Машонкина Л.И., Фадеев Ю.А. «Ревизия содержания кальция и скандия у AM звезд на основе не-ЛТР расчетов и сравнение с диффузионными моделями звездной эволюции» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 50, № 6, с. 379-394 (2024)

Для 54 звезд спектрального типа А с усиленными линиями металлов (Am звезды) получена однородная система содержания кальция и скандия с учетом отклонений от локального термодинамического равновесия. Выявлена корреляция содержания Са и Sc с эффективной температурой (Teff), причем у звезд с поверхностным ускорением силы тяжести lg g<4 содержание Са и Sc растет с ростом Teff быстрее, чем у звезд с lg g>4. Не обнаружено какой-либо корреляции содержания Са и Sc с содержанием железа и скоростью вращения звезды. Am звезды демонстрируют, в среднем, более высокое значение [Ca/H] по сравнению с [Sc/H] и [Ca/Sc]=0.41±0.30. Но для Teff>9500 K есть намек на систематическую разницу между звездами с lg g>4 и lg g<4. Избыток железа, в среднем, одинаковый в диапазоне 7200 K 6 Teff 6 10030 K. Показано, что при учете атомной диффузии эволюционные расчеты по программе MESA для звездных масс 1.5–2.2 M⊙ дают поверхностное содержание, которое согласуется с наблюдениями Ca и Fe у Am звезд в трех скоплениях с возрастом более 600 млн лет. Дополнительные механизмы сепарации химических элементов требуются для объяснения феномена Am у молодых звезд в скоплении Плеяды. Протестированы диффузионные модели, имеющиеся в литературе. Турбулентные модели Ришер и др. (Astrophys. J. 2000. 529, 338) и Хуэй–Бон–Хоа и др. (Astron. Astrophys. 1997. 323, 901) согласуются с наблюдениями Am звезд в скоплениях при больших значениях свободного параметра 1:1000 для Ca и Fe, 500 для Sc. Ни одна из диффузионных моделей, соответствующих массе и возрасту Am звезды Сириус, не воспроизводит наблюдаемую у нее распространенность элементов от He до Ni. Полученные результаты важны для лучшего понимания механизмов химической пекулярности Am звезд.

Машонкина Л.И., Рябчикова Т.А. «Не-ЛТР содержание азота у Солнца и избранных звезд спектральных классов A-F» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 50, № 6, с. 395-411 (2024)

Построена новая модель атома N I с использованием уровней энергии, известных из лабораторных измерений и предсказанных в расчетах атомной структуры N I, и современных атомных данных для расчета радиативных и столкновительных скоростей переходов. Содержание азота, полученное для Солнца и нормальных А-звезд, согласуется в пределах ошибки определения с литературными данными о содержании азота в межзвездном газе и у звезд раннего класса В.

Колбин А.И., Карпова А.В., Сусликов М.В., Бикмаев И.Ф., Гильфанов М.Р., Хамитов И.М., Шибанов Ю.А., Зюзин Д.А., Бескин Г.М., Плохотниченко В.Л., Гутаев А.Г., Карпов С.В., Ляпсина Н.В., Медведев П.С., Сюняев Р.А., Кириченко А.Ю., Горбачев М.А., Иртуганов Э.Н., Гумеров Р.И., Сахибуллин Н.А., Шабловинская Е.С., Малыгин Е.А «SRGе J194401.8+284452 – рентгеновская катаклизмическая переменная в поле гамма-источника 4FGL J1943.9+2841» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 50, № 6, с. 412-432 (2024)

