1. Введение в строй и начало тестовой работы РЦНД ИНТЕГРАЛ .
17 октября 2002 г. российской ракетой-носителем ПРОТОН была выведена на высокоапогейную орбиту международная обсерватория гамма-лучей ИНТЕГРАЛ. В обмен на запуск космического аппарата российские ученые получили право на ~25% наблюдательных данных миссии. Эти данные будут поступать в Российский Центр Научных Данных (РЦНД) проекта ИНТЕГРАЛ, созданный в Институте Космических Исследований РАН.
РЦНД включает в себя архив данных, управляемый сервером Sun SR280R, сервер авторизации и расчетов Sun SR280R, два компьютера Sun Blade 2000 для системы создания и адаптации математического обеспечения, стример и три компьютера на базе Intel-процессоров. На выше перечисленное оборудование в тестовом режиме установлено математическое обеспечение, позволяющее работать с данными обсерватории ИНТЕГРАЛ, проходящей в настоящее время фазу калибровочных наблюдений. Проведены тестовые сеансы передачи данных из Европейского Центра Данных проекта в РЦНД.
(Академик Сюняев Р.А. rs@hea.iki.rssi.ru, д.ф.-м.н. Павлинский М.Н. 333-23-66, mykle@hea.iki.rssi.ru, д.ф.-м.н. Гребенев С.А., 333-22-22, sergei@hea.iki.rssi.ru )
2. Массивные рентгеновские двойные как индикатор звездообразования.
На основе наблюдений нашей Галактики, Магеллановых Облаков и близких галактик с интенсивным звездообразованием обсерваториями CHANDRA, ASCA, RXTE и МИР/КВАНТ исследована связь популяции аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд в массивных рентгеновских двойных с процессами звездобразования. Показано, что распределение массивных рентгеновских двойных по светимости в рентгеновском диапазоне описывается универсальным законом -- степенным распределением с наклоном 1.6, обрывающимся на светимости lg(LX) ~ 40.5 (эрг/сек), нормировка которого прямо пропорциональна темпу звездообразования в рассматриваемой галактике. Существование универсальной функции светимости позволяет использовать количество и/или интегральную светимость массивных рентгеновских двойных в галактиках для измерения темпа звездообразования как в локальной Вселенной, так и в удаленных галактиках, расположенных на больших красных смещениях. Применимость этого метода на больших красных смещениях проверена на основе наблюдений галактик с высоким темпом звездообразования в глубоких обзорах неба, выполненных обсерваторией CHANDRA.
Связь между рентгеновской светимостью галактик с интенсивным звездообразованием в диапазоне 2-10 кэВ и темпом звездобразования, определенным с помощью стандартных индикаторов. В качестве стандартных индикаторов звездообразования использовались светимость в радио-, ультрафиолетовом, инфракрасном диапазонах и в линии H? водорода. Синие и зеленые точки -- близкие звездообразующие галактики, красные точки -- далекие галактики, расположенииые на красных смещениях z=0.2-1.3 (по данным глубоких обзоров неба обсерваторией CHANDRA). Сплошной линией показана ожидаемая зависимость, полученная на основе анализа функции светимости рентгеновских двойных в ближайших галактиках по данным обсерваторий CHANDRA, ASCA и RXTE. Нелинейная зависимость, проявляющаяся при низких темпах звездообразования не вызвана нелинейными эффектами звездообразования, а связана со статистическими свойствами интегральной светимости популяции дискретных источников.
(д.ф.-м.н. М.Р. Гильфанов, академик Р.А. Сюняев, 333-33-77, tim@hea.iki.rssi.ru)
(Grimm, H.-J.; Gilfanov, M.; Sunyaev, R. High Mass X-ray Binaries as a Star Formation Rate Indicator in Distant Galaxies. MNRAS accepted, 2002.)
3. Потоки охлаждения как болометры механической энергии активных ядер
галактик.
Предложена модель для определения механической энергии активных ядер галактик по радиационной светимости газа в центральных областях скоплений галактик.
