Тихонов Н.А., Галазутдинова О.А., Каратаева Г.М. «Светимости ярчайших голубых звезд в 30 карликовых галактиках» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 371-383 (2024)

На основе архивных снимков космического телескопа им. Хаббла мы провели звездную и интегральную фотометрию 30 иррегулярных карликовых галактик в фильтрах F606W (V) и F814W (I). Для 12 галактик определены расстояния TRGB-методом. На построенных диаграммах Герцшпрунга–Рессела выделены ветви голубых сверхгигантов и вычислены средние светимости трех ярчайших звезд. В круговых апертурах с максимальным радиусом Rad=50″ определены показатели цвета (V–I) и светимости галактик в фильтрах V и I. Построена диаграмма зависимости между светимостями галактик и их ярчайших звезд, на которой видно, что светимость ярчайших звезд увеличивается при увеличении светимости родительских галактик. Сравнение полученной для 30 иррегулярных галактик зависимости с аналогичной для 150 спиральных и иррегулярных галактик, опубликованной Тихоновым и др. в 2021 году, показывает их сходство. Данный результат подтверждает гипотезу о том, что отсутствие ярких массивных звезд в карликовых иррегулярных галактиках нельзя объяснить статистикой малого числа звезд в этих галактиках. Используя результаты работ Хантер и др., изданных в 2019 и 2021 годах, мы построили зависимость между светимостью галактик и массой третьего по величине массы HI-облака этих галактик. Представленная взаимосвязь, а также известная корреляция Ларсона между массой облаков молекулярного водорода и массой рождающихся в них звезд, предложенная в 1982 году, дают нам основание для вывода, что полученная нами зависимость между светимостью галактик и ярчайших звезд является следствием корреляции между светимостью (массой) галактик и средней массой газовых облаков этих галактик.

Шолухова О.Н., Тихонов Н.А., Соловьева Ю.Н., Саркисян А.Н., Винокуров А.С., Валчева А.Т., Недялков П.Л., Бизяев Д.В., Уильямс Б.Ф., Иванов В.Д. «Поиск и исследование ярчайших звезд в галактике IC 342» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 384-400 (2024)

На основе архивных снимков космического телескопа им. Хаббла и снимков 2-м телескопа обсерватории Рожен (Болгария) проведен отбор кандидатов в массивные звезды галактики IC 342. По программе поиска ярких массивных звезд в галактиках вне Местной группы были проведены спектральные наблюдения 24 из 27 отобранных звезд на 6-м телескопе БТА САО РАН и 3.5-м телескопе Апачи-Пойнт (США). Анализ данных показал, что 12 объектов имеют спектры без ярких особенностей, за исключением эмиссионных линий окружающих туманностей, и представляют собой одиночные сверхгиганты классов от O9 до F5 или пространственно неразрешенные молодые компактные скопления; один источник с абсорбционным спектром, вероятно, принадлежит нашей Галактике. Спектры семи объектов показали особенности, характерные для звезд Вольфа–Райе или для компактных скоплений, содержащих звезды Вольфа–Райе. Один источник является компактным остатком сверхновой. Два объекта были предварительно классифицированы как кандидаты в LBV в холодном состоянии, один объект–кандидат в B_e-сверхгиганты.

Пустильник С.А., Теплякова А.Л., Винокуров А.С. «Карликовая галактика Местного Объема Cas 1: металличность газа, поглощение и расстояние» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 401-411 (2024)

