Алиев С.Г., Халилов В.М., Алышова З.М. «Комплексные исследования быстровращающейся МСР-звезды 56 Ari с учетом эффекта пекулярности» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 2-7 (2026)

На основании комплексных наблюдений и литературных данных были определены фазы, соответствующие (φ=0.50–0.60) наиболее пекулярной P (пятнистой) и (φ=0.95–1.00) относительно нормальной (N) области на поверхности магнитной звезды 56 Ari. С использованием фотометрических наблюдений, проведенных в различных системах, определены оценочные значения эффективной температуры (T_eff ) и логарифма ускорения силы тяжести (log g). Для дальнейшего уточнения параметров атмосферы были использованы наблюдаемые профили линий Н_γ и Н_δ, соответствующие пекулярной (T_eff (P)=13000 К/3.8) и относительно нормальной (T_eff (N)=12300 К/4.0) области на поверхности звезды. Вертикальное изучение атмосферы звезды показывает, что максимальные изменения блеска и спектра (интенсивности линий водорода) происходят в коротковолновой области спектра (λ≤4000 Å), где формируются высшие члены (n≥10–16) серии Бальмера.

Антонюк О.И., Павленко Е.П., Антонюк К.А., Сосновский А.А. «Многоцветные наблюдения карликовой новой в пробеле периодов OT J064833.4+065624 в 2025 г.» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 8-13 (2026)

Представляем результаты многоцветных наблюдений карликовой новой OT J064833.4+065624, полученных в 2025 г. Сет наблюдений охватил интервал от спокойного состояния за 3 дня до сверхвспышки, саму сверхвспышку, ребрайтенинг и возвращение к спокойному состоянию системы. Найденный период колебаний блеска системы до сверхвспышки соответствует орбитальному периоду 0.0953(4) сут. и отношению масс M2/M1=0.22(1). Профили кривых блеска в минимуме указывают на то, что в голубой области спектра основной вклад вносит горячее пятно, а в инфракрасной – эффект эллипсоидальности вторичного компонента. Изменения показателей цвета во время сверхвспышки демонстрируют «петлю».

Барсуков Д.П., Попов А.Н. «Влияние темпа фотоионизации на внутренний зазор радиопульсара J0901–4046» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 14-21 (2026)

Рассматривается модель генерации электрон-позитронной плазмы для радиопульсара J0901–4046. В рассматриваемой модели предполагается, что дипольное магнитное поле пульсара близко к своему значению, получаемому по темпу торможения. При этом предполагается, что на поверхности нейтронной звезды имеется мелкомасштабное магнитное поле, сравнимое по величине с дипольным магнитным полем радиопульсара. Также учитывается рождение электрон-позитронных пар в связанном состоянии и предполагается, что эти пары фотоионизируются тепловыми фотонами с поверхности нейтронной звезды. Поскольку величина темпа фотоионизации позитрониев в настоящее время не достаточно корректно известна, то в данной работе мы рассматриваем как влияет величина темпа фотоионизации позитрониев на генерацию электрон-позитронной плазмы и нагрев полярной шапки пульсара обратным током образовавшихся несвязанных позитронов. Показано, что коэффициент умножения электрон-позитронной плазмы с ростом темпа фотоионизации сначала возрастает, а потом начинает убывать. При этом, если радиопульсар не находится слишком близко к линии выключения, то нагрев полярной шапки позитронами обратного тока слабо зависит от темпа фотоионизации позитрониев. Однако в случае, когда пульсар оказался слишком близко к линии выключения, нагрев полярной шапки все еще остается монотонной функцией от темпа фотоионизации.

Бутковская В.В. «Магнитное поле яркого гиганта HR 3042» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 22-24 (2026)

Бедные гелием звезды – это звезды спектрального класса B, спектры которых демонстрируют стандартную для своего спектрального класса интенсивность линий металлов, но слабые линии гелия. Как бедные, так и богатые гелием звезды почти всегда обладают магнитным полем. Спектрополяриметрические наблюдения бедного гелием яркого гиганта HR 3042 (B8/9 II), выполненные в течение 16 ночей с 2016 по 2018 г. на 3.6-м Канада-Франко-Гавайском телескопе с использованием спектрографа ESPaDOnS в режиме спектрополяриметрии, взяты из архива CADC. Продольный компонент магнитного поля измерен с использованием разработанной в Крымской астрофизической обсерватории методики, базирующейся на эффекте Зеемана. В работе представлены предварительные результаты исследования магнитного поля HR 3042. Обнаружено, что продольный компонент магнитного поля изменяется синусоидально с амплитудой 267±23 Гс относительно среднего значения 4±16 Гс с периодом 4.0437 суток. Найденный период интерпретируется нами как период осевого вращения звезды и соответствует модели наклонного ротатора.

