Минаев П.Ю., Свинкин Д.С., Позаненко А.С., Фредерикс Д.Д. «GRB 241105A – самый далекий короткий гамма-всплеск?» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 6, с. 305-323 (2025)

Работа посвящена детальному исследованию активной фазы (prompt emission) гамма-всплеска GRB 241105A в гамма-диапазоне по данным экспериментов GBM/Fermi, SPI-ACS/INTEGRAL, Konus-Wind и BAT/Swift, а также его послесвечения в рентгеновском и оптическом диапазонах по данным различных обсерваторий. В кривой блеска активной фазы можно выделить яркий короткий главный эпизод, за которым следует более длительное и менее интенсивное излучение, что является характерной чертой коротких всплесков (тип I) с продленным излучением (extended emission). Спектральный анализ показал, что главный эпизод всплеска имеет жесткий энергетический спектр, типичный для коротких всплесков. Спектр продленного излучения на энергиях порядка 1 МэВ описывается степенным законом с фотонным индексом v=–1.6±0.2, что делает его наиболее жестким продленным излучением среди наблюдавшихся коротких всплесков. Кроме того, на диаграммах Ep,i–Eiso и T90,i–EH главный эпизод всплеска GRB 241105A занимает характерное для коротких гамма-всплесков положение. При этом рентгеновское и оптическое послесвечение GRB 241105A является наиболее ярким среди коротких гамма-всплесков (с измеренным красным смещением), что может указывать на принадлежность всплеска к событиям, вызванным коллапсом ядер массивных звезд (гамма-всплескам типа II). Если же гипотеза о связи GRB 241105A с классом коротких гамма-всплесков, вызванных слияниями компактных объектов, верна, он будет самым далеким из коротких всплесков (красное смещение GRB 241105A z=2.681).

Мишакина А.В., Блинников С.И. «Аналитические подходы для быстрого предсказания форм гравитационных волн релятивистских двойных систем» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 6, с. 324-334 (2025)

Предложен быстрый метод получения полностью аналитических аппроксимаций для форм гравитационных волн, порождаемых при слиянии нейтронных звезд и черных дыр. Проведено сравнение полученной аппроксимационной формулы с численным расчетом, выявлены ее точность и пределы применимости.

Бадмаев Д.В., Быков А.М., Каляшова М.Е. «Оболочки и каверны вокруг компактных скоплений массивных звезд: 3D МГД моделирование» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 6, с. 335-347 (2025)

Представлены результаты трехмерного магнитогидродинамического (3D МГД) моделирования структуры течения плазмы в окрестности компактного скопления молодых массивных звезд на фазе эволюции скопления, определяемой звездами Вольфа-Райе. Такая фаза имеет место для скопления с возрастом в несколько миллионов лет, близкой к моменту начала вспышек сверхновых, прототипом являются известные объекты Вестерлунд 1 и 2. Столкновения мощных ветров массивных звезд в ядре скопления, рассчитанные как взаимодействия индивидуальных истечений звезд, сопровождаются их частичной термализацией и формируют коллективный ветер скопления. Рассмотрена МГД динамика расширения каверны, образованной коллективным ветром в зависимости от плотности окружающей межзвездной среды с однородным магнитным полем. Показано, что при расширении в холодной нейтральной среде коллективный ветер скопления способен изменить топологию его родительского облака за время фазы звезд Вольфа–Райе, выметая более 10⁴ M_⊙ газа за ∼2·10⁵ лет и формируя при этом тонкие плотные протяженные оболочки с усиленными магнитными полями. В холодной нейтральной среде с плотностью ∼20 см^–3 и магнитным полем ∼3.5 мкГс вокруг каверны ветра формируется тонкая оболочка с характерной ячеистой структурой распределения плотности и магнитных полей. Ячеистая структура магнитного поля проявляется в частях оболочки, расширяющихся в направлении, поперечном ориентации внешнего магнитного поля. Магнитные поля в оболочке усиливаются до значений напряженности ≥50 мкГс. Образование ячеистой структуры связано с развитием неустойчивостей. Расширение каверны в теплой нейтральной межзвездной среде также сопровождается формированием оболочки с усиленным магнитным полем.