Предположение, что радиационное охлаждение газа в центральных областях скоплений галактик компенсируется нагревом механической энергией, снабжаемой сверхмассивной черной дырой, означает, что наблюдаемая светимость газа ставит нижний предел на энерговыделение активного ядра. Эффективность преобразования механической энергии, производимой активным ядром, в тепловую энергию газа плохо известна, но может быть высокой даже при отсутствии сильных ударных волн. Эти аргументы неизбежно приводят к выводу, что средняя по времени механическая энергия активных ядер в потоках охлаждения значительно превышает наблюдаемую в настоящий момент светимость этих ядер. Энергетический баланс между охлаждением газа и нагревом за счет механической энергии ядра требует наличия механизма обратной связи. В качестве простейшего примера такого механизма рассмотрена модель, в которой темп аккреции описывается классической формулой Бонди. Применение этой модели к случаю галактики М87 указывает на то, что темп аккреции на уровне, задаваемом формулой Бонди, продолжается вплоть до нескольких гравитационных радиусов черной дыры и значительная часть энергии (на уровне процентов от массы покоя аккрецирующего вещества) отводиться в виде механической энергии.
(д.ф.-м.н. Е.М. Чуразов, академик Р.А. Сюняев chur@hea.iki.rssi.ru)
(Е.Чуразов, Р.Сюняев, В.Форман, Х.Борингер "Потоки охлаждения как болометры механической энергии активных ядер галактик" 2002, MNRAS, 332, 729)
4. Массивные рентгеновские двойные как индикатор звездообразования.
Исследована популяция массивных рентгеновских двойных в галактиках и их связь с процессами звездобразования в локальной Вселенной (при малых красных смещениях). Показано, что связь между интегральной рентгеновской светимостью массивных рентгеновскиих двойных и темпом звездообразования, полученная на основе анализа близких галактик, применима и на больших красных смещениях.
На основе наблюдений близких галактик с интенсивным звездообразованием обсерваториями CHANDRA и ASCA и наблюдений нашей Галактики и Магеллановых Облаков обсерваториями RXTE, ASCA и МИР/КВАНТ показано, что количество и интегральная светимость массивных рентгеновских двойных в рентгеновском диапазоне может быть использована для измерения темпа звездообразования. Количество массивных рентгеновских двойных в галактиках прямо пропорционально темпу звездообразования. На основе анализа большого числа наблюдаемых функций светимости в нашей Галактике и ближайших галактиках показано, что в широком интервале темпов звездообразования распределение массивных рентгеновских двойных по светимости описывается универсальным законом. Универсальная функция светимости массивных рентгеновских двойных близка к степенному распределению с наклоном 1.6 и обрывом на светимости LX ~ 1040 эрг/сек. Нормировка функции светимости прямо пропорциональна темпу звездообразования в рассматриваемой галактике.
Сравнение этих результатов с наблюдениями галактик с высоким темпом звездообразования, расположенных на больших красных смещениях (до z ~ 1.2), обсерваторией CHANDRA в поле Hubble Deep Field North показало, что связь между интегральной рентгеновской светимостью массивных рентгеновскиих двойных и темпом звездообразования, полученная на основе анализа близких галактик, применима и на больших красных смещениях
(д.ф.-м.н. М.Р. Гильфанов, академик Р.А. Сюняев, 333-33-77, tim@hea.iki.rssi.ru)
(Grimm, H.-J.; Gilfanov, M.; Sunyaev, R. High Mass X-ray Binaries as a Star Formation Rate Indicator in Distant Galaxies. MNRAS accepted, 2002.)
5. Предложен новый метод диагностики горячей плазмы в скоплениях галактик и переменности активных ядер галактик в относительно недавнем прошлом (от нескольких сотен до примерно миллиона лет назад), детально исследованы соответствующие наблюдательные эффекты.
