Одеські астрономічні публікації

ФУНДАМЕНТАЛЬНІ ПАРАМЕТРИ ЗОРІ НАДГІГАНТА HD40589 (A0Iab)

2024-09-28T14:11:25+03:00

У цій роботі були визначені фундаментальні параметри зорі-надгігінта HD 40589 (A0Iab), а саме ефективна температура (T eff ), прискорення сили тяжіння (log g), мікротурбулентна швидкість (ξt) і металічність [Fe/H]. Відстань до зорі 1734 пк. Висота над площиною Галактики становить 67,5 пк. Спектри HD40589 були отримані 19 грудня 2019 року за допомогою спектрографа, оснащеного ПЗЗ, що живиться від 2-метрового телескопа Шамахинської астрофізичної обсерваторії (роздільна здатність R=56000, відношення сигнал/шум S/N=150-400).
Спектри HD40589 оброблені за програмою DECH 30. Ефективна температура і прискорення сили тяжіння зорі нашої програми були визначені моделлю атмосфери та методом паралакса. Ефективну температуру та поверхневу силу тяжіння визначали на основі порівняння спостережуваних та розрахункових значень фотометричних величин [c 1 ], Q та еквівалентних ширин спектральних ліній водневої серії Бальмера, а також за допомогою методу паралакса. Індекс [c 1 ] визначається як [c 1 ]= c 1 -0.2(b-y) у фотометричній системі uvby, а індекс Q визначається як Q=(U-B)-0.72(B-V) у системі UBV. Діаграма, що визначає T eff і log g дає T eff =10750±150K і log g=1.65±0,2. Визначення мікротурбулентної швидкості ґрунтується на дослідженні еквівалентних ширин спектральних ліній заліза. З кожної спектральної лінії можна отримати певний вміст log ε. Відхилення від LTE не впливає на лінію FeII. Тому мікротурбулентну швидкість ξ t і вміст заліза визначали за допомогою ліній FeII. В аналізі використовувалися лише досить слабкі лінії. Ці лінії утворюються в глибоких шарах атмосфери.
У нашому аналізі ми використовували сітку моделей атмосфери Castelli and Kurucz (2003), а атомні дані
спектральних ліній були взяті з VALD3. Металічність зорі [Fe/H]= -0.10. Металічність HD 40589 визначається вперше.

ПРОБЛЕМА ОТРИМАННЯ КОМБІНОВАНИХ ГАММА-ТА ОПТИЧНИХ ДЕТЕКТОРІВ ДЛЯ РЕЄСТРАЦІЇ ШВИДКИХ ЯДЕРНИХ ПРОЦЕСІВ

2023-11-12T23:58:47+02:00

Підвищення чутливості та розширення спектрального діапазону детекторів γ-випромінювання за останні десять років призвело до значних успіхів у галузі природничих і технічних наук. Однією з визначних подій у цій галузі є поява перших повідомлень про створення комерційних кристалів CsPbBr₃ у 2016 році, а також заявлена можливість їх застосування в ядерній медицині, геофізиці та астрофізиці. На сьогодні відомо, що кристали CsPbBr₃є напівпровідниками з великим середнім атомним номером 57,35 а. м. u. Ширина забороненої зони 4,5 еВ легко регулюється під час виготовлення кристала та під дією зовнішнього електричного поля. Енергія утворення електронно-діркової пари становить 5,3 еВ. Це дозволяє використовувати спектроскопічне обладнання в експедиційних умовах без використання охолодження. Високі значення добутку швидкості рухливості зарядів μ на час їх життя τ складають μτ = 8∙10^-4 см²/В. В даний час середній розмір кристала становить 3x3x0,9 мм. У роботи отримано, що у разі поперечних перерізів детекторів S = 9 mm² отримуються високоточні деталізовані рентгенівські та γ-спектри в діапазоні енергій 0,01–1 МеВ. У цьому випадку корпус детектора ефективно поглинає падаючі кванти і має високу продуктивність електронно-діркових пар. У разі енергій, перевищуючих 1,022 МеВ, спектр падаючого випромінювання спотворюється спільною дією, пов'язаною з появою електрон-позитронних пар в інтенсивному навколо ядерному полі кристалічних атомів, розсіюванням Комптона γ-квантів, атомним фотоефектом і когерентним розсіянням квантів на електронах, власною люмінесценцією, ожеелектронами. Автором використано колекція емпіричних вимірювань лінійного коефіцієнта поглинання γ-випромінювання, які дозволяють уникнути непотрібних складних розрахунків і експериментів. Виражена нелінійність k_E дозволяє вибрати оптимальну геометрію детекторів. Зроблено розрахунок із відношення поглинених даного типу γ-квантів до енергії утворення однієї електронно-діркової пари 5,3 еВ. Незважаючи на уявні проблеми теоретичного підходу та вироблення кристалів, точність реєстрації розглянутими детекторами вже досягла кількох процентів. В основній частині статті розглянуто роботу електроніки у режимі підрахунку імпульсів, аналіз форми імпульсів і їх вплив на результуючий спектр . У наших попередніх роботах ми розраховували потоки γ-квантів у вибухових термоядерних процесах. На 1 см² детектора від астрофізичного об'єкта за 20 мкс потрапило 180 фотонів з енергією не більше 10 МеВ. Тому необхідно, щоб детектований γ-спектр міг містить безперервні фонові кванти та лінії випромінювання. Запропоновано алгоритм виділення ліній і неперервного спектра. Зроблено схемні рішення для емуляції генератора сигналів необхідної форми, що утворюються після проходження квантів жорсткого рентгенівського та м’якого γ-випромінювання скрізь CsPbBr₃. Надано увагу перспективам розвитку теорії та практики бінарних детекторів нового покоління.

ФЛАЄРИ В АТМОСФЕРІ ПЛАНЕТ

2023-10-26T18:39:22+03:00

Планети Сонячної системи або екзопланети з атмосферами складні для дослідження через відсутність достатньо інтенсивних власних потоків енергії, відбитих і розсіяними атмосферами. При досить високій яскравості сусідньої зорі атмосфера екзопланети дають спектри поглинання деяких молекул з високим потенціалом дисоціації. Якщо температура поверхні зорі низька і активність мала, тоді наявність грозової активності в атмосфері планети може дозволити її ідентифікувати. Показано процеси, що призводять до формування спектрів спалахів в γ- та оптичному діапазонах та способи їх ідентифікації. Зроблено дослідження струмових розрядів, які ініціюють інтенсивні термоядерні перетворення з утворенням багатих протонами ядр C11, N13 і O15. Доведено, що спектри такого середовища специфічні і відрізняються від спектрів, утворених сусідньою зорею. Отримано, що статистична нерівномірність частоти гроз і різноманітність умов в атмосферах планет дозволяє вивчати їх завдяки їх освітленості в оптичній частині спектру. Показано, що інтегральний оптичний потік і детальний γ-спектр дозволяють простежити часову еволюцію струмового шнура блискавки та отримати кількісні значення сили струму. На малих дистанціях флуктуації струму дають зміни в магнітному полі нитки розрядження, порівнянні з величиною і навіть більші, ніж власні магнітні поля планет. Для виконання запропонованих досліджень, М. Дойковим розроблено багатоканальний спектрограф, що складається з γ- та оптичного спектрометрів, високочутливого магнітометра та реєстратора відстань до блискавок за допомогою радіохвиль. Про його дизайн йдеться в іншої доповіді. Тут також зауважимо, що розрахунки дають змогу визначити статистичні параметри сигналів часу, режими роботи обладнання, та вибрати необхідні вузли для проектування кінцевої робочої схеми багатоканального спектрометра. Вказано значення вибору місця спостереження. Запропоновано розміщувати обладнання у гірських районах де висоти встигають кілометра і вище. У цьому випадку пристрої знаходиться поблизу блискавки і вимірюванні фізичні параметри мало спотворюються атмосферою.

НОВИЙ ПІДХІД ДО АНАЛІЗУ КРИВИХ БЛИСКУ ПУЛЬСУЮЧИХ ЗІР RR ЛІРИ З ЕФЕКТОМ БЛАЖКО

2023-10-26T22:22:07+03:00

Обговорюються результати нового пiдходу до аналiзу довготривалих рядiв спостережень пульсуючих зiр типу RR Лiри з ефектом Блажка. Стандартний спосiб, а саме частотний аналiз значень O–C для моментiв максимумiв, не дозволяє виявити складний характер перiодичних змiн форми кривих блиску, в тому числi бi-циклiчнiсть, тобто, форми послiдовних максимумiв, що систематично розрiзняються. Для уточнення перiодiв пульсацiй та ефекту Блажка необхiдно використовувати довготривалi щiльнi ряди спостережень, що охоплюють усi фази кривої блиску. Далi при аналiзi необхiдно враховувати вплив бi-циклiчностi, а також рiзний прояв ефекту Блажка для максимумiв, що чергуються. Перспективнiсть нового пiдходу ми показали на прикладi аналiзу даних спостережень FI Sge, що охоплюють загалом 55 спостережних ночей за п’ять рокiв (телескоп АЗТ-3, спостережна станцiя Маяки, НДI “Астрономiчна обсерваторiя” ОНУ iменi I. I. Мечникова). Спостереження 2013 та 2014 року було отримано С. М. Удовиченко. Спостереження 2018 року отримано спiльно автором та С. М. Удовиченко.

