Одеські астрономічні публікації

ПЕРІОДИЧНІ ВАРІАЦІЇ В ОПТИЧНОМУ СПЕКТРІ ЗОРІ ПІСЛЯ AGB LN HYA

2025-11-10T10:37:24+02:00

LN Hya (BS 4912; HD 112374) довгий час вважався надгігантом типу F після AGB, розташованим на високій галактичній широті (b = +36°.3). Раніше дослідження спиралися на обмежений спектроскопічний та фотометричний матеріал. Ми представляємо новий набір даних, що містить 73 оптичні спектри середньої роздільної здатності (R ≈ 12 000), отримані на телескопі діаметром 0,81 м Обсерваторії Трьох Коледжів (Північна Кароліна, США) у 2021—2025 рр. Ми виявили регулярні варіації радіальних швидкостей (RV) ліній поглинання з періодом 148,63±0,09 днів. Наші спостереження охоплюють 10 останніх циклів змінності та свідчать, що LN Hya є подвійною системою з ексцентричною орбітою (e = 0,19 ± 0,02). У цій роботі ми описуємо процес редукції та аналізу даних, а також деякі спектральні особливості системи. Окреслено плани подальшого детальнішого дослідження LN Hya, що включають аналіз наявних фотометричних даних і їх кореляцію зі спектральною варіабельністю.

ЗМІНА ПРОФІЛЮ ЛІНІЇ Hα У СПЕКТРІ НАДГІГАНТА HD 207260 (A2 Iae)

2025-10-16T20:53:35+03:00

Ми представляємо результати детального спектроскопічного дослідження надгіганта HD 207260 (A2 Iae), що базується на високодисперсних ешель-спектрах, отриманих у 2018 році за допомогою 2-метрового телескопа Шамахинської астрофізичної обсерваторії. Основна увага приділяється варіабельності лінії Hα, яка демонструє складний і змінний профіль, що складається як з абсорбційного ядра, так і з емісійної компоненти. Було встановлено, що інтенсивність емісії та її променева швидкість значно змінюються в різні епохи. Ці зміни супроводжувалися синхронними варіаціями радіальної швидкості та еквівалентної ширини поглинальної складової лінії. Така поведінка свідчить про динамічне походження емісійної компоненти, можливо пов'язане з нестабільностями у верхніх шарах атмосфери або з епізодичними процесами втрати маси.

Фур’є-аналіз радіальної швидкості показує приблизний період у 35–40 днів. Ця періодичність узгоджується з наявністю радіальних або нерадіальних пульсацій, які можуть спричиняти структуровані потоки у верхніх шарах зоряної атмосфери. Передбачається, що зміна профілю лінії Hα, зміна радіальної швидкості та еквівалентної ширини поглинальної та емісійної складових профілю лінії Hα відбуваються в результаті взаємодії зоряної атмосфери з навколозоряною оболонкою внаслідок пульсації зірки.

РОЗПОДІЛ ТЕМПЕРАТУРИ В ДЕТАЛЯХ ДИСКА ЮПІТЕРА НА ОСНОВІ ЛІНІЙ ПОГЛИНАННЯ СМУГИ NH 3 λ6450 Å

2025-09-29T11:55:49+03:00

Для розуміння значущих метеорологічних процесів, що відбуваються в атмосфері Юпітера, були проведені дослідження ліній поглинання аміаку NH₃, відносна кількість яких невелика, але вплив яких може бути порівнянним з водяною парою в атмосфері Землі. Ці спостереження проводилися за допомогою ешель-спектрометра з високою спектральною роздільною здатністю, встановленого у фокусі Кассегрена 2-метрового телескопа в Шамахинській астрофізичній обсерваторії. Варіації інтенсивності ліній поглинання NH₃ у смузі NH₃ λ 6475 Å досліджувалися в різних областях диска Юпітера та в центрі диска Сатурна. У цій спектральній області було відібрано 20 ліній для центру, 14 ліній для північної зони та 11 ліній для південної зони. Отримані дані були оброблені за допомогою програм DECH 95 та DECH 30. Визначено спектрофотометричні характеристики цих спектральних ліній, включаючи їх еквівалентні ширини та напівширини. На основі отриманих даних спостережень було визначено температуру обертання Юпітера за різними парами ліній. Розраховані температури коливаються приблизно від 180 K до 80 K. Спостережувані коливання температури можна пояснити блискавками в цих шарах. Підсумовуючи отримані результати: середня температура в деталях диска Юпітера була визначена приблизно на рівні 127 K, що добре узгоджується з висновками інших авторів.

ОСОБЛИВОСТІ ФОТОМЕТРИЧНОЇ ЗМІННОСТІ FI SGE НА ОСНОВІ СПОСТЕРЕЖЕНЬ TRANSITING EXOPLANET SURVEY SATELLITE

2025-11-10T10:37:18+02:00

Ми представляємо результат аналізу індивідуальних кривих блиску FІ Sge, побудованих на основі спостережень Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS). FI Sge – пульсуюча змінна зоря типу RR Ліри з виявленою біциклічністю та ймовірним ефектом Блажка. У цьому дослідженні ми проаналізували 3603 фотометричних точок, отриманих супутником TESS в інфрачервоній фотометричній смузі TESS з часовою роздільною здатністю близько 10 хвилин. Спостереження охоплювали 27денний інтервал (BJD 2459769.90 − 2459796.12) з перервою у спостереженнях близько доби. Повний набір даних містить 52 мінімуми та 51 максимум сезонної кривої блиску. Ми вважаємо, що для цього набору даних аналіз форми кривої блиску в мінімумах дає більш надійні та значущі результати. Ми проаналізували варіації форм мінімумів окремих кривих блиску для повного набору даних та для окремих груп спорідненості. Останній підхід дозволив нам виявити для FI Sge не тільки класичну біциклічність, але й вторинну біциклічність. Цей результат був отриманий вперше, і він є нетиповою поведінкою кривих блиску для пульсуючих змінних зір.

СПЕКТРАЛЬНЕ ДОСЛІДЖЕННЯ ЗОРІ ГЕРБІГА Ae HD 31648. ЛІНІЇ ВИПРОМІНЮВАННЯ Hα ТА Hβ

2025-10-16T21:00:22+03:00

Ми представляємо результати спостережень ліній Hα та Hβ у спектрі зорі типу Ae Хербіга — HD 31648. Для дослідження було використано сім спектрів із бази даних Be Stars Spectra Database зі спектральною роздільною здатністю R ≈ 11 000, а також три спектри, отримані на 2-метровому телескопі Шамахинської астрофізичної обсерваторії з використанням Шамахінського волоконного ешeль-спектрографа (R ≈ 28 000). У наявних спектрах лінія Hα переважно спостерігається як профіль типу P Cyg III, що характеризується співвідношенням інтенсивностей синього та червоного компонентів Ib/Ir ≪ 1, а в двох випадках зафіксовано класичний профіль типу P Cyg — червонозміщений емісійний пік із синьозміщеним поглинанням. Кореляції між змінами інтенсивностей синього (Ib) і червоного (Ir) компонентів не спостерігається. Найбільших змін зазнає синій компонент, проте варіації також присутні в інтенсивності червоного емісійного піку. Профіль лінії Hβ у центральній частині показує структуру типу P Cyg із широкими фотосферними крилами. Червоний емісійний компонент лінії Hβ демонструє значну змінність, що корелює зі змінами червоного емісійного компонента лінії Hα. Загалом змінність профілів ліній Hα і Hβ проявляється синхронно. У роботі проведено порівняльний аналіз поведінки ліній Hα і Hβ із використанням аналогічних опублікованих даних.

