Андреасян Р.Р., Михайлов Е.А., Андреасян А.Р. «Структура и особенности формирования инверсий галактического магнитного поля» Астрономический журнал, 97, № 3, с. 179-189 (2020)

В настоящее время надежно установлено, что в Галактике существуют крупномасштабные поля, имеющие индукцию в несколько микрогаусс. На сегодняшний день существуют многочисленные аргументы в пользу того, что магнитное поле обнаруживает так называемые инверсии, связанные с изменением его направления при переходе от одной области к другой. Подобные конфигурации предусматриваются в рамках нелинейных уравнений теории динамо, которая описывает эволюцию крупномасштабного магнитного поля. В работе проведено моделирование инверсий с использованием так называемого планарного приближения, исходящего из того, что галактический диск достаточно тонкий. Показано, что возможна генерация магнитных полей, которые демонстрируют как однократную, так и двукратную смену знака по мере удаления от центра. С наблюдательной точки зрения одним из основных методов изучения магнитных полей является измерение меры фарадеевского вращения радиоволн, приходящих к нам от пульсаров. Ее величина может характеризовать интегральное значение магнитного поля, а знак его направление. Представлено исследование распределения пульсаров с большими (|RM|>200 рад/м²) мерами фарадеевского вращения. Полученные результаты свидетельствуют о том, что в Галактике выделяется область 4.8 кпк<τ<7.3 кпк, в пределах которой магнитное поле направлено против часовой стрелки. На границах этого кольца магнитное поле меняет свое направление на противоположное. Данные результаты хорошо согласуются как с теоретическими представлениями, так и с другими работами, посвященными наблюдениям структуры магнитного поля Галактики.

Волков И.М., Кравцова А.С. «Затменная система PS UMa: эволюционный статус и физические параметры компонентов» Астрономический журнал, 97, № 3, с. 190-205 (2020)

С помощью ПЗС-приемников впервые получены высокоточные UBVRI(RI)c кривые блеска недавно открытой затменной системы PS UMa = GSC 4375 1733 (P=9.27^d, V=12.42^m). Найдены фотометрические решения, определены физические характеристики звезд-компонентов. Эксцентриситет орбиты оказался незначительным e=0.074, что затрудняет измерение скорости апсидального вращения. Высокая точность наших наблюдений позволила надежно определить параметры системы. Компоненты (F7+G1) значительно продвинулись в своей эволюции, возраст системы равен 2.4 млрд лет. Компонент G1 имеет большую массу и размеры и опережает в эволюции компонент F7. Наилучшее совпадение построенной модели звезды с теоретическими расчетами получено для отсутствия перемешивания в ядре. Фотометрический параллакс из наших наблюдений π=0.00102(2) в пределах ошибок совпадает со значением GAIA DR2 π=0.00106(3). В поле PS UMa обнаружена новая переменная звезда типа EW с периодом ≈0.40^d. DOI: 10.31857/S0004629920030056

Кондратьев И.А., Моисеенко С.Г., Бисноватый-Коган Г.С., Глушихина М.В. «3D моделирование анизотропной теплопроводности во внешних слоях замагниченных нейтронных звезд» Астрономический журнал, 97, № 3, с. 206-224 (2020)

Представлены результаты трехмерного численного моделирования распространения тепла во внешних слоях замагниченных нейтронных звезд. Определение структуры магнитного поля на поверхности нейтронной звезды является важной задачей современной астрофизики. При наличии сильных магнитных полей среда становится анизотропной, и законы распространения тепла изменяются. Тензорный коэффициент теплопроводности для замагниченной вырожденной плазмы был получен в работах Бисноватого-Когана и Глушихиной путем решения уравнения Больцмана методом Чепмена–Энскога. В данной работе распределение температуры на поверхности замагниченной нейтронной звезды получено для магнитных полей дипольного и квадрупольного типа, а также их суперпозиции. Для численного решения задачи о стационарном распределении температуры во внешних слоях замагниченной нейтронной звезды на трехмерный случай был обобщен метод опорных операторов. Задача решалась на сетке, состоящей из тетраэдров. DOI: 10.31857/S0004629920020036

