Курбатов Е.П., Бисикало Д.В. «Возбуждение турбулентности в аккреционных дисках двойных звезд нелинейными возмущениями» Астрономический журнал, 94, № 6, с. 477-488 (2017)

Аккреционные диски в двойных системах звезд могут испытывать гидродинамическое воздействие как со стороны внутренней, так и со стороны внешней границы. Первый случай характерен для протопланетных дисков вокруг молодых звезд типа Т Тельца. Второй – для околозвездных дисков в тесных двойных системах. В результате воздействия в диске возбуждаются возмущения с различными масштабами и амплитудами. Мы исследовали нелинейную эволюцию возмущений конечной, но малой амплитуды на фоне субкеплеровского течения. Нелинейные эффекты на фронте волны возмущения приводят к образованию скачка плотности и радиальной скорости, т.е. ударной волны. При этом тангенциальное течение в окрестности ударной волны становится эквивалентно течению в пограничном слое. Неустойчивость тангенциального течения в дальнейшем приводит к турбулизации диска. Характеристики турбулентности зависят от параметров возмущения, но a-параметр Шакуры–Сюняева не превышает ∼0.1.

Баяндина О.С., Вальтц И.Е., Куртц С.Е., Рудницкий Г.М., Алакоз А.В. «Мазеры H₂O и динамика протопланетного диска в IC 1396N» Астрономический журнал, 94, № 6, с. 489-505 (2017)

Представлены наблюдения мазера Н₂O в глобуле IC 1396N на наземно-космическом интерферометре с 10-м радиотелескопом “Радиоастрон”. Отклик от источника не был обнаружен на проекциях баз >2.3 диаметров Земли, что указывает на нижний предел размера мазера L>0.03 а.е. и на верхний предел яркостной температуры 6.25·10¹² K. По данным наблюдений на наземной сети построены карты методом частоты интерференционных лепестков. Получены позиции мазерных пятен, скорости и значения плотностей потоков для мазерных деталей. Показано, что в спектре наблюдаются группы низкоскоростных деталей в интервале скоростей от –4.5 до +0.7 км/с и две высокоскоростные детали на скоростях VLSR=–9.4 км/с и VLSR=+4.4 км/с, удаленные от наиболее яркой центральной детали на скорости ∼+0.3 км/с на расстояния 157 и 70 а.е., соответственно. Мазерные компоненты центральной части спектра делятся на четыре группы по скоростям и на три по координатам. Три группы низкоскоростных мазерных компонентов 2014 г. выстраиваются на прямой линии протяженностью ∼200 а.е., при этом две группы не наблюдались в 1996 г. и, возможно, являются джетами, сформировавшимися в период 18 лет между наблюдениями 1996 и 2014 гг. Возможно также, что за 18 лет, прошедших с предыдущих наблюдений, изменилось направление предполагаемых джетов. Это объясняется прецессией джетов под воздействием гравитационного поля окружающего вещества глобулы. Коллимация джетов может обеспечиваться околозвездным протопланетным диском. На диаграмме “VLSR-прямое восхождение” прослеживается линейная зависимость между джетами и центральной группой пятен со скоростями VLSR ∼+0.3 км/с, в то время как центральная группа с теми же координатами, но со скоростями VLSR ∼–3.4 км/с, возможно, связана линейной зависимостью с высокоскоростными деталями, обнаруженными в 2014 г. Сопоставление расположения мазерных пятен 2014 и 1996 гг. на диаграмме “VLSR-прямое восхождение” для низкоскоростных деталей показывает, что большая часть низкоскоростных деталей сохраняет свое пространственное положение на протяжении 18 лет.

Гаген-Торн В.А., Морозова Д.А., Архаров А.А., Гаген-Торн Е.И., Троицкий И.С., Троицкая Ю.В., Миланова Ю.В., Волков Е.В., Такало Л.О., Силланпяя А. «3C 66A: переменность в 2007–2015 годах» Астрономический журнал, 94, № 6, с. 506-515 (2017)

Приводятся результаты фотометрического (полосы BVRIJHK) и поляризационного (полоса R) мониторинга блазара 3С 66А, проводившегося в Санкт-Петербургском государственном университете (СПбГУ) и Главной астрономической обсерватории РАН в 2007–2015 гг., результаты радионаблюдений, выполнявшихся группой из Бостонского университета на РСДБ-сети VLBA на частоте 43 ГГц, а также кривая блеска в гамма-диапазоне, построенная по данным наблюдений космической обсерватории “Fermi”. Изучена цветовая переменность объекта. Найдены изменения в спектральном распределении энергии в оптической области в разные интервалы времени, указывающие на появление и исчезновение отдельных переменных источников. Выделен переменный источник со степенью поляризации 36%, ответственный за наблюдаемую поляризационную переменность в одном из эпизодов. Корреляции между изменениями в разных спектральных диапазонах указывают на возникновение оптического и гамма-излучения вблизи радиоядра, зафиксированного на 43 ГГц. Установлено наличие пяти сверхсветовых компонентов, отделившихся от радиоядра.

