Матвеенко Л.И., Демичев В.А. «Структура балджа галактики NGC 4258» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 9, с. 633-642 (2017)

Исследована сверхтонкая структура балджа галактики NGC 4258 в Н О мазерном излучении, эпохи 04.02.2013 и 29.11. 2013. Пиковые значения интенсивностей излучения спектральных компонент достигали Ян. В начале рассматриваемого периода преобладало излучение компоненты на скорости км/с, в конце периода наблюдается вторая компонента км/с. Структура представляет собой цепочку компактных компонент, протяженностью до 200 мксек. дуги или 7 мпк. Скорость местной системы покоя км/с. В центре расположены две яркие компактные компоненты, расстояние между которыми равно мксек. дуги или 1.3 мпк, и пара компонент, разнесенных на 13 мксек. дуги, яркость которых достигает 30 пикового значения, соответствующего яркостной температуре К. Размеры компонент порядка 2?3 мксек. дуги. В конце периода наблюдаются раздвоение и смещение двух пар компонент друг относительно друга на 8 мксек. дуги или 0.3 мпк в направлении 45 . Градиент скорости структуры равен км/с/мсек. дуги, что предполагает твердотельное вращение с периодом лет. Компактные компоненты соответствуют тангенциальным направлениям рукава. Из центральной части балджа – двух источников, эжектируются две параллельные цепочки компонент, соответствующие тангенциальным направлениям стенок биполярного потока, уносящего избыточный угловой момент. Поток ориентирован относительно оси диска под углом . Яркость фрагментов потока не превышает 1.5 пикового значения. В эпоху 4.02.2013 на скорости км/с из центральной части наблюдается эжекция вещества в северном направлении на уровне до 0.2 , K. Структура ядра предполагает двойную систему: параллельные диски?вихри, разнесенные на 0.25 мпк.

Гребенев С.А., Человеков И.В. «Кратные рентгеновские всплески и модель "слоя растекания" аккрецирующего вещества по поверхности нейтронной звезды» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 9, с. 643-654 (2017)

Сообщается о регистрации в ходе наблюдения ряда рентгеновских барстеров телескопом JEM-X обсерватории INTEGRAL серий близких рентгеновских всплесков I-го рода, состоящих из 2?3 событий с временем рекуррентности, много меньшим характерного (при наблюдаемом среднем темпе аккреции) времени накопления вещества, необходимого для инициирования термоядерного взрыва на поверхности нейтронной звезды. Показано, что такие серии всплесков находят естественное объяснение в модели “слоя растекания” аккрецирующего вещества по поверхности нейтронной звезды в случае достаточно высокого темпа аккреции (что соответствует средней светимости). Существование тройных всплесков требует некоторого уточнения модели – показана важность центральной кольцевой зоны. В стандартной модели “слоя растекания” считается, что выпадения вещества в этой зоне не происходит.

Боговалов С.В., Тронин И.В. «Численное моделирование бездиссипативной дисковой аккреции» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 9, с. 655-662 (2017)

Целью работы является изучение в численных экспериментах режима дисковой аккреции, в котором практически весь момент импульса и энергия уносятся истекающим из диска ветром. При таком типе аккреции поток кинетической энергии в истекающем ветре может существенно превышать болометрическую светимость аккреционного диска, что в ряде случаев наблюдается в течении плазмы от галактических ядер. В данной работе мы рассматриваем нерелятивистский случай истечения из холодного кеплеровского диска. Показано, что все выводы, полученные ранее для подобной системы в автомодельном приближении, оказываются верными. Численные результаты хорошо согласуются с аналитическими предсказаниями. Угол наклона силовых линий в диске оказывается меньше , что обеспечивает свободный вылет ветра с диска, а поток энергии, приходящийся на одну частицу ветра, оказывается на порядки больше энергии вращения частицы на кеплеровской орбите при условии, что отношение , где – альфвеновский радиус, – радиус кеплеровской орбиты. При этом кинетическая энергия частиц достигает половины максимально возможной энергии в области моделирования. Воздействие магнитного поля приводит к коллимации истекающего ветра вблизи оси вращения и заметной деколлимации ветра, истекающего с внешней периферии диска.

