Одеські астрономічні публікації

СПЕКТРИ БЛИСКАВОК В ДЕЯКИХ ВІКНАХ ПРОЗОРОСТІ РЕНТГЕНІВСЬКОГО ТА γ-ВИПРОМІНЮВАННЯ

2024-10-03T12:29:59+03:00

Процеси, пов’язані з утворенням блискавок та їх спектрів під час атмосферних та вулканічних явищ були розглянути як засіб вивчення атмосферної плазми у рентгенівському та м’якому γ-діапазонах. Отримано, що інтервали часу, потужність процесів та їх енергетика дає можливість розробляти обладнання нового покоління. Спектри блискавок охоплюють рентгенівський та гамма-діапазон. Для їх реєстрації розроблено та запропоновано детектори жорсткого випромінювання. Отримано, що у фізичної системі Випромінювач (блискавка), Поглинач (середовище між блискавкою та детектором) та сам Детектор структура спектру на Детекторі залежить від відстані до джерела і хімічного складу середовища навколо гроз і вулканів. Тому у роботі проведено розрахунки та знайдено інтервали енергій квантів, у яких відгук Поглинача малий. Такі ділянки спектрів є вікнами прозорості і необхідні для проектування відповідних детекторів. У вікнах прозорості спостерігаються вихідні спектри грозових розрядів. Для проведення польових робіт та зменшення впливу атмосфери в процесі грози було знайдено відсотковий внесок екстинкції повітря та води в атмосферних грозах. Для вулканічних розрядів бралися силікати та частки Al₂O₃. Отримані та описані параметри раніше спроектованого високошвидкісного електричного інтерфейсу, придатного для роботи умовах високої напруги, що подається на кристал-детектор CsPbBr₃ або Lu(SiO)₅. Підкреслено основні економічні та експлуатаційні переваги запропонованого спектроскопічного обладнання у польових умовах. Проведено моделювання роботи високошвидкісного спектрографа в умовах відкритого космосу за відсутності необхідності його експлуатації без глибокого охолодження. Розраховані та систематизовані вікна прозорості та структура радіаційного поля в рентгені та γ-діапазоні.

РОЗРОБКА ТА МОДЕЛЮВАННЯ СПЕКТРОГРАФІВ ЖОРСТКОГО ВИПРОМІНЮВАННЯ ДЛЯ РЕЄСТРАЦІЇ ШВИДКОПЛИННИХ ПРОЦЕСІВ

2024-10-03T12:08:48+03:00

Зростання необхідності реєстрації спектрів жорсткого випромінювання, пов’язаного з швидкоплинними термоядерними процесами, вимагає розробки та моделювання нового покоління напівпровідникових детекторів. У обраних нами пристроїв спостерігається присутність у хімічному складі елементів з великими атомними номерами. Зокрема, розглядаються включення атомів Pb та Lu. Це є напівпровідники-кристали CsPbBr₃ та Lu(SiO)₅.

Запропонована задача була вирішена за допомогою відкритих кодів Giant4-DNA версії 11.2 (Geant4 – School, 2024) у вигляді використання інтегрованого інженерно-фізичного конструктора. Зроблено моделювання рентгенівських та γ-спектрографів в інтервалі енергій (0,001 – 10) МеВ. Відмічено доступність у придбанні, мінімізації розмірів та структури, експлуатації детектуючих систем. Отримано детальні треки частинок та квантів, визначенні енергетичні втрати, їх зв'язок з амплітудами струмових імпульсів, що надходять на високовольтний підсилювач. На основі отриманих результатів зроблено вибір відповідного електронного інтерфейсу. Перевага запропонованої конструкції детектора-спектрографа полягає в експлуатації за нормальними умовами і не потребує глибокого охолодження. У роботі змодельовано детектор, який складається із двох шарів. Перший шар є силікатною пластиною для поглинання рентгенівського спектра розміром 1 х 10 х 10 мм. Другий детектор CsPbBr₃ або Lu(SiO)₅ має розміри 1 см x 1 см x 1 см і поглинає жорсткий рентген та м’яке γ-випромінювання. Між детекторами немає проміжку.

Зроблено висновок, що у більшості випадків оптимальна геометрія детектора складається з 5 шарів CsPbBr₃ та 5 шарів кремнієвого ізолятора високої напруги. У наведеному прикладі всі шари мають однакові розміри, що пов'язано з необхідністю високоточного калібрування енергії падаючих на них квантів і частинок. Для модуляції ми обрали потік, що складається з 20 частинок рентгенівських або гамма-променів. Було змодельовано сценарій взаємодії цих квантів з матеріалом детектора. Враховано всі основні елементарні процеси з урахуванням методу Монте-Карло. Для певності розглянута енергія пучка, що входить у детектор в межах від 10 кеВ до 1 МеВ. На обраних інтервалах часу за допомогою даного методу візуалізовано елементарні акти розсіювання та побудовано треки всередині заданого детектора. Даний метод дозволив побудувати детальний зв'язок між поглинутою енергією та струмовим імпульсом даного шару детектора. Візуалізація всіх процесів та їх спектрів є на візуальних 3D малюнках.

ВНУТРІШНЯ СТРУКТУРА СКУПЧЕНЬ ГАЛАКТИК В ТРИПЛЕТАХ

2024-10-28T10:56:19+02:00

Внутрішня структура скупчень галактик визначається взаємодією баріонної матерії з навколишніми структурами та впливом підстилаючої темної матерії. Для пошуку результатів такої взаємодії ми обрали 18 триплетів (11 витягнутих i 7 округлих) скупчень галактик із списку триплетів, що було знайдено у Каталозі скупчень i груп галактик PF (Panko & Flin, 2006). Форма всіх триплетів, що було знайдено, варіюється від майже правильного трикутника до практично прямого ланцюжка, тобто еліптичність найкращого еліпсу для триплетів скупчень галактик знаходиться у межах від 0,12 до 0,92. Ми обрали триплети скупчень з еліптичностями в діапазоні 0,8−1,0 в якості першого набору даних та з еліптичностями в діапазоні 0,1−0,4 в якості другого набору.

Порівняння результатів, отриманих для двох наборів, дозволило дійти до висновку, що витягнуті триплети виникають уздовж філаменту, що збігається з ідеєю еволюції елементів великомасштабної структури Всесвіту. Ефект Бінгеллі був виявлений у більшої частини скупчень. Особливо розглянуто PF 0369–7499, що має дуже вузьку лінійну підструктуру L11. Галактики у лінійній підструктурі цього скупчення показують перпендикулярне вирівнювання відносно напряму на найближчого сусіда, на відміну від інших галактик цього скупчення. Ми припускаємо, що підструктури в скупченнях галактик нашого набору даних мають бути пов’язані з впливом інших членів триплету.