Новий пiдхiд дозволив уточнити перiод пульсацiй FI Sge. Крiм того, на пiдставi довгого ряду спостережень було виявлено новий ефект, а саме, зсув моментiв максимумiв блиску вбiк початкової епохи. З новим значенням перiоду та врахуванням виявленого ефекту ми побудували нову фазову криву блиску для повного ряду спостережень. Нова фазова крива вiдповiдає теорiї пульсацiй для зiр типу RR Лiри з ефектом Блажка. Нашi результати показують, що для розумiння особливостей форми змiн кривої блиску пульсуючих зiр типу RR Лiр з ефектом Блажка необхiдно мати данi для повних циклiв змiнностi протягом тривалого часу, а не лише для моментiв максимумiв.

НОВА ГАЛАКТИЧНА КЛАСИЧНА ЦЕФЕЇДА, БАГАТА ЛІТІЄМ: OGLE GD-CEP-0516

2023-10-27T21:04:03+03:00

У цiй статтi ми повiдомляємо про вiдкриття нової бiмодальної цефеїди, багатої лiтiєм, OGLE GD-CEP-0516. Бiмодальнi цефеїди — це класичнi змiннi зорi-цефеїди, якi одночасно пульсують у двох (або трьох) радiальних модах.

Детальне фотометричне дослiдження OGLE GD-CEP-0516 протягом кiлькох рокiв показало, що це галактична бiмодальна цефеїда з найкоротшим вiдомим перiодом (P1 = 0.3949599 d, P2 = 0.3163039 d, P2/P1 = 0.801). Вона пульсує з амплiтудою 0.30 mag в I-дiапазонi. Її вiдстань, яка знайдена за допомогою емпiричного спiввiдношення перiод-свiтнiсть (PL) показує, що вона знаходиться у галактичному тонкому диску, на 0.07 кпк над площиною Галактики. Для цiєї цефеїди ми проаналiзували спектр UVES з роздiльною здатнiстю R = 42 300, який охоплює iнтервал довжин хвиль 4726-6835 Å, вiдношення сигнал/шум S/N = 141. Щоб визначити ефективну температуру, ми використали методику, яка основана на вiдношеннях глибин лiнiї. Мiкротурбулентна швидкiсть i прискорення сили тяжiння були знайденi за допомогою стандартного аналiзу.

Нова суперлiтiєва цефеїда OGLE GD-CEP-0516 демонструє наявнiсть сильної резонансної лiнiї Li I 6707.766 Å i має вмiст лiтiю log A(Li) ≈ 3.6 dex. Вмiст вуглецю та натрiю, визначений для OGLE GD-CEP-0516, близький до сонячних значень, це вказує на те, що ця цефеїда ще не проходила через перший конвективний винос. Це шоста вiдома класична цефеїда такого типу в Галактицi. OGLE GD-CEP-0516 можна вважати цефеїдою, яка зараз вперше перетинає смугу нестабiльностi.

Зауважимо, що лiтiй було знайдено в рiзних цефеїдах: 1) довгоперiодична цефеїда у Великiй Магеллановiй Хмарi, яка пульсує у фундаментальному перiодi; 2) п’ять бiмодальних цефеїд Чумацького Шляху, що пульсують або в режими P0/P1 або P1/P2; 3) тiльки V1033 Cyg є звичайний пульсатор основної моди з P ≈ 4.9 d. Це може означати, що лiтiй в атмосферах цефеїд мiг вироблятися через рiзнi канали, наприклад, через поглинання планети, акрецiю субзоряних компаньйонiв, забруднення вiд зорi-супутника, або внутрiшнього виробництва Li пiд час стадiї RGB/RC.

ЛІНІЇ Hα І Hβ В СПЕКТРІ CH CYG У 2016 РОЦІ

2023-10-27T21:27:23+03:00

Наводяться результати спектральних спостережень симбiотичної зорi CH Cyg, виконанi у фокусi Кассегрена 2-м телескопа ШАО iм. Н. Тусi за допомогою Шамахiнського волоконного ешеле-спектрографа (ShAFES). Спектри зорi CH Cyg були отриманi зi спектральною роздiльною здатнiстю R = 28000 у перiод з червня по листопад 2016 р. Також використовуючи фотометричну базу даних змiнних зiр AAVSO побудованi кривi блиску зорi CH Cyg за перiод наших спектральних спостережень. За профiлями емiсiйних лiнiй Hα та Hβ були вимiрянi наступнi параметри: променевi швидкостi синього та червоного пiкiв випромiнювання – RV(I_B та I_R); променевi швидкостi центрального поглинання – RV(I_CA); еквiвалентнi ширини емiсiйних лiнiй Hα та Hβ – EW; iнтенсивностi компонентiв емiсiйних лiнiй Hα i Hβ та їх вiдношення – I_B/I_R. За перiод спостережень лiнiї демонстрували мiнливий профiль, що характеризується складною структурою, переважно з подвiйним пiком. Спiввiдношення iнтенсивностей синьої та червоної компонентiв загалом становило I_B/I_R < 1 для лiнiї Hα та I_B/I_R ≥ 1 для лiнiї Hβ. Спiввiдношення iнтенсивностей лiнiї Hβ не так сильно варiюється, як у Hα. Змiна вiдносин I_B/I_R iнтенсивностей синьої (I_B) i червоної (I_R) емiсiйних компонентiв лiнiї Hα корелюється зi змiнами променевих швидкостей центрального поглинання (RV((I_CA))), зi зменшенням вiдношення I_B/I_R радiальна швидкiсть центрального поглинання збiльшується.

За перiод спектральних спостережень з червня до листопада 2016 р. яскравiсть зорi у V-фiльтрi зменшилася приблизно на 1^m.5. Приблизно з 16 по 28 серпня 2016 року яскравiсть зорi збiльшилася приблизно на 0^m.5 i знову почала зменшуватися. У змiнах, еквiвалентної ширини та iнтенсивностi синьої (I_B) та червоної (I_R) емiсiйних компонент лiнiй Hα та Hβ, у спектрi симбiотичної зорi CH Cyg, встановлено квазiперiод з характерним часом 241 днiв.

ПРОЯВ ЗОРЯНОЇ ЕВОЛЮЦІЇ В БІДНИХ НА МЕТАЛИ ЗОРЯХ

2023-10-27T22:21:37+03:00

Зорі з бідним вмістом металів дозволяють нам встановити ранню історію Чумацького Шляху, але зорі на просунутій стадії еволюції (наприклад, гіганти, зорі AGB тощо) дозволяють нам вивчати особливості еволюції зір при низькій металевості. На основі спектрів, отриманих за допомогою ешелле-спектрографа з волоконним живленням HRS південноафриканського Великого телескопа (SALT, 11 м) у 2018–2020 рр., досліджено параметри атмосфери та вміст елементів чотирьох бідних на метали зір HE 1523-0901, HD 6268 HD 121135 і HD 195636 ([Fe/H] ~-1,5 – -3,0) досліджено. Вміст заліза визначали на основі еквівалентної ширини ліній. Вміст вуглецю (і азоту) визначали за допомогою підгонки молекулярного синтезу в області G-смуги CH (4300-4330 ÅÅ), N в області молекулярної смуги CN при 3883 Å, кисню, використовуючи лінії [O] 6300 Å та ІЧ-триплета на 7770 Å. Розглянуто зв'язок між хімічним збагаченням зір і їхньою зоряною еволюцією. Це може бути пов'язано з процесами перемішування всередині зір, тобто з механізмами перенесення речовини в ході їх еволюції. Параметри (log L/L_ʘ і [C/H] ) зір HE1523-0901, HD6269 відповідають області канонічного змішування, зоря HD 121135 можливо не має впливу канонічного екстра-змішування. Введення можливої корекції за відхилення від термодинамічної рівноваги NLTE для значень вмісту вуглецю не змінює висновків про канонічне екстра-змішування в досліджуваних зорях HE1523-0901, HD6269; зоря 195636, швидше за все, є зорею горизонтальної або висхідної гілки гігантів з деякими особливостями хімічного складу та великою швидкістю обертання.

ДВА ІНСТРУМЕНТИ ДЛЯ ОЦІНКИ ПАРАМЕТРІВ ЗОРЯНОГО СКУПЧЕННЯ

2023-11-20T14:06:42+02:00

Завдяки останнiм даним GAIA тепер можливо бiльш детально вивчати найближчi вiдкритi скупчення. Внутрiшня структура та кiнематичнi характеристики вiдомi лише для кiлькох скупчень, таких як Гiади та Плеяди. Однак цi характеристики є важливими як вхiднi параметри для моделi, що стосуються формування та еволюцiї зоряних скупчень. Нещодавнi публiкацiї представили однорiдний вибiр iз майже 8 000 галактичних зоряних скупчень (Hunt & Reffert, 2023). Однак оцiнка параметрiв зоряного скупчення все ще триває. Зоряне скупчення – це композицiя зiрок, якi утримуються разом загальним полем тяжiння всього скупчення. Зорi даного скупчення народжуються у гiгантськiй молекулярнiй хмарi i можуть розглядатися як об’єкти майже однакового вiку. Крiм того, припускаючи, що початковий матерiал у хмарi iдеально змiшаний, ми також можемо сказати, що металiчнiсть усiх членiв скупчення однакова. Для опису зоряних скупчень стандартно використовуються чотири параметри (вiдстань, поглинання або почервонiння, вiк i металiчнiсть). Їх знання необхiднi для вивчення локальних i глобальних властивостей галактик (особливо нашої власної Галактики). Однак визначення цих параметрiв може зайняти час i зусилля. Завдяки вимiрюванням паралакса, проведеним мiсiєю Gaia, ми можемо визначити вiдстанi до зiр (i скупчень) у нашiй Галактицi з безпрецедентною точнiстю. Тому ми можемо прибрати вiдстань зi списку вiльних параметрiв. Ми розробили два рiзних iнструменти для оцiнки параметрiв кластерiв: 1) Metalcode, автоматичний iнструмент, зосереджений на отриманнi металiчностi розсiяних скупчень, i 2) Iнструмент пiдгонки iзохрон зiр. (StIFT), iнструмент для пiдгонки сiтки iзохрон для будь-якої доступної фотометричної системи.

