Засов А.В., Зайцева Н.А. «Содержание HI в дисках галактик: роль гравитационной неустойчивости» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 7, с. 485-499 (2017)

Рассматривается зависимость интегральной массы водорода M_Hi в звездообразующих галактиках поздних типов от скорости вращения V_rot и оптического размера D₂₅ или радиальной шкалы R₀ диска для двух выборок галактик: a) изолированные галактики (AMIGA), и б) галактики, диски которых наблюдаются "с ребра" ("плоские" галактики по Караченцеву и др.). Оценки M_Hi, приведенные в базе данных HYPERLEDA для "плоских" галактик, оказались в среднем завышенными на ∼0.2 dex, по сравнению с изолированными галактиками с аналогичными значениями V_rot или D₂₅, что, по-видимому, связано с переоценкой самопоглощения в линии HI. Масса водорода в галактиках обеих выборок тесно коррелирует с интегральным удельным угловым моментом галактического диска J, который пропорционален V_rotD₂5 или V_rotR₀, причем галактики низкой яркости лежат вдоль общей последовательности V_rotR₀. Обсуждается возможность объяснения зависимости между M_Hi и V_rotD₂₅, в предположении, что масса газа в диске регулируется условием маржинальной гравитационной устойчивости газового слоя. Сравнение наблюдаемой с теоретически ожидаемой зависимостью позволяет заключить, что либо гравитационная устойчивость соответствует более высоким значениям параметра Тумре, чем это обычно принимается, либо условие пороговой устойчивости для большинства галактик выполнялось лишь в прошлом, когда масса газа в дисках была в 2–4 раза выше, чем в настоящее время (за исключением галактик с аномально высоким наблюдаемым содержанием HI). Последнее условие требует, чтобы для большинства галактик переход газа в звезды не компенсировался бы внешней аккрецией газа на диск.

Бобылев В.В., Байкова А.Т. «Вертикальное распределение и кинематика протопланетарных туманностей в Галактике» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 7, с. 500-512 (2017)

Каталог протопланетарных туманностей Викерса и др. дополнен собранными из литературы данными о лучевых скоростях и собственных движениях центральных звезд этих образований. По объектам с возрастом менее 3 млрд лет, принадлежащим тонкому диску Галактики (светимости более 5000 L₀), на основе экспоненциального закона распределения плотности получена оценка вертикальной шкалы h= 146±15 пк, а по выборке из более старых объектов (светимости менее 5000 L₀) она составила h=568±42 пк. Сформирован список из 147 туманностей, в котором для 55 туманностей имеются только лучевые скорости, для 25 туманностей – только собственные движения, а для 67 туманностей – как лучевые скорости, так и собственные движения. На основе этой кинематической выборки были получены оценки параметров галактического вращения и дисперсий остаточных скоростей протопланетарных туманностей в зависимости от их возраста. Установлено, что имеется хорошая корреляция между кинематическими свойствами туманностей и их разделением по светимостям, предложенным Викерсом. Показано, что большинство туманностей принимают участие во вращении Галактики, причем значение круговой скорости вращения на расстоянии Солнца составляет V₀=227±23 км/с. Найдены следующие значения главных полуосей эллипсоида дисперсий остаточных скоростей: (σ₁, (σ₂, (σ₃)=(47, 41, 29) км/с по выборке молодых протопланетарных туманностей (со светимостями более 5000 L₀), ((σ₁, (σ₂, (σ₃)=(50, 38, 28) км/с по выборке более старых протопланетарных туманностей (со светимостями 4000 LL₀ или 3500 L₀)и ((σ₁, (σ₂, (σ₃)= (91, 49, 36) км/с по выборке туманностей гало (со светимостями равными 1700 L₀).

Гребенев С.А. «Природа бимодального распределения светимости ультраярких рентгеновских пульсаров» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 7, с. 513-520 (2017)

Указан механизм, который может быть ответственен за бимодальное распределение светимости сверхэддингтоновских рентгеновских пульсаров в двойных системах. Переход из "высокого" в "низкое" состояние этих объектов объяснен сферизацией аккреционного потока из-за давления излучения при определенных (высоких) значениях темпа аккреции. Переход между состояниями может быть вызван плавным изменением темпа аккреции. С помощью предложенного механизма объяснено сложное поведение недавно открытых ультраярких рентгеновских пульсаров M 82 X-2, NGC 5907 ULX-1 и NGC 7793 P13. Предложенная модель естественным образом объясняет и измеренное ускорение вращения нейтронной звезды в этих пульсарах, в несколько раз более медленное по сравнению с ожидаемым.

