Открытый доступ
Доступ предоставлен
Только для подписчиков
Том 49, № 4 (2023)
Статьи
SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ ДИФФУЗНОЙ ГАЗОВОЙ СРЕДЫ НА БОЛЬШИХ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ВЫСОТАХ
Аннотация
Мы исследуем источники ионизации диффузного газа на различных галактических высотах в различных по звездной массе, светимости в H\(\alpha\) и удельному темпу звездообразования галактиках. Для этого мы привлекаем данные релиза DR16 обзора SDSS-IV MaNGA и теоретические модели фотоионизации и ударной ионизации базы данных 3MdB. Наша итоговая выборка содержит 239 галактик, наблюдаемых точно с ребра, что делает результаты статистически значимыми и позволяет с помощью процедуры сложения спектров исследовать даже большие галактические высоты. С помощью диагностических диаграмм мы показываем, что для галактик всех исследуемых типов поведение диффузного ионизованного газа адекватно описывается моделями фотоионизации молодыми OB-звездами и горячими проэволюционировавшими маломассивными звездами. Однако в галактиках с большими звездными массами или с пассивным звездообразованием ударные волны также могут вносить свой вклад в ионизацию. Для галактик всех исследуемых типов мы получаем, что поток излучения от OB-звезд и ионизационный параметр с высотой уменьшаются, а относительный вклад горячих проэволюционировавших маломассивных звезд в ионизацию увеличивается. При этом наибольшая разница вклада данных источников в ионизацию газовой среды наблюдается между галактиками с различными удельными темпами звездообразования и с различными звездными массами: проэволюционировавшие маломассивные звезды являются основным источником ионизации газа в галактиках с пассивным звездообразованием (и с большими звездными массами), тогда как в галактиках с активным звездообразованием (и с меньшими звездными массами) OB-звезды являются определяющим фактором ионизации диффузной газовой среды.
237-254
ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ОЦЕНКИ МАССЫ МИРИДЫ R HYDRAE
Аннотация
Проведены расчеты эволюции звезд с массой на главной последовательности \({1.7M_{\odot}\leq M_{\textrm{ZAMS}}\,\leq}\) \({\leq\,5.2M_{\odot}}\) при начальных содержаниях гелия \(Y=0.28\) и более тяжелых элементов \(Z=0.014\). Эволюционные последовательности, соответствующие стадии AGB, были использованы для построения модели мириды R Hya, описывающей уменьшение периода пульсаций, которое наблюдалось на протяжении почти двух столетий. Показано, что наблюдаемое сокращение периода пульсаций R Hya, начавшееся во второй половине XVIII в. при значении \(\Pi\approx 495\) сут и закончившееся около 1950 г. при значении \(\Pi\approx 380\) сут, произошло на стадии сжатия звезды после выхода во внешние слои звезды диффузионной волны лучистой энергии, связанной со вспышкой гелиевого слоевого источника. На протяжении всей истории наблюдений R Hya пульсировала в фундаментальной моде. Лучшее согласие с наблюдениями получено для восьми моделей с начальной массой \(M=4.8M_{\odot}\) при значениях параметра скорости потери массы формулы Блокера \(0.03\leq\eta_{\textrm{B}}\leq 0.07\). Теоретические оценки массы мириды R Hya находятся в пределах \(4.44M_{\odot}\leq M\leq 4.63M_{\odot}\), тогда как полученные из расчетов значения радиуса звезды (\(421R_{\odot}\leq R\leq 445R_{\odot}\)) при периоде пульсаций \(\Pi\approx 380\) сут находятся в хорошем согласии с результатами измерений углового диаметра методами оптической интерферометрии.
255-263
ЦЕФЕИДЫ V371 PER И OGLE-LMC-CEP-2132: ПЕРВОЕ ПЕРЕСЕЧЕНИЕ ПОЛОСЫ НЕСТАБИЛЬНОСТИ
Аннотация
Для обоих периодов бимодальной цефеиды V371 Per и для цефеиды OGLE-LMC-CEP-2132 построены \(O-C\) диаграммы, охватывающие временно́й интервал 126 и 119 лет соответственно. Диаграммы \(O-C\) имеют вид парабол, что позволило впервые определить квадратичные элементы изменения блеска и вычислить скорости эволюционных изменений периодов: \(dP_{Fu}/dt=1.085({\pm}{0.007})\) с/год и \(dP_{1O}/dt=0.923({\pm}{0.003})\) с/год для фундаментальной моды и первого обертона V371 Per, соответственно, а также \(dP/dt=15.304({\pm}{0.048})\) для OGLE-LMC-CEP-2132, что согласуется с результатами теоретических расчетов для первого пересечения полосы нестабильности. Тест на стабильность пульсаций, предложенный Ломбардом и Коэном, подтвердил реальность увеличения периодов.
264-279
ВЕКОВАЯ ДИНАМИКА РЯДА ПЛАНЕТ ИЗ КАТАЛОГА TESS, ОБНАРУЖЕННЫХ В ДВОЙНЫХ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМАХ
Аннотация
Проведено исследование устойчивости орбитальной динамики ряда планет, обнаруженных в двойных звездных системах на основе анализа данных с орбитальной обсерватории TESS. Для 20 циркумзвездных планет получены характерные оценки ляпуновского времени (времени предсказуемой динамики). Вековая орбитальная динамика 18 рассмотренных планет является устойчивой с ляпуновскими временами более 6000 лет. Для планет TOI-905b и TOI-1634b вычисленные ляпуновские времена малы (менее 3000 лет), соответствуют неустойчивой динамике и указывают на возможные неточности в найденных параметрах планет. Детальный анализ устойчивости вековой динамики циркумбинарных планет TOI-1338 и TIC 172900988 показал, что на диаграммах устойчивости планеты расположены в областях с относительно большими ляпуновскими временами (более 7000 лет), что подтверждает достоверность полученных параметров планет.
280-288
ТЕМПЕРАТУРА СТОЛКНОВИТЕЛЬНОЙ ПЛАЗМЫ И БЕТАТРОННОЕ УСКОРЕНИЕ КВАЗИТЕПЛОВЫХ ЭЛЕКТРОНОВ В СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШКАХ
Аннотация
На основе модели коллапсирующей магнитной ловушки рассмотрено влияние температуры максвелловской вспышечной плазмы на эффективность бетатронного ускорения квазитепловых быстрых электронов в области каспа корональных петель. Показано, что увеличение температуры приводит к резкому росту (на 6–8 порядков) числа квазитепловых электронов, способных преодолеть ‘‘барьер кулоновских потерь’’. Это предполагает необходимость преднагрева фоновой плазмы в области каспа до \({\gtrsim}10\) MK, за которое может отвечать бетатронный механизм. Обсуждается связь между импульсной фазой вспышечного энерговыделения и рентгеновскими предвестниками солнечных вспышек.
289-298