Фадеев Ю.А. «Пульсации звезд промежуточных масс на асимптотической ветви гигантов» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 9, с. 663-675 (2017)

Рассчитаны эволюционные треки от начальной главной последовательности до асимптотической ветви гигантов для звезд с начальными массами и металличностью. Отдельные модели эволюционных последовательностей были использованы в качестве начальных условий при решении уравнений радиационной газовой динамики и турбулентной конвекции, описывающих радиальные звездные пульсации. Показано, что на ранней стадии асимптотической ветви гигантов звезды пульсируют в фундаментальной моде с периодами сут. В ходе эволюции скорость изменения периода увеличивается, однако остается слишком малой для обнаружения . Пульсационные свойства красных гигантов на стадии тепловой неустойчивости гелиевого слоевого источника исследованы на интервалах времени, охватывающих 17 тепловых вспышек в звездах с начальной массой и и 6 тепловых вспышек в звездах и . В звездах радиальные пульсации происходят в фундаментальной моде или первом обертоне, тогда как более массивные красные гиганты пульсируют в фундаментальной моде с периодами (сут). Наиболее быстрые изменения периода пульсаций со скоростью происходят при уменьшении светимости звезды сразу после максимума светимости гелиевого слоевого источника. Скорость последующего возрастания периода составляет .

Грицык П.А., Сомов Б.В. «Ускорение электронов в магнитных ловушках солнечной вспышки: модельные свойства и их наблюдательные подтверждения» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 9, с. 676-686 (2017)

С помощью аналитического решения кинетического уравнения мы исследовали модельные свойства коронального и хромосферного источников жесткого рентгеновского излучения в лимбовой вспышке 19 июля 2012 г. В приближении толстой мишени с обратным током мы рассчитали спектр излучения в основаниях вспышечной петли и показали, что он согласуется с наблюдаемым. Спектр коронального источника, расположенного над вспышечной петлей, рассчитан в приближении тонкой мишени. При этом показатель наклона спектра жесткого рентгеновского излучения воспроизводится очень точно, но интенсивность коронального излучения в несколько раз ниже наблюдаемой. Ранее нами было показано, что это противоречие полностью устраняется, если учесть дополнительное (относительно первичного ускорения в пересоединяющем токовом слое) ускорение электронов в корональной магнитной ловушке, которая сжимается в поперечном направлении и уменьшается по длине во время импульсной фазы вспышки. В настоящей статье мы детально исследуем данный эффект в контексте более реалистичного сценария вспышки, когда за время всплеска в жестком рентгеновском диапазоне существовал целый ансамбль ловушек, каждая из которых находилась на разных этапах своей эволюции: формирование, коллапс, уничтожение. Полученные в работе результаты указывают не только на существование ускорения Ферми первого порядка и бетатронного нагрева электронов в солнечных вспышках, но и на высокую их эффективность. На примере высокоточных наблюдений конкретной вспышки предсказанные ранее теоретические особенности модели находят убедительные подтверждения.

Кичатинов Л.Л. «Двойная холловская неустойчивость – катализатор диссипации магнитной энергии» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 43, № 9, с. 687-703 (2017)

Предложено наглядное объяснение Холл-сдвиговой неустойчивости, которое показывает, что сдвиговое течение необязательно для ее развития, и его роль может выполнить эффект Холла для неоднородного фонового магнитного поля. Линейный анализ устойчивости для простой модели поля, периодически изменяющегося в пространстве, действительно обнаруживает такую “двойную холловскую” неустойчивость. Численные расчеты показывают существенное ускорение омической диссипации на нелинейной стадии развития неустойчивости. Диссипация магнитного поля имеет импульсный характер, связанный с магнитным пересоединением в индуцированных неустойчивостью токовых слоях и Х-точках. Двойная холловская неустойчивость может иметь значение для диссипации магнитных полей в коре нейтронных звезд и, возможно, в солнечной короне.