Cas 1 является карликовой иррегулярной галактикой Местного объема (МО). Тихонов Н. А. в 2019 г., используя HST-изображения и метод определения расстояний по вершине ветви красных гигантов (TRGB), получил расстояние до нее D=1.61±0.1Мпк и обнаружил, что металличность звезд этой галактики близка к ζ=0.0004 (или Z(stars)∼ Z_⊙/50). Такая экстремально бедная металлами (XMP) карликовая галактика была бы ближайшим к нам аналогом I Zw 18 и ценным объектом для последующих детальных исследований. Между тем расстояние до Cas 1 остается предметом обсуждений. В базе данных внегалактических расстояний (EDD) представлена основанная на более глубоких HST-изображениях Cas 1 TRGB-оценка расстояния – 4.5±0.2Мпк. При этом Cas 1 оказывается в общем поле между группами IC342 (D=3.3Мпк) и Maffei 1/Maffei 2 (D=5.7Мпк). Для проверки предполагаемого статуса Cas 1 как XMP-галактики мы провели на 6-м телескопе САО РАН (БТА) спектроскопию двух ее H II-областей и определили в них содержание кислорода O/H. Мы также использовали эти спектры, чтобы оценить с помощью наблюдаемого бальмеровского декремента верхний предел для поглощения в Млечном Пути (MW) в направлении Cas 1. Найденные значения параметра 12+lg(O/H) равны 7.83∼0.1 и 7.58∼0.1dex. Измеренные бальмеровские декременты дают верхнюю оценку поглощения в MW в этом направлении A_B=3.06±0.14^m, что на 0.63^m меньше, чем A_B, использованное в предыдущих оценках расстояния до Cas 1. Это приводит к уменьшению оригинального EDD-расстояния до 4.1±0.36 Мпк. Для ограничения вероятного диапазона M_B мы используем соотношение между 12+lg(O/H) и M_B для галактик в МО из работы Berg et al., опубликованной в 2012 году. Соответствующая оценка расстояния до Cas 1 составляет 1.64 Мпк при неопределенности с фактором 2.17 для ошибки 1σ. Исходя из полученной оценки Z(gas)∼Z_⊙/10, Cas 1 не является XMP-галактикой. Два новых найденных нами значения расстояния согласуются друг с другом в пределах примерно 1σ при наиболее вероятной величине D=3.73Мпк. Это расстояние указывает на предпочтительное положение Cas 1 в окрестностях IC 342, а не в общем поле.

Винокуров А.С., Костенков А.Е., Атапин К.Е., Соловьева Ю.Н. «Природа эмиссионного спектра NG C7793 P13: моделирование атмосферы звезды-донора» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 412-427 (2024)

Мы продолжаем исследование ультраяркого рентгеновского источника NG C7793 P13 в оптическом диапазоне. В работе проверяется возможность описания спектра объекта в рамках сферически-симметричной модели ветра звезды-донора, которая ранее была идентифицирована как B9 Ia-сверхгигант. В результате моделирования было получено хорошее согласие модельного и наблюдаемого спектров при относительно высоком значении темпа потери массы M≈6·10^–6M_⊙ год^–1, остальные параметры оказались близки к ожидаемым для поздних B-сверхгигантов. Повышенный темп потери массы может быть объяснен высокой скоростью вращения звезды. Кроме того, на качественном уровне было показано влияние рентгеновского прогрева на наблюдаемый спектр, обсуждается принципиальная возможность ускорения ветра в условиях мощного облучения.

Галазутдинов Г.А., Бабина Е.В. «O длинах волн покоя диффузных межзвездных полос» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 428-442 (2024)

