ИСТИНА |
Войти в систему Регистрация |
|
ИПМех РАН |
||
Построение и уточнение фотометрических шкал расстояния старых и молодых объектов - индикаторов расстояния (лирид, постоянных звезд горизонтальной ветви, цефеид, голубых и красных сверхгигантов, рассеянных скоплений). Уточнение нуль-пунктов шкал расстояния по опубликованным тригонометрическим параллаксам и путем анализа кинематики исследуемых объектов - методом статистических параллаксов с использованием фотометрических данных, лучевых скоростей и собственных движений. Массовая фотометрия важнейших индикаторов расстояния - классических цефеид и лирид. Исследование закона межзвездного поглощения. Оценка расстояний до ближайших галактик, включая расстояния до центра нашей собственной Галаткики. Уточнение постоянной Хаббла и возраста Вселенной
Продолжена работу по определению радиусов цефеид методом Бааде-Беккера-Весселинка. Использована нелинейная модификация метода Л.Балона, радиусы более 30 цефеид впервые оценены одновременно по двум цветам – (B-V), (V-I). Отмечается большое различие радиусов, определенных раздельно по этим показателям цвета. Л.Н.Бердников с соавторами исследовали спектры высокого разрешения, полученные на 1.9-м телескопе Южно-Африканской астрономической обсерватории, для четырех сверхгигантов, считающихся непеременными и лежащих за красной границей нижней части полосы нестабильности цефеид (ПНЦ): HD192876, HD194215, HD206834 и HD222574. Определены параметры атмосферы, значения покраснений, светимости, расстояния, радиусы и химический состав для данных звезд. На основании этих результатов был выяснено, что HD194215 является не звездой главной последовательности, а обычным сверхгигантом. У всех объектов наблюдается металличность, близкая к солнечной. У HD194215 и HD206834 содержание углерода и кислорода оказалось близким к солнечному, тогда как у HD192876 и HD222574 они оказались в дефиците. Содержание натрия, магния и алюминия неодинаково для всех объектов, а остальных элементов - близко к солнечным. У HD206834 измеренное значение лучевой скорости в три раза превышает известные ранее значения, а наличие асимметричных ножевидных профилей поглощения водородных линий предполагает существование у звезды протяженной оболочки. Подобные профили линий поглощения водорода и сильных линий некоторых металлов с низкими потенциалами возбуждения нижнего уровня выявлены также в спектре HD222574. Положение сверхгигантов на диаграмме “эффективная температура - светимость” в сравнении с эволюционными треками звезд показало, что их массы лежат в пределах . HD194215 и HD206834 впервые пересекли ПНЦ, причем последний объект находится вблизи стадии превращения в красный сверхгигант. HD192876 и HD222574 уже прошли стадию “первого перемешивания” и двигаются, вероятно, справа налево, пересекая ПНЦ во второй раз. Положением HD222574 вблизи красной границы ПНЦ, вероятно, и обуславливается присутствие у нее цефеидоподобных изменений блеска и лучевой скорости. А.К. Дамбис с соавторами разработал новый метод определения среднего избытка цвета, возраста и расстояния молодых рассеянных скоплений (от 10 до 300 млн. лет) с использованием данных фотометрического обзораIPHAS. Метод основан на зависимости интенсивности абсорбционной линии Halpha относительно континуума от спектрального класса звезд. Методика была протестирована на хорошо исследованных скоплениях с надежно определенными значениями межзвездного покраснения; продемонстрировано хорошее согласие результатов. Велись работы по анализу кривых блеска коллапсирующих Сверхновых с помощью радиационно-гидродинамического кода STELLA. Были рассчитаны модели, отличающиеся друг от друга массой, радиусом, химическим составом и энергией взрыва. Полученные модельные кривые блеска могут быть использованы для сравнения с кривыми блеска реальных Сверхновых с целью определения параметров предсверхновой и объяснения различных особенностей на кривых блеска. Были исследованы свойства кривых блеска Сверхновых, получающихся из звезд с массой водородной оболочки порядка 1 M⊙. Было показано, что такие звезды приводят к вспышке Сверхновой типа IIL, характеризующейся линейным падением блеска после максимума (в логарифмической шкале). Было обнаружено, что на кривых блеска таких сверхновых возникает особенность – бамп – который не наблюдается у реальных сверхновых IIL. С помощью моделирования было найдено, что бамп можно сделать менее выраженным, если увеличить энергию взрыва (> 2*10^51 эрг), уменьшить количество образующегося никеля (< 0.01 M⊙), увеличить степень перемешанности никеля в выбросе или увеличить радиус предсверхновой. Выполняется моделирование СН 2013dx, связанной с гамма-всплеском GRB130702A.
госбюджет, раздел 0110 (для тем по госзаданию) |
# | Сроки | Название |
1 | 1 января 2015 г.-31 декабря 2015 г. | Универсальная шкала расстояний. |
Результаты этапа: |
Для прикрепления результата сначала выберете тип результата (статьи, книги, ...). После чего введите несколько символов в поле поиска прикрепляемого результата, затем выберете один из предложенных и нажмите кнопку "Добавить".