Дорошенко В.Т., Киселев Н.Н. «Поляризация и блеск блазара S5 0716+714 в 1991–2004 гг.» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 6, с. 407-430 (2017)

Исследуется фотометрическое и поляризационное поведение блазара S5 0716+714 по наблюдениям, которые проводились в 1991–2004 гг. на 125-см телескопе (АЗТ11) Крымской астрофизической обсерватории с фотополяриметром, позволяющим выполнять одновременные наблюдения поляризации и блеска сразу в полосах UBVRI. Приводится UBV-фотометрия блазара, полученная в 2000- 2009 гг. на 60-см телескопе Крымской лаборатории ГАИШ. Исследованы характер переменности потока и связь между переменностью блеска, цвета и параметрами поляризации. В указанном интервале времени блазар показал значительную переменность блеска и поляризации, подобную шумовым процессам.

Хабибуллин И.И., Сазонов С.Ю. «Отождествление линий в спектре протяженного рентгеновского излучения прецессирующих джетов SS 433» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 6, с. 431-443 (2017)

Спектр протяженного рентгеновского излучения, наблюдаемого на масштабе нескольких секунд дуги вдоль траектории распространения прецессирующих релятивистских джетов Галактического микроквазара SS 433, содержит широкую эмиссионную линию, центроид которой значительно отличается для областей приближающегося и удаляющегося джетов (≈7.3 и ≈6.4 кэВ соответственно). Наблюдаемые положения линий не согласуются с предсказаниями кинематической модели ни для одной из наиболее ярких ожидаемых линий в этой области спектра, что оставляет открытым вопрос их идентификации. Мы рассматриваем этот вопрос с учетом эффекта запаздывания излучения, приходящего от удаляющихся частей джета по сравнению с приближающимися, который приводит к значительному фазовому сдвигу и, как следствие, искажению предсказываемых положений линий протяженного (∼10¹⁷ см) излучения по сравнению с картиной, наблюдаемой для рентгеновских и оптических линий центрального источника (излучаемых на расстояниях ∼10¹¹ см и ∼10¹⁵ см соответственно). Произведенные расчеты позволили нам идентифицировать наблюдаемые линии с Fe XXVI Lyα (E₀=6.96 кэВ) линией, излучаемой в области размером ∼6·10¹⁶ см вдоль джета. Это указывает на продолжительный нагрев вещества джета до температур выше ∼10 кэВ, что может быть связано c частичным торможением вещества джета в результате взаимодействия с окружающим веществом, которое может приводить к столкновению отдельных плотных “комков” внутри джета.

Матвеенко Л.И., Демичев В.А., Сиваконь С.С. «Кинематика структуры активной области Ориона КЛ» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 6, с. 444-459 (2017)

Исследована кинематика сверхтонкой структуры активной области звездообразования в плотном молекулярном облаке Орионе КЛ в Н₂О-мазерном излучении эпохи 1998–2003 гг. Установлено, что окружающий газ поступает на диск и перетекает по спиральной траектории к центру. Избыточный угловой момент по мере накопления уносится биполярным потоком – формируется высокоскоростной центральный поток, окруженный низкоскоростными составляющими. Внешняя низкоскоростная составляющая, наблюдаемая на пределе обнаружения, имеет диаметр 3 ≈4.5 а.е., далее 2 ≈0.5 а.е. и 1 ≈0.24 а.е. Скорость перетекания вещества экспоненциально нарастает по мере приближения к центру. Мазерное излучение центрального потока является определяющим. Повышение скорости приводит к разрыву потока, снижению количества поступающего вещества и соответственно уровня излучения. Излучение в рассматриваемый период снижалось экспоненциально в течение ∼6 месяца, после чего начало восстанавливаться.

Архипова В.П., Иконникова Н.П., Есипов В.Ф., Комиссарова Г.В. «AI Малого Пса – пульсирующий маломассивный сверхгигант на ранней фазе перехода из AGB в стадию эволюции POST-AGB» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 6, с. 460-473 (2017)

Представлены фотометрические наблюдения в системе UBV и спектроскопия с низким разрешением кандидата в post-AGB объекты полуправильной переменной AI CMi, выполненные в 1996–2016 и 2000–2013 гг. соответственно. Звезда показала мультипериодические колебания блеска с амплитудой до 1^m. 5 в V-полосе, существенное (до 0^m. 4) поголубение показателей цвета B–V и U–B при ослаблении блеска звезды и изменение спектра от G5I до K3-5I в зависимости от блеска. На кривой блеска отмечено возможное длительное ослабление AI CMi ниже 8m. 5 в период с мая 2013 г. до начала 2015 г. Показатели цвета в этом эпизоде не меняли характер своего необычного поведения с блеском. Основной особенностью спектра AI CMi является появление и усиление по мере падения блеска интенсивностей полос поглощения молекулы TiO, не характерных в спектрах обычных сверхгигантов G5-K3. Поголубение показателей цвета B–V и U–B интерпретировано как бланкетирование излучения звезды преимущественно в фильтре V (и менее в B фильтре) полосами поглощения TiO, интенсивность которых сильно растет с понижением блеска. Другой причиной поголубения может быть рассеяние звездного излучения на мелких пылевых частицах в газо-пылевой оболочке AI CMi. Представлены нормированные к континууму спектры звезды за период с 2000 по 2013 гг. в диапазоне от 4200 до 7700 A или 9200 A. Они получены в разных фазах пульсационного цикла и ярко демонстрируют поведение полос поглощения TiO в зависимости от блеска V и цвета B–V. Измерены эквивалентные ширины отдельных полос TiO, и показана их корреляция с фотометрическими параметрами звезды. AI CMi принадлежит к кислородной ветви AGB/post-AGBсверхгигантов и имеет светимость около 4000 L – на расстоянии 1500±700 пк. Скорее всего, масса AI CMi мала и близка к нижнему пределу масс post-AGB звезд. Кратко обсуждается связь пульсационной активности и нестационарного ветра звезды с формированием ее молекулярной и пылевой оболочек.

Чернов С.В. «Теория динамических приливов Зана и ее применение к звездам» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 6, с. 474-482 (2017)

Критически анализируется теория динамических приливов Зана. Сравниваются результаты данной теории с численными расчетами для звезд с конвективным ядром и радиационной оболочкой и с массами в полторы и две массы Солнца. Показано, что для двойной системы, состоящей из звезды в полторы или две массы Солнца и точечного объекта с массой, равной массе Солнца, и с орбитальным периодом один день в предположении плотного спектра и умеренно быстрой диссипации, характерные времена эволюции большой полуоси будут на несколько порядков меньше, чем характерные времена эволюции в теории Зана.