Меса А., Липовка А.А. «Моделирование кривой вращения дисковых галактик» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 136-146 (2022)

Настоящая работа предлагает точное решение уравнения Пуассона, которое нечасто применяется для расчета гравитационного потенциала дисковых галактик. Мы предлагаем аналитическое решение задачи в цилиндрической системе координат с использованием метода конечных интегральных преобразований. Окончательное решение представлено в виде разложения по собственным функциям соответствующей задачи Штурма–Лиувилля. Функция Грина в задаче построена для произвольной функции распределения плотности вещества в галактике. На основании полученных результатов мы предлагаем выражение для кривой вращения. В качестве примера предлагаются расчеты для кривой вращения Галактики.

Васильев Е.О., Щекинов Ю.А., Коваль В.В., Егоров О.В. «О возможности инициированного звездообразования под действием множественных сверхновых в карликовых галактиках» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 147-160 (2022)

Области звездообразования иногда связывают со взаимодействием сверхоболочек, образованных вспышками сверхновых. В рамках трехмерного моделирования рассмотрена динамика и устойчивость газового слоя, возникающего между сталкивающимися оболочками разного возраста, находящимися в плоскости галактических дисков. Показано, что продолжительность существования плотного газового слоя увеличивается при взаимодействии оболочек, образованных вспышками сверхновых в скоплениях, расположенных на расстоянии, превышающем шкалу высоты диска. При столкновении молодых оболочек плотная «стенка» между ними быстро разрушается ударными волнами, приходящими из горячей каверны. Обнаружено, что на краях взаимодействующего слоя плотный газ «выживает» и его масса постепенно возрастает. Обсуждается возможность звездообразования на краях слоя и проводится сравнение с наблюдениями областей звездообразования в ближайших карликовых галактиках.

Расторгуев А.С., Заболотских М.В., Лазовик Я.А., Горыня Н.А., Бердников Л.Н. «Новая версия метода пульсирующих фотосфер: мультифазные измерения температур цефеид» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 160-168 (2022)

Предложена новая версия метода пульсирующих фотосфер (Бааде–Беккера–Весселинка), использующая прямые спектроскопические измерения эффективных температур цефеид, выполненные в разных пульсационных фазах. Путем сравнения эффективных температур, рассчитанных по калибровкам нормальных цветов, с реальными спектроскопическими оценками, удалось не только определить избыток цвета с точностью порядка 0.01^m но сразу по всем измеренным значениям эффективной температуры вывести новую цветовую калибровку эффективной температуры звезд высокой светимости, учитывающую также различия в металличности [Fe/H] и в ускорении силы тяжести lg g: lg T_eff=3.88–0.20(B–V)₀+0.026(B–V)²₀+0.009 lg g–0.010(B–V)₀ lg g–0.051[Fe/H] + 0.051(B–V)₀[Fe/H], относительная точность которой составляет примерно 1.1%. Кроме того, доказана полная идентичность двух основных версий метода Бааде–Беккера–Весселинка: метода поверхностной яркости, впервые предложенного Барнесом и Эвансом в 1976 г. и метода максимального правдоподобия (или метода моделирования кривой блеска), предложенного Балона в 1977 г., позднее развитого Расторгуевым и Дамбисом в 2010 г. Этот подход, заключающийся в использовании существенно нелинейных цветовых калибровок lg T_eff и болометрической поправки BC, легко переносится на метод поверхностной яркости. Данный метод применим также и в исследованиях других типов пульсирующих переменных звезд, например, лирид, мирид и переменных типа δ Щита c известными оценками эффективных температур.

