сти определения параметров для большого числа РЗС. Эту
задачу можно решать двумя путями: во-первых, созданием
однородных (по методике обработки) фотометрических ката-
логов с использованием единых наборов изохрон и единооб-
разного учета поглощения света, что ведет к единой шкале
расстояний и возрастов РЗС; во-вторых, путем тщательно-
го отбора членов РЗС с помощью лучевых скоростей и соб-
ственных движений. Точность собственных движений можно
увеличить как получением новых оценок собственных дви-
жений на основе глубоких обзоров неба разных эпох и полу-
чением положений последних эпох с помощью новых ПЗС-
наблюдений звезд в полях РЗС, так и дальнейшим сведением
как отдельных каталогов относительных собственных движе-
ний, так и глобальных каталогов (Tycho-2, FONAC, UCAC-2
и др.) в одну систему. Новые каталоги точечных источников в
ИК-области (2MASS, GLIMPSE) привели, с одной стороны, к
открытию большого числа не известных ранее РЗС, и, с дру-
гой стороны, дали возможность оценивать параметры РЗС
по однородным ИК-данным.
В решение этих задач посильный вклад вносит коллектив
Астрономической обсерватории УрГУ. Основная надежда на
расширение исследований РЗС возлагается на вступившую в
строй ПЗС-камеру Alta U32 (матрица 2184 x 1472 элементов
размером 6.8 x 6.8 мкм) фирмы Апогей, США, установлен-
ную на 500-мм телескопе SBG обсерватории (производство
фирмы Карл Цейсс Йена, ГДР), а также на ПЗС-камеру Alta
U6 (матрица 1024 x 1024 элементов размером 24 x 24 мкм)
фирмы Апогей, США, установленную на 453-мм телескопе
АЗТ-3.
19

Кинематика звезд в рассеянном скоплении Ясли
Локтин А.В.
На основе составленного для данного исследования сводно-
го каталога собственных движений звезд в области рассеянно-
го скопления Ясли исследовано движение членов этого скоп-
ления. Сводный каталог составлен с использованием 9-ти ис-
ходных каталогов, и содержит 1866 звезд, встречающихся как
минимум в двух исходных каталогах. По собственным движе-
ниям сводного каталога и фотометрическим критериям выде-
лен 261 член скопления, причем полученный каталог членов
скопления можно считать полным до V  +13 m , хотя встре-
чаются звезды до V  +15 m . С использованием данных полу-
ченного каталога членов Яслей исследованы сегрегация масс,
растяжение/сжатие и вращение скопления (с учетом эффек-
та схождения к радианту), получена зависимость дисперсии
остаточных скоростей от массы звезд. Кинематика звезд в
Яслях сравнивается с кинематикой звезд в рассеянных скоп-
лениях Плеяды и М67, для которых ранее были проведены
подобные исследования.
Звездные потоки: происхождение и эволюция
Мюлляри А.А., Орлов В.В.
Проводится статистический анализ распределения простран-
ственных скоростей звезд окрестности Солнца. Выделены три
вероятно неслучайных потока звезд, соответствующие извест-
ным движущимся скоплениям Гиады, Плеяды и Большая Мед-
20

ведица. В пределах потоков выделяются более мелкие сгу-
щения звезд. Оценивается статистическая значимость этих
групп. Показано, что для изучения тонкой структуры потоков
требуются массовые высокоточные наблюдательные данные
(собственные движения, параллаксы, лучевые скорости).
Обсуждаются различные сценарии формирования звезд-
ных потоков: распад рассеянных скоплений, присутствие сверх-
скоплений, возмущение со стороны спирального узора. Рас-
смотрена эволюция потоков в регулярном поле Галактики с
учетом взаимодействия звезд потока с гигантскими молеку-
лярными облаками (ГМО). Получены оценки времени жизни
потоков в зависимости от принимаемого радиуса r c потока
в пространстве положений. При r c = 200 пк среднее время
разрушения потока составляет около 1 млрд. лет. Взаимодей-
ствие с ГМО существенно (в несколько раз) сокращает сред-
нее время жизни потока.
Работа выполнена при частичной поддержке РФФИ
(грант 04-02-17447).
Components of Open Cluster System of the Galaxy from
Kinematic Analysis
Nikiforov I.I, Kazakevich E.E.
A simple kinematic analysis including the estimation of the
distance to the center of rotation of Galactic subsystem, i.e. to
the Galactic center, has produced distinctly different results for
three components of the Galactic open clusters systemclusters
of young, intermediate, and old ages. An essential part of these
results occurred to be unexpected and seems not to be treated
21

