Том 100, № 11 (2023)

Численно исследуется возможная эволюция яркой маломассивной рентгеновской двойной системы Sco X-1 в рамках модели, предполагающей, что донор системы (спутник нейтронной звезды) заполняет свою полость Роша. В расчетах учитывается наличие у донора сильного индуцированного звездного ветра (ИЗВ), возникающего из-за облучения жестким излучением аккрецирующей релятивистской звезды. При этом на примере Sco X-1 исследуются три гипотезы, в рамках которых для полуразделенных рентгеновских двойных звезд можно получить высокий темп обмена веществом. Первая гипотеза – наличие у донора сильного ИЗВ при стандартном магнитном торможении. Расчеты показали, что в этом случае можно получить высокий темп обмена массой, но при этом донор не может заполнять полость Роша – он “уходит” под нее. Вторая гипотеза – усиление магнитного торможения, т.е. увеличение потери углового момента из системы за счет магнитного звездного ветра донора (МЗВ). Такое усиление может быть связано с интенсивным ИЗВ донора при наличии у него сильного магнитного поля. Численное моделирование показывает, что при усилении МЗВ в \( \sim {\kern 1pt} 20\) раз возможен высокий темп обмена веществом при заполнении донором полости Роша. Третья гипотеза предполагает возможность отмены прямого обмена угловым моментом между орбитальным моментом системы и моментом аккрецированного вещества, переходящего с маломассивного донора на более массивный аккретор. При такой отмене исчезает основной процесс, увеличивающий большую полуось орбиты. Расчеты показывают, что и в этом случае можно получить достаточно высокий темп обмена массой. Однако наиболее вероятной причиной увеличения темпа обмена в маломассивных рентгеновских двойных системах, возможно, является усиление магнитного торможения.

В работе, как по модельным, так и по наблюдаемым транзитным кривым блеска выполнено исследование возможности определения эксцентриситета орбиты двойной звездной системы с экзопланетой. Показано, что определение точного значения эксцентриситета на основе транзитных кривых блеска возможно при знании долготы периастра. В случае отсутствия информации о долготе периастра анализ транзитной кривой блеска позволяет наложить ограничения на значения эксцентриситета орбиты. Изучено влияние неопределенности в значении эксцентриситета орбиты на точность определения остальных параметров системы: радиуса звезды, радиуса планеты, наклонения орбиты и коэффициента потемнения к краю.

Проведено фотометрическое исследование звезды Хербига V517 Cyg в ближнем инфракрасном и оптическом диапазонах. Инфракрасные данные получены в 2003–2017 гг. в обсерватории Кампо Императоре (Италия) с помощью Пулковского телескопа АЗТ-24 в фотометрических полосах \(JHK\) Джонсона. Оптические кривые блеска в фильтрах \(UBVR\) Джонсона получены в обсерватории Майданак. В статье также использованы данные каталогов ASSAS, WISE и AAVSO. Показано, что в ближнем инфракрасном диапазоне поведение V517 Cyg характерно для звезд типа UX Ori. Существенный вклад в переменность блеска в этом диапазоне дает изменение экстинкции на луче зрения, но в полосах \(H\) и \(K\) сильно влияние диска: в полосах \(V\) и \(J\) присутствует значимая корреляция блеска звезды (\(r \sim 0.84\)), в то время как блеск в полосах \(H\) и \(K\) плохо коррелирует с блеском в полосе \(V\). Амплитуда переменности в \(J\) довольно велика (\( \sim {{1.8}^{m}}\)). В самом глубоком минимуме блеска в полосе \(V\) (\(\Delta V \sim {{3.6}^{m}}\)) наблюдались квазипериодические изменения с амплитудой \( \sim {{0.8}^{m}}\) и периодом \( \sim {{19}^{d}}\), причина которых пока неясна. Возможно, эти колебания вызваны присутствием компаньона, холодной звезды типа T Tau, и связаны с ее периодом вращения. В спектре V517 Cyg присутствует эмиссионная линия H_α, имеющая характерный для звезд типа UX Ori двухкомпонентный профиль. Линии натрия Na I D имеют инверсные P Cyg профили, свидетельствующие об интенсивной аккреции газа на звезду. Темп аккреции, определенный по линии H_α, равен \({{\dot {M}}_{{acc}}} = 3.6 \times {{10}^{{ - 8}}}\,{{M}_{ \odot }}\)/год.

