Репин С.В., Компанеец Д.А., Новиков И.Д., Митягина В.А. «Тень вращающейся черной дыры на фоне стандартного экрана» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 679-689 (2026)

Представляется форма тени черной дыры на стандартном фоновом экране, регистрируемая удаленным наблюдателем. Экран представляет собой бесконечную плоскость, излучающую фотоны, равномерно распределенные по полусфере. Источник излучения рассматривается как оптически тонким, так и оптически толстым. Показано, что форма тени черной дыры существенно зависит от угла между плоскостью и лучом зрения удаленного наблюдателя. Также представлены формы тени для различных значений этого угла. Рассматриваются как метрика Шварцшильда, так и метрика Керра.

Каргальцева Н.С., Хайбрахманов С.А. «Анализ свойств первичных протозвездных дисков в зависимости от начального магнитного поля родительских протозвездных облаков» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 690-700 (2026)

Работа посвящена анализу магнитогазодинамических (МГД) расчетов изотермического коллапса протозвездных облаков с массами 1 и 10 M_⊙ с различным начальным безразмерным отношением магнитной энергии к гравитационной энергии, ?m. На основе расчетов исследовано, как в процессе эволюции меняются масса, размер и угловой момент первичных протозвездных дисков – магнитостатических структур, образующихся на начальных стадиях коллапса и сплюснутых вдоль линий магнитного поля облака. Анализ показывает, что в случае умеренного магнитного поля, соответствующего средним наблюдаемым значениям ε_m=0,1–0,2, радиусы первичных дисков линейно увеличиваются с ε_m от 400 до 7000 а.е. Массы первичных дисков в этом случае составляют от 0,1 до 0,5 массы облака, а угловые моменты лежат в диапазоне от 0,05 до 0,2 начального углового момента облака. Увеличение массы и углового момента первичных дисков с ростом ε_m указывает на то, что эти величины определяются в первую очередь притоком вещества из оболочки. Темп притока массы составляет порядка 10^–4 M_⊙/год. Магнитное торможение первичного диска преобладает над притоком углового момента из оболочки только в облаках с сильным магнитным полем, ε_m>0,4. В этом случае облако как целое эволюционирует в состояние магнитостатического равновесия, и наблюдается уменьшение его углового момента с увеличением εm. Полученные результаты указывают на то, что наблюдаемый разброс значений интенсивностей магнитных полей протозвездных облаков должен проявляться в разнообразии свойств первичных протозвездных дисков и, как следствие, выражаться в различных сценариях звездообразования.

Шамшиев Ф.Т. «О приложении локальных интегралов движения к моделированию анизотропных дисковых систем» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 701-711 (2026)

Представлен новый класс локальных линейных интегралов движения для двумерных вращающихся систем с анизотропной эффективной массой и угловым потенциалом. В полярных координатах построен обобщенный интеграл, аналогичный угловому моменту, существование которого определяется специфической связью между функцией массы μ(r, θ) и потенциалом U(r, θ). Получены аналитические достаточные условия сохранения локального интеграла при J=0, связывающие функции μ(r, θ), структурную функцию _f(r, θ) и потенциальную энергию U(r, θ). Выполнение этих условий обеспечивает тождественную инвариантность интеграла в локальной области фазового пространства и задает критерии самосогласованности динамической модели. Приведены три класса аналитически разрешимых примеров, демонстрирующих широкий спектр орбитальной динамики, – от замкнутых орбит до резонансных и хаотических режимов. Рассмотрены системы с радиально-угловой модуляцией массы, моделирующие плотностные структуры в протопланетных и аккреционных дисках. Предложенный подход обладает аналитической новизной и может служить инструментом для анализа устойчивости, идентификации резонансных структур и построения самосогласованных моделей в звездной астрономии и астрофизике. Статья частично основана на докладе, представленном на конференции «Современная звездная астрономия – 2025».