ПАРАДОКС АЙНШТАЙНА-ПОДОЛЬСЬКОГО-РОЗЕНА: ФАЛЬШИВА НАДСВІТЛОВА ПЕРЕДАЧА ІНФОРМАЦІЇ

2024-09-18T13:29:04+03:00

Розглянуто парадокс Айнштайна-Подольського-Розена про нібито миттєву передачу інформації, пов’язану з визначенням параметрів однієї з частинок, що входять до квантової заплутаної пари. Ці дві частинки поєднуються певним чином, незалежно від відстані між ними, якщо їхній стан залишається незмінним. Явище квантової заплутаності підтверджено експериментами.

У найпростішої версії парадоксу пара заплутаних фотонів народжується десь у космосі. Один із них прилітає на Землю, де фізики вимірюють його спіральність. Це дає змогу дізнатися спіральність другого фотона, який у цей момент знаходиться десь у туманності Андромеди. Виникає питання про можливість отримати інформацію зі швидкістю вище світлової.

Запропоновано неквантову аналогію парадокса, що виникає через можливу зміну проекції спіну або спіральності при взаємодію з частинками або полями. Продемонстровано, що спроби уникнути такої зміни призводять до впливу на величину, що вимірюється. Перша з можливостей є ілюстрація відомого твердження квантової механіки про вплив процесу вимірювання, в даному випадку спостереження, на стан спостережуваної системи. Друга, пов’язана з оточенням частинки непрозорою оболонкою призводить до зміни стану частинки через ефект Казимира та зміну поляризації вакууму.

Висновок про можливість миттєвої передачі інформації зроблено на основі не зовсім коректно сформульованих умов уявного експерименту, що лежить в основі нібито парадоксу. Запропоновано поняття часткової квантової заплутаності та параметр, пов’язаний із зменшенням кореляції станів частинок, які спочатку були заплутані.

ВПЛИВ ФОТОН-АКСІОННИХ КОЛИВАНЬ НА РЕНТГЕНІВСЬКІ СПОСТЕРЕЖЕННЯ КЛАСТЕРУ КОМА

2024-10-15T22:38:39+03:00

Аксіоноподібні частинки виникають як передбачення розширень Стандартної моделі, виокремлюючись як потенційні кандидати на роль темної матерії. Вважається, що аксіони формуються під час проходження світла через магнітні поля, що робить астрофізичне середовище ключовим місцем для їхнього утворення та можливого виявлення. Однак точне встановлення обмежень на параметри аксіонів залишається складною задачею, переважно через обмежене розуміння астрофізичних магнітних полів. Скупчення Кома привертає увагу тим, що воно єдине, де профіль напруженості магнітного поля відносно точно визначений за допомогою вимірювань обертання Фарадея.

Ми дослідили рентгенівський спектр скупчення галактик Кома, використовуючи дані обсерваторії XMM-Newton. Для цього об’єднали дані 8 спостережень XMM-Newton з області розміром 40′ × 40′ із центром у скупченні Кома, проведених у період з 2000 по 2005 рік, із загальною тривалістю 343,8 кс. Рентгенівський спектр внутрішньокластерного середовища був змодельований як випромінювання однотемпературної гарячої плазми. Ми вивчали можливий вплив фотон-аксіонної конверсії на спектр кластера Кома. Ми розглянули параметри — константу зв’язку та масу аксіону, зосереджуючись зокрема на тих їх величинах, які досі залишалися невиключені. Для вибраних параметрів аксіонів їхній основний внесок у спектр може спостерігатися при високих енергіях, що перевищують 5 кеВ. Аналіз обмеженої статистики, зібраної у цьому дослідженні, показує, що простір параметрів для аксіоноподібних частинок, який є виключеним на підставі рентгенівських спостережень скупчення Коми, лежить вище за наступні значення: g_aγ < 5 · 10⁻¹³ ГеВ⁻¹, m_a < 1 · 10⁻¹² еВ з ймовірністю 95%.

ВИЗНАЧЕННЯ ЗАНСТРІВСЬКИХ ТЕМПЕРАТУР ЦЕНТРАЛЬНИХ ЗІР ПЛАНЕТАРНИХ ТУМАНОСТЕЙ NGC 246 ТА NGC 7293

2024-10-16T00:12:44+03:00

Планетарні туманності є ідеальною лабораторією для дослідження взаємодії між випромінюванням і речовиною. Вся енергія, яку отримує планетарна туманність, надходить від центральної зорі. Частина випромінювання поглинається туманністю. Центральна зоря планетарної туманності є продуктом еволюції зір малої і помірної маси. Такі зорі проходять через стадію зорі асимптотичної гілки гігантів. Температура центральної зорі є важливим параметром від якого залежать характеристики самої планетарної туманності. Він зумовлює ступінь збудження та іонізації атомів речовини туманності. У цій роботі зі спектрів планетарних туманностей NGC 246 і NGC 7293, які попередньо були нами оброблені, ми визначили потоки в лініях випромінювання H_β і HeII. Спектри цих планетарних туманностей були взяті з архіву Європейської Південної Обсерваторії. З визначених потоків в лініях ми розрахували температури за методом Занстра відповідно по вищевказаних ліній центральних зір планетарних туманностей. Відповідно для центральної зорі туманності NGC 246 були знайденні значення температур 53723,14 K і 53723,14 K, а для центральної зорі туманності NGC 7293 – 51072 K і 89073,4 K. Отримані результати порівнюються з результатами інших авторів.

СПОСТЕРЕЖЕННЯ FI SGE У R-ДІАПАЗОНІ ТА ПОРІВНЯННЯ З РЕЗУЛЬТАТАМИ У V-ДІАПАЗОНІ

2024-10-18T21:02:36+03:00

Нами викладені результати обробки спостережень у фільтрі R пульсуючої змінної зорі типу RR Ліри з ефектом Блажко FІ Sge за 36 ночей у 2018 році та 13 ночей у 2021 році. Ми використовували період та початкову епоху для цієї зорі, які були вже визначені за спостереженнями у V фільтрі. Наші спостереження у фільтрі R підтверджують наявність у FІ Sge двох періодів модуляції амплітуди всередині циклу Блажко, виявлених за спостереженнями у фільтрі V раніше. Аналіз зміщень кривих блиску вздовж фазової кривої за 2021 рік у фільтрі R призводить до висновку, що значення величини дискретного зміщення для зорі FІ Sge потрібно змінити з 0,043 фази подвійного періоду (0.50500*2 дні) на кратне їй значення 0,01075. Нові спостереження 2021 року у фільтрі R дозволяють припустити, що час зміни напрямку зміщень кривих блиску вздовж фазової кривої становить півтора року, а приблизний період цих змін становить три роки. Порівняння кривих блиску у фільтрі R та фільтрі V показує, що існує деяке запізнення часу моментів зміщень у фільтрі V по відношенню до фільтру R. Його значення не менше ніж 12 діб. Зміна показника кольору (V–R) вказує на ймовірне підвищення температури зорі, або в момент зміщення кривої блиску, або відразу після цього.

