Бобылев В.В., Байкова А.Т. «Вращение Галактики по OB-звездам из каталога Gaia DR2» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 45, № 6, с. 379-389 (2019)

Изучена выборка, содержащая около 6000 OB-звезд, с собственными движениями и тригонометрическими параллаксами из каталога Gaia DR2.

Машонкина Л.И., Беляев А.К. «Соотношение четных и нечетных изотопов бария у избранных звезд гало Галактики» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 45, № 6, с. 390-402 (2019)

Усовершенствована модель атома Ba II путем учета возбуждения переходов за счет столкновений с атомами водорода с коэффициентами скоростей из квантово-механических расчетов Беляева и Яковлевой (2018). С использованием спектров высокого разрешения и моделирования линий Ba II при отказе от предположения ЛТР определена доля изотопов бария с нечетным массовым числом (f_odd) у четырех гигантов гало Галактики с хорошо известными параметрами атмосфер. Мы используем метод, основанный на требовании общего содержания по резонансной (Ba II 4554 A) и субординатным (Ba II 5853, 6496 A) линиям. Достигнута точность 0.04 dex определения содержания бария по индивидуальным линиям. У трех звезд – HD 2796, HD 108317 и HD 122563 – f_odd≳0.4 . Это указывает на то, что ≳80% бария, наблюдаемого у этих звезд, было синтезировано в r-процессе. У HD 128279 значение (f_odd=0.27 превышает долю нечетных изотопов бария в Солнечной системе, но незначительно. Доминирование r-процесса в эпоху формирования звезд нашей выборки подтверждается наличием у них избытка европия относительно бария – с [Eu/Ba]>0.3 . Рассчитаны не-ЛТР поправки к содержанию бария для пяти линий Ba II и исследована их зависимость от параметров атмосферы в диапазоне эффективных температур от 4500 до 6500 K, ускорения силы тяжести logg от 0.5 до 4.5 и металличности [Fe/H] от 0 до –3.

Фадеев Ю.А. «О распределении переменных типа RR Lyr шарового скопления M3 по периоду» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 45, № 6, с. 403-411 (2019)

Проведены расчеты эволюции звезд населения II с химическим составом шарового скопления M3 при различных предположениях относительно начальной массы звезды (0.809M_⊙≤M_ZAMS≤0.83 M_⊙) и параметра, определяющего скорость потери массы в формуле Раймерса (0.45≤η_R≤0.55).

Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Архипова В.П. «Вторая вспышка желтой симбиотической звезды LT Дельфина» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 45, № 6, с. 412-421 (2019)

Приводятся результаты фотоэлектрических UBV-наблюдений желтой симбиотической звезды LT Del за 2010–2018 гг. Двойная система LT Del, состоящая из яркого K гиганта и компактной горячей звезды с температурой около 100 000 K, имеет орбитальный период 476 дней. В 2017 г. переменная испытала вторую в истории исследований малоамплитудную (ΔV∼0.7^m) вспышку, максимум которой пришелся на фазу 0.15±0.05 орбитального периода. Продолжительность вспышки составила около 60 дней. Показатели цвета B–V и U–B во вспышке заметно поголубели. Обнаружено различие фотометрического поведения звезды во вспышках 1994 и 2017 гг. В орбитальном цикле, предшествующем вспышке 2017 г., на кривых блеска в полосах B и V появился вторичный минимум с глубиной 0.15^m и 0.20^m соответственно, причина которого обсуждается. Приводятся и объясняются фазовые кривые блеска и показателей цвета, интерпретируется положение звезды на двухцветной диаграмме. Получены оценки параметров холодного и горячего компонентов системы, основанные на определении расстояния по результатам миссии Gaia.

Дмитриев Д.В., Гринин В.П., Катышева Н.А. «Образование эмиссионных линий водорода в магнитосферах молодых звезд» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 45, № 6, с. 422-434 (2019)

Рассматривается образование эмиссионных линий водорода в магнитосферах молодых звезд. Предполагается, что магнитосфера образована дипольным магнитным полем, ось которого совпадает с осью вращения звезды. Перенос излучения в спектральных линиях рассматривается в приближении Соболева с учетом нелокального радиационного взаимодействия. Распределение плотности и температуры газа в магнитосфере принято таким же, как в работе Хартманна и др. (1994). Приведены результаты расчетов интенсивностей и профилей линий H_α и H_β для случая медленно вращающейся звезды. Отдельно рассмотрены модели магнитосферы, в которых падающий газ нагревается излучением аккреционного пятна на поверхности звезды, а также случай, когда ось магнитосферы наклонена относительно оси вращения звезды. В последнем случае наблюдается вращательная модуляция профилей спектральных линий с периодом вращения звезды.

Шульман С.Г., Гринин В.П. «Влияние дискового ветра на собственную поляризацию молодых звезд» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 45, № 6, с. 435-446 (2019)

Рассматривается поведение параметров линейной поляризации излучения звезд типа UX Ori во время затмений пылевыми околозвездными облаками. Исследуется околозвездный диск с дисковым ветром, создающим утолщение в зоне сублимации пыли. Показано, что утолщение диска может сильно влиять на степень поляризации и показатель цвета звезды во время затмения. Сильный ветер может приводить к изменению ориентации плоскости линейной поляризации, поворачивая ее в плоскость диска. Благодаря утолщению диска возможна ситуация, когда рассеянное им излучение не поляризовано в определенной спектральной полосе. В разных спектральных полосах может быть разная ориентация линейной поляризации излучения диска.

Наговицын Ю.А., Иванов В.Г., Скорбеж Н.Н. «Уточнение правила Гневышева–Вальдмайера на основе 140-летнего ряда наблюдений» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 45, № 6, с. 447-452 (2019)

Правило Гневышева–Вальдмайера, связывающее времена жизни групп пятен и их площади, верифицировано на промежутке ∼140 лет, в шесть раз превосходящем использованный М.Н. Гневышевым. Диапазон изучаемых времен жизни рекуррентных групп расширен с 40 до почти 90 дней. Подтверждена линейная форма закона Гневышева–Вальдмайера. Показано, что более точное выражение этого закона A_max=(13.0±1.1)LT, где LT – время жизни группы в сутках, A_max – ее максимальная площадь за время наблюдения, измеряемая в миллионных долях полусферы Солнца. Таким образом, коэффициент перехода от времен жизни к максимальным площадям групп пятен оказывается в ≡1.3 раза больше, чем у Гневышева (1938).