Том 101, № 9 (2024)

В работе на основе одномерной аэрономической модели исследуется воздействие звездной вспышки на верхнюю атмосферу горячего юпитера. Предполагается, что атмосфера имеет водородно-гелиевый химический состав, а расчеты проводились для горячего юпитера HD 209458b. Мы рассмотрели одиночные и повторные вспышки, в которых поток жесткого УФ излучения возрастает в 10, 100 и 1000 раз по сравнению со спокойным состоянием звезды. Активная фаза динамического отклика атмосферы продолжается 12–15 часов после вспышки, а характерный период релаксации к исходному состоянию составляет порядка суток. Из полученных результатов следует, что вспышечная активность звезд солнечного типа не оказывает существенного влияния на эволюцию планетных атмосфер горячих юпитеров. Однако интерпретация транзитных наблюдений возмущенных атмосфер горячих юпитеров позволит отделить друг от друга наблюдательные эффекты, связанные с взаимодействием звездных вспышек и корональных выбросов массы с верхними атмосферами и оболочками этих планет. Это даст возможность более точно определить параметры звездного ветра и корональных выбросов массы у родительских звезд солнечного типа.

Новые высокоточные фотометрические измерения затменной звезды V839 Cep (P = 9.96^d, V_A+B = 9.64^m, e = 0.07, B6 V + B7 V), являющейся компонентом “A” визуально-двойной звезды J21035+5925AB, позволили установить, что компонент “B” также является затменной переменной (P = 4.075^d, B9 V + G8 V). Для компонента “A” измерена скорость апсидального вращения ${\dot{\mathrm{\omega }}}_{\mathrm{obs}} = 0.027° /\mathrm{год}$, что превышает теоретическое значение при условии синхронизма ${\dot{\mathrm{\omega }}}_{\mathrm{theor}} = 0.021° /\mathrm{год}$. Получены физические параметры звезд-компонентов затменной пары “A”: T₁ = 13 200 ± 300 K, M₁ = (3.7 ± 0.15) M_⊙, R₁ = (2.57 ± 0.05) R_⊙, T₂ = 11 900 ± 250 K, M₂ = (3.2 ± 0.15) M_⊙, R₂ = (2.42 ± 0.05) R_⊙, и компонентов затменной пары “B”: T₁ = 10 600 ± 200 K, M₁ = (2.6 ± 0.2) M_⊙, R₁ = (1.97 ± 0.05) R_⊙, T₂ = 5540 ± 50 K, M₂ = (0.88 ± 0.05) M_⊙, R₂ = (0.84 ± 0.05) R_⊙. Возраст системы определен в 70 млн лет при солнечном химическом составе. Компоненты звезды “A” являются пульсирующими переменными звездами типа медленных переменных β Цефея (SBC).

Выполнен анализ данных о величине [N/C], одного из самых чувствительных индикаторов эволюции звезд, для 20 красных гигантов с магнитными полями в сравнении с данными для 7 немагнитных гигантов. Для большинства рассмотренных гигантов величина [N/C] показала зависимость от возраста t и массы M. В частности, величина [N/C] у большинства магнитных гигантов уменьшается от 1.2 до 0.9 при увеличении logt от 8.2 до 9.8 и при увеличении M от 1 до 4 M_⊙. Показано, что для большинства магнитных гигантов значения [N/C] занижены (до 0.4 dex) по сравнению с немагнитными гигантами с такими же значениями t или M. Высказано предположение, что такие различия в величине [N/C] между этими двумя группами звезд объясняется тем, что эволюция красных гигантов с магнитными полями (на стадии главной последовательности (ГП) поля могли быть сильными) может отличаться от эволюции гигантов без магнитных полей. В частности, магнитное поле может подавлять процесс перемешивания уже на стадии ГП и, особенно в фазе “First Dredge-Up” (FDU), что и приводит к снижению величины [N/C] у магнитных гигантов.