Изучение наблюдательных проявлений конечных стадий звездной эволюцииНИР

Источник финансирования НИР

грант РФФИ

Этапы НИР

# Сроки Название
1 1 января 2012 г.-31 декабря 2012 г. Изучение наблюдательных проявлений конечных стадий звездной эволюции
Результаты этапа:
2 1 января 2013 г.-31 января 2013 г. Изучение наблюдательных проявлений конечных стадий звездной эволюции
Результаты этапа:
3 1 января 2014 г.-31 декабря 2014 г. Изучение наблюдательных проявлений конечных стадий звездной эволюции
Результаты этапа: Проведены наблюдения близких остывающих нейтронных звезд в инфракрасном диапазоне с целью поиска излучения остаточных дисков вокруг этих объектов. Получены очень жесткие верхние пределы на наличие пылевых дисков. С применением новой методики была исследована эволюция магнитного поля радиопульсаров в диапазоне возрастов от 80 тыс. до нескольких сотен тысяч лет. Характерное время затухания магнитного поля оказалось около 400 тыс. лет. Представлены результаты исследования магнито-вращательной эволюции нейтронных звезд с учетом затухания магнитного поля. Обсуждаются подходы, позволяющие описать поведение магнитных полей нейтронных звезд в рамках единой модели. Выполнена программа одновременных наблюдений как в рентгеновском диапазоне (обсерватория Swift), так и в оптическом диапазоне (телескоп RTT150) новой вспышки рентгеновской Новой Aql X-1 в августе 2014 года. Исследован линейный транзиентный рост возмущений в тонком газовом диске с применением итерационного метода поиска оптимальных возмущений. Проведены гидродинамические численные симуляции тонкого релятивистского аккреционного диска, наклоненного к экваториальной плоскости черной дыры. Методом популяционного синтеза моделируется семейство двойных звездных систем, состоящих из маломассивной обычной звезды и компактной нейтронной звезды. Показано, что результаты теоретических расчетов находятся в хорошем соответствии с наблюдаемыми диаграммами орбитальный период--рентгеновская светимость Исследуется образование и эволюция компактных двойных систем, состоящих из белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр. Показано, что слияние компактных компонентов двойных систем оказывается наиболее вероятным источником гравитационных волн. Микролинзирование звездной популяцией линзирующей галактики дает мощный метод пространственного разрешения структуры аккреционных дисков в сильно линзируемых квазарах. Эффективные размеры дисков, определенные посредством микролинзирования, оказываются в несколько раз больше, чем размеры дисков, предсказываемые стандартной моделью Шакуры-Сюняева докритической дисковой аккреции. Проведенный анализ данных наблюдений по микролинзируемой переменности показал, что большая часть линзируемых квазаров аккрецируют в супер-Эддингтоновском режиме дисковой аккреции. В этом режиме вокруг квазара формируется оптически толстая оболочка, которая рассеивает излучение аккреционного диска. Как результат, видимые размеры диска оказываются больше и практически не зависят от длины волны. Рассмотрено влияние релятивистских эффектов в метрике Керра на форму кривой усиления при прохождении прямой каустики в процессе микролинзирования. Показано, что форма пика кривой усиления может быть использована для оценки массы черной дыры, параметра Керра и ориентации аккреционного диска. Построена теоретическая модель квази-сферической аккреции на вращающиеся замагниченные нейтронные звезды. В рамках этой модели аккрецируемое вещество медленно оседает на вращающуюся магнитосферу, формируя протяженную квази-статическую оболочку. Крупномасштабные конвективные движения в этой оболочке отводят наружу от магнитосферы вращающейся нейтронной звезды угловой момент во время эпизодов замедления вращения. Темп аккреции на поверхность нейтронной звезды определяется способностью плазмы проходить сквозь магнитосферу нейтронной звезды. Моделируются кривые блеска рентгеновских Новых в рамках картины нестационарной дисковой аккреции на релятивистские звезды. На первой стадии дисковой аккреции водород полностью ионизован во всем диске. Спустя 30-70 дней после рентгеновского максимума на внешнем краю диска формируется зона с частичной ионизацией водорода. В результате возникают конвективные движения в направлении перпендикулярном радиусу диска. Конвекция эффективно увеличивает вязкость и, как следствие, темп аккреции. На кривой блеска появляется вторичный пик. Далее граница между полностью ионизованным и нейтральным водородом начинает двигаться вниз по радиусу диска и характер спадания рентгеновской кривой блеска меняется.