ПЕРСПЕКТИВА ДОСЛІДЖЕНЬ ЗАТЕМНЮВАНИХ ПОДВІЙНИХ ЗІР В ЕРУ ПІСЛЯ МІСІЇ GAIA

2025-09-30T14:07:14+03:00

Затемнювані подвійні зорі інтригували астрономів упродовж століть. Їх вивчення – це подорож шляхом відкриттів та інновацій. Одне з перших значних прозрінь сталося в 1783 році, коли 18-річний Джон Гудрайк сміливо припустив, що періодичне ослаблення блиску зорі Алголь, яку він і його друг і наставник Едвард Піготт ретельно вивчали, викликано затемненням темним великим тілом, що обертається навколо Алголю. Це повідомлення настільки вразило Лондонське королівське товариство, що того ж року Гудрайк був нагороджений престижною медаллю Каплі. У міру розвитку методів спостережень та розвитку фотографічної фотометрії якість і кількість даних зростали, і до початку XX століття гравітаційна фізика досягла достатньої зрілості, щоб Генрі Норріс Рассел і Харлоу Шеплі змогли запропонувати кількісні процедури для визначення властивостей зір у затемнених системах і отримати з них вигоду, – приклад шляху, який Рассел (1948) охарактеризував як Королівську дорогу затемнень. У наступні десятиліття глибше розуміння фізичних процесів, управляючих системами короткоперіодичних подвійних зір, призвело до появи складніших методів дослідження. Зденек Копал та інші дослідники розширили аналітичні рамки та ініціювали суворіші дослідження внутрішньої та орбітальної динаміки цих систем. Поява високошвидкісних обчислень у 1970-х роках справила революцію у цій галузі, дозволивши проводити моделювання дедалі більшої складності. Удосконалення обчислювальних та аналітичних технологій, що триває, у поєднанні зі стрімким зростанням обсягу спостережних даних, отриманих у ході широкосмугових оглядів, кульмінацією яких стала місія Gaia, виводять дослідження затемнюваних подвійних зір на новий рівень. Тепер у нас є як обчислювальна потужність, так і глибина спостережень, що дозволяють досліджувати структуру та еволюцію зір із безпрецедентною точністю. У цій презентації висвітлюються ключові віхи у вивченні затемнюваних подвійних зір, інноваційні можливості збору даних та моделювання, а також перспективна роль високоточної інфрачервоної фотометрії. Особливу увагу приділено підвищенню точності, яка досягається за рахунок використання покращених смуг пропускання для наземної інфрачервоної фотометрії в місцевих обсерваторіях, а також розширеним функціональним можливостям моделі Вілсона-Девінні та додатковим аналітичним інструментам та програмам.

ЗБАГАЧЕННЯ ЕЛЕМЕНТАМИ S-ПРОЦЕСУ ПЕРШОГО ТА ДРУГОГО ПІКІВ У ГІГАНТАХ ГАЛАКТИЧНОГО ДИСКА

2025-09-30T13:49:56+03:00

Моделі хімічної еволюції Галактики, що враховують внесок кількох поколінь зір та різних подій нуклеосинтезу, зазвичай використовуються для визначення збагачення та походження хімічних елементів у Галактичному диску. Однак ми все ще маємо недостатнє відтворення спостережуваних проявів збагачення та розподілу елементів у диску. Зокрема, незважаючи на значну увагу до питань, пов’язаних зі збагаченням зір диска елементами, утвореними в процесах захоплення нейтронами, питання все ще залишаються, і це потребує подальшого розгляду. У цій роботі ми досліджуємо збагачення зір диска елементами 1-го та 2-го піків повільного захоплення нейтронів, так званого s-процесу, спираючись на вибірку з 150 гігантів Галактичного диска. Використовувалися спектри зір-гігантів, отримані за допомогою 1,93-метрового телескопа Обсерваторії Верхнього Провансу (Франція) і ешельного спектрографа ELODIE, що охоплюють діапазон довжин хвиль 4400–6800 Å з роздільною здатністю R = 42 000 та співвідношенням сигнал/шум від 130 до 230 при 5500 Å. Вміст елементів першого (Sr, Y, Zr) та другого (Ba, La, Ce) піків s-процесу було отримано методом синтетичного спектру в припущенні Локальної Термодинамічної Рівноваги (ЛТР). Отримані дані порівнюються з моделями Галактичної хімічної еволюції (ГХЕ). Наші результати підтверджують, що збагачення елементів 1-го та 2-го піків s-процесу зумовлене як s-процесом, так і r-процесом (швидким захопленням нейтронів), не виключаючи також додаткового внеску інших джерел нуклеосинтезу.

СПЕКТРОСКОПІЧНЕ ДОСЛІДЖЕННЯ ПОДВІЙНОЇ ЗОРІ ПІСЛЯ AGB HR 4049

2025-11-10T10:37:14+02:00

Ми представляємо нове спектроскопічне дослідження HR 4049, зорі після AGB у подвійній системі, на основі echelle-спектрів, отриманих з 2019/03/19 по 2025/04/08 за допомогою телескопа діаметром 0,81 м Обсерваторії Трьох Коледжів (Північна Кароліна, США) з роздільною здатністю R ≈ 12 000. Крос-кореляційний аналіз 83 спектрів у діапазоні 4760–4780 Å дозволив визначити орбітальні параметри: період P = 428,47 ± 0,01 доби, ексцентриситет e = 0,29 ± 0,01, аргумент періастра ω = 242,3° ± 0,3°, епоха періастра T₀ = 2 458 383,2 ± 0,6, системна швидкість γ = -30,12 ± 0,09 кмс⁻¹ та напівамплітуда K₁ = 15,52 ± 0,13 кмс⁻¹. Використовуючи паралакс Gaia DR3 (d = 1397⁺¹⁷⁶₋₁₆₈ pc) та середню максимальну зоряну величину (mᵥ = 5,35 mag), світність оцінено як log(L/L_⊙) = 4,22 ± 0,12, що відповідає початковій масі 3–4 M_⊙. Масова функція у поєднанні з вірогідними нахилами орбіти вказує на сучасні маси ∼ 0,75 M_⊙ для первинної компоненти та 0,70–0,82 M_⊙ для вторинної. Отримані результати підтверджують довготривалу орбітальну стабільність HR 4049 та встановлюють нові обмеження на властивості пост-AGB подвійних систем.

ОРБІТАЛЬНІ СПЕКТРАЛЬНІ ЗМІННОСТІ У СИМБІОТИЧНІЙ ЗОРІ AG ПЕГАСА

2025-10-16T21:43:06+03:00

Представлено результати дослідження орбітальної спектральної змінності, зумовленої подвійною природою симбіотичної зорі AG Pegasi. Внаслідок взаємодії гарячого білого карлика та холодного гіганта спостерігаються періодичні зміни променевих швидкостей як абсорбційних ліній холодного гіганта, так і емісійних ліній, що формуються поблизу гарячого компонента.

У даному дослідженні використано два набори спектральних спостережень. Перший набір – 16 спектрів, отриманих у фокусі Кассегрена 2-метрового телескопа Шамахинської астрофізичної обсерваторії імені Н. Тусі на волоконному ешeль-спектрографі (ShAFES) з роздільною здатністю R = 28 000 у 2016–2019 роках. Другий набір – 25 спектрів, запозичених із бази даних ARAS Spectral Database, отриманих у 2020–2024 роках із роздільною здатністю 9 000–11 000.