earlier in literature. Possible interpretations of the effects found
are discussed. This work was partly supported by the Russian
Foundation for Basic Research (grant no. 04-02-17447) and by
the Program for Development of Scientific Potential of High
School (grant no. 37552).
Население рассеянных скоплений диска Галактики
Пискунов А.Э., Харченко Н.В.
Представлены недавние результаты исследования населе-
ния рассеянных скоплений диска Галактики, основанного на
всенебесном каталоге ASCC-2.5, который базируется на ка-
талогах семейства Hipparcos/Tycho и ряде наземных катало-
гов. В ASCC-2.5 идентифицированы 520 известных и выяв-
лены 130 новых скоплений, для которых на основании ком-
бинированных пространственно - кинематических вероятно-
стей выделены члены скоплений и установлены новые од-
нородные структурные (угловые размеры), кинематические
(собственные движения и лучевые скорости) и эволюционные
(возраст) шкалы параметров. Эта выборка 650 оптических
скоплений полна до 850 пк, что позволяет сделать несмещен-
ные оценки кинематики и пространственного распределения
населения скоплений. Кинематика скоплений хорошо согла-
суется с движением звезд поля тонкого диска и характери-
зуется угловой скоростью вращения вокруг оси Галактики

0 = 27:5  1:3 км/с/кпк. Пространственное распределение
скоплений соответствует параметрам: положение плоскости
симметрии Z 0 = 22  4 пк, шкала высоты h Z = 56  3
пк, поверхностная и объемная плотности  = 114 кпк 2 и
22

D(Z 0 ) = 1015 кпк 3 , общее количество скоплений в диске
 10 5 . Значимые флуктуации распределения скоплений в фа-
зовом пространстве интерпретируются нами как признак су-
ществования физически связанных и имеющих общее проис-
хождение группировок скоплений с характерным размером 1
кпк и состоящих из 10-30 членов. Наиболее интересными ком-
плексами являются пояс Гулда (log t < 7:9) и группа Гиад
(log t > 8:85), показывающая большое движение в направле-
нии антицентра Галактики. Кроме того выделены два ком-
плекса промежуточного возраста (log t  8:45). Мы оценили
скорость образования и время жизни рассеянных скоплений
как 0:23  0:03 кпк 2 млн.лет 1 и 32231 млн.лет, соответ-
ственно. Это подразумевает, что за время существования дис-
ка в нем сменилось от 30 до 40 поколений скоплений и через
них прошло не более 10% звезд диска.
23

Галактики
Эллиптические галактики - системы спиральные!
Баренбаум А.А.
Современная морфологическая классификация галактик,
подразделяющая их на эллиптические (Е) и спиральные (S)
типы, основана на анализе очертаний этих звездных систем
на фотографиях в оптическом диапазоне длин волн. Вместе
с тем известно, что при фотографировании галактик, в осо-
бенности S-типов, с различными фильтрами или при разной
длительности времени экспозиции конструкции этих систем
могут существенно меняться. У галактик происходит смеще-
ние положений отдельных спиральных ветвей, и даже начи-
нают наблюдаться ранее неизвестные спиральные ветви.
Наиболее разительно меняются очертания галактик при пе-
реходе от наблюдений в оптике к радиодиапазону. В этом слу-
чае примерно у 10 % крупных эллиптических и спиральных
галактик обнаруживаются сильно радиоизлучающие области
- джеты, нередко отстоящие от центральной оптической га-
лактики на очень большие расстояния и удаляющиеся от нее
со сверхсветовыми скоростями.
В сообщении с привлечением данных фактических наблю-
дений и теоретических соображений обоснована точка зрения,
что джеты Е-галактик, а также квазаров, N-галактик, сей-
фертовских галактик и других звездных систем с активными
ядрами представляют собой сечения витков гигантских элек-
24

