Мереминский И.А., Горбан А.С., Кляйн Ю.С., Ушакова Е.А., Семена А.Н., Лутовинов А.А., Ткаченко А.Ю., Мольков С.В. «Открытие пульсаций от RX J0535.0-6700 телескопом СРГ/ART-XC: еще один рентгеновский пульсар в БМО» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 1, с. 3-12 (2025)

В данных телескопа ART-XC им. М.Н. Павлинского обсерватории СРГ были обнаружены пульсации с периодом ≈106 с от малоизученной массивной рентгеновской двойной системы RX J0535.0-6700, расположенной в Большом Магеллановом Облаке (БМО), что доказывает, что компактным объектом в системе является замагниченная нейтронная звезда. Пульсации с близкими периодами были обнаружены также в архивных наблюдениях телескопов XMM-Newton и Chandra. По фотометрическим наблюдениям обсерватории WISE показано, что RX J0535.0-6700 демонстрирует значительную переменность в ИК-диапазоне, которая может быть связана с секулярными изменениями размера декреционного диска. Открытие рентгеновских пульсаций делает RX J0535.0-6700 еще одним членом популяции рентгеновских пульсаров с Be-звездами в БМО.

Романовская А.М., Рябчикова Т.А., Машонкина Л.И., Ситнова Т.М., Серебрякова Н. «Не-ЛТР анализ химического состава А–В звезд главной последовательности. III. Критерии нормальной звезды» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 1, с. 13-27 (2025)

Определены фундаментальные параметры (эффективная температура T_eff, поверхностное ускорение силы тяжести и радиус) и химический состав для шести звезд спектральных классов А-В: HD 186689 (υ Aql), HD 58142 (21 Lyn), HD 145788, HD 192907 (κ Cep), HD 85504 (7 Sex) и HD 38899 (134 Tau) на основе анализа спектров высокого разрешения и спектрофотометрических наблюдений. Содержание химических элементов определено в приближении локального термодинамического равновесия (ЛТР) для 25 элементов от Li до Nd и для 18 из них – с учетом отклонений от ЛТР (не-ЛТР). У υ Aql, 21 Lyn и κ Cep, которые в литературе относятся к нормальным звездам, не-ЛТР содержание элементов от He до Fe, действительно, согласуется с солнечными значениями в пределах 0.1 dex, но наблюдаются избытки Co, Ni, Zn, Sr, Y, Zr, Ba относительно солнечного содержания, и их величина коррелирует с Teff звезды. Таким образом, подтверждена температурная зависимость избытков Zn, Sr, Y, Zr, Ba, обнаруженная в наших предыдущих работах для нормальных звезд, и впервые найдена аналогичная зависимость для Co и Ni. HD 145788 c общим избытком элементов группы железа 0.17 dex находится на начальной стадии превращения в Аm-звезду. Профили линий в спектрах 7 Sex и 134 Tau свидетельствуют о том, что это быстровращающиеся звезды, видимые с полюса, и их анализ требует использования методов, учитывающих несферичность звезды.

Фадеев Ю.А., Куранов А.Г., Юнгельсон Л.Р. «Неуловимые гелиевые звезды между субкарликами и звездами Вольфа–Райе. II. Нелинейные пульсации “ обнаженных гелиевых звезд ”» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 1, с. 28-37 (2025)

Впервые показано, что гелиевые звезды с массой (2–7) M_⊙, сформировавшиеся в тесных двойных системах в так называемом случае В обмена веществом и сохранившие маломассивные водородно-гелиевые оболочки, претерпевают нелинейные радиальные пульсации. Пульсации возбуждаются κ-механизмом, обусловленным ионизацией гелия. Область пульсационной неустойчивости охватывает часть диаграммы Герцшпрунга–Рассела от ветви красных гигантов до эффективных температур 4.5≤lg T_eff≤4.7. Переменность леска должна, как правило, наблюдаться в ультрафиолетовой области спектра. Амплитуды пульсаций исследованных моделей достигают ΔM_bol=0.8 и возрастают с уменьшением радиуса звезды R. Периоды пульсаций составляют от 0.17 до 3.9 сут и сокращаются с уменьшением R. Звезды имеют существенно большие T_eff, чем их спутники, которые могут быть звездами типа Be. Пульсирующие гелиевые звезды являются компонентами относительно широких звездных систем с периодами, достигающими нескольких лет. Численность пульсирующих гелиевых звезд в Галактике составляет ≃10³.

Зайцев В.В., Степанов А.В. «К природе быстрых рентгеновских предвестников солнечных вспышек» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 1, с. 38-41 (2025)

Исследовано происхождение предвестников мягкого рентгеновского излучения, возникающих перед импульсной фазой вспышки и свидетельствующих о быстром нагреве оснований вспышечных магнитных петель до температур 10–15 МК. Показано, что скорость нагрева предвестников при наблюдаемой длительности ?10 с должна на три порядка превышать скорость квазистационарного нагрева короны при сравнимых электрических токах. Предложено, что предвспышечный нагрев связан с резким возрастанием продольного электрического тока при развитии в хромосферных основаниях вспышечных петель неустойчивости Рэлея–Тейлора. Показано, что если величина импульсного тока превышает 10¹¹–10¹² A, то темп джоулева нагрева плазмы опережает темп ионизации. В этом случае в течение процесса нагрева в плазме предвестника сохраняется относительно большое количество нейтралов, na/n=10^–5, которое значительно превышает количество нейтралов в квазистационарной короне. Указанное обстоятельство обеспечивает быстрый нагрев области предвестника за счет увеличения скорости диссипации тока при сопротивлении Каулинга, связанного с ионно-атомными столкновениями.

Леденцов Л.С. «Метод оценки пространственного периода энерговыделения в солнечных вспышках II» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 1, с. 42-52 (2025)

Метод оценки пространственного периода энерговыделения в солнечных вспышках, основыванный на применении анализа Фурье к разностным изображениям вспышечных аркад в далеком ультрафиолетовом диапазоне, опробован на наблюдениях крупной солнечной вспышки 4 ноября 2003 г. Вспышка произошла на краю диска Солнца; вспышечная аркада, протянувшаяся вдоль солнечного лимба, была подробно отснята в ультрафиолетовом канале 195 Å спутника TRACE. Фурье-анализ разностных изображений показал наличие ряда гармоник в пространственном распределении областей энерговыделения вспышки с характерными периодами, лежащими в диапазоне от 3.3 до 18.6 Мм. Подобная периодизация может быть результатом распада предвспышечного токового слоя, аккумулирующего энергию солнечной вспышки в корональных магнитных полях, в связи с некоторой неустойчивостью тепловой, плазменной или иной природы.