Орбітальний період системи становить приблизно 814 діб, і спектральні зміни системи AG Peg корелюють із цим періодом. У роботі представлено криву променевих швидкостей холодного компонента (зорі спектрального класу M3III), а також лінії випромінювання Hα, Hβ і HeII λ4686 Å та λ5412 Å, що формуються навколо гарячого компонента системи AG Peg, побудовані за результатами наших вимірювань. Масова функція холодного компонента симбіотичної системи AG Pegasi була оцінена за кривою швидкостей червоного гіганта: f₁ ≈ 0,023 M_⊙.

Побудовано криву променевих швидкостей і визначено орбітальні елементи для зорі класу M у системі AG Peg: максимальні та мінімальні значення орбітальних швидкостей зорі M3III — υ(max) = -10,72 км/с, υ (min) = -23,65 км/с; швидкість центра мас системи (γ-швидкість): Vᵧ ≈ -17 км/с; швидкості в перицентрі та апоцентрі: υp = 6,65 км/с, υa = 6,28 км/с. Ексцентриситет орбіти: e ≈ 0.027. a₁ sin i = 7,2·10⁷ km ≈ 0,48 a.u. ≈ 103R_⊙.

ОПТИЧНА СПЕКТРОСКОПІЯ СИМБІОТИЧНОЇ ЗОРІ EG And. ОРБІТАЛЬНІ ЗМІННОСТІ Hα

2025-10-16T21:15:35+03:00

У даній роботі представлено результати досліджень орбітальної змінності емісійних та абсорбційних компонентів лінії Hα у затемненій симбіотичній системі EG And. Для дослідження було використано близько 30 спектрів із бази даних ARAS Spectral Database. Ці спектри, отримані в період з 2010 по 2025 роки, мають спектральну роздільну здатність 9 000–11 000. Криві променевих швидкостей холодного компонента побудовано на основі середніх значень виміряних променевих швидкостей окремих абсорбційних ліній, що формуються в атмосфері червоного гіганта спектрального типу M. Орбітальний період системи становить приблизно 483,3 доби. Передбачається, що емісійні лінії, зокрема лінія Hα, формуються поблизу гарячого білого карлика. Встановлено, що інтенсивність емісійного компонента лінії Hα досягає найбільшого значення при орбітальній фазі близько 0,5 (що відповідає затемненню холодного первинного компонента білим карликом), мінімального – при фазі близько 0,1 (коли червоний гігант затемнює гарячий вторинний компонент і область формування сильних емісійних ліній), та середнього – при фазі близько 0,8.

ВИЗНАЧЕННЯ ЕФЕКТИВНИХ ТЕМПЕРАТУР ТА ПОВЕРХНЕВИХ ГРАВІТАЦІЙ ДЕКІЛЬКОХ ЗІР ТИПУ А НА ОСНОВІ ФОТОМЕТРИЧНИХ ПАРАМЕТРІВ

2025-09-29T12:22:54+03:00

Для зір типу A визначено фундаментальні параметри – ефективні температури (T_eff) та поверхневі гравітації (g): HD 6364 (A5/7III), HD 6365 (A3III/IV), HD 6492 (A9V), HD 6723 (A8V), HD 25093 (A7II/III), HD 123798 (A8/9V), HD 129175 (A6V), HD 129433 (A0IV), HD 129660 (A7V) та HD 209124 (A0III-IV).

Для визначення хімічного складу зір за допомогою модельного методу або методу синтетичного спектру важливо знати їхні фундаментальні параметри – ефективні температури (T_eff) та поверхневу гравітацію (g). T_eff та log g є основними параметрами моделей зоряних атмосфер – визначення цих параметрів необхідне для обчислення моделей зоряних атмосфер. З іншого боку, знаючи ефективну температуру (T_eff) та поверхневу гравітацію (g), можна розрахувати еволюційні параметри зір – їхні маси (M), світності (L), радіуси (R) та вік (t). Таким чином, точне визначення хімічного складу зір за допомогою модельного або синтетичного спектрального методу залежить від точності параметрів T_eff та log g. Ефективні температури (T_eff) та поверхневі гравітації (log g) зір були визначені за допомогою фотометричного методу.

Використаний метод базується на порівнянні спостережуваних та теоретичних значень фотометричних індексів [c1], Q та β. Цей метод є простим та точним. Індекс Q у фотометричній системі UBV визначається як Q = (U – B) - 0,72(B – V), тоді як індекс [c₁] у фотометричній системі uvby визначається як [c₁] = c₁ - 0,2(b - y). Ці індекси не залежать від впливу поглинання в міжзоряному середовищі. Для досліджуваних зір було отримано такі значення T_eff та log g: HD 6364: T_eff = 7610 K, log g = 4.25; HD 6365: T_eff = 7880 K, log g = 4.35; HD 6492: T_eff = 7390 K, log g = 3.70; HD 6723: T_eff = 7380 K, log g = 4.00; HD 25093: T_eff = 7780 K, log g = 4.10; HD 123798: T_eff = 7090 K, log g = 3.65; HD 129175: T_eff = 8220 K, log g = 4.35; HD 129433: T_eff = 9960 K, log g = 4.00; HD 129660: T_eff = 7710 K, log g = 3.65; HD 209124: T_eff = 9820 K, log g = 3.80.

3D-ЗОБРАЖЕННЯ ЗІР У ПОЛІ ПОЛЯРНОЇ

2025-11-10T10:37:31+02:00

Ми представляємо тривимірну модель положень 20 зір у полі цефеїди α UMi (Полярна зоря) – 18 зір головної послідовності (спектральні типи A0–G0 V), K-гіганта HD 6319 (K2 III) та самої Полярної зорі (F8 Ib) – яка була створена за допомогою 3D-калькулятора Desmos 3D, на основі розрахованих U-, V- та W-компонент повного вектора швидкості зір у Галактичній системі координат. У цій статті були використані оцінки радіальної швидкості зірок з Усенка та ін. (2023). Було розраховано дві версії компонентів U, V та W — на основі паралаксу Gaia DR3 та фотометричного паралаксу. Отримане 3D-зображення показало, що в обох сценаріях 15 зір головної послідовності, K-гігант і Полярна зоря утворюють помітний кламп, тоді як три зірки (HD 14718, HD 90162 та HD 11696) розташовані поза ним. HD 14718 та HD 90162 належать до товстого диска, тоді як HD 11696 є залишком можливого розсіяного скупчення в полі Полярної зорі. K-гігант HD 6319 розташований всередині клампу та досить близько до цефеїди, і цілком можливо, що цей кламп є частиною основного компонента ймовірного розсіяного скупчення навколо Полярної зорі, розчиненого в полі цефеїди. Використання 3D-калькулятора для побудови просторового зображення зір може служити гарним інструментом для вивчення структури та динаміки розсіяних скупчень у майбутньому.

