Артюх В.С. «Методика оценки доплер-факторов релятивистских радиоджетов» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 179-186 (2019)

На основании определения релятивистского электрона, связанного с его энергией покоя, получено выражение для интенсивности синхротронного излучения радиоисточника (в области прозрачности) через плотности энергий магнитного поля и частиц. Получено соотношение между плотностями энергии частиц E_e и магнитного поля частиц E _H для физической системы, состоящей из магнитного поля и релятивистских электронов, в состоянии с минимальной энергией. Разработана методика оценки доплер-факторов релятивистских радиоджетов. В предлагаемой методике не требуется, чтобы все радиоисточники имели одинаковые энергии излучения (одинаковые яркостные температуры), достаточно равенства энергий магнитного поля и релятивистских частиц в исследуемом радиоисточнике. Данная методика дает оценку доплер-факторов с хорошей точностью, даже когда в радиоисточнике существует небольшое отклонение от равнораспределения энергий, и потому она применима ко многим радиоисточникам. Получена оценка доплер-фактора радиоисточника СТА 21.

Ефимов А.И., Луканина Л.А., Чашей И.В., Бёрд М.К., Петцольд М. «Турбулентность магнитного поля солнечного ветра в цикле солнечной активности по данным экспериментов коронального просвечивания линейно-поляризованными сигналами зондов “Helios”» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 187-195 (2019)

Представлены результаты экспериментов поляризационного радиопросвечивания внешней короны Солнца, выполненных в период с 1975 г. по 1984 г. с помощью космических аппаратов “Helios”. Получены характерные параметры временных спектров флуктуаций фарадеевского вращения плоскости поляризации в области гелиоцентрических расстояний от 3.5 до 5.5 радиусов Солнца. Показано, что абсолютный уровень флуктуаций, а следовательно, и уровень флуктуаций магнитного поля, практически не зависит от уровня солнечной активности. Известно, что глобальная структура солнечного ветра изменяется с циклом солнечной активности таким образом, что в минимуме солнечной активности на низких широтах наблюдается медленный солнечный ветер, а на высоких широтах – быстрый солнечный ветер. В максимуме солнечной активности на всех широтах преобладает медленный солнечный ветер. Объяснение неизменности флуктуационных эффектов при зондировании околосолнечной плазмы заключается в том, что магнитогидродинамическая турбулентность низкоширотного медленного солнечного ветра в среднем слабо зависит от фазы цикла солнечной активности.

Халиуллина А.И. «Двойная волна в изменениях орбитального периода затменно-двойной системы RT Per» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 196-204 (2019)

Проведен анализ изменений орбитального периода полуразделенной затменно-двойной системы малой массы RT Per. Наряду с вековым изменением орбитального периода, диктуемого обменом веществом между компонентами, обнаружены его циклические изменения. Для объяснения циклических изменений орбитального периода RT Per подходят как световое уравнение, так и магнитные колебания. Вековое увеличение периода можно объяснить равномерным перетеканием вещества от менее массивной компоненты к более массивной со скоростью 0.60·10^–8M⊙/год при сохранении общего углового момента. Изменения периода с одинаковой точностью можно представить либо суперпозицией двух циклических изменений, либо суперпозицией векового увеличения периода и двух циклических изменений. Для колебаний с меньшим периодом (36.8 лет) получены примерно одинаковые параметры как для линейного, так и для квадратичного представления моментов минимумов. Для колебаний с бoльшим периодом получен период 275 лет и амплитуда 0.104 суток в случае линейного представления и период 89 лет и амплитуда 0.045 суток в случае квадратичного представления.

Мамедханова Г.Б., Исмаилов Н.З. «Поверхностная фотометрия проплидов из окружения звезды T¹ Ori C» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 205-218 (2019)

Приведены результаты исследований распределения поверхностной яркости группы молодых звездных объектов, расположенных в радиусе 16'' от звезды τ¹ Ori C. Были построены изофоты вокруг каждого проплида по изображениям, полученным в фиолетовых, красных и ближних инфракрасных лучах. Показано, что закономерность в размерах диаметральных сечений проплидов в разных фотометрических полосах не обнаруживается. Измеренные относительные интенсивности были выражены в абсолютных потоках излучения, оценены абсолютные светимости самой яркой части дисков и их периферии. Отношение диаметра большой оси к малой у разных объектов меняется от 1.5 до 2.5. Максимальная длина хвоста проплидов в разных фильтрах варьируется от 300 до 700 а.е. Показано, что для программных объектов длина хвоста становится меньше с уменьшением углового расстояния от освещающей звезды, что может быть объяснено усилением процесса диссипации диска с расстоянием вследствие возрастания роли фотоиспарения.