Авдеев В.Ю., Андрианов А.С., Попов М.В., Согласнов В.А. «Тонкая структура импульсов пульсара В1237+25 на частоте 327 МГц» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 712-724 (2026)

По архивным данным проекта Радиоастрон проанализированы наблюдения пульсара В1237+25, проведенные на радиотелескопе в Аресибо 26 февраля 2018 г. Наблюдения проводились на частоте 327 МГц, в полосе 16 МГц, в двух поляризационных каналах. Исследовалась тонкая структура индивидуальных импульсов путем построения кросскорреляционных функций (ККФ) между двумя поляризационными каналами приемника (LCP/RCP). Такой анализ проведен отдельно для пяти разных компонентов среднего профиля. В усредненных ККФ микроструктуры не обнаружено. Однако микроструктура встречается в некоторых индивидуальных субимпульсах. Доля таких субимпульсов составляет около 12%. Временно?й масштаб выявленной микроструктуры заключен в интервале 0,1–1,0 мс. Распределение интенсивности индивидуальных импульсов по долготе среднего профиля во вспышечной моде радиоизлучения (FN), в которой излучение присутствует на всех долготах, объясняется присутствием мультипольных компонентов магнитного поля над полярной шапкой. Обнаружен пекулярный импульс, состоящий из десятка микроимпульсов большой амплитуды (около 2000 Ян) с длительностью около 10 микросекунд. Эти микроимпульсы подобны гигантским импульсам, наблюдавшимся у нескольких пульсаров. Они отражают непосредственно процесс искрового разряда в вакуумном зазоре полярной шапки.

Анпилогов А.М., Тюльбашев С.А. «Пущинский многолучевой поиск пульсаров. IX. Детектирование транзиента минутной длительности на антенне БСА» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 725-735 (2026)

На радиотелескопе Большая синфазная антенна (БСА) на центральной частоте 110,4 МГц в направлении радиогалактики 3С 33 обнаружен транзиент (LPA J0108+13) с повторяющимися вспышками. Плотность потока вспышек от десятков до сотен янских, длительность вспышек ≃1–4 мин. В ежедневных наблюдениях, общая длительность которых в месте расположения транзиента превышает 200 часов на интервале наблюдений 2013–2025 гг., найдено 6 вспышек. Природу источника выяснить не удалось. Мы полагаем, что открыт новый вид транзиентов

Тюльбашев С.А., Тюльбашева Г.Э., Китаева М.А. «Пущинский многолучевой поиск пульсаров. X. Наблюдения пульсаров на склонениях выше +53°» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 736-744 (2026)

Проведен поиск пульсаров на радиотелескопе Большая синфазная антенна (БСА) на частоте 110,4 МГц с временным разрешением 3,072 мс и частотным разрешением 19,5 кГц при используемой полосе 2,5 МГц. Обзор проводился в площадке со склонениями 53<δ<87°. Площадь обзора ∼4100 кв. град. Поиск проводился с помощью фурье спектров мощности. Для увеличения чувствительности проводились многократные наблюдения в каждом направлении на небе, а полученные спектры мощности суммировались. Это позволило увеличить чувствительность примерно в 5–10 раз в зависимости от направления на небе. В слепом поиске обнаружено 35 известных пульсаров. Получены оценки плотности потока для 33 пульсаров.

Добрынина А.А., Коптяева Е.А., Огнев И.С. «Минимальная модель функции распределения нейтрино в сверхновой с учетом нейтринного гало» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 745-767 (2026)

Исследована возможность аналитического приближения функции распределения нейтрино в сверхновой с коллапсом центральной части. Была построена ее минимально возможная модель, зависящая от четырех параметров. В рамках модели рассмотрены три варианта приближения спектрального и углового распределения нейтрино. С помощью результатов численного моделирования сверхновой кодом Prometheus-Vertex получены параметры этих приближений. Анализ их точности позволил построить два варианта функции распределения нейтрино, имеющих большую точность, соответственно, внутри протонейтронной звезды и во всей остальной части сверхновой. Данная модель была расширена за счет добавления к основному нейтринному излучению вклада от нейтринного гало, которое появляется в сверхновой в области за ударной волной. Его минимальная модель потребовала введения двух дополнительных параметров для общей функции распределения в этой части сверхновой. На основе результатов построения минимальной модели функции распределения нейтрино в оболочке сверхновой получены радиальные приближения шести ее параметров, включающих нейтринное гало. Проведена попытка связать их с характерными пространственными масштабами сверхновой. В рамках данной задачи рассчитан достаточно полный набор этих величин. Выполнен анализ их корреляции с результатами радиального приближения нейтринных параметров. Получено выражение для распределения основной части нейтринного излучения во внешней части оболочки сверхновой как функции нейтринной светимости, их средней энергии, радиуса ядра протонейтронной звезды и нейтриносферы для электронных нейтрино. Вклад нейтринного гало представлен в виде зависимости от положения ударной волны и расчетного коэффициента его амплитуды, зависящего от используемой модели сверхновой.