СПЕКТРАЛЬНІ СПОСТЕРЕЖЕННЯ ПОДВІЙНОЇ ЗОРІ ТИПУ АЛГОЛЯ δ ТЕРЕЗІВ

2023-10-30T14:42:42+02:00

Наведено результати спектральних спостережень подвiйної зорi типу Алгола δ Lib. Було використано два набори спектрiв. Перший був здобутий у фокусi Кассегрена 2-м телескопа Шамахiнської Астрофiзичної Обсерваторiї iм. Н. Тусi на оптоволоконному ешеле-спектрографi ShAFES за допомогою ПЗЗ-матрицi у червнi 2020 р. Спектри отриманi зi спектральною роздiльною здатнiстю R = 56000, у дiапазонi довжин хвиль λ = 3900-7500 Å. Другий набiр спектрiв отримано на 2-м телескопi iм. Л. Перека Астрономiчного Iнституту Чеської Академiї Наук за допомогою ешеле-спектрографа Ондрейова (OES) у фокусi куди у червнi та липнi 2022 р. Дiапазон довжин хвиль λ = 3750-9200 Å та R = 50000. Обробка спектрiв проводилася за стандартною методикою, за допомогою нової версiї програми DECH 30. Для порiвняльного аналiзу кривих променевих швидкостей також використанi опублiкованi данi променевих швидкостей спектральних лiнiй δ Lib.

Описано поведiнку лiнiй Hα i Hβ в спектрi зорi протягом фази орбiтального перiоду. За нашими даними променевих швидкостей лiнiй Hα i Hβ i з залученням опублiкованих даних, побудованi кривi променевих швидкостей обох компонент системи δ Lib. У деяких фазах орбiтального перiоду виявлено абсорбцiйний компонент у синiй (фази 0.62 та 0.75) або червонiй (фази 0.18 та 0.19) частини профiлiв лiнiй Hα та Hβ. Абсорбцiйнi лiнiї Hα i Hβ, що спостерiгаються нами, вiдносяться до основної компоненти подвiйної системи δ Lib.

Передбачається, що поява абсорбцiйних компонентiв у цих лiнiй пов’язана з тим, що в цих фазах у Hα i Hβ спостерiгаються первинний i вторинний компоненти системи δ Lib одночасно, або з пiдозрою про третiй компонент системи, i не виключено, що цей ефект пов’язаний з так званим ефектом Маклафлiна – Россiтера, який у поодиноких випадках спостерiгається у подвiйних системах типу Алгола. Попередньо ми надаємо перевагу першiй гiпотезi, але надалi всi три гiпотези будуть ретельно дослiдженi, в мiру накопичення спостережного матерiалу.

ФУНДАМЕНТАЛЬНІ ПАРАМЕТРИ НАДГІГАНТА HD 40589 (A0Iab)

2023-11-13T14:37:19+02:00

У цій роботі були визначені фундаментальні параметри зорі-надгігінта HD 40589 (A0Iab), а саме ефективна температура (T_eff), прискорення сили тяжіння (log g), мікротурбулентна швидкість (ξ_t) і металічність [Fe/H]. Відстань до зорі 1734 пк. Висота над площиною Галактики становить 67,5 пк.

Спектри HD 40589 були отримані 19 грудня 2019 року за допомогою спектрографа, оснащеного ПЗЗ, що живиться від 2-метрового телескопа Шамахинської астрофізичної обсерваторії (роздільна здатність R = 56000, відношення сигнал/шум S/N = 150-400). Спектри HD 40589 оброблені за програмою DECH 30.

Ефективна температура і прискорення сили тяжіння зорі нашої програми були визначені моделлю атмосфери та методом паралакса. Ефективну температуру та поверхневу силу тяжіння визначали на основі порівняння спостережуваних та розрахункових значень фотометричних величин [c₁], Q та еквівалентних ширин спектральних ліній водневої серії Бальмера, а також за допомогою методу паралакса.

Індекс [c₁] визначається як [c₁]= c₁-0.2(b-y) у фотометричній системі uvby, а індекс Q визначається як Q=(U-B)-0.72(B-V) у системі UBV. Діаграма, що визначає T_eff і log g дає T_eff = 10750±150K і log g = 1.65±0,2. Визначення мікротурбулентної швидкості ґрунтується на дослідженні еквівалентних ширин спектральних ліній заліза. З кожної спектральної лінії можна отримати певний вміст log ε. Відхилення від LTE не впливає на лінію FeII. Тому мікротурбулентну швидкість ξ_t і вміст заліза визначали за допомогою ліній FeII. В аналізі використовувалися лише досить слабкі лінії. Ці лінії утворюються в глибоких шарах атмосфери.

У нашому аналізі ми використовували сітку моделей атмосфери Castelli and Kurucz (2003), а атомні дані спектральних ліній були взяті з VALD3.

Металічність зорі [Fe/H] = -0.10. Металічність HD 40589 визначається вперше.

СПЕКТРОСКОПІЧНІ ДОСЛІДЖЕННЯ ЗІР ПОЛЯ ПОЛЯРНОЇ

2023-11-07T19:21:56+02:00

Даються результати аналiзу 28 спектрiв 18 зiр Головної послiдовностi спектральних класiв A-G з поля Полярної, вiдомої класичної цефеїди, отриманих у 2016-2023 рр. Промiрянi променевi швидкостi та T_eff разом iз вiдстанями та почервонiннями, узятими з каталогу Gaia DR3, дозволили нам обчислити радiуси цих зiр та порiвняти їх з калiбрувальними спiввiдношеннями "Спектральний клас – Свiтнiсть" для зiр ГП. Судячи зi спектрiв, HD 90162 дiйсно є спектроскопiчно-подвiйною системою, тодi як HD 14718 i HD 163988 є можливими подвiйними. 61% дослiджуваних об’єктiв – незмiннi зорi, а три об’єкти (HD 5914, HD 203317 i HD 224991) можуть бути низькоамплiтудними пульсуючими змiнними типу δSct. Нашi оцiнки ефективних температур, отриманi за допомогою спектроскопiї або фотометрiї показали їх приблизну схожiсть з оцiнками з каталогу DR3 для зiр спектральних класiв F-G, тодi як для бiльш гарячих зiр А-типу рiзниця становить 300-500 К. Оцiнки радiусiв зiр, розрахованi за значеннями T_eff, почервонiннями та вiдстанями з DR3 для половини зiр виявилися завищеними i невiдповiдними їх спектральним типам. Перерахунки радiусiв i вiдстаней для зiр з використанням наших оцiнок T_eff iз калiбрування "Спектральний тип – свiтнiсть" для зiр ГП також пiдтвердили, що для половини зiр оцiнки вiдстанi з DR3 ненадiйнi. Найбiльшi розбiжностi в оцiнках вiдстанi мiж даними DR3 i калiбруваннями знаходяться на вiдстанях бiльше 130 пк i мають експоненцiальний характер. Судячи з отриманих оцiнок RV i фото метричних вiдстаней, 15 зiр, ймовiрно, належать до старого розсiяного скупчення, розчиненого серед зiр поля Полярної i розташованi на вiдстанях ∼70–110 пк, але при цьому два об’єкти належать до товстого диска, а один належить до можливої iншої зоряної групи, розташованої на вiдстанi 130 пс.

ВИЗНАЧЕННЯ ТЕМПЕРАТУР ЦЕНТРАЛЬНИХ ЗІР ВИБРАНИХ ПЛАНЕТАРНИХ ТУМАНОСТЕЙ

2023-11-15T00:11:47+02:00

В даній роботі ми дослідили дві планетарні туманості IC 1295 і IC 4191б та визначили температури середовища за допомогою метода Занстра. Лінія H_β, яка належить центральним зорям цих туманостей, була використана для цієї цілі. Метод Занстра може бути застосований тільки у разі, коли середовище туманості є оптично товстим в лайманівському континуумі. Всі атоми Гідрогену вважаються такими, що перебувають в незбудженому стані. Температура зорі може бути визначена шляхом порівняння числа квантів до числа квантів, що випромінюютьс у видимій частині спектра. Ми визначили ефективні температури центральних зір туманостей, як 64252 К та 47663 К.

