Том 100, № 3 (2023)

Рассматривается задача о гравитационном коллапсе ядра массивной звезды с учетом переноса нейтрино в диффузионном приближении с ограничением потоков. Для уменьшения расчетной области многомерной задачи на неподвижной расчетной сетке рассматривается ядро звезды, уже находящееся на стадии коллапса. Поскольку стадия коллапса затянута по времени в сравнении с газодинамическим временем для формирующейся протонейтронной звезды, мы рассматриваем математическую задачу для начальной конфигурации, находящейся в равновесии, и пренебрегли начальной радиальной скоростью. Давление длительное время на стадии коллапса обеспечивают релятивистские вырожденные электроны, поэтому связь давления с плотностью в начальной конфигурации описывается политропным уравнением состояния с показателем политропы \(n = 3\). Целью данной работы является проверка гипотезы о независимости крупномасштабной конвекции от 2D и 3D геометрии математической задачи и параметров вычислительной сетки, а также от выбора начальной стадии гравитационного коллапса. Масштаб конвекции определяется размером области спадающей энтропии с потерями нейтрино, т.е. неравновесной нейтронизацией, и присутствием слабого начального вращения.

Представлены результаты исследования переменности мазерного излучения в линии OH 1665 МГц в области звездообразования G43.8–0.1 из наблюдений (мониторинга) в 2008–2022 гг. на Большом радиотелескопе в Нансэ (Франция). Обнаружена переменность всех параметров поляризации большинства спектральных деталей, которая носит монотонный регулярный характер. Проведено пространственное отождествление основных спектральных деталей OH в линии 1665 МГц с мазерными пятнами (конденсациями) на VLA карте. Для Зеемановской пары на \({{V}_{{{\text{LSR}}}}} = 44.15\) км/с обнаружено монотонное изменение расщепления со временем в течение 2008–2022 гг. и, следовательно, изменение величины продольного магнитного поля \({{{\text{H}}}_{\parallel }}\). По нашим расчетам в эпоху конца 2012 г. произошло изменение направления магнитного поля на противоположное. Коррелированно с \({{{\text{H}}}_{\parallel }}\) происходили изменения угла \(\chi \) и, как следствие, изменения направления вектора поперечного магнитного поля H\(_{ \bot }\). Для мазерной детали 44.5 км/с обнаружено изменение \({{{\text{H}}}_{ \bot }}\) на 180°. В период 2016–2022 гг. произошла некоторая переориентация глобального магнитного поля (\({{{\text{H}}}_{ \bot }}\)) в G43.8–0.1. Поле стало менее хаотичным: в восточной части поле в мазерных конденсациях перпендикулярно дуге, а в западной части параллельно дуге. Предполагается, что глобальное магнитное поле во всей области U H II источника G43.8–0.1 имеет одно направление: вдоль оси (северо-восток) – (юго-запад).

Проведена кластеризация радиопульсаров с наблюдаемыми гигантскими импульсами (ГИ) методом главных компонент. Использовано пять параметров (период, его производная, наблюдаемая светимость, кинематический возраст и угол между осью вращения и магнитным моментом центральной нейтронной звезды). Показано, что совокупность всех известных пульсаров с ГИ разделяется в фазовом пространстве главных компонент на два кластера. Один из них содержит четыре пульсара с короткими периодами и большой светимостью, второй – девять долгопериодических и более слабых источников. Отдельным, не входящим в эти два кластера объектом, оказывается пульсар в Крабовидной туманности. Рассмотрены возможные модели, которые могли бы объяснить обнаруженное различие пульсаров с ГИ.

При разработке и тестировании методов прогнозирования межпланетных корональных выбросов массы (МКВМ) большое значение имеет установление их связи с источниками на Солнце – корональными выбросами массы (КВМ), наблюдаемыми коронографами. Часто применяемый обратный баллистический расчет времени старта КВМ не учитывает изменения их скорости при движении в гелиосфере и может давать неопределенность вплоть до суток. С хорошей точностью (порядка ±10 ч) движение КВМ в гелиосфере от Солнца до Земли описывается моделью магнитодинамического взаимодействия КВМ с фоновым солнечным ветром (drag-based model, DBM). В данной работе для поиска возможных корональных источников МКВМ, наблюдаемых у Земли, предлагается использование обратной модели магнитодинамического взаимодействия (reverse DBM, RDBM), с помощью которой по измеренным параметрам МКВМ в обратном ходе восстанавливается вероятное движение КВМ в гелиосфере и определяются их параметры на выходе из солнечной короны. В модели используются данные о скорости фонового солнечного ветра, рассчитываемые по площади корональных дыр в центральной части Солнца, представленные на сайте Центра анализа космической погоды НИИЯФ МГУ, с корректирующими коэффициентами.