тромагнитных спиралей. Находящиеся в спиралях заряжен-
ные частицы ускоряются продольным электрическим полем
спиралей до релятивистских энергий и, пересекая магнитные
силовые линии тех же спиралей, синхротронно излучают в
сторону наблюдателя.
Электромагнитные спирали возникают у галактик на ран-
ней стадии их формирования и в процессе эволюции этих
систем, по-видимому, преобразуются в обычные спиральные
ветви S-галактик.
Новые близкие галактики с активными ядрами, обна-
руженные на 1.5-м телескопе РТТ150
Бикмаев И.Ф., Сюняев Р.А., Ревнивцев М.Г., Бу-
ренин Р.А.
Представлены первые результаты работы по оптическому
отождествлению рентгеновских источников космических об-
серваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE на 1.5-м телескопе РТТ150.
Шесть источников оказались близкими (Z < 0.1) активными
ядрами галактик. Обсуждаются их основные наблюдаемые и
физические характеристики.
Комплексы звезд, скоплений и газа в спиральных ру-
кавах галактик
Ефремов Ю.Н.
Концентрация звездно-газовых комплексов в спиральных
рукавах является их важнейшей особенностью; объяснение
25

причин этой взаимосвязи необходимо для понимания проис-
хождения и комплексов и рукавов. Регулярное и квазирегу-
лярное распределение комплексов вдоль рукава согласуется с
их происхождением в результате крупномасштабной магнито-
гравитационной неустойчивости, развивающейся вдоль вол-
нового рукава, что связано с повышенной в рукаве плотно-
стью газа и регулярным магнитным полем. Однако эта ре-
гулярность наблюдается скорее в меньшинстве галактик. В
последнее время выясняется, что наиболее массивные моло-
дые скопления располагаются внутри звездных комплексов
или сами образуют комплексы - и это делает их изучение еще
более актуальным.
Эффективность звездообразования в спиральных га-
лактиках
Засов А.В.
Эффективностью звездообразования (SFE) принято назы-
вать темп звездообразования в расчете на единицу массы
межзвездного газа. В обзорном докладе предполагается дать
общее представление об измерении SFE, о ее связи с относи-
тельным количеством газа в диске и особенностями эволюции
галактик, а также остановиться на нерешенных проблемах
интерпретации имеющихся данных.
26

Шаровые скопления галактик Местной группы
Лютый В.М.
Сравниваются показатели цвета шаровых скоплений спи-
ральных галактик Местной Группы (Галактика, туманность
Андромеды M31, туманность Треугольника M33) и БМО. По-
ложение объектов на двухцветной диаграмме (U B) (B
V ) показывает, что шаровые скопления Галактики  старые,
возраст порядка 10 10 лет. В M33 очень мало старых скопле-
ний, в основном молодые  (10100)
10 6 лет  и промежу-
точного возраста. В M31 большинство скоплений  старые,
как и в Галактике, но есть также молодые и промежуточно-
го возраста. Если галактики образовались одновременно, то
как объяснить такое различие, тем более в галактиках одной
группы?
Скопления галактик в поле ESO606
Панько Е.А., Мухин В.В.
Мы приводим результаты анализа плотности распределе-
ния галактик в 606 поле Южного Атласа Неба ESO. Исходный
материал мы взяли из каталога "Мюнстерский красный обзор
неба (MRSS)". Для каждой галактики в каталоге приведены:
номер по каталогу, размеры большой и малой осей, эллиптич-
ность и позиционный угол изображения галактики, звездная
величина в общей для всего каталога фотометрической си-
стеме r F , экваториальные координаты в эпохе 2000.0. Обла-
сти повышенной концентрации галактик были найдены с при-
менением методики Mозаики Вороного (Voronoi tessellation
27

