Бобылев В.В., Байкова А.Т. «Параметры вращения Галактики по OB2-звездам с собственными движениями и параллаксами из каталога Gaia EDR3» Астрономический журнал, 99, № 4, с. 267-276 (2022)

Проведен анализ кинематики OB2-звезд с собственными движениями и параллаксами, отобранными Сюем и др. из каталога Gaia EDR3. Причем относительные ошибки параллаксов для всех звезд этой выборки не превышают 10%. По выборке из 9750 звезд получены следующие значения компонентов групповой скорости (U,V,W)_⊙=(7.21, 7.46, 8.52)±(0.13, 0.20, 0.10) км/с и параметров угловой скорости вращения Галактики: Ω₀=29.712±0.062 км/с/кпк, Ω₀=–4.014±0.018 км/с/кпк² и Ω₀=0.674±0.009 км/с/кпк³. Круговая скорость вращения околосолнечной окрестности вокруг центра Галактики здесь составляет V₀=240.7±3.0 км/с для принятого расстояния Солнца до галактического центра R₀=8.1±0.1 кпк. Показано, что влияние систематической поправки к тригонометрическим параллаксам каталога Gaia EDR3 с величиной Δπ=–0.040 mas не превышает уровня ∼1σ ошибок искомых кинематических параметров модели. По собственным движениям OB-звезд определены следующие дисперсии остаточных скоростей (σ₁, σ₂, σ₃)=(11.79, 9.66, 7.21)±(0.06, 0.05, 0.04) км/с. Показано, что первая ось этого эллипсоида слегка отклонена от направления на центр Галактики L₁=12.4±0.1°, а третья ось направлена практически точно на северный полюс Галактики, B₃=83.7±0.1°.

Ладейщиков Д.А., Цивилев А.П., Соболев А.М., Попова Е.А. «Поиск ярких мазеров в линии водяного пара в направлении на пылевые сгустки Галактики» Астрономический журнал, 99, № 4, с. 277-296 (2022)

Проведен анализ результатов наблюдений на однозеркальном радиотелескопе РТ-22 (ПРАО, ФИАН) в мазерной линии водяного пара на 22 ГГц в направлении на пылевые сгустки из масштабных слепых обзоров в миллиметровом континууме ATLASGAL и Bolocam. Целью работы являются поиск мазеров в линии водяного пара в ранее неисследованных источниках и исследование переменности известных мазеров. В результате наблюдений 140 источников мазерное излучение на 22 ГГц было зарегистрировано в шести источниках, причем в четырех источниках (A-TLASGAL 016.987+00.981, 017.216+00.821, 018.701–00.229 и Bolocam 081.174–00.100) мазеры были зарегистрированы впервые. В двух источниках (ATLASGAL 034.195–0.592 и Bolocam 081.174–0.1) мазеры в линии водяного пара показали значительную переменность в рамках программы наблюдений и последующего мониторинга в течение 8 мес. Сравнение данных наблюдений РТ-22 с архивными данными наблюдений телескопа GBT-100 (Национальная радиоастрономическая обсерватория США) показало, что в 9 источниках из 140 наблюдается существенное изменение плотности потока излучения мазеров: два источника перешли из категории слабых по яркости (∼0.5 Ян) мазеров в категорию ярких (более 10 Ян), а в семи относительно ярких ранее (более 3 Ян) мазеров излучение не было зарегистрировано. Значительные изменения характеристик мазерного излучения могут указывать на изменения условий среды, в которых мазерное излучение было образовано, что представляет интерес для дальнейшего исследования связанных с мазерами процессов.

Пилипенко С.В., Ермаш А.А., Бендо Г. «Перспективы наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне рекомбинационных линий водорода в галактиках эпохи вторичной ионизации» Астрономический журнал, 99, № 4, с. 297-307 (2022)

Рассмотрена возможность обнаружения далеких галактик на красных смещениях z=6–10 в рекомбинационных линиях водорода. Показано, что для 10-метрового охлаждаемого космического телескопа с многопиксельным решеточным спектрометром детектирование источников возможно за время порядка 1000 ч при наблюдении областей, усиленных за счет гравитационного линзирования на скоплениях галактик. Мы приводим зависимость ожидаемого количества детектируемых источников от времени наблюдения для ряда скоплений-линз. Разработаны критерии выбора между максимально глубоким обзором одной площадки, либо разделением наблюдательного времени между несколькими площадками.

Артюх В.С. «Физические параметры горячего пятна А радиогалактики Лебедь А» Астрономический журнал, 99, № 4, с. 308-316 (2022)

Из радиоастрономических наблюдений получены оценки физических параметров горячего пятна А радиогалактики Лебедь А. Для оценки физических параметров данного радиоисточника приняты размеры сферически симметричной неоднородной модели пятна А (без пустот внутри), спектр которой совпадает с радиоспектром горячего пятна А. Наиболее вероятное среднее значение индукции магнитного поля (усредненной по объему радиоисточника) равно В=2.7·10^–3 Гс. Средняя плотность энергии релятивистских электронов составляет Е_τ=1.8·10^–6 эрг/см³. Средняя энергия релятивистских электронов превышает энергию магнитного поля в восемь раз. Проведено сравнение полученных параметров горячего пятна А с оценками этих параметров, полученных из рентгеновских наблюдений. Если принять в качестве размера рентгеновского источника излучения размеры данной модели радиоисточника (τ≡0.6''), то из рентгеновских наблюдений получаем такое же поле B=2.6·10^–3 Гс.

