Хабибуллина М.Л., Михайлов А.Г., Сотникова Ю.В., Муфахаров Т.В., Мингалиев М.Г., Кудряшова А.А., Бурсов Н.Н., Столяров В.А., Удовицкий Р.Ю. «Радиосвойства далеких галактик на z≥1 – дополнительные материалы» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 465-486 (2023)

Изучение радиогалактик на больших красных смещениях (HzRG – high-redshift radio galaxies) может пролить свет на эволюцию массивных эллиптических галактик. Квазары являются подавляющим большинством обнаруживаемых радиоисточников на больших красных смещениях, в то время как радиогалактик на z≥3 детектируется значительно меньше. В работе представлены радиосвойства 173 источников, оптически отождествленных с радиогалактиками на z≥1 со спектральной плотностью потока S_1.4≥20 мЯн. По литературным данным были построены широкодиапазонные радиоспектры галактик, оценены их радиопеременность, радиосветимость и радиогромкость. Обнаружено, что почти 60% галактик имеют крутые или ультра крутые радиоспектры; 22% – плоские, инвертированные, растущие и комплексные формы спектров, 18% – спектры с пиком (PS – peaked spectra). Большинство PS в выборке (20/31) имеют спектральные пики на частотах менее 1 ГГц, то есть являются кандидатами в молодые компактные объекты. Медианные значения индексов переменности на частотах 11 и 5 ГГц составляют V_S11=0.14 и V_S5=0.13, что, в целом, свидетельствует о слабом или умеренном характере долговременной переменности радиоизлучения галактик. Характерные радиосветимость и радиогромкость составляют L₅=10⁴³–10⁴⁴ эрг с^–1 и lg R=3–4 соответственно. Для представленной выборки обнаружен менее заметный вклад радиоизлучения компактного ядра по сравнению с яркими квазарами на z≥3. Разнообразие полученных радиосвойств отображает разные условия формирования источников радиоизлучения в галактиках.

Власюк В.В., Сотникова Ю.В., Вольвач А.Е., Спиридонова О.И., Столяров В.А., Михайлов А.Г., Ковалев Ю.А., Ковалев Ю.Ю., Хабибуллина М.Л., Харинов М.А., Янг Л., Мингалиев М.Г., Семенова Т.А., Жеканис П.Г., Муфахаров Т.В., Удовицкий Р.Ю., Кудряшова А.А., Вольвач Л.Н., Эркенов А.К., Москвитин А.С., Емельянов Е.В., Фатхуллин Т.А., Цыбулев П.Г., Нижельский Н.А., Жеканис Г.В., Кравченко Е.В. «Оптическая и радиопеременность блазара S4 0954+658 – дополнительные материалы» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 487-511 (2023)

Представлено исследование оптической и радиопеременности блазара S4 0954+658 в период 1998–2023 гг. Измерения получены на оптических телескопах САО РАН Цейсс-1000 и АS-500/2 в 2003–2023 гг. и на радиотелескопе РАТАН-600 на частотах 1.25 (0.96, 1.1), 2.3, 4.7 (3.7, 3.9), 8.2 (7.7), 11.2, 22.3 (21.7) ГГц в 1998–2023 гг., на радиотелескопах РТ-32 обсерваторий Зеленчукская и Бадары ИПА РАН на 5.05 и 8.63 ГГц в 2020–2023 гг., на радиотелекопе РТ-22 КрАО РАН на частоте 36.8 ГГц в 2009–2023 гг. В течение указанного периода блазар продемонстрировал экстремально высокую широкополосную активность с амплитудой переменности до 70–100%. В радиодиапазоне S4 0954+658 показал максимальную историческую активность с многочисленными вспышками разной амплитуды и продолжительности. Крупные вспышки длились в среднем от 0.3 до одного года на частотах 22–36.8 ГГц и немного дольше на 5–11.2 ГГц. Оптические вспышки у блазара намного короче и длятся от 7 до 50 дней. В эпоху наибольшей активности – в 2014–2023 гг. – характерный временной масштаб τ вариаций радиоизлучения на 5–22 ГГц составил около 100 дней, а в эпоху наименьшей активности – в 2003–2014 гг. – τ∼1000 дней. Для всего периода измерений обнаружена корреляция излучения в оптическом, радио- и γ-диапазонах, означающая, что мы наблюдаем одну популяцию фотонов, испускаемых из разных излучающих областей. Линейные размеры области излучения оценены как 0.5–2 пк для разных условий. Широкодиапазонный радиоспектр S4 0954+658 с двумя спектральными компонентами был промоделирован с использованием и электронов, и протонов как излучающих частиц. Полученный результат показал, что синхротронное радиоизлучение в этом блазаре может генерироваться релятивистскими протонами.

