Хамитов И.М., Бикмаев И.Ф., Гильфанов М.Р., Сюняев Р.А., Медведев П.С., Горбачев М.А. «Транзиентные события в околоядерных областях АЯГ и квазаров как источники имитаций собственных движений» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 49, № 6, с. 369-398 (2023)

Настоящая работа представляет собой расширение исследования Хамитова и др. (2022) в части каталога и астрофизической интерпретации имитации значимых собственных движений в галактиках с активными ядрами и квазарах по данным космической обсерватории Gaia.

Melazzini F., Sazonov S. «What can we learn about compton-thin AGN tori from their X-ray spectra?» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 49, № 6, с. 399-400 (2023)

We have developed a Monte Carlo code for simulation of X-ray spectra of active galactic nuclei (AGN) based on a model of a clumpy obscuring torus. Using this code, we investigate the diagnostic power of X-ray spectroscopy of obscured AGN with respect to the physical properties and orientation of the torus, namely: the average column density, ‹N_H›, the line-of-sight column density, N_H, the abundance of iron, A_Fe, the clumpiness (i.e. the average number of gas clouds along the line of sight), ‹N›, and the viewing angle, α. In this first paper of a series, we consider the Compton-thin case, where both ‹N_H› and N_H do not exceed 10²⁴ cm^–2. To enable quantitative comparison of the simulated spectra, we introduce five measurable spectral characteristics: the low-energy hardness ratio (ratio of the continuum fluxes in the 7–11 keV and 2–7 keV energy bands), the high-energy hardness ratio (ratio of the continuum fluxes in the 10–100 keV and 2–10 keV energy bands), the depth of the iron K absorption edge, the equivalent width of the Fe K-a line, and the fraction of the Fe K-a flux contained in the Compton shoulder. We demonstrate that by means of X-ray spectroscopy it is possible to tightly constrain ‹N_H›, NH and A_Fe in the Compton-thin regime, while there is degeneracy between clumpiness and viewing direction.

Бобылев В.В., Байкова А.Т. «Определение скорости вращения спирального узора млечного пути по молодым рассеянным звездным скоплениям» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 49, № 6, с. 401-411 (2023)

Оценка скорости вращения спирального узора Галактики Ω_p выполнена по большой выборке молодых рассеянных звездных скоплений (РЗС).

Цветков А.С., Амосов Ф.А. «Определение параметров нелинейной кинематической модели вращения галактики на базе собственных движений и лучевых скоростей звезд каталога Gaia DR3» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 49, № 6, с. 412-425 (2023)

Решены звездно-кинематические уравнения Огородникова–Милна в галактической прямоугольной системе координат по полным скоростям для специальной выборки звезд, имеющих данные о лучевых скоростях, из финального каталога Gaia Data Release 3. Найдена область применения линейной модели и области, которые она уже плохо описывает. Построена модель второго порядка, более точно учитывающая особенности кинематики звезд, показана ее применимость для звезд, находящихся на расстоянии до 5 кпк.

Демидова Т.В., Шевченко И.И. «Азимутальные структуры в планетезимальных околозвездных дисках» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 49, № 6, с. 426-438 (2023)

Рассмотрены пути формирования азимутальных резонансных структур в околозвездных планетезимальных дисках с планетами. Путем аналитических оценок и массовых численных экспериментов показано, что частицы диска, исходно попадающие в области резонансов средних движений низких порядков с планетой, со временем могут концентрироваться в потенциально наблюдаемые азимутальные структуры. Процесс структурирования протекает быстро, обычно он занимает время ∼100 орбитальных периодов планеты. Найдено, что относительное количество частиц, сохраняющих свое резонансное положение, растет с уменьшением массового параметра μ (отношения масс возмущающей планеты и родительской звезды), но всегда имеет место удаление существенной доли частиц из диска за счет их аккреции на звезду и планету, а также перехода на сильно вытянутые и гиперболические орбиты. Построены ожидаемые радиоизображения азимутально структурированных дисков. В рассмотренных нами моделях наиболее четко проявились азимутальные структуры, ассоциированные с резонансами 2:1 и 3:2; вероятны также наблюдательные проявления резонансов 1:2 и 2:3.