technique). В 606 поле ESO находится 29313 галактик ярче
20 m :58 ; найдено 59 скоплений галактик, среди которых 20
с количеством галактик больше 100. Для каждого скопления
найдены его площадь в квадратных угловых секундах, разме-
ры осей и эллиптичность наилучшего эллипса, средняя плот-
ность галактик в скоплении и контраст над уровнем средней
плотности во всем поле.
Спектральный и фотометрический мониторинг Сей-
фертовской галактики Ark 120 в 1992  2005 гг.
Сергеев C.Г., Проник В.И., Дорошенко В.Т. Голу-
бинский Ю.В, Сергеева Е.А.
В работе приводятся результаты спектрального монито-
ринга ядра Сейфертовской галактики первого типа (Sy1)
Ark 120 в Крымской Астрофизической Обсерватории в 1993
2005 гг. Добавление наших UBV фотоэлектрических наблю-
дений этой галактики в Крымской лаборатории ГАИШ в 1992
2005 гг. и BV RI-ПЗС мониторинга галактики в КрАО в
20022005 гг. позволили получить довольно плотные времен-
ные ряды по потокам в континууме и в эмиссионных линиях
в спектральной области 4300 5500  A. Наши данные по
Ark 120 прекрасно дополняют результаты мониторинга Пе-
терсона и др. (Peterson et al. ApJ, 501, 82, 1998) с 1991 до 1998
г. Сводные кривые блеска в континууме и линии H  , по всем
перечисленным выше наблюдениям представлены на рис. 1.
На кривых блеска видны три больших вспышки с амплитудой
0 m :7 0 m :9 с максимумами в 1991, в 1998 и 2005 гг. На эти
медленные изменения блеска накладывается более быстрая
28

F5100
F(Hb)
JD(2440000+)
6
8
10
12
14
16
18
8000 9000 10000 11000 12000 13000 14000
6
8
10
12
14
16
1992 1995 1998 2001 2004 Years
Рис. 1: Заполненные точки  наши спектральные наблюдения в континууме (F5100) и
линии H 
. Штрихи  данные Петерсона и др.(1998). Открытые квадратики  конти-
нуум из наших фотоэлектрических наблюдений в полосе V , а открытые треугольники
 континуум из наших ПЗС наблюдений в V . Поток в континууме дан в единицах
10 15 эрг см 2 с 1  A 1 , а поток в эмиссионной линии H 
 в единицах 10 13 эрг см 2 с 1 .
Большими открытыми кружками отмечены сомнительных точки.
переменность (на интервале месяцы) c амплитудой относи-
тельно среднего сглаженного значения  0 m :25. Из этого
же рисунка видно, что в разное время была разная реакция
линии H  , на изменения континуума. Временные ряды в кон-
тинууме и линии H  , дают двугорбую кросс-корреляционную
функцию (CCF) с максимумами на
t = +28 и
t = +52
дням при одинаковых коэффициентах корреляции r = 0:87.
Центр масс этой CCF соответствует запаздыванию измене-
ния потока H  , относительно континуума, равному 45 суткам.
Для линии H , запаздывание, определяемое по центру масс
CCF, равно 41.5 дня при коэффициенте корреляции в мак-
29