Спостереження у фільтрі R підтверджують наявність у зорі FІ Sge ефекту Блажко, ефекту бі-циклічності та ефекту зміщення моментів максимумів до початкової епохи вздовж фазової кривої.

ФОТОМЕТРИЧНА ПОВЕДІНКА СИМБІОТИЧНОЇ ЗОРІ V919 SGR

2024-10-28T19:12:09+02:00

Ми зібрали дані спостереження симбіотичної зорі V919 Sgr з баз даних AAVSO і ASAS-SN, а також використали UBVRІ спостереження, отримані в Астрономічному інституті Словацької академії наук. Ця симбіотична подвійна зоря належить до типу Z And. Спостерігачами приділяли їй мало уваги до спалахів, що почалися у 2000х. Перший спалах, що спостерігався, описаний в 1991 році. Загалом ми виявили сім спалахів V919 Sgr. Зокрема, нещодавно зоря продемонструвала значну активність, включаючи нову активну фазу, що почалася в 2022 році, і повторне поярчання в 2023 році, яке перевищило спалах попереднього року приблизно на 0,4 зоряної величини у фільтрі V.

Щоб проаналізувати активність V919 Sgr на коротких масштабах часу, ми використали шкалограмний аналіз зі зваженою апроксимацією «ковзаючими параболами» (RP) і додатковими «біквадратними» вагами. Оптимальна напівширина вікна в 63 дні мінімізувала середньоквадратичні статистичні похибки, також були визначені індекси кольору B–V, V–R і R–І. Індекс кольору B–V коливався від 0,53 при максимумах блиску (10,15–10,76 у В) до 1,20 при величині 13,8. Також був проведений періодограмний аналіз. Однак, через обмежену кількість спостережень між спалахами, оцінки періоду є дуже приблизними.

АКТИВНА СТАДІЯ СИМБІОТИЧНОЇ ЗОРІ CH CYG У 2015 РОЦІ

2024-10-18T23:46:01+03:00

Симбіотична зоря CH Cyg значно відрізняється від інших членів цієї групи поведінкою фотометричних і спектральних параметрів. CH Cyg також належить до невеликої підгрупи симбіотичних зір, в спектрах яких спостерігаються компоненти, так звані Jet структури поглинання в лініях Гідрогену серії Бальмера. З історії фотометричного вивчення цієї зорі відомо, що починаючи з 1967 року було зафіксовано кілька моментів її фотометричної активності. Як правило, у цих активних фазах спостерігається блакитне зміщення високошвидкісних абсорбційних компонент в лініях Гідрогену серії Бальмера, а інколи, і в інших лініях. Починаючи приблизно з 2010 року яскравість зорі в U променях поступово збільшується і вже до кінця 2014 року досягає приблизно 7–8 зоряної величини. Одночасно із синхронним зростанням яскравості в V і U променях у 2014–2015 роках відбуваються помітні фотометричні і спектральні зміни.

У цій роботі розглядається поведінка Jet структур поглинання в лініях Нα і Нβ з в спектрі CH Cyg протягом 18 ночей (приблизно 50 діб) з липня по вересень 2015 року. Спектри зорі програми були отримані на телескопі системи Кассегрен з діаметром головного дзеркала 2 м (Шемахінська астрофізична обсерваторія) за допомогою ешелле спектрографа з просторовою роздільною здатністю R = 14000. Фотометрично-активна фаза зорі у 2015 році не дуже сильно відрізняється від попередніх активних фаз, але така різноманітність Jet структур за формою і глибиною спостерігається тільки у 2015 році.

Ми також наводимо профілі ліній Нα і Нβ з абсорбційними компонентами у блакитному крилі. Глибина і зовнішній вигляд компоненти поглинання суттєво змінилися і короткохвильова межа досягає швидкості близько 2500 км/с. Глибина складової поглинання в лінії Нα є значно меншою, ніж глибина лінії Нβ. Ми не знайшли залежності глибини короткохвильових границь променевої швидкості Jet структур поглинання від блиску зорі, а також від відношення інтенсивності блакитної і червоної емісійних компонент профілів вищевказаних ліній серії Бальмера.

ОСОБЛИВОСТІ ЗБАГАЧЕННЯ БІДНИХ МЕТАЛАМИ ЗІР ЕЛЕМЕНТАМИ НЕЙТРОННОГО ЗАХОПЛЕННЯ (R-ПРОЦЕСУ)

2024-10-03T14:45:39+03:00

На відміну від зір із близькосонячною металічністю (зорі диска Галактики), зорі з дефіцитом металів демонструють розкид вмістів до 3 dex у збагаченні елементами, що захоплюють нейтрони, зокрема елементами r-процесу. Причини такої великої варіації в нуклеосинтезі r-процесу наразі є предметом дискусій. Можливі сценарії полягають в наявності різноманітних зір і механізмів r-процесу в ранній нерівномірно змішаній Галактиці, а також різного походження зірок, галактичного чи позагалактичного, що відображає входження в Галактику після захоплення або злиття як окремих зірок, так і більш складних зоряних асоціацій та зоряних утворень.

Щоб вивчити відмінності у збагаченні елементами r-процесу, було відібрано 20 зір з дефіцитом металів, спектри яких ми отримали з архіву UVES/VLT. Ми використовували раніше визначені параметри атмосфери для розрахунку поширеності близько 20 елементів, які утворені в процесах захоплення нейтронів, за допомогою методу синтетичного спектра, враховуючи надтонку структуру ряду елементів. Ми провели аналіз збагачення елементами r-процесу на основі кількох рівнів інтенсивності збагачення, а саме обмеженого r-процесу, limited-r, та надлишкового збагачення r-І та r-ІІ типів. Для зір категорії limited-r існує ймовірність збагачення елементами з атомним номером більше 70. Авторами запропоновано різні механізми та процеси збагачення у випадку зір, класифікованих як різні типи r-збагачення, це Наднові, колапсуючі в ядрі, швидко обертові магніто-гідродинамічні наднові, колапсари, та злипання нейтронних зір та чорних дір в різних варіантах. Показано, спираючись на компоненти просторової швидкості, що зорі досліджуваної вибірки належать до різних популяцій Галактики, як до товстого диска, так і до внутрішнього та акреційного гало.

