Петров В.С., Антохина Э.А., Черепащук А.М. «Массы оптических звезд и черных дыр в рентгеновских новых с учетом эффектов взаимной близости компонентов» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 371-380 (2017)

Показано, что аппроксимация сложной приливно-деформированной фигуры звезды круглым диском с постоянным локальным профилем линии и линейным законом потемнению к краю, обычно применяемая при определении экваториальной скорости вращения звезды по профилям спектральных линий, приводит к переоценке значения экваториальной скорости вращения Vrot sini и недооценке отношения масс q=Mx/Mv в системе. На основании формулы, позволяющей скорректировать влияние упрощающих предположений о форме звезды, мы заново определили значения отношений масс q, масс черных дыр Mx и масс оптических звезд Mv в маломассивных рентгеновских двойных системах с черными дырами. Показано, что учет приливно-вращательной деформации фигуры звезды может существенно увеличить отношение масс компонентов q=Mx/Mv и уменьшить массу оптической звезды Mv. Масса черной дыры Mx при этом изменяется незначительно. Полученное суммарное распределение масс оптических компонентов достигает максимума вблизи значения Mv 0.35 M-, что не согласуется с результатами популяционного синтеза в стандартной модели для галактических рентгеновских новых с черными дырами. Обсуждаются возможные способы преодоления этой трудности. Также отмечено, что полученное распределение масс черных дыр резко отличается от распределения масс массивных звезд в Галактике.

Ионов Д.Э., Шематович В.И., Павлюченков Я.Н. «Влияние фотоэлектронов на структуру и динамику верхней атмосферы “горячего Юпитера”» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 381-386 (2017)

Представлена самосогласованная аэрономическая модель верхней атмосферы “горячего Юпитера”, включающая реакции с участием надтепловых фотоэлектронов. С помощью разработанной модели рассчитаны высотные профили плотности, скорости и температуры газа в атмосфере планеты HD 209458b. Показано, что учет надтепловых электронов при вычислении функций нагрева и охлаждения снижает темп оттока вещества атмосферы в пять раз.

Рудницкий А.Г., Попов М.В., Согласнов В.А. «Зондирование космической плазмы гигантскими импульсами пульсара в крабовидной туманности» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 387-399 (2017)

Приведен обзор и сравнительный анализ результатов исследования эффектов рассеяния на межзвездной среде с помощью гигантских импульсов пульсара в Крабовидной туманности (B0531+21). Анализ проводился на основе восьми эпох радиоинтерферометрических наблюдений со сверхдлинными базами (РСДБ), которые выполнялись в рамках научной программы миссии “Радиоастрон” в период с 2011 по 2015 гг. включительно. Для каждой эпохи наблюдений были получены значения времени мерцаний tscint, а также спектральные индексы ? для степенного распределения импульсов по энергиям. Измеренное значение времени мерцаний tscint лежит в пределах от 7.5 до 123 секунд для частоты 1668 МГц, а для частоты 327 МГц tscint=2.9 сек. Значения полученных спектральных индексов лежат в пределах –1.6 – –2.5. Двумя независимыми способами измерены частотные и временные характеристики рассеяния: полосы декорреляции Δγd и времени рассеяния τSC. Получены угловые размеры кружка рассеяния θH пульсара, построены структурные функции фазы и оценено расстояние до эффективного рассеивающего экрана. Полученные значения диаметра диска рассеяния θH на частоте 1668 МГц лежат в пределах 0.4 до 1.3 миллисекунд дуги, а для частоты 327 МГц угловой размер диска рассеяния составил 14.0 миллисекунд дуги. Измеренное расстояние до эффективного рассеивающего экрана лежит в пределах от 0.7 до 1.9 кпк и меняется от наблюдения к наблюдению так же, как время рассеяния и полоса декорреляции, диапазон значений для которых составил τSC≈0.9–5.8 мкс и Δγd≈40.7–161 кГц на частоте 1668 МГц. Для частоты 327 МГц величина времени рассеяния и полосы декорреляции составили 2340 мкс и 68 Гц, соответственно.

