Расторгуев А.С., Заболотских М.В., Ситник Т.Г., Вибе Д.З., Татарников А.М., Татарникова А.А., Топчиева А.П., Татарников А.А. «Новая ревизия звездного состава и физических характеристик молодого рассеянного скопления vdB 130 в области звездной ассоциации Cyg OB1 по данным Gaia DR3» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 125-138 (2023)

На основе данных Gaia DR3 проведена новая ревизия звездного состава в поле радиусом 20′ вокруг центра молодого рассеянного скопления vdB 130, входящего в звездную ассоциацию Cyg OB1. Выделено 97 звезд и 39 протозвезд классов I/II/III с вероятностью членства в скоплении P>0.98 по критерию близости собственных движений. Полное число возможных членов скопления с вероятностью принадлежности P>0.50 составляет примерно 300, а возраст, оцениваемый методом наложения теоретических изохрон, не превышает 10 миллионов лет. Тригонометрическое расстояние до скопления составляет D≈1670±60 пк, а избыток цвета E(BP–RP)≈0.85±0.02^m. Отмечено наличие значительного дифференциального поглощения.

Попова М.Э. «Кинематика диска Галактики по данным о рассеянных звездных скоплениях» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 139-145 (2023)

Исследована зависимость кинематических свойств подсистем рассеянных скоплений Галактики от их возрастов. Получено, что угловая скорость вращения Галактики в окрестностях Солнца уменьшается до 25.6 км с^–1 кпк^–1 для скоплений с возрастом более 600 млн лет. По кривым вращения Галактики для разных возрастных интервалов на галактоцентрическом расстоянии от 6.0 до 13.0 кпк получено, что более старые рассеянные звездные скопления вращаются заметно медленнее, чем молодые скопления и скопления среднего возраста. Кривая вращения убывает с увеличением галактоцентрического расстояния на всем рассматриваемом интервале расстояний. Наблюдается разделение рассеянных скоплений на объекты толстого и тонкого дисков. Получена близкая к синусоидальной зависимость радиальной составляющей скорости скоплений от галактоцентрического расстояния на интервале расстояний от 6.0 до 13.0 кпк. Не выявлено зависимости вертикальной составляющих скорости от галактоцентрического расстояния.

Якунин И.А., Семенко Е.А., Романюк И.И., Моисеева А.В., Аитов В.Н. «Магнитное поле новых СР-звезд, открытых по данным миссии KEPLER» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 146-157 (2023)

Представлены первые результаты продолжающегося спектрополяриметрического мониторинга магнитного поля звезд, чья химически пекулярная природа была раннее выявлена на 1-м телескопе САО РАН. Отбор кандидатов выборки осуществлялся по фотометрическим данным космических миссий Kepler и TESS. Подтверждена эффективность метода поиска новых СР-звезд на основе фотометрических кривых блеска. Представлены результаты измерения магнитного поля, дана оценка параметров атмосферы исследуемых объектов.

Романюк И.И., Моисеева А.В., Якунин И.А., Аитов В.Н. «Магнитные звезды в скоплениях разного возраста. II. Рассеянные скопления IC 4756, α Per и NGC 7092» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 158-170 (2023)

Представлены результаты измерений магнитного поля 19 химически пекулярных звезд в трех рассеянных скоплениях IC 4756, α Per, NGC 7092. На Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа БТА было получено более 80 спектров циркулярно-поляризованного излучения. Найдено, что величина магнитного поля в указанных скоплениях более чем в три раза меньше по сравнению с молодой ассоциацией Orion OB1. По-видимому, в этой ассоциации сложились уникальные условия, которые позволили генерировать сильное магнитное поле при формировании звезд.

Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д. «Структура магнитного поля He-r звезды HD 144941» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 171-179 (2023)

Исследуется HD 144941 – магнитная звезда EHe-r типа с очень сильным магнитным полем и уникальным содержанием гелия. Нами определен период переменности магнитного поля, равный 6.969 дня, и предложена наиболее вероятная модель структуры магнитного поля. Величина среднего поверхностного магнитного поля B_s=11 226 Гс, структура магнитного поля описывается моделью теоретического магнитного диполя, расположенного в центре звезды. Угол наклона оси диполя к плоскости экватора вращения нетипично велик – α=65°. Возраст звезды после ZAMS около 10⁶ лет. Предполагается, что в условиях очень сильного магнитного поля ветер «выметает» к поверхности значительное количество гелия, в соответствии с теорией диффузии.

