Аксенов А.Г., Чечеткин В.М. «Крупномасштабная неустойчивость при гравитационном коллапсе с учетом нейтринного переноса и сверхновая с коллапсирующим ядром» Астрономический журнал, 95, № 4, с. 267-279 (2018)

Большая часть энергии, высвобождаемой при гравитационном коллапсе ядер массивных звезд, уносится нейтрино. Нейтрино играют главную роль в объяснении коллапсирующих сверхновых. В настоящее время математические модели гравитационного коллапса основаны на многомерной газовой динамике, термоядерных реакциях, в то время как нейтринный перенос рассматривается упрощенным способом. С помощью многомерной газовой динамики с учетом переноса нейтрино в рамках диффузии с ограничением потоков изучается роль многомерных эффектов. Обсуждается возможность крупномасштабной конвекции, интересной как с точки зрения объяснения сверхновой типа II, так и постановки эксперимента по регистрации возможных высокоэнергичных (>10 МэВ) нейтрино от сверхновой. В работе представлен новый метод многомерной многотемпературной газовой динамики с учетом переноса нейтрино.

Халиуллина А.И. «Световое уравнение в затменно-двойных системах с компонентами раннего спектрального класса U CrB и RW Tau» Астрономический журнал, 95, № 4, с. 280-289 (2018)

Проведено подробное исследование изменений орбитального периода в затменно-двойных системах типа Алголя U CrB и RW Tau с главными компонентами раннего спектрального класса. Обнаружено, что изменения периодов обеих систем можно представить в виде суперпозиции векового изменения периода и его циклических колебаний. В U CrB наблюдается вековое увеличение периода со скоростью 2.58^d·10^–7 в год, которое можно объяснить равномерным перетеканием вещества от менее массивного компонента к более массивному при сохранении общего углового момента. В RW Tau наблюдается вековое уменьшение периода со скоростью – 8.6^d·10^–7 в год, причиной которого может быть потеря углового момента системой вследствие магнитного торможения. Циклические изменения орбитального периода U CrB и RW Tau можно объяснить движением затменно-двойных систем в долгопериодической орбите. В U CrB происходит движение затменно-двойной системы с периодом 91.3 года вокруг третьего тела с массой M₃ > 1.13M⊙, в RW Tau – с периодом 66.6 лет вокруг третьего тела, масса которого M₃ > 1.24M⊙. Не исключено также, что эти колебания вызываются магнитными циклами вторичных компонентов поздних спектральных классов. Остаточные колебания периода могут быть суперпозицией изменений, вызванных нестационарными выбросами вещества и действием магнитных циклов.

Саванов И.С., Дмитриенко Е.С. «Пятна и активность вспыхивающей звезды GJ 1243» Астрономический журнал, 95, № 4, с. 290-298 (2018)

На основе наиболее полного наблюдательного материала, полученного на космическом телескопе "Kepler", исследована фотометрическая переменность карлика спектрального класса М, уникальной вспыхивающей звезды GJ 1243 (KIC 9726699). Анализ основан на 49 487 единичных измерениях блеска за интервал наблюдений в 1460 суток (почти 4 года). Подтверждена периодичность изменений кривой блеска с P_phot = 0.59261 ± 0.00060d. Из решения обратной задачи восстановления температурных неоднородностей звезды по кривой блеска получены карты поверхностных температурных неоднородностей (факторы заполнения f). По построенным картам определены положения активных областей. Анализ карт поверхностных температурных неоднородностей для GJ 1243 привел нас к выводу о значительной эволюции положения пятен на поверхности звезды в течение анализируемого длительного промежутка времени. Установлено, что максимальное значение нижней границы оценки параметра дифференциального вращения AQ равно 0.0022 рад/сут. Наша более точная оценка параметра AQ меньше величин, приводимых в ₁ (0.0058 и 0.0036 рад/сут), что вызвано более точным учетом изменений положений наиболее активной долготы. Однако полученная ранее оценка дифференциального вращения методом, использующим описание эволюции пятен двумерными гауссовыми функциями, практически совпадает с нашей. Площадь полной запятненной поверхности S звезды за период наблюдений изменялась от 7 до 2%. Амплитуда переменности блеска звезды слабо уменьшалась, ее значение варьировалось в диапазоне 1.6–0.5%. В целом для GJ 1243 положение на диаграммах "запятненность-возраст", "запятненность–период вращения" и "запятненность–число Россби" очень хорошо соответствует общему характеру зависимости для ранее исследованных нами карликов спектрального класса М.

