Буданова Н.О., Корчагин В.И., Гожа М.Л. «Кинематические свойства толстого диска галактики по данным каталога RAVE DR4» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 909-919 (2017)

Представлены результаты исследования кинематических свойств толстого диска Галактики, базирующиеся на данных современных каталогов радиальных и собственных движений звезд. Новым в определении кинематических характеристик толстого диска Галактики является то, что отобранные объекты определяют его свойства вблизи плоскости симметрии. Были определены значения дисперсии скоростей толстого диска Галактики в радиальном направлении и в направлении вращения. Распределение скоростей звезд в направлении вращения является асимметричным. Определены параметры асимметрии и оценено значение отставания вращательной скорости толстого диска Галактики по отношению к объектам, принадлежащим тонкому диску. Величина "асимметричного дрейфа", составляющая около 20 км/с, указывает на большие значения пространственного масштаба кинематических характеристик толстого диска Галактики в радиальном направлении по сравнению с пространственным масштабом тонкого галактического диска.

Бисикало Д.В., Аракчеев А.С., Кайгородов П.В. «Пульсации атмосфер горячих юпитеров, обладающих собственным магнитным полем» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 920-926 (2017)

Открытие возможности существования огромных (заметно превышающих размеры полости Роша) квазистационарных оболочек у ряда горячих юпитеров и необходимость корректного учета их свойств для интерпретации наблюдательных данных требуют тщательного анализа основных физических процессов, влияющих на такие атмосферы. К числу важных факторов относится наличие собственного магнитного поля планеты. Ранее нами было показано, что наличие даже небольшого дипольного магнитного поля у горячих юпитеров (на уровне 1/10 от магнитного момента Юпитера) влияет на свойства их атмосфер и, в частности, приводит к расширению диапазона параметров, когда вокруг экзопланеты может формироваться гигантская квазизамкнутая оболочка. Также было установлено, что наличие собственного магнитного поля планеты уменьшает темп потери массы оболочкой, так как вещество, истекающее из внутренней точки Лагранжа, движется поперек линий поля. Трехмерное МГД моделирование на временных масштабах, существенно превышающих время формирования оболочки, показывает, что при дипольной геометрии поля возникают пульсации атмосферы горячих юпитеров с характерной частотой 0.27P_orb. С физической точки зрения подобное поведение вполне объяснимо, так как даже для случая сферических атмосфер постоянное расширение ионизованной атмосферы горячего юпитера должно приводить к накоплению вещества в областях, ограниченных замкнутыми линиями поля, и к периодическим прорывам атмосферы за пределы магнитного поля. В рассматриваемом случае, когда в системе существует гигантская оболочка, подпитываемая струей вещества из внутренней точки Лагранжа, наличие пульсаций приводит к заметным изменениям газодинамической структуры течения. В частности, пульсации атмосферы приводят к отрыву части струи и к резким колебаниям размера оболочки, что ведет к изменению ее наблюдательных свойств.

Аракчеев А.С., Жилкин А.Г., Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Косовичев А.Г. «Ослабление потери массы горячим Юпитером WASP-12b под действием собственного магнитного поля» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 927-937 (2017)

Рассмотрено влияние дипольного магнитного поля экзопланеты на темп потери массы атмосферой горячего "юпитера" с параметрами объекта WASP-12b. По результатам трехмерных газодинамических и МГД расчетов показано, что наличие у планеты магнитного момента с величиной ∼0.1 момента Юпитера приводит к заметному изменению структуры течения. Так, у экзопланеты WASP-12b при заданном наборе параметров атмосферы струя из окрестности внутренней точки Лагранжа Li не останавливается динамическим давлением звездного ветра, и оболочка является открытой. Учет магнитного поля приводит к изменению типа атмосферы – она становится квазизамкнутой с характерным размером порядка 14 радиусов планеты, что в свою очередь заметно (на 70%) уменьшает темп потери массы экзопланетой. Уменьшение темпа потери массы в результате действия магнитного поля позволяет экзопланетам формировать замкнутые и квазизамкнутые оболочки при больших степенях переполнения полости Роша, чем это возможно без магнитного поля.