ТРЕТІЙ КОМПОНЕНТ У ЗАТЕМНЮВАНИХ ПОДВІЙНИХ СИСТЕМАХ ТИПУ АЛГОЛЬ

2024-10-18T22:21:40+03:00

Після застосування ешелле-спектрографа в поєднанні з високочутливими приймачами випромінювання під час спостережень короткоперіодичних подвійних зоряних систем типу Алголя в деяких випадках в їх спектрах спостерігається особливість, яка може вказувати на наявність потенційного третього компонента. В даний час серед зір типу Алголь виділяється підклас зір, в спектрах яких спостерігаються подібні риси. Включені результати спектральних спостережень двох зір типу Алголь δ Lib і U Sge, які належать до цього підкласу.

Спектральні спостереження зорі U Sge проведено у фокусі Кассегрена 2-метрового телескопа Шемахинської астрофізичної обсерваторії ім. Н. Тусі на ShaFES з використанням ПЗЗ-матриці зі спектральною роздільною здатністю R = 28000, в області довжин хвиль λλ 3900–7500 A˚, у 2022-2023 роках. Криві радіальних швидкостей обох компонентів системи δ Lib та U Sge були побудовані на основі наших вимірювань радіальних швидкостей і запозичені з публікацій.

В спектрах обох зір є деталь поглинання, яка з’являється на фазах орбіти (0,1 – 0,4) у червоному та (0,6 – 0,8) у синьому крилах лінії Hα. Ці фазові інтервали відповідають періоду затемнення другого компонента. Попередньо ми припускаємо, що цей факт спостереження може вказувати на присутність третього компонента в системі, а також надає альтернативні гіпотези, які призводять до подібних ефектів, зокрема, лінію Hα видно на вторинному компоненті на початку та в кінці затемнення, або, можливо, що ефект Маклафліна–Россітера рідко спостерігається в подвійних системах типу Алголя. Усі три гіпотези є предметом обговорювання в міру отримання додаткових спостережень.

СПЕКТРОСКОПІЧНІ ДОСЛІДЖЕННЯ ПОЛЯРНОЇ: ПОВЕРНЕННЯ ДО ЗВИЧАЙНОГО ЖИТТЯ ЦЕФЕЇДИ?

2024-11-12T00:15:39+02:00

За десятирічний період спостережень системи Полярної (α UMi) в Обсерваторії трьох коледжів (Three College Observatory, Північна Кароліна, США) з 2015 по 2024 роки було отримано 583 оцінки радіальної швидкості (RV). Серед них маємо 396 нових, раніше не проаналізованих оцінок, отриманих у період 2020–2024 років. Цей набір RV, разом з додатковими 236 оцінками, що був отриманий німецьким аматором Р. Бюке у період 2011–2022 років, склав велику базу даних для розрахунку значень пульсаційного періоду та амплітуди радіальної швидкості цефеїди Полярної Аа. Як показав аналіз, період пульсації цефеїди виявився досить стабільним протягом кількох хвилин у 2020–2024 роках, але були деякі помітні зміни у 2015 та 2019 роках. Хоча з 2011 по 2019 рік амплітуда пульсації була нестабільною на рівні 3–4 км с⁻¹, але з 2020 року вона почала стабільно зростати i досягала вже 4–6 км с⁻¹. Такі значення амплітуди спостерігалися у 60-х роках минулого сторіччя, перед тим, як почалося її різке зниження. Оскільки це нове зростання почалося після того, як вторинний компонент системи Полярна Ab пройшов періастр орбіти, то ми дійшли до висновку, що ці спостережувані зміни амплітуди пульсації головного компонента були пов’язані з орбітальним рухом вторинного компонента. Цілком зрозуміло, що таким чином первинний компонент системи Полярна Аа повертається до нормальної цефеїдної пульсуючої активності, яка була майже 60 років потому.

ДОСЛІДЖЕННЯ ЛІНІЙ РАДІОАКТИВНОГО ПРОМЕТІЮ В СПЕКТРАХ ЗІР

2024-11-06T20:00:58+02:00

Досліджується вміст радіоактивного прометію в атмосферах зір в діапазоні ефективних температур від 12800 до 4000 К, а саме: в атмосферах магнітно-пекулярних зір HD 25354 і HR 465, цефеїди HIP 13962, червоного гіганту BL 138, що належить кулястій карликовій галактиці Форнакс. Період піврозпаду найтривалішого ізотопу 17,7 років серед 24 нестабільних ізотопів прометію – цей факт привів до упередженого дослідження цього елементу в спектрах зір. З появою сил осциляторів для прометію, розрахованих Фіветом та ін. в 2007 році, з’явилась можливість дослідити кількісно цей елемент по відношенню до атомів водню в атмосферах зір. Першими оцінили Нієльсен та ін. (2020) вміст прометію в атмосфері магнітно-пекулярної зорі HR 465, який виявився досить високим – трохи менше 5 dex. Дана робота є першою роботою, яка детальним чином досліджує лінії прометію в спектрах зір з використанням синтетичного спектру зір після детального дослідження параметрів їхніх атмосфер та хімічного складу стабільних елементів. Лінії прометію розглядались лише ті, які не є блендованими іншими лініями. Для спостереження ліній прометію Pm II в спектрах більш гарячих зір вміст прометію повинен бути більшим, ніж в спектрах холодних зір. Діапазон вмісту прометію від 6 dex до –0.5 dex при температурах атмосфер 12800 і 4000 К. Еквівалентні ширини не перевищують 20 міліангстрем в спектрах зір. Ця робота стимулює дослідження сил осциляторів в більш широкому діапазоні спектрів та більш низьких значень.

ВИКОРИСТАННЯ СИНТЕТИЧНИХ КРИВИХ БЛИСКУ МОДЕЛІ ШТУЧНОГО СУПУТНИКА ДЛЯ ПЕРЕВІРКИ МЕТОДУ ПАТЕРНІВ ДЛЯ ВИЗНАЧЕННЯ ОРІЄНТАЦІЇ ОСІ ОБЕРТАННЯ