Смирнов Д.В., Макаров Д.И., Караченцев И.Д. «Спутники вокруг галактик, видимых с ребра. I. Динамические массы – дополнительные материалы» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 512-524 (2023)

Предприняты поиски спутников вокруг галактик, наблюдаемых с ребра, из каталога EGIPS, который насчитывает 16 551 объект со склонениями выше 30°. Искались системы с доминирующей по светимости центральной галактикой, яркость которой как минимум на ^m больше своих компаньонов. В результате было обнаружено 1097 кандидатов в спутники вокруг 764 EGIPS-галактик с проекционным расстоянием менее 500 кпк и разностью лучевых скоростей менее 300 км с^–1. Из них 757 спутников вокруг 547 центральных галактик имеют точности определения лучевых скоростей лучше 20 км с^–1 и удовлетворяют условию гравитационной связанности. Ансамбль спутников характеризуется средним проекционным расстоянием 84 кпк и средней дисперсией лучевых скоростей 103 км с^–1. Рассматривая мелкие спутники как пробные частицы, двигающиеся по изотропным орбитам вокруг центральных EGIPS-галактик, мы определили проекционные (орбитальные) массы галактик, видимых с ребра. В диапазоне светимостей от 1.3·10¹⁰ до 42·10¹⁰ L_⊙ полная масса систем хорошо описывается линейной зависимостью lg M_p∝0.88 lg ‹L_K›_g со средним отношением полной массы к K-светимости, равном (17.5±0.8) M_⊙/L_⊙, что типично для близких спиральных галактик, таких как Млечный Путь, M 31 и M 81.

Байкова А.Т., Смирнов А.А., Бобылев В.В. «Влияние бара на динамику шаровых скоплений в центральной области Млечного Пути. Частотный анализ орбит по данным Gaia EDR3» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 525-540 (2023)

Работа посвящена изучению влияния бара на орбитальную динамику шаровых скоплений. Проведен анализ орбит 45 шаровых скоплений в центральной галактической области радиусом 3.5 кпк методами спектральной динамики с целью выявления объектов, захваченных баром. Для формирования 6D-фазового пространства, требуемого для интегрирования орбит, использованы самые точные на сегодняшний день астрометрические данные со спутника Gaia (EDR3), а также новые уточненные средние расстояния до шаровых скоплений. Поскольку параметры бара Млечного Пути известны с очень большой неопределенностью, то были построены орбиты и проведен их частотный анализ с варьированием массы, длины и угловой скорости вращения бара в широком диапазоне значений с достаточно малым шагом. Интегрирование орбит проводилось на 2.5 млрд лет назад. В результате были выявлены шаровые скопления, поддерживающие бар, для каждого набора параметров бара. Впервые получено аналитическое выражение для зависимости доминантной частотыf_X от угловой скорости вращения бара. Кроме того, были определены вероятности захвата шаровых скоплений баром при варьировании параметров бара в определенных диапазонах значений по случайному закону распределения. Приводится список из 14 шаровых скоплений с наиболее значимыми вероятностями захвата, при этом пять ШС – NGC 6266, NGC 6569, Terzan 5, NGC 6522, NGC 6540 – показывают вероятность захвата баром P≥0.2. Сделан вывод о регулярности орбит шаровых скоплений на основе вычисления приближений максимальных характеристических показателей Ляпунова.