Метод основан на обнаружении и изучении свойств рассеянного рентгеновского излучения от межзвездной и межгалактической плазмы. В частности, было рассмотрено явление пространственной диффузии рентгеновского излучения межгалактического газа в резонансных линиях, в результате которого наблюдаемое линейчатое рентгеновское излучение от скоплений галактик должно быть поляризовано. Таким образом, по данным рентгеновской поляриметрии с хорошим спектральным разрешением может быть получена важная информация о свойствах горячего газа, в том числе о характерной скорости турбулентных движений. Его применение станет возможным после вывода на орбиту рентгеновских обсерваторий следующего поколения. Также была рассмотрена ситуация, в которой ядро центральной доминирующей галактики скопления было активным в прошлом в течение определенного времени. Показано, что мы могли бы наблюдать рентгеновское излучение, испущенное в центре и рассеянное на горячем газе скопления, в течение примерно миллиона лет после окончания цикла активности ядра. Особенно сильный сигнал ожидается в резонансных линиях и в жестком рентгеновском континууме. Эффект предоставляет уникальную возможность изучения истории активных ядер галактик.
(к.ф.-м.н. С.Ю. Сазонов, д.ф.-м.н. Е.М. Чуразов, ss@hea.iki.rssi.ru )
(Sazonov, S. Yu.; Churazov, E. M.; Sunyaev, R. A. Polarization of resonance X-ray lines from clusters of galaxies. MNRAS, 333, 191S, 2002.; Sazonov S.Yu., Sunyaev R.A., Cramphorn C. Constraining the past X-ray luminosity of AGN in clusters of galaxies: The role of resonant scattering. A&A, v. 393, p. 793, 2002.)
6. Первое в истории, наблюдавшееся изменение темпа аккреции, в галактической двойной системе от "до-Эддингтоновского" до значительно превышающего Эддингтоновский предел.
В 2002 году был закончен цикл работ по необычному рентгеновскому транзиенту V4641 Sgr. Показано, что впервые в истории наблюдений галактических двойных систем в этом источнике наблюдалось изменение темпа аккреции от до-Эддингтоновского значения до значительно сверх-Эддингтоновского. Показано, что в пике всплеска вокруг черной дыры образовалась протяженная плотная оболочка, которая поглощала значительную часть рентгеновского излучения, сгенерированного вблизи черной дыры, и переизлучала полученную энергию в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах. Наличие этой оболочки и ее эволюция в ходе всплеска позволили объяснить большой ряд необычных рентгеновских и оптических свойств источника, обнаруженных нами в ходе исследования. По своим пекулярным рентгеновским свойствам источник V4641 Sgr может сравниться лишь с уникальными рентгеновскими источниками - галактическими микроквазарами SS433 и GRS1915+105.
Специально разработанный пакет программ обработки данных позволил провести спектральный анализ излучения к транзиента V4641 Sgr в чрезвычайно важный момент - в момент 100 кратного кратковременного уменьшения рентгеновского потока, которое, как мы полагаем, было вызвано поглощением в оптически толстой оболочке, образовавшейся вокруг черной дыры в ходе вспышки. Именно в этот момент источник становился прямым аналогом галактического микроквазара SS433 - прямое рентгеновское излучение практически полностью поглощено оптически толстой оболочкой, а наблюдаемое излучение, вероятно, рождается в оптически тонком горячем облаке.
(к.ф.-м.н. М.Г. Ревнивцев, д.ф.-м.н. М.Р. Гильфанов, академик Р.А. Сюняев, mikej@hea.iki.rssi.ru)
(Revnivtsev, M.; Gilfanov, M.; Churazov, E.; Sunyaev, R. Super-Eddington outburst of V4641 Sgr. A&A, v. 385, p. 904R, 2002; Revnivtsev, M., Sunyaev, R., Gilfanov, M., Churazov, E. V4641Sgr - A super-Eddington source enshrouded by an extended envelope. A&A, v. 385, p. 904R, 2002.)
7. С высокой степенью достоверности, первое экспериментальное наблюдение диффузионной неустойчивости в оптически толстых аккреционных дисках.
Были проведен анализ экспериментальных данных рентгеновской двойной системы KS1731-260. Этот источник был открыт телескопом ТТМ обсерватории МИР-КВАНТ в 1989 году и практически пропал с рентгеновского неба в 2001 году. Мы показали, что эволюция источника за прошедшие 15 лет может быть поделена на две стадии. При светимости источника менее ~1037 эрг/с он демонстрировал значительные вариации потока (фактор несколько) на масштабах месяцев, а при светимости выше некоторого уровня его поток стабилизировался и его переменность не превышала десятка процентов. Мы полагаем, что в этом источнике практически впервые наблюдалась давно предсказанная диффузионная неустойчивость, которая должна быть в оптически толстых аккреционных дисках. Если наше предположение верно, то наблюдаемая кривая блеска позволяет определить коэффициент вязкости в аккреционнном диске, что является чрезвычайно важным результатом в свете последних достижений численного моделирования магнитной вязкости аккреционнных дисков.
