ИСТИНА

Комплексное изучение нашей и других галактик и их населений. Определение структурных и кинематических характеристик звездных систем. Изучение звездных скоплений. Исследования по звездной динамике.

1. Исследование звезд – “стандартных свечей” современной шкалы расстояний. В первую очередь, это радиально пульсирующие звезды высокой светимости – цефеиды, населяющие тонкий диск Галактики, а также лириды, звезды галактического гало. Выполнялись фотометрические исследования цефеид и лирид в рамках многоцветной фотометрии в полосах BVRIc. Преследовались две цели: (1) Определение параметров кривых блеска цефеид (в основном тех, которые были открыты в рамках обзоров ASAS) и лирид. (2) Изучение эволюционных изменений периодов цефеид и уточнение их эволюционных фаз, поиск резких изменений периода лирид и их эволюционных изменений. За пять лет для этих целей получено более 15000 измерений блеска в полосах BVRIc. (Исполнители – Л.Н. Бердников, А.К. Дамбис, В.В. Кравцов). Кроме того, выполнено более 1200 спектральных измерений лучевых скоростей цефеид северного неба с помощью корреляционного спектрографа – измерителя лучевых скоростей. (Исполнитель – Н.А. Горыня). Изученные с использованием исторических сведений о максимумах блеска примерно 10 цефеид показали эволюционные изменения на интервалах времени порядка 110-130 лет. По скорости и знаку изменения периодов они были классифицированы по номеру пересечения полосы нестабильности, что позволяет уточнить их светимость с учетом эволюционной фазы в полосе нестабильности. В случае с лиридами ситуация сложнее: интервал времени наблюдений 35 лирид явно недостаточен для уверенного выявления эволюционных изменений, но дает возможность заметить резкие изменения периодов. (Исполнители: Л.Н. Бердников, А.К. Дамбис). К числу важных результатов можно отнести разработку нового варианта классического метода Бааде-Беккера-Весселинка определения физических характеристик радиально пульсирующих звёзд. В отличие от метода поверхностной яркости или обобщения метода Балона, предложенного Расторгуевым и др. (2011, 2013), он сводится к моделированию спектроскопических измерений эффективных температур на основе имеющихся цветовых калибровок эффективной температуры и болометрической поправки. Благодаря исключительно высокой чувствительности калибровок к принятому значению избытка цвета оказывается возможным оценить избыток цвета E(B-V) с точностью порядка 0.01 mag, и на основе рассчитанных изменений радиусов непосредственно определить светимость цефеиды. К настоящему времени известно более 1100 спектроскопических измерений температур, поэтому данный метод – пока не будут измерены надежные параллаксы цефеид – имеет хорошие перспективы. По 35 цефеидам с хорошими фотометрическими и спектроскопическими данными построена новая зависимость период-светимость цефеид Галактики и выведена новая цветовая калибровка эффективных температур. (Исполнители: А.С. Расторгуев, Я.А. Лазовик, М.В. Заболотских). По спектральным наблюдениям с HST были измерены лучевые скорости горячего спутника цефеиды V350 Sgr, с привлечением распределения энергии в УФ, полученного орбитальной обсерваторией IUE уточнен спектральный класс спутника цефеиды (B8V-B0V) и определена динамическая масса цефеиды (около 5.3 +/- 0.2 солнечной). (Исполнители: А.С. Расторгуев, Н.А. Горыня). 2. Спиральный узор Галактики. Цефеиды, благодаря неплохой (в случайном смысле) шкале их расстояний, были использованы для определения основных параметров спирального узора в окрестности Солнца, где были обнаружены четыре фрагмента спиральных рукавов (внутренний рукав, рукав Киля-Стрельца, рукав Персея и внешний рукав). В предположении 4-рукавного узора угол закрутки определяется весьма уверенно, он составляет 9-10 градусов, в хорошем согласии с параметрами, найденными по кинематике (см. далее). Одновременно по различию в положениях спиральных рукавов, найденных по цефеидам и самым молодым объектам, мазерным источникам, сделана оценка скорости вращения спирального узора: 25.2 +/- 0.5 км/с/кпк. (Исполнители: А.К. Дамбис, Ю.Н. Ефремов, Л.Н. Бердников, А.С. Расторгуев, Е.В. Глушкова, В.В. Кравцов). 3. Изучение звездных скоплений. Предложен новый метод определения избытка цвета, возраста и расстояния рассеянных скоплений по фотометрическим данным проектов IPHAS+, VPHAS в полосах ri (фотометрической системы SDSS) и H_\alpha. По сути дела, он представляет собой имплементацию 3-цветного Q-метода или метода Визенхайта (H_\alpha-индекс). Метод прокалиброван по теоретическим изохронам возраста до 300 млн. лет (т.е. для скоплений со звездами спектрального класса А с сильными линиями водорода) и отлажен на выборке скоплений с хорошо известными физическими параметрами. (Исполнители: А.К. Дамбис, Л.Н. Бердников, Е.В. Глушкова). Разработан метод уточнения собственных движений, основанный на сравнении координат объектов в совокупности современных “всенебесных” каталогах, которые, вместе с каталогом GAIA DR1, обеспечивают покрытие интервала времени, достигающего 55-60 лет. Этот метод до эпохи GAIA DR2 позволил существенно увеличить точность собственных движений звезд и использовать их для массового изучения кинематики звезд поля и скоплений. Определены физические параметры 94 рассеянных скоплений. Для определения избытков цвета, возрастов и расстояний использована вся совокупность фотометрических данных в оптике и БИК. Использована упомянутая выше методика оценки избытки цвета с помощью H_\alpha-индекса. Попутно получены данные об индивидуальных вариациях закона поглощения в направлении каждого скопления. Сравнение фотометрических расстояний с тригонометрическими параллаксами каталога GAIA DR2 позволило независимо оценить систематическую поправку к тригонометрическим параллаксам, составляющую 45 +/- 9 мксд. (Исполнители: А.