2024-11-12T14:44:12+02:00

Знання кінематичних властивостей, таких як кутова швидкість обертання та просторове положення осі обертання, великих відпрацьованих супутників і корпусів ракет, необхідна для прогнозування їхньої орієнтації в кожний момент часу. Ця інформація має вирішальне значення як, наприклад, для успіху місій активного видалення з орбіти цих об'єктів, так і для підвищення точності прогнозування їх орбітального руху на низьких навколоземних орбітах. Визначення стану обертання штучних космічних об'єктів (КО) здійснюється різними засобами, проте історично це робилося за допомогою оптичних наземних датчиків (фотометрів) шляхом отримання кривих блиску, їх обробки та аналізу. У цій роботі ми тестуємо новий метод для визначення напрямку осі обертання у просторі резидентних космічних об'єктів. Цей метод заснований на структурному аналізі кривих блиску таких об'єктів та пошуку схожих фрагментів ("фотометричних патернів"), у спостереженнях, які отримані з однієї або кількох обсерваторій одночасно або протягом короткого періоду часу. Основна перевага даного методу полягає в тому, що його використання не вимагає знання форми КО і не висуває жорстких вимог до якості спостережень. Перш за все, цей метод безумовно застосовується до складних за формою об'єктів, що швидко обертаються, мають у складі гладкі поверхні і, внаслідок цього, здатні відбивати сонячне світло дзеркально, в результаті чого в кривих блиску присутні короткочасні спалахи блиску утворюють унікальний патерн. Однакові патерни спостерігаються тоді, коли кут між бісектрисою фазового кута і віссю обертання досягає тих самих значень. Однак, крім дзеркальної складової, криві блиску багатьох КО мають значну дифузну складову, яка залежить як від величини фазового кута, так і від орієнтації площини фазового кута щодо площини обертання. Дана робота присвячена перевірці того припущення, що структура і форма дифузно-дзеркальних патернів залишатиметься подібною в деяких межах варіації величини цих двох кутів у моменти коли широти бісектрис бувають однаковими. Аналіз зроблено на основі синтетичних кривих блиску моделі КО, спостереження якої імітуються з декількох пунктів на поверхні Землі.

ВИЗНАЧЕННЯ ПЕРІОДУ ОБЕРТАННЯ АСТЕРОЇДІВ ЗА КОРОТКОЮ СЕРІЄЮ СПОСТЕРЕЖЕНЬ ЯСКРАВОСТІ, НЕРІВНОМІРНО РОЗПОДІЛЕНОЇ НА ДОВГОМУ ІНТЕРВАЛІ ЧАСУ

2024-10-15T23:26:24+03:00

Астероїди головного поясу, розташовані між двома планетами (Юпітером і Марсом), схильні до значного впливу з боку цих планет (марс-кросери по Марсу), а також з боку інших планет. Це особливо викликає занепокоєння у випадку астероїдів з малими MOID (мінімальними відстанями перетину орбіт астероїдів і Землі), оскільки вони потенційно можуть становити значну небезпеку для Землі. У цій роботі ми представляємо криві блиску для 15 астероїдів головного поясу та астероїдів, що перетинають Марс, з малими MOID астероїд-Земля, меншими за 1,1 а.о. Ці астероїди з великою ймовірністю стануть астероїдами, що перетинають Землю або навколоземні. Для отримання вимірювань яскравості було проведено фотометрію з використанням CCD-зображень, отриманих телескопом Baldones Schmit telescope (1,2 м дзеркало, оснащене двома ПЗЗ-матрицями STX-16803). Криві блиску були отримані шляхом порівняння яскравості астероїдів із сонцеподібним колір-індексом п'яти-шести зір, обробленим за допомогою MaxIm DL. Решта вимірювань яскравості отримані з бази даних Центру малих планет (MPC) на основі даних 18 обсерваторій та супутника Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS). Вимірювання яскравості лише доповнюють вимірювання положення астероїда. Тому ці вимірювання яскравості, як правило, не дуже точні та розділені різними часовими інтервалами, які можуть бути досить великими. Для того, щоб знайти період обертання астероїда, іноді необхідно використовувати корекцію даних, а також програми, які здатні ідентифікувати період у нерівномірно розкиданих даних. У нашому аналізі використовувався метод Ломба–Скаргла, який визначив значення періоду для 14 астероїдів. Цей метод може бути використаний для отримання результатів для простих обертань астероїдів за умови, що астероїди спостерігаються з фазами в діапазоні від 7 до 40 градусів, що їхня форма – майже витягнутий еліпсоїд, і що їхні осі обертання майже перпендикулярні до їхніх геліоцентричних орбітальних площин.

АСТРОМЕТРІЯ ЦІЛЕЙ МІСІЇ НАСА «ЛЮСІ»: (617) PATROCLUS, (3548) EURYBATES, (21900) ORUS В ОПОЗИЦІЇ 2021

2024-10-23T13:10:17+03:00

Місія Lucy складається з п'яти прольотів повз троянські астероїди Юпітера, з метою дослідження відмінностей у поверхневих та внутрішніх властивостях цієї популяції. Під час п'яти прольотів ми зможемо спостерігати вісім троянських астероїдів.

У статті детально розглянуто астрометричні спостереження троянських астероїдів Юпітера: (617) Patroclus, (3548) Eurybates і (21900) Orus з метою підтвердження положення (орбіти) астероїдів.

Астрометричні спостереження проводилися протягом 11 ночей на двох обсерваторіях: обсерваторії Одеса–Маяки та Київській кометній станції. У роботі представлено результати спільного використання телескопів OMT-800, AZT-3, KIT та сучасного програмного забезпечення Lemur проекту Collection Light Technology (CoLiTec). Стандартні астрономічні спостереження та обробку зображень виконано за допомогою CoLiTec.

Астероїд (617) Patroclus спостерігався в ніч з 16 на 17 квітня 2021 року в обсерваторії Одеса-Маяки. В результаті спостережень отримано 15 позицій астероїда. Астероїд (3548) Eurybates спостерігався сім ночей (312 позицій) у 2021 році телескопами ОМТ-800 та АЗТ-3. Додаткові спостереження цього астероїда проводилися в ніч з 26 на 27 грудня 2021 року на Київській кометній станції. Зібрані дані дають нам можливість визначити 58 положень астероїда за цю ніч. Астероїд (21900) Orus спостерігався в ніч з 17 на 18 жовтня 2021 року телескопом AZT-3 (24 позиції) та в ніч з 27 на 28 жовтня 2021 року телескопом OMT-800 (4 позиції).

У статті представлено астрономічні зображення астероїдів (617) Patroclus, (3548) Eurybates і (21900) Orus у програмі перегляду зображень LookSky програмного комплексу Lemur. В результаті до бази даних MPC додано усі астрометричні спостереження даних астероїдів.