В работе выполнено исследование потенциальных возможностей космических группировок, состоящих из двух пар космических аппаратов, движущихся на разных орбитах, так называемых, гравитационных миссий следующего поколения, для повышения пространственного и временнóго разрешения измерений и повышения точности восстановления гравитационного поля Земли. В результате численного моделирования орбитального движения космических аппаратов мультипарной группировки и решения обратной задачи по восстановлению гравитационного поля Земли по модельным измерениям, выполняемых в данной группировке, была найдена мультипарная конфигурация с орбитальными параметрами \(h = 370\) км, \(i = 90.5^\circ \) и \(h = 370\) км, \(i = 70.0^\circ \), которая позволяет повысить как пространственное, так и временнóе разрешение моделей гравитационного поля Земли со значительным уточнением зональных, секториальных и тессеральных гармоник по сравнению с однопарной близполярной группировкой.

В последние годы были получены свидетельства того, что во внешней области Солнечной системы (во внутренней части облака Оорта) на расстоянии \( \sim {\kern 1pt} 300{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 700\) а.е. от Солнца может находиться захваченная планета или первичная черная дыра. В данной работе мы показываем, что гравитационное рассеяние на этом объекте пылевых частиц, находящихся в той же области, может переводить их на новые вытянутые орбиты, достигающие орбиты Земли. При массе захваченного объекта порядка \(5{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 10\) масс Земли рассчитанный поток пыли вблизи Земли \( \sim {\kern 1pt} 0.1{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 3\) мкг м^–2 год^–1 сравним по порядку величины с наблюдаемым потоком. Этот эффект дает совместные ограничения на параметры захваченного объекта и на количество пыли в облаке Оорта.

Приводятся результаты статистического анализа различных параметров тепловой плазмы и нетепловых рентгеновских спектров гелиосейсмически активных (продуцирующих “солнцетрясения”) солнечных вспышек 24-го солнечного цикла до февраля 2014 г. Сравниваются две выборки вспышек: с гелиосейсмической активностью в виде солнцетрясений и без фотосферных возмущений. Также исследованы зависимости рассматриваемых параметров вспышек от энергии гелиосейсмических возмущений. Количественные параметры солнечных вспышек берутся из статистических работ серии “Global Energetics”, выполненных Маркусом Ашванденом в 2014–2019 гг. Рассматриваются термодинамические параметры плазмы, полученные из анализа рентгеновских спектров RHESSI и дифференциальной меры эмиссии (по ультрафиолетовым изображениям AIA), а также характеристики нетепловых рентгеновских спектров по RHESSI. Статистический анализ подтвердил, что гелиосейсмически активные солнечные вспышки характеризуются значительно большими потоками нетеплового рентгеновского излучения по сравнению со вспышками без фотосферных возмущений. Найдена линейная взаимосвязь гелиосейсмической энергии с полным потоком нетеплового рентгеновского излучения, а также полной энергией ускоренных электронов. Показано, что степенной индекс нетеплового рентгеновского спектра не является тем параметром, по которому можно разделить две рассматриваемые группы вспышек. Анализ рентгеновских тепловых спектров показывает небольшое отличие вспышек с солнцетрясениями от вспышек без фотосферного отклика. Анализ дифференциальной меры эмиссии выявил тождественность двух выборок вспышек. Обсуждается найденная корреляция энергии солнцетрясений с параметрами тепловой плазмы. В целом полученные статистические результаты косвенно свидетельствуют в пользу теории генерации солнцетрясений пучками ускоренных электронов, инжектированных в плотные слои солнечной атмосферы.