Мельник А.М., Дамбис А.К. «Вклад двойных звезд в дисперсию скоростей внутри ОВ-ассоциаций по данным Gaia DR2» Астрономический журнал, 98, № 2, с. 91-101 (2021)

Мы оценили вклад двойных звезд в дисперсию скоростей внутри ОВ-ассоциаций, вычисленную c использованием собственных движений Gaia DR2. Наибольший вклад в дисперсию скоростей дают двойные звезды с периодом P=5.9 года, компоненты которых смещаются на расстояние, близкое к диаметру системы за время наблюдений Gaia DR2. Движение фотоцентра двойной системы исследовалось двумя методами: один основан на вычислении смещения между первым и последним наблюдательными периодами Gaia DR2, а другой – на решении n уравнений, определяющих смещение в момент времени t_n. Первый и второй методы дают очень близкие значения σ_bn, равные соответственно 0.90 и 0.87 км/с. Учет эллиптичности орбит двойных звезд вызывает небольшое уменьшение σ_bn. Предполагая, что эксцентриситеты орбит двойных массивных систем распределены равномерно на интервале e∈[0,0.9], мы получили среднее по эксцентриситету значение среднее σ_bn=0.81 км/с. Выбор значения γ в степенном законе распределения числа двойных систем p_q∼p^γ от отношения масс компонентов q≪em>M²/M₁ мало влияет на величину σ_bn. Изменение показателя γ от 0 (постоянное распределение) до –2 (преобладание систем с маломассивными компонентами) приводит к изменению σ_bn от 0.90 до 1.07 км/с. Статья основана на докладе, сделанном на конференции “Астрометрия вчера, сегодня, завтра” (ГАИШ МГУ, 14–16 октября 2019 г.).

Пирогов Л.Е., Землянуха П.М. «Использование метода главных компонент для оценки параметров плотного ядра L1287 при вписывании модельных спектральных карт в наблюдаемые» Астрономический журнал, 98, № 2, с. 102-115 (2021)

Разработан алгоритм нахождения глобального минимума многомерной функции ошибки при вписывании модельных спектральных карт в наблюдаемые, в котором с помощью метода главных компонент снижается размерность модели, уменьшается степень связанности параметров и определяется область минимума. Для расчета оптимальных значений параметров применяется метод k ближайших соседей. Алгоритм использован для оценки физических параметров плотного сжимающегося звездообразующего ядра L1287. Проведено вписывание карт в линиях HCO⁺(1–0), H^-13CO⁺(1–0), HCN(1–0) и H¹³CN(1–0), рассчитанных в рамках микротурбулентной 1D модели, в наблюдаемые. Получены оценки физических параметров ядра, включая радиальные профили плотности ((∝r^–1.7), турбулентной скорости (∝r^–0.4) и скорости сжатия ((∝r^–0.1). Рассчитаны доверительные интервалы полученных значений параметров. Степенной индекс радиального профиля скорости сжатия с учетом погрешности его определения ниже по абсолютному значению, чем ожидаемый в случае коллапса газа на протозвезду в режиме свободного падения. Данный результат может являться аргументом в пользу модели глобального сжатия ядра L1287.

Федорова А.В., Тутуков А.В. «Разрушение звезды в ходе эволюции системы звезда+сверхмассивная черная дыра» Астрономический журнал, 98, № 2, с. 116-131 (2021)