симуме r = 0:70 . В спектре ядра Ark 120 довольно сильны
линии Fe II и некоторые из мультиплетов Fe II значительно
искажают широкий компонент линии H  , с длинноволновой
стороны, создавая так называемый шельф. Нам удалось по-
строить модель шельфа и выделить его из линии H  . Поток
в шельфе уверенно коррелирует с линией H  , что свидетель-
ствует о связи эффективных зон формирования этих линий.
Эволюция центральных областей S0-галактик
Сильченко О.К.
Центральные области являются ключевыми объектами при
исследовании процессов эволюции галактик: именно там на-
капливаются последствия различных эпохальных событий в
жизни галактики, будь то внешние взаимодействия, погло-
щение спутника, или развитие внутренних неустойчивостей в
глобальных дисках. Линзовидные галактики, которые, судя
по всему, испытали эти события не позднее z=0.4-0.6 (около 5
млрд лет назад), в результате чего и приобрели свою линзо-
видную форму, особенно интересны в этом плане. В докладе
будут изложены результаты десятилетнего обзора представи-
тельной выборки близких линзовидных галактик с Мульти-
зрачковым спектрографом 6-метрового телескопа. Статисти-
ка средних возрастов и металличностей звездного населения
в центрах S0 галактиках в окружении разной плотности пока-
зывает значимые различия, что говорит о важности динами-
ческих процессов, вызванных влиянием соседних галактик.
30

Взаимодействие звезд как источник светимости ядер
галактик
Сурдин В.Г.
Популярная модель активного ядра галактики или кваза-
ра в виде массивной черной дыры с аккреционным диском
не может быть принята как универсальная. Общий анализ
эволюции плотных звездных скоплений в ядрах галактик по-
казывает, что роль основного источника энергии поочередно
могут играть различные физические процессы, в числе кото-
рых  взаимные столкновения и слияния звезд.
В данной работе, используя простую модель сферического
невращающегося звездного скопления с изотермическим рас-
пределением плотности, мы показали, что в светимости ядер
сейфертовских галактик 2 типа могут вносить существенный
вклад неупругие взаимодействия звезд и стимулированные
ими вспышки сверхновых.
Инфракрасная переменность ядра сейфертовской га-
лактики NGC 1068 в 1998-2004.
Таранова О.Г., Шенаврин В. И.
JHKLM - фотометрия сейфертовской галактики NGC 1068
на протяжении восьми лет подтвердила ее переменность в
ИК-диапазоне. Амплитуды колебаний блеска в фильтрах J
(1.25 мкм) и (2.2 мкм) лежат соответственно в пределах 0 m :15
и 0 m :3 и превышают ошибки наблюдений более чем в пять раз.
Ядро галактики NGC 1068 является переменным источником
и может находиться на разных стадиях активности. Блеск
галактики во всех фильтрах, кроме J , уменьшался с 1998 г.
31

по 2004 г. В фильтре J в этот период наблюдалась тенден-
ция к увеличению блеска. Переменный источник галактики
NGC 1068 является сложным структурированным источни-
ком. В диапазоне 1.25-5 мкм излучают, по-крайней мере, два
источника: "горячий", излучение которого проявляется в диа-
пазоне 1.25-1.65 мкм и "холодный", излучающий в длинно-
волновой области спектра (2.2-5 мкм). Цветовая температура
"горячего"увеличилась с 2300 К (начало наших наблюдений)
до 2700 K (конец наблюдений). Температура "холодного",
напротив, уменьшилась на несколько десятков градусов (в
диапазоне температур 800-900 К). Наблюдаемые в 1998-2004
гг. изменения ИК-блеска и цвета связаны с рассеянием пыле-
вой оболочки, которая образовалась вокруг ядра галактики
около тридцати лет назад и достигла максимальной плотно-
сти в 1994-95 гг. Анализ распределений энергии в спектре
галактики показал, что наблюдаемое излучение в диапазоне
1.25-5 мкм можно представить суммой излучений двух чер-
нотельных источников. Для первого интервала наблюдений
(JD2451400) температуры ?горячего? и ?холодного? источ-
ников составляют 3100 К и 760 К, соответственно. Для вто-
рого (JD2453230) - 3200 К и 720 К. "Горячий"источник яв-
ляется относительно компактным и его размеры в несколько
десятков раз меньше "холодного". Средние размеры ?горя-
чего? составляют 2:35  10 16 см, ?холодного? 7:8  10 17 см.
Суммарная средняя светимость двух источников в начале и в
конце наших наблюдений не изменилась. Средняя по спектру
?горячего? источника оптическая толщина пылевой оболоч-
ки составляет  1.5. В 2004 г. состояние пылевой оболочки
почти вернулось к уровню 1974 г., т.е. цикл образования и
рассеяния пылевой оболочки составил около 11000 суток ( 30
лет).
32