Длины волн покоя диффузных межзвездных полос (diffuse interstellar bands – DIB) являются параметрами фундаментальной важности из-за отсутствия однозначной идентификации этих загадочных особенностей. Обычно длины волн DIB оцениваются с использованием известных межзвездных атомных или молекулярных линий, служащих для сдвига шкалы длин волн в «межзвездное» состояние. Однако атомы/молекулы и носители диффузных полос могут находиться в разных частях межзвездного облака, движущихся с разной скоростью относительно наблюдателя. В данной работе мы показываем, что самая узкая известная диффузная межзвездная полоса 6196 Å является предпочтительным нуль-пунктом для построения «межзвездной» шкалы длин волн. Кроме того, мы предлагаем использовать геометрический центр масс диффузных полос (эффективную длину волны) в качестве меры длины волны покоя для этих, как правило, асимметричных особенностей. Исключением является DIB 6196. Согласно предлагаемому здесь методу, симметричная нижняя часть профиля этой особенности используется для построения «межзвездной» шкалы длин волн, а центр масс DIB 6196 служит для изучения переменности, наблюдаемой в верхней части профиля. Мы оценили величину изменения центра масс диффузных полос 5780, 5797, 6284 и 7224 Å, измеренную на 41 луче зрения в широком диапазоне межзвездного покраснения (E_B–V=0.13^m–1.06^m). Использовались объекты без наблюдаемого в спектрах высокого разрешения доплеровского расщепления в профилях межзвездных линий CH 4300 и KI 7699 Å. Показано, что диффузные полосы демонстрируют постепенное увеличение ширины профиля, сопровождающееся ростом длины волны центра масс, т.е. красное крыло профилей является наиболее изменчивой частью DIB. Для оценки ширины диффузных полос мы предлагаем использовать параметр «эффективная ширина» W_eff, который представляет собой отношение эквивалентной ширины (EW) к глубине профиля и впервые был введен нами в 2008 г. В отличие от общепринятой полуширины на половине интенсивности (full width at half maximum – FWHM), параметр W_eff не чувствителен к форме профиля. Таким образом, W_eff обеспечивает меньшую погрешность измерений, чем FWHM. Постепенное увеличение W_eff, сопровождающееся красным смещением центра масс профиля, может свидетельствовать о заселении более высоких переходов P-ветви полос молекул, предполагаемых носителей диффузных полос. Также показано, что в σ-облакax диффузные полосы, как правило, шире, но менее глубокие, чем в ρ-облаках.

Шиманский В.В., Дудник А.А., Борисов Н.В., Котов С.С. «Параметры карликовых новых типа SU UMa и WZ Sge в спокойном состоянии. II. V355 UMa, V521 Peg, VY Aqr, PQ And» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 443-451 (2024)

С применением ранее разработанной методики проведено исследование оптических спектров умеренного разрешения и получены наборы параметров карликовых новых звезд V355 UMa, V521 Peg, VY Aqr и PQ And. Наблюдения систем в фазах поздней релаксации после вспышки или в спокойном состоянии выполнены в 2020 и 2021 гг. на 6-м телескопе (БТА) САО РАН. При их анализе учитывалось требование оптимального описания наблюдаемых абсорбционных профилей линий бальмеровской серии модельными спектрами белых карликов с лучистым и конвективным переносом. В результате для всех систем определены параметры атмосфер главных компонентов, а при их последующем сравнении с моделями внутреннего строения белых карликов и звезд главной последовательности – наборы фундаментальных параметров объектов. Установлено, что анализ спектров карликовых новых, содержащих умеренно холодные белые карлики с T_eff=12 000–15 000 K, обеспечивает лучшую точность их параметров, чем у систем с более горячими главными компонентами. Одновременным условием повышения точности является проведение наблюдений после релаксации объектов к спокойному состоянию, так как эмиссионные линии аккреционного диска существенно сужают область анализируемого спектра. Найдено, что главные компоненты V355 UMa, V521 Peg, VY Aqr и PQ And имеют массы в пределах M₁=0.59–0.87 M_⊙, а их холодными спутниками являются красные карлики с M₂=0.11–0.13 M_⊙.

Холтыгин А.Ф., Якунин И.А., Бухаринов В.С., Мокшин Д.Н., Рыспаева Е.Б., Циопа О.А. «Оптическая и рентгеновская переменность звезд типа γ Cas II: SAO 49725» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 452-459 (2024)

Работа посвящена исследованию переменности звезды SAO 49725 типа γ Cas. Анализируются как оптические, так и рентгеновские спектры звезды. Обнаружена переменность профилей линий в спектре SAO 49725 на коротких (70–223 минут) шкалах. По фотометрическим кривым блеска SAO 49725, полученным на спутнике TESS, обнаружены регулярные вариации блеска с периодом 1.1989 дня, отождествленного с периодом вращения звезды. Характер фотометрической переменности по данным TESS существенно меняется для разных эпох наблюдений. Компоненты TESS кривых блеска SAO 49725 с периодами около 3–21 дня могут носить инструментальный характер. В рентгеновских кривых блеска SAO 49725, полученных на спутнике XMM, заподозрено присутствие вариаций с периодом P=230±178 минут.

