Тихонов Н.А. «Размеры звездных подсистем дисковых галактик и металличность красных гигантов» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 675-685 (2018)

На основе архивных снимков космического телескопа Хаббла (HST) проведена звездная фотометрия 53 маломассивных спиральных и иррегулярных галактик. На полученных диаграммах Герцшпрунга–Рессела выделены молодые и старые звезды (голубые сверхгиганты и красные гиганты) и определены пространственные размеры подсистем этих типов звезд. Найдена корреляция между металличностью красных гигантов и разностью между линейными размерами звездных подсистем разного возраста. Полученную зависимость можно объяснить увеличением размеров звездных подсистем за время жизни галактик, а также влиянием зависимости между массой галактик и металличностью звезд.

Бисикало Д.В., Черенков А.А., Шематович В.И., Фоссати Л., Местль К. «Влияние звездной вспышки на динамическое состояние атмосферы экзопланеты HD 209458B» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 686-691 (2018)

В рамках одномерной аэрономической модели верхней атмосферы планеты-гиганта рассмотрена реакция атмосферы на дополнительный нагрев, вызванный воздействием звездной вспышки на атмосферу горячего юпитера HD 209458b. Показано, что поглощение дополнительной энергии звездной вспышки в диапазоне крайнего ультрафиолетового излучения (УФ) приводит к локальному разогреву атмосферы, сопровождающемуся образованием двух ударных волн, распространяющихся в атмосфере. Обсуждаются возможные наблюдательные проявления ударных волн и возможности их детектирования.

Бутузова М.С. «Периоды долговременной переменности и корреляция между наблюдаемыми величинами для блазара 0716+714 в предположении винтовой формы его джета» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 692-701 (2018)

У блазара 0716+714 обнаружены различные величины квазипериодов долговременной переменности в радио- и оптическом диапазонах и в изменениях позиционного угла внутренней части парсекового джета. В данной работе дается согласование этих величин между собой в предположении, что указанная периодичность возникает вследствие винтовой формы джета, сохраняющейся от области, находящейся вблизи основания джета, до, по крайней мере, 1 миллисекунды дуги от ядра, наблюдаемого методами радиоинтерферометрии. При этом в случае радиального движения излучающих компонентов джета последние должны иметь лоренц-фактор ≈3 и замедляться с удалением от начала джета. С данными наблюдений наилучшим образом согласуется случай нерадиального движения компонентов с постоянной физической скоростью. Также показано, что винтовая форма джета сильно влияет на результат исследования корреляции между наблюдаемыми величинами – как между потоками в разных спектральных диапазонах, так и между потоком излучения и позиционным углом внутренней части парсекового джета.

Багаев Л.А., Волков И.М., Николенко И.В. «Физические параметры затменной системы V1176 Cas» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 702-715 (2018)

С помощью ПЗС-приемников впервые получены высокоточные UBVRI кривые блеска недавно открытой затменной системы V1176 Cas (P=6.33^d , V=11.1^m ). Найдены фотометрические решения кривых блеска, определены физические характеристики звезд-компонентов. Эксцентриситет орбиты оказался незначительным, e=0.009, оба компонента по своим характеристикам близки к Солнцу, но являются более молодыми и обладают избытком металлов. Ориентация орбитального эллипса и малое значение эксцентриситета затрудняют измерения апсидального вращения. Тем не менее высокая точность измерений моментов минимумов позволила установить верхний предел для скорости апсидального вращения, который согласуется с теоретической оценкой эффекта.

Калинин А.О., Соколов Д.Д. «Резонансы в сферических динамо и супервспышки» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 728-734 (2018)

На звездах, похожих на Солнце, наблюдаются супервспышки, существенно более сильные, чем солнечные. Считают, что энергия магнитного поля на таких звездах значительно больше, чем на Солнце. В работе предлагается связать такую аномально большую магнитную энергию с резонансными явлениями в работе звездного динамо, под которыми будем понимать значительное изменение поведения решения при внешнем воздействии и удовлетворении параметров системы определенным соотношениям. Для выделения резонансных явлений используется маломодовая модель динамо в двух или в одной сферической оболочке. Показано, что в рамках такой модели резонансные эффекты могут приводить к увеличению магнитной энергии на полтора порядка по сравнению с нерезонансным случаем. Показано, что резонансные условия в динамо существенно отличаются от простейших условий резонанса в колебательных системах. По-видимому, это объясняется тем, что в задаче динамо возбуждение и распространение волн магнитного поля трудно отделить друг от друга, так что уравнения, описывающие резонанс, остаются нелинейными даже в случае их максимального упрощения.