ВИЗНАЧЕННЯ ОРБІТИ ТИМЧАСОВОГО СУПУТНИКА ЗЕМЛІ АСТЕРОЇДА 2024 PT5

2025-11-10T10:37:41+02:00

Виконано дослідження гравітаційного впливу великих планет та Місяця на орбітальну динаміку та механічну енергію астероїда 2024 PT5 під час його тимчасового захоплення Землею. Виявлений 7 серпня 2024 року за допомогою огляду ATLAS Sutherland, астероїд перейшов на еліптичну геоцентричну орбіту наприкінці вересня 2024 року та повернувся на геліоцентричну траєкторію в середині листопада 2024 року. Основна мета полягає у визначенні того, які тіла Сонячної системи, зокрема Місяць та найближчі планети, сприяли процесу захоплення, викликали зміни у повній механічній енергії астероїда під час фази захоплення та створили ключові збурення, що призвели до його виходу з гравітаційного поля Землі. Високоточні геоцентричні ефемериди та оскулюючі орбітальні елементи були отримані з сервісу JPL Horizons. Чисельний аналіз часових рядів для кінетичної, потенційної та повної механічної енергії, а також ексцентриситету, був проведений для характеристики як фаз захоплення, так і фаз вивільнення.

Особливу увагу було приділено часовим кореляціям між близькими зближеннями астероїда з Місяцем та великими планетами, а також відповідним змінам його орбітальних елементів. Цей підхід виокремлює інтервали часу, протягом яких 2024 PT5 зазнавав найбільш виражених динамічних змін, тим самим надаючи інформацію для цілеспрямованих числових моделювань.

Методологія включає детальне формулювання проблеми та обчислювальної процедури, зокрема критерії, що використовуються для визначення початку та кінця тимчасового захоплення супутника, та зусилля щодо ідентифікації тіл, що чинять найсильніший гравітаційний вплив. Результати закладають основу для розробки загального алгоритму оцінки ймовірності захоплення будь-якого навколоземного об’єкта, а також для оцінки його потенційної небезпеки або наукової цінності для майбутніх місій з повернення зразків. Застосування цих методів обіцяє підвищити точність прогнозів траєкторії астероїдів та підтримати поточні ініціативи планетарної оборони.

ЕВОЛЮЦІЯ ПАРАМЕТРІВ ОБЕРТАННЯ ВЕРХНЬОГО СТУПЕНЯ РАКЕТИ (КОСМІЧНИЙ ОБ’ЄКТ 1987-074G)

2025-11-10T10:37:46+02:00

Для операцій з активного видалення космічного брухту необхідне апріорне знання параметрів обертання цільових тіл, тобто інформація про швидкість їхнього обертання та поточну орієнтацію у просторі. Це може бути забезпечено відповідними спостереженнями, призначеними для визначення цих параметрів. Реєстрація та подальший аналіз кривих блиску є найпоширенішим методом моніторингу обертання космічних об’єктів оптичними засобами. У роботі розглянуті результати багаторічних фотометричних спостережень великого об’єкта космічного брухту – 3-го ступеня ракети SL-14 (міжнародний номер COSPAR 1987-074G, USSTRATCOM ID 18340). Показано, як протягом 2006–2025 рр. неодноразово змінювалася швидкість обертання навколо центру маси цього резидентного космічного об’єкта (КО). Для розуміння причини такої поведінки КО 18340 необхідно вивчити взаємозв'язок між різним станом швидкості його обертання та відповідною орієнтацією в інерційному просторі його осі обертання. У роботі для цього розглянуто спостережні криві блиску КО 18340, які отримані та зареєстровані в 2024 році на різних обсерваторіях, проаналізовано їх структуру та ідентифіковано схожі фотометричні патерни на різних кривих блиску. Ці фотометричні патерни потім були використані для визначення напрямку у просторі осі обертання даного об’єкта у двох коротких часових інтервалах (1–3 доби) наприкінці лютого – на початку березня 2024 року. В результаті цього аналізу кривих блиску отримано чотири оцінки середнього напряму осі обертання та її еволюцію на двотижневому інтервалі. Використання двох кривих блиску, отриманих у прольотах над різними пунктами спостереження 27 лютого 2024 року дозволило визначити поточний напрямок осі обертання в інерційній системі координат: RA = 10°, Decl. = -66°. А на основі шести кривих блиску, що отримано 9, 10 і 11 березня 2024 року визначені наступні середні координати: RA = 06°, Decl. = -39°. При цьому внутрішню помилку цих результатів ми оцінюємо як ±(5–10)°. На основі цих результатів зроблено припущення про відсутність швидких коливань осі обертання КО 18340.

СПЕКТРИ ВІДБИВАННЯ РІЗНИХ ДІЛЯНОК ПОВЕРХНІ В ОБЛАСТІ КРАТЕРА МАРСІЯ НА ВЕСТІ

2025-10-15T21:41:17+03:00

Кратер Марсія розташований у приекваторіальній частині астероїду (4) Веста та є однією з наймолодших і найкраще збережених ударних структур з виразною складною морфологією та значними спектральними варіаціями. У межах квадранту Av-8 Marcia переважають два морфологічно та спектрально відмінні типи поверхневих утворень — поклади ямчастих ударних структур (PIDs) та ділянки «помаранчевої» речовини (OMPs), які надають цінну інформацію про еволюцію поверхні після удару. Використовуючи відкалібровані зображення бортової камери Framing Camera (FC) місії NASA Dawn, отримані під час орбітальних фаз HAMO та LAMO, було проаналізовано за допомогою методу колориметричних відношень (C(438 нм/749 нм) і C(749 нм/917 нм)) спектральні характеристики PIDs та OMPs. На основі відкаліброваних зображень Level 1b побудовано та проаналізовано спектри відбивної здатності відповідних поверхневих утворень.

Результати показують, що як PIDs, так і OMPs характеризуються вищим альбедо, червонішим спектральним нахилом та глибшою смугою поглинання піроксену на 0,9 мкм порівняно з навколишнім матеріалом, проте їх спектральні ознаки суттєво відрізняються порівняно одне з одним. PIDs, як правило, мають глибші смуги поглинання поблизу 0,9 мкм і більшу варіативність відбивної здатності, тоді як OMPs демонструють стабільно червоніший нахил спектра та нижчі значення відбиття на довжині хвилі 438 нм. Просторово обидва типи утворень часто спостерігаються разом у південно-західних околицях кратера Марсія, де також розташовані потокові структури.

Наші результати підтверджують, що одночасний аналіз карт колориметричних відношень C(438 нм/749 нм) і C(749 нм/917 нм) є ефективним методом для розрізнення OMPs та PIDs.

ОСВІТЛЕНІСТЬ ШТУЧНИХ СУПУТНИКІВ ЗЕМЛІ НА КОЛОВИХ ОРБІТАХ

2025-11-10T10:37:35+02:00

Метою роботи є побудова уточненої моделі освітленості штучних супутників на колових навколоземних орбітах та дослідження тривалості та характеру сонячного освітлення на орбітах з різними нахиленнями та висотами протягом року.

У математичній моделі використане рівнянні колового конуса тіні, побудованого з урахуванням руху Сонця відносно Землі. Центр перерізу основи конуса збігається з центром Землі. Вплив атмосфери не враховується. Рух супутника моделюється Кеплеровою орбітою. Комп’ютерна модель дає змогу визначити з заданою точністю тривалість перебування супутника у тіні Землі.

