Аннотация результатов, полученных в 2019 году
В 2019 г. нами были получены следующие результаты: 1. На основе разработанной участниками проекта трехмерной нестационарной кинетико-МГД модель взаимодействия солнечного ветра с частично ионизованной намагниченной межзвездной средой проведен анализ новых (вплоть до ноября 2019 года) данных по магнитному полю, измеряемому на космических аппаратах Вояджер 1 и 2 после пересечения ими гелиопаузы. В рамках модели проведены параметрические исследования в которых модельные результаты сравнивались с данными Вояджеров. В результате найдены величина и направление магнитного поля в невозмущенной межзвездной среде, при которых достигается наилучшее соответствие магнитного поля данным измерений, полученных в межзвездной среде. Проведен анализ изменения ее формы в зависимости от задаваемых параметров межзвездного магнитного поля. Показано, что в направлении Вояджера 1 гелиопауза вытягивается, а в направлении Вояджера 2 - - прижимается магнитным давлением. Увеличение концентрации заряженной компоненты в невозмущенной межзвездной среде приводит к уменьшению гелиоцентрических расстояний до гелиопаузы, но слабо сказывается на ее форме. Построенная численная модель также показала лучшее, по сравнению с предыдущими моделями, соответствие данным измерений для компонент вектора скорости в гелиосферном ударном слое. 2. Разработана осесимметричная нестационарная МГД модель истечения звездного ветра в замагниченную покоящуюся межзвездную среду, которая учитывает эффекты электронной теплопроводности (включая эффект насыщения), высвечивания, а также источники и стоки тепла, связанные с процессами ионизации и рекомбинации. Для учета последних совместно с уравнениями МГД решается задача о переносе излучения. На основе разработанной модели были проведены массовые расчеты истечения звездного ветра в неподвижную межзвездную среду с регулярным магнитным полем. Моделирование астросферы вокруг красного сверхгиганта, показало, что учет высвечивания приводит к тому, что форма астросферы существенно отличается от сферической. Но это отклонение наступает на больших временах когда размер модельной астросферы существенно больше размера наблюдаемых астросфер. Исследована роль теплопроводности в образовании вытянутых вдоль магнитного поля астросфер. Показано, что в случае горячего ветра (типичного для звезд Вольфа-Райе) учет теплопроводности приводит к заметному искажению формы астросферы уже на ранней стадии ее формирования, когда ее размер сравним с размером астросфер вокруг звезд Вольфа-Райе. Проведено моделирование взаимодействия быстрого ветра звезды Вольфа-Райе с медленным ветром красного сверхгиганта. В результате моделирования не удалось получить ситуацию когда быстрый ветер выходит за пределы оболочки, образованной медленным ветром, что не позволяет ему прийти в соприкосновение с силовыми линиями межзвездного магнитного поля. Соответственно, теплопроводность не оказывает влияния на форму астросферы и она остается почти сферической. Исследование условий, при которых быстрый ветер может выйти в межзвездную среду, будет продолжено в 2020 г. в рамках задачи 2.2. Также проведено моделирование эволюции ударной волны от взрыва сверхновой в среде, преобразованной ветром звезды-предшественницы сверхновой. Показано, что учет теплопроводности приводит к образованию вытянутого вдоль магнитного поля остатка сверхновой, а наличие околозвездной оболочки делает его более компактным, чем в случае взрыва сверхновой в однородной среде. 3. Проведено моделирование взаимодействия излучения убегающей Be-звезды с пылевой компонентой межзвездной среды. Учитывалось влияние околозвездного диска на формирование анизотропного поля излучения от звезды. Предполагалось, что в телесном угле околозвездного диска поток излучения существенно ослаблен. Получены возможные конфигурации пылевой волны в зависимости от угла, в котором ослабляется поток излучения, и от степени ослабления потока излучения. Построены синтетические карты излучения на длине волны 24 микрона для различных законов распределения частичек пыли по размерам в межзвездной среде. Показано, что существенное влияние на интенсивность теплового излучения пыли и на возможные конфигурации пылевой волны оказывает выбор закона распределения частиц по размерам. 