Панчук В.Е., Клочкова В.Г. «Звезды типа Миры Кита. Молекулярные спектры» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 180-200 (2023)

Работа представляет вторую часть обзора результатов спектроскопических исследований мирид в оптическом и близком ИК-диапазонах. Оценивается роль различных структур (атмосфера, оболочки) в формировании оптического спектра. На основе двух модельных приближений сделаны оценки мощности молекулярного слоя, создающего наблюдаемые эффекты искажения эмиссионных спектров. В предположении, что значительная часть оптического спектра формируется в околозвездных оболочках, обсуждаются известные фотометрические и спектроскопические эффекты.

Саванов И.С., Дмитриенко Е.С., Карпов С.В., Ляпсина Н.В., Бескин Г.М., Бирюков А.В., Гутаев А.Г., Иванов Е.А., Перков А.В., Сасюк В.В. «HD 4915: звезда перед началом Маундеровского минимума активности» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 201-207 (2023)

По имеющимся фотометрическим данным, охватывающим почти 8000 суток (21.9 лет) наблюдений яркого G5 V карлика, звезды солнечного типа HD 4915, нами проведено изучение проявлений ее активности, вероятно переходящей в состояние, аналогичное минимуму Маундера. Для оценки длительности возможных циклов активности звезды использованы три независимых набора данных. Получены свидетельства изменения блеска HD 4915, в том числе и на интервале, во время которого имело место уменьшение переменности ее хромосферной активности. На основе построенного спектра мощности для блеска объекта можно предположить существование возможных циклов порядка 1640 и 630 суток (4.5 и 1.7 лет), которые могут быть сопоставлены с оценкой цикла хромосферной активности в 4–4.2 года, существенно меньшей длительности цикла магнитной активности Солнца, что является отличительной особенностью HD 4915. По фотометрическим наблюдениям звезды из обзора Kamogata Wide-field Survey, включая данные измерений после 2018 г., когда она могла бы входить в фазу активности, аналогичную минимуму Маундера, получены указания на возможные циклы в 450, 1260 и 2000 суток (1.23, 3.5 и 5.5 лет) и сделан вывод о присутствии циклических изменений блеска при нахождении HD 4915 в этом предполагаемом состоянии пониженной активности. Проведено обсуждение вероятной оценки периода вращения звезды. Рассмотрены имеющиеся в архиве TESS данные для HD 4915 в четырех сетах наблюдений и установлено, что они не пригодны для определения периода ее вращения.

Саванов И.С. «Анализ активности 11 К-карликов с планетами в зоне обитаемости» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 208-216 (2023)

Представлены результаты изучения проявлений пятенной активности 11 К-карликов с установленными планетами в зоне обитаемости по данным архива космического телескопа Кеплер, полученным в ходе наблюдений в сете Q3 длительностью в 90 суток. Найдено, что площадь пятен A на поверхности К-карликов из нашего списка превосходит величину, характерную для Солнца, но сопоставима с ее максимальными значениями, за исключением активной звезды KIC 9351316, для которой A=7588 м.д.п. Выполнено подробное исследование К-карлика KIC 5938970 (Kepler-1540), вспышечная активность которого выше, чем солнечная, диапазон изменений энергий вспышек lg E составляет 32.95–34.48. Получены оценки периода вращения звезды P=15.1447^d и параметра ΔΦ=0.024±0.007 рад./сут. По данным обзора Kamogata Wide-field Survey (99 оценок блеска звезды в фильтре V за 3310 суток) сделан вывод о наличии циклического и слабого монотонного возрастания блеска. Характерные величины возможных циклов составляют 2.8 и 4.4 года. Наше исследование активности примерно у половины из известных на настоящее время К-карликов с планетами в зоне обитаемости (11 объектов из 17 в полном списке), выполненное по высокоточным фотометрическим наблюдениям с телескопом Кеплер, указало на присутствие у них тех или иных проявлений активности (повышенная вспышечная активность у одного из них, высокая пятенная активность у другого и прочее). Сделан вывод, что при изучении планетных систем у звезд спектрального класса К, включая планеты в зоне обитаемости, детальное исследование проявлений активности каждой конкретной звезды остается крайне желательным.

Авдеева А.С., Карпов С.В., Малков О.Ю. «Поиск коричневых карликов в больших фотометрических обзорах: WISE, 2MASS, DES» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 217-224 (2023)

Однородные и полные выборки коричневых карликов необходимы для разного рода исследований: кинематических исследований Галактики, исследований двойных звезд с коричневыми карликами, уточнения маломассивного конца начальной функции масс и др. По разным оценкам коричневые карлики могут составлять до 25% населения Галактики, тем не менее, открытие коричневых карликов спектроскопическими методами крайне трудоемко. В данной работе мы представляем кроссидентификацию известных близких коричневых карликов из списка 2021 года с оптическим обзором DES и создание на основе получившихся результатов фотометрических правил для обнаружения коричневых карликов в трех обзорах: WISE, 2MASS и DES. Более того, мы представляем различные фотометрические правила для каждого из трех семейств коричневых карликов: ярких, транзитных и слабых. Ранее такого разделения не делалось.