К. Дамбис, Е.В. Глушкова, А.А. Чемель, Л.Н. Ялялиева). 4. Кинематика галактических населений. С помощью указанного выше метода уточнения абсолютных собственных движений по разности координат звезд во “всенебесных” каталогах выведены средние абсолютные собственные движения 115 шаровых скоплений Галактики с характерной точностью порядка 0.4 мсд/год. Рассчитаны их орбиты в рамках модели гравитационного потенциала Галактики, включающего диск Миямото-Нагаи, гало Хернквиста, модифицированное изотермическое гало и вращающийся массивный бар Ферре. Модель нормирована на кривую вращения, полученную по галактическим мазерам (см. далее). Впервые показано, что массивный бар заметно возмущает орбиты даже не слишком близких шаровых скоплений и является эффективным источником хаотизации орбит скоплений. (Исполнители: А.А. Чемель, А.К. Дамбис, Е.В. Глушкова, А.С. Расторгуев, Л.Н. Ялялиева). По самой большой выборке галактических мазеров в областях звездообразования, включающей более 130 объектов, детально исследована кинематика и геометрия выборки и проанализировано динамическое состояние тонкого диска Галактики. Для вычислений использована наиболее детально разработанная версия метода статистических параллаксов, рассчитанная на анализ поля пространственных скоростей, включающего как дифференциальное вращение, так и линейные возмущения от волны плотности. Построена кривая вращения. Показано, что наилучшая кинематическая модель соответствует постоянству радиальной и вертикальной дисперсий скорости. Сделана кинематическая оценка расстояния до центра Галактики (8.25 +/- 0.20 кпк). Определены амплитуды возмущений скоростей от спирального узора и угол закрутки 4-рукавного спирального узора. Параметры кинематики хорошо согласуются с результатами исследования кинематики других молодых объектов (ОВ-звезд и цефеид) с учетом возрастных различий объектов. (Исполнители: А.С. Расторгуев, Н.Д. Уткин, М.В. Заболотских, А.К. Дамбис). По расстояниям 400 цефеид, определенных с помощью новой зависимости период-светимость (Лазовик и др. 2019), собственным движениям и лучевым скоростям, взятым из каталога GAIA DR2, методом статистических параллаксов построена кривая вращения Галактики и выведены все кинематические параметры (скорость Солнца, дисперсии скоростей и параметры 4-рукавного спирального узора). В пределах ошибок примененная шкала расстояний цефеид не нуждается в систематической поправке. (Исполнители: А.С. Расторгуев, Я.А. Лазовик, М.В. Заболотских, А.К. Дамбис). Аналогичные расчеты проделаны для большой выборки ОВ-звезд (более 2000) с фотометрическими расстояниями Дойчмана и Блаха-Хэмфрис, а также с тригонометрическими параллаксами GAIA DR2. Сделана оценка систематической поправки к тригонометрическим параллаксам, составляющей около 35-45 мсд. (Исполнители: А.С. Расторгуев, М.В. Заболотских). По выборке, включающей более 9000 лирид с уточненными собственными движениями по координатным данным на интервале около 65 лет (краткое описание методики см. выше) выполнен анализ кинематики на основе двумерного поля скоростей (тангенциальные скорости). По выборке 850 лирид с пространственными скоростями проекта LAMOST прослежено изменение формы и размеров эллипсоида остаточных скоростей с галактоцентрическим расстоянием. (Исполнители: Н.Д. Уткин, А.К. Дамбис, А.С. Расторгуев). 5. Физические основания звездной динамики. По данным Женевско-Копенгагенского обзора 14000 звезд-карликов исследована фрактальная структура солнечной окрестности. Число найденных структур со спектром размеров от неск. пк до десятков пк значительно превышает их ожидаемую численность в Пуассоновской однородной среде. Причина кластеризации состоит в вязкости грвитирующей среды, стимулирующей возникновение локальных клампов. Закон распределения расстояний до ближайшего соседа, играющий важную роль в кинетической теории звездных систем, обобщен на фрактальные гравитирующие среды, выведено обобщение распределения Хольцмарка. Показано, что среднее “межчастичное” расстояние определяется только фрактальной размерностью среды. В этом случае эффективное межчастичное расстояние до “ближайшего соседа” резко уменьшается, на порядки увеличивая роль иррегулярных сил и сокращая время релаксации. Выведены основные кинетические уравнения для фрактальных сред, получены явные выражения для коэффициентов диффузии и динамического трения, сделаны оценки характерных времен. (Исполнители: О.В. Чумак, А.С. Расторгуев). Введенный Агекяном (1962) множитель, учитывающий эффект кратности звездных сближений, впервые применен для вычисления коэффициентов диффузии первого и второго порядков (динамическое трение и рассеяние). Его учет полностью ликвидирует классическую расходимость, возникающую при учете эффектов от сближений с большими значениями прицельных параметров. Показано, что среднее межчастичное расстояние и прицельный параметр тесного сближения являются двумя характерными пространственными масштабами, характеризующими соответственно Пуассонову среду и динамическое состояние звездной системы. Входящий в выражение для коэффициентов диффузии логарифм более не отражает формальную расходимость интегрирования. (Исполнители: А.С. Расторгуев, Н.Д. Уткин, О.В. Чумак).