Flattened -models for elliptical galaxiess
Jiang Zhenglu, Ossipkov L.P.
Combining equipotential surfaces by Miyamoto and Nagai (1975)
and a potential of spherical -models by Dehnen (1993) and
Tremaine and others (1994) we introduce a class of flattened
-models for galaxies and study the properties of their potential-
density pairs and the two-integral distribution function. The
models are oblate and have a finite total mass and a positive
density.
The work was supported by FFBR grant 04-02-17447 and
RFBR/NSFC grant 04-02-39026/10271121.
Шаровые скопления в карликовых галактиках
Шарина М.Е., Афанасьев В.Л., Пуциа Т.Х.
Понимание роли карликовых галактик и их систем шаро-
вых скоплений (ШС) как строительных блоков массивных
спиральных и эллиптических галактик является одной из ак-
туальнейших проблем современной астрофизики. Изучение
химического состава и диаграмм "цвет-звездная величина"ша-
ровых скоплений в близких карликовых галактиках необходи-
мо для сравнения свойств этих долго живущих объектов в га-
лактиках различных морфологических типов и масс. К сожа-
лению, только галактики Местной группы достаточно близки
к нам, чтобы их шаровые скопления могли быть разрешены
на отдельные звезды горизонтальной ветви и красные гиган-
33

ты современными обсерваторями. Представлены результаты
измерения возраста, металличности и [a=F e] ШС в карлико-
вых спутниках M31: NGC147, NGC185 и NGC205, на осно-
ве спектров, полученных на 6м телескопе со спектрографом
SCORPIO. Выполнена фотометрия звезд в этих скоплениях
на материале снимков из архива Космического телескопа им.
Хаббла, чтобы изучить влияние морфологии горизонтальной
ветви на результаты спектрального анализа. Дается интер-
претация полученных данных. Представлены результаты по-
иска и спектральных наблюдений шаровых скоплений в кар-
ликовых галактиках близких групп и поля на расстоянии > 3
Mpc.
From Galactic Models to Dark Matter
Einasto, J.
A review of modeling the structure of the Galaxy and nearby
giant galaxies is given. We discuss Galactic models by Parenago
and Kuzmin, the Schmidt model, and steps to improve models
by inclusion explicitly galactic populations (subsystems) to the
model. To estimate global parameters of populations of the Galaxy,
a comparison with the model of the nearby giant galaxy M31 was
useful. Rotational data on M31 and other giant spiral galaxies
suggest the presence of a massive extended corona around giant
galaxies. Tests with dwarf companions of galaxies confirmed the
presence of massive non-stellar Dark Matter coronas.
34

Переменные звезды
Запятненность поверхности PZ Mon
Алексеев И.Ю., Бондарь Н.И.
Для звезды PZ Monкрасного карлика спектрального клас-
са dK2e выполнен анализ многолетних рядов данных, полу-
ченных по наблюдениям с 1992 по 2004 гг. на 125см телескопе
НИИ "КрАО". По результатам UBVRIфотометрии впервые
проведен поиск поверхностных неоднородностей и выполнено
моделирование параметров пятен и их распределения по по-
верхности звезды в рамках зональной модели запятненности
звезд. Рассмотрен уровень активности PZ Mon среди звезд с
активностью солнечного типа.
Эволюционные изменения периодов классических це-
феид
Бердников Л.Н.
Построены ОС диаграммы 247 классических цефеид. Ис-
пользовались опубликованные наблюдения, собранные в на-
шей базе данных по цефеидам, а также оценки блеска по фо-
топластинкам Гарвардской Астрономической обсерватории и
ГАИШ. Когда интервал времени, охваченный наблюдениями
достигает 100 лет, в 90 процентов случаев диаграммы ОС
имеют параболическую форму. При этом на параболы все-
35