Симонова А.А., Шематович В.И. «Приближенный расчет тепловой потери атмосферы горячей экзопланеты на низкой орбите с учетом эллиптичности» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 225-232 (2023)

Представлены результаты расчетов при помощи приближенного подхода к оценке тепловой потери атмосферы горячей экзопланеты. Объектом моделирования была выбрана система желтого карлика спектрального класса G с экзопланетой типа горячий субнептун или суперземля. Получены оценки темпа потери атмосферы для горячего субнептуна на слабо и сильно эллиптических орбитах. Расчеты показали, что усредненная за период обращения модельного горячего субнептуна потеря атмосферы M_T меняется от значения 5.8·10¹⁷ г для орбиты с e=0.0 до 2.6·10¹⁸ г для орбиты с e=0.8, то есть возрастает почти в 4.5 раза. Причем при e=0.2, 0.4 и 0.6 значения M_T равны 6.3·10¹⁷, 7.6·10¹⁷ и 1.2·10¹⁸ г соответственно. Используя полученные средние за орбиту потери массы атмосферы, можно приблизительно оценить время полной потери атмосферы рассматриваемого субнептуна – при e=0.0 это время примерно равно 0.32 млрд лет, а при e=0.8 приблизительно 0.07 млрд лет. Соответственно, можно заключить, что исходная эллиптичность орбиты горячей экзопланеты является важным фактором при оценке темпа потери первичной водород-гелиевой атмосферы для субнептунов и суперземель.

Трушкин С.А., Шевченко А.В., Бурсов Н.Н., Цыбулев П.Г., Нижельский Н.А., Борисов А.Н., Кудряшова А.А. «Исследование микроквазара Лебедь Х-3 на телескопе РАТАН-600 в режиме многоазимутальных наблюдений» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 233-241 (2023)

Мы проводим ежедневные наблюдения ярких микроквазаров на частотах 1.2–30 ГГц на Северном секторе РАТАН-600 более десяти лет. В измерениях 2019–2021 гг. мы зарегистрировали яркие вспышки, называемые гигантскими, так как плотности потока достигают рекордных значений – выше 20 Ян. Здесь представлены результаты внутрисуточной переменности микроквазара Лебедь X-3 в многоазимутальных наблюдениях на антенной системе «Южный сектор с плоским отражателем» гигантских вспышек Лебедь Х-3. Это сделано впервые на короткой временной шкале (10 минут) и на нескольких частотах одновременно. Наблюдательный материал представляет собой 31 измерение в пределах ±2.7 часа от времени кульминации объекта. Впервые была обнаружена эволюция спектра вспышечного излучения Лебедь Х-3 на временной шкале, сравнимой с орбитальным периодом двойной системы. Данные измерения позволили определить временные и спектральные параметры радиоизлучения, которые характерны для вспышечного синхротронного излучения в релятивистских струях. Эволюция радиоизлучения рентгеновских двойных звезд на малых временных масштабах является ключом к пониманию образования струйных выбросов при аккреции вещества звезды-донора на релятивистский объект.

Страхов И.А., Сафонов Б.С., Черясов Д.В. «Спекл-интерферометрия с CMOS детектором» Астрофизический бюллетень, 78, № 2, с. 242-268 (2023)

В 2022 году была произведена глубокая модернизация спекл-поляриметра (СПП) – штатного прибора 2.5-м телескопа КГО ГАИШ МГУ. При модернизации были устранены недостатки предыдущей версии прибора, а в качестве главного детектора применен CMOS Hamamatsu ORCAQuest qCMOS C15550-20UP. В данной работе мы приводим описание прибора, а также исследуем некоторые особенности CMOS-детектора и способы их учета при спекл-интерферометрической обработке. Количественное сравнение CMOS и EMCCD в приложении к спекл-интерферометрии выполняется с помощью численного моделирования процесса регистрации излучения. В качестве примера астрономических результатов приводятся спекл-интерферометрические наблюдения 25 молодых переменных звезд. Было найдено, что BM And – двойная система с разделением 273 мсд, переменность системы определяется вариациями блеска главной компоненты. Также обнаружена двойственность у NSV 16694 (TYC 120-876-1), разделение у этой системы составляет 202 мсд.