Дьяченко В.В., Якунин И.А., Баязитов Р.М., Григорьев С.А., Рябчикова Т.А., Пахомов Ю.В., Семенко Е.А., Бескакотов А.С., Митрофанова А.А., Максимов А.Ф., Балега Ю.Ю. «Исследование двойной системы μ Cet спекл-интерферометрическими, фотометрическими и спектроскопическими методами» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 460-478 (2024)

На основе данных, полученных на 6-м телескопе САО РАН, уточнена спеклинтерферометрическая орбита двойной системы μ Cet, а также на основе анализа фотометрических и спектроскопических данных исследован главный компонент. Изначально объект классифицировался как гигант с аномалиями химического состава. В результате проведенного анализа нами сделан вывод о принадлежности звезды к главной последовательности (ГП), к классу непекулярных звезд. Анализ фотометрических данных миссии TESS свидетельствует о принадлежности главного компонента системы к пульсаторам типа γ Dor.

Исмаилов Н.З., Погодин М.А., Холтыгин А.Ф., Адыгозалзаде Х.Н., Баширова У.З. «Структурно-кинематические особенности газовой оболочки необычной Ae-зезды Хербига HD 179218. I. Быстрая спектральная переменность» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 479-488 (2024)

Описывается и анализируется спектральный материал, полученный для молодой Ае-звезды Хербига HD 179218 с 2015 по 2021 г. Исследованы профили линий Hβ и He I λ 5876 и их переменность на разных масштабах времени. Анализ результатов наблюдений показал, что профили линии Hβ в спектре HD 179218 имеют вид одиночной эмиссионной компоненты с накладывающимися на нее локальными абсорбционными деталями, лучевые скорости которых варьируются от голубого до красного края эмиссии. В отдельные даты можно видеть сразу несколько компонент, сохраняющихся на протяжении не менее трех суток. В течение 17 дат наблюдений профили линий Hβ и He I λ 5876 выглядели как обратный профиль P Cyg, красная граница которого _vred изменялась от даты к дате от +235 до +390 км с^–1. Анализ вариаций параметра _vred для этих линий методом Лафлера–Кинмана показал наличие регулярной компоненты с периодом P=1.341±0.002 дня, что соответствует ожидаемому периоду вращения звезды. Обнаруженная переменность у HD 179218 может быть признаком магнитосферной аккреции. Определен угол наклона оси вращения объекта i=23±3°. Картина наблюдаемой переменности HD 179218 может объясняться особенностями её магнетизма.

Бобылев В.В., Байкова А.Т. «Изучение кинематики звездной ассоциации TW Hya по современным данным» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 489-496 (2024)

Изучена кинематика близкой к Солнцу молодой звездной ассоциации TW Hya. Двумя способами получены кинематические оценки возраста этой ассоциации. Первый способ – анализ звездных траекторий, проинтегрированных назад по времени, – дал оценку возраста t=4.9±1.2 млн лет. Второй заключался в анализе мгновенных скоростей звезд и показал, что имеет место объемное расширение звездной системы с коэффициентом угловой скорости K_xyz=103±12км с^–1 кпк^–1. На основе этого эффекта найден промежуток времени, прошедший от начала расширения ассоциации TW Hya до настоящего момента, t=9.5±1.1 млн лет. Определены следующие значения главных полуосей эллипсоида остаточных скоростей: σ_1,2,3=(5.25, 1.84, 0.35)≡(0.34, 0.63, 0.26)км с^–1.