Воронов Я.В., Яковлева С.А., Беляев А.К. «Применение упрощенной модели для оценки констант скорости процессов взаимной нейтрализации при столкновениях B⁺+A^–» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 25-31 (2026)

Предложена аналитическая формула, аппроксимирующая кривую упрощенной модели для столкновений различных катионов с анионами водорода в пределах оптимального окна (диапазон [–5.0, –1.2] эВ по энергии связи электрона в атоме B^*). Приведены затабулированные значения максимумов кривой упрощенной модели A(T) для температур в диапазоне от 1000 до 15000 К. Также рассмотрено применение упрощенной модели для оценки величин констант скорости процессов взаимной нейтрализации при столкновениях произвольных катионов B⁺ с произвольными анионами A^–. Показано хорошее согласие предсказаний упрощенной модели для относительных населенностей различных состояний атома кислорода O^* после рассеяния с известными экспериментальными данными для столкновений катионов кислорода O⁺ с анионами C^–/Si^–/O^–.

Дедов Е.О., Винокуров А.С., Костенков А.Е., Соловьева Ю.Н. «Сетка моделей протяженных атмосфер в диапазоне температур от 8000 К до 15000 К» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 32-37 (2026)

Представляется сетка не-ЛТР моделей протяженных атмосфер для звезд с эффективными температурами от ≈7800 K до ≈14400 K, обладающих мощными ветрами с темпами потери массы 5·10^–6 M_⊙ yr^–1<~.M<5·10^–4 M_⊙ yr^–1/ Светимость, параметры скоростного закона и закона распределения неоднородностей вещества в ветре при расчетах имели фиксированные значения. Сетка, состоящая из 520 моделей, представлена в виде набора синтетических спектров, таблиц, содержащих расчетные показатели цвета, болометрические поправки и цветовые температуры, и ряд соотношений, связывающих наблюдаемые характеристики звезд (цветовую температуру и эквивалентную ширину линии Hα) с их параметрами (эффективной температурой, болометрической поправкой и темпом потери массы).

Гранкин К.Н. «Магнитосферная аккреция и запыленный ветер – основные причины активности молодых звезд» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 38-49 (2026)

Многообразие фотометрического и спектрального поведения молодых звезд на стадии до главной последовательности (PMS) обусловлено в первую очередь звездной активностью, магнитосферной аккрецией и экранирующим действием запыленного ветра. Основные проявления звездной активности рассмотрены на примере V410 Tau – молодой звезды типа Т Тельца со слабыми эмиссионными линиями (WTTS). Отмечается особая роль топологии магнитного поля на процессы магнитосферной аккреции в случае классических звезд типа Т Тельца (CTTS). Особенности магнитосферной аккреции обсуждаются на примере представителей различных групп PMS: AA Tau – прототипа так называемых «дипперов», Z CMa и V1515 Cyg – объектов типа Ae/Be Хербига (HAeBeS) и FU Ori (FUors). Экранирующее влияние запыленного ветра рассматривается на примере особенностей фотометрического и поляриметрического поведения WW Vul – звезды типа UX Ori (UXors). Кратко обсуждаются модели центробежного запыленного ветра и их предсказания для случая UXors. Приводятся примеры долговременных и глубоких ослаблений блеска AA Tau, CQ Tau и V1184 Tau. Рассматриваются различные типы ветров, в частности запыленный фотоиспарительный ветер. Обсуждаются фотометрические, поляриметрические и спектральные особенности RW Aur, RY Tau и SU Aur в рамках моделей конических МГД-ветров, возникающих на радиусе коротации и способных поднимать пыль непосредственно за границей области сублимации пыли.

Гришина Т.С., Ларионова Е.Г., Васильев А.А., Морозова Д.А., Савченко С.С., Шишкина Е.В., Новикова П.А., Троицкий И.С. «Фотометрическая переменность звезды-аналога γ Cas EM*AS 14» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 50-51 (2026)

Благодаря наблюдавшейся эмиссии в линии Hα переменную звезду EM*AS 14 относят к классу Be звезд. Присутствие в ее спектре жесткого рентгеновского излучения (2.0–10.0 кэВ) побуждает исследовать ее как кандидата в массивные рентгеновские двойные системы. При этом, уровень рентгеновской светимости L_X∼10³² эрг/с помещает EM*AS 14 среди немногочисленных звезд-аналогов γ Cas. Природа жесткого рентгеновского излучения EM*AS 14 пока точно не установлена. Представлены результаты оптического мониторинга EM*AS 14, проведенного на телескопе СПбГУ LX-200 в фильтрах BVRcIc с августа 2024 г. по август 2025 г.