Саванов И.С., Дмитриенко Е.С. «KIC 5428626 - новый кандидат в звезды типа FK Com» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 169-176 (2022)

По результатам анализа фотометрических наблюдений на космическом телескопе Кеплер исследовалась звезда KIC 5428626, которая ранее была отмечена как быстровращающийся гигант, обладающий вспышечной активностью. Нами были выполнены оценки параметров запятненности S этого объекта (7–12% от площади всей видимой поверхности звезды) и его дифференциального вращения (величина ΔΩ составляет 0.016 рад./сут.). Были найдены положения (долготы) доминирующей активной области на поверхности звезды и прослежена их эволюция со временем: возможны циклические изменения положений с характерным временем около 400 сут. Ранее аналогичный вывод о существовании циклических изменений положений активных областей был сделан для звезды FK Com – прототипа изучаемых нами звезд. KIC 5428626 обладает высокой вспышечной активностью. В литературе приводятся сведения о 143 вспышках с энергией lg E в диапазоне от 34.8 до 37.4. Результаты исследования и имеющиеся в литературе данные позволяют считать KIC 5428626 привлекательным объектом для установления его возможной принадлежности к группе звезд типа FK Com.

Романюк И.И., Моисеева А.В., Кудрявцев Д.О., Якунин И.А., Аитов В.Н., Бакланова Д.Н. «О структуре магнитного поля химически пекулярной звезды 53 Cam» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 177-189 (2022)

На основании наших предыдущих и новых наблюдений магнитного поля химически пекулярной звезды 53 Cam на 6-м телескопе и при использовании литературных источников мы делаем вывод о том, что структура ее поля отличается от простой дипольной, в то время как результаты измерений, выполненные по линиям водорода, описываются простой дипольной моделью. Однако данные, полученные по линиям металлов (в том числе методами магнитного картирования), указывают на более сложную структуру поля. Мы провели новые наблюдения магнитного поля по линиям водорода бальмеровской серии в ближнем UV-диапазоне. Найденные особенности могут свидетельствовать о том, что величина поля возрастает с глубиной в атмосфере 53 Cam.

Глаголевский Ю.В. «Особенности поведения магнитных химически пекулярных звезд на главной последовательности.» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 190-205 (2022)

IIРассматриваются свойства магнитных звезд и их изменения в ходе эволюции на главной последовательности. Обсуждаются различия и общие свойства магнитных (Ap) и немагнитных (Am) химически пекулярных звезд. Акцентируется внимание на решающей роли скорости вращения v на особенности происхождения и эволюции Ap- и Am-звезд.

Данилов В.М. «Приливные ограничения для широких двойных звезд в Плеядах» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 206-221 (2022)

Предложена методика оценки параметров пространственной ориентации векторов _#r_1,2 расстояний между компонентами широких двойных звезд (ДЗ) в рассеянных звездных скоплениях (РЗС). Исследование особенностей ориентации этих векторов для 36 широких ДЗ, обнаруженных ранее в Плеядах по данным Gaia DR2, показывает, что наибольшее число векторов _#r_1,2 широких ДЗ в Плеядах ориентировано в направлении, близком к перпендикулярному направлению на центр скопления. Этот результат согласуется с полученными ранее оценками положительных полных энергий широких ДЗ в Плеядах и с выводом о том, что распад широких ДЗ может происходить преимущественно в направлении, перпендикулярном направлению на центр скопления. По параметру k – отношению массы компонента ДЗ, ближайшего к центру скопления, к массе более удаленного от него – выделены две группы: с k<1 и k>1, по 18 звезд в каждой. Разная зависимость от параметров ориентации векторов _#r<1 для этих групп указывает на различие для них приливных ограничений со стороны регулярного поля скопления. Записаны уравнения для оценки приливных расстояний r_c,1,2 между компонентами широких ДЗ в РЗС для двух моделей распределения плотности массы: модели РЗС с однородным по плотности ядром и убывающей за его пределами плотностью ρ(r)∼1/r₂ при увеличении расстояния r от центра скопления, а также точечной модели скопления. При выводе уравнений использовались интеграл энергии системы трех гравитирующих тел и условие баланса сил притяжения звезды-компонента ДЗ скоплением и остальными двумя телами системы. Исследованы приливные ограничения на широкие ДЗ в Плеядах. Показано, что в ядре скопления величина r_c,1,2 определяется главным образом регулярным силовым полем скопления. За пределами ядра и на периферии скопления наиболее вероятным изученным ранее механизмом формирования широких ДЗ (а, следовательно, и величины r_c,1,2) является «затягивание» компонентов таких ДЗ в резонанс с колебаниями регулярного поля скопления. Поэтому наличие широких ДЗ в Плеядах можно считать одним из признаков нестационарности Плеяд в поле регулярных сил. Получены формулы для оценки величины r_c,1,2 для широких ДЗ с круговыми орбитами в неоднородном скоплении, учитывающие влияние на r_c,1,2 его массы, распределенной между компонентами ДЗ. Показано, что величины rc,1,2 на периферии скопления (при r>3.5 пк) возрастают примерно в три раза при переходе от радиальных орбит ДЗ к круговым.

