Хорунжев Г.А., Буренин Р.А., Сазонов С.Ю., Амвросов А.Л., Еселевич М.В. «Оптическая спектроскопия кандидатов в квазары на 3<z<5.5 из рентгеновского обзора обсерватории XMM-Ньютон. Далекий рентгеновский квазар на z=5.08» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 159-169 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817030044 Представлены результаты оптической спектроскопии 19 кандидатов в квазары на фотометрических красных смещениях zфот ! 3, из которых 18 источников входят в каталог Хорунжева и др. 2016 (K16). Это каталог кандидатов в квазары и известных квазаров первого типа, отобранных среди рентгеновских источников каталога 3XMM-DR4 “случайного” обзора обсерватории XMM-Ньютон. Проведена спектроскопия квазислучайной выборки новых кандидатов на 1.6-м телескопе АЗТ- 33ИК Саянской солнечной обсерватории и 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории. Спектры на АЗТ-33ИК были получены с помощью нового спектрографа низкого и среднего разрешения АДАМ, который был изготовлен и установлен на телескоп в 2015 г. Из 18 кандидатов 14 источников действительно оказались квазарами, из них 10 – на спектроскопических красных смещениях zспек >3. Высокая чистота выборки новых кандидатов указывает на то, что чистота всего каталога квазаров K16 вероятно равна 70–80%. Открыт один из наиболее далеких (zспек=5.08) оптически ярких (i' ! 21) квазаров, когда-либо обнаруженных в рентгеновских обзорах.

Савченко С.С., Решетников В.П. «Пространственное окружение галактик с полярными кольцами из обзора SDSS» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 170-176 (2017)

DOI: 10.7868/S032001081702005X На основе данных обзора SDSS рассмотрено пространственное окружение галактик с протяженными полярными кольцами. Использовались два подхода: оценка спроецированного расстояния для ближайшего спутника и подсчет числа спутников в зависимости от расстояния до галактики. Оба подхода показали, что на масштабах сотен килопарсек пространственное окружение галактик с полярными кольцами является в среднем менее плотным по сравнению с окружением галактик без полярных структур. По-видимому, одной из основных причин этого эффекта является то, что в более плотном окружении полярные структуры чаще разрушаются при сближениях и слияниях с другими галактиками.

Бобылев В.В. «Кинематика Галактики по цефеидам с собственными движениями из каталога GAIA DR1» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 177-184 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817030019 Выборка классических цефеид с известными расстояниями и лучевыми скоростями дополнена собственными движениями из каталога Gaia DR1. По скоростям 260 звезд найдены компоненты вектора пекулярной скорости Солнца (U, V, W)! = (7.90, 11.73, 7.39)±(0.65, 0.77, 0.62) км/с и следующие значения параметров кривой вращения Галактики: Ω₀=28.84±0.33 км/с/кпк, Ω'₀=–4.05±0.10 км/с/кпк² и Ω'_0?=0.805±0.067 км/с/кпк³ для принятого значения расстояния Солнца до галактического центра R₀=8 кпк, линейная скорость вращения местного стандарта покоя составляет

Бобылев В.В., Байкова А.Т. «Кинематика Галактики по OB-звездам с собственными движениями из каталога GAIA DR1» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 185-193 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817030020 Рассмотрены две изученные нами ранее выборки OB-звезд с различными шкалами расстояний. Первая состоит из массивных спектрально-двойных с фотометрическими расстояниями, а вторая – с расстояниями, определенными по линиям межзвездного кальция. OB-звезды расположены на расстояниях до 7 кпк от Солнца. Проведено их отождествление с каталогом Gaia DR1. Показано, что использование собственных движений, взятых из каталога Gaia DR1, уменьшает случайные ошибки определения параметров вращения Галактики по сравнению с ранее известными результатами. Из анализа собственных движений и параллаксов 208 OB-звезд из каталога Gaia DR1 с относительной ошибкой определения параллакса менее 200% найдены следующие значения кинематических параметров (U, V )! = (8.67, 6.63)±(0.88, 0.98) км/с, Ω₀=27.35±0.77 км/с/кпк, Ω'₀=–4.13±0.13 км/с/кпк², Ω'_0'=0.672±0.070 км/с/кпк³, значения постоянных Оорта составляют A=–16.53±0.52 км/c/кпк и B=10.82±0.93 км/c/кпк, линейная круговая скорость вращения местного стандарта покоя вокруг оси вращения Галактики равна V₀=219±8 км/с для принятого значения R₀=8.0±0.2 кпк. По этим же звездам получены параметры вращения только по лучевым скоростям. Из сопоставления найденных при этом значений Ω'₀ найден коэффициент шкалы расстояний каталога Gaia DR1, близкий к единице: 0.96. По 238 OB-звездам объединенной выборки с фотометрическими расстояниями для звезд первой выборки и расстояниями в кальциевой шкале для звезд второй выборки, лучевыми скоростями, а также с собственными движениями из каталога Gaia DR1, найдены следующие значения кинематических параметров: (U, V, W)! = (8.19, 9.28, 8.79)±(0.74, 0.92, 0.74) км/с, Ω₀=