ІСНУВАННЯ НАЙПРОСТІШИХ БІОЛОГІЧНИХ СТРУКТУР В ПОЛІ ДІЇ ЖОРСТКИХ ВИПРОМІНЮВАНЬ

2024-10-03T13:26:26+03:00

У роботі розглянуто застосування радіаційної біології в астробіології та космічній медицині. Зроблено розрахунки взаємодії між клітинами, бактеріями та жорстким випромінюванням у навколоземному просторі. Нами отримано, що вплив фотонів на руйнування елементарних біологічних структур залежить від інтенсивності та довжини хвилі рентгенівського та м’якого γ-випромінювання. Згідно результатам розрахунків виникає практичний інтерес з точки зору безпеки космічних польотів і виживання різних примітивних біологічних форм у космосі. Отримано, що у процесі переносу радіаційної енергії в клітинках та бактеріях її спектр змінюється, що доводить до змін перерізів взаємодії квантів з біологічними структурами. Це стосується мембран та органел клітинок та бактерій. Ми розглядали лише структуру взаємодії між фотонним компонентом сонячного випромінювання та біологічною структурою яка моделювалася вигляді параметру «М’яка тканина». Для розрахунків та їх інтерпретація були використані головні стандарти біологічних тканин та анатомічних структур. Різни біологічні об'єкті зберігаються в спеціалізованих стандартах. Зокрема в Національному інституті стандартів і технологій США (NIST). Головні пункти, які розглянуто у роботі підтверджують раніше отримані експериментальні висновки. Тобто – що живучість деяких типів мікроорганізмів від іонізуючого випромінювання значно підвищується при висушуванні та заморожуванні. Одночасне висушування та заморожування значно збільшує радіаційну виживаність мікроорганізмів при окремому застосуванні. В межах Астробіології вивчення запропонованих для розгляду умов допомагає зрозуміти можливість транспорту багатоатомних структур (сахари, амінокислоти та інші), первинних бактерій у кометах та деяких типах метеоритів. Зазначено, що ці космічні тіла забезпечують достатнє екранування від зовнішнього опромінення космічними променями під час такого транспортування.

ДІАГНОСТИКА СОНЯЧНИХ ПРОТОННИХ ПОДІЙ ТА КОРОНАЛЬНИХ УДАРНИХ ХВИЛЬ ЗА ПАРАМЕТРАМИ СОНЯЧНИХ РАДІОСПЛЕСКІВ ІІ І IV ТИПУ

2024-10-03T11:46:57+03:00

У цій роботі представлені результати дослідження зв'язку сонячних космічних променів (СКП) та корональних ударних хвиль (КУХ) з параметрами мікрохвильових континуальних радіосплесків IV типу, а також з параметрами радіосплесків II типу. Загалом було проаналізовано 349 сонячних протонних подій (СПП) за період із 03–02–1986 по 12–02–2018 роки. Для аналізу використовувалися оригінальні записи радіовипромінювання Сонця на 8 фіксованих частотах в діапазоні 245–15400 МГц за даними RSTN (Radio Solar Telescope Network), оригінальні записи динамічних спектрів з SRS (Solar Radio Spectrograph) в діапазоні 25–180 МГц, табличні дані корональних ударних хвиль, а також оригінальні записи інтенсивності потоку протонів СКП з енергією протонів у діапазоні >1–100 МеВ за даними апаратів серії GOES.

Раніше вже було показано, що для більшості протонних подій існує сильний зв'язок потоку протонів СКП з параметрами мікрохвильових континуальних сплесків IV типу, що вказує на домінуючу роль процесу прискорення СКП у спалахової області. Однак в результаті останніх детальних досліджень тонкої структури радіосплесків II типу також було виявлено сильний зв'язок між інтенсивністю потоку середньорелятивістських протонів СКП і певними параметрами радіосплесків II типу в діапазоні 25–180 МГц. Наявність сильного зв'язку потоку протонів СКП з параметрами радіосплесків II типу вказує на важливу роль прискорення протонів СКП на фронтах ударних корональних хвиль. Також було виявлено досить сильний зв'язок між швидкістю корональних ударних хвиль і параметрами мікрохвильових сплесків IV типу, що безумовно вказує на те, що корональні ударні хвилі пов'язані з сонячними спалахами.

ЕВОЛЮЦІЯ ТА СПАЛАХОВА АКТИВНІСТЬ СОНЯЧНОЇ АКТИВНОЇ ОБЛАСТІ КЛАСУ КЕРРІНГТОН NOAA 13664 ТА ЇЇ ВПЛИВ НА ЗЕМЛЮ

2024-10-12T18:41:30+03:00

Ми проаналізували часову та просторову еволюцію та спалахову активність активної області (AО) NOAA 13664 та її вплив на Землю. Велика група сонячних плям, яка її утворила, безумовно належала до класу Керрінгтона. Область з'явилася в південній півкулі сонячного диска 1 травня 2024 р. Кількість сонячних плям швидко зростала, їх площа збільшилася від 40 до 2400 мільйонних частин сонячної півкулі. Починаючи з 7 травня АО мала складну мультиполярну конфігурацію магнітного поля. 8 травня в ній відбулися сонячні спалахи інтенсивністю X1.0, M8.7 і M9.9, які викликали корональні викиди маси (КВМ). Ці КВМ досягли Землі 10 травня, спричинивши сильні та екстремальні геомагнітні бурі з яскравими та дуже тривалими полярними сяйвами. Ця подія була класифікована як геомагнітна буря G5, що робить її найсильнішою бурею з 2003 року. 9-11 травня відбулися спалахи інтенсивністю X2.3, X1.5, X4 та X5.8, кожен з яких викликав КВМ. Випромінювання від спалаху X5.8 спричинило глибоке короткохвильове радіозатемнення над Тихим океаном. 14 травня на західному лімбі Сонця відбувся спалах класу X8.7, на той момент найпотужніший у 25-му сонячному циклі. КВМ, яке утворилося, спричинило короткохвильове радіозатемнення над Америкою.

9 травня під час спостережень на сонячному горизонтальному телескопі імені Ернеста Гуртовенка Головної астрономічної обсерваторії НАН України отримано спектрограми спалаху X2.3 у його головній фазі.

Активна область 13664 вийшла за межі сонячного диска і повернулася 29 травня. Вона була перенумерована як NOAA 13697. 31 травня та 1 червня AR створила три X-спалахи: X1.1, X1.4 і X1.0. Кожен з них утворив КВМ, які зменшили потужність короткохвильових передач на всіх частотах нижче 30 МГц. Радіація від спалаху класу M9.8 8 червня іонізувала верхню частину земної атмосфери, спричинивши глибоке короткохвильове радіозатемнення в західній частині Тихого океану.

24 червня AR13664 знову повернулася. Це була її третя подорож по сонячному диску. Її перенумеровали на NOAA 13723. Хоча АО вже була фрагментована до частки свого колишнього розміру, її магнітний компонент продовжував створювати потужні сонячні спалахи. 23 червня в АО стався спалах M9.3, КВМ від якого спричинив помірне короткохвильове радіовимкнення в Західній Європі та Африці.

Загалом AR13664 під час своїх трьох проходів по диску Сонця створила 198 спалахів класу C, 87 спалахів класу M і 17 спалахів класу X.

Детально вивчаючи еволюцію цієї гіперактивної області NOAA 13664 та її вплив на Землю, ми вдосконалюємо нашу здатність прогнозування сонячної активності та попереджати про екстремальні явища космічної погоди, які вона викликає.