Гринин В.П., Тамбовцева Л.В., Дмитриев Д.В. «О спектре рассеянного излучения протопланетных дисков» Астрономический журнал, 99, № 4, с. 317-324 (2022)

Изучена деформация фотосферного излучения молодой звезды при рассеянии во внутренних областях протопланетного диска. Искажение спектральных линий происходит в результате изменения частоты излучения вследствие эффекта Доплера при рассеянии движущимися пылинками. Показано, что сильные изменения фотосферных линий в спектре звезды RW Aur типа Т Тельца, наблюдавшиеся во время ее глубокого минимума, были вызваны рассеянием излучения на ближайших к звезде частицах пыли. В случае горячих звезд типа UX Ori искажение фотосферных линий при рассеянии менее существенно (за редким исключением), так как зона сублимации пыли находится значительно дальше от звезды, а сами фотосферные линии уширены быстрым вращением звезд.

Павлюченков Я.Н., Максимова Л.А., Акимкин В.В. «Моделирование тепловых поверхностных волн в протопланетном диске в 1+1D приближении» Астрономический журнал, 99, № 4, с. 325-333 (2022)

Нагрев центральной звездой является одним из ключевых факторов, определяющих физическую структуру протопланетных дисков. Из-за большой оптической толщины в радиальном направлении прогрев экваториальных областей диска осуществляется инфракрасным излучением с поверхности (атмосферы) диска, которая в свою очередь нагревается прямым излучением звезды. Ранее было показано, что в дисках могут возникать возмущения, распространяющиеся по направлению к звезде, что связано с эффектами перехвата излучения звезды неоднородностями на поверхности диска. В данной работе в рамках детальной 1+1D-мерной численной модели протопланетного диска исследована картина возникновения подобных волн. Найдено, что в оптически толстом к собственному излучению диске действительно формируются и распространяются по направлению к звезде поверхностные возмущения, что подтверждает выводы других авторов. Однако, в отличие от аналитических предсказаний, мы получили, что для достаточно массивных дисков тепловые волны затрагивают лишь верхние слои без существенных колебаний температуры в экваториальной плоскости. Полученные результаты свидетельствуют о необходимости изучения данной неустойчивости в рамках более согласованных гидродинамических моделей.

Самодуров В.А., Тюльбашев С.А., Торопов М.О., Логвиненко С.В. «Статистика обнаружений импульсных сигналов в площадке со склонениями от +42 до +52° на частоте 111 МГц» Астрономический журнал, 99, № 4, с. 334-341 (2022)

Проведен поиск импульсных сигналов в новой площадке, включенной в мониторинговую программу по поиску пульсаров и транзиентов. Обработка нескольких месяцев данных, записанных в шести частотных каналах с общей полосой 2.5 МГц, показала, что в среднем в каждом из 24 подключенных стационарных лучей наблюдается 4 импульса в час. Из этих импульсов 18.3% похожи на импульсы пульсаров. Они видны в одном или двух соседних лучах и имеют выраженный дисперсионный сдвиг, т.е. регистрируются сначала на высокой, а потом на низкой частоте, что говорит о возможном прохождении сигнала через межзвездную среду. Почти 68% таких детектированных импульсов принадлежит шести известным пульсарам, имеющим меры дисперсии от 9 до 141 пк/см³, а почти все оставшиеся импульсы являются либо помехами неизвестной природы, либо артефактами предложенной методики выделения импульсов. При дополнительном исследовании выделенного массива из 3650 явных пульсарных импульсов было обнаружено 13 импульсов, принадлежащих четырем вращающимся радиотранзиентам (RRAT). Их меры дисперсии находятся в диапазоне 17–51 пк/см³. Проведен поиск регулярного (периодического) излучения RRAT по спектрам мощности, суммированным за 121 день. Периодическое излучение не обнаружено, но для двух RRAT по измерениям промежутков времени между импульсами получены верхние оценки периодов. Верхние оценки интегральной плотности потока обнаруженных RRAT находятся в диапазоне 2–4 мЯн на частоте 111 МГц.

Черепащук А.М., Хрузина Т.С., Богомазов А.И. «Параметры рентгеновской двойной системы Sco X-1 в модели неполного заполнения оптической звездой своей полости Роша» Астрономический журнал, 99, № 4, с. 342-352 (2022)

Выполнено моделирование оптических орбитальных кривых блеска системы Sco X-1, полученных космической обсерваторией Кеплер во время миссии K2. Моделирование проведено в предположении о неполном заполнении оптической звездой своей полости Роша и аккреции нейтронной звездой вещества звездного ветра оптической звезды, индуцированного сильным рентгеновским прогревом. В рамках такой модели удается непротиворечиво описать наблюдаемые оптические кривые блеска в нижнем и верхнем состояниях (а также среднюю кривую блеска) и найти оптимальные значения параметров: отношение масс q=M_x/M_v=3.5, наклонение орбиты i=22°, температуру непрогретой части оптической звезды T_v=2700 K, радиус этой звезды R_v=0.4R_⊙, ее болометрическую светимость 3χ10³¹ эрг/с и массу 0.4M_⊙. Звезда принадлежит главной последовательности. Аккреционный диск доминирует в общей оптической светимости, вклад оптической звезды ≡20%. Масса нейтронной звезды (1.5±.1)M_⊙. Радиус аккреционного диска относительно мал, R≈0.35R_⊙, значительно меньше радиуса полости Роша нейтронной звезды. Это согласуется с моделью аккреции из звездного ветра. Переход от низкого к высокому состоянию системы соответствует увеличению рентгеновской светимости центрального источника в ≈2 раза.