Кайгородов П.В., Бисикало Д.В., Курбатов Е.П. «Взаимодействие струи из точки L₁ с внешним краем аккреционного диска в катаклизмических переменных звездах» Астрономический журнал, 94, № 8, с. 641-647 (2017)

Рассматриваются вертикальные колебания внешнего края аккреционного диска полуразделенной звезды, вызываемые взаимодействием со струей вещества из внутренней точки Лагранжа L₁. Смешение вещества струи из L₁ с веществом околодискового гало приводит к образованию системы из двух расходящихся ударных волн и контактного разрыва, т.н. "горячей линии". Прохождение вещества через область "горячей линии" приводит к росту вертикальной скорости и формированию утолщения диска на фазах 0.7–0.8. В дальнейшем вещество, двигаясь вдоль внешнего края диска, также испытывает вертикальные колебания, формируя вторичные максимумы на фазах 0.2–0.4. Показано, что для систем с отношениями масс компонентов 0.6 такие колебания будут усиливаться с каждым прохождением вещества через зону "горячей линии", а для систем с отношениями масс ∼0.07 и ∼7 колебания будут гаситься. Также показано, что при отношении масс ∼0.62 возникают наиболее благоприятные условия для перетекания части вещества струи через край диска. Получена теоретическая зависимость фаз, на которых находятся утолщения диска, от отношения масс системы.

Смирнова К.И., Мурга М.С., Вибе Д.З., Соболев А.М. «Связь параметров пыли с параметрами молекулярного и атомарного газа во внегалактических областях звездообразования» Астрономический журнал, 94, № 8, с. 648-666 (2017)

Рассмотрены соотношения между атомарным и молекулярным водородным газом и пылью различных размеров во внегалактических областях звездообразования. Использованы наблюдательные данные с инфракрасных космических телескопов "Spitzer" и "Herschel", наземных телескопов VLA (излучение атомарного водорода) и IRAM (излучение молекулы CO). Выборка включает в себя около 300 областей звездообразования в 11 близких галактиках. Применяя методику апертурной фотометрии, мы измерили потоки в восьми инфракрасных полосах (3.6, 4.5, 5.8, 8, 24, 70, 100, 160 мкм), а также в линиях атомарного водорода (21 см) и молекулы CO (2-1). С помощью подгонки синтетических спектров оценен ряд параметров пыли в областях звездообразования: полная масса пыли, доля полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) и т.д. В результате сопоставления наблюдаемых потоков и измеренных параметров сделан вывод о том, что соотношения между атомарным, молекулярным водородом и пылью различны для областей низкой и высокой металличности. Области низкой металличности относительно богаче атомарным газом, но беднее молекулярным газом и пылью, в том числе ПАУ. Во всех рассмотренных областях звездообразования масса пыли составляет примерно 1% от массы молекулярного газа. Потоки излучения от атомарного и молекулярного газа не коррелируют с параметрами поля звездного излучения, тогда как потоки излучения пыли растут при увеличении средней интенсивности поля звездного излучения и доли повышенного поля звездного излучения. Отношение потоков в полосах8 и 24 мкм, характеризующее содержание ПАУ, уменьшается при увеличении интенсивности звездного излучения, что может указывать на эволюционные изменения содержания ПАУ. Подтверждено отсутствие зависимости от металличности вклада излучения на 24 мкм в полную инфракрасную светимость внегалактических областей звездообразования.

Тутуков А.В., Федорова А.В. «Эволюция звезд в паре со сверхмассивными черными дырами» Астрономический журнал, 94, № 8, с. 667-682 (2017)

Звезда, находящаяся в близкой окрестности сверхмассивной черной дыры (СМЧД) в ядре галактики или в ядре шарового звездного скопления, может образовать с этой черной дырой тесную двойную систему, в которой возможно заполнение звездой полости Роша. В работе исследуется эволюция таких двойных систем в предположении, что СМЧД аккрецирует главным образом вещество звезды-спутника и что наличие газа в окрестности СМЧД не оказывает заметного влияния на изменение орбиты этой звезды. Эволюция системы звезда-СМЧД определяется в основном теми же процессами, что и эволюция обычных двойных систем. Основные отличия: звезда подвергается облучению потоком жесткого излучения, возникающим при аккреции ее вещества на СМЧД; в разделенной системе СМЧД захватывает практически весь звездный ветер звезды-спутника, что оказывает заметное влияние на эволюцию большой полуоси орбиты. Кроме того, в таких системах, возможно, отсутствует достаточно оперативный обмен между орбитальным угловым моментом и угловым моментом перетекающего вещества. В расчетах предполагалось, что если характерное время обмена массой меньше теплового времени звезды, такой обмен моментом не имеет места. Поглощение внешнего потока излучения в оболочке звезды рассчитывалось с помощью того же формализма, который используется при вычислении непрозрачности звездного вещества. Численное моделирование показало, что в рамках принятых предположений возможны три типа эволюции такой двойной системы, в зависимости от масс СМЧД и звезды, а также от начального расстояния звезды от СМЧД. Первый тип – полное разрушение звезды. Для маломассивных звезд главной последовательности (ГП) даже при больших начальных расстояниях от СМЧД осуществляется только этот вариант. Для массивных звезд ГП разрушение также имеет место, если начальное расстояние от СМЧД достаточно мало. Однако для массивных звезд возможны еще два типа эволюции, при этом решающую роль в изменении со временем параметров системы звезда-СМЧД играет возможность превращения массивной звезды в красный гигант во время нахождения в близкой окрестности черной дыры. Второй тип эволюции может осуществляться для массивных звезд ГП, которые в начальный момент располагаются дальше от СМЧД, чем при разрушении. В этом случае массивная звезда в ходе эволюционного расширения заполняет свою полость Роша, но не разрушается полностью, а после определенного периода интенсивной потери вещества "уходит" под эту полость. Характерное свойство такой эволюции – увеличение орбитального периода системы со временем. В результате остаток такой звезды (ее бывшее ядро) 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, а также для проэволюционировавших к начальному моменту массивных звезд. В этом случае звезда удаляется от СМЧД, не заполняя свою полость Роша, что обусловлено интенсивным звездным ветром. Остаток такой звезды также может оказаться в итоге на достаточно большом расстоянии от СМЧД.