Цветков Д.Ю., Павлюк Н.Н., Ечеистов В.А., Бакланов П.В. «Прогресс в исследованиях сверхновых с помощью 2.5-м телескопа Кавказской горной Обсерватории ГАИШ МГУ» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 541-561 (2023)

Представлены результаты фотометрических и спектроскопических наблюдений сверхновых на 2.5-м телескопе Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ. Построены кривые блеска для объектов 2017egm, 2017eaw, 2018cow, 2018aoq, 2018zd, 2019yvr, 2019vxm, 2020tlf, 2020xtz, определены их основные параметры. Для SNe II-P 2017eaw, 2018aoq наблюдаемые кривые блеска сравниваются с теоретическими расчетами. Представлены спектры SNe 2019vxm, 2019yvr, 2020tlf, 2020xtz. Для SNe IIn 2019vxm, 2020tlf осуществлено исследование профилей эмиссионных линий. Для SNe 2019yvr, 2020xtz проведено моделирование спектров. Приведены результаты программы оперативной спектральной классификации SNe для восьми объектов.

Князев А.Ю., Катков И.Ю., Малков О.Ю., Бердников Л.Н., Шатский Н.И., Додин А.В., Желтоухов С.Г. «Спектральные классы компонентов долгопериодических разделенных затменных двойных систем по данным спектроскопии низкого разрешения» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 562-578 (2023)

Представлены результаты спектральных наблюдений и последующего анализа шести долгопериодических разделенных затменных двойных звезд (DLEB) с компонентами на главной последовательности (ГП) из выборки, сформированной с целью проверки соотношения «масса – светимость» (MLR) для звезд в диапазоне масс M/M_⊙>1.5. Мы провели анализ всех полученных спектров по методике, которая позволяет выявить двойственность системы и определить T_eff и lg g для каждого компонента, а также металличность системы [Fe/H] и величину покраснения E(B–V) на луче зрения. Были рассчитаны абсолютные параметры изучаемых систем. Анализ полученных спектров показывает, что у трех объектов из шести (V1156 Cyg, EU Gem и V733 Per) мы уверенно обнаруживаем двойственность по их спектрам и определяем спектральный тип и класс каждого компонента. В системе V733 Per оба компонента уже покинули ГП, поэтому система должна быть исключена из нашей выборки, а изучение V1156 Cyg и EU Gem следует продолжить. Спектр OT And не показал двойственности, однако главный компонент системы – горячая звезда A6 V, и поэтому OT And должна остаться в нашей выборке. Двойственности систем IM Del и LX Gem мы также не выявили. Более яркие их компоненты оказались холодным гигантом и сверхгигантом, и по результатам нашего анализа эти системы должны быть исключены из выборки. По такой же методике мы провели анализ двух спектров, полученных для систем EU Gem и LX Gem с помощью LAMOST. Мы показали, что параметры, определяемые из спектров LAMOST, очень хорошо сходятся с параметрами, определенными для спектров, полученных в Кавказской горной обсерватории (КГО) ГАИШ МГУ. Наш анализ позволил построить первое приближение для кривых скоростей системы V1156 Cyg и показать, что в этой системе холодный компонент имеет большую массу

Галазутдинов Г.А., Сантандер Т.А., Бабина Е.В., Креловски Я. «Усовершенствованный метод определения расстояний по межзвездным линиям ионизованного титана – дополнительные материалы» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 579-585 (2023)