гда накладываются квазипериодические колебания, которые
являются результатом частых скачкообразных изменений пе-
риодов.
Будущая система фотометрических стандартов
Захаров А.В, Миронов А.В, Николаев Ф.Н., Ту-
чин М.С., Амбарцумян А.Р.
Перед современной звездной фотометрией стоит задача хо-
тя бы на один порядок повысить систематическую точность
астрофотометрических измерений. Известно, что повышение
точности обходится весьма дорого. На этом пути необходи-
мо проделать большую работу, требующую значительных за-
трат времени и средств. Естественно возникает вопрос: ?Для
чего же нужна такая точность??. Проиллюстрируем необхо-
димость на одном примере. Сейчас в астрономии поставлена
задача измерить положения небесных объектов с погрешно-
стью порядка 10 угловых микросекунд и на их основе по-
строить инерциальную систему астрономических координат
в системе ICRS. Однако из-за того, что оптические аберра-
ции зависят от длины волны света, эту проблему нельзя ре-
шить без высокоточной многоцветной фотометрии. При этом
на первый план выходит задача минимизации не только и
не столько случайных ошибок, сколько ошибок систематиче-
ских, величину которых нельзя уменьшить путем увеличения
количества измерений. В лучших современных фотометриче-
ских обзорах величина систематической погрешности состав-
ляет 0 m :01 0 m :02.
В свою очередь, фотометрию такой точности нельзя по-
36

лучить без создания высокоточной системы звезд-стандартов
на всей небесной сфере, в которой систематическая погреш-
ность величин и показателей цвета не превышала бы 0: m 001,
которая обладала бы достаточной плотностью по всему небу
и охватывала бы широкий диапазон звездных величин (от са-
мых ярких до 15 m 17 m ).
Фотометрическая система, в которой измерены эти стан-
дарты, должна быть единой по всей небесной сфере и со-
держать набор фотометрических полос, предназначенных как
для определения физических параметров звезд и межзвезд-
ной среды, так и для определения текущих параметров аппа-
ратуры и атмосферы.
В России (ГАИШ) есть опыт создания системы из 8000
стандартов на северном небе, основанной на сравнении двух
каталогов: наземного (WBVR) и космического (Hipparcos). В
этой системе случайные отклонения между двумя каталога-
ми не превышают 0 m :002. Но существуют систематические
различия между этими каталогами достигающие 0 m :01 в раз-
ных частях небесной сферы. Решить проблему можно только
путем проведения новых фотометрических обзоров, как на-
земных, так и космических, и тщательного сравнения друг с
другом существующих и будущих каталогов.
На пути решения проблемы создания такой системы стан-
дартов есть серьезная организационная проблема. Как прави-
ло, из описания имеющихся каталогов нельзя понять ни дета-
лей процесса проведения наблюдений, ни подробностей мето-
дики обработки. В отличие от положения, существующего в
астрометрии, комиссиями МАС не выработано норм стандар-
тизации фотометрических систем и обработки фотометриче-
ских наблюдений. Полезно организовать специальный сайт в
37