Кумар Н., Соколов В. «Распределение масс и "пробел" в массах компактных звездных остатков в двойных системах» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 222-240 (2022)

Проблема наибольшей критической массы нейтронных звезд (НЗ) обсуждается в контексте уравнения состояния и наблюдательных фактов. Прогнозируется, что максимальная масса НЗ (M_NS) лежит в диапазоне M_NS≈(2.2–2.9)M_⊙. Однако недавние наблюдения гравитационных волн и другие исследования позволили предположить более высокий предел массы НЗ, M_NS≈3.2M_⊙. Масса НЗ до значения , M_NS≈2M_⊙хорошо изучена, и для такого значении массы имеет смысл обсудить проблему «пробела в массах» (m–gap) и дискретности масс НЗ и коллапсаров с черной дырой (ЧД). «Пробел» находится между наибольшей массой НЗ и наименьшей массой ЧД-коллапсаров (M_m–gap≈(2–5)M_⊙). В спектре распределении масс максимальные популяции НЗ и ЧД находятся на M_NS≈1.4M_⊙. и M_BH≈6.7M_⊙, соответственно. Однако недавние результаты наблюдений предсказали заполнение «пробела» компактными объектами. В этой статье для решения проблемы максимального значения вероятности гравитационной массы M_peak=6.7M_⊙ и «пробела в массах» (M_m–gap≈(2–5)M_⊙) предлагается концепция гравидинамики. Эта концепция основана на неметрической скалярно-тензорной модели гравитационного взаимодействия с локализуемой энергией поля. Модель гравидинамики показывает общую массу (M_Q) компактного релятивистского объекта, заполненного веществом кварк-глюонной плазмы (КГП), с радиусом r*≪em>GM_Q/c²≈10 км, что согласуется с «пробелом» в спектре масс. Концепция состоит в том, что общая измеримая гравитационная масса (M_Q) такого предельно плотного объекта состоит как из вещества, так и из поля, которое описывается скалярно-тензорными компонентами. Эта модель также полезна для предсказания коллапсаров внутри «пробела».

Потанин С.А., Корнилов М.В., Саввин А.Д., Сафонов Б.С., Ибрагимов М.А., Копылов Е.А., Наливкин М.А., Шмагин В.Е., Ху Л.Х., Тао Н.Т. «Комплекс для исследования параметров атмосферы на основе датчика Шака-Гартмана» Астрофизический бюллетень, 77, № 2, с. 241-249 (2022)

Изложены основные принципы создания комплекса для проведения астроклиматических исследований, в конструкции которого использованы коммерчески доступные стандартные технические решения для его быстрого возведения и массового тиражирования. В состав комплекса входят телескоп диаметром 305 мм, F/8, системы Ричи–Кретьена на экваториальной монтировке, купол и автоматическая метеостанция с датчиком облачности. В качестве прибора для изучения параметров атмосферной турбулентности, в том числе высотного профиля, предлагается использовать только датчик Шака–Гартмана с субапертурой размером 30×30 мм. Возможность реализации такого подхода подтверждена исследованиями последних лет и численным моделированием, выполненным авторами.