Андрианов А.С., Смирнова Т.В., Шишов В.И., Гвин К., Попов М.В. «Распределение межзвездной плазмы в направлении пульсара PSR B0525+21 по данным наземно-космической интерферометрии» Астрономический журнал, 94, № 6, с. 516-523 (2017)

Наблюдения на наземно-космическом интерферометре c участием телескопов Грин-Бэнк, Аресибо и “Радиоастрон” на частоте 1668 МГц позволили исследовать характеристики межзвездной плазмы в направлении пульсара PSR B0525+21. Максимальная проекция базы для наземно-космического интерферометра была 233 600 км. Показано, что мерцания являются сильными, спектр неоднородностей межзвездной плазмы является степенным с показателем n=3.74, что соответствует колмогоровскому спектру неоднородностей. С применением новой методики оценки размера диска рассеяния мы измерили угол рассеяния (радиус) в направлении пульсара PSR B0525+21: τscat=0.028±0.002 угловых миллисекунд. Было показано, что в этом направлении рассеяние излучения происходит на слое плазмы, находящемся на расстоянии 0.1Z от пульсара, где Z – расстояние от пульсара до наблюдателя. Для принятого нами Z=1.6 кпк экран находится на расстоянии 1.44 кпк от наблюдателя.

Колбин А.И., Цымбал В.В. «Анализ магнитной активности быстровращающихся звезд He 373 и AP 225» Астрономический журнал, 94, № 6, с. 524-536 (2017)

Выполнен анализ спектров и фотометрии двух быстровращающихся членов скопления ? Персея He 373 и AP 225. Получены уточненные оценки проекций экваториальных скоростей вращения vsini=164 км/c и vsini=129 км/c для He 373 и AP 225, соответственно. На основе многополосного фотометрического картирования получены карты распределения пятен по поверхности обеих звезд. Найдены оценки площади запятненности S и средней разности температур незапятненной фотосферы и пятен ΔT (S=7% и ΔT=1000 K для He 373, S=9% и ΔT=800 K для АP 225). Профили линий H? обеих звезд имеют переменную эмиссионную составляющую, ширина которой позволяет говорить о существовании протяженных областей эмиссии, достигающих коротационного радиуса.

Загайнова Ю.С., Файнштейн В.Г., Обридко В.Н., Руденко Г.В. «Сравнение магнитных свойств ведущих и замыкающих пятен и ультрафиолетового излучения над ними» Астрономический журнал, 94, № 6, с. 537-554 (2017)

По данным инструментов SDO/HMI и SDO/AIA для 24 цикла солнечной активности с помощью более быстрого и точного метода решения проблемы π-неопределенности направления поперечного компонента фотосферного магнитного поля получены новые и подтверждены некоторые предыдущие результаты о магнитных свойствах ведущих и замыкающих магнитно-связанных и одиночных пятен. Показано, что в пределах тени минимальный угол наклона силовой линии поля к положительной нормали к поверхности Солнца αmin меньше в ведущих пятнах по сравнению с замыкающимими в 78% рассмотренных пар пятен, а средний угол α – в 83%. Выявлена положительная корреляция между ?min в ведущих и замыкающих пятен, а также между ? в этих типах пятен. В среднем, в тени пятна с ростом максимума магнитной индукции Bmax, ее среднего значения B, площади тени S, углы ?min и ? уменьшаются пятнах обоих типов. Подтверждено существование положительной корреляции между Bmax и S, и выявлена положительная корреляция между B и S в ведущих и замыкающих пятнах. Магнитные свойства тени магнитно-связанных пар пятен сопоставлены с контрастом C304 излучения в линии He II 304 над их тенью. Показано, что для пятен, удовлетворяющих определенным условиям, существует положительная корреляция между C304-L и αL для ведущих (L) пятен, и между C304-L/C304-F и lL/lF, где lL (lF ) – длина части силовой линии, соединяющей пятна, из тени ведущего (L) или замыкающего (F) пятна до вершины силовой линии.