Гожа М.Л., Марсаков В.А., Коваль В.В. «Богатые металлами переменные звезды типа RR Лиры поля Галактики: особенности кинематики и содержаний некоторых химических элементов» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 497-510 (2024)

Проведен анализ особенностей относительных содержаний ряда химических элементов в атмосферах высокометалличных ([Fe/H]>–1) переменных звезд типа RR Лиры (лирид) галактического поля и их кинематических характеристик. Ранее мы показали, что относительные содержания α-элементов: магния, кремния, кальция, но в большей степени титана, а также иттрия и скандия в таких звездах ниже, чем у большинства звезд других типов аналогичной металличности. В данной работе найдено, что часть таких богатых металлами лирид обладают еще и очень низкими относительными содержаниями натрия, алюминия и никеля. Орбитальные параметры всех исследуемых в работе металличных переменных типа RR Лиры характерны для объектов тонкого или толстого дисков Галактики, однако необычный химический состав позволяет предположить возможное внегалактическое происхождение некоторых из них.

Аитов В.Н., Корчагина Е.П., Валявин Г.Г., Фабрика С.Н. «Частоты встречаемости белых карликов с регулярными магнитными полями» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 511-520 (2024)

Приводится и анализируется сводка магнитометрических исследований одиночных белых карликов (БК), проводимых в САО РАН совместно с рядом других обсерваторий. Целями исследований являются поиск у этих звезд регулярных крупномасштабных магнитных полей и построение вероятностного распределения встречаемости БК в зависимости от напряженности этих полей. На основе проведенного анализа определены БК, магнитосферы которых не меняют свои конфигурации на протяжении длительного времени – от нескольких десятков до сотен лет как минимум, а возможно, и более. Эти звезды могут быть использованы в качестве стандартов круговой поляризации. С использованием данных современных обзоров и данных наблюдений САО РАН построены версии наблюдаемых вероятностных распределений БК по их поверхностным магнитным полям в диапазоне 10³–10⁹ Гс. Распределение БК с полями от 10⁶ Гс до 10⁹ Гс хорошо описывается степенной зависимостью. В области меньших полей зависимость нарушается, демонстрируя селекционный «завал». Селекция вызвана технической сложностью магнитометрических исследований БК. Вработе обсуждается также и физическая природа селекции, связанная с усложнением взаимодействия глобальных магнитных полей малой напряженности (менее 10 кГс) с динамическими процессами в поверхностных слоях БК. В частности, конвекция способна разрушать глобальную симметрию поверхностного магнитного поля напряженностью в несколько килогаусс. На основе анализа полученных распределений сделан вывод о том, что все БК с поверхностными полями свыше нескольких десятков килогаусс являются носителями регулярных глобальных полей, затухающих на временах 10¹⁰ лет. Магнитные поля с напряженностями от нескольких килогаусс и ниже теряют свою глобальную структуру, фрагментируясь в пятна, что затрудняет и даже делает невозможным их детектирование стандартными спектрополяриметрическими методами. Приводятся подтверждающие примеры и рекомендации для совершенствования методики магнитометрических наблюдений вырожденных звезд со слабыми магнитными полями.

Осташова М.Л., Расторгуев А.С. «Фрактальные эффекты звездной среды в окрестности Солнца по данным Gaia DR2» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 521-525 (2024)

Изучаются фрактальные свойства звездной среды в окрестности Солнца на основе данных Gaia DR2 для 200 000 звезд всех спектральных классов на расстояниях от 1 до 100 пк от Солнца. Рассматриваются основные этапы развития представлений о фрактальной структуре в звездной среде галактик. Анализ пространственного распределения звезд выполняется методом «масса–радиус». Численные расчеты показывают, что средняя условная локальная звездная плотность в сферах с возрастающим радиусом r с центром в i-ой звезде аппроксимируется степенными законами, что подтверждает выводы Вокулера–Мандельброта для фрактальных структур в гравитирующих средах и указывает на присутствие фрактальных структур в звездной среде в околосолнечной окрестности с фрактальной размерностью D≃2.41. Определенные по выборке из 200 000 звезд характеристики фрактальных свойств среды обсуждаются и сравниваются с более ранним результатом, полученным для 13 000 F- и G-карликов в околосолнечной окрестности по данным Женевско–Копенгагенского обзора.

