Том 49, № 4 (2023)

Мы исследуем источники ионизации диффузного газа на различных галактических высотах в различных по звездной массе, светимости в H$\alpha$ и удельному темпу звездообразования галактиках. Для этого мы привлекаем данные релиза DR16 обзора SDSS-IV MaNGA и теоретические модели фотоионизации и ударной ионизации базы данных 3MdB. Наша итоговая выборка содержит 239 галактик, наблюдаемых точно с ребра, что делает результаты статистически значимыми и позволяет с помощью процедуры сложения спектров исследовать даже большие галактические высоты. С помощью диагностических диаграмм мы показываем, что для галактик всех исследуемых типов поведение диффузного ионизованного газа адекватно описывается моделями фотоионизации молодыми OB-звездами и горячими проэволюционировавшими маломассивными звездами. Однако в галактиках с большими звездными массами или с пассивным звездообразованием ударные волны также могут вносить свой вклад в ионизацию. Для галактик всех исследуемых типов мы получаем, что поток излучения от OB-звезд и ионизационный параметр с высотой уменьшаются, а относительный вклад горячих проэволюционировавших маломассивных звезд в ионизацию увеличивается. При этом наибольшая разница вклада данных источников в ионизацию газовой среды наблюдается между галактиками с различными удельными темпами звездообразования и с различными звездными массами: проэволюционировавшие маломассивные звезды являются основным источником ионизации газа в галактиках с пассивным звездообразованием (и с большими звездными массами), тогда как в галактиках с активным звездообразованием (и с меньшими звездными массами) OB-звезды являются определяющим фактором ионизации диффузной газовой среды.

Для обоих периодов бимодальной цефеиды V371 Per и для цефеиды OGLE-LMC-CEP-2132 построены $O-C$ диаграммы, охватывающие временно́й интервал 126 и 119 лет соответственно. Диаграммы $O-C$ имеют вид парабол, что позволило впервые определить квадратичные элементы изменения блеска и вычислить скорости эволюционных изменений периодов: $d{P}_{Fu}/dt=1.085(\pm 0.007)$ с/год и $d{P}_{1O}/dt=0.923(\pm 0.003)$ с/год для фундаментальной моды и первого обертона V371 Per, соответственно, а также $dP/dt=15.304(\pm 0.048)$ для OGLE-LMC-CEP-2132, что согласуется с результатами теоретических расчетов для первого пересечения полосы нестабильности. Тест на стабильность пульсаций, предложенный Ломбардом и Коэном, подтвердил реальность увеличения периодов.

На основе модели коллапсирующей магнитной ловушки рассмотрено влияние температуры максвелловской вспышечной плазмы на эффективность бетатронного ускорения квазитепловых быстрых электронов в области каспа корональных петель. Показано, что увеличение температуры приводит к резкому росту (на 6–8 порядков) числа квазитепловых электронов, способных преодолеть ‘‘барьер кулоновских потерь’’. Это предполагает необходимость преднагрева фоновой плазмы в области каспа до $\gtrsim 10$ MK, за которое может отвечать бетатронный механизм. Обсуждается связь между импульсной фазой вспышечного энерговыделения и рентгеновскими предвестниками солнечных вспышек.