Гончаров Г.А. «Трехмерная карта покраснения звезд по фотометрии 2 MASS: улучшенная версия» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 7, с. 521-537 (2017)

Представлена улучшенная версия трехмерной карты покраснения звезд в пространстве радиусом 1200 пк вокруг Солнца и в пределах 600 пк от плоскости Галактики. Как и в предыдущих версиях карты 2010 и 2012 гг., в новой версии использована фотометрия с точностью лучше 0.05 величины в полосах J и Ks для более 70 миллионов звезд каталога 2MASS. Но метод обработки данных существенно усложнен. Как и прежде, основой метода является анализ распределения звезд поворота главной последовательности на диаграмме (J–Ks) – Ks, где они образуют максимум распределения. Смещение этого максимума, т.е. моды (J–Ks) вдоль (J–Ks) и Ks с учетом пространственных вариаций среднего нормального цвета (J–Ks)₀ этих звезд интерпретируется как нарастание покраснения с увеличением расстояния. Главное отличие нового метода: вместо фиксированных средних для каждой ячейки значений абсолютной величины, нормального цвета, расстояния и покраснения индивидуальные, для каждой звезды значения этих величин вычисляются итерациями при решении связывающей их системы уравнений. Это позволило повыситьточностькарты в случайном отношении до 0.01 величины, а ее пространственное разрешение до 20 пк по координатам и расстоянию и до 1 градуса по долготе и широте. Сравнение с другими оценками покраснения для тех же ячеек пространства и звезд Gaia DR1 TGAS показывает, что полученная карта – одна из лучших для рассматриваемого пространства. Ее систематические ошибки оценены как σ(E(J–Ks))=0.025^m, или σ(E(B–V))=0.04^m. Основное назначение карты – анализ характеристик галактических структур, облаков и облачных комплексов. Для этого в результате анализа покраснения вдоль каждого луча зрения вычислена также карта покраснения внутри каждой пространственной ячейки.

Бердников Л.Н., Князев А.Ю., Дамбис А.К., Кравцов В.В., Пастухова Е.Н. «Изменяемость периода звезды DU Единорога – переменной типа RR Лиры с эффектом Блажко» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 7, с. 538-549 (2017)

В 2012–2014 гг. на 76-см телескопе Южно-Африканской Астрономической Обсерватории (SAAO) и 1-м телескопах Las Cumbres Observatory Global Telescope Network (LCOGT) был получен 3641 ПЗС-снимок окрестностей переменной типа RR Лиры (подтип AB, P=0.583 сут.) DU Mon в фильтрах BVI_c. Наши наблюдения подтвердили наличие эффекта Блажко, заподозренное нами ранее, и позволили определить его период Pbi=0.52±0.03^d. Используя все доступные наблюдения, мы построили O–C диаграмму, охватывающую временной интервал 86 лет, которая позволила обнаружить, по крайней мере, одно скачкообразное изменение пульсационного периода (уменьшение на 15.26 с).

Кравцова М.В., Сдобнов В.Е. «Наземные возрастания интенсивности космических лучей в 24-ом цикле солнечной активности» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 7, с. 550-556 (2017)

По данным наземных наблюдений космических лучей (КЛ) на мировой сети станций и космических аппаратов методом спектрографической глобальной съемки исследованы спектры протонов и анизотропия КЛ в период наземных возрастаний интенсивности КЛ 17.05.2012 г. (GLE71) и 06.01.2014 г. (GLE72), произошедших в 24-м цикле солнечной активности. Приведены жесткостные спектры КЛ и относительные изменения интенсивности КЛ с жесткостью 2 ГВ в солнечно-эклиптической геоцентрической системе координат в отдельные периоды исследуемых событий. Показано, что ускорение протонов в периоды GLE71 и GLE72 произошло до жесткостей R∼2.3–2.5 ГВ, а дифференциальные жесткостные спектры солнечных КЛ не описываются ни степенной, ни экспоненциальной функцией от жесткости частиц. В моменты рассмотренных событий Земля находилась в петлеобразной структуре межпланетного магнитного поля.