Подгорный И.М., Подгорный А.И. «Диагностика солнечной вспышки путем анализа излучения спектральных линий высокоионизованного железа» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 735-744 (2018)

Представлен анализ динамики электронной температуры солнечной атмосферы в области появления солнечных вспышек. Температура оценивалась по излучению спектральных линий, принадлежащих ионам различной степени ионизации. Использовалось излучение ионизованного гелия и высокоионизованного железа. Анализировались фотографии предвспышечного состояния и вспышек из архива американского аппарата SDO. Показано, что солнечной вспышке обычно предшествует регистрация над активной областью яркого светящегося образования с температурой, превышающей температуру короны. Это предвспышечное образование (∼10¹⁰ см) мы идентифицируем как развитие токовой системы, которая согласно данным численного моделирования ответственна за аккумуляцию энергии над активной областью перед вспышкой. После нескольких десятков часов медленного возрастания яркости предвспышечного свечения в спектральной линии железа 94 A (ион FeXVIII) резко возрастает эмиссия линии 193 A иона FeXXIV, указывающая на вспышечное возрастание температуры не менее чем до 20 МК. Это возрастание свечения совпадает с появлением солнечной вспышки. Наблюдаемая динамика эмиссии в спектральных линиях высокоионизованных ионов согласуется с электродинамической моделью солнечной вспышки, основанной на накоплении магнитной энергии в токовом слое над активной областью и взрывном выделении накопленной энергии. Исследования механизма солнечной вспышки приобретают особую актуальность в связи с открытием солнечных космических лучей. Информация, полученная из мировой сети нейтронных мониторов и на космических аппаратах GOES, позволяет однозначно утверждать, что источником солнечных космических лучей являются солнечные вспышки, а не генерируемые вспышками ударные волны. Невозможно исключить, что аналогичный механизм, а не ударные волны, ответственен и за ускорение космических лучей в галактике

Кондратьев Б.П. «К вопросу об отклонении центра масс Луны к востоку от направления на Землю. Механизм, основанный на округлении фигуры Луны» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 745-752 (2018)

Как известно, центр масс (ЦМ) Луны не совпадает с геометрическим центром ее фигуры (ЦФ), а линия “ЦФ-ЦМ” направлена не на центр Земли, а отклоняется к юго-востоку. Исследование этого явления, остававшегося совершенно непонятным, мы проводим в два этапа. Первый механизм объясняет часть наблюдаемого смещения ЦМ Луны к востоку за счет приливной эволюции орбиты Луны. В данной статье разработан второй механизм, который связывает смещение центра масс Луны к востоку с эволюцией формы самой Луны. Получено и решено дифференциальное уравнение, описывающее процесс смещения ЦМ Луны к востоку в ходе физически неизбежного округления ее формы при удалении от Земли. Этот механизм не только объясняет эффект сдвига центра масс Луны к востоку, но и предсказывает, что сжатие Луны в раннюю эпоху могло быть значительным и достигать значения ε≈0.31. При помощи теории фигур равновесия в приливном гравитационном поле найдено, насколько близко к Земле могла образоваться Луна.

Саванов И.С. «Пятна и активность AM звезд» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 753-762 (2018)

Представлены результаты детального анализа пятенной активности избранных объектов спектрального класса А – металлических Am звезд. Были исследованы две звезды типа ROTD – KIC 8323104 и KIC 8703413, – спектры мощности которых содержат характерные особенности, включающие узкий пик, а также многочисленные детали меньшей амплитуды на более низких частотах. Изучена звезда KIC 12253106, не являющаяся звездой типа ROTD, но несомненно обладающая пятнами на поверхности. Установлены периоды вращения и изучена эволюция положений пятен на поверхности звезд, получены оценки параметра дифференциального вращения ΔΩ. Для звезды KIC 8703413 выполнен анализ кривой блеска методом решения обратной задачи восстановления карт поверхностных температурных неоднородностей. Показано, что на поверхностных картах имеются концентрации активных областей на двух долготах. В течение наблюдений одна из долгот была примерно в два раза чаще более активна, чем другая. Установлен циклический характер переменности положений пятен на поверхности звезды, который может быть связан с присутствием колебаний, вызванных волнами Россби.

Гринин В.П., Барсунова О.Ю., Сергеев С.Г., Архаров А.А., Шугаров С.Ю., Семенов А.О., Ефимова Н.В. «Необычная фотометрическая активность звезды типа WTTS V715 Per» Астрономический журнал, 95, № 10, с. 716-727 (2018)

Приводятся результаты многолетних фотометрических наблюдений звезды типа WTTS (weak line T Tauri star) V715 Per в оптических (VRI) и инфракрасных (JHK) фотометрических полосах. Подтвержден период малоамплитудных вариаций блеска звезды 5.23^d в оптических полосах VRI, обнаруженный ранее другими авторами. Период стабилен на протяжении всего интервала наших наблюдений (14 лет), но его амплитуда изменяется со временем. Такой же период обнаружен нами в изменениях инфракрасных потоков в полосах JHK, причем колебания блеска в обоих диапазонах происходят почти синхронно. Показано, что наиболее вероятной причиной этих колебаний являются периодические затмения звезды собственным диском, возмущенным в результате взаимодействия с магнитосферой (переменность типа AA Tau). Кроме периодических изменений блеска, звезда демонстрировала на протяжении ряда лет (с 2005 по 2011 г.) спорадические алголеподобные минимумы, характерные для звезд типа UX Ori. Их амплитуда монотонно увеличивалась, достигнув к концу 2010 г. примерно 1^m в полосе V, после чего глубокие ослабления блеска прекратились. В течение всего этого интервала времени наблюдалось уменьшение амплитуды периодических колебаний. После 2011 г. периодический компонент вновь стал усиливаться. Мы объясняем такие изменения фотометрической активности V715 Per увеличением темпа аккреции газа на звезду, которое привело к уменьшению радиуса вспученной области диска и сопровождалось алголеподобными ослаблениями блеска. Данная модель переменности предполагает небольшой наклон околозвездного диска V715 Per к лучу зрения.