Соловьев А.А. «Плотные и холодные волокна в Солнечной короне» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 526-533 (2024)

Рассчитана структура солнечного коронального волокна с типичными для спокойных солнечных протуберанцев параметрами плазмы (концентрация частиц 10¹⁰–10¹² см^–3 и температура в наиболее холодной части от 4000 до 20 000 К), расположенного горизонтально в короне на высотах в несколько десятков тысяч километров. Волокно рассматривается как верхняя часть слабо изогнутой скрученной магнитной петли, ноги которой закреплены в фотосфере. Магнитное поле волокна – винтовое (жгутовое). Для поддержания поперечного равновесия необходимо внешнее продольное поле. Присутствует также слабое поперечное магнитное поле, которое оказывает сильное влияние на распределение давления и плотности газа в волокне. Характерной особенностью модели, впервые воспроизведенной теоретически, является наличие разрежения (каверны) снаружи от волокна. Промоделирована тонкая волоконная структура протуберанца, состоящего из плотных и холодных волоконец, погруженных в слабое однородное горизонтальное магнитное поле. Показано, что наблюдаемые вертикальные перемещения элементов плазмы в протуберанце, обычно трактуемые как проявления «термической конвекции» в его теле, могут быть обусловлены вертикальными механическими перемещениями отдельных магнитных волоконец, составляющих тело протуберанца. Шировые (сдвиговые) движения плазмы на фотосфере могут изменить знак слабого поперечного поля и тем самым уменьшить плотность плазмы на оси волокна, то есть приблизить плотность электрического тока на его оси к тому критическому значению, при котором дрейфовая скорость электронов сравняется со скоростью ионного звука.

Ерошенко Ю.Н. «Нелинейная генерация звуковых волн в догалактическую эпоху и поглощение в линии 21 см» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 534-542 (2024)

Выполнен расчет структуры звуковых волн в барионном газе, генерируемых при эволюции сферически симметричных гало темной материи с массой, меньшей массы Джинса. При этом источник гравитационного поля, создающий волну, может находиться как на линейной стадии (эволюционирующее возмущение в темной материи), так и на нелинейной (обособившийся и вириализовавшийся объект). Пекулярные движения барионов в звуковой волне во втором порядке по скорости вызывают поглощение реликтового излучения в линии 21 см. Показано, что это дополнительное поглощение на звуковых волнах составляет доли процента на красных смещениях z∼15–20 от величины поглощения в модели однородной Вселенной, однако дополнительное поглощение может иметь большую величину в случае нестандартного спектра космологических возмущений плотности вещества на малых масштабах.

Ахметов Д.М., Муслимов Э.Р., Харитонов Д.Ю., Ибатуллин Э.Г., Павлычева Н.К. «Исследование прототипа бесщелевого спектрографа с композитной гризмой» Астрофизический бюллетень, 79, № 3, с. 543-552 (2024)

Представлены результаты лабораторных исследований основных оптических характеристик бесщелевого спектрографа, разработанного для малого телескопа с диаметром главного зеркала 0.5 м и относительным отверстием 1:6.8. Спектрограф работает в диапазоне 450–950 нм и с полем зрения 35.6×7.2′. Его отличительной особенностью является использование композитной гризмы, разбитой на две субапертуры с независимо оптимизированными параметрами. Измерения показывают, что за счет ее использования удается достичь спектральной разрешающей способности R = 461–1041 при дифракционной эффективности решетки до 45%. Показаны преимущество в оптических характеристиках по сравнению с классической гризмой и хорошее согласование измерений с результатами моделирования.