АНАЛІЗ КРИВОЇ БЛИСКУ ШЕСТИ АСТЕРОЇДІВ ГОЛОВНОГО ПОЯСУ З MOID ЗЕМЛІ МЕНШЕ 1 АО

2023-10-31T21:13:51+02:00

Шість астероїдів головного поясу 1999 HK1 (11411), 1995 AM1 (30968), 1999 XC136 (53454), 1999 JN6 (70055), 1999 UQ9 (86280), 2000 SU2 (93041) з MOID Землі менше 1 а.о. досліджувалися в астрофізичній обсерваторії Балдоне Інституту Астрономії Латвійського університету в часовому діапазоні 2020-2022. Отримані дані кривої блиску разом з опублікованими даними Центру малих планет у часовому діапазоні 1999-2022 рр. були проаналізовані за допомогою рядів Фур’є, періодограми Ломба-Скаргла та методів мінімізації фазової дисперсії. Подано покроковий план аналізу. Результати, обчислені за даними різних обсерваторій, порівнюються та отримуються середньозважені періоди. Періоди обертання становлять для астероїдів: N11411 P = 6,544 години, N30968 P = 8,330 години, N53454 P = 4,615 години, N70055 P = 74,364 години, N86280 P = 1,315 або 6,658 години і N93041 P = 30,645 години. Метод рядів Фур'є дає придатні для використання результати аналізу довгих серій спостережень у декілька наступних ночей, коли період обертання не перевищує 7-10 годин. У випадках невеликих серій спостережень, розкиданих протягом великого періоду часу, з різною яскравістю в різних опозиціях, методи L-S і PDM працюють більш надійно. Метод PDM чутливий до невеликої кількості спостережень. Якщо кількість спостережень менше сотні, метод PDM здебільшого не працює. Показана методологія дозволяє аналізувати дані, точність яскравості яких становить один десятковий знак.

ТЕСТОВІ ОПТИЧНІ СПОСТЕРЕЖЕННЯ ФРАГМЕНТІВ COSMOS 1408

2023-10-31T21:39:37+02:00

Недіючий космічний апарат COSMOS 1408 (NSSDCA/COSPAR ID: 1982-092A) був знищений в результаті випробувань російської протисупутникової зброї 15 листопада 2021 року. Це призвело до створення величезної хмари уламків, які становлять загрозу для інших низькоорбітальних об’єктів, що знаходяться на близьких орбітах. Більше 1500 з цих фрагментів мали розміри, які можна відстежувати. Такі події вимагають швидкого та негайного моніторингу за допомогою всіх доступних засобів наземного відстеження, включаючи радіолокаційні та оптичні спостереження. В цьому дослідженні наведено результати оптичних спостережень окремих фрагментів супутника COSMOS 1408, що були отримані в Україні. В спостереженнях приймали участь телескоп ОЕС30 станції оптико-електронного спостереження Національного центру управління та випробування космічних засобів Державного космічного агентства України та Швидкісний автоматичний комплекс (ШАК) науково-дослідного інституту (НДІ) «Миколаївська астрономічна обсерваторія» у лютому 2022 року. Спостереження показали, що українські оптичні засоби спостереження здатні спостерігати об'єкти космічного сміття на низьких навколоземних орбітах з радіолокаційним перетином менше 0,1 кв. м. при наявності відносно точних ефемеридних даних. Була проведена астрометрична редукція отриманих кадрів з окремими фрагментами супутника, яка показала, що орбітальні параметри значної частини об’єктів, що спостерігалися, були близькими до орбітальних параметрів супутника перед подією. Крім того, результати обробки наявних спостережень вказують на те, що діапазон висот в апогеї значно перевищує діапазон висот в перигеї. Ці висновки узгоджуються з висновками, зробленими іншими дослідниками. У майбутньому буде важливо оцінити можливості спостережень за наслідками руйнування об'єкта на НЗО, особливо в перші години та дні після подібних подій, коли можуть відсутні точні дані про орбіту сміття.

ВИЗНАЧЕННЯ ПОКАЗНИКІВ КОЛЬОРУ СУПУТНИКІВ LEO ЗА ДОПОМОГОЮ IP-КАМЕР

2023-11-14T23:02:00+02:00

Дослідження присвячене визначенню кольорових характеристик структурних поверхонь штучних супутників. Спостереження за супутниками проводилися в автоматичному режимі з використанням програмного забезпечення виявлення швидких об'єктів, розробленого в НДІ «МАО». Устаткування для супутникових спостережень складається з фотооб'єктиву Canon EF 85mm f/1.8 USM та професійної мережевої камери VIVOTEK IP816A-HP. Камера направлена в зеніт та має поле зору (4.9°х2.8°). Камера оснащена прогресивною матрицею CMOS із матрицею кольорових фільтрів Байєра для створення кольорового зображення RGB. Координатна та фотометрична обробка збережених зображень здійснюється за допомогою програмного забезпечення SExtractor та Astrometry.net разом із додатковими скриптами Python. У цій статті ми представляємо перші результати наших спостережень супутників LEO з використанням мережевих IP-камер із RGB-фільтром Байєра. Для перетворення інструментальних зоряних величин у системі RGB з фільтрами Байєра в стандартні зоряні величини фотометричної системи Gaia EDR3 bp/rp була вирішена система рівнянь, в якій обчислювані зоряні величини в фотометричній системі bp/rp були представлені як функції зоряних величин і кольорів в інструментальній системі RGB. Середні залишкові різниці між розрахованими зоряними величинами та величинами з каталогу становлять (0.03±0.15)^mag та (0.01±0.16)^mag для смуг bp та rp відповідно. Розраховані з використанням отриманих коефіцієнтів трансформації величини Brjb_bp та Rrjb_rp показують хорошу лінійну кореляцію з величинами bp та rp з каталогу Gaia EDR3. Тільки зорі головної послідовності в діапазоні (5-13)^magвикористовувалися як опорні зорі для визначення коефіцієнтів трансформації. Обчислено значення показників кольору (Brjb_bp – Rrjb_rp) для 8 супутників LEO з отриманими коефіцієнтами перетворення. Середня точність одержаних значень показників кольору становить близько 0.2^mag.

ПЕРШЕ ПОВІДОМЛЕННЯ ПРО СПОСТЕРЕЖЕННЯ АСТЕРОЇДІВ 2017 SV39, 2017 ST39 І 2017 TS7

2023-11-14T23:39:11+02:00

У цій статті ми показуємо результат спільного використання телескопа AZT-8, програмного забезпечення Astrometrica та методу Вяйсяля. В роботі вказані основні характеристики телескопа AZT-8, що знаходиться в Астрономічній обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Докладно розписано метод визначення координат об'єктів на кадрах за допомогою програмного пакету Astrometrica та вказано переваги використання методу Вяйсяля для визначення первинної орбіти небесного тіла. У статті детально розглядаються кілька перевідкритих астероїдів: SV39, 2017 ST39 і 2017 TS7 з довгого списку малих тіл Сонячної системи. Астероїд 2017 SV39 спостерігався 28-го вересня 2017 року, але не був підтверджений іншими обсерваторіями. Астероїд Головного поясу 2017 ST39 спостерігався 28-го вересня та 2-го, 9-го, 10-го жовтня 2017 року; в результаті виявився раніше відкритим астероїдом під номером 536266. Астероїд Головного поясу 2017 TS7 спостерігався 9-го та 10-го жовтня 2017 року; в результаті виявився раніше відкритим астероїдом під номером 540584.

ЗІТКНЕННЯ СКУПЧЕНЬ ГАЛАКТИК: ВИКОРИСТАННЯ КОМП'ЮТЕРНОГО МОДЕЛЮВАННЯ

2023-10-26T15:02:05+03:00

У дослiдженнi на основi каталогу змодельованих зiткнень скупчень галактик (“The Galaxy Cluster Merger Catalog: An Online Repository of Mock Observations from Simulated Galaxy Cluster Merg ers”, on-line data: http://gcmc.hub.yt/) вивчено можливостi методiв комп’ютерного моделювання процесу зiткнення скупчень галактик iз рiзними початковими параметрами для дослiдження особливостей скупчень пiсля процесу злиття.

Ми розглядаємо скупчення галактик як об’єкти, що еволюцiонують, зокрема через зiткнення. Комп’ютерне моделювання злиття скупчень галактик i порiвняння його результатiв зi спостережними даними дає змогу визначити еволюцiйний статус реальних скупчень зi складною внутрiшньою будовою. У рамках дослiдження ми детально проаналiзували серiю моделей наслiдкiв злиття скупчень галактик за рiзних початкових умов, таких як вiдношення мас, початковий параметр зiткнення або коефiцiєнт плазми β. Було розглянуто часовi iнтервали вiд 0 до 4.8 млрд рокiв, вiд 0 до 6 млрд рокiв i вiд 0 до 10 млрд рокiв, залежно вiд початкових умов. Також проаналiзовано та порiвняно мiж собою змодельованi результати зiткнень скупчень галактик. На основi зображень змодельованих скупчень галактик побудовано карти розподiлу загальної густини маси та рентгенiвського випромiнювання, якi порiвняно зi спостереженнями. Наведено приклади аналiзу двох реальних збурених скупчень галактик за допомогою мап розподiлу загальної густини маси та рентгенiвського випромiнювання. Зроблено висновок, що порiвняння оброблених зображень iз реальними дає змогу оцiнити параметри скупчень, що злилися, та визначити час цього зiткнення. Показано перспективнiсть використання цього каталогу для вивчення скупчень галактик зi складною внутрiшньою структурою. Каталог також буде корисним при викладаннi курсу ”Позагалактична астрономiя”.