Виконано моделювання тривалості освітленості супутників на двох висотах: 5 000 км та 35 786 км (висота геосинхронної орбіти) протягом року. Наведені криві тривалості перебування супутників у тіні. Форма кривих змінюється від практично прямої лінії для орбіт з нахиленням 25°, далі набувають періодичного характеру, а потім діляться на дві частини, що нагадують форму параболи. Серед усіх можливих нахилень орбіт супутників виявлені екстремальні. Це орбіти з кутом нахилення 23°26', що визначає пряму орбіту. На них штучний супутник протягом усього року на кожному витку потрапляє у тінь Землі. Друга група екстремальних орбіт – це орбіти з нахилами, при яких супутник потрапляє у тінь лише поблизу часу рівнодень. Найменша тривалість перебування супутників у тіні, які рухаються по орбітах з кутом нахилу 113°26'. Потрапляння у тінь триває від 15.02 до 23.04 та від 19.08 до 27.10 для висоти 5000 км, та від 12.03 до 28.03 та від 14.09 до 01.10 для висоти 35 786 км.

Результати моделювання дозволять уточнити вплив тиску сонячного світла та сонячного вітра на рух супутників протягом тривалого часу. Це дозволить використати додаткові прискорення супутників, що виникають внаслідок радіативного впливу, для змін орбіт космічного сміття та очищення навколоземного простору.

МОРФОЛОГІЧНІ ОСОБЛИВОСТІ ДЖЕРЕЛ ЕКСТРЕМАЛЬНИХ ГЕОМАГНІТНИХ БУР

2025-10-01T15:57:39+03:00

Сучасний світ стає дедалі вразливішим до геомагнітних бур через швидкий розвиток нових технологій та технічних систем. Це стосується всіх сфер людської діяльності, де використовуються енергетичні мережі, GPS, Інтернет та цифровий зв’язок.

Бурі можуть завдати шкоди енергетиці, авіації, навігації, супутниковій електроніці, системам зв’язку, промисловості та агропромисловому комплексу. Екстремальні геомагнітні бурі можуть завдати величезної економічної шкоди та загрожувати здоров’ю людини. Їх прогнозування дуже важливе, але ще недостатньо досконале.

Екстремальні геомагнітні бурі зазвичай спричинені викидами корональної маси (КВМ) під час потужних спалахів. Детальне дослідження їх джерел є дуже важливим. Для вивчення умов, що сприяють виникненню екстремальних штормів, ми вибрали шість активних областей (АО), які були їх джерелами у період з 2000 по 2024 рік. Ми проаналізували просторову та часову еволюцію, морфологічні характеристики, структуру магнітного поля та спалахову активність АО NOAA 09393, 10484, 10486, 10501, 10696, 13664. Деякі АО знаходилися у великих комплексах активності.

Досліджувані АО розвивалися швидко, їхня площа та кількість плям збільшувалися, магнітна структура ставала складнішою, а спалахова активність зростала. Багато з цих АО мали дуже велику максимальну площу, що перевищувала 2000 мільйонних часток сонячної півкулі. У дні вивержень АО розташовувалися поблизу центрального меридіана, а Bz-компонент міжпланетного магнітного поля був спрямований на південь. Їхня площа та кількість плям були близькими до максимуму, магнітна конфігурація в більшості випадків була βγδ. Джерелами КВМ були спалахи класу M та X, яким передував швидкий вихід нових магнітних потоків та їх перез’єднання з уже існуючим магнітним полем області.

Найпотужніші геомагнітні бурі за розглянутий період з індексом геомагнітної активності Dst менше -400 нТл спостерігалися 20 листопада 2003 року та 10–11 травня 2024 року. Бурі були спричинені корональними викидами маси від спалахів, що сталися в AО NOAA 10501 та 13664. Ці AО характеризувалися складною магнітною топологією та швидким виходом магнітного потоку. Бурі 10–11 травня 2024 року передували КВМ типу «канібалізм», які посилили її силу та тривалість. Найпотужніший шторм розглянутого періоду, 20 листопада 2003 року, з піковим індексом Dst = -422 нТл, був спричинений КВМ від спалаху M3.9 в AО NOAA 10501. Під час піку шторму полярні сяйва спостерігалися аж до Флориди, Мічигану та Вісконсина у Сполучених Штатах та Греції в Європі. Було виявлено, що АО з невеликою площею та помірними спалахами можуть спричиняти екстремальні шторми, тоді як АО з великою площею та потужними спалахами не завжди їх викликають.

ПІВНІЧНО-ПІВДЕННА АСИМЕТРІЯ АКТИВНОСТІ СОНЯЧНИХ ПЛЯМ ПІД ЧАС МІНІМУМУ МАУНДЕРА

2025-10-14T23:12:10+03:00

Важливим ключем до вивчення впливу варіацій сонячної активності на клімат Землі є мінімум Маундера (кінець XVII століття), під час якого спостерігалося надзвичайно мало сонячних плям. Застосування методу аналізу рідкісних подій до цих спостережень призвело дослідників до висновку, що появі сонячних плям у мінімумі Маундера був притаманний слабкий за амплітудою 22-річний цикл. Концепція безперервності магнітних циклів у цей час також підтверджується вимірюваннями космогенних радіонуклідів у природних наземних архівах. Тому сьогодні вважається, що впродовж мінімуму Маундера циклічна магнітна активність Сонця не припинялася, хоча амплітуда циклів була досить низькою. У моделі αΩ-динамо це може бути пов’язано з тим, що величина магнітної індукції тороїдального поля, збудженого радіальним диференціальним обертанням у сонячній конвективній зоні (СКЗ), у цей час не досягла порогового значення, необхідного для підйому магнітних силових трубок на поверхню Сонця (нелінійний режим динамо). Проаналізовано можливі фізичні механізми, що описують пригнічення процесу динамо в інтервали часу, коли сонячних плям не спостерігалося. Запропоновано сценарій для пояснення північно-південної асиметрії магнітної активності впродовж мінімуму Маундера. Ключову роль у запропонованому сценарії відіграє особливий характер внутрішнього обертання Сонця, виявлений в геліосейсмологічних експериментах. Згідно з даними геліосейсмології СКЗ природно поділена на полярні і екваторіальні домени з протилежними знаками радiального градієнта кутової швидкості. Крім того, радiальний градієнт кутової швидкості проникає у глибинні шари стабільної променистої зони нижче СКЗ. Врахувавши ці дані показано, що αΩ-динамо збуджує дві гармоніки (дипольну та квадрупольну) тороїдального поля в СКЗ, які циклічно змінюють свій напрямок. Водночас глибинний Ω-ефект у променистій зоні створює тороїдальне поле стаціонарної орієнтації. Сумарне магнітне тороїдальне поле (динамо-поле СКЗ + поле променистої зони), що піднімається до поверхні Сонця завдяки магнітній плавучості, може сприяти північно-південній асиметрії активності сонячних плям.

