Том 102, № 1 (2025)

Метод синтеза кривых блеска двойных систем в модели Роша является мощным и широко распространенным инструментом анализа. Однако в своем исходном виде он не подходит для анализа кривых блеска двойных систем, в которых один или оба компонента обладают мощными звездными ветрами. Ранее нами была предложена модель двойной системы, основанная на методе синтеза, и включающая ветер у одного из компонентов. В настоящей работе предложено обобщение модели на случай, когда ветер присутствует у обоих компонентов двойной системы. Поверхность, разделяющая два ветра (контактная поверхность), рассчитывается в рамках стационарной модели столкновения звездных ветров. При вычислении кривой блеска учитывается поглощение излучения компонентов в ветрах, а также в слоях охлаждения, находящихся по обе стороны контактной поверхности. Структура слоев охлаждения и их поверхностная плотность рассчитываются в рамках радиативного приближения. Алгоритм позволяет учесть асимметрию контактной поверхности, возникающую благодаря силе Кориолиса, а также (с привлечением заранее рассчитанных таблиц) радиативное замедление ветров в тесных двойных системах. Приведены результаты численных расчетов в различных тестовых моделях, наглядно показывающие необходимость учета влияния ветров компонентов на оптические кривые блеска в системах WR + WR, WR + O, O + O.

В статье рассмотрены свойства мультипланетной системы TOI-1408, состоящей из горячего юпитера (планета (b), (1.86 ± 0.02) 𝑀Jup, (2.4 ± 0.5) 𝑅Jup) и субнептуна (планета (c), (2.22 ± 0.06) 𝑅⊕, (7.6 ± 0.2) 𝑀⊕), обращающихся вокруг звезды спектрального класса F. Также измерения лучевых скоростей свидетельствуют в пользу существования дополнительного небесного тела с периодом обращения несколько тысяч дней. Система TOI-1408 позволяет изучать процессы миграции планет типа горячий юпитер в случаях, когда менее массивная планета (c) находится ближе к звезде, чем более массивная (b). По архивным измерениям блеска TOI-1408 (проект DASCH) мы сделали оценки величины возможной циклической долговременной переменности объекта (около 10 500𝑑). Анализ переменности блеска TOI-1408 по данным архива Kamogata Wide-field Survey (KWS) привел к обнаружению в спектре мощности пиков, соответствующих периоду вращения около 7.5𝑑, ранее найденному в работе [1]. Получены оценки величин оттока вещества из атмосфер планет, которые были установлены для двух значений параметра log 𝑅'HK(-4.94 и -4.59), соответствующих максимумам бимодального распределения этого параметра для малоактивных и активных звезд спектрального класса F. Потеря вещества атмосферы планеты (b) (горячего юпитера) может достигать 2.3 × 1011 г/с, а субнептуна - планеты (c) - 2.7 × 1010 г/с для величины log 𝑅'HK = -4.59. Полученные нами данные достаточно хорошо согласуются с результатами для экзопланет соответствующих типов (в том числе для горячего юпитера HD 189733 b и теплого нептуна GJ 436 b).

Изучаются факторы, влияющие на энергетику солнечной вспышки. Исследование проводилось в рамках модели ускорения частиц в магнитной Х-особенности. Было установлено, что энергия вспышки зависит главным образом от потока электронов в зону ускорения. А изменение такого потока в свою очередь определяется размерами зоны ускорения. Расчеты показали, что для хромосферного источника вспышки вертикальная протяженность зоны ускорения изменяется от ∼100 км до ≈2 ⋅ 103 км, а ее диаметр от ∼1 км до ≈100 км.