Пипин В.В., Томозов В.М. «О природе 11-летней циклической вариации аномалий химического состава короны Солнца» Астрономический журнал, 95, № 4, с. 299-306 (2018)

Представлены свидетельства того, что распределения состава примесных элементов с низким первым потенциалом ионизации (FIP < 10 эВ) в нижней короне Солнца могут быть связаны с топологией крупномасштабного магнитного поля. Наблюдения Солнца показывают усиление обилий химических элементов с низким потенциалом FIP по сравнению с составом элементов с высоким FIP (>10 эВ) в активных областях и в замкнутых магнитных конфигурациях в нижней короне. Обработка данных наблюдений с космического аппарата "Ulysses" и Станфордской солнечной обсерватории (США) позволила выявить высокие корреляции между проявлениями FIP-эффекта в солнечном ветре, величиной открытого магнитного потока (без знака) и отношением величин крупномасштабного тороидального и полоидального магнитного поля на солнечной поверхности. По результатам анализа данных наблюдений Солнца-как-звезды показано, что превышения содержаний примесных элементов с низким FIP в короне по сравнению с их обилиями в фотосфере (FIP-эффект) тесно связаны с циклом солнечной активности и с вариациями топологии крупномасштабного магнитного поля. В рамках солнечно-звездных аналогий обсуждается возможный механизм взаимосвязи величины FIP-эффекта со спектральным классом звезды

Батмунх Н., Санникова Т.Н., Холшевников К.В. «Движение в центральном поле при возмущающем ускорении, постоянном в сопровождающей системе отсчета, связанной с вектором скорости» Астрономический журнал, 95, № 4, с. 307-316 (2018)

Рассмотрена задача о движении точки нулевой массы под действием притяжения к центральному телу и возмущающего ускорения P. Модуль P считаем малым по сравнению с основным ускорением, вызванным притяжением центрального тела, а компоненты вектора P – постоянными в системе отсчета с началом в центральном теле и осями, направленными по вектору скорости, нормали к нему в плоскости оскулирующей орбиты и бинормали. Уравнения в осредненных элементах были получены нами ранее. Здесь мы даем алгоритм их решения. Он аналогичен построенному нами ранее для задачи, в которой P постоянен в системе отсчета, связанной с радиус-вектором. Свойства решения похожи. Основное отличие заключается в том, что квадратуры, к которым сводится решение в важнейших случаях, приводят к неэлементарным функциям. Однако их можно выразить рядами по степеням эксцентриситета e, сходящимися при e < 1, а часто и при e =1.

Марков Ю.Г., Перепёлкин В.В., Рыхлова Л.В., Филиппова А.С. «Численно-аналитический подход к моделированию осевого вращения Земли» Астрономический журнал, 95, № 4, с. 317-326 (2018)

На основе небесномеханического подхода и численного эксперимента исследуется модель неравномерности осевого вращения Земли. Показано, что для задачи прогноза вариаций скорости осевого вращения Земли на короткие интервалы времени оправдано применение приближенной малопараметрической модели. Приближенная модель получена посредством осреднения переменных параметров, подверженных малым вариациям вследствие нестационарности возмущающих факторов. Проведена верификация модели и сравнение с прогнозами, публикуемыми Международной службой вращения Земли, на длительном интервале времени.