Соколова В.А., Островский А.Б., Васюнин А.И. «Исследование влияния энергии десорбции атомарного кислорода на химическую эволюцию в областях звездообразования» Астрономический журнал, 94, № 8, с. 683-698 (2017)

Проанализировано влияние, оказываемое на результаты моделирования вновь определенным значением энергии десорбции кислорода с поверхности силикатных пылевых частиц. Рассмотрена химическая эволюция межзвездной среды в условиях, соответствующих холодному темному облаку, а также коллапсу из полупрозрачного облака в темное. С помощью методов астрохимического моделирования показано, что в целом значительных изменений химической эволюции в условиях выбранных моделей объектов не произошло, но формирование некоторых молекул оказалось чувствительным к замене традиционно принятого значения энергии десорбции кислорода (800 K) на вновь определенное (1850 K). Для таких молекул проведен анализ особенностей их формирования.

Пузин В.Б., Саванов И.С., Дмитриенко Е.С. «Поиск кандидатов в звезды типа FK COM по наблюдениям космического телескопа "Kepler": аналоги звезды HD 199178» Астрономический журнал, 94, № 8, с. 699-708 (2017)

По результатам анализа фотометрических наблюдений с космическим телескопом "Kepler" были выбраны и исследованы 33 объекта, параметры которых соответствуют параметрам звезды HD 199178 типа FK Com и которые могут рассматриваться как потенциальные кандидаты в звезды такого типа. Для окончательного исследования нами были отобраны 4 объекта с лучшими кривыми блеска, наиболее проявляющие свойства регулярной вращательной модуляции. Наш фотометрический анализ был основан на всех имеющихся о них данных в архиве космического телескопа "Kepler" (длительность наблюдений составляла почти 4 года). Определены периоды вращения и оценены параметры дифференциального вращения этих объектов. Найдены положения доминирующей активной области (долготы) на их поверхности. Наши оценки показали, что у всех четырех изучаемых звезд величина параметра запятненности составляет порядка 1% от площади видимой поверхности звезды. Используя оценки периодов вращения и данные о радиусах звезд из каталога MAST, мы установили, что значения величин проекции скорости вращения на луч зрения для рассматриваемых объектов находятся в пределах от 12 км/с до 21 км/с. Дальнейшее исследование позволит более определенно установить принадлежность изучаемых звезд к объектам типа FK Com, что при положительном результате существенно увеличит число звезд данного редкого типа, а также число быстровращающихся одиночных гигантов поздних спектральных классов.

Кондратьев Б.П. «К вопросу об отклонении главной оси эллипсоида инерции Луны от направления на Землю» Астрономический журнал, 94, № 8, с. 709-714 (2017)

Из наблюдений известно, что центр масс Луны не совпадает с геометрическим центром ее фигуры, а линия, связывающая два этих центра, "смотрит" не прямо на центр Земли, а отклоняется к юго-востоку. В данной работе исследуется и объясняется эффект стационарного отклонения оси эллипсоида инерции Луны к югу от направления на Землю. С этой целью рассматривается система из пяти линеаризованных дифференциальных уравнений, описывающих физическую либрацию Луны по широте. Данные уравнения выводятся новым векторным методом с учетом возмущений от Земли. Получено характеристическое уравнение для этой системы и найдены все пять частот колебаний. Особое внимание обращается на пятую (нулевую) частоту, для которой решение уравнений либрации в широте является стационарным и представляет неизвестное ранее дополнительное движение оси вращения Луны по конусу с малым углом раствора. В отличие от астрономической прецессии Земли, здесь вектор угловой скорости вращается по конусу в положительном (против часовой стрелки) направлении с периодом T₃=27.32 сут. На этом основании явление названо квазипрецессией. Механизм квазипрецессии приводит к стационарному наклону главной оси эллипсоида инерции Луны к югу (для наблюдателя на Земле), что позволяет объяснить одно из наблюдаемых отклонений центра масс Луны от направления на Землю. Угол раствора конуса квазипрецессии примерно равен 0.834".

Потанин С.А., Горбунов И.А., Додин А.В., Саввин А.Д., Сафонов Б.С., Шатскии Н.И. «Исследование оптики 2.5-метрового телескопа ГАИШ МГУ» Астрономический журнал, 94, № 8, с. 715-726 (2017)

Представлены результаты юстировки и приемочных испытаний оптической системы 2.5-м телескопа, установленного на Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ в 2013–2015 гг. Оптические элементы телескопа системы Ричи–Кретьена изготовлены фирмой REOSC (Франция). Измерения аберраций осуществлялись с помощью специально изготовленного датчика волнового фронта Шака–Гартмана. Настройкой разгрузочных механизмов главного зеркала и автоматической компенсации прогибов конструкции во всех рабочих положениях телескопа удалось достичь целевого качества изображений, соответствующего концентрации 80% энергии в круге диаметром 0.3”. Приведены заводские интерферограммы зеркал и методика измерений аберраций по звездным изображениям.