Кривошеев Ю.М., Бисноватый-Коган Г.С. «Применение метода Монте-Карло к моделированию переноса излучения и нейтрино в астрофизических условиях» Астрономический журнал, 95, № 5, с. 329-343 (2018)

Рассматривается применение метода Монте-Карло к решению задач переноса излучения и нейтрино в астрофизике. Приводится описание алгоритма решения задачи переноса излучения в космической плазме на основе моделирования траектории фотонов в среде. В качестве примера подробно рассматривается задача о формировании жесткой области рентгеновского спектра галактического микроквазара SS 433. Обсуждаются особенности моделирования переноса нейтрино в плотной среде и отличия в алгоритме по сравнению с используемым при моделировании переноса излучения.

Землянуха П.М., Зинченко И.И., Салий С.В., Рябухина О.Л., Лиу Ш.Ю. «Пространственно-кинематическая структура области образования массивных звезд S255N на разных масштабах» Астрономический журнал, 95, № 5, с. 344-365 (2018)

Представлены результаты детального анализа наблюдений области образования звезд большой массы S255N в линиях CO(2-1), N₂H+(3-2), NH₃(1,1), C¹⁸O(2-1) и некоторых других на инструментах SMA, VLA и IRAM. Комбинирование данных интерферометра и одиночной антенны позволило более детально изучить кинематику газа молекулярного ядра на разных пространственных масштабах. На масштабах всей области нет признаков вращения или изотропного сжатия. Наиболее крупные (<<0.3 пк) фрагменты газа расположены вблизи границы зон ионизированного водорода S255 и S257. Часть фрагментов меньшего масштаба связана с протозвездными сгустками. Кинетическая температура таких фрагментов лежит в пределах 10-80 К. Около сгустка SMA1 обнаружен околозвездный тор с внутренним и внешним радиусами R_in << 8000 а.е. и R_out << 12 000 а.е. соответственно. Профиль вращения указывает на существование центрального объекта массой «8.5/sin²(i) Mq. SMA1 разрешается на два сгустка – SMA1-NE, SMA1-SE, – температуры которых <<150 Ки <<25 К соответственно. По всей видимости, тор является частью механизма аккреции окружающего газа на два протозвездных сгустка.

Чашей И.В., Тюльбашев С.А., Шишов В.И., Субаев И.А. «Выбросы корональной массы в сентябре 2017 г. по данным мониторинга межпланетных мерцаний на радиотелескопе БСА ФИАН» Астрономический журнал, 95, № 5, с. 366-371 (2018)

Представлены результаты анализа данных мониторинга межпланетных мерцаний на радиотелескопе БСА ФИАН на частоте 111 МГц в период вспышечной активности Солнца в первой декаде сентября 2017 г. Зарегистрированы усиления мерцаний, связанные с распространяющимися после окололим-бовых вспышек межпланетными выбросами корональной массы. Оценены скорости распространения выбросов, которые составили около 2000 км/с для выброса 7 сентября и около 1000 км/с для выброса 6 сентября. Показано, что фланговая часть выбросов при распространении от Солнца тормозится быстрее, чем лобовая часть. Показано, что ночные усиления секундных мерцаний в периоды высокой геомагнитной активности имеют ионосферное происхождение.

Саванов И.С., Калиничева Е.С., Дмитриенко Е.С. «Пятна и активность звезд скопления ясли по наблюдениям с космическим телескопом "Kepler" (К2)» Астрономический журнал, 95, № 5, с. 372-378 (2018)

Выполнены оценки параметра запятненности S (доли видимой поверхности звезды, занимаемой пятнами), характеризующего активность 674 звезд скопления Ясли (возраст 650 млн. лет), и изучены его изменения в зависимости от периода вращения, числа Россби Ro и других характеристик объектов. Установлено, что активность звезд скопления Ясли более низка по сравнению со звездами из более молодого скопления Плеяды (125 млн. лет). Средняя величина параметра S для звезд из скопления Ясли составляет 0.014, в случае объектов из Плеяд запятненность имеет значительно большую среднюю величину – 0.052. Проведено сопоставление величин параметра активности 61 звезды солнечного типа скопления Ясли и аналогичных звезд скопления Гиады (примерно того же возраста), а также звезд более молодого скопления Плеяды. По нашим вычислениям средняя величина параметра S таких объектов из скопления Ясли равна 0.014±0.008 и практически совпадает с оценкой, полученной для звезд солнечного типа из Гиад. Периоды вращения этих объектов в среднем составляют 9.1±3.4 суток и также совпадают с результатами для звезд Гиад (8.6^d). В скоплении Ясли группа звезд с периодами больше 3–⁴d более многочисленна, чем в Плеядах, а периоды вращения звезд этой группы лежат в более широком интервале, 3–30^d. На диаграмме "S-числа Россби Ro" у звезд скоплений Ясли и Гиады не наблюдается характерной зависимости с изломом для Ro (насыщения) ≈0.13, имеется лишь сгусток объектов с параметром Ro, большим 0.7. Данные о запятненности поверхности звезд скоплений Плеяды и Гиады достаточно хорошо согласуются с величинами параметра S для карликов с возрастом 600–700 млн. лет, что может рассматриваться как свидетельство достоверности результатов применения гирохронологических калибровок. По данным для двух скоплений (Ясли и Плеяды) проанализированы изменения пятнообразовательной активности большого числа звезд одинакового возраста – членов одного и того же скопления. Общее рассмотрение данных для двух скоплений дает возможность сделать заключение об эволюции активности звезд различных масс со временем (за интервал порядка 500 млн. лет).

Филиппов Б.П., Ден О.Е. «Два сценария эрупции магнитных жгутов в атмосфере Солнца» Астрономический журнал, 95, № 5, с. 379-386 (2018)

Явления извержения вещества из нижних слоев атмосферы Солнца в верхние можно разделить на два класса. Первый характеризуется сохраняющейся, хотя и увеличивающейся в размерах, формой, обычно в виде петли, содержащей извергаемое вещество (эруптивные протуберанцы), или внезапным разлетом во всех направлениях достаточно бесформенных сгустков плазмы (вспышечные спреи). Второй класс представляет собой узкие коллимированные потоки плазмы различных масштабов (спикулы, серджи, джеты). Очевидно, что магнитные конфигурации, в которых развиваются эти явления, различны: в первом случае это замкнутые структуры, удерживающие плазму, а во втором – открытые, направляющие потоки плазмы в определенную сторону, как правило, снизу вверх. Вместе с тем, механизм инициации явлений обоих классов может быть сходным или практически идентичным. Это неустойчивость скрученных магнитных трубок (магнитных жгутов), которая приводит к разным последствиям в различных условиях. Показано, что результат эруптивной неустойчивости определяется соотношением характерных масштабов магнитного поля жгута и удерживающего его поля короны, а также конфигурацией окружающего магнитного поля короны. Проанализированы наблюдения явлений обоих типов, рассмотрены условия их развития и предложены феноменологические модели.