Сазонов С.Ю., Хабибуллин И.И. «Подогрев ранней Вселенной излучением массивных рентгеновских двойных систем» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 4, с. 243-253 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817040076 Используя надежно померенную, поправленную за эффекты поглощения и приведенную к темпу звездообразования функцию светимости массивных рентгеновских двойных систем (МРД) в диапазоне энергий 0.25–2 кэВ в современную эпоху, оценен подогрев ранней Вселенной мягким рентгеновским излученим таких систем. Показано, что рентгеновское облучение, в котором основную роль играли ультраяркие рентгеновские и сверхмягкие ультраяркие рентгеновские источники со светимостью LX ! ! 1039 эрг с^–1, могло привести к заметному нагреву (T>TCMB, где TCMB – температура реликтового фона) межгалактической среды к z∼10, если удельная рентгеновская светимость молодого звездного населения в ранней Вселенной была на порядок выше, чем в современную эпоху (что возможно из-за низкой металличности первых галактик), а мягкое рентгеновское излучение МРД не испытывало сильного поглощения внутри галактик. Это делает возможным наблюдение нейтрального водорода в радиолинии 21 см в излучении с красных смещений z ! 10

Матвеенко Л.И., Селезнев С.В. «Активная зона ядра квазара 3С 273» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 4, с. 254-266 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817040052 Исследована сверхтонкая структура квазара 3С 273 на волнах λ=2 и 6 см с угловыми разрешениями до Φ=20 мксек. дуги, эпохи 2005–2014 гг. Выделено сопло и биполярный поток: джет и контрджет, состояшие из коаксиальных высокоскоростных и низкоскоростных составляющих. Расстояние между соплами в картинной плоскости Δρ=0.84±0.16 пк, скорость эжекции потоков v ! 0.1c. Яркостная температура сопла достигает Tb≈45×10¹² K, Φ=20 мксек. дуги, λ=2 см. Эжектированные электроны высвечиваются на расстоянии до !4 пк. Однако послесвечение джета наблюдается на уровне 8% на расстоянии до ρ≈16 пк, ускорение компенсирует потери излучения. Снижение уровня излучения центрального потока на больших расстояниях определяет раздвоение джета. Форма контрджета является зеркальным отражением начальной части джета, что свидетельствует о симметрии и идентичности эжектированных потоков. Сопло контрджета находится в ближней части активной области, джета – в удаленной. Излучение сопел поглощается в 2 и 15 раз соответственно. По мере удаления поглощение снижается и яркость фрагментов джета возрастает до максимального значения на расстоянии 0.5 пк от сопла. Дугообразные структуры – фрагменты рукавов, наблюдаются в области сопел. Релятивистская плазма поступает к соплам и эжектируется. Яркостная температура дугообразных структур достигает 10% пикового значения, что определяется меньшей оптической толщей – видимостью в поперечном направлении. Центральный высокоскоростной поток окружен низкоскоростными составляющими – пустотелыми трубками, эжектируемыми по мере накопления избыточного углового момента. Остаток вещества перетекает по рукавам к центру диска до очередного накопления избыточного углового момента и процесс повторяется. Диаметр внешнего сопла Ш =

Уголькова Л.С., Артамонов Б.П., Шимановская Е.В., Бруевич В.В., Бурхонов О., Эгамбердиев Ш.А., Метлова Н.В. «Изучение активности ядра сейфертовской галактики NGC 7469 за период наблюдений 2008–2014 гг.» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 4, с. 267-274 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817040088 NGC 7469 в фильтрах UBV RI в период 2008–2014 гг., полученные в Майданакской обсерватории. Анализ долгопериодической переменности NGC 7469 для двух наблюдательных периодов 1990–2007 гг. и 2008–2014 гг. показал существование еще одного цикла активности медленной компоненты в 2009–2014 гг. с максимумом активности в 2011–2012 гг. Изучены особенности медленной компоненты переменности в период 2009–2014 гг. и построены двухцветные диаграммы (U–B), (B–V ) для максимумов и минимумов переменности NGC 7469 в разных диафрагмах, а также для чернотельного излучения газа, моделирующего излучение аккреционного диска. На двухцветной диаграмме видно, что в максимуме яркости цвет ядерной части NGC 7469 становится более голубым, что указывает на более высокую температуру аккреционного диска. Проведен анализ переменности NGC 7469 в рентгеновской области за период 2008 и 2009 гг. в сравнении с минимумом активности 2003 г. В период 2008 г. коэффициент корреляции оптика–рентген близок к 0.5. Слабая корреляция объясняется влиянием вспышки сверхновой SN 1a в околоядерной части NGC 7469, которая проявляет себя в оптике, но не меняет картину переменности в рентгене. Сравнение данных переменности за период 2009 г. показывает корреляцию оптика–рентген (фильтр U – 7–10 кэВ) с коэффициентом корреляции около 0.93. Отмечена зависимость коэффициента корреляции и величины запаздывания от длины волны в оптике и в рентгене. Запаздывание рентгена от оптики в 2009 г. наблюдается в меньшей степени в 2003 г.