ДО ТЕОРЕТИЧНОГО МОДЕЛЮВАННЯ РОЗПОДІЛУ МАТЕРІЇ У ВСЕСВІТІ

2023-11-13T15:33:28+02:00

Опис розподілу матерії у Всесвіті вимагає не тільки прецизійних спостережень, але й адекватних підходів до їх теоретичної інтерпретації. У нашій роботі пропонується метод параметризації розподілів із морфологічно складною топологією за допомогою структурних інваріантів (наприклад, інваріантів Ейлера-Пуанкаре), на основі якого можна розрізняти кластери з різною топологією (у площині спостереження). На основі такої класифікації та відповідного масштабування з’являється можливість вивчення розподілу речовини, (наприклад, за допомогою моделі середнього поля). Для вивчення кінетики еволюції розподілу речо вини пропонується ввести відповідний параметр впорядкування, який будується на основі калібрувальних (асимптотичних) та поточних значень інваріантів Ейлера-Пуанкаре. Такий підхід, шляхом побудови фазових діаграм для параметру впорядкування дозволяє відслідковувати деталі (і, зокрема, немонотонний характер) кінетики еволюції розподілів матерії вивчаючи, наприклад, часову ієрархію часів релаксації проміжних станів глобально неоднорідної системи. Часова кінетика про цьому підході описується за допомогою простих кінетичних рівнянь, які описують релаксацію поля параметру впорядкування, а в якості початкових умов фігурують визначені за допомогою відповідних вимірів (спостережень) значення інваріантів. Запропонований підхід може розглядатися як альтернативний до інших підходів до параметризації структурно складних систем, таких, як методи побудов Вороного, графів та ін. Порівняльний аналіз результатів різних альтернативних підходів до параметризації топологічно складних розподілів речовини, який буде проведено у майбутньому має сприяти поглибленню існуючих уявлень про характер розподілу речовини у Всесвіті.

ГАРЯЧА ТЕМНА МАТЕРІЯ В ОБОЛОНЦІ НАВКОЛО КОМПАКТНОГО ОБ'ЄКТУ

2023-10-26T15:16:21+03:00

Розглядається модель компактного об’єкта, що є альтернативою чорнiй дiрцi. У цiй моделi акрецiруючi протони розпадаються на Планковськiй шкалi на позитрони та гiпотетичнi Планковськi нейтрино. Енергiя частинок розщеплюється на двi моди, низьку та високу. Електрони, позитрони та Планкiвськi нейтрино з високою енергiєю вiддаляються. Електрони та позитрони з низькою енергiєю утворюють компактний об’єкт. Планкiвськi нейтрино з низькою енергiєю утворюють оболонку навколо компактного об’єкта. Планкiвськi нейтрино, що вiддаляються, можуть бути iнтерпретованi як гаряча темна матерiя (ГТМ). Планкiвськi нейтрино в оболонцi навколо компактного об’єкта можуть бути iнтерпретованi як захоплена в пастку гаряча темна матерiя (ЗГТМ). У недавнiй статтi було запроваджено поняття тиску вiльного падiння. У моделi ефективної гравiтацiї, що включає гравiтацiю Ньютона i тиск вiльного падiння, ЗГТМ прихована для масивних частинок, але викликає вiдхилення безмасових частинок. ЗГТМ можна побачити у гравiтацiйнiй взаємодiї двох оболонок. Розглядається гравiтацiйна взаємодiя галактик у скупченнi Дiви (М60, М87, М84, М86, М49). Рух галактик визначається масами ЗГТМ в оболонках навколо компактних об’єктiв у центрах галактик, зiрковими масами галактик та масами ГТМ у галактиках. Швидкостi M60 i M49 у напрямку M87 оцiнюються в 678 км с⁻¹ i 445 км с⁻¹, що становить 66% i 59% значень, що спостерiгаються, вiдповiдно.

НОВИЙ МЕТОД ДОСЛІДЖЕННЯ ОРІЄНТАЦІЇ ГАЛАКТИК У СКУПЧЕННЯХ ЗА БРАКОМ ІНФОРМАЦІЇ ПРО ЇХ МОРФОЛОГІЧНІ ТИПИ

2023-10-24T21:11:59+03:00

Проблема формування структур у Всесвiтi є однiєю з найважливiших проблем сучасної позагалактичної астрономiї та космологiї. Iнструментом, що дозволяє перевiрити заданий сценарiй, є аналiз просторової орiєнтацiї галактик на основi депроекцiї їх зображень. Отримання правильних результатiв аналiзу вимагає врахування того факту, що галактики є сплюснутими сфероїдами, фактичне спiввiдношення осей яких залежить вiд морфологiчного типу, що не передбачено в бiльшостi наявних на даний момент астрономiчних даних. Вiд повiдно до нового пiдходу, використаного в новому методi, на основi оцiнених частот зустрiчальностi заданих морфологiчних типiв, отриманих з використанням достатньо великої кiлькостi даних спостережень, проводяться моделювання, якi дозволяють отримати новi кутовi розподiли, якi використовуються в орiєнтацiйних дослiдженнях. Цi розподiли вже мiстять iнформацiю про частоту появи певних морфологiчних типiв у скупченнях галактик, що дозволяє отримувати точнiшi результати статистичних перевiрок, проведених пiд час аналiзу. Цей метод є розширенням результатiв, отриманих Godłowski 2012 та Pajowska та iн 2019 рiк.

ПЛАВЛЕННЯ АДРОНІВ, КИПІННЯ КВАРКІВ І ГЛЮОНІВ

2023-10-26T16:44:23+03:00

В роботi проведено аналiз адронних спектрiв (розподiл Хагедорна) з акцентом на можливiсть насичення адронних станiв та переходом їх до “варева” (супу) з кваркiв та глюонiв. Основнi результати даної роботи такi:
1) дослiджено спектр мезонiв та барiонiв в областi великих мас;
2) з’ясована роль критичної температури в статистичнiй моделi Хагедорна;
3) проаналiзованi наслiдки конечностi спектра Хагедорна;
4) дана статистична iнтерпретацiя фазового переходу вiд адронiв до кваркiв та глюонiв в термiнах рiвняння стану. Унiкальною рисою отриманого рiвняння стану є наявнiсть в ньому вiд’ємної температури та переохолодження речовини.
В бiльшостi вiдомих теорiй та моделей траєкторiї Редже є лiнiйнi та реальнi функцiї, що не допускає застосування їх для реальних резонансiв. Результати попереднiх аналiзiв в цьому напрямку нами розширено завдяки застосуванню нелiнiйних комплексних траєкторiй Редже, в яких зростання реальної частини є обмежений, що пiдтверджує насичення процесу народження резонансiв з великими масами. Приведенi конкретнi моделi таких траєкторiй, а саме: траєкторiї з кореневими порогами та такi, що слiдують з дисперсiйних спiввiдношень. Параметри приведених моделей траєкторiй Редже верифiковано за допомогою порiвняння з експериментальними даними про мезоннi та барiоннiрезонанси. В цiлому, робота є внеском в дослiдження одної з важливих та загадкових проблем фiзики високих енергiй – конфайнменту кваркiв та глюонiв на прикладi переходу важких адронних резонансiв в новий агрегатний стан речовини, можливо – кварк-глюонну плазму, властивостi якої ще до кiнця не з’ясовано.

ДОСЛІДЖЕННЯ РЕНТГЕНІВСЬКОГО СПЕКТРУ СКУПЧЕННЯ ГАЛАКТИК КОМА

2023-10-26T17:15:02+03:00

В роботi було дослiджено рентгенiвський спектр кластера галактик Кома за даними спостережень обсерваторiї XMM-Newton. Ми поєднали 7 спостережень, отриманих камерою MOS в регiонi розмiром 40′ × 40′, центрованому на кластерi Кома. Цi спостереження були здiйсненi протягом 2000–2005 рокiв i мають загальну тривалiсть 196 ксек. Основна увага була придiлена аналiзу спектрiв камери MOS, оскiльки вони менше схильнi до впливу сильного iнструментального фону у виглядi лiнiй. Отриманий спектр було апроксимовано моделлю, яка враховувала внески вiд гарячої плазми Сонячної системи/Молочного шляху та фонового рентгенового випромiнювання у формi степеневого закону. Внесок iнструментального фону було описано степеневим законом (не згладженим з ефективною площею) та декiлькома гаусовими лiнiями. Внесок вiд кластера Кома було описано випромiнюванням гарячої плазми з однiєю температурою. Крiм того, ми проводили пошук можливого нелiнiйного випромiнювання в околi центру кластера Кома, наприклад, вiд синхротронного випромiнювання релятивiстських електронiв в турбулентному магнiтному полi. Ми порiвняли нашi результати з попереднiми роботами iнших вчених та спектрами, отриманими з iнших приладiв, якi опрацьовують подiбний енергетичний дiапазон вiд 1 до 10 кеВ. Ретельний та докладний аналiз спектрiв буде важливим для нашої майбутньої роботи - пошуку проявiв аксiоноподiбних частинок, що можуть бути кандидатами на роль темної матерiї, зi спостережень кластеру Кома.

ЗВ’ЯЗОК ІНТЕНСИВНОСТІ ПОТОКУ ПРОТОНІВ СКП З ПАРАМЕТРАМИ СОНЯЧНИХ РАДІОСПЛЕСКІВ ІІ ТИПУ

2023-10-31T13:53:18+02:00

Опрацьовано 112 сонячних протонних подій (СПП) за період з 24.11.2000 по 20.12.2014 роки, які супроводжувалися радіосплесками ІІ типу. Для аналізу використовувалися оригінальні записи радіовипромінювання Сонця з сонячного радіоспектрографа в діапазоні 25-180 МГц, а також оригінальні записи інтенсивності потоку протонів сонячних космічних променів (СКП) I_p з енергією E_p в діапазоні > 0.8-850 МеВ за даними з апаратів серії GOES. При цьому накладені протонні події завжди поділялися та ототожнювалися з відповідними сонячними протонними спалахами, а максимальна інтенсивність потоку протонів I_p накладених протонних подій визначалася від рівня попередньої протонної події.