МАКРОСКОПІЧНИЙ ТУРБУЛЕНТНИЙ ДІАМАГНЕТИЗМ СОНЯЧНОЇ ПЛАЗМИ

2024-10-15T23:59:34+03:00

Турбулентні рухи і конвекція в космічній плазмі відіграють ключову роль у процесах еволюції магнітних полів в астрофізичних умовах. Залучення до розгляду турбулентних рухів при вивченні реконструкції магнітних полів завершилося створенням теорії магнітогідродинаміки середніх турбулентних магнітних полів, яка в літературі отримала назву макроскопічної МГД. Один із важливих ефектів макроскопічної МГД називається турбулентним діамагнетизмом. Фізична суть ефекту макроскопічного турбулентного діамагнетизму полягає у зміщенні глобальних (середніх) магнітних полів із областей підвищеної інтенсивності турбулентних пульсацій у місця з менш розвиненою турбулентністю вздовж градієнту турбулентного градієнта в’язкості ν_T з ефективною макроскопічною швидкістю U_μ= -V̅ν_T/2 (ν_T ≈ (1/3)ul, u та l – ефективна швидкість та характерний масштаб пульсацій). Розглянуто роль макроскопічного турбулентного діамагнетизму у формуванні магнітного шару в нижній частині сонячної конвективної зони (СКЗ). Ми розрахували радіальний розподіл турбулентної в’язкості ν_T по глибині z для моделі SCZ Стікса (2002). Встановлено, що радіальний розподіл цього параметра має вигляд опуклої функції ν_T(z) з максимумом приблизно по середині СКЗ (z ≈ 140 000 км). Помітний позитивний радіальний градієнт турбулентної в’язкості V̅ν_T, який знаходиться в нижній частині СКЗ, викликає низхідне інтенсивне діамагнітне зміщення тороїдального магнітного поля, швидкість якого досягає значення U_μ ≈ 4x10³ см/с біля нижньої основи СКЗ (z ≈ 180 000 км). Тому макроскопічний турбулентний діамагнетизм у глибоких шарах відіграє роль негативної магнітної плавучості. Макроскопічний діамагнетизм протидіє магнітній плавучості, швидкість якої становить U_B(B) = B/(4πρ)^1/2 (B – магнітна індукція, ρ – густина плазми), і сприяє утворенню магнітного шару усталеного тороїдального магнітного поля напруженістю B_S = (4πρ)^1/2 ν_T/2 ≈ 3000–4000 Гс.

ДІАГНОСТИКА ДЖЕРЕЛ ГЕОМАГНІТНИХ ВАРІАЦІЙ ДЛЯ СУПЕРШТОРМУ 10–13 ТРАВНЯ 2024 Р.

2024-10-17T23:52:49+03:00

У роботі викладено результати аналізу магнітосферно-іоносферних джерел геомагнітних варіацій для супербурі 10–13 травня 2024 року. Дана подія відбулась у максимумі 25 циклу сонячної активності Вольфа та на початку 100 річного циклу геомагнітної активності. У даний період будуть відбуватися супербурі подібні до бур жовтня–листопада 2003 р. Оскільки геомагнітна активність відстає від сонячної на 1–2 роки, її максимум очікується біля 2026 року.

Для аналізу зовнішніх джерел варіацій використано одномінутні значення польських та українських геомагнітних обсерваторій найбільш інформативної сітки INTERMAGNET.

Ідентифікацію джерел геомагнітних варіацій проведено за даними про зміну горизантальної (східної) компоненти вектора напруженості магнітного поля Землі, спокійної сонячно-добової варіації. Індекси геомагнітної активності D_st, AL, AU, AE взяті з міжнародних центрів даних та за модельними розрахунками.

У даній роботі нами використано модель Міда для визначення впливу струмів на магнітопаузі (інші моделі дають співмірні значення). Вплив системикільцевого магнітосферного струму, струму в хвості магнітосфери і ін. в першому наближенні обчислювався за допомогою D_st – індекса та його широтної залежності (у нашому випадку використано закон косинуса широти).

Діагностовано вплив магнітосферних джерел та авроральних іоносферних електроструменів та струмів їх розтікання у середні широти. Вичислено величину вкладу кожного джерела: величина магнітосферної складової для даної бурі становить близько 80%, іоносферної – 20%.

ЕВОЛЮЦІЯ ВИПРОМІНЮВАННЯ ДЖЕТІВ РАДІОДЖЕРЕЛ З КРУТИМИ НИЗЬКОЧАСТОТНИМИ СПЕКТРАМИ

2024-10-20T01:06:52+03:00

Ми припускаємо, що відношення випромінювання джерела в декаметровому та інфрачервоному діапазонах є оцінкою внеску джетової структури відносно центральної області джерела. Це відношення досліджується для вибірки галактик і квазарів з крутими низькочастотними спектрами з каталогу УТР-2. Ми отримали відношення відповідних густин потоків (на частоті 25 МГц та в близькому інфрачервоному діапазоні 1,38‧10¹⁴ Гц) та їх зв’язок з червоним зміщенням джерел, їхнім характерним віком, швидкістю поширення джетів. При однаковій величині відношення для випромінювання джетів (при виділеному значенні цього відношення) отримано дуже близькі величини характерного віку і швидкості поширення джетів для досліджуваних галактик і квазарів з однаковим типом крутих спектрів. Отже, еволюція галактик і квазарів з крутим лінійним радіоспектром (тип S) може бути подібною. Аналогічно, подібна еволюція у галактик і квазарів з крутим радіоспектром зі зламом (тип C⁺). Розглянуті відношення мають позитивну кореляцію для відповідних червоних зміщень, швидкості поширення джетів. Радіоджерела з крутим лінійним спектром виявляють менший характерний вік (~10⁷ років), ніж радіоджерела з крутим спектром зі зламом (~10⁸ років). А отримані середні величини швидкості поширення джетів для досліджуваних галактик і квазарів з крутим лінійним спектром (~10⁹ см/с) більші на порядок, ніж відповідні величини для досліджуваних галактик і квазарів з крутим спектром зі зламом (~10⁸ см/с). Одержані результати можуть свідчити про циклічну активність радіоджерел з крутим спектром.

S-СПЛЕСКИ В ШТОРМАХ ДЕКАМЕТРОВОГО РАДІОВИПРОМІНЮВАННЯ ЮПІТЕРА ПІД ВПЛИВОМ МГД ЗБУРЕНЬ НИЗЬКОЇ ТА ВИСОКОЇ ЧАСТОТИ В СТРИМЕРО-ПОДІБНИХ ДЖЕРЕЛАХ

2024-10-18T00:39:28+03:00

Проаналізовано модель випромінювання S-сплесків, в якій сплески генеруються циклотронним мазером в розшарованих на стримери джерелах, що активуються завдяки процесам іонізації та МГД хвилям високих і низьких частот в магнітосфері Юпітера.