Измерены эквивалентные ширины (EW) межзвездных линий поглощения Ti II λ 3383.759 для более 250 звезд с межзвездным покраснением и обнаружили хорошую корреляцию между значениями EW и расстояниями до звезд, оцененными с помощью параллаксов по данным Gaia DR3. Для очень ярких объектов, которые не наблюдались космическим телескопом Gaia, были использованы тригонометрические параллаксы Hipparcos. Процедура оценки расстояния по линиям Ti II аналогична хорошо известному Ca II-методу. Однако у Ti II-метода есть, как минимум, три преимущества: в отличие от межзвездных H и K линий Ca II, нет блендирования линий Ti II со звездными линиями даже для B-звезд поздних классов; линии Ti II в гораздо меньшей степени подвержены влиянию эффекта насыщения; измеряется только одна линия, то есть учитывается только одна погрешность измерения. Связь между эквивалентной шириной линии Ti II и расстоянием задается простым уравнением d∼30EW, где d – расстояние в парсеках, а EW – эквивалентная ширина линии Ti II 3383.759 в мÅ.

Холтыгин А.Ф., Якунин И.А., Бурлак М.А., Рыспаева Е.Б. «Оптическая и рентгеновская переменность звезд типа γ Cas: HD 45995» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 586-595 (2023)

Настоящая работа посвящена исследованию переменности звезды HD 45995 типа γ Cas. Анализируются как ее оптические, так и рентгеновские спектры. Обнаружена переменность профилей линий в спектре HD 45995 на длительных (350–380 суток) и на коротких (11–87 минут) интервалах времени. По фотометрическим кривым блеска HD 45995, полученным на спутнике TESS, уточнен период вращения звезды: P=0.8443±0.0009 суток. В этих кривых блеска выявлены компоненты с типичными для нерадиальных пульсаций B-звезд периодами около 11 часов и компоненты с периодами около 4–14 суток, природа которых пока неизвестна. Отметим, что, в принципе, последние компоненты могут носить инструментальный характер, например, вследствие дрейфa спутника. Характер фотометрической переменности по данным TESS существенно меняется для разных эпох наблюдений в 2018/2019 и 2020/2021 гг. В рентгеновских кривых блеска HD 45995 заподозрено присутствие сверхбыстрых вариаций с периодом P=48.5±0.5 секунд.

Романюк И.И., Моисеева А.В., Семенко Е.А., Якунин И.А., Кудрявцев Д.О. «Результаты измерений магнитных полей на БТА. IX. Наблюдения 2015 года – дополнительные материалы» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 596-618 (2023)

Представлены результаты измерения магнитного поля и физических параметров для 96 звезд. Наблюдения проводились в 2015 году на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа БТА. Из анализа спектров циркулярно-поляризованного излучения впервые обнаружено магнитное поле у звезд: HD 653, HD 8855, HD 94603, HD 188101 (KIC 6065699), HD 189160, HD 195464, BD +44° 4130. Систематических ошибок измерений не обнаружено.

Саванов И.С. «Активность М-карлика L 98-59 и атмосферные потери его экзопланет» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 619-624 (2023)

Выполнены исследования активности яркого М-карлика L 98-59, расположенного на расстоянии 10.6 пк от Земли и обладающего мультипланетной системой (одна из планет L 98-59 b является каменистой планетой с массой, не превосходящей массу Венеры). Найдено, что уровень хромосферной активности L 98-59 не превышает средней величины, характерной для других холодных карликов с аналогичными величинами показателя цвета (B–V). Этот уровень ниже солнечного, средняя величина параметра lg R′ HK для L 98-59 равна –5.297 dex. Сведения о родительской звезде и ее активности были использованы нами при оценке величины оттока вещества из атмосфер пяти планет (в том числе кандидата в планеты 05). Для подсчета потери вещества атмосферами планет (без детального моделирования процессов в системе «звезда–планета») мы применили аппроксимационную формулу, соответствующую модели потери атмосферы с ограничением по энергии. Получены оценки величин потока XUV-фотонов – жесткого ультрафиолетового и рентгеновского диапазонов – для среднего и высокого уровней активности, а также оценки величин приливного параметра Ktide(ξ). Установлены изменения величины параметра M^. для пяти планет системы L 98-59 с учетом возможных вариаций уровня активности звезды. Диапазоны изменений параметра M^. для планет с–е составляют от 7.6·10⁶ г с^–1 до 3.8·10⁷ г с^–1 (средний уровень активности) и 1.2–5.7·10⁷ г с^–1 (высокий уровень активности). Для планеты L 98-59 b, аналога Венеры, мы получили следующие оценки: 1.3·10⁷ и 2.0·10⁷ г с^–1 (для среднего и высокого уровней активности соответственно). Можно предположить, что сравнительно небольшой, несмотря на близость планет к звезде, отток вещества их атмосфер M^. обусловлен невысоким потоком XUV-фотонов от звезды вследствие низкого уровня ее активности.