Проведены многоволновые спектральные и фотометрические исследования объекта SRGe J194401.8+284452 (2RXS J194401.4+284456, XMMSL2 J194402.0+284451, 2SXPS J194401.7+284450) – самого яркого рентгеновского источника в эллипсе неопределенности положения неидентифицированного гамма-источника 4FGL J1943.9+2841, с целью определения его природы и возможной ассоциации с гамма-источником. Показано, что объект является катаклизмической переменной с орбитальным периодом около 1.5 ч и явными признаками наличия аккреционного диска вокруг белого карлика. По своим свойствам он может быть классифицирован как промежуточный поляр, ассоциация которого с гамма-источником маловероятна. Одновременно в оптическом и рентгеновском диапазонах SRGe J194401.8+284452 демонстрирует резкие переходы между высокими и низкими состояниями светимости, остающимися относительно стабильными на масштабах нескольких месяцев/лет. Это может быть связано с изменением темпа аккреции на порядок величины. Получены ограничения на массу (0.3–0.9 M⊙) и температуру (14 750–1250 K) аккрецирующего белого карлика в низком состоянии, массу звезды-донора (≤0.08–0.01 M⊙) и наклонение орбиты двойной системы (40–75°). В низком состоянии обнаружена 8-мин переменность блеска в оптическом диапазоне, которая, скорее всего, связана с вращением белого карлика, а не с нерадиальными пульсациями. В высоком состоянии выявлены стохастические вариации блеска на временах 1–15 мин с амплитудами 0.2–0.6^m. SRGe J194401.8+284452 пополняет малочисленную группу необычных промежуточных поляров с самыми короткими орбитальными периодами, лежащими ниже пробела в распределении периодов этих систем, и демонстрирующих переходы между состояниями с высоким и низким темпом аккреции. Яркость источника на уровне 17–20^m в диапазоне ∼2000–8000 Å и (5–50)10^–13 эрг с^–1 см^–2 в диапазоне 0.3–10 кэВ делает его интересным объектом для детального исследования физики таких систем.

Горяев Ф.Ф., Слемзин В.А. «Исследование термодинамики плазмы солнечного ветра в короне Солнца по зарядовому состоянию тяжелых ионов» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 50, № 6, с. 433-444 (2024)

Термодинамика плазмы солнечного ветра (СВ) в короне Солнца определяется энергетическим обменом с внешними источниками и может быть изучена, если известна информация о физических параметрах плазмы, таких как температура, плотность, скорости потоков СВ и др. Ранее Паркер показал, что в рамках одножидкостной модели состояние плазмы СВ может быть описано с помощью политропной функции, в которой давление p и плотность ρ связаны соотношением p=ρ^γ=const с индексом политропы γ. В современных МГД-моделях применение политропной функции вместо приближенного описания механизмов нагрева плазмы значительно ускоряет расчет. Значения индекса γ могут быть получены с помощью параметров плазмы СВ, но для потоков СВ, движущихся в направлении Земли, измерение таких параметров представляет определенные трудности. В настоящей работе рассматривается метод определения индекса политропы γ для потоков СВ на стадии расширения в короне по измеряемым “in situ” ионным параметрам плазмы СВ: среднему заряду ионов железа Q_Fei и отношению плотностей ионов кислорода O⁷⁺=O⁶⁺. Связь между ионными параметрами и индексом ? устанавливается на основе решения уравнений баланса для процессов ионизации и рекомбинации ионов в плазме СВ. По гистограммам ионных параметров СВ, измеренных прибором ACE/SWICS в 2010 г., получены средние значения γ в короне на высотах ≈1–7 солнечных радиусов для потоков медленного СВ, быстрого СВ из корональных дыр и межпланетных корональных выбросов массы.

Шапошников В.Е. «Происхождение "всплесков в поглощении" в декаметровом радиоизлучении Юпитера» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 50, № 6, с. 445-453 (2024)

Дается интерпретация медленных “всплесков в поглощении”, наблюдаемых на фоне декаметрового радиоизлучения Юпитера с квазигармонической структурой. Согласно предлагаемой модели, формирование “всплесков в поглощении” обусловлено срывом циклотронной неустойчивости в результате заполнения “конуса потерь” функции распределения излучающих ионов. “Конус потерь” заполняют ионы, инжектируемые в область генерации излучения на нижней границе источника и распространяющиеся вдоль силовых линий магнитного поля. Из сопоставления модельных параметров с наблюдаемыми данными получена оценка параметров инжектированных ионов, необходимых для формирования “всплесков в поглощении”.