ОСЛАБЛЕННЯ МАГНІТНОГО ПОЛЯ В ГЛИБОКИХ ШАРАХ СОНЯЧНОЇ ПЛЯМИ

2025-10-08T16:21:29+03:00

Представлені попередні результати спектрально-поляризаційних спостережень великої сонячної плями 17 серпня 2024 р., яка спостерігалась на ешельному спектрографі горизонтального сонячного телескопа Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Прямі вимірювання магнітного поля у цій плямі були виконані по розщепленню бісекторів профілів 10 спектральних ліній, в основному ліній Fe I, а також трьох ліній іонів Fe II, Cr II та Sc II. Магнітне поле, виміряне по розщепленню сігма-компонент лінії Fe I 5250.2, досягало 3400 Гс, однак величина поля по інших лініях з меншими факторами Ланде була значно меншою, відображаючи, очевидно, поздовжню компоненту магнітного поля B_LOS, а не його модуль напруженості. Форма бісекторів профілів I ± V в основному відповідає однорідному полю лише для ліній Fe I, тоді як для ліній іонів ці бісектори мають досить своєрідний вигляд, з мінімальним розщепленням приблизно на половинній глибині лінії, а максимальним – в ядрі таких ліній або в їх крилах. Якщо визначати усереднене по всьому профілю магнітне поле, виходячи з середнього розщеплення бісекторів на різних глибинах кожної спектральної лінії, то виявляються такі основні ефекти: (а) лінії іонів показують на 300–1200 Гс слабші магнітні поля, ніж лінії нейтральних атомів, (б) виміряна величина B_LOS зростає з фактором Ланде для ліній нейтральних атомів, але для іонів, очевидно, відповідна залежність є протилежною, (в) для ліній нейтральних атомів величина B_LOS зменшується при збільшенні потенціалу збудження нижнього терма ЕР. Ефект (б) стосовно ліній нейтральних атомів можна пояснити значним нахилом силових ліній до променя зору, тоді як ефекти (а) і (в), вказують на те, що напруженість магнітного поля у плямі зменшувалась з глибиною. Однак наразі залишається неясним, якою тут може бути роль термодинамічних ефектів а також субтелескопічної структури магнітного поля.

ДКМ РАДІОВИПРОМІНЮВАННЯ ЮПІТЕРА ТА СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬ: ДЖЕРЕЛА, ЗАЛЕЖНІ ВІД IO, ТА НЕ ЗАЛЕЖНІ ВІД IO

2025-10-09T17:29:17+03:00

В цій роботі буде вивчено декаметрові (ДКМ) радіобурі Юпітера, для того, щоб виявити особливості, які можуть бути пов’язані із впливом сонячного вітру та корональних викидів маси (CME) на утворення радіобур та сплесків ДКМ радіовипромінювання. Ми розглядаємо динаміку бур та особливості окремих ДКМ сплесків, та пояснюємо їх з урахуванням МГД процесів, пов’язаних з Іо, та процесів, що відбуваються за наявності нейтрального газу в нижній магнітосфері Юпітера.

Вважаємо, що бурі ДКМ радіовипромінювання виникають, коли плазма, інжектована на Іо, або плазма сонячного вітру проникає до авроральної зони нижньої магнітосфери Юпітера, поширюючись вздовж ліній магнітного поля Юпітера разом з альвенівськими хвилями низької частоти. Ці МГД коливання в нижній магнітосфері можуть запускати процеси іонізації плазми і формувати стримери, та будуть активувати Мазерні нестійкості на електронах. Під впливом щільного сонячного вітру і корональних викидів маси змінюється структура магнітосфери Юпітера, з’являються високоширотні плазмові течії, дотичні до появи не-Іо ДКМ штормів, та посилюється ДКМ радіовипромінювання, яке контролюється Іо.

Враховано, що динаміка розвитку ДКМ радіобур, залежних від Іо та незалежних від Іо, мають схожі риси та еволюційні особливості. Так, їх спільні періодичності у часі (5 хвилин та 20 хвилин тривалості) можуть бути пов’язаними з МГД нестійкостями, активованими Іо, які модулюють систему струмових шарів у всій авроральній зоні. Потужність бур, залежних від Іо, модулюється динамічним тиском сонячного вітру на магнітосферу Юпітера. З іншого боку, в радіоджерелах незалежних від Іо, і пов’язаних з інжекціями сонячної плазми, завдяки вмісту високоенергетичних іонів, що стикаються з газовим середовищем, формується ряд специфічних радіо сплесків, наприклад, такі, що мають зебра-структури на динамічних спектрах високої роздільної здатності.

ВІДНОВЛЕННЯ ТА РОЗВИТОК РАДІОТЕЛЕФОННОЇ МЕРЕЖІ GURT: МОЖЛИВОСТІ СПОСТЕРЕЖЕНЬ В УМОВАХ ВОЄННОГО ЧАСУ

2025-09-30T13:58:38+03:00

Відновлення трьох секцій низькочастотного українського радіотелескопа ГУРТ, пошкоджених унаслідок воєнних дій, стало важливим етапом у продовженні астрономічних досліджень в умовах значних викликів. У 2023 році дві з них були успішно відновлені та оснащені автономними системами енергоживлення на території Радіоастрономічної обсерваторії ім. С. Я. Брауде РІ НАНУ. Це дало змогу відновити систематичні спостереження Сонця, а також реалізувати двохелементний інтерферометр для дослідження космічних радіоджерел.

Третю секцію було перенесено та відновлено на території Полтавської гравіметричної обсерваторії НАНУ. Основною перешкодою для її функціонування стала сильна радіочастотна завада (RFI), спричинена системою безперебійного живлення самої обсерваторії. Цю проблему вдалося ефективно вирішити завдяки розробці та встановленню спеціального зовнішнього мережевого фільтра.

Зусилля, спрямовані на відновлення цих наукових інструментів, демонструють, що наукова діяльність може тривати навіть у складних умовах воєнного часу завдяки інженерним інноваціям та наполегливості дослідницької команди.

СПЕКТРАЛЬНІ ОСОБЛИВОСТІ ПООДИНОКОГО СПЛЕСКУ III ТИПУ, СПОСТЕРЕЖУВАНОГО PSP 04.06.2020

2025-10-15T21:32:29+03:00

В роботі вивчаються спектральні характеристики поодинокого сплеску III типу, що спостерігався космічною місією PSP 4 червня 2020 року в частотному діапазоні 1,4–19 МГц. Цей сплеск також спостерігався, але в діапазоні 10–70 МГц, українськими радіотелескопами УРАН-2 та ГУРТ (Melnik et al., 2024). З тієї причини, що він достатньо потужний, вдалось вперше знайти швидкісний спектр електронів, які відповідають за радіовипромінювання на передньому та задньому фронтах, а також в максимумі сплеску в широкому діапазоні частот. Також була досліджена залежність тривалості сплеску та його інтенсивність від частоти в полосі частот 10–70 МГц. Дана робота є продовженням попередньої роботи з метою суттєво розширити частотний діапазон аналізу, використовуючи дані отримані PSP. В діапазоні частот 1,4–19 МГц сплеск також досить потужний, тому вдається практично повністю повторити процедуру і для цього діапазону. Порівняння отриманих результатів з попередніми показує, що швидкісний спектр електронів практично не змінюється. Це ж стосується залежності тривалості від частоти. В той самий час потік сплеску на частотах 1,4–19 МГц значно відрізняється від поведінки навіть в загальній полосі 10–19 МГц. За даними PSP потік не тільки не збільшується із зменшенням частоти як було за даними УРАН-2 та ГУРТ, а повільно зменшується. Ми пов’язуємо це з тим, що цей сплеск спостерігався PSP та радіотелескопа ми УРАН-2 та ГУРТ з різних напрямків.

ВІЗУАЛІЗАЦІЯ ТА АНАЛІЗ ДАНИХ ВЕКТОРНОГО МЕРЕЖЕВОГО АНАЛІЗАТОРА ДЛЯ ЕКСПЕРИМЕНТАЛЬНОЇ МОДЕЛІ АКТИВНОЇ АНТЕНИ РАДІОТЕЛЕСКОПА ГУРТ

2025-09-30T09:36:34+03:00

Предмет і мета роботи. Під час розробки та випробування радіотехнічних пристроїв, зокрема активних антенних секцій радіотелескопа ГУРТ, виникає потреба в оперативній та ефективній обробці експериментальних даних. Значні обсяги вимірювань, отриманих з векторних аналізаторів мереж, потребують інструментів для швидкої інтерпретації та статистичного аналізу. Метою роботи є створення програмного забезпечення, яке забезпечує якісну обробку та візуалізацію таких даних, сприяючи підвищенню точності оцінки параметрів антенних систем.