В дослідженнях враховано, що процеси зіткнення іонів з атомами газу у магнітосфері з низько іонізованої плазми змінюють швидкості та час загасання МГД хвиль на наднизьких частотах, оскільки високо та низько частотні МГД збурення плазми мають різні властивості і виконують різні функції в магнітосфері Юпітера. Показано, що типові періодичності S-сплесків високої частоти (ВЧ), приблизно 0,5 кГц і 1 Гц, можуть бути пов'язані з ВЧ хвилями Альфвена, які активують мазерну генерацію сплесків декаметрового випромінювання. З іншого боку, типові низькочастотні (НЧ) періодичності випромінювання S-бурі, з часовою шкалою близько 5 і 20 хв, можуть бути пов'язані з НЧ хвилями Альфвена, які активують процеси іонізації плазми та її розшарування на стримери.

Досліджено процес поширення ВЧ і НЧ МГД хвиль в магнітосфері Юпітера в середині потокової трубки Іо–Юпітер, розшарованої на стримери, в яких збуджуються одночасно по декілька мод хвиль Альфвена. Та досліджено процес мазеріної генерації сплесків декаметрового випромінювання в присутності ВЧ MГД-хвиль. Показано, що ВЧ хвилі Альфвена збурюють щільність електронної плазми та розподіл швидкостей, що утворює умови задля ефективної генерації декаметрового випромінювання.

Нарешті, обговорено особливі властивості мод ВЧ і НЧ хвиль Альфвена, що існують в плазмових стримерах, та як вони формують S-сплески декаметрового випромінювання, і показано відповідності даним спостережень. Також, обговорено інші альтернативні процеси, які можуть працювати в досліджуваній моделі джерела. Зокрема, зазначено, що надтонкі ВЧ альвенівські моди можуть збуджуватися під час іонізаційного вибуху при відбитті НЧ хвиль Альфвена від верхніх шарів іоносфери Юпітера. Саме ці ВЧ альвенівські збурення керують розподілом електронної плазми в стримерах, та формують промінь декаметрового випромінювання, що повертається та спостерігається як S-сплески. Також, обговорено особливості випромінювання при утворенні пучків електронів на осі стримера, які можуть стати чинником мазерної активації S-сплесків променями із плазмових хвиль, збуджуваними на частоті біля електронного циклотронного резонансу.

КУТОВИЙ РОЗПОДІЛ ЯСКРАВОСТІ КВАЗАРА 3С268.4 НА ДЕКАМЕТРОВИХ ДОВЖИНАХ ХВИЛЬ

2024-10-17T23:03:44+03:00

За допомогою РНДБ мережі УРАН, було досліджено кутову структуру квазара 3C268.4 на декаметрових довжинах хвиль. Показано, що розподіл яскравості джерела в декаметровому діапазоні суттєво відрізняється від дециметрового зображення квазара. На низьких частотах модель джерела складається з двох протяжних компонентів і одного компактного елемента, розміри і положення яких збігаються з параметрами пелюсток і однієї з гарячих плям 3C268.4, що спостерігаються в дециметровому діапазоні. Радіовипромінювання другої гарячої плями на декаметрових довжинах хвиль досить слабке і не впливає істотно на відгук інтерферометра. У дослідженні також визначаються ймовірні спектри компонентів квазара та їх зміни в діапазоні від декаметрових до дециметрових довжин хвиль. Відзначається, що на відміну від високочастотного зображення, де в випромінюванні 3C268.4 переважають компактні гарячі плями, на декаметрових хвилях близько 65% густини потоку джерела забезпечується більш протяжними пелюстками. Ми також показали, що зміна нахилу повного спектру квазара на частоті 230 МГц викликана синхротронними втратами в його пелюстках.

КОНФЕРЕНЦІЯ ГАМОВА У ВАШИНГТОНСЬКОМУ УНІВЕРСИТЕТІ ТА 30-РІЧЧЯ ГАМОВСЬКИХ КОНФЕРЕНЦІЙ В ОДЕСЬКОМУ УНІВЕРСИТЕТІ

2024-12-03T19:29:54+02:00

120 років тому, у 1904 році, в Одесі народився видатний фізик та астрофізик Георгій Гамов. Він навчався в Одеському університеті та в період навчання працював обчислювачем в астрономічній обсерваторії університету. Надалі, після створення ним теорії альфа розпаду (1928 рік) він опинився у перших рядах провідних фізиків і брав участь у конференціях Нільса Бора. Початок Другої світової війни в Європі унеможливив їх подальше проведення. Після переїзду до США та роботи у Вашингтонському університеті Георгію Гамову вдалося організувати продовження конференцій з теоретичної фізики, що проводились раніше Нільсом Бором у Копенгагені. Загалом у період із 1935 по 1947 рік було проведено десять конференцій. У 2024 році відзначається 30 років від часу проведення Гамовських конференцій в Одесі. Гамовські конференції в Одеському університеті розпочалися на рік 90-річчя Г. Гамова в 1994 році. Спочатку вони проводилися один раз на п'ять років. Однак, у зв'язку з їхньою популярністю, починаючи з 2000 року, конференції стали щорічними. Цього року успішно провела свою роботу 24-а Міжнародна Гамовська конференція, присвячена 120-річчю від дня народження Георгія Гамова. Навіть у періоди епідемії Ковіду та воєнного часу гамовські конференції продовжувались, перейшовши на онлайн режим роботи.

ОНОМАСТИКА ТА НАЗВИ ЗОРЯНОГО НЕБА

2024-12-03T19:45:00+02:00

У 2024 році відзначається 95-річчя з дня народження видатного вченого енциклопедиста професора Юрія Олександровича Карпенка. Ю. О. Карпенко багато років викладав на філологічному факультеті ОНУ імені І. І. Мечникова. Він є яскравим представником науки ономастики, що досліджує таємниці походження слів, які описують навколишній світ. Юрій Олександрович Карпенко, будучи філологом, розширив об'єкт своїх досліджень, включивши до нього весь Всесвіт. Результати його досліджень висвітлено у книзі «Назви зоряного неба», яка і до сьогодні є унікальною. За словами самого Ю. О. Карпенка, «Людський шлях пізнання завжди супроводжувався словом. Всі свої відкриття та перемоги людина позначала засобами мови – іменувала. Без цього, без таких імен не було чого б і думати про накопичення знань, про передачу їх наступним поколінням». Автори сподіваються, що життя чудової книги Ю. О. Карпенка «Назви зоряного неба» буде продовжено її перекладом англійською та українською мовами.