Репин С.В., Бугаев М.А., Новиков И.Д., Новиков И.Д.мл. «Силуэты кротовых нор, Проходимых для излучения» Астрономический журнал, 99, № 10, с. 795-804 (2022)

Рассматриваются задачи о прохождении света сквозь горловину кротовой норы нулевой массы и возможность наблюдения объектов из другого асимптотически плоского пространства сквозь горловину кротовой норы. Показано, что отдельная звезда может иметь несколько изображений и отмечен тот факт, что изображение плоского ламбертовского экрана имеет сложное распределение яркости для наблюдателя, находящегося с ним по разные стороны горловины. Построены изображения двух таких экранов, видимых внутри силуэта безмассовой кротовой норы, и распределение интенсивности излучения в их изображениях.

Бутузова М.С. «Наблюдаемое направление поляризации в зависимости от геометрических и кинематических параметров релятивистских джетов» Астрономический журнал, 99, № 10, с. 805-831 (2022)

Исследование направления поляризации является ключевым в вопросе восстановления пространственной структуры магнитного поля в парсековых джетах активных галактик. Но из-за релятивистских эффектов проекцию на небесную сферу магнитного поля в системе отсчета источника нельзя полагать ортогональной наблюдаемому направлению электрического вектора в волне. Более того, локальная ось компонента джета может не совпадать с направлением его движения, что влияет на наблюдаемое направление поляризации. В данной статье мы анализируем поперечные джету распределения электрического вектора в волне, полученные в результате моделирования при различных кинематических и геометрических параметрах джета для винтового магнитного поля с различным углом закрутки, и для тороидального магнитного поля в центре, окруженного оболочкой с переменной толщиной, пронизанной полоидальным полем. Мы установили, что 1) форма поперечного распределения электрического вектора зависит сложным образом от углов оси джета и вектора скорости с лучом зрения; 2) существует неоднозначность в определении направления закрутки винтового магнитного поля при использовании только распределений электрического вектора в волне; 3) обе рассматриваемых топологии магнитного поля могут воспроизводить как поляризационную структуру “канал-оболочка”, так и отдельные яркие детали на оси струи с продольным направлением поляризации.

Хайбрахманов С.А., Дудоров А.Е. «Динамика замагниченных аккреционных дисков молодых звезд» Астрономический журнал, 99, № 10, с. 832-846 (2022)

Исследуется динамика аккреционных дисков молодых звезд с остаточным крупномасштабным магнитным полем. Авторская магнитогазодинамическая (МГД) модель аккреционных дисков обобщается для учета динамического влияния магнитного поля на скорость вращения газа и вертикальную структуру диска. С помощью развиваемой динамической МГД-модели рассчитывается структура аккреционного диска звезды типа Т Тельца солнечной массы для различных значений темпа аккреции M' и размеров пылинок a_d. Расчеты радиальной структуры диска показывают, что при типичных значениях M=10^–8M_⊙/год и a_d=0.1 мкм магнитное поле в диске является кинематическим, и электромагнитная сила не влияет на скорость вращения газа. В случае крупных пылинок, a_d≥1 мм, магнитное поле вморожено в газ и на радиальных расстояниях от звезды r≳30 а.е. генерируется динамически сильное магнитное поле, натяжения которого замедляют скорость вращения на величину ≲1.5% от кеплеровской скорости. Это эффект сравним с вкладом радиального градиента газового давления и может приводить к увеличению скорости радиального дрейфа пылинок в диске. В случае высокого темпа аккреции, M≥10^–7M_⊙/год, магнитное поле является динамически сильным и во внутренней области диска, r<0.2 а.е. Расчеты вертикальной структуры показывают, что, в зависимости от условий на поверхности диска, вертикальный градиент магнитного давления может приводить как к уменьшению, так и увеличению характерной толщины диска по сравнению с гидростатической на 5–20%. Изменение толщины диска происходит вне области низкой степени ионизации и эффективной диффузии магнитного поля (“мертвой” зоны), которая при типичных параметрах простирается от r=0.3 до 20 а.е.

Ананьева В.И., Иванова А.Е., Шашкова И.А., Яковлев О.Я., Тавров А.В., Кораблев О.И., Берто Ж.Л. «Распределения экзопланет по массе и орбитальному периоду c учетом наблюдательной селекции метода измерения лучевых скоростей. Доминирующая (усредненная) структура планетных систем» Астрономический журнал, 99, № 10, с. 847-880 (2022)

Статистические распределения экзопланет, получаемые как наземными, так и спутниковыми телескопами, сильно искажены наблюдательной селекцией. Массивные планеты, находящиеся на близких к звезде орбитах, обнаруживать легче, чем планеты малых масс и планеты с большими орбитальными периодами. Маломассивные планеты с орбитальными периодами около года и больше, попадающие в обитаемую зону солнцеподобных звезд, не могут быть обнаружены современными средствами. Для учета этого фактора предложен и исследован метод коррекции наблюдательной селекции. Показано, что скорректированные распределения экзопланет по массам хорошо описываются кусочно-степенным законом. Результат находится в согласии с выводами космогонии и демонстрирует ряд новых особенностей.