Методи та методологія. Для реалізації поставленої мети було розроблено програму Graphics v.1.9, яка функціонує у середовищі Windows на базі платформи .NET Framework 4.8. У програмі використано бібліотеку ScottPlot для побудови інтерактивних графіків та ClosedXML для роботи з Excel-даними. Архітектура рішення побудована за модульним принципом, що забезпечує зручність додавання нового функціоналу. Основні методи включають парсинг даних з аналізатора Obzor-103, побудову графіків, статистичне усереднення результатів і експорт даних у формати, придатні для публікацій та презентацій.

Результати роботи. Програма Graphics v.1.9 дозволяє виконувати розширену візуалізацію вимірювань, створювати графічні звіти високої якості, а також здійснювати усереднення даних одного типу для виявлення статистичних відхилень і оцінки повторюваності результатів. Це дає змогу отримати узагальнені характеристики досліджуваних пристроїв, швидко виявляти нестабільності в окремих елементах та проводити порівняльний аналіз у межах серії ідентичних компонентів. Практичне застосування програми у випробуваннях антенних секцій ГУРТ підтвердило її ефективність та доцільність використання в наукових дослідженнях.

Висновки. Розроблене програмне забезпечення значно підвищує ефективність аналізу експериментальних даних у радіоастрономії та радіотехніці. Graphics v.1.9 не лише скорочує час на обробку вимірювань, але й забезпечує глибше розуміння характеристик системи та сприяє її оптимізації. Перспективи подальшого розвитку програми полягають у підтримці нових форматів вхідних даних, розширенні інструментарію для обробки та реалізації додаткових можливостей візуалізації, що робить її універсальним засобом для широкого спектра наукових і прикладних завдань.

ПІДГОТОВКА РАДІО- ТА ОПТИЧНИХ ДАНИХ ДЛЯ ПОРІВНЯННЯ КАНДИДАТІВ У ПОДВІЙНІ ЧОРНІ ДІРИ: КЕЙС OJ 287

2025-11-27T20:43:27+02:00

Передісторія. У світлі нещодавніх відкриттів, зокрема появу у літературі вагомих доказів на користь подвійної надмасивної чорної діри (SMBH) у ядрі OJ 287, інтерес до пошуку подібних об’єктів пожвавився. Відтак, питання виявлення кандидатів набуло значної актуальності. Змінність радіопотоку Активних ядер галактик (АЯГ) в оптичному, радіо- та просторовому вимірах надає суттєві інсайти стосовно складної структури фізичних явищ у безпосередньому оточенні чорної діри та умов запуску джетів. Зокрема, ці прояви можуть свідчити про наявність подвійної SMBH у центрі такої системи.

Дані та методи. У статті використовуються багатофільтрові оптичні спостереження (агреговані AAVSO) та радіоспостереження проєкту MOJAVE на частоті 15 GHz, наведені в Lister et. al. (2019), у вигляді радіопотоків та положень яскравих компонент (отриманих із бази VizieR). Для обробки застосовуються методи часово-частотного аналізу (зокрема вейвлет-аналіз, LombScargle та крос-кореляція), а також кластеризаційні та регресійні методи машинного навчання та аналізу.

Результати. Перетини акреційного диску чорною дірою-компаньйоном у ядрі OJ 287 спричиняють характерні спалахи у оптичному діапазоні та впливають на морфологію джета. Останнє виявляється у зміні позиційних кутів яскравих особливостей (компонент). Виявлено, що ці зміни у кейсі OJ 287 демонструють помітні патерни, які можна використовувати як індикатори для кандидатів на подвійну SMBH у активних ядрах.

Висновки. Встановлений зв’язок між оптичними спалахами (з потенційною рентгенівською верифікацією) та змінами орієнтації компонентів джетів із характерним патерном може слугувати критерієм виявлення кандидатів у подвійні чорні діри в АЯГ.

НОВИЙ ПІДХІД ДО РЕКОНСТРУКЦІЇ ЗОБРАЖЕНЬ У РЕНТГЕНІВСЬКОМУ ТА ГАММА-ДОМЕНАХ

2025-09-29T13:29:17+03:00

У роботі розглянуто наслідки взаємодії жорсткого рентгенівського та гамма-випромінювання з протяжними астрофізичними об’єктами та середовищами різної природи. Проведено порівняння спектрів первинного випромінювання з характеристиками поглинаючих і розсіювальних областей, що піддаються опроміненню. Показано, що реконструкція зображень середовищ, які зазнають опромінення, та їх спостереження у прямих і розсіяних компонентах випромінювання потребують нових фізичних підходів, спеціалізованих інструментальних рішень і вдосконалених алгоритмів обробки даних.

Обґрунтовано необхідність використання інформаційного потенціалу розсіяного випромінювання. Доведено, що, всупереч поширеній думці про втрату якості та виникнення спотворень у детектованих проекційних зображеннях опромінюваних об’єктів μ(x, y) та μ(x, y), існують спектральні діапазони, де домінують «чисті» фізичні процеси: поглинання (0,1–10 кеВ) або розсіяння (40–160 кеВ). У проміжному енергетичному інтервалі 10–40 кеВ ці процеси конкурують. Для підвищення наочності та зручності аналізу було обрано рідкі та тверді фази найбільш поширених середовищ: для атмосфер планет – воду та метан, для міжзоряного середовища – тверді силікати й карбонати. Показано, що за діючої концентрації атомів, визначеної відповідно до формули (6), ще можливе використання наближення однократного розсіяння. Доведені можливості реконструкції проекцій μₛ(x, y) у розсіяному випромінюванні дозволяють охоплювати значно більший за геометричними та фізичними характеристиками об’єм простору. Цей ефект було зафіксовано космічними апаратами на енергіях, де превалює «чисте» поглинання. У таких умовах агентами розсіяння рентгенівського випромінювання є наночастинки силікатів і карбонатів. Водночас характер розсіяння має дифракційну природу і визначається макроскопічними параметрами пилу, зокрема коефіцієнтом заломлення у рентгенівському діапазоні, який практично дорівнює одиниці.

На основі проведеного аналізу отримано співвідношення сигнал/шум для розробленого авторами детектора гамма-випромінювання за різної геометрії випромінювальних і розсіювальних об’єктів. Запропоновано необхідні модифікації рівнянь переносу та інструментальні методи ідентифікації й реєстрації раніше неідентифікованих об’єктів, що підвищує чутливість та інформативність отримуваних діагностичних даних.

ПРОЄКТУВАННЯ ТА ДОСЛІДЖЕННЯ НОВОЇ КОНФІГУРАЦІЇ ГАММА-СПЕКТРОГРАФА В ЕНЕРГЕТИЧНОМУ ДІАПАЗОНІ 0.511–5 МеВ

2025-09-29T20:13:54+03:00

Запропоновано новий комбінований гамма-детектор на основі трьох кристалів CsPbBr₃ для реєстрації квантів у діапазоні енергій 0,511–5,0 МеВ. Центральний кристал виконує одночасно дві функції: безпосередню реєстрацію гамма-фотонів з енергіями до 0,6 МеВ та детекцію випромінювання, індукованого анігіляцією, у діапазоні 1,022–5,0 МеВ. Індуковане випромінювання додатково реєструється двома симетрично розташованими бічними кристалами.

