Астрономический журнал

Для численной модели в диапазоне красных смещений \(0 \leqslant z \leqslant 9\) рассмотрены свойства и эволюция гало темной материи (ТМ) с помощью предложенного ранее метода компактного анализа, позволяющего разделять влияние случайных и регулярных факторов на основные характеристики гало ТМ. В исследуемом диапазоне красных смещений при последовательном иерархическом скучивании маломассивных гало ТМ в центральный массивный объект наблюдается монотонная эволюция средних значений их базисных параметров – круговой скорости \( {{{v}}_{c}} \), параметра \( {{w}_{c}} = {{{v}}_{c}}{\text{/}}r \), а также массы. В диапазоне \(3 \leqslant z \leqslant 9\) параметры эволюционируют медленно, а в диапазоне \(0 \leqslant z \leqslant 3\) – быстро. Эволюция гало ТМ, образованных до реионизации, сводится к медленному изменению их средних характеристик и свойств периферии гало. Подчеркнута важная роль рано образованных массивных структурных элементов.

Объяснение причин переноса углового момента в аккреционных звездных дисках является важной астрофизической задачей, поскольку именно этот процесс определяет темп аккреции вещества на центральное гравитирующее тело. Ранее в рамках двумерного подхода было показано, что внесение возмущений малой амплитуды в поток вещества диска приводит к возникновению сдвиговой неустойчивости. Данный процесс сопровождается развитием крупномасштабных вихревых структур. Их движение и эволюция приводят к перераспределению углового момента в аккреционном диске. Действие описанного механизма было численно исследовано ранее только в рамках двумерного приближения, поэтому целью текущей работы является проведение полномасштабного трехмерного моделирования. Исследуемые процессы описываются в рамках системы уравнений идеальной газовой динамики. В статье кратко изложен метод их численного интегрирования, который основан на консервативной конечно-разностной схеме и решении задачи Римана о распаде произвольного разрыва. В качестве начальных данных используется стационарное газовое состояние тороидальной формы, окруженное веществом с низкой плотностью и давлением. На следующем шаге вносятся малые возмущения одной из газодинамических переменных. Проведенное моделирование и ан-ализ результатов численных расчетов показывают возникновение вихревых структур в сдвиговом течении трехмерного аккреционного диска. Их движение сопровождается перераспределением вещества и углового момента в объеме диска, приводящим к аккреции вещества на центральное тело.

В работе представлена одномерная аэрономическая модель водородно-гелиевых верхних атмосфер горячих экзопланет-гигантов, основанная на приближении одножидкостной многокомпонентной гидродинамики. Учитываются химические реакции и процессы нагрева-охлаждения. В качестве примера приложения модели рассмотрены типичные горячий юпитер и теплый нептун. Расчеты проведены для различных значений газового давления на фотометрическом радиусе планеты. В полученных решениях формируется трансзвуковой планетный ветер, приводящий к гидродинамическому оттоку атмосферы с темпами потери массы порядка \(3.5 \times {{10}^{{10}}}\) г/с для горячего юпитера и \(3.7 \times {{10}^{9}}\) г/с для теплого нептуна. При этом внешние слои атмосферы горячего юпитера оказываются полностью ионизованными, в то время как атмосфера теплого нептуна в основном состоит из нейтрального газа. В некоторых вариантах модели горячего юпитера в глубоких слоях атмосферы развивается неустойчивость, которая может приводить к формированию специфического облачного слоя.

Представлены результаты спектральных наблюдений в диапазоне частот \( \sim 84{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 92\) ГГц шести объектов южного неба, содержащих плотные ядра, и связанных с областями образования массивных звезд и звездных скоплений. Наблюдения проведены с помощью радиотелескопа MOPRA-22m. В рамках приближения локального термодинамического равновесия (ЛТР) рассчитаны концентрации на луче зрения и распространенности молекул H¹³CN, H¹³CO⁺, HN¹³C, HC₃N, c-C₃H₂, SiO, CH₃C₂H и CH₃CN. Получены оценки кинетических температур (\( \sim 30{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 50\) K), размеров областей излучения (\( \sim 0.2{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 3.1\) пк) и вириальных масс (\( \sim {\kern 1pt} 70{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 4600 {{M}_{ \odot }}\)). Ширины линий в трех ядрах уменьшаются с увеличением расстояния от центра. В четырех ядрах наблюдается асимметрия профилей оптически толстых линий HCO⁺(1–0) и HCN(1–0), указывающая на наличие систематических движений на луче зрения. В двух случаях характер асимметрии может быть вызван сжатием газа. Проведено вписывание модельных спектральных карт HCO⁺(1–0), H¹³CO⁺(1–0), полученных в рамках не-ЛТР сферически-симметричной модели, в наблюдаемые. Рассчитаны радиальные профили плотности (\( \propto {\kern 1pt} {{r}^{{ - 1.6}}}\)), турбулентной скорости (\( \propto {\kern 1pt} {{r}^{{ - 0.2}}}\)) и скорости сжатия (\( \propto {\kern 1pt} {{r}^{{0.5}}}\)) в ядре G268.42–0.85. Профиль скорости сжатия отличается от ожидаемого как в случае свободного падения газа на протозвезду (\( \propto {\kern 1pt} {{r}^{{ - 0.5}}}\)), так и в случае глобального коллапса ядра (скорость сжатия не зависит от расстояния). Приведено обсуждение полученных результатов.