Родин А.Е., Старовойт Е.Д. «Рефракционное смещение положения на небе пульсара B0329+54, измеренное по наблюдениям на частотах 111, 610 И 2300 МГц» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 938-943 (2017)

Представлены результаты обработки данных хронометрирования пульсара B0329+54, полученных на радиотелескопах РТ-64 JPL (США) на частоте 2.3 ГГц, РТ-64 КРАО АКЦ ФИАН на частоте 610 МГц и БСА ПРАО АКЦ ФИАН на частоте 111 МГц в 1968–2012 гг. Получены астрометрические и вращательные параметры пульсара на новую эпоху. Показано, что координаты пульсара и его собственное движение на трех частотах различаются. Различие носит систематический характер и интерпретируется как вековой рефракционный сдвиг видимого положения пульсара, вызванный его наблюдением сквозь крупномасштабные неоднородности межзвездной среды с изменяющимся углом рефракции.

Старовойт Е.Д., Родин А.Е. «О существовании планет около пульсара PSR B0329+54» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 944-949 (2017)

Приведены результаты хронометрических наблюдений пульсара PSR B0329+54 за период 1968- 2012 гг., проводившихся на радиотелескопах БСА ФИАН (на частотах 102, 111 МГц), DSS 13 и DSS 14 Jet Propulsion Laboratory (JPL) (частота 2388 МГц) и РТ-64 КРАО АКЦ ФИАН (частота 610 МГц). Определены астрометрические и вращательные параметры исследуемого пульсара на новую эпоху. В барицентрических остаточных уклонениях моментов прихода импульсов выявлены периодические вариации, которые объясняются наличием у пульсара PSR B0329+54 планеты с периодом обращения P₁ =27.8 лет, массой m_c sin i = 2М_Ф и большой полуосью a =10.26 а.е. Наличие у пульсара второй предполагаемой планеты, обращающейся с периодом P₂ = 3 года, по результатам данного исследования не подтверждено.

Вольвач А.Е., Ларионов М.Г., Вольвач Л.Н., Ларионов Г.М. «Необычное по продолжительности вспышечное явление в блазаре 3С 454.3» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 950-958 (2017)

Выполнен анализ данных длительного многочастотного мониторинга активного ядра галактики (АЯГ) блазара 3С 454.3. Длительность аномально долгой вспышки, произошедшей в объекте в 2013–2017 гг., вдвое превышает возможный орбитальный период компаньона сверхмассивной черной дыры (СМЧД), расположенной в центре материнской галактики. На основе интерпретации комплекса наблюдательных данных 3С 454.3 форма и продолжительность последней вспышки могут определяться совпадением плоскостей аккреционного диска и орбиты компаньона СМЧД. Как следствие, наблюдается повышенное и длительное энерговыделение при прохождении компаньона в плотной среде аккреционного диска (АД) центральной СМЧД. Наличие орбитального периода в 1.55 года в вариациях излучения 3С 454.3 в течение последней вспышки также свидетельствует в пользу указанной гипотезы, а не в пользу изменения 7- и Доплер-факторов. Сопровождающие вспышку мелкомасштабные флуктуации плотности потока излучения могут быть следствием неоднородностей материи с характерным масштабом порядка 10⁸ см и более в АД центральной СМЧД и прилегающих к нему областях.

