Антохина Э.А., Петров В.С., Черепащук А.М. «Оценка точности методов определения масс компонентов для маломассивных рентгеновских двойных систем» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 3-20 (2017)

DOI: 10.7868/S0004629917010017 Современное моделирование популяций маломассивных рентгеновских двойных систем с черными дырами в стандартных предположениях приводит к несоответствию между моделируемым и наблюдаемым распределениями масс оптических компонентов: наблюдаемые массы оптических компонентов оказываются меньше модельных. Это делает актуальной задачу оценки систематических погрешностей в определении масс компонентов, обусловленных несовершенством модели Чтобы оценить влияние систематических погрешностей при определении масс звезд в рентгеновских двойных системах, мы рассмотрели два приближения для замены приливно-деформированной звезды в модели Роша. Аппроксимация звезды равнообъемной сферой приводит к незначительной переоценке экваториальной скорости вращения Vrot sin i и, как следствие, к незначительной недооценке отношения масс q=Mx/Mv всистеме.

Ашимбаева Н.Т., Колом П., Краснов В.В., Лехт Е.Е., Пащенко М.И., Рудницкий Г.М., Толмачев А.М. «Переменность мазерного излучения OH и H₂O в направлении AS 501» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 21-34 (2017)

DOI: 10.7868/S0004629916120021 Приведены результаты наблюдений источника мазерного радиоизлучения в направлении AS 501 в линиях молекулы гидроксила OH (λ=8 см) и в линии H₂O(λ=.35 см), полученные на радиотелескопе Обсерватории Нансэ (Франция) и на радиотелескопе РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН (Россия), соответственно. Обнаружено девять циклов активности мазера H₂O продолжительностью от 2.8 до 6.0 лет, что относит звезду AS 501 к неправильным переменным. Зеемановское расщепление обнаружено только в сателлитной линии 1612 МГц на скорости – 59.2 км/с. Величина расщепления составила 0.11 км/с, что соответствует величине продольного магнитного поля 0.48 мГс. Поле направлено к наблюдателю. Обнаруженный дрейф лучевой скорости эмиссионных деталей H₂O объясняется в рамках модели вытянутых волокон с градиентом лучевой скорости.

Родин А.Е., Орешко В.В., Самодуров В.А. «Обнаружение источников периодического радиоизлучения на радиотелескопе БСА ФИАН» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 35-43 (2017)

DOI: 10.7868/S0004629917010078 Описан метод поиска новых периодических источников радиоизлучения, основанный на спектральном анализе, по данным ежедневного мониторинга неба на Большой синфазной антенне (БСА) Пущинской радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН на частоте 111 МГц в полосе 2.5 МГц. Использовалась 96-лучевая диаграмма направленности радиотелескопа БСА. Прием выполнен в шести частотных каналах шириной 0.42 МГц с частотой дискретизации 0.1 с. Продолжительность обработанного обзора составляет четыре месяца. Обсуждаются особенности обнаружения периодических источников на БСА. Всего обнаружено 16 таких радиоисточников, для которых приведены экваториальные и галактические координаты, период и мера дисперсии.

Шенаврин В.И., Гринин В.П., Ростопчина-Шаховская А.Н., Демидова Т.В., Шаховской Д.Н., Белан С.П. «“Цунами" в протопланетном диске SV CEP» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 44-52 (2017)

DOI: 10.7868/S0004629916120045 Представлены результаты многолетних (∼15 лет) фотометрических наблюдений SV Cep – звезды типа UX Ori – в ближней инфракрасной (ИК) области спектра (полосы JHKL). Они показывают, что в изменениях ИК потоков наблюдается циклический компонент с периодом ∼7 лет. Она отчетливо видна во всех четырех ИК полосах и отсутствует в оптической области спектра. Амплитуда колебаний максимальна в полосе K: ΔK≈0.68^m. Форма колебаний слегка меняется при переходе от полосы J к полосе L. Однако в каждой из четырех полос JHKL она воспроизводится с хорошей точностью в течение двух периодов. Это позволяет предположить, что мы наблюдаем периодический процесc. Если периодические возмущения в околозвездном диске SV Cep вызваны орбитальным движением компаньона, то при массе звезды 2.6 M⊙ большая полуось его орбиты должна быть равна ∼5 а.е. Отсутствие семилетнего периода в оптической кривой блеска SV Cep означает, что наблюдаемый период не может быть вызван изменениями околозвездной экстинкции. Причиной колебаний блеска может быть движение компаньона по эксцентрической орбите и вызванная им периодическая модуляция темпа аккреции на звезду.

Жуйко С.В., Орлов В.В., Широкова К.С. «Сверхскоростные звезды как результат сближений звезд с массивными двойными черными дырами в ядрах галактик» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 53-58 (2017)

DOI: 10.7868/S0004629916120082 Выполнено численное моделирование движения звезды в гравитационном поле двойной черной дыры с различными отношениями масс компонентов. Рассмотрены две модели: 1) задача двух неподвижных центров; 2) общая задача трех тел. Первая модель применима только на коротких временах Δt >> T ,где T – период двойной системы. Вторая модель применима на любых временах, за исключением тесных сближений звезды с одним из компонентов двойной r ≤ 0.00002 пк, где r – расстояние от звезды до ближайшей к ней черной дыры. При более близких прохождениях следует учитывать релятивистские поправки. Получены оценки вероятностей формирования сверхскоростных звезд в результате таких взаимодействий. Показано, что для ядра нашей Галактики этот механизм малоприменим ввиду вероятного отсутствия второй массивной черной дыры в центральной области Галактики.