За даними із сонячного радіоспектрографа для 91 сплеску II типу були отримані регресійні моделі, що встановлюють зв'язок між швидкістю частотного дрейфу V_i_,_j і частотою сплеску II типу f_i_,_j, а також для 73 сплесків II типу вдалося отримати регресійні моделі, що встановлюють зв'язок між інтенсивністю сплесків II типу I_i_,_j і частотою сплесків II типу f_i_,_j у діапазоні 25-180 МГц. Детальні дослідження показали, що інтенсивність сплесків II типу I_i_,_j як і швидкість частотного дрейфу V_i_,_j сильно залежить від частоти сплеску II типу f_i_,_j і монотонно змінюється з часом t i вздовж гармонік сплесків II типу.

В результаті було досліджено зв'язок максимальних значень інтенсивності потоку протонів СКП I_p з розрахунковими значеннями швидкості частотного дрейфу V_i_,j та інтенсивності сплесків II типу I_i_,j. Порівняльний аналіз показав, що зв'язок інтенсивності потоку протонів СКП I_p з інтенсивністю сплесків II типу I_i_,j значно сильніший, ніж зі швидкістю частотного дрейфу V_i_,j, де коефіцієнт кореляції r дорівнює 0.82 і 0.71, відповідно для протонів з енергією E_p > 30 МеВ. Також було досліджено зв'язок інтенсивності потоку протонів I_p зі швидкістю частотного дрейфу V_i_,j та інтенсивністю сплесків II типу I_i_,j залежно від енергії протонів E_p та від частоти f_i_,j радіосплесків II типу. Було показано, що найбільш сильний зв'язок інтенсивності потоку протонів СКП I_p зі швидкістю частотного дрейфу V_i_,j і інтенсивністю сплесків II типу I_i_,j спостерігається з субрелятивістськими протонами СКП з енергією E_p в діапазоні > 30-100 MeV і для радіосплесків II типу на частоті f_i_,j в діапазоні 40 -160 МГц.

АНОМАЛЬНІ МАГНІТНІ ОБЛАСТІ НА СОНЦІ

2023-10-31T20:26:20+02:00

Ми дослідили аномальні магнітні області, що спостерігалися поблизу мінімумів сонячних циклів 24 і 25. Особливість цих областей полягала у відхиленні їх конфігурації від закону магнітної полярності Хейла і закону Джоя про нахил осей біполярних груп до широтного напрямку. Тому вони належать до класу т. зв. антихейлівських активних областей. Ми звернули особливу увагу на спалахову активність антихейлівських областей, оскільки це важливо для прогнозування космічної погоди та магнітних бур в атмосфері Землі.

Виявлені аномалії поверхневого магнетизму досліджених нами активних областей можуть свідчити про вплив на їхню еволюцію механізмів глибинного маломасштабного динамо. В зв'язку цим ми проаналізували можливі механізми утворення антихейлівських магнітних областей. Зокрема, такими механізмами можуть бути механізми маломасштабного магнітного динамо. В зв'язку з цим актуальною проблемою сьогодення є пошук спостережених доказів існування теоретично запропонованої в роботі Brandenburg A. et al. (2012) нової фізичної сутності – прихованого в сонячних глибинах маломасштабного магнітного поля, що збуджується двома якісно різними механізми маломасштабного динамо (ММД). Перший механізм – це ММД макроскопічної МГД (ММД1), а другий – дифузійне ММД класичної МГД (ММД2). Однак мізерні внески цих джерел дуже важко розрізнити за допомогою спостережень. Щоб вирішити цю проблему Sokoloff, Khlystova and Abramenko (2015) запропонували тест для розділення внесків двох джерел на основі статистичної імовірнісної моделі. Такою важливою особливістю відмінностей між двома ММД є поведінка відсоток антигхейлівських груп сонячних плям (по відношенню до загальної кількості плям) у мінімумах сонячних циклів. Відповідно до статистичних досліджень тривалої серії спостережень Sokoloff, Khlystova and Abramenko (2015) виявили, що відсоток антихейлівських груп плям зростає під час мінімумів сонячних циклів, що свідчить на користь ММД2.

Ми вважаємо, що виявлені магнітні аномалії досліджених областей можуть бути викликані впливом ММД2 в глибинах конвективної зони Сонця, оскільки це джерело дає найбільш помітний внесок у поверхневий магнетизм поблизу мінімумів циклів.

МАГНІТНЕ ПОЛЕ ЗЕМЛІ ТА ВЕЛИКОМАСШТАБНЕ МАГНІТНЕ ПОЛЕ СОНЦЯ: СОНЯЧНО-ЗЕМНИЙ ЗВ’ЯЗОК

2023-11-07T20:05:39+02:00

У статті представлені результати спільного аналізу основного магнітного поля Землі (поля ядра) B_IGRF і великомасштабного магнітного поля Сонця (ВМПС). При цьому 11- та 22-річні періоди варіацій ВМПС і B_IGRF добре проявляються в обох полях і зазвичай модулюються сонячною активністю. Парні 11-річні цикли, для яких напрямок магнітного поля Сонця збігається з напрямком магнітного поля Землі, характеризуються мінімальними значеннями чисел сонячних плям, а непарні цикли з протилежними напрямками магнітних полів мають більші значення чисел сонячних плям.

Швидкість обертання дво- та чотирисекторної структури сонячних джерел ВМПС змінювалася з приблизно 11-річним та 22-річним циклом. Виявлено також більш тривалі зміни магнітних полів Сонця і Землі з періодом близько 75 років. Період обертання джерел ВМПС (28,0-28,5 доби) був максимальним в середині 20 століття в 1940÷1960 роках. Цей максимум сонячної активності відповідає часовому градієнту геомагнітного поля. Показано, що градієнт геомагнітного поля B_IGRF залежить від швидкості зміни тривалості дня. Отже, згідно з результатами дослідження ротаційні режими Сонця та Землі зумовлюють різноперіодні зміни їх магнітних полів.

СПЕКТРАЛЬНЕ ДОСЛІДЖЕННЯ НИЖНЬОЇ СОНЯЧНОЇ АТМОСФЕРИ ДІЛЯНКИ АКТИВНОЇ ОБЛАСТІ З БОМБОЮ ЕЛЛЕРМАНА ТА СУПРОВОДЖУЮЧИМИ Hα-ВИКИДАМИ

2023-10-31T20:47:36+02:00

Представлено результати детального вивчення особливостей формування та розвитку бомби Еллермана та супутніх їй Hα-викидів, що виникли на ділянці активної області NOAA 11024. Ця ділянка знаходилася в області появи нового магнітного потоку. Спектральні дані з високою просторовою і часовою роздільною здатністю було отримано на французько-італійському сонячному телескопі THEMIS 4 липня 2009 року. Ми використали спектри з Hα-лінією (центральна частина) та з спектральною областю λλ ≈ 630 нм. Профілі Стокса I було отримано з інтервалом, що відповідає 160 км на поверхні Сонця.

Профілі лінії Hα, отримані для різних періодів розвитку БЕ, були асиметричними з надлишком емісії в короткохвильовому крилі. Зміни інтенсивності в крилах лінії Hα на відстанях ±0,1 і ±0,16 нм від її центру вказували на те, що в еволюції БЕ можна виділити два періоди: фазу попереднього нагріву і спалахову фазу, під час яких відбувалося поступове та імпульсне виділення енергії.

Hα-викиди (сьоржі) це невеликі виверження холодної речовини в сонячній атмосфері. На всіх спектрах їх видно в поглинанні. Профілі сьоржей проектувалися на синє або червоне крило лінії Hα. Їх доплерівські зсуви було використано для розрахунку променевої швидкості (V пром ) хромосферної речовини в сьоржах. Розподіл швидкостей у сьоржах свідчить про їх багатопотокову структуру. Один зі сьоржів мав ознаки руху плазмового вихру. Більшість сьоржів з‘являлися з великою швидкістю – Vlos вгору досягала -110 км/с, а донизу – до 90 км/с.

Ми отримали часові варіації V пром у широкому інтервалі (140 ─ 490 км) фотосферних висот для області розвитку БE та її околиці. На всіх рівнях фотосфери виявлено, переважно, висхідні рухи. У центральній частині БE у верхньому шарі фотосфери Vlos коливалася в межах -0,5 ÷ 0,2 км/с, у нижньому шарі – -1,1 ÷ -0,1 км/с. Збільшення інтенсивності в ядрах всіх фотосферних ліній корелювало в часі зі збільшенням інтенсивності емісії в крилах лінії Hα.

Нові дані спостережень для бомби Еллермана та супутніх їй Hα-викидів, які було отримано і проаналізовано, може бути використано для перевірки існуючих і створення нових теоретичних моделей.

ПОРІВНЯЛЬНИЙ АНАЛІЗ МАГНІТНИХ БУР В РЕГІОНІ ОДЕСЬКОЇ МАГНІТНОЇ АНОМАЛІЇ З ПЛАНЕТНИМИ ТА ІОНОСФЕРНИМИ БУРЯМИ ЗА ПРОГРАМОЮ МОНІТОРИНГУ НА РТ "УРАН-4" (1987 – 2010 рр.)