(Н.Л. Александрович, М.Г. Ревнивцев mikej@hea.iki.rssi.ru)
(Александрович Н.Л., к.ф.-м.н. Ревнивцев М.Г., Арефьев В.А., Сюняев Р.А., Скиннер Дж. Долговременные наблюдения рентгеновского транзиентного барстера KS1731-260 орбитальной обсерваторией "Мир-Квант". Письма АЖ, т. 28, стр. 323, 2002.)
8. Представлены результаты наблюдений мощного рентгеновского всплеска от рекуррентного транзиентного источника SAX J1747.0-2853, расположенного вблизи центра Галактики. Этот всплеск был зарегистрирован телескопом АРТ-П обсерватории "Гранат" 20 октября 1991 г. Временной профиль всплеска имел особенности, явно указывающие на произошедшее в начале всплеска расширение фотосферы нейтронной звезды. Излучение источника в спокойном состоянии телескопом АРТ-П зарегистрировано не было. Фактически, сам источник был открыт лишь семь лет спустя спутником BeppoSAX во время периода рентгеновской активности.
(д.ф.-м.н. С.А. Гребенев, к.ф.-м.н. А.А. Лутовинов, 333-22-22, sergei@hea.iki.rssi.ru)
(Гребенев С.А, Лутовинов А.А., Павлинский М.Н., Сюняев Р.А. Рентгеновская вспышка, зарегистрированная в 1991 г. от транзиентного источника SAX J1747.0-2853. Письма АЖ, т. 28, стр. 889, 2002.)
9.Экспериментально показано, что переменность рентгеновского излучения ярких маломассивных рентгеновских двойных на малых временных масштабах связана с одной спектральной компонентой аккреционного потока.
Выдвинута гипотеза, что переменность рентгеновского излучения в ярких маломассивных рентгеновских двойных обусловлена излучением пограничного слоя, формирующегося вблизи поверхности слабозамагниченной медленно вращающейся нейтронной звезды.
Исследована спектральная переменность в ярких маломассивных рентгеновских двойных на временных масштабах от миллисекунд до десятков секунд. На основе наблюдений источников GX340+0 и 4U1608-52 обсерваторией RXTE показано, что зависимость амплитуды короткомасштабной переменности от энергии имеет одинаковую форму на всех Фурье частотах выше f > 1 Гц, включая апериодическую переменность, низко- и среднечастотные квазипериодические осцилляции (QPO) и килогерцовые QPO. Этот факт в сочетании с высокой когерентностью сигнала в разных энергетических диапазонах и отсутствием значительных временных задержек между короткомасштабными кривыми блеска в разных энергетических диапазонах свидетельствует о том, что все виды переменности на масштабах f>0.5-5 Гц связаны с вариациями одной и той же компоненты в спектре аккрецирующей нейтронной звезды. Очевидно, что эта спектральная компонента соответствует вполне определенной компоненте аккреционного потока. Важно отметить, что килогерцовые квазипериодические осцилляции возникают в той же части аккреционного потока, что остальная, более низкочастотная часть апериодической переменности. Энергетический спектр переменной компоненты значительно жестче, чем средний спектр, несовместим со спектром излучения аккреционного диска и может быть описан комтонизированным излучением черного тела с температурой ~2 кэВ. Выдвинута гипотеза, что переменность рентгеновского излучения в ярких маломассивных рентгеновских двойных обусловлена излучением пограничного слоя, формирующегося вблизи поверхности слабозамагниченной медленно вращающейся нейтронной звезды. Излучение аккреционного диска имеет более мягкий спектр, существенно менее переменно и вносит вклад в наблюдаемую переменность рентгеновского излучения только на низких частотах.