Романюк И.И. «Магнитные поля химически пекулярных и родственных им звезд. IX. Основные результаты 2022 года и анализ ближайших перспектив» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 625-637 (2023)

Приводится обзор работ, опубликованных в 2022 году, и выполненных в области исследования звездного магнетизма. Всего проанализировано 75 статей. Основной интерес исследователей заключен в изучении магнетизма химически пекулярных звезд, активных холодных звезд. Найдено, что для последних наблюдается миграция магнитных пятен и изменение их конфигурации. Представлены проекты спектрографов и спектрополяриметров для новых крупных телескопов.

Соумья Г.М., Раджани Г., Панивени У., Срикант Р. «Зависимость продолжительности жизни Солнечных супергранул от поверхностной магнитной активности и вращения» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 638-646 (2023)

На основе анализа временных рядов фильтрограмм Ca II К проведено исследование продолжительности жизни и масштабов супергранул в активных и спокойных областях хромосферы Солнца, а также их взаимосвязи. Важно отметить, что, в отличие от масштаба супергранул и фрактальной размерности, продолжительность жизни супергранул не проявляет существенной зависимости от солнечной широты. Это говорит о том, что продолжительность жизни ячеек не зависит от дифференциального вращения Солнца и возможного сверхбыстрого вращения супергранул. На основе сравнения распределений двух параметров супергранул была получена функциональная зависимость, которая представляет собой линейную связь между продолжительностью жизни ячейки и ее площадью. Это можно объяснить, предполагая, что эволюция супергрануляционной сетки происходит через диффузию магнитного поля. Важным результатом нашего анализа является также установление того факта, что скорость диффузии в спокойных областях хромосферы примерно на 10% больше, чем в активных областях

Юшкин М.В., Емельянов Э.В., Верич Ю.Б., Панчук В.Е. «Эшелле-спектрополяриметр первичного фокуса БТА ESPriF. Коррекция низкочастотных вариаций изображения звезды» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 647-656 (2023)

Сообщается о разработке корректора низкочастотных вариаций изображения звезды на входе ESPriF – эшелле-спектрополяриметра первичного фокуса БТА. Новые технические решения позволили продлить диапазон рабочих частот до 10 Гц для звезд ярче 13^m.

Рипак А.М., Богод В.М., Гренков С.А., Лебедев М.К. «Помехоустойчивый радиометр дециметрового диапазона для радиотелескопа РАТАН-600» Астрофизический бюллетень, 78, № 4, с. 657-669 (2023)

Разработка методов устранения влияния помех становится принципиальным вызовом для любых радиоастрономических исследований. В настоящей работе мы сообщаем о разработке и создании нового спектрометра, предназначенного для наблюдений за Солнцем на радиотелескопе РАТАН-600, способного исключать радиопомехи с использованием статистического алгоритма, основанного на оценке спектрального куртозиса. Описывается конструкция аналогового внешнего интерфейса и работа системы цифровой обработки сигналов на базе ПЛИС. Достигнутое максимальное спектральное разрешение составляет 122 кГц в полосе частот 1.0–3.0 ГГц. Выходной спектр имеет от 64 до 8192 элементов разрешения по частоте в зависимости от требований наблюдателя, скорость вывода составляет до 120 спектров в секунду. Результаты испытаний и первых наблюдений за Солнцем показывают, что используемый метод может успешно обнаруживать и подавлять помехи от большинства локальных источников радиопомех.