В этом разделе представлены заметки о самых интересных резутатов, полученных в лаборатории.
Власюк В., Сотникова Ю., Вольвач А., Муфахаров Т., Ковалев Ю.А., Спиридонова О., Хабибуллина М., Ковалев Ю.Ю., Михайлов А., Столяров В., Кудрявцев Д., Мингалиев М., Раззак С., Семенова Т., Кудряшова А., Бурсов Н., Трушкин С., Попков А., Эркенов А., Рахимов И., Харинов М., Гурвелл М., Цыбулев П., Москвитин А., Фатхуллин Т., Емельянов Э., Аршинова А., Южанина К., Андреева Т., Вольвач Л., Гош А.
Было опубликовано исследование переменности блеска блазара AO0235+164 в широком спектральном диапазоне – от потока в γ-диапазоне до дециметровых радиоволн. Временной интервал наблюдательных данных, полученных в основном на российских радио и оптических телескопах – более 25 лет: с 1997 по 2024 год. На рисунке показаны кривые блеска блазара во всех исследованных диапазонах. Анализ показал наличие нескольких мощных вспышек блеска блазара во всем диапазоне, демонстрирующих нарастающую задержку – от γ-лучей до длинных радиоволн вплоть до 1.7 года. Уникальный 4-летний период: с 2009 по 2014 г показал также наличие соответствующей задержки блеска по диапазонам. По-видимому, свойства вспышечных процессов в ядре блазара мало отличаются как в моменты мощных вспышек, так и в периоде слабой активности. Это подтвердил статистический анализ совокупности всех кривых блеска. Поиск периодичности блеска во всех диапазонах дал указание на наличие квази-периодов в 6 лет и 2 года для общего временного ряда и для периода низкой активности, соответственно. Общий радиоспектр объекта хорошо описан двухкомпонентной моделью – низкочастотным стационарным излучением и синхротронным переменным радиоизлучением релятивистского джета. Помимо релятивистских электронов в этом джете могут присутствовать и протоны, что не противоречит наблюдательным данным.
Колбин А.И., Сусликов М.В., Кочкина В.Ю., Борисов Н.В., Буренков А.Н., Опарин Д.В.
Обнаружена асинхронность поляра SDSS J085414.02+390537.3 по данным обзора ZTF. В кривых блеска выделяется период биений Pbeat = 24.6 ± 0.1 сут, в течение которого система меняет свою яркость на ≈ 3m. В периодограммах обнаруживаются пики мощности на периоде вращения белого карлика Pspin = 113.197 ± 0.001 мин и орбитальном периоде Porb = 113.560 ± 0.001 мин, а соответствующая асинхронность поляра 1 − Porb/ Pspin = 0.3 %. Фотометрическое поведение поляра указывает на смену главного аккрецирующего полюса в течение периода биений. На основе зеемановского расщепления линии Hβ сделана оценка средней напряженности магнитного поля белого карлика B = 28.5 ± 1.5 МГс. Путем моделирования циклотронных спектров найдена напряженность магнитного поля вблизи магнитного полюса B = 34 ± 2 МГс. Допплеровские томограммы в линии Hβ демонстрируют типичное для поляров распределение источников эмиссии в пространстве скоростей с признаками перехода аккреционной струи с баллистической траектории на магнитную.
В.Ю. Кочкина, А.И. Колбин, Н.В. Борисов, И.Ф. Бикмаев
В работе выполнено комплексное исследование слабоизученного затменного поляра 1RXS J184542.4+483134 с коротким орбитальным периодом Porb = 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 ≤ M1/M⊙ ≤ 0.89 и наклонение орбитальной плоскости 79.7° ≤ i ≤ 84.3°. Анализ циклотронных спектров указывает на присутствие двух аккреционных пятен с напряжённостями магнитного поля B1 = 28.4 – 30.2 МГс и B2 = 30 – 36 МГс. При этом главное пятно имеет сложную структуру, которая, по-видимому, включает 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 (τ1/τ2 ~ 10). Анализ наблюдений Swift/XRT указывает на преобладание тормозного излучения в рентгеновском излучении системы.