(к.ф.-м.н. М.Г. Ревнивцев, С. Мольков, д.ф.-м.н. М.Р. Гильфанов, mikej@hea.iki.rssi.ru)
(Revnivtsev M., Molkov S., Gilfanov M. Aperiodic variability in the luminous LMXBs: emission from the boundary layer? M. A&A, submitted, 2002)
10. В кривой блеска рентгеновского излучения солнечной вспышки 10 июня 1990г по данным обсерватории "Гранат" обнаружены квазипериодические осцилляции с периодом 143.2 +/- 0.8 с.
Амплитуда этих пульсаций составляет ~5 % от полной интенсивности вспышки. Анализ полученных данных показал, что характерные размеры магнитной петли, ответственной за эти пульсации, составляют ~(1-2.8)x10^10 см.
Данные наблюдений показали, что в процессе вспышки источник рентгеновского излучения перемещается по диску Солнца, что, по-видимому, означает, что при генерации рентгеновского излучения в различные моменты вспышки доминируют различные части одной петли, или системы магнитных петель
(д.ф.-м.н. О.В.Терехов, А.Г. Кузьмин, А.В.Шевченко, С.Ю.Сазонов, Р.А.Сюняев, 333-53-00, terekhov@hea.iki.rssi.ru)
( О.В.Терехов, А.Г.Кузьмин, А.В.Шевченко, С.Ю.Сазонов, Р.А.Сюняев, Лунд, Astronomy Letters, Vol. 28, No. 6, 2002, p. 397; Astronomy Letters, Vol. 28, No. 12, 2002, p. 853)
11. Завершена работа над каталогом космических гамма-всплесков, зарегистрированных прибором ФЕБУС орбитальной астрофизической обсерватории "Гранат". В заключительную, четвертую, часть каталога вошла информация о 32 событиях, зарегистрированных с октября 1994г. по декабрь 1996г. Полный каталог содержит подробную информацию о параметрах 206 гамма-всплесков (1989 - 1996 гг.). Приводятся кривые блеска всплесков в диапазоне 100 кэВ-1.6 МэВ, интегральные энергетические спектры (100 кэВ-100 МэВ), информация о полном потоке энергии и потоке энергии в максимуме светимости в диапазоне >100 кэВ. Среднее значение
(д.ф.-м.н. О.В.Терехов, к.ф.-м.н. А.Ю.Ткаченко, 333-53-00, terekhov@hea.iki.rssi.ru)
(Ткаченко А.Ю., Терехов О.В., Денисенко Д.В., Сюняев Р.А., Кузнецов А.В и др. ПАЖ, 2002 г., т.28, с.403; 1998 г., т.24,
с.833; 1995 г., т.21, с.83; 1994 г., т.20, с.323)
12. По результатам большого числа рентгеновских экспериментов найдено глобальное соотношение число-полный поток для быстрых рентгеновских транзиентов.
Быстрые рентгеновские транзиенты (БРТ) длительностью от секунд и до часов наблюдались многими космическими экспериментами. Были собраны архивные данные с Ariel-5, HEAO-1 A1 и A2, WATCH, ROSAT и Einstein для того, чтобы получить глобальное соотношение между полным потоком и частотой возникновения этих событий (logN-logS). Описывая это распределение простым степенным законом его индекс равен -1.0(+0.2/-0.3). Источники быстрых рентгеновских транзиентов без сомнения гетерогенны. Показатель степени, ~-1, получается в результате наложения этих разнообразных источников. Одними из вероятных источников быстрых рентгеновских транзиентов являются гамма-всплески и звездные вспышки. Как гамма-всплески, так и звездные вспышки будут иметь распределение полного потока более плоское, чем -3/2, какое бы ожидалось для стандартных свечей при изотропной геометрии. Экстраполируя от каталога гамма-всплесков BATSE, найдено, что доля рентгеновских вспышек, которые могут быть связаны со стандартными гамма-всплесками, является функцией выделенной энергии. Точная доля рентгеновских компаньонов гамма-всплесков чувствительна к распределению R(X/g), которая была оценена из доступных экспериментальных измерений. Очевидно, что большинство БРТ не связаны со стандартными гамма-всплесками. Доля БРТ от других источников, таких как магнитные звезды, наиболее велика для наиболее слабых всплесков. Наше понимание этого явления могло бы значительно улучшиться, если бы имелась большая однородная база данных таких всплесков, которую может дать широкоугольный, чувствительный эксперимент.