Марсаков В.А., Гожа М.Л., Коваль В.В. «О массах звезд типа RR Lyrae галактического поля с разным химическим составом» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 219-228 (2019)

К опубликованному ранее авторскому компилятивному каталогу, содержащему, в частности, относительные содержания нескольких химических элементов в 100 лиридах поля, добавлены ускорения силы тяжести и эффективные температуры. По этим параметрам атмосфер с помощью эволюционных треков Дартмутской базы данных определены массы звезд, и проведен сравнительный анализ свойств лирид с разным химическим составом. Найдено, что массы богатых металлами (|Fe/H>–0.5) лирид с кинематикой тонкого диска заключены в интервале (0.51–0.60)M_⊙. За время существования этой подсистемы дойти до горизонтальной ветви может лишь звезда с начальной массой более 1M_⊙. Чтобы стать лиридой, она должна сбросить на стадии красного гиганта примерно половину своей массы. Возможной причиной появления таких молодых, богатых металлами лирид могут оказаться высокие начальные содержания гелия в их предшественниках. Действительно, согласно Дартмутским эволюционным трекам, приY=0.4 звезда уже с начальной массой 0.8M_⊙ успеет за это время проэволюционировать и стать переменной звездой типа RR Lyrae. Такие звезды должны потерять на стадии красного гиганта (0.2–0.3)M_⊙, и такая потеря представляется вполне реальной. Населения красных гигантов и лирид с такими содержаниями гелия уже обнаружены в балдже, и часть из них вполне может быть вынесена в околосолнечные окрестности возмущениями, вызываемыми неоднородностями гравитационного потенциала Галактики.

Парийский Ю.Н., Семенова Т.А., Темирова А.В., Бурсов Н.Н. «Исследования радиоисточников в центральном сечении каталога RZF. Поиск объектов с ультра крутыми спектрами» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 229-240 (2019)

Представлены результаты обработки и селекции данных каталога RZF (Ratan Zenith Field).

Родин А.Е. «О возможности существования планеты около пульсара PSR B0525+21» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 241-245 (2019)

На примере пульсара B0525+21 предложено принципиально иное объяснение резких изменений периода вращения, наблюдаемых у многих пульсаров, а именно, присутствие около пульсара компаньона, движущегося по высокоэксцентрической орбите. Приведена модель, описывающая поведение барицентрических остаточных уклонений пульсара В0525+21, полученных по наблюдениям на радиотелескопах DSS 13 и DSS 14 в Лаборатории реактивного движения и радиотелескопе им. Ловелла в Джодрелл-Бэнк. Предлагаемая модель описывает движение PSR В0525+21, находящегося в двойной системе, где второй компонент является планетой, обращающейся по эллиптической орбите с периодом P=27.74 лет, большой полуосью a=10.35 а. е., эксцентриситетомe=0.96 и массой m_e=0.39M_⊙. Измерена угловая скорость движения перицентра, ω=–0.67 рад/период, наличие которой свидетельствует о том, что вокруг пульсара В0525+21 имеется газопылевой диск или пояс астероидов.

Дравских А.Ф., Петерова Н.Г., Топчило Н.А. «Профиль линии нейтрального водорода на частоте 9.85 ГГц с учетом эффекта Зеемана (расчет и наблюдения Солнца)» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 246-254 (2019)

В сложном спектре излучения Солнца линия атомарного водорода на частоте 9.85 ГГц (3.04 см), связанная с переходом 2²P_3/2–2²S_1/2 между уровнями сверхтонкой структуры нейтрального водорода, занимает особое место. Это практически единственная линия водорода, которую можно ожидать в излучении Солнца в радиодиапазоне. Впервые на перспективность наблюдений Солнца в линии Н было указано в 1952 г. Уайлдом, которым был рассчитан профиль линии, выполненный в рамках модели “спокойного” Солнца, характеризующегося слабым магнитным полем (несколько Гс). Мы предлагаем расчеты профиля линии с учетом сильных магнитных полей в активных областях Солнца (сотни Гс) и показываем, что эффект Зеемана приводит к значительным изменениям вида профиля линии. Возможно, вследствие этого результаты поиска линии Н_3.04 не позволяли до сих пор заявить об ее обнаружении. Приведены новые результаты наблюдений Солнца на радиотелескопе РАТАН-600 и их анализ с учетом эффекта Зеемана.

Перепелкин В.В., Рыхлова Л.В., Филиппова А.С. «Долгопериодические вариации в колебательном процессе земного полюса, вызванные лунным возмущением» Астрономический журнал, 96, № 3, с. 255-264 (2019)

На основе численно-аналитического подхода исследуются нерегулярные эффекты колебательного процесса земного полюса, связанные с изменением чандлеровского и годичного компонентов. Предлагается подход к исследованию колебательных процессов в движении земного полюса на основе совместного рассмотрения чандлеровской и годичной составляющих его движения. Показано, что в рамках такого подхода можно найти преобразование к новой системе координат, в которой движение полюса синхронизировано с прецессией лунной орбиты. Приведены оценки точности прогноза координат земного полюса с учетом дополнительных слагаемых, вызванных лунным возмущением.