Було виконано моделювання транспорту гамма-квантів у первинному кристалі методом Монте-Карло для визначення функції відгуку детектора та індикатриси кутового розсіяння. Оцінено вихід вторинного випромінювання та його реєстрація бічними кристалами. Визначено характерні часові константи процесів детектування та режими насичення. Додатково проведено аналіз економічної доцільності запропонованої конфігурації детектора, що демонструє її потенціал для практичного впровадження у сучасній гамма-спектрографії. Були визначені критичні режими роботи та розрахована реакція системи у вигляді імпульсів струму – дані, необхідні для проектування електронного інтерфейсу.

СИНГУЛЯРНОСТІ ТА ЇХ ПЕРЕТИН У ГРАВІТАЦІЇ ТА КОСМОЛОГІЇ

2025-09-29T11:23:28+03:00

Ми обговорюємо проблему перетину сингулярності в ізотропних та анізотропних всесвітах. Спочатку ми розглянемо так звані м’які або раптові сингулярності та, зокрема, сингулярність Великого Гальма. Ця сингулярність була виявлена в певній тахіонній космологічній моделі, і було також показано, що цей тип сингулярності виникає в дуже простій моделі, де матерія представлена античаплигінським газом. При зіткненні з сингулярністю Великого Гальма Всесвіт має скінченний масштабний коефіцієнт, зникаючу швидкість розширення та нескінченне уповільнення. Символи Крістоффеля також зникають, геодезичні є регулярними, і Всесвіт може легко перетнути таку сингулярність. Додаючи до античаплигінського газу або тахіонної матерії певну кількість пилу, ми бачимо, що сингулярність Великого Гальма замінюється більш загальною м’якою сингулярністю, її перетин передбачає певну трансформацію властивостей матерії. Перетин сингулярності Великого Вибуху – Великого Стиснення є більш контрінтуїтивним. Однак, ми описуємо це як для Всесвіту Фрідмана, так і для Всесвіту Б’янкі-І, використовуючи репараметризацію поля змінних, присутніх у моделях (скалярне поле та метрика). Потім ми розглядаємо рівняння Уілера-Девітта і показуємо, що ймовірність того, що Всесвіт опиниться в м’якій сингулярності, відрізняється від нуля, тоді як зустріч із сингулярністю Великого вибуху – Великого стиснення виключається. Ми аналізуємо можливість побудови просторів Фока квантових частинок поблизу різних космологічних сингулярностей та бачимо, коли це можливо, а коли ні. Нарешті, ми представляємо деякі спроби розробити загальний підхід до зв’язку між репараметризацією поля та усуненням сингулярностей.

ВИКОРИСТАННЯ CLUSTER CARTOGRAPHY 2D+ ДЛЯ ВИЯВЛЕННЯ СУБСТРУКТУР У 3D СКУПЧЕННЯХ ГАЛАКТИКИ

2025-11-10T10:37:05+02:00

В наших попередніх роботах, що присвячені детальному дослідженню внутрішньої будови скупчень галактик каталогу PF, були виявлені різні види підструктур у цих об’єктах. Більшість виявлених підструктур зустрічаються досить часто. На додаток до класичних філаментарних особливостей, що були описані ще у статтях Руда та співавторів, ми включаємо до регулярних підструктур складні хрестоподібні утворення та короткі щільні ланцюжки галактик. Таки підструктури, скоріше за все, пов’язані з елементами Великомасштабної Структури Всесвіту, що формують вузол, в якому виникає скупчення галактик. Наше дослідження базувалося на списку галактик Мюнстерського огляду червоного неба (Muenster Red Sky Survey), який дозволяє нам вивчати лише 2D розподіл галактик всередині скупчення. Сучасні дані, такі як Sloan Digital Sky Survey, VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey, Euclid Wide Survey та інші, дають можливість 3Dдосліджень для цих об’єктів.

Ми вдосконалили базову онлайн-версію програми Cluster Cartography (https://clustercartography.github.io) до 2D рівня Cluster Cartography 2D+. Це дозволяє застосовувати алгоритми, які було розроблено та протестовано у 2D версії, до виявлення регулярних субструктур на статистично значущому рівні для 3D розподілу галактик у прямокутних проекціях. Ми перевірили ці можливості на штучних скупченнях галактик з різними видами субструктур. Ми показали, що використання 2D проекцій дозволяє нам виявляти 3D регулярні підструктури та відновлювати їх реальні форми та орієнтації.

UNISTELLAR EVSCOPE 2: ТЕХНІЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ, СПІЛЬНОТА КОРИСТУВАЧІВ ТА ПЕРСПЕКТИВИ ЗАСТОСУВАННЯ

2025-11-10T10:37:09+02:00

Телескопи Unistellar представляють нове покоління компактних астрономічних приладів, які поєднують портативність, автоматизацію та цифрові мережі, та розширюють можливості як професійних, так і цивільних астрономів. Наше дослідження оцінює технічні можливості телескопу Unistellar eVscope2, його освітній потенціал та наукове застосування, зокрема у фотометрії транзитів екзопланет. На основі порівняння наших спостережень, отриманих у співпраці з глобальною мережею Unistellar, та професійних даних проєкту OGLE, ми продемонстрували великий потенціал такого підходу. Ми показали, що спостережні дані, які отримують при взаємодії у спільноті Unistellar Global Network, навіть за ненайкращих умов, дозволяють будувати високоякісні криві блиску при змінах по току від зорі на рівні 1–2%, тому компактні цифрові телескопи можуть відігравати важливу роль в отриманні якісних спостережних даних, у навчанні наступного покоління астрономів, підвищенню інтересу до астрономії та розширенні кола непрофесійних спостерігачів. Ми підтвердили ефективність eVscope2 як інструмента для наукових досліджень, освітніх проєктів та міжнародної співпраці.

Окрім основних спостережних можливостей, Unistellar eVscope2 демонструє перехід до моделі розподіленої спостережної екосистеми, у межах якої тисячі малих інструментів колективно створюють науково цінні результати, що служать базою для професійних досліджень. Поєднання спостережень у режимі реального часу, автоматичного розпізнавання подій і інтеграції з науковими базами даних робить такі інструменти потужним ресурсом не лише для досліджень транзитів екзопланет, але й для більш широкого кругу задач, тaких, як астрономічний моніторинг змінних зір, термінові спостереження несподіваних астрономічних явищ, спільні наукові спостережні кампанії тощо. Демократизуючи доступ до неба, телескопи та спільнота Unistellar сприяють науковій грамотності, дозволяючи навіть аматорам і студентам брати участь у глобальних дослідницьких ініціативах. Таким чином, він стимулює міжпоколінну співпрацю й формування нової моделі наукового колективу – синергії між науковцями, освітянами та ентузіастами, спрямованої на розвиток сучасної культури науки.

Результати нашого дослідження показують, що компактні малоапертурні цифрові телескопи можуть відігравати значущу роль у формуванні майбутнього покоління астрономів і дослідників. Мережа Unistellar, яка поєднує технологічні інновації, соціальну участь і цивільну науку, демонструє реальний приклад того, як майбутня астрономія функціонуватиме на межі професійної та аматорської діяльності.