Мереминский И.А., Филиппова Е.В., Кривонос Р.А., Гребенев С.А., Буренин Р.А., Сюняев Р.А. «Вспышка рентгеновской новой GRS 1739-278 в сентябре 2016 г.» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 194-202 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817030056 В ходе сканирующих наблюдений центра Галактики в конце августа–сентябре 2016 г. нами была обнаружена очередная (третья) вспышка исторической рентгеновской новой GRS 1739-278, предполагаемой черной дыры в маломассивной рентгеновской двойной системе. Сообщение об этом было опубликовано в Astronomer’s Telegrams (Мереминский и др., 2016). В данной статье представлены результаты наблюдений хода развития этой вспышки обсерваториями INTEGRAL и Swift. Согласно этим наблюдениям, в жестком диапазоне 20–60 кэВ поток фотонов от источника вырос с ∼11 мКраб (3 сентября) до ∼30 мКраб (14 сентября), в течение ∼8 дней находился на достигнутом уровне, а затем вернулся к значению ∼15 мКраб. Спектр излучения источника, полученный в период его максимальной яркости, в диапазоне 0.5–150 кэВ мог быть аппроксимирован единым степенным законом с фотонным индексом 1.86±0.07, искаженным только фотопоглощением, соответствующим поверхностной плотности водорода log₁₀(NH)=22.37 в предположении солнечного обилия тяжелых элементов. Это означает, что источник в это время находился в “низком жестком” состоянии. Инфракрасные наблюдения, выполненные на телескопе РТТ-150 вблизи максимума рентгеновского блеска источника, не выявили излучения вплоть до 22.0^m (в фильтре r') и 20.9^m (в фильтре i'). На момент написания статьи мы еще не знаем, закончилась данная вспышка или наблюдался лишь ее начальный этап. Если она закончилась, то, исходя из кривой блеска и спектральных характеристик, можно констатировать, что она оказалась“неудавшейся”, т.е. объем вещества, выпавшего в процессе аккреции в этом эпизоде, был недостаточным для достижения “высокого” или “очень высокого” состояния с мягкой чернотельной компонентой в спектре, характерного для развитых вспышек.

Штыковский А.Е., Лутовинов А.А., Арефьев В.А., Мольков С.В., Цыганков С.С., Ревнивцев М.Г. «Наблюдения рентгеновского пульсара LMC X-4 обсерваторией NUSTAR: ограничение на величину магнитного поля и томография системы в линии железа» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 203-213 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817030068 Представлены результаты исследования спектральных и временных свойств излучения рентгеновского пульсара LMC X-4 по данным обсерватории NuSTAR в широком рентгеновском диапазоне энергий 3–79 кэВ. Наряду с детальным анализом усредненного спектра излучения источника, впервые получены высокоточные спектры, соответствующие разным фазам цикла собственного вращения нейтронной звезды. Показано, что модель комптонизированного излучения наиболее адекватно описывает спектр источника, и прослежена эволюция его параметров в зависимости от фазы импульса. Для всех спектров (усредненного и фазовых) в диапазоне энергий 5–55 кэВ был проведен поиск циклотронной линии поглощения. Полученный предел на оптическую глубину циклотронной линии τ∼0.15 (3σ) указывает на отсутствие такой особенности в указанном диапазоне энергий, что позволяет получить ограничение на величину магнитного поля нейтронной звезды: B<3×10¹¹ Гс или B>6.5×10¹² Гс. Последнее ограничение согласуется с оценкой величины магнитного поля, полученной из анализа спектра мощности пульсара B≈3×10¹³ Гс. По результатам анализа фазовых спектров источника определена задержка между максимумами излучения и эквивалентной шириной флуоресцентной линии железа, зависящая от орбитальной фазы и, по-видимому, связанная с временем пролета фотонов между излучающими областями вблизи нейтронной звезды и областью, где происходит отражение потока (предположительно, в струе втекающего вещества, или в месте взаимодействия струи с внешними краями аккреционного диска).

Чернов С.В. «Изменение орбитального периода двойной системы за счет динамических приливов для звезд главной последовательности» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 214 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817030032 Исследуется изменение орбитального периода двойной системы за счет динамических приливов с учетом эволюции звезды главной последовательности. Рассматриваются три звезды с массами в одну, полторы и две массы Солнца. Звезда в одну массу Солнца при временах жизни t=4.57×10⁹ лет полностью соответствует нашему Солнцу. Показано, что планета в одну массу Юпитера, которая обращается вокруг звезды в одну массу Солнца, за время жизни звезды на главной последовательности упадет на звезду за счет динамических приливов, если начальный орбитальный период планеты меньше чем Porb≈2.8 дней. Планеты в одну массу Юпитера с орбитальным периодом Porb≈2 дня и меньше упадут на звезду в полторы и две массы Солнца за время жизни звезды на главной последовательности.

Низамов Б.А., Кацова М.М., Лившиц М.А. «Изменение характера активности корон маломассивных звезд различных спектральных типов» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 230-238 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817020048 Изучается зависимость индекса корональной активности от скорости осевого вращения звезды. Этот вопрос рассматривался ранее для 824 поздних звезд на основе сводного каталога потоков мягкого рентгеновского излучения. Мы проводим более рафинированный анализ отдельно для G-, K- и M-карликов. У них четко выделяются два режима активности. Первый является режимом насыщения, характерен для молодых звезд и практически не зависит от их вращения. Второй относится к активности солнечного типа, уровень которой сильно зависит от периода вращения. Мы показываем, что переход от одного режима к другому происходит при периодах вращения 1.1, 3.3 и 7.2 сут для звезд спектральных типов G2, K4, М3 соответственно. В связи с обнаружением на КА Kepler супервспышек на G- и K-звездах возникает вопрос, чем эти объекты отличаются от остальных активных поздних звезд. Мы анализируем положение звезд с супервспышками относительно остальных звезд, наблюдавшихся на Kepler, на диаграмме “амплитуда вращательной модуляции блеска (ARM) - период вращения”. Величина ARM отражает относительную площадь пятен на звезде и характеризует уровень активности во всей атмосфере. Показано, что G- и K-звезды с супервспышками - это в основном быстро вращающиеся молодые объекты, но некоторые из них принадлежат к звездам с солнечным типом активности.

«Памяти Михаила Геннадьевича Ревнивцева (1974–2016)» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 3, с. 239 (2017)