( Арефьев В.А., Бороздин К., 333-45-23,gita@hea.iki.rssi.ru )
(Arefiev V., Priedhorsky W., Borozdin K., Fast X-ray Transients and Their Connection to Gamma-Ray Bursts. ApJ accepted, 2002;)
13. Исследована динамическая эволюция системы состоящей из двух тонких сферически симметричных гравитирующих оболочек обращающихся в поле центрального тела. Найдена максимальная скорость вылета одной из оболочек в результате баллистического взаимодействия в Ньютоновском приближении и в рамках ОТО.
Образование квазисферических выбросов, которые возможно наблюдаются в широких абсорбционных линиях, может оказаться продуктом выброса оболочек из окрестности СЧД, окруженной плотным массивным звездным скоплением, основанном на баллистическом взаимодействии гравитирующих оболочек. Результатом нашей работы стали условия, при которых одна из оболочек приобретает максимально возможную скорость при вылете на бесконечность.
Также очень интересным фактом, обнаруженным нами, оказалось то, что при превышении оболочками некоторого предела (зависящего от массы, углового момента, полной энергии и начальной) движение оболочек становится хаотическим. Это представлено на следующем рисунке.
Здесь представлена фазовая диаграмма для оболочек с массой m/M=0.01 при различном наборе энергий оболочек. Исследован ряд случаев аналогичной ограниченной задачи трех тел.
(М.В. Барков, аспирант, 333-45-88, barmv@sai.msu.ru; д.ф-м.н. Г.С. Бисноватый-Коган, 333-45-88, gkogan@mx.iki.rssi.ru; ЖЭТФ, том 122, No. 3, 435-458, 2002.)
14.Исследования формирования нейтронных звезд и направленных выбросов в замагниченных протозвездных облаках
Разработана программа, позволяющая проводить двумерные численные расчеты задач о коллапсе быстровращающихся протонейтронных звезд с магнитным полем и учетом нейтринных потерь. Построена численно модель равновесной быстровращающейся нейтронной звезды. Показано, что в результате коллапса формируется сильно диффренциально вращающаяся конфигурация. Анализ наших расчетов показывает, что в отличие от задачи о коллапсе протозвездных облаков, в данном случае вращение является существенно более дифференциальным. Следовательно, наличие даже слабого начального полоидального магнитного поля может привести к росту тороидальной компоненты и, в дальнейшем, к магниторотационному взрыву. На рисунке представлено распределение угловой скорости сформировавшейся в результате коллапса нейтронной звезды. Плотное ядро в центре звезды вращается с большой угловой скоростью (132.488), разреженная протяженная оболочка звезды вращается существенно медленнее.
(к.ф-м.н. С.Г.Моисеенко, 333-45-88, moiseenko@mx.iki.rssi.ru, д.ф-м.н. Г.С. Бисноватый-Коган, 333-45-88, gkogan@mx.iki.rssi.ru;
симпозиум IAU № 214 "Высокоэнергетичные процессы и явления в астрофизике" август 2002г. Сучжоу, Китай; конференция "Ветра, пузыри и взрывы" сентябрь 2002г. г.Патцкуаро.)
15. Поляризационные исследования межзвездной пыли в близких галактиках. С целью исследования наличия пыли, ее свойств и механизмов ориентации пылинок проведены поляризационные наблюдения на телескопе Цейс-1000 в п. Симеиз (Украина) в стандартных оптических полосах V и R ряда галактик, имеющих большой угловой размер (~ 10 угл. мин.): NGC147, NGC891, NGC3521, NGC4214, NGC4244, NGC4406, NGC4486, NGC4559, NGC5055, NGC5194, NGC5907, NGC6140, NGC6946, NGC7331, NGC7640, UGC2847. Проведена обработка наблюдений ряда галактик и получены параметры, описывающие крупномасштабное распределение их линейной поляризации. Найдено, что для сравнения модельных и экспериментальных данных по поляризации галактик и других протяженных астрономических объектов можно использовать зависимость поляризационного сигнала (изменение яркости при разных положениях поляроида) от яркости объекта в различных точках изображения. В простейшем случае - постоянство степени поляризации по всему полю изучаемого объекта, поляризационный сигнал будет пропорционален яркости с коэффициентом равным удвоенной степени поляризации. Такой метод позволяет разделить ненадежно определяемые при наблюдениях (из-за изменений атмосферного фона) значения постоянных величин поляризационного и яркостного сигналов и хорошо определяемые параметры, описывающих их взаимную линейную зависимость.