Халиуллина А.И. «Изменения орбитальных периодов малоизученных затменно-двойных систем GS BOO, V442 Cas и CX Gem» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 768-777 (2026)

Проведен анализ изменений орбитальных периодов затменно-двойных систем GS Boo, V442 Cas и CX Gem. Показано, что изменения периода каждой системы можно представить суперпозицией его векового уменьшения и циклических изменений. Циклические изменения периода могут быть следствием присутствия третьего тела в системах. Они могут быть также следствием магнитной активности одного из компонентов GS Boo и вторичных компонентов V442 Cas и CX Gem. Вековое уменьшение периода во всех системах может быть следствием потери углового момента за счет магнитного торможения.

Татарников А.М., Желтоухов С.Г., Шенаврин В.И., Комарова И.А. «Измерения фона в ИК-диапазоне на длинах волн 3–5 мкм» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 778-787 (2026)

Представлены результаты измерений яркости фона неба в инфракрасном диапазоне длин волн в Кавказской горной обсерватории (КГО) и Крымской астрономической станции (КАС) ГАИШ МГУ, выполненные в 2024–2025 гг. Предложен и апробирован метод учета инструментального фона, вклад которого может в десятки раз превышать измеряемый сигнал.

Саванов И.С., Калинкин А.Д. «Активность K4 карлика HAT-P-11 и потеря вещества атмосферой его экзопланеты HAT-P-11 B» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 788-797 (2026)

Представлены результаты анализа фотометрических проявлений активности звезды HAT-P-11, обладающей двумя планетами, который был выполнен на основе архивных данных обзоров неба KWS, DASCH, ASAS-SN и данных архива телескопа Кеплер. Также были рассмотрены данные о переменности S-индекса. Были найдены указания на существование долговременных циклов длительностью 500–600d и 600–700d. Данные архива DASCH дополнили этот вывод заключением о циклах большей продолжительности. По данным обзора ASAS-SN сделано предположение о цикличности на масштабах около 1500d. Величина цикла по данным S-индекса (3848d) близка к установленному периоду обращения для экзопланеты HAT-P-11 с, составляющему 3299d.

Кротов А.С., Беленькая Е.С., Алексеев И.И. «Магнитосфера HD 209458 B в параболоидной и МГД моделях» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 798-804 (2026)

Выполнено сравнительное исследование моделирований магнитосферы горячего юпитера HD 209458 b, полученных с помощью параболоидной модели и идеального магнитогидродинамического (МГД) моделирования. Рассмотрены два режима обтекания горячего Юпитера: сверхальфвеновское и доальфвеновское, так как экзопланета находится вблизи альфвеновского радиуса. Для сверхальфвеновского обтекания параболоидная модель воспроизводит кометообразную форму магнитосферы с замыканием линий на дневной стороне и вытягиванием в длинный хвост на ночной, что согласуется с результатами, полученными при помощи МГД моделирования (ударная собственная магнитосфера по классификации авторов). При доальфвеновском обтекании обе модели показывают формирование ярко выраженных альфвеновских крыльев, вытянутых вдоль линии звезда-планета для выбранного магнитного поля звездного ветра. Подчеркнута принципиальная разница подходов: параболоидная модель эффективно и компактно описывает геометрию и топологию магнитного поля (удобна для быстрого анализа и интерпретации наблюдений), тогда как МГД моделирование позволяет рассмотреть взаимодействие плазмы со звездным ветром и его магнитным полем.

Орешко В.В., Лукманов В.Р., Тюльбашев С.А., Чашей И.В. «Солнечная шумовая буря в мае 2024 г. по наблюдениям на радиотелескопе БСА ФИАН» Астрономический журнал, 103, № 5, с. 805-810 (2026)

Приведены результаты наблюдения Солнца в период высокой активности в мае 2024 г. на радиотелескопе БСА ФИАН. Вспышечная активность солнечной короны в наших данных проявляется в значительном увеличении потока излучения на частоте 111 МГц, которое фиксируется не только в главном лепестке диаграммы направленности, но и в далеких боковых лепестках. Повышенное радиоизлучение оказывается сильно флуктуирующим во времени. Показано, что изменение потока радиоизлучения может запаздывать на сутки-двое по отношению к изменениям потока рентгеновского излучения короны.