сети Интернет, на котором наблюдатели могли бы разме-
щать всю необходимую информацию: методики наблюдений
и обработки, результаты измерений стандартов и вспомога-
тельных величин и проч.
Эти и многие другие вопросы современной астрофотомет-
рии обсуждались недавно на международной конференции
Будущее фотометрической, спектрофотометрической и по-
ляриметрической стандартизации, состоявшейся 811 мая
2006 года в Бельгии.
Долгопериодическая переменность сверхгиганта в рент-
геновской двойной Лебедь Х-1=V1357 CYG
Карицкая Е.А.., Лютый В.М., Бочкарев Н.Г., Ши-
манский В.В., Тарасов А.Е., Бондарь А.В., Гала-
зутдинов Г.А., Ли Б.-С., Метлова Н.В.
Фотометрическая и спектральная переменность Лебедя Х-
1 указывает на изменение параметров сверхгиганта на шкале
времени в десятки лет. Использовался 35-летний ряд фото-
метрических наблюдений, выполненных в Крымской лабора-
тории ГАИШ. Наибольшие изменения наблюдались в филь-
тре U (
U = 0 m :1). Спектральные наблюдения высокого раз-
решения выполнены в КрАО, на обсерватории Пик Терскол
и в BOAO (Южная Корея). Сопоставление результатов мо-
дельных расчетов фотометрической переменности и профи-
лей линии HeI 4713  A выполненных в рамках не-ЛТР при-
ближения, с наблюдаемыми приводит к заключению, что с
1997 по 2003-2004 годы радиус звезды вырос на 1 4%, а тем-
пература уменьшилась на 1300 2400 K.
38

Каталоги переменных звезд от Паренаго до наших
дней
Самусь Н.Н.
После Второй мировой войны Международный астрономи-
ческий союз поручил работу по подготовке каталогов пере-
менных звезд астрономам СССР. Со времени первого изда-
ния Общего каталога переменных звезд, подготовленного под
руководством П.П. Паренаго и Б.В. Кукаркина и опублико-
ванного в 1948 г., эти работы не прекращались. Сейчас они ве-
дутся совместно Институтом астрономии РАН и ГАИШ МГУ.
В докладе будет представлен обзор последних результатов в
области составления каталогов переменных звезд. Будут рас-
смотрены как проблемы, так и новые возможности, связанные
с современными массовыми автоматическими фотометриче-
скими обзорами звездного неба, с переводом фотографиче-
ских фототек в цифровую форму.
Пульсации в атмосферах Ap звезд
Сачков М.Е., Рябчикова Т.А.
Представлены результаты наблюдательных исследований
пульсирующих магнитных пекулярных звезд (roAp). Значи-
тельный прогресс в этой области был достигнут благодаря
получению высокоточных спектральных данных с высоким
временным разрешением совместно с высокоскоростными фо-
тометрическими данными. Спектральные исследования пуль-
саций roAp звезд позволили обнаружить интересный феномен
39

экстремальной вертикальной химической неоднородности ат-
мосфер этих звезд. Детальный анализ пульсационного пове-
дения отдельных спектральных линий позволил определить
связь между амплитудой и фазой пульсаций и вертикальной
стратификацией химических элементов.
Анализ спектров высокого разрешения ТДС как ме-
тод изучения химического состава планетарных ту-
манностей
Шиманский В.В., Бикмаев И.В., Шиманская Н.Н.,
Жучков Р.Я., Шигапов Р.Р.
В работе выполнены исследования химического состава тес-
ных двойных систем, прошедших стадию общей оболочки и
являющихся остатками ядер планетарных туманностей. Спек-
тры высокого разрешения для набора фаз орбитального пери-
ода V471 Tau получены на телескопе РТТ - 150 и исследованы
с использованием модернизированного комплекса SYNTH-K.
Найдено, что спектры показывают заметную переменность
с появлением эмиссионных компонент в зависимости от фа-
зы орбитального периода системы. Для определения химиче-
ского состава звезды получены "солнечные"силы осциллято-
ров более 500 линий. Найдено, что химический состав V471
Tau является композиционным и характеризуется избытками
линий элементов -процесса при солнечном содержании эле-
ментов железного пика. Оценки избытков различных элемен-
тов позволяют определить их долю в веществе планетарной
туманности, сбрасываемой главной компонентой на поздних
стадиях ее эволюции.
40