Клочкова В.Г., Ченцов Е.Л., Панчук В.Е., Таволжанская Н.С., Юшкин М.В. «Нестабильный ветер в системе ИК-источника RAFGL 5081» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 959-970 (2017)

На основании долговременного спектрального мониторинга с высоким спектральным разрешением впервые изучен оптический спектр слабой центральной звезды ИК-источника RAFGL 5081. Спектральный класс звезды близок к G5-8 II, а эффективная температура Tff <<5400 K. Обнаружен необычный спектральный феномен: раздвоение профилей широких и стационарных абсорбций средней и малой интенсивности. Для всех дат наблюдений измерены гелиоцентрические лучевые скорости V_r, соответствующие положению всех компонентов абсорбций металлов, а также D-линии NaI и Ha. Стационарность абсорбций исключает объяснение раздвоенности спектральной двойственностью звезды. Лучевые скорости для составляющих ветра в профилях D-линий NaI и Ha достигают значений – 250 и – 600 км/с, соответственно. Эти профили содержат узкие компоненты, количество, глубины и положения которых изменяются со временем. Переменная во времени многокомпонентная структура профилей D-линий NaI и Ha указывает на неоднородность и нестабильность околозвездной оболочки RAFGL 5081. По наличию у профилей линий Na I (1) компонентов со скоростью Vr(IS) = –65 км/с сделан вывод о том, что RAFGL 5081 находится за рукавом Персея, т.е. не ближе 2 кпк. Отмечено, что исследованный объект ассоциирован с отражательной туманностью GN 02.44.7.

Пархоменко А.И., Шалагин А.М. «Сепарация химических элементов в атмосферах CP-звезд под действием эффекта светоиндуцированного дрейфа» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 971-980 (2017)

Обсуждается механизм сепарации химических элементов и изотопов в атмосферах химически пекулярных звезд (СР-звезды), обусловленный эффектом светоиндуцированного дрейфа (СИД) ионов. Эффективность процессов сепарации под действием СИД пропорциональна относительной разности (ν_e – ν_g)/ ν_g транспортных частот столкновений ионов тяжелых элементов, находящихся в возбужденном (частота столкновений ν_e) и основном (частота столкновений ν_g) состояниях, с нейтральными буферными частицами (водородом и гелием). По известным потенциалам взаимодействия численно рассчитана относительная разность (v^H – vH)/v транспортных частот столкновений для ионов Be⁺, Mg⁺, Ca⁺, Sr⁺, Cd⁺, Ba⁺, Al⁺ hC⁺ с атомарным водородом. Расчеты показали, что при температурах T = 7 000–20 000 K, характерных для атмосфер СР-звезд, для ионов достигаются значения |ν_g – ν_e)|/ ν_g << 0.1–0.4. При такой относительной разности транспортных частот столкновений скорость СИД ионов в атмосферах холодных CP-звезд (T < 10 000 K) может достигать значений ∼0.1 см/c, что на порядок превышает скорость дрейфа, создаваемую световым давлением. Это означает, что сепарация химических элементов под действием СИД ионов в условиях атмосфер холодных СР-звезд может быть на порядок более эффективна по сравнению с сепарацией, обусловленной световым давлением. В атмосферах более горячих звезд (20 000 > T > 10 000 K) можно ожидать примерно одинаковую величину проявления эффектов СИД и светового давления. В очень горячих звездах (T > 20 000 K) эффект СИД для тяжелых ионов проявляется слабо.

Таранова О.Г., Шенаврин В.И. «X Per и V725 Tau: инфракрасная переменность на шкале времени более пятнадцати лет» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 981-993 (2017)