2023-11-08T19:58:10+02:00

Дана робота є продовженням дослідження реакції Одеської геомагнітної аномалії на прояви сонячної та планетарної геомагнітної активності. Недалеко від території цієї магнітної аномалії знаходяться геомагнітна обсерваторія «Одеса» та декаметровий радіотелескоп «УРАН-4» РІ НАНУ. Для програми моніторингу потужних космічних радіоджерел на РТ "УРАН-4" з використанням бази даних геомагнітної обсерваторії "Одеса" складено каталог магнітних бур за період 1987-1994 та 2000-2009 років. У роботі проведено порівняльний аналіз особливостей проявів геомагнітних бур в зоні Одеської магнітної аномалії, планетарних та іоносферних бур у 22-му та 23-му циклах сонячної активності. Основні результати такі. Магнітна аномалія підсилює наслідки регіональних проявів планетарних магнітних бур. Кількість різних типів магнітних бур та динаміка їх зміни в Одеській аномалії суттєво відрізняються у 22-му та 23-му циклах сонячної активності. Порівняння показали, що тривалість магнітних бур в Одеській аномалії перевищує тривалість планетарних магнітних та іоносферних бур. За даними радіотелескопа «УРАН-4», геомагнітні бурі формують різні прояви ефектів іоносфери. мерехтіння та зміни потоку космічних радіоджерел залежно від часу їх спостережень. Для району Одеської геомагнітної аномалії такі комплексні дослідження раніше не проводились. Проведені дослідження стануть важливою основою для розуміння впливу магнітних аномалій на динаміку іоносфери в періоди сонячної та геомагнітної активності.

ПРЯМА РЕКОНСТРУКЦІЯ ЗОБРАЖЕННЯ В БАГАТОЕЛЕМЕНТНІЙ ІНТЕРФЕРОМЕТРІЇ

2023-10-30T15:16:53+02:00

Українська РНДБ система декаметрових радіотелескопів УРАН успішно вирішує багато наукових задач, але імплементація технології апертурного синтезу стикається з рядом труднощів. Однією з них є значні фазові спотворення в цьому діапазоні, викликані неоднорідністю середовища поширення. Тому постало завдання розробити альтернативну технологію під умовною назвою “Інтерферобачення”, яка дозволила б відновлювати радіозображення при обмеженій кількості антен, оперувала широкосмуговими сигналами, не вимагала площинності об'єктної сцени і мала б розширене поле зору.

Запропоновано метод прямої реконструкції зображення при спостереженні об’єктів у просторі з допомогою багатоелементного інтерферометра. Цей метод оснований на фізично обґрунтованому принципі, що нагадує голографію. Хвильовий фронт реєструється антенами інтерферометра, а подальший обробіток еквівалентний його відтворенню в зворотному напрямку та реєстрації утвореного просторового інтерференційного зображення. При цьому не висувається спеціальних вимог до випромінювання окремих точок джерела, окрім його дельтакорельованості. Розглядається скінченна смуга частот, причому кожна точка може характеризуватися власним спектром, тобто власною автокореляційною функцією випромінювання. Від її ширини залежить роздільна здатність методу прямої реконструкції. При квазімонохроматичному наближенні автокореляційні функції випромінювання всіх точок джерела вироджуються в синусоїди і відновлення зображення стає можливим тільки з використанням перетворення Фур’є. Отримано теоретичне обґрунтування способу для просторів різних розмірностей. Інтерферометричні системи одного рангу з багатьма антенами приводяться до єдиного канонічного вигляду з (віртуальними) антенами, розміщеними в початку координат та на одиничних віддалях на осях координат. Двозначність отриманого розв’язку усувається введенням додаткової антени.

Проведено моделювання запропонованого способу прямої реконструкції зображення для двовимірного простору. Незважаючи на низьку обумовленість системи стосовно оцінки віддалі при її збільшенні, кутові характеристики при цьому зберігаються, тому спосіб є перспективним для відновлення радіозображень космічних радіоджерел.

ДОВГОТРИВАЛІ СПОСТЕРЕЖЕННЯ КОСМІЧНИХ РАДІОДЖЕРЕЛ НА РАДІОТЕЛЕСКОПІ УРАН-4 В ДЕКАМЕТРОВОМУ ДІАПАЗОНІ ХВИЛЬ

2023-10-30T19:55:35+02:00

Радіотелескоп (РТ) УРАН-4, який розміщений поблизу міста Одеса, був введений в стрій в 1987 році як складова частина радіоінтероферометричної системи УРАН, що працює в декаметровому діапазоні радіохвиль та елементи якої розташовані в декількох пунктах на всій території України. Перші успішні РСДБ спостереження компактних космічних радіоджерел в системі УРАН були проведені на інтерферометрі РТ УРАН-4–УТР-2 в кінці 1987 року. В той же час була запущена програма регулярних спостережень потужних космічних радіоджерел 3С 144, 3С 274, 3С 405, 3С 461 на частотах 20 і 25 МГц в радіометричному режимі.

Пізніше пройшло декілька етапів модернізації радіометричної апаратури і систем автоматизації спостережень. Це дозволило до 2000 року перейти до практично безперервного моніторингу групи названих радіоджерел. В роботі розглядаються методика вимірів і обробки записів проходження радіоджерел через діаграму спрямованості РТ, статистика записів спостережень по часовим інтервалам в залежності від системи реєстрації даних, що були отримані за більш ніж 35 років спостережень на РТ УРАН-4. Спостереження в декаметровому радіодіапазоні супроводжується великою кількістю радіоперешкод, які впливають на якість вимірювань. При обробці спостережень кожний запис отримує оцінки якості, що допомагає вибрати записи потрібної якості для конкретної дослідницької задачі. Наведено деякі результати, які стосуються досліджень щільності потоку спостережуваних джерел, зокрема показано, що середньомісячні значення цих величин варіюються протягом циклу сонячної активності. Ефект іоносферних мерехтінь є дуже суттєвим в декаметровому діапазоні радіохвиль. Всі спостережувані радіоджерела мерехтять на неоднорідностях електронної концентрації іоносферної плазми, тому це явище досліджувалось з початку спостережень на РТ. З допомогою розробленої методики обробки до теперішнього часу отримана велика кількість оцінок таких параметрів іоносферних мерехтінь як індекс, період і спектральний індекс. Це дозволило дослідити сезонно-добову залежність параметрів іоносферних мерехтінь, а також їх кутові залежності.

ДЕКАМЕТРОВИЙ СПЛЕСК IV ТИПУ З НЕЗВИЧАЙНО ВИСОКОЮ ПОЛЯРИЗАЦІЄЮ

2023-10-30T19:06:50+02:00

Ми обговорюємо результати спостережень сплеску IV типу з незвично великою поляризацією, яка досягає в максимальній фазі 100%. Цей сплеск було зареєстровано радіотелескопами УРАН-2 (Україна) та НДА (Франція) 13 липня 2022 року. Цей сплеск тривав біля 5 годин і мав тонку структуру у вигляді суб-сплесків з великою швидкістю дрейфу та малою тривалістю. Ми пов’язуємо цей сплеск з корональним викидом мас (СМЕ), який розповсюджувався практично в східному напрямку у вигляді ниткоподібної структури. Теоретичний розгляд властивостей субсплесків за допомогою плазмового механізму радіовипромінювання дозволяє пояснити їх високу поляризацію, великі швидкості дрейфу та малу тривалість в рамках єдиного підходу.

КІНЕТИЧНІ СВІТНОСТІ ДЖЕТІВ ДЛЯ ДЖЕРЕЛ УТР-2 З КРУТИМИ НИЗЬКОЧАСТОТНИМИ СПЕКТРАМИ

2023-10-30T19:38:07+02:00

Раніше ми отримали, що радіоджерела з каталогу УТР-2, які мають круті лінійні спектри, мають більшу швидкість поширення джетів і менший характерний вік, ніж УТР-2 джерела з крутими спектрами зі зламом. Також досліджувані галактики і квазари з крутими спектрами зі зламом проявляють більші середні величини мас центральних чорних дір і темпів акреції маси, ніж відповідні величини для галактик і квазарів з крутими лінійними спектрами. Крім того, ми отримали, що радіоструктура УТР-2 джерел з крутими спектрами є велетенською, її лінійний розмір має мегапарсековий масштаб. Ця велетенська структура джерел формується джетами та їхніми радіопелюстками. Отже, це вказує на потужні джети радіоджерел з крутими низькочастотними спектрами. Оскільки джети джерела пов’язані з акреційним диском джерела, важливо дослідити співвідношення їх фізичних характеристик. З цією метою ми отримуємо оцінки кінетичної світності джетів для УТР-2 джерел з крутими спектрами, припускаючи рівність відповідного темпу акреції маси та потоку речовини джета. Використовуючи обчислені нами величини швидкості поширення джетів і темпу акреції маси для УТР-2 галактик і квазарів з крутим спектром, ми одержали оцінку кінетичної світності їхніх джетів. Отримані значення кінетичної світності джетів становлять ~ 10⁴⁵ ерг/с , вказуючи на велику потужність джетів розглянутих джерел з крутими спектрами. Важливо, що досліджувані об’єкти показують залежність їхньої кінетичної світності відносно відповідного червоного зміщення (космологічну еволюцію).

ІНТЕРФЕРОМЕТРИЧНІ СПОСТЕРЕЖЕННЯ СПОКІЙНОГО СОНЦЯ НА ДЕКАМЕТРОВИХ ХВИЛЯХ В УМОВАХ СИЛЬНИХ РАДІОЧАСТОТНИХ ЗАВАД

2023-10-30T20:34:43+02:00

Дослідження радіовипромінювання спокійного Сонця проводилися в широкому діапазоні довжин хвиль від гранично коротких до декаметрових. На найбільших довжинах хвиль вимірювання кутових розмірів сонячної корони за допомогою радіотелескопа УТР-2 раніше проводилися в режимі сканування.