Фадеев Ю.А. «Модели долгопериодических переменных шарового звездного скопления 47 Тuc» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 6, с. 348-353 (2025)

Проведены вычисления эволюции звезд с массой на главной последовательности M_ZAMS=0.86M_⊙ при относительном массовом содержании металлов Z=0.003 и Z=0.004. Отдельные модели эволюционных последовательностей были использованы для исследования радиальных звездных пульсаций на эволюционных стадиях RGB, eAGB и TP-AGB. Показано, что не все пульсирующие красные гиганты, наблюдаемые в шаровом звездном скоплении 47 Тuc, являются миридами, так как нижний предел значений периода пульсаций на эволюционной стадии TP-AGB составляет ≈70 сут, а радиальные пульсации с периодами от 10 до 40 сут происходят на эволюционной стадии eAGB. Значения периода и светимости гидродинамических моделей звезд, находящихся на эволюционных стадиях eAGB и TP-AGB, концентрируются около общей зависимости период-светимость. Малая масса мирид скопления 47 Тuc (0.54M_⊙≤M≤0.70M_⊙) является главной причиной возникновения нерегулярных колебаний большой амплитуды и динамической неустойчивости внешних слоев звезды при периодах >200 сут.

Степанов А.В., Зайцев В.В., Овчинникова Е.П. «К механизмам формирования и нагрева ярких рентгеновских точек на Солнце» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 6, с. 354-358 (2025)

Исследуются механизмы формирования и нагрева ярких рентгеновских точек (ЯРТ), с которыми связывают микро- и нано-вспышки в корональных дырах и спокойных областях, нагрев короны, джеты и эрупции плазмы. Из наблюдений следует, что ЯРТ состоят из нескольких компактных магнитных петель, существенно меньших корональных петель активных областей, но содержащих нагретую до температуры (1.5–4.4) МК плазму. На примере ультратонкой (~100 км) магнитной петли, формирующейся при увеличении магнитного поля фотосферной конвекцией, показано, что плазма в таких петлях нагревается до температур (2–4) МК за счет диссипации электрических токов I≥10⁹ A в хромосферной части петли при повышенном сопротивлении Каулинга. Оценена концентрация плазмы в петлях ЯРТ, n≡10⁹–10¹⁰ см^–3, которая меньше концентрации окружающей хромосферы. Поскольку теплопроводность петли вдоль магнитного поля значительно выше, чем поперек поля, петля быстро прогревается и на корональном уровне.

Моисеев Ю.А., Богачев С.А. «Зависимость темпа формирования нановспышек от фазы солнечного цикла» Письма в Астрономический журнал: Астрономия и космическая физика, 51, № 6, с. 359-365 (2025)

Использованы данные наблюдений телескопа SDO/AIA, полученные в канале 171 Å, чтобы исследовать зависимость темпа формирования солнечных нановспышек, наблюдаемых в вакуумной УФ-области спектра, от фазы солнечного цикла. С этой целью обработаны более 30 тысяч изображений, полученных за период времени с 2011 по 2020 год включительно, который охватывает почти полностью 24-й цикл солнечной активности и начало 25-го цикла. Для поиска нановспышек использовался широко распространенный метод, основанный на выделении событий, превышающих фон на величину 5σ и более, который был улучшен с целью более качественного удаления артефактов, связанных с заряженными частицами. В результате показано, что в периоды высокой солнечной активности число нановспышек возрастает примерно в 2 раза, по сравнению с их темпом в минимуме солнечного цикла. Изменение числа нановспышек в общих чертах согласуется с изменением числа обычных вспышек, хотя происходит с существенно меньшей амплитудой. Не обнаружено влияние солнечного цикла на распределение нановспышек по энергиям, а также не обнаружена разница между большими и малыми нановспышками, хотя предполагается, что она может существовать. Делается вывод, что основным препятствием для исследований нановспышек являются связанные с частицами артефакты, и дальнейший прогресс невозможен без улучшения методов их устранения.