Сафутдинов Е.Р., Попов М.В., Гупта Я., Митра Д., Кумар У. «Вторичные динамические спектры пульсаров как индикаторы неоднородностей межзвездной плазмы» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 400-410 (2017)

На большом радиотелескопе метрового диапазона волн GMRT (Индия) проведены наблюдения 10 ярких пульсаров с целью изучения эффектов рассеяния радиоволн путем построения и анализа вторичных динамических спектров. Наблюдения проводились на частотах 610 и 1420 МГц с использованием цифрового анализатора спектра, работающего в реальном времени. Частотное разрешение составило 32.5 или 65.1 кГц, а время считывания было заключено в интервале от 61.44 до 512 мкс. Были также использованы архивные данные для пяти пульсаров на частоте 327 МГц. Разработана процедура нормировки спектров и процедура построения вторичных динамических спектров. В четырех пульсарах (B1642-03, B1556-44, B2154+40 и B2021+51) были выявлены параболические арки во вторичных спектрах. Кривизна этих арок позволяет определить расстояние до эффективного рассеивающего экрана. Во всех случаях эти экраны расположены относительно близко к самим пульсарам.

Пынзарь А.В. «Расстояние до пульсара В1818-04 и распределение межзвездной турбулентной плазмы в направлениях на пульсары В0833-45, В1818-04 И В1933+16» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 411-423 (2017)

Построены зависимость угла рассеяния внегалактических источников от меры дисперсии далеких пульсаров, наблюдаемых в направлениях, близких к направлениям на эти источники, и зависимость уширений импульсов пульсаров от их угла рассеяния и угла рассеяния внегалактических источников, наблюдаемых на близких угловых расстояниях от этих пульсаров. Указанные зависимости могут использоваться для исследований турбулентной плазмы в Галактике. Показано, что эффективный слой рассеивающей среды в направлении пульсара В1933+16 расположен в рукаве Стрельца на расстоянии ≈3.4 кпк от наблюдателя и имеет протяженность ≈0.55 кпк. Угол рассеяния и уширение импульсов пульсара В0833-45 обусловлены турбулентной средой в оболочке туманности Гама. Расстояние от пульсара до центра рассеивающего слоя ?43 пк. На основании данных о рассеянии излучения пульсара В1818-04 и внегалактического источника J1821-0502 и данных о распределении ОВ-звезд в направлении на этот пульсар показано, что расстояние до пульсара равно ≈0.6 кпк, а за рассеяние излучения этого пульсара ответственна область H II вокруг звезды HD 171198 спектрального класса О7V, расположенная на расстоянии 0.42 кпк от Солнца.

Сулейманова С.А., Пугачев В.Д. «Характер процесса запаздывания импульса при вспышках радиоизлучения пульсара PSR В0943+10» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 424-435 (2017)

Представлены результаты новой серии наблюдений аномального пульсара PSR B0943+10, проведенных на радиотелескопах БСА и ДКР-1000 Пущинской радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН на частотах 112 и 62 МГц, соответственно. Проведен анализ нескольких сотен значений моментов прихода импульсов, полученных в разные дни за период 2013–2016 гг. и относящихся к вспышечной В-моде излучения. Предложен метод восстановления многочасового процесса смещения импульса в окне излучения по его 3.5-мин фрагментам. Показано, что запаздывание усредненного импульса относительно предвычисленного значения происходит по экспоненциальному закону с временем релаксации около 47 минут. В течение 5 часов от начала вспышки запаздывание импульса возрастает на 6 мс. Диапазон случайного разброса остаточных уклонений момента прихода импульсов сопоставим с амплитудой систематического изменения этого параметра за время жизни В-моды. Наблюдения, проведенные одновременно на двух частотах, показали, что характер зависимости “запаздывание импульса-время” идентичен на частотах 112 и 62МГц.

Волков И.М., Хохол Д., Кравцова А.С. «Физические параметры затменной системы V798 CEP» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 436-446 (2017)

С помощью ПЗС-приемников впервые получены высокоточные UBVRI(RI)C кривые блеска недавно открытой затменной системы V798 Cep (P=16^d.08, V=11^m.8), которая включена в нашу программу изучения затменных систем со значительным эксцентриситетом. Получено фотометрическое решение кривых блеска и физические характеристики звезд-компонентов. Эксцентриситет орбиты оказался весьма значительным, e=0.437. Значение долготы периастра близко к 180°, что сильно затрудняет исследование апсидального вращения. Система, возможно, является иерархической.

