Тутуков А.В., Черепащук А.М. «Образование тесных двойных черных дыр, сливающихся за счет излучения гравитационных волн» Астрономический журнал, 94, № 10, с. 821-836 (2017)

В рамках современных представлений об эволюции массивных тесных двойных систем рассмотрены условия образования тесных двойных черных дыр, сливающихся за хабловское время под действием излучения гравитационных волн. Исходные системы, слияние которых зарегистрировал эксперимент LIGO, состояли из звезд главной последовательности с массами 30–100M_c. Для объяснения сохранения компактности двойных черных дыр в ходе эволюции их компонентов необходимо допустить либо образование общих оболочек и, вероятно, низкое исходное обилие металлов, либо наличие “толчка”, скорости, получаемой при взрывах сверхновых звезд с образующимися черными дырами. Такой “толчок” способен, в принципе, объяснить и относительно низкую частоту слияния компонентов тесных двойных звездных черных дыр, если характерная величина “толчка” превосходит орбитальные скорости компонентов системы при взрыве сверхновой звезды. Одна из дополнительных возможностей сближения компонентов тесных двойных систем связана с их попаданием в плотное молекулярное облако.

Тюльбашев С.А., Тюльбашев В.С., Китаева М.А., Чернышова А.И., Малофеев В.М., Чашей И.В., Шишов В.И., Дагкесаманский Р.Д., Клименко С.В., Никитин И.Н., Никитина Л.Д. «Поиск и обнаружение пульсаров в мониторинговых наблюдениях на частоте 111 МГц» Астрономический журнал, 94, № 10, с. 837-848 (2017)

В исследованной площадке обнаружено 18 новых пульсаров, приведены их основные характеристики. мс. В исследованной площадке обнаружено 18 новых пульсаров, приведены их основные характеристики. е разрешение мс. В исследованной площадке обнаружено 18 новых пульсаров, приведены их основные характеристики.

Халиуллина А.И. «Изменения орбитальных периодов затменно-двойных систем TU CNC, VZ LEO и OS ORI» Астрономический журнал, 94, № 10, с. 849-867 (2017)

Изучены изменения орбитального периода в затменно-двойных системах TU Cnc, VZ Leo и OS Ori. Ранее считалось, что в этих системах происходит вековое уменьшение периода. Показано, что изменения периода TU Cnc можно представить световым уравнением, соответствующим движению затменно-двойной системы с периодом 78.6 лет вокруг центра масс тройной системы с массой третьего тела . Изменения периодов VZ Leo и OS Ori с одинаковой точностью можно представить, как только световым уравнением, так и суперпозицией векового уменьшения периода и светового уравнения. В VZ Leo в первом случае период долгопериодической орбиты равен 63.8 лет, во втором – 67.9 лет. Значение массы третьего тела в обоих случаях получается близким: и . В OS Ori в первом случае период долгопериодической орбиты равен 46 годам и , во втором – 36 годам и .

Дмитриенко Е.С., Саванов И.С. «Активность М 4.5 карлика из скопления Гиады с планетной системой» Астрономический журнал, 94, № 10, с. 862-868 (2017)

На основе наблюдательного материала, полученного на космическом телескопе “Kepler”, представлены результаты анализа активности М4.5 карлика EPIC 210490365, К2?25 (2MASS J04130560+1514520), входящего в скопление Гиады и обладающего планетой типа Нептуна. Прослежена непрерывная эволюция активных областей на поверхности К2?25 в течение 70 дней и установлен достаточно стабильный характер изменений блеска изучаемой звезды. Период вращения K2?25 равен суток. Для 37 сетов наблюдений построены карты температурных неоднородностей на поверхности К2?25. На всех картах наблюдаются концентрации пятен на двух долготах, при этом площадь второй области меньше, чем площадь первой. Для К2?25 площадь полной запятненной поверхности в среднем составляет 2.6 от полной видимой поверхности звезды. Получена оценка величины дифференциального вращения звезды, рад/сут. Проанализировано положение К2?25 на диаграммах “возраст”, “период вращения” и “?числа Россби”. Показано, что оно соответствует общему характеру зависимостей, установленных нами ранее для М-карликов. По найденному для К2?25 числу Россби, оценена рентгеновская светимость звезды,

Мосс Д.Л., Соколов Д.Д. «Флуктуации четности в звездном динамо» Астрономический журнал, 94, № 10, с. 869-874 (2017)

Приведен пример резонансного поведения магнитного поля, возбуждаемого сферическим динамо со случайными вариациями управляющих параметров динамо. Четность магнитного поля относительно экватора сферы обнаруживает поведение, похожее на резонансное, а магнитная энергия ведет себя обычным образом. Обсуждаются возможные приложения этого явления для объяснения отклонений магнитного поля Солнца от дипольной симметрии, известных из архивных данных о солнечных пятнах.