Представлены результаты инфракрасных наблюдений в 1994–2016 гг. двух Ве-звезд – X Per и V725 Tau – оптических компонентов в рентгеновских двойных системах. Наблюдения включают как фазы Ве-звезд, так и оболочечные фазы. Анализ данных показал, что наблюдаемое излучение исследуемых двойных систем на длинах волн 1.25, 3.5 и 5 мкм можно объяснить суммарным излучением оптических компонентов и переменных источников (оболочек/дисков), излучающих как абсолютно черное тело (АЧТ). Показано, что в излучении X Per в диапазоне А > 3.5 мкм зафиксировано излучение источника с цветовой температурой Tc  , 1000–1500 K. Максимальные амплитуды изменений ИК-блеска у X Per составляли 0.9–1.2^т (JHK-блеск) и 1.45^т (LM-блеск); у V725 Tau, соответственно, – (1.1–1.4m) и ~1.7m (L-блеск). В фазах Ве-звезды оценены параметры оптических компонентов и межзвездного поглощения: избыток цвета E(B–V) = 0.65±0.08^m и 0.77±0.03^m для X Per и V725 Tau, соответственно. Выделено излучение от переменных источников (дисков/оболочек) и в рамках модели АЧТ оценены их цветовые температуры, радиусы и светимости в разные эпохи наблюдений. Показано, что колебания ИК-блеска и цвета двойных систем вызваны изменениями параметров переменных источников. Средняя цветовая температура холодного источника (диска/оболочки), средний радиус и средняя светимость X Per составили 9500±2630 К, (35±10) R₀ и (9100±540) L₀, соответственно. Для V725 Tau эти значения равны 6200 ± 940 К, (27 ± 6) R0 и (980±420) Lq. В диапазоне 1.25–5 мкм излучение X Per в разные эпохи можно представить как сумму излучений, по крайней мере, трех источников: оптического компонента и двух объектов, излучающих как АЧТ. Для объяснения излучения V725 Tau в диапазоне 1.25–3.5 мкм достаточно двух источников: оптического компонента и одного переменного чернотельного объекта. Орбитальные изменения ИК-блеска вблизи фазы Ве-звезды заметны у обеих двойных систем. Амплитуды изменений J-блеска X Per и V725 Tau составили, соответственно, около 0.3 и 0.1^m.

Саванов И.С., Дмитриенко Е.С. «Пятна и активность звезд скопления плеяды по наблюдениям с космическим телескопом Кеплер (К2)» Астрономический журнал, 94, № 11, с. 994-1000 (2017)

По наблюдениям миссии К2 (продолжение программы космического телескопа "Kepler") получены оценки параметра запятненности S (площади пятен на поверхности активной звезды) для звезд скопления Плеяды. Анализ был выполнен на основе данных, содержащих информацию о фотометрической переменности 759 подтвержденных членов скопления, для которых приводятся сведения о параметрах их атмосфер, массах и периодах вращения. Изучение активности (параметра S) звезд скопления Плеяды в зависимости от их эффективной температуры указало на значительные изменения величины S, происходящие у звезд с T_eff более 6100 К (это значение можно рассматривать как границу, при которой начинается пятно-образовательная активность) и на немонотонное увеличение S в случае холодных объектов (излом для звезд с T_eff около 3700 К). Разброс AS значений параметра S относительно его средней зависимости от показателя цвета (V–K_s)₀ остается примерно одинаковым для объектов всего диапазона изменений (V–K_s)₀, включая холодные, полностью конвективные карлики. Наши вычисления параметра запятненности не привели к заключению о различиях в величине S у медленно вращающихся и быстро вращающихся звезд с показателями цвета 1.1 < (V–K_s)₀ < 3.7. К числу главных результатов нашего исследования следует отнести измерение активности большого числа (759) звезд одинакового возраста (членов скопления Плеяды). Это позволило впервые получить зависимость пятенно-образовательной активности этих звезд от их массы. Для 27 звезд с массами, отличающимися от солнечной не более, чем на 0.1 Mq, найдена средняя величина параметра S = 0.031±0.003. Исходя из этой оценки сделан вывод о более ярко выраженной активности кандидатов в молодое Солнце по сравнению с современным Солнцем. Эти звезды вращаются существенно быстрее Солнца – среднее значение величины периода их вращения составляет 4.3^d. Результаты исследования холодных маломассивных карликов скопления Плеяды сопоставлены с результатами нашего предыдущего исследования 1570 звезд – карликов спектрального класса М.