Яковина Л.А., Полиновский Г.А., Павленко Я.В., Кузнецов М.К. «Химический состав атмосферы пекулярного углеродного гиганта TU GEM» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 59-75 (2017)

DOI: 10.7868/S0004629916120070 Эволюционный статус яркого пекулярного углеродного гиганта TU Gem является достаточно неопределенным. Мы рассмотрели возможность отнесения этой звезды к классу CH-звезд – звезд галактического гало с характерными аномалиями содержаний химических элементов. К сожалению, данные о химическом составе атмосферы TU Gem немногочисленны и неоднозначны. Мы представляем результаты анализа спектра TU Gem с умеренным разрешением в оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах, полученном на 2-м телескопе обсерватории на пике Терскол (Северный Кавказ). Значения параметров атмосферы TU Gem Te=3100 K, C/O=1.10, [N/Fe]=0.0 взяты из работы (1) для полученного в настоящей работе значения металличности [Fe/H]=0.0. Содержания Na, Mg, Ca, Ti и Cr мы оценили как нормальные или немного повышенные, содержание лития lg N(Li)=+0.1. Установлено, что в атмосфере TU Gem существенно повышено содержание элементов s-процесса, а именно, [s/Fe]≈2 как для легких, так и для тяжелых s-элементов. Диапазон неопределенности [Fe/H] составляет 0.0–0.3, точность других оценок: Δ[M/Fe]≈±0.3, Δ[s/Fe]=±0.5. Наши результаты показывают, что TU Gem является аномальным углеродным гигантом, но не СН-звездой.

Можаровский С.Г. «Закономерности отклика спектральных линий на малые возмущения физических величин в фотосфере» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 76-79 (2017)

DOI: 10.7868/S0004629917010066 Путем численного моделирования установлен ряд зависимостей, связывающих малые возмущения физических величин в фотосфере с элементарными изменениями профилей Стокса спектральных линий. Установлено, что возмущение любой физической величины в модели фотосферы смещает каждую точку профиля линии в направлении, перпендикулярном касательной к профилю в этой точке. При определенном отношении возмущений магнитного поля и лучевой скорости их действие на крыло спектральной линии эквивалентно (при условии, что линия в магнитном поле полностью расщеплена). Если рассматривать отклик участка крыла линии в виде смещения по длине волны, то площадь под кривой функции отклика на возмущения магнитного поля и лучевой скорости имеет простой физический смысл.

Барановский Э.А., Степанян Н.Н., Таращук В.П., Штерцер Н.И. «Волокна и подстилающие их поверхности по наблюдениям в линиях HE I и Н» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 80-86 (2017)

DOI: 10.7868/S0004629916120033 Вдоль волокон в линии Не I 1083 нм наблюдаются яркие полоски. Для волокон в Нα 656.3 нм они бывают как яркими, так и темными. Диапазон изменения яркости около волокон в линии Не I составляет 1.005–1.10 при среднем значении 1.031±0.01, а в линии Нα, соответственно, 0.91–1.5 от яркости невозмущенной области. Исследуется физическое состояние вещества в таких полосках. Для объяснения наблюдаемых особенностей проведены вычисления яркости полосок для различных моделей хромосферы. Рассматривались два типа моделей: во-первых, модели с изменениями температуры или плотности в верхней хромосфере, во-вторых, модели с изменениями температуры в средней и нижней хромосфере. Модели первого типа изменяют яркость в линии Не I, не меняя при этом яркость в линии Нα. Модели второго типа изменяют только яркость Нα. Используя изменения параметров хромосферы и модели первого и второго типа, мы получили различные комбинации яркостей полосок в линиях Не I и Нα. Для оценки яркости областей рассчитывались профили линий Не I и Нα по соответствующим моделям с использованием не-ЛТР приближения. Сравнение наблюдаемых и вычисленных величин позволяет заключить, что увеличение яркости в линии Не I вызвано уменьшением температуры или плотности в верхней хромосфере (в области температур около 10 000–24 000 К). Увеличение яркости и потемнения в линии Нα вызваны увеличением или уменьшением температуры на 800–1000 K в средней и нижней хромосфере (в области 6000–9000 К). Рассматривалась также зависимость яркости полосок от расстояния до центра диска Солнца. Яркость в линии Не I увеличивается от центра к краю на 2–4%. Расчеты изменения яркости “центр–край” соответствуют наблюдаемым результатам.

Самусь Н.Н., Казаровец Е.В., Дурлевич О.В., Киреева Н.Н., Пастухова Е.Н. «Общий каталог переменных звезд: версия ОКПЗ 5.1» Астрономический журнал, 94, № 1, с. 87-98 (2017)

DOI: 10.7868/S000462991701008X Работа по составлению детальных каталогов переменных звезд Галактики, непрерывно ведущаяся московскими исследователями переменных звезд с 1946 г. по поручению Международного астрономического союза, вступила в этап пятого, полностью электронного издания Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ). В статье описаны требования к содержанию пятого издания и современное состояние каталога в его новой версии ОКПЗ 5.1. Работа над пятым изданием проиллюстрирована на примере полного пересмотра информации для переменных звезд в созвездии Киля и составления 81 Списка обозначений переменных звезд. Версия ОКПЗ 5.1 находится в сети Интернет в свободном доступе. В качестве единой ссылки на пятое издание ОКПЗ рекомендуется использовать ссылку на данную статью.