Старицин Е.И. «Частичное перемешивание вещества в В-звездах главной последовательности ранних спектральных подклассов» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 447-458 (2017)

Рассмотрено частичное перемешивание вещества лучистой оболочки и конвективного ядра в зависимости от исходного значения момента импульса во вращающихся звездах главной последовательности с массами 8 и 16 M-. Учтены потери кинетической энергии вращения звезды на генерацию сдвиговой турбулентности в лучистой оболочке и последующее перемешивание вещества в ней. Показано, что при начальной скорости вращения звезд на экваторе 100 км/с происходит частичное перемешивание вещества верхней части слоя с переменным химическим составом и нижней части химически однородной лучистой оболочки. При начальной скорости вращения звезд на экваторе 150–250 км/с совместное действие сдвиговой турбулентности и полуконвекции приводит к частичному перемешиванию вещества лучистой оболочки и центральных частей этих звезд. Поверхностное содержание гелия увеличивается, причем тем больше, чем больше момент импульса звезды. При начальной скорости вращения звезд на экваторе 250 км/с поверхностное отношение концентраций гелия и водорода возрастает к концу эволюции на главной последовательности на –30% в звезде с массой 8 M- и на –70% в звезде с массой 16 M-. Расход кинетической энергии вращения звезды на частичное перемешивание тем больше, чем больше момент импульса звезды, но в рассмотренных случаях не превышает –2–3%.

Саванов И.С., Дмитриенко Е.С. «Пятна и активность звезд солнечного типа по наблюдениям с космическим телескопом “Kepler”» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 459-466 (2017)

Выполнены оценки параметра запятненности S для 2846 звезд солнечного типа с эффективными температурами от 5700 К до 5800 К и ускорениями силы тяжести от 4.4 до 4.5. Анализ проведен на основе каталога MAST, содержащего данные о фотометрических измерениях, полученных с космическим телескопом “Kepler” в течение интервала Q9. Установлено наличие двух групп звезд солнечного типа, характеризующихся значениями S от 0.001 до 0.007 и S более 0.007. Число звезд во второй группе (активные звезды) составляет 279 (порядка 10 процентов от общего числа рассматриваемых объектов). Среднее значение параметра S для всей выборки звезд равно 0.004, что сопоставимо со средним значением запятненности Солнца. Особенности характера зависимости параметра S от периода вращения звезд солнечного типа в целом схожи с особенностями, выявленными нами ранее для звезд с экзопланетами. Активность для подавляющего большинства объектов из нашей выборки является постоянной и не зависит от их возраста. Для малочисленной группы активных звезд с величиной S более 0.007 активность уменьшается по мере их старения. Выполнено сопоставление изменений с возрастом индекса хромосферной активности R-HK и полученного нами параметра запятненности S. Показано, что рассматриваемые зависимости обладают общими характерными особенностями. Вероятно, что уровень пятенной активности, как и уровень хромосферной активности, претерпевают резкое ослабление для звезд старше 4 млрд. лет.

Урсулов А.В., Чувашева Т.В. «Влияние добавок юкавского типа к ньютоновскому закону тяготения на прецессию перигелиев небесных тел Солнечной системы» Астрономический журнал, 94, № 5, с. 467-474 (2017)

Представлены результаты теоретических исследований по изучению влияния добавок юкавского типа к ньютоновскому закону всемирного тяготения на прецессию перигелиев небесных тел Солнечной системы. Получено выражение для угла прецессии, обусловленного этими добавками. Показано, что при определенном соотношении параметров потенциала Юкавы, обусловленные им вклады в прецессию перигелиев транснептуновых объектов 2000 OO67, 2006 SQ372, 2009 FW54, 2013 BL76, 2003 VB12 по порядку величины равны 0.01 за период и как минимум на порядок превосходят вклады общей теории относительности. Установлена принципиальная возможность прецессии перигелиев указанных транснептуновых объектов в сторону, противоположную их движению. На основе известных наблюдательных данных по прецессии планет Солнечной системы даны ограничения на параметры добавочного юкавского потенциала.