(Маслов И.А., тел.333-4011, imaslov@iki.rssi.ru)
16. Исследование нестационарных явлений в пылевом облаке Serpens Cloud. В 2002 году были проведены наблюдения отражательной туманности S68, расположенной на краю темного облака (созвездие Змея), и нескольких источников в ней. Были получены поляризационные снимки этой области в оптических полосах V и R на телескопе Цейс-1000 Института астрономии РАН (п.Симеиз, Украина) и инфракрасные снимки в полосах J и K на телескопе AZT-24 (Терамо, Италия). Кроме того, при помощи ИК- фотометра ГАИШ МГУ (п.Научный, Украина) в инфракрасной полосе М было проведено сканирование этой области по прямому восхождению. Ранее, по наблюдениям ведущимся с 1985 г., нами была обнаружена переменность инфракрасного излучения в 20 угл.сек. по прямому восхождению от освещающей туманность звезды BD+1o3694. В 2000 г. неожиданно на этом месте мы зарегистрировали оптический объект (полоса V) примерно 15 зв.вел., который в настоящее время не регистрируется, но наблюдается на снимках в полосах R и J. Цель проводимых исследований - построить модель источника и подтвердить или опровергнуть предположение о том, что наблюдаемая переменность вызвана изменениями в оптической толще облака по лучу зрения.
(Маслов И.А., тел.333-4011, imaslov@iki.rssi.ru)
17. Радиоинтерферометрические исследования. Исследования Туманности Ориона - формирование звезд
В результате гравитационной неустойчивости в газопылевом комплексе Туманности Ориона формируются активные зоны, содержащие компактные объекты. Этим процессам сопутствует мощное мазерное излучение в линиях водяного пара. Нами исследована тонкая структура этих зон в линиях H2O-мазерного излучения со сверх высоким угловым разрешением ~100 мксек дуги, что соответствует 0,045 а.е.
В период молчания 1995 г. обнаружен двусторонний джет и "пули". Размеры джетов достигает 3,0 а.е., а толщина не превышает 0,05 а.е. В центре находится яркая компактная деталь - сопло (<0.05 а.е., Tинж " 9 °1012 K.). Взаимодействие направленного потока частиц с окружающей средой определяет столкновительную накачку мазерного излучения. Установлено, что окружающая среда усиливает мазерное излучение структуры.
В конце 1998 г. произошла вспышка H2O мазерного излучения F " 4,3 МЯн. На начальном этапе в марте-октябре 1998 г. структура излучающей области практически сохранялась прежней: биполярный джет и пули. Но яркостная температура джета увеличилась на три порядка и достигла Tjet " 2°1015 K, а сопла на 4 порядка, Tb " 5°1016 K. На конечном этапе вспышки структура джета претерпевает существенные изменения - в центральной области проявляется тороидальная структура 1.2х0,8 а.е., толщиной ~ 0,15 а.е.
Джет имеет спиральную структуру. Шаг и диаметр спирали увеличиваются с удалением от инжектора и соответствуют: T = 1,3°R0,1 мсек и Ж = 0,28 + 0,08 R мсек. Наблюдаемые особенности структуры джета: высокая коллимация потока ~30, спиральная структура с возрастающим шагом, запаздывание прецессии определяются фокусирующим действием магнитного поля и его вязкостью.
В результате исследований со сверх высоким угловым разрешением одной из наиболее активных областей звездообразования, расположенных в ядре плотного молекулярного облака ОМС-1, Орион КЛ было установлено, что: