Том 101, № 10 (2024)

Проблему формирования экзопланет на наклонных орбитах по отношению к экваториальной плоскости родительской звезды или основной плоскости протопланетного диска можно решить путем введения наклонного диска меньшего размера. Однако остается открытым вопрос природы такого внутреннего диска. В данной работе успешно проверена гипотеза об образовании наклонного внутреннего диска в протопланетном диске около звезды типа T Tau вследствие падения на него струи газа. Для проверки гипотезы выполнены трехмерные газодинамические расчеты с учетом вязкости и теплопроводности при помощи пакета PLUTO. В ходе анализа расчетов показано, что однократное пересечение потоком вещества плоскости диска не может обеспечить образование наклонного диска вблизи звезды, в то время как двукратное – может. Кроме того, в случае ретроградного падения вещества угол наклона образовавшегося внутреннего диска значимо больше. Также был выполнен анализ наблюдательных проявлений данного события: потенциальное изменение блеска звезды, распределение оптической толщины по углам, эволюция темпа аккреции. Показано, что падение блеска может достигать 5^m с учетом рассеянного света, причем подобное уменьшение яркости будет длиться несколько десятков лет. Кроме того, резкое увеличение темпа аккреции на два порядка потенциально может вызвать FU Ori-подобную вспышку.

В статье анализируются особенности фотометрической и спектральной переменности молодой звезды V718 Per из скопления IC 348 с точки зрения ее возможной двойственности. Наиболее реалистичной выглядит модель, в которой главный компонент системы V718 Per A — звезда с эффективной температурой 5200 K — периодически экранируется двумя протяженными пылевыми структурами, состоящими из крупных частиц и движущимися вокруг звезды в резонансе с двумя планетами. Периоды их орбитального движения равны 4.7 года и 213 дням. Их отношение с высокой точностью равно 1:8, а отношение больших полуосей — 1:4. Массы планет не превышают 6 М_Jup. В моменты полных затмений V718 Per A в излучении системы доминирует более холодный компонент с эффективной температурой 4150 ± 100 K, что объясняет наблюдаемое в минимумах блеска покраснение звезды, а также изменения в ее спектре при переходе от яркого состояния к слабому. Спекл-интерферометрические наблюдения, выполненные на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ, позволили оценить верхний предел на угловое расстояние между компонентами системы: ≤0.1′′, что эквивалентно проекционному расстоянию ≤30 а.е. Уникальная особенность этой системы состоит в том, что плоскости планетных орбит практически совпадают с лучом зрения. Такая ориентация системы наиболее благоприятна для измерений колебаний лучевой скорости звезды, вызванных орбитальным движением планет, а также для наблюдений транзитов планет по диску главного компонента системы.

Целью работы является вывод новой динамической формулы для угловой скорости вращения фигур равновесия гравитирующей жидкости с политропным уравнением состояния. В этой формуле угловая скорость вращения зависит не только от показателя политропы 0 ≤ n ≤ 5, но, и это главное, от компонентов внутренней и внешней гравитационной энергии фигуры. При решении задачи постоянную интегрирования в полном потенциале удалось выразить через три глобальные характеристики: массу, полную гравитационную энергию и энергию вращения фигуры равновесия. Справедливость новой формулы подтверждена при n = 0 предельным переходом к классическим однородным сфероидам Маклорена и эллипсоидам Якоби. Результаты работы расширяют область применения теории фигур равновесия.