Ми розробили просту інтерферометричну методику для вимірювання кутового діаметра протяж ного радіоджерела. В ній використовується низка інтерферометрів, сформованих із секцій північнопівденної та cхідно-західної антени радіотелескопа UTR-2 для вимірювання розміру спокійного Сонця в полярному та екваторіальному напрямках. Перші інтерферометричні спостереження з таким підходом були проведені за допомогою приймачів і програмного забезпечення інтерферометрів УРАН ще в 2014 році. Ці дослідження дозволили визначити екваторіальні та полярні розміри Сонця на фіксованих частотах 20 і 25 МГц. Для розширення частотного діапазону досліджень у наступних спостереженнях використовувалися широкосмугові цифрові приймачі DSPZ у кореляційному режимі. Однак у денний час широкосмугові спостереження ускладнені радіочастотними завадами різного типу, які часто значно перевищують рівень корисних сигналів. Щоб обмежити вплив радіочастотних завад, було розроблено програмне забезпечення, яке автоматично виявляє та видаляє вузькосмугові та імпульсні завади в зареєстрованих сигналах.

У статті описано методи боротьби з такими завадами та критерії ступеня очищення сигналу, які використовуються в цьому програмному забезпеченні. Ми також наводимо результати вимірювань кутових параметрів радіовипромінювання спокійного Сонця, отримані інтерферометричним методом в діапазоні частот 10 – 30 МГц. Спостереження проводилися під час мінімуму сонячної активності в 2018 – 2020 роках.

ПРО ПРОГРАМИ ДОСЛІДЖЕНЬ НА РАДІОТЕЛЕСКОПІ «УРАН-4» ІРА НАНУ – МОНІТОРИНГ ПОТОКІВ ПОТУЖНИХ РАДІОДЖЕРЕЛ, ДОСЛІДЖЕННЯ СУПЕРКОРОНИ СОНЦЯ, СПОСТЕРЕЖЕННЯ СОНЯЧНОГО ЗАТЕМНЕННЯ

2023-10-30T21:07:28+02:00

Протягом 2020 – 2023 років, було виконано ініціативну серію програм спостережень на радіометрі, спроектованому та виготовленому В. В. Галаніним. Серед них спостереження іоносферних мерехтінь потужних радіоджерел Cas A, Cyg A, Virg A, Tau A, Pers A, на радіотелескопі URAN-4 (IRA NASU) на частотах 20 і 25 МГц. Спостереження проводилися за різних станів сонячної та геомагнітної активності та дозволяють аналізувати відгук іоносфери в регіоні Одеської Магнітної Аномалії на обурюючі події. Було встановлено, що радіоджерело 3С 84 (Perseus A) є найменш зашумленим, у місці розташування антени URAN-4 і добре підходить для вивчення іоносферного відгуку під час магнітних бур. Реєстровані періоди мерехтіння досліджуваних радіоджерел, у «спокійні» дні, перебувають у інтервалі 1-2 хвилини. Під час магнітних бур, періоди мерехтіння зменшуються до 10-30 секунд. У роботі розглянуто особливості відгуку мерехтінь різних джерел на магнітну бурю, оскільки вони просвічують різні просторові області іоносфери. Особливий інтерес становлять спостереження радіоджерела Taurus A (3C 144), який щорічно, у червні, просвічує надкорону Сонця. Обробка сканів таких спостережень джерела 3С 144 показує посилення варіацій із середнім «періодом» близько 5-10 секунд. Також було проведено спостереження щодо реєстрації особливостей варіацій радіофону під час часткового Сонячного затемнення. Показано, що під час Сонячного затемнення рівень фонового радіо-шуму значно підвищується. При цьому рівень фону наступного дня після затемнення був досить високим. Планується докладніший аналіз цього ефекту за наявності можливостей проведення повторних спостережень.

ДИХОТОМІЯ МЕХАНІЗМІВ ДЕКАМЕТРОВОГО РАДІОВИМІНЮВАННЯ ЮПІТЕРА: ВПЛИВ СТРИМЕРНИХ НЕОДНОРІДНОСТЕЙ ТА МГД-ЗБУРЕНЬ В ДЖЕРЕЛІ

2023-10-31T13:00:10+02:00

Досліджено модель джерела декаметрового випромінювання Юпітера, яке формується в умовах збудження МГД хвиль в нижній магнітосфері Юпітера в присутності неоднорідності магнітосфери у вигляді іонізованих стимерів товщини 1-100 км. Проаналізовано механізми виникнення анізотропного кінетичного розподілення електронів, за яких виникають умови для активної генерації декаметрового випромінювання такого джерела у вигляді сплесків за різними сценаріями. Показано, що газові течії в потоковій трубці Іо – Юпітер та ефекти дифузії плазми в стримерах призводять до створення кінетичного розподілення електронів конусного типу. З іншого боку, показано, що альвенівські хвилі, завдяки коливанням електричних полів, регулюють утворення кінетичного розподілення електронів як конусного типу (переважно, на периферії стимера), так і пучкового типу (всередині стримера). В останньому випадку, виникає прискорення пучків електронів до швидкостей біля 0.1с (де ‘с’ – швидкість світла), які надалі убігають вздовж стримерів і модулюються продольною Альвенівською хвилею з довжиною біля 1000 км і періодом біля 1 секунди.

Коливання плазми стримерів в дотичному до ліній магнітного поля Юпітера напрямку призводять до збудження швидкого магнітного звука, а прискорені пучки електронів генерують плазмові хвилі в цьому ж напрямку. Розшарована таким чином плазма стримерів формує профіль стримера з неоднорідним і анізотропним розподіленням електронів, який рухається разом з МГД хвилями зі швидкістю біля 0.001с і стає надалі джерелом електромагнітного ДКМ випромінювання. Відповідний рух джерела з такою швидкістю призводить до дрейфу частоти сплесків біля 0.2 МГц/сек, як і спостерігається в L-сплесках ДКМ випромінювання Юпітера. При цьому, плазмові хвилізбурення створюють розшарування стимера на тонкі нитки іонізованої електронної плазми, та сприяють надтонкій модуляції електромагнітних сплесків ДКМ випромінюваня, як в S-сплесках.

Всі ці процеси сприяють генерації ДКМ випромінювання Юпітера у вигляді L- та S-сплесків, та відповідають різним сценаріям і механізмам генерації випромінювання. Зокрема, L-сплески можуть бути пов’язані з Мазерним випромінюванням активної плазми джерела на периферії стимерів, яка активується швидкими МГД хвилями, а S-сплески можуть бути пов’язані з Черенковським випромінюванням швидких пучків електронів, яке збуджується першочергово і переважно в вигляді плазмових хвиль в джерелах всередині стримерів, та перетворюється надалі в спостережуване електромагнітне радіо випромінювання сплесків.

КУТОВА СТРУКТУРА РАДІОГАЛАКТИКИ 3C280 НА ДЕКАМЕТРОВІХ ДОВЖИНАХ ХВИЛЬ

2023-10-31T13:25:31+02:00

Зображення радіогалактики 3C280 на дециметрових довжинах хвиль складається з двох областей випромінювання, центри яких рознесені приблизно на 13 кутових секунд. Ці області є пелюстками радіогалактики з яскравими компактними компонентами або вбудованими в них гарячими плямами. Наведено результати дослідження структури джерела в декаметровому діапазоні довжин хвиль, що були виконані на радіоінтерферометрах УРАН-1 – УРАН-4 за спеціально розробленою методикою. Ми показуємо, що на декаметрових хвилях модель джерела містить два протяжних компонента з розміром і положенням пелюсток, як у дециметровому діапазоні та компактну деталь, що відповідає одній із гарячих плям. Радіовипромінювання інших гарячих плям на декаметрових хвилях не реєструється через їх малу густину потоку. У цьому дослідженні визначено спектри компонентів радіогалактики та їх зміну в діапазоні від декаметрових до дециметрових довжин хвиль. Виявлено, що протяжні пелюстки забезпечують близько 70% потоку 3C280 на низьких частотах, на відміну від високочастотного зображення радіогалактики, де компактні гарячі плями переважають у випромінюванні джерела.

РУХ КОМПОНЕНТІВ АГНС ЗА ДАНИМИ VLBI MOJAVE ЯК ПОКАЗНИК АКТИВНОСТІ ТА ПРОСТОРОВОЇ СТРУКТУРИ ДЖЕТІВ

2023-11-08T20:30:46+02:00

Система з десяти радіотелескопів VLBA (Very Large Baseline Array), з максимальною довжиною бази близько 8,600 км, Національної Радіоастрономічної Обсерваторії США (NRAO USA) проводить систематичні моніторингові спостереження близько 500-та активних ядер галактик (АЯГ), результати яких представлені у базі даних MOJAVE. Результуючої кутової роздільної здатності (~0.47 тисячних кутової секунди на частоті у 15.4 ГГц) достатньо для розділення близького оточення АЯГ та його джета. Результати відповідних спостережень дозволяють зіставляти особливості руху у джеті з процесами активності АЯГ, а також вивчати його просторову структуру.

У базі даних MOJAVE представлені спектральні щільності радіопотоків АЯГ, радіозображення на кожну епоху спостережень на частоті 15.4 ГГц та діаграми “Separation jet” (що демонструють кутове відхилення компонент джета у часі). Ця інформація й дозволяє вивчати рух цих компонент. У цій роботі, було проведено загальний аналіз патернів руху компонент джета 3С 273. В опублікованих статтях команди MOJAVE, подібний проведеному аналіз не було представлено для усіх особливостей джетів.