Звезды, близкие к сверхмассивным черным дырам (СМЧД), могут в определенных условиях образовывать с ними тесные двойные системы, в которых возможны заполнение звездой полости Роша и интенсивная аккреция вещества звезды на СМЧД. В работе исследована эволюция двойных систем типа “звезда+СМЧД” в предположении, что черная дыра аккрецирует главным образом вещество звезды-спутника. В расчетах учтены все процессы, определяющие эволюцию обычных двойных систем, а также облучение звезды потоком жесткого излучения, возникающим при аккреции ее вещества на СМЧД. Поглощение внешнего потока излучения в оболочке звезды рассчитывалось с помощью того же формализма, который используется при вычислении непрозрачности звездного вещества. Кроме того, в расчетах предполагалось, что если характерное время обмена массой меньше теплового времени звезды, то обмен между орбитальным угловым моментом системы и угловым моментом перетекающего на СМЧД вещества не имеет места. Численное моделирование, выполненное нами в предыдущих работах, показало, что в рамках принятых предположений возможны три типа эволюции рассматриваемой двойной системы, в зависимости от масс СМЧД и звезды, а также от начального расстояния звезды от СМЧД. Первый тип заканчивается разрушением звезды. Для маломассивных звезд главной последовательности (ГП) с массами менее ∼1M_⊙ осуществляется только этот вариант, даже если масса СМЧД сравнительно мала, а начальное расстояние звезды от СМЧД велико. Для массивных звезд ГП разрушение также имеет место, если масса СМЧД велика, а начальное расстояние звезды от СМЧД достаточно мало. Второй тип эволюции может осуществляться для массивных звезд ГП, которые в начальный момент располагаются дальше от СМЧД, чем в первом варианте. В этом случае массивная звезда в ходе эволюционного расширения заполняет свою полость Роша, после чего наступает этап интенсивного обмена веществом. Характерное свойство эволюции второго типа – увеличение орбитального периода системы со временем. В результате после этапа интенсивной потери вещества звезда “уходит” под полость Роша. Остаток звезды в виде белого карлика сохранится и может оказаться в итоге на достаточно большом расстоянии от СМЧД. Третий тип эволюции может осуществляться для массивных звезд ГП, находящихся в начальный момент еще дальше от СМЧД, чем во втором варианте, а также для проэволюционировавших массивных звезд. В этом случае консервативный обмен массой при интенсивном звездном ветре приводит к тому, что звезда удаляется от СМЧД, вообще не заполняя свою полость Роша. В данной работе детально исследуется эволюция первого типа, заканчивающаяся разрушением звезды. Согласно результатам расчетов, M_max – максимальная масса звезд, которые могут разрушиться, – тем больше, чем больше масса СМЧД. Для черных дыр промежуточных масс, (10³–10⁵)M_⊙, величина M_max сравнительно невелика и составляет (2–9)M_⊙. Для СМЧД с массой 10⁶M_⊙ значение M_max близко к 25 M_⊙. Для массивных СМЧД с массами (10⁷–10⁹) M_⊙ величина M_max превышает 50M_⊙. Если масса звезды меньше M_max, то при значении начальной степени заполнения полости Роша D, большем граничного значения D_destr , звезда будет разрушена, а при D<D_destr она будет удаляться от СМЧД и может избежать разрушения. Для звезды заданной массы значение D_destr тем меньше, чем больше масса СМЧД. Характер эволюции системы “звезда + + СМЧД” перед разрушением звезды зависит от звездной массы. Для звезд с массами M≲1M_⊙ разрушение начинается сразу после заполнения ими полости Роша и соответствующего быстрого увеличения темпа потери вещества. Для более массивных звезд после заполнения полости Роша наступает фаза эволюции со сравнительно невысоким темпом потери вещества. При уменьшении большой полуоси орбиты до определенной величины этот темп быстро возрастает, что приводит к увеличению степени облучения звезды и к ее разрушению. На начальной фазе разрушения звезды скорость потери ею вещества растет тем быстрее, чем больше масса СМЧД, чем меньше начальная масса звезды, и чем ближе звезда к СМЧД в начальный момент. Характерные времена увеличения M на три порядка в начале фазы разрушения составляют от нескольких десятков до нескольких тысяч лет, в зависимости от масс звезды и СМЧД.

Чернов С.В. «Ограничения параметров черной дыры и плазмы в окрестности источника Стрелец A*» Астрономический журнал, 98, № 2, с. 132-148 (2021)

Получены оценки параметров аккреционных потоков плазмы и центральной черной дыры путем сравнения численных расчетов МГД моделей с наблюдениями для центра нашей Галактики Стрелец A* в радиодиапазоне. Аккреционный поток моделировался как распределение торообразной двухтемпературной электрон-протонной плазмы. Предполагается, что протоны нагреваются за счет эффектов вязкой диссипации, а электроны теряют энергию за счет синхротронного излучения. Считается, что кулоновские взаимодействия между протонами и электронами неэффективны. Из сравнения с наблюдениями спектральной плотности потока излучения и поляризации (линейной и круговой) для сверхмассивной черной дыры в источнике Стрелец A* были получены следующие ограничения: параметр вращения (спин) черной дыры равен α≈0.6, температура электронов составляет долю T_p/3<T_e< T_p от температуры протонов, наблюдатель расположен под углом i≈50° к оси вращения черной дыры, темп аккреции много меньше эддингтоновского предела M∼10^–8–10^–10M_Edd. Ограничения на магнитное поле получить не удалось из-за маленькой выборки по параметру плазмы β=2p_gas/p_mag.

Халиуллина А.И. «Изменения орбитальных периодов затменно-двойных систем RY Aqr, AK Vir и AX VulL» Астрономический журнал, 98, № 2, с. 149-159 (2021)

В затменно-двойных системах RY Aqr, AK Vir и AX Vul изучены изменения орбитального периода. Показано, что изменения периодов этих систем можно представить с одинаковой точностью двумя способами: либо в виде суперпозиции векового уменьшения и циклических изменений, либо только в виде циклических колебаний. Циклические изменения периодов AK Vir и AX Vul вполне можно объяснить световым уравнением вследствие присутствия третьего тела в системе. Циклические изменения периода RY Aqr можно объяснить как световым уравнением, так и магнитными циклами. Вековое уменьшение периодов может быть вызвано магнитным торможением.

Власов И.Ю., Сажин М.В., Семенцов В.Н. «Релятивистские редукции в измерениях расстояния между КА с пикометровой точностью» Астрономический журнал, 98, № 2, с. 160-176 (2021)

Рассмотрен околоземный гравитационный эксперимент, в котором пара спутников обменивается лазерными сигналами. В качестве конкретного примера для проведения численных оценок использовалась конфигурация спутников в миссии GRACE-FO. Получено выражение для фазы сигнала, обеспечивающее точность в 1 пикометр (пм) при вычислении расстояния между спутниками. Рассмотрено влияние на распространение сигнала всех существенных гравитационных эффектов, таких как гравимагнитное поле Земли и приливные поля Солнца и Луны. Особое внимание уделено исследованию вкладов гармоник потенциала Земли. Рассмотрены возмущения фазы первого и второго порядков и показано, что влияние поправок второго порядка лежит за пределами точности в 1 пм. Это позволяет представить выражение для фазы сигнала в достаточно компактном виде.