Vol 51, No 6 (2025)

Работа посвящена детальному исследованию активной фазы (prompt emission) гамма-всплеска GRB 241105A в гамма-диапазоне по данным экспериментов GBM/Fermi, SPI-ACS/INTEGRAL, Konus-Wind и BAT/Swift, а также его послесвечения в рентгеновском и оптическом диапазонах по данным различных обсерваторий. В кривой блеска активной фазы можно выделить яркий короткий главный эпизод, за которым следует более длительное и менее интенсивное излучение, что является характерной чертой коротких всплесков (тип I) с продленным излучением (extended emission). Спектральный анализ показал, что главный эпизод всплеска имеет жесткий энергетический спектр, типичный для коротких всплесков. Спектр продленного излучения на энергиях порядка 1 МэВ описывается степенным законом с фотонным индексом v = ^–1.6 ± 0.2, что делает его наиболее жестким продленным излучением среди наблюдавшихся коротких всплесков. Кроме того, на диаграммах E_p,i – E_iso и T_90,i – EH главный эпизод всплеска GRB 241105A занимает характерное для коротких гамма-всплесков положение. При этом рентгеновское и оптическое послесвечение GRB 241105A является наиболее ярким среди коротких гамма-всплесков (с измеренным красным смещением), что может указывать на принадлежность всплеска к событиям, вызванным коллапсом ядер массивных звезд (гамма-всплескам типа II). Если же гипотеза о связи GRB 241105A с классом коротких гамма-всплесков, вызванных слияниями компактных объектов, верна, он будет самым далеким из коротких всплесков (красное смещение GRB 241105A z = 2.681).

Представлены результаты трехмерного магнитогидродинамического (3D МГД) моделирования структуры течения плазмы в окрестности компактного скопления молодых массивных звезд на фазе эволюции скопления, определяемой звездами Вольфа–Райе. Такая фаза имеет место для скопления с возрастом в несколько миллионов лет, близкой к моменту начала вспышек сверхновых, прототипом являются известные объекты Вестерлунд 1 и 2. Столкновения мощных ветров массивных звезд в ядре скопления, рассчитанные как взаимодействия индивидуальных истечений звезд, сопровождаются их частичной термализацией и формируют коллективный ветер скопления. Рассмотрена МГД динамика расширения каверны, образованной коллективным ветром в зависимости от плотности окружающей межзвездной среды с однородным магнитным полем. Показано, что при расширении в холодной нейтральной среде коллективный ветер скопления способен изменить топологию его родительского облака за время фазы звезд Вольфа–Райе, выметая более 10⁴ M_⊙ газа за ~2 × 10⁵ лет и формируя при этом тонкие плотные протяженные оболочки с усиленными магнитными полями. В холодной нейтральной среде с плотностью ~20 см⁻³ и магнитным полем ~3.5 мкГс вокруг каверны ветра формируется тонкая оболочка с характерной ячеистой структурой распределения плотности и магнитных полей. Ячеистая структура магнитного поля проявляется в частях оболочки, расширяющихся в направлении, поперечном ориентации внешнего магнитного поля. Магнитные поля в оболочке усиливаются до значений напряженности ≥50 мкГс. Образование ячеистой структуры связано с развитием неустойчивостей. Расширение каверны в теплой нейтральной межзвездной среде также сопровождается формированием оболочки с усиленным магнитным полем.

Исследуются механизмы формирования и нагрева ярких рентгеновских точек (ЯРТ), с которыми связывают микро- и нано-вспышки в корональных дырах и спокойных областях, нагрев короны, джеты и эрупции плазмы. Из наблюдений следует, что ЯРТ состоят из нескольких компактных магнитных петель, существенно меньших корональных петель активных областей, но содержащих нагретую до температуры (1.5–4.4) МК плазму. На примере ультратонкой (~100 км) магнитной петли, формирующейся при увеличении магнитного поля фотосферной конвекцией, показано, что плазма в таких петлях нагревается до температур (2–4) МК за счет диссипации электрических токов I ≥ 10⁹ A в хромосферной части петли при повышенном сопротивлении Каулинга. Оценена концентрация плазмы в петлях ЯРТ, n ≈ 10⁹ – 10¹⁰ см⁻³, которая меньше концентрации окружающей хромосферы. Поскольку теплопроводность петли вдоль магнитного поля значительно выше, чем поперек поля, петля быстро прогревается и на корональном уровне.