Гусейнова Ф.С., Валиев У.С., Исмаилов Н.З., Мамедов Р.Т. «О новой подгруппе Ae/Be звезд Хербига» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 52-56 (2026)

Представлены результаты исследования распределения спектральной энергии (РСЭ) выбранных звезд Хербига AeBe (HAeBeS) в спектральном диапазоне 0.36–100 мкм. Было показано, что только у 8 из звезд наблюдалось слабое остаточное ИК-излучение, которое проявляется только в диапазоне длин волн с λ≥10 мкм. Мы назвали эту подгруппу «Слабыми звездами Хербига AeBe» (WHAeBeS). Были определены физические параметры всех изученных звезд. Показано, что РСЭ выбранной подгруппы WHAeBeS относится к классу III. Несмотря на молодость этих звезд, причина относительно быстрого рассеяния вещества околозвездного диска для выбранных звезд WHAeBeS остается неясной.

Ирсмамбетова Т.Р. «Особенности вспышечной активности в системе SS 433» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 57-61 (2026)

Микроквазар SS 433 в оптическом диапазоне спорадически демонстрирует состояния продолжительной активности (60–100 дней), сопровождающиеся повышением среднего уровня блеска и кратковременными (порядка 1 сутки) вспышками. Вспышки могут возникать в любых фазах орбитального и прецессионного циклов и даже в моменты главного минимума, что свидетельствует о том, что источник оптических вспышек не затмевается. Состояние вспышечной активности сильно деформирует кривые блеска, соответствующие спокойному состоянию. Наибольшее превышение блеска в активном состоянии приходится на прецессионные фазы T1 и T2, когда аккреционный диск виден «с ребра», а джеты расположены в картинной плоскости. Наблюдается синхронность вспышечной активности в оптическом и радиодиапазонах. Также в период активности обнаруживаются аномальные отклонения в доплеровских смещениях линий джетов (z) от предсказанной кинематической модели как в оптическом, так и в рентгеновском диапазонах. Предполагается, что причина возникновения вспышек и их локация может быть связана с возмущениями в релятивистских джетах.

Ихсанов Н.Р., Бескровная Н.Г. «Радиус магнитосферы звезды, аккрецирующей из диска» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 62-67 (2026)

Обсуждается методика оценки радиуса магнитосферы аккрецирующих звезд. Отмечается, что возможность однозначно оценить величины параметров аккреционного потока исходя из наблюдательных данных, на сегодняшний день отсутствует. Это вносит неопределенность в уравнение, описывающее баланс между давлением аккреционного потока и давлением магнитного поля звезды на границе ее магнитосферы, делая его неполным. В качестве возможной альтернативы мы предлагаем использовать уравнение неразрывности аккреционного потока на границе магнитосферы. Это позволяет сформулировать новое определение радиуса магнитосферы как расстояние от центра аккрецирующей звезды до точки, в которой темп проникновения аккреционного потока в ее магнитное поле равен темпу аккреции на ее поверхность. Минимально возможное значение радиуса магнитосферы мы оцениваем, решая уравнение неразрывности в рамках сценария, в котором проникновение газа с внутреннего радиуса аккреционного диска в магнитное поле звезды определяется процессом диффузии. Полученное значение минимального радиуса магнитосферы при прочих равных условиях существенно меньше традиционно принимаемого значения радиуса остановки сферического аккреционного потока, известного как Альвеновский радиус.

Микаилов Х.М., Мамедов Р.Т., Рустамова А.Б. «Фотометрическая и спектральная переменность симбиотической звезды CH Cygni» Научные труды Института астрономии РАН, 11, № 1, с. 68-71 (2026)

представлены результаты фотометрических и спектроскопических наблюдений симбиотической звезды CH Cyg, проведенных квазиодновременно в одну ночь в Шемахинской астрофизической обсерватории 10 июля 2018 г. Фотометрические наблюдения проводились на телескопе Zeiss-600, а спектроскопические – на 2-м телескопе с современными ПЗС-детекторами света. Полученные цифровые материалы наблюдений обрабатывались и анализировались с помощью программных пакетов MaxIm DL и DECH 30. На основе спектров сравнивались и анализировались эквивалентные ширины некоторых спектральных линий и значения потоков в фильтрах B, V и R. В результате установлено, что с уменьшением блеска звезды эквивалентные ширины линий водорода уменьшаются, причем более выражено это в линии Hα. В то же время из сопоставления анализа фотометрических и спектроскопических наблюдений стало ясно, что кратковременная переменность блеска звезды проявляется и в спектроскопических параметрах.