Том 49, № 11 (2023)

Осенью 2019 г. во время фазы летных калибровок обсерватории СРГ телескопы еРОЗИТА и ART-XC им. М.Н. Павлинского на ее борту провели серию наблюдений PG 1634+706 — одного из самых мощных (рентгеновская светимость \({\sim}10^{46}\) эрг/с) квазаров во Вселенной на \(z<2\). Приблизительно в те же даты этот квазар наблюдался еще и обсерваторией XMM-Newton. Хотя объект уже неоднократно исследовался в рентгене ранее, новые наблюдения позволили более точно измерить его энергетический спектр в широком диапазоне 1–30 кэВ (в системе покоя квазара). Полученный спектр можно описать двухкомпонентной моделью, состоящей из степенного континуума с наклоном \(\Gamma\approx 1.9\), и уширенной эмиссионной линии железа на энергии около 6.4 кэВ. Была исследована также переменность рентгеновского излучения квазара. На временах порядка нескольких часов (здесь и далее — в системе покоя источника) рентгеновская светимость не демонстрирует статистически значимой переменности. Однако она заметно менялась от наблюдения к наблюдению осенью 2019 г., увеличившись примерно в полтора раза за 25 дней. Сравнение новых измерений обсерваторий СРГ и XMM-Newton с предыдущими измерениями других рентгеновских обсерваторий показало, что за всю 17-летнюю историю наблюдений квазара PG 1634+706 его рентгеновская светимость варьировалась не более чем в 2.5 раза, а вариации на масштабах времени нескольких недель и нескольких лет сравнимы по амплитуде.

Представлены новые трехмерные карты межзвездного поглощения в фильтрах \(V\) и Gaia \(G\) в радиусе 2 кпк от Солнца, трехмерная карта дифференциального поглощения (пространственной плотности распределения пыли) вдоль лучей зрения в том же пространстве, трехмерная карта вариаций соотношения поглощений в фильтрах \(V\) и Gaia \(G\) в радиусе 800 пк от Солнца и двумерная карта полного галактического поглощения сквозь весь полуслой пыли от Солнца до внегалактического пространства для галактических широт \(|b|>13^{\circ}\). Трехмерные карты имеют поперечное разрешение от 3.6 до 11.6 пк и радиальное разрешение 50 пк. Двумерная карта имеет угловое разрешение 6.1 угловой минуты. Эти карты получены на основе параллаксов Gaia DR3 и фотометрии Gaia, Pan-STARRS1, SkyMapper, 2MASS и WISE для примерно 100 миллионов звезд. Мы уделили особое внимание пространству в пределах 200 пк от Солнца и высоким галактическим широтам, как областям, где оценки поглощения до сих пор имели большую относительную неопределенность. Наши карты оценивают поглощение внутри галактического слоя пыли от Солнца до протяженного объекта или сквозь весь полуслой пыли от Солнца до внегалактического пространства с точностью около \(\sigma(A_{\textrm{V}})=0.06\) звездной величины. Это дает высокую относительную точность оценок поглощения даже в высоких галактических широтах, где медианное полное галактическое поглощение сквозь весь полуслой пыли от Солнца до внегалактических объектов по нашим оценкам составляет \(A_{\textrm{V}}=0.12\pm 0.06\) звездной величины. Мы показали, что представленные карты являются одними из лучших по объему использованных данных, размеру рассматриваемого пространства, разрешению, точности и другим свойствам.