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Громов А.О. «Уточнение параметров трех избранных моделей галактического потенциала по скоростям объектов на расстояниях до 200 кпк» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 4, с. 275-285 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817040015 Данная работа является продолжением недавней работы авторов, посвященной уточнению параметров трехкомпонентных (балдж, диск, гало) осесимметричных моделей гравитационного потенциала Галактики, отличающихся выражением для гало темной материи, с использованием скоростей далеких объектов. Во всех моделях потенциалы балджа и диска описываются выражениями Миямото, Нагаи. В предыдущей работе для описания гало были использованы модели I – Аллен–Сантильяна, II – Вилкинсона–Эванса, III – Наварро, Фрэнка, Уайта. В данной работе для описания гало используются: сферический логарифмический потенциал Бинни (модель IV), сфера Пламмера (модель V) и потенциал Хернквиста (модель VI). Для уточнения параметров перечисленных моделей, которые являются наиболее употребительными в настоящее время, используется набор современных наблюдательных данных в диапазоне галактоосецентрических расстояний R от 0 до 200 кпк. Подгонка модельных кривых вращения к наблюдаемым скоростям производится с учетом ограничений на значения локальной плотности материи ?! = 0.1 M! пк^–3 и силы Kz=1.1/2?G=77 M! пк^–2, действующей перпендикулярно плоскости Галактики. Показано, что масса Галактики внутри сфер радиусом 50 и 200 кпк составляет соответственно: M50=(0.409±0.020)·10¹² M! и M200=(1.395±0.082)·10¹² M! в модели IV, M50=(0.417±0.034)·10¹² M! и M200=(0.469±0.038)·10¹² M! в модели V, M50=(0.417±0.032)·10¹² M! и M200=(0.641±0.049)·10¹² M! в модели VI. Модель VI выглядит наилучшей из трех рассмотренных в данной работе с точки зрения достигнутой точности подгонки модельных кривых вращения к данным измерений. Эта модель близка к уточненной и признанной наилучшей в предыдущей работе модели III Наварро, Фрэнка, Уайта, что показывается на примере интегрирования орбит двух шаровых скоплений Lynga 7 и NGC 5053.

Рябчикова Т.А., Романовская А.М. «Исследование зависимости содержания редкоземельных элементов от эффективной температуры и магнитного поля в атмосферах химически пекулярных (AP) звезд» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 4, с. 286-298 (2017)

DOI: 10.7868/S0320010817040064 Получено содержание редкоземельных элементов (РЗЭ) Ce, Pr, Nd, Eu в атмосферах 26 магнитных пекулярных (Ар) звезд в диапазоне эффективных температур 7000–10 000 K по спектрам с разрешающей силой R=48 000 и 80 000 и исследована зависимость CePrNdEu-аномалий (различие в содержаниях элемента, определенных отдельно по линиям первой и второй стадий ионизации) от эффективной температуры. Показано, что для всех исследованных элементов, кроме Eu, наблюдается уменьшение практически до исчезновения РЗЭ-аномалии с ростом эффективной температуры. Для наиболее изученного элемента Nd также получено уменьшение Nd-аномалии с ростом величины магнитного поля для холодных звезд. Для горячих звезд Nd-аномалия отсутствует в широком диапазоне величины магнитного поля. Поскольку наличие аномалий в холодных Ар-звездах связано с концентрацией РЗЭ-элементов в верхних слоях атмосферы, то с ростом эффективной температуры и магнитного поля нижняя граница слоя РЗЭ, по-видимому, опускается в более глубокие слои, что приводит к исчезновению аномалий. Обнаружена антикорреляция между содержаниями элементов железного пика и редкоземельных элементов, которая служит дополнительным свидетельством различной стратификации этих элементов в атмосферах Ap-звезд

Усенко И.А. «Спектральные исследования желтых сверхгигантов в полосе нестабильности цефеид» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 4, с. 299 (2017)

DOI: 10.7868/S032001081704009X " Leo, μ Per, ω Gem, BD+60 2532, HD 172365, HD187299, HD190113, HD200102), были получены на телескопах 1-м Цейсс и 6-м БТА САО РАН в 1990-е годы. По ним определены параметры атмосферы, химический состав, оценки лучевых скорстей, покраснений, светимостей, расстояний и радиусов. Спектроскопические оценки Teff и светимости, определенные по параллаксам каталога HIPPARCOS, показали, что восемь из девяти исследуемых NVS на диаграмме Teff lg(L/L!) находятся вне границ канонической полосы нестабильнсти цефеид. При использовании границ полосы нестабильнсти цефеид Боно и др. (2000) из NVS списка на диаграмме один находится внутри ПНЦ, но ближе к красной границе, два – на красной границе, три – за пределами красной границы, два – на голубой границе и один – за пределами голубой границы. Оценены эволюционные массы объектов. Значения содержаний ?-элементов, элементов r- и s-процессов для всех исследуемых объектов оказались близки к солнечным. Оценки СNO, Na, Mg и Al показали, что восемь из девяти NVS списка уже прошли фазу первого перемешивания. Литиевый сверхгигант HD 172365, судя по содержанию ключевых элементов и положению на диаграмме Teff lg(L/L!), находится на эволюционной стадии гравитационного сжатия гелиевого ядра после ГП и движется в направлении первого пересечения полосы нестабильнсти цефеид. " Leo следует относить к ярким гигантам, тогда как HD 187299 и HD