Представлены результаты фотометрических наблюдений хромосферно активной звезды FK Com (прототипа одноименной группы), выполненные в течение последних 5 лет (2018–2023 гг.) на обсерваториях ИНАСАН в Звенигороде, в Симеизской обсерватории ИНАСАН и на Российско-Кубинской обсерватории в Гаване (Республика Куба). В общей сложности за период с 2018 по 2023 г. мы получили 9060 оценок блеска звезды в фильтре \(V\). Наши измерения, а также данные из литературных источников и из архива Kamogata Wide-field Survey (KWS) были объединены в единый массив, включающий 17 653 измерений в интервале длительностью порядка 57 лет. На основе построенного по этим данным спектра мощности установлены возможные циклы активности \({{P}_{{{\text{cycl}}}}}\), которые составляют по нашей оценке 2.4, 5.63, 8, 13.6, 30 и 49 лет. Доминирующим является \({{P}_{{{\text{cycl}}}}}\) продолжительностью в 5.63 года. Показано, что этот найденный нами по обширным данным доминирующий цикл с величиной порядка 5.63 лет (5.4–5.8 лет по другим литературным источникам) прослеживается и в результатах анализа предыдущих исследований. Результаты о циклах активности FK Com сопоставлены с данными о долговременной переменности еще двух звезд рассматриваемого типа – HD 199178 (V1794 Cyg) и ET Dra. На основе данных о \({{P}_{{{\text{cycl}}}}}\) других хромосферно активных звезд (по литературным источникам и нашим измерениям) проанализирована диаграмма вида \(\log (1{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}}){\kern 1pt} - {\kern 1pt} \log ({{P}_{{{\text{cycl}}}}}{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}})\). Сделано заключение о сопоставимости выполненных нами определений величин циклов активности звезд типа FK Com с данными для звезд типа RS CVn.

По данным Gaia DR3 изучена кинематика звезд из Солнечных окрестностей с радиусом 300 пк. Наша выборка включает n = 970 171 звезд – AG300 (A – ансамбль, G – Gaia, 300 – радиус исследуемой зоны в пк). Кинематика этих звезд отражает морфологию основных звездных населений Галактики: звездного диска, балджа, гало и звездной короны сверхмассивной черной дыры (СМЧД). Наличие в AG300 звезд со скоростями, превосходящими скорость ухода из Галактики, свидетельствует о присутствии в околосолнечном пространстве внегалактических звезд, принадлежащих звездному компоненту локального скопления галактик. Показано, что известные механизмы ускорения пространственного движения звезд позволяют создать звездное гало галактик, звездную корону СМЧД в ее ядре, межгалактическую звездную среду скоплений галактик и пространства между скоплениями галактик. Каталог AG300 позволяет идентифицировать представителей всех названных компонентов.

Частота и темп формирования солнечных нановспышек (НВ) измерены в 6 корональных спектральных диапазонах (094, 131, 171, 193, 211, 335 Å) и одном, относящимся к переходному слою (304 Å). Были использованы данные SDO/AIA, полученные в минимуме солнечной активности в мае 2019 г. Мы проанализировали одну и ту же область Солнца размером \(360\text{\textquotedblleft} \times 720\text{\textquotedblleft}\) во всех каналах на протяжении интервала времени 1 ч. Для поиска НВ во всех спектральных диапазонах мы применили одинаковый алгоритм, основанный на анализе амплитуды быстрых уярчений на изображениях. Частота и темп НВ, как можно ожидать, существенно различаются в различных диапазонах. Для порога \(5\sigma \) наибольшая частота НВ, 207 с^–1, измерена в канале 171 Å. Далее следуют спектральные диапазоны 193 Å (85% от канала 171 Å), 211 Å (74%) и 131 Å (63%). Мы не смогли достоверно измерить частоту в каналах 094 и 335 Å, но установили, что она составляет менее 15% от частоты в канале 171 Å. В канале 304 Å мы обнаружили большое число уярчений, которые не имеют соответствия в короне. Тем не менее около 40% корональных НВ имеют соответствие в линии 304 Å, с порогом выше \(5{\kern 1pt} \sigma \).