Трофимова Е.А., Зинченко И.И., Землянуха П.М., Томассон М. «Обзор областей образования массивных звезд в линиях дейтерированных молекул» Астрономический журнал, 97, № 3, с. 225-241 (2020)

При помощи 20-м радиотелескопа Обсерватории Онсала (Швеция) выполнен обзор областей образования массивных звезд в линиях низших переходов дейтерированных молекул DCN, DNC, DCO⁺, N₂D⁺ в диапазоне длин волн 4 мм. Всего наблюдалось около 60 источников. Линии DCN, DNC и DCO+ зарегистрированы примерно в трети из них, линии N₂D⁺ только в двух. Получены оценки относительного содержания молекул, степени обогащения дейтерием и проанализированы зависимости этих параметров, а также отношений содержаний различных дейтерированных молекул от температуры и от дисперсии скоростей. Найдено, что относительное содержание DCN и DNC и отношение DCN/HCN примерно постоянны в интервале температур от ∼15 К до ∼55 К, в то время как относительное содержание DCO⁺ уменьшается с ростом температуры. Среднее отношение DCN/HCN ∼10^–2 для источников, зарегистрированных в линии DCN. Выявлена корреляция между отношениями содержаний некоторых молекул и дисперсией скоростей. При этом существует корреляция между шириной линии и температурой. DOI: 10.31857/S0004629920030044

Жилкин А.Г., Бисикало Д.В., Кайгородов П.В. «Влияние ориентации собственного дипольного магнитного поля горячего юпитера на структуру течения в его протяженной оболочке» Астрономический журнал, 97, № 3, с. 242-255 (2020)

С помощью трехмерного численного моделирования исследовано влияние параметров ориентации собственного дипольного магнитного поля горячего юпитера на структуру течения в протяженной газовой (ионосферной) оболочке планеты. В качестве примера рассмотрен горячий юпитер HD 209458b. Величина магнитного момента планеты задавалась равной 0.1 от магнитного момента Юпитера. В расчетах также учитывалось магнитное поле звездного ветра, параметры которого соответствуют случаю сверхальфвеновского режима обтекания атмосферы планеты. Наши расчеты показали, что в таких условиях вокруг горячего юпитера формируется квазизамкнутая газовая (ионосферная) оболочка с наведенной ударной магнитосферой, детальная структура которой определяется наклоном магнитного диполя. При этом темп потери массы зависит от ориентации дипольного магнитного поля планеты и возрастает с увеличением угла между направлением на звезду и направлением на ближайший к внутренней точке Лагранжа магнитный полюс. Это обусловлено ростом электромагнитных сил, препятствующих свободному движению вещества в формирующемся истечении, при приближении магнитного полюса к внутренней точке Лагранжа. DOI: 10.31857/S0004629920030068

Филиппов Б.П. «"Несостоявшиеся" эрупции солнечных волокон» Астрономический журнал, 97, № 3, с. 256-264 (2020)

Солнечные волокна (протуберанцы), которые внезапно начинают быстро подниматься, т.е. становятся эруптивными, иногда замедляются и останавливаются на относительно небольшой высоте. Причины, по которым эрупции оказываются “несостоявшимися”, во многом неясны. В работе анализируются два эруптивных явления с очень схожими исходной геометрией и конфигурацией внешнего магнитного поля, одно из которых развивается в корональный выброс, а второе прерывается вскоре после начала. Силой, останавливающей эрупцию, вероятно, чаще всего выступает натяжение изогнутых магнитных силовых линий. Решающим фактором представляется присутствие значительного компонента внешнего магнитного поля вдоль оси жгута в области несостоявшейся эрупции. Такой эффект был обнаружен в лабораторных экспериментах по изучению динамики плазменных жгутов и, вероятно, играет важную роль в эруптивных явлениях на Солнце. DOI: 10.31857/S0004629920020024