Бобылев В.В. «Поиск тесных звездных сближений с солнечной системой по данным о ближайших карликах» Астрономический журнал, 94, № 10, с. 875-882 (2017)

Для поиска звезд, которые либо сближались с Солнечной системой в прошлом, либо будут сближаться с ней в будущем до расстояний нескольких парсек, использованы тригонометрические параллаксы, измеренные с помощью наземных телескопов консорциумом RECONS по программе CTIOPI. В основном, это маломассивные карлики и субкарлики спектральных классов M, L и T из околосолнечной окрестности радиусом менее 30 пк. Впервые найдено шесть звезд, для которых возможны сближения с орбитой Солнца до расстояния менее 1 пк. Например, для звезды **SOZ 3A минимальное расстояние составит пк в момент времени тыс. лет.

Филиппов Б.П. «О морфологических признаках киральности солнечных волокон» Астрономический журнал, 94, № 10, с. 883-893 (2017)

Детали структуры волокон несомненно отражают такие свойства их магнитного поля, как киральность и спиральность. Однако некоторые морфологические признаки при ограниченном времени наблюдения и недостаточно высоком пространственном разрешении могут интерпретироваться как свидетельства, ведущие к неверным заключениям. Волокна, несмотря на определенное постоянство формы, являются динамическими образованиями с движущимися неоднородностями вдоль составляющих их нитей, поэтому можно наблюдать вещество, сосредоточенное не только в магнитных ямках-ловушках, но и в выпуклых арках. Часто возникают трудности в определении киральности волокон, у которых имеются “аномальные” зубчики, т.е. зубчики, отклоняющиеся в другую сторону от оси, нежели основная масса “нормальных”. На примере простой модели показано, что аномальные зубчики могут существовать в обыкновенном магнитном жгуте, причем отрезки нитей их тонкой структуры ориентированы практически поперек их длины. Тщательный анализ изображений с максимально возможным пространственным разрешением, с динамикой во времени и сопоставлением с наблюдениями в различных спектральных линиях позволяет правильно определить киральность волокон.

Аюков С.В., Батурин В.А. «Гелиосейсмические модели Солнца с низким содержанием тяжелых элементов» Астрономический журнал, 94, № 10, с. 894- (2017)

Благодаря успехам гелиосейсмологии и нейтринных экспериментов о внутреннем строении Солнца известно очень многое: адиабатический показатель упругости, плотность и скорость звука в конвективной и лучистой зонах, глубина конвективной зоны, потоки нейтрино из ядра и другое. Стандартная модель Солнца не воспроизводит все эти характеристики, причем модели с низким содержанием тяжелых элементов (массовая доля в конвективной зоне) отклоняются от гелиосейсмических данных значительно сильнее моделей с высоким . Тем не менее спектроскопическое низкое получило подтверждение в работах, в которых проведено восстановление профиля в адиабатической части конвективной зоны по частотам колебаний. Модели конвективной зоны показывают, что именно при низком получается хорошее согласование. В данной работе делается попытка построить модель Солнца с низким , удовлетворяющую гелиосейсмическим ограничениям. Такая модель Солнца требует изменения сечения реакции и непрозрачностей в лучистой зоне. На наш взгляд, гелиосейсмический результат о массе, сосредоточенной в конвективной зоне, свидетельствует о том, что сечение реакции или коэффициент электронного экранирования в ядре Солнца должны быть увеличены на несколько процентов по сравнению с современными значениями. При таком увеличении требуется внесение сравнительно небольшой поправки в непрозрачности (менее 5 ), чтобы получить модель Солнца с низким , согласованную с результатами гелиосейсмологии и наблюдаемыми нейтринными потоками.