Том 50, № 12 (2024)

Приведена наиболее полная на сегодняшний день выборка сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками (СН-ГРБ), для которых были найдены время максимума кривой блеска сверхновой и абсолютная звездная величина во время максимума. Выборка содержит 44 сверхновых. Проведен поиск корреляций между параметрами максимума блеска СН-ГРБ в полосе спектрального фильтра V (абсолютная звездная величина в фильтре V в системе отсчета источника MV ) и временем максимума Tmax в фильтре V в системе отсчета источника, а также между ними и параметрами собственного гамма-излучения гамма-всплеска (T90,i, Eiso, Ep,i). Статистически достоверно подтвердить какие-либо корреляции между любыми парами параметров нельзя. В распределении MV–log10(Eiso) наблюдается разделение на две группы. Возможно, эти две группы соответствуют существенно разным начальным параметрам сверхновой, являющейся прародителем длинных гамма-всплесков. Обсуждаются селективные эффекты, влияющие на возможность детектирования СН-ГРБ и на возможное наличие корреляций.

Представлены результаты спектрального отождествления девяти сильно переменных рентгеновских источников, обнаруженных телескопом еРОЗИТА обсерватории СРГ в ходе обзора всего неба и опубликованных в первой статье данной серии (полная выборка состоит из 49 объектов, Медведев и др. 2022). Для наблюдений использовались телескопы БТА САО РАН, SAI25 КГО ГАИШ МГУ, АЗТ-33ИК ИСЗФ СО РАН и РТТ-150. Один из объектов оказался катаклизмической переменной, а еще один уже был известен ранее как событие приливного разрушения. Остальные семь оказались активными ядрами галактик (АЯГ) на красных смещениях от 0.035 до 0.523. Для четырех объектов оценена масса центральной черной дыры по ширине и светимости широкой компоненты линии Hα. Эти черные дыры оказались умеренно массивными: от ∼8 × 106 до ∼108 M⊙.

Используя данные рентгеновского обзора неба телескопом еРОЗИТА орбитальной обсерватории СРГ и оптический каталог из 2209 членов рассеянного звездного скопления Плеяд, построенный на основе данных GAIA, мы нашли 850 рентгеновских источников ассоциированных со звездами скопления. Более 650 из них впервые обнаружены в рентгеновсих лучах. На расстоянии Плеяд, номинальная чувствительность еРОЗИТЫ в этой области неба соответствует светимости LX ∼ 1.6 × 1028 эрг/с в диапазоне 0.3–2.3 кэВ. Источники еРОЗИТЫ, ассоциированные с Плеядами, излучают с суммарной светимостью LX,total ∼ 1.3 × 1032 эрг/с, в миллион раз превышающей рентгеновскую светимость спокойного Солнца. Для 27 источников была зарегистрирована сильная, более чем в 10 раз, рентгеновская переменность. Большинство из них известны как эруптивные оптические переменные звезды dМ-класса. Величина RX = log(LX/Lbol) для звезд Плеяд растет с уменьшением эффективной температуры звезды от RX ≈ −5 до RX ≈ −2. Распределение звезд по RX носит бимодальный характер. Левый пик на RX ∼ −4.3 образован звездами FGK-классов, а правый пик на RX ∼ −3.1 в основном населен звездами M-класса. Характер зависимости величины RX от числа Россби Ro различен для разных спектральных классов. При малых числах Россби для звезд К- и М-классов RX ∼ −3 и слабо зависит от Ro. При Ro >∼ 0.25 наблюдается быстрое падение RX для К-звезд, в то время как М-звезд с большими числами Россби в нашей выборке нет. Большинство звезд F- и G-классов лежат в области меньших значений RX ∼ −4.5, однако размера нашей выборки недостаточно для более подробной характеризации зависимости RX–Ro для них.

Наблюдаемые распространенности первичных элементов, таких как D, 4He и 7Li, являются ключевыми величинам для изучения процессов, происходивших в ранней Вселенной. Получение значения распространенности первичного 4He (Yp) с субпроцентной точностью – одна из важных задач современной наблюдательной космологии. Основной способ определения Yp базируется на анализе спектров областей HII карликовых голубых галактик. Он состоит в измерении потоков эмиссионных линий гелия, водорода и металлов и их последующем моделировании с целью определения физических условий в межзвездной среде, ее химического состава, а также учета систематических эффектов. Одним из ключевых систематических эффектов, влияющих на оценку Yp, является подлиниевое поглощение, возникающее из-за наложения эмиссионных линий межзвездной среды на те же самые абсорбционные линии фотосфер звезд галактики, формирующих звездный континуум областей HII. Этот эффект приводит к заметному изменению наблюдаемых потоков эмиссионных линий. В данной работе представлен улучшенный алгоритм моделирования полного спектра областей HII, включающего звездный и небулярный континуум, а также профили эмиссионных линий. Построение звездной составляющей континуума производится путем моделирования интегрального спектра от нескольких звездных популяций с помощью пакета pPXF. Такой подход позволяет не разделять по шагам измерение интегральных потоков и их последующее моделирование, т.е. является более самосогласованным, а также позволяет более корректно учитывать эффекты подлиниевого поглощения, что увеличивает точность оценок параметров модели. Примеры оценки наблюдаемой распространенности 4He в конкретных объектах показывают улучшение точности ее определения до трех раз по сравнению с оценками, полученными другими способами. Предлагаемый метод может быть использован для получения более точной оценки распространенности первичного 4He, а также других задач, сопряженных с анализом спектров областей HII.

Рассматриваются научные задачи Лунной миллиметровой и субмиллиметровой обсерватории, планируемой в рамках создания Международной научной лунной станции.Сучетом этапности создания обсерватории–от одиночного телескопа малого диаметра как первого элемента Лунной интерферометрической сети до создания массива антенн (антенной решетки) – отдельно обсуждаются задачи для одиночного телескопа и антенной решетки, в том числе, в составе интерферометра Луна–Земля, Луна–Земля–космическая обсерватория.