Выполнено комплексное исследование слабоизученного затменного поляра 1RXS J184542.4\(+\)483134 с коротким орбитальным периодом \(P_{orb}\approx 79\) мин. Анализ долговременных кривых блеска указывает на изменение положения и размеров аккреционного пятна при изменении темпа аккреции. В профилях эмиссионных линий выделяются узкая и широкая компоненты, которые, вероятно, образуются на баллистическом участке аккреционной струи и на магнитной траектории соответственно. Наблюдается инверсия профилей спектральных линий с эмиссионного на абсорбционный, обусловленная покрытием аккреционного пятна аккреционной струей. На основе продолжительности затмения и лучевых скоростей узкой компоненты линий наложены ограничения на массу белого карлика \(0.49\leq M_{1}/M_{\odot}\leq 0.89\) и наклонение орбитальной плоскости \(79.7^{\circ}\leq i\leq 84.3^{\circ}\). Анализ циклотронных спектров указывает на присутствие двух аккреционных пятен с напряженностями магнитного поля \(B_{1}=28.4^{+0.1}_{-0.2}\) МГс и \(B_{2}=30-36\) МГс. При этом главное пятно имеет сложную структуру, которая, по-видимому, имеет плотное ядро и менее плотную периферию, излучающую спектр с циклотронными гармониками. Поляризационные наблюдения демонстрируют смену знака круговой поляризации в течение орбитального периода и антикорреляцию степени поляризации с блеском поляра. Моделирование поляризационных наблюдений с использованием простой модели аккрецирующего белого карлика показывает, что поляризационные свойства могут быть интерпретированы в рамках двухполюсной аккреции с различающейся оптической толщиной аккреционных пятен (\(\tau_{1}/\tau_{2}\sim 10\)). Анализ наблюдений Swift/XRT указывает на преобладание тормозного излучения в рентгеновском излучении системы.

Регистрация радиоизлучения солнечных вспышек на частотах ниже \({\sim}2\) ГГц позволяет делать верхние оценки характерного размера источника мягкого рентгеновского (SXR) излучения \(L(t)\) в предположении, что плотность \(n(t)\) определяется плазменной частотой \(\nu_{p}\). Если SXR источник с большей плотностью находится внутри радиоисточника, то размер SXR источника будет\(L(t)<(EM(t)/2n(t)^{2})^{1/3}\), где \(EM(t)\) — мера эмиссии. Для трех вспышек (С7.2 22.12.2009), (М2.9 06.07.2012) и (X1.1 06.07.2012) рассчитываются скорости расширения SXR источника \(V(t)\sim dL(t)/dt\), которые сравниваются с оценками скорости звука и альвеновской скорости. Под ‘‘магнитной детонацией’’ мы понимаем процесс распространения магнитного пересоединения со сверхзвуковой скоростью в эруптивных вспышках. ‘‘Магнитная детонация’’ и последующий корональный выброс массы (КВМ) реализовывались во вспышках (С7.2 22.12.2009) и (X1.1 06.07.2012), в которых сверхзвуковые и сверхальвеновские скорости достигались, если плотность SXR источника была ниже \(2.1\times 10^{9}\) и \(7.4\times 10^{8}\) см\({}^{-3}\) (\(\nu_{p}<410\) и \(<245\) МГц) соответственно. ‘‘Магнитной детонации’’ и КВМ не было во вспышке (М2.9 06.07.2012), частоты радиоизлучения которой были только выше 1415 МГц (\(n>2.5\times 10^{10}\) см\({}^{-3}\)). Для ‘‘магнитной детонации’’ во вспышке (X1.1 06.07.2012) сделаны оценки величин магнитного поля, напряженности электрического поля пересоединения, потока плазмы и массы КВМ.

Гелиосейсмология обнаружила возрастание скорости вращения с глубиной в тонком (\({\sim}30\) Мм) приповерхностном слое. Относительная величина неоднородности вращения в этом слое не зависит от широты. Показано, что такое состояние вращения является следствием малого характерного времени приповерхностной конвекции по сравнению с периодом вращения и радиальной анизотропии конвективной турбулентности. Аналитические расчеты в рамках гидродинамики средних полей воспроизводят наблюдаемую величину относительной неоднородности вращения и согласуются с численными экспериментами по радиационной гидродинамике солнечной конвекции. Приповерхностный слой является источником глобального меридионального течения, важного для солнечного динамо.