4. С помощью телескопа SALT получены оптические спектры центральных звезд двух подковообразных астросфер, открытых нами с помощью данных космического ИК-телескопа Spitzer. Одну из звезд проклассифицировать не удалось из-за сильного покраснения ее спектра. Вторая звезда оказалась горячей Of-звездой спектрального типа O5-6. Определены фундаментальные параметры этой звезды, а также ее трехмерная пекулярная скорость. Кроме того, определена трехмерная пекулярная скорость уже известной убегающей Of-звезды lambda Cep, у которой нами также была обнаружена подковообразная астросфера. 5. Проведены наблюдения на космическом рентгеновском телескопе XMM-Newton уникальной звезды J005311 (продукта слияния двух массивных белых карликов) и кольцеобразной ИК-астросферы вокруг нее, открытых нами в ходе выполнения проекта РНФ 14-12-01096. Обнаружено, что как звезда, так и оболочка являются источниками рентгеновского излучения. Получено время на космическом телескопе "Хаббл" для получения ультрафиолетового спектра J005311, необходимого для оценки скорости ветра звезды, и проведены спектрополяриметрические наблюдения J005311 на 4.2-м телескопе Вильяма Гершеля, необходимые для измерения напряженности магнитного поля звезды и изучения геометрии ее ветра. 6. Открыта спиралевидная туманность вокруг звезды TYC 8606-2025-1. Определены фундаментальные параметры звезды и обилия химических элементов в ее атмосфере. Показано, что TYC 8606-2025-1 является умеренной бариевой звездой в двойной системе с сильно вытянутой орбитой и что невидимым в оптике компаньоном двойной системы, скорее всего, является белый карлик. Предложено объяснение образования ИК-туманности, согласно которому туманность состоит из бедного водородом вещества, потерянного белым карликом в результате финального теплового импульса, продолжительность которого примерно равна орбитальному периоду двойной системы (порядка ста лет). 7. Открыта ранее неизвестная ИК-астросфера вокруг [WO1]-звезды WR72. Астросфера имеет вид кольцеобразного гало и центральной оболочки неправильной формы. С помощью телескопа SALT обнаружен веер оптических сгустков бедных водородом, расположенных внутри центральной ИК-оболочки. Показано, что сгустки образовались в результате очень позднего теплового импульса и что WR72 принадлежит к чрезвычайно редкому типу центральных звезд планетарных туманностей бедных водородом (до настоящего времени было известно лишь четыре подобных объекта). 8. Открыта осесимметричная астросфера вокруг эмиссионной звезды HD 93795 с помощью космического инфракрасного телескопа Spitzer. Получены оптические спектры HD 93795 и показано, что эта звезда является голубым сверхгигантом спектрального типа В9. Определены фундаментальные параметры звезды, показавшие, что она только недавно покинула главную последовательность. Сделан вывод, что скорее всего туманность была образована в результате слияния массивной двойной системы.

Аннотация результатов, полученных в 2020 году
В 2020 г. нами были получены следующие результаты: 1. В рамках разработанной кинетической модели распределения энергичных нейтральных атомов водорода в гелиосфере были рассмотрены различные траектории будущих космических миссий (с использованием одного и двух аппаратов) и изучены границы применимости эффекта параллакса для определения расстояния до источников рождения энергичных нейтральных атомов из области внутреннего ударного слоя. В частности, была рассмотрена концепция космической миссии с двумя аппаратами, запущенными в плоскости эклиптики в противоположных направлениях перпендикулярно направлению движения Солнца относительно локальной межзвездной среды. Были выполнены расчеты синтетических карт неба в потоках энергичных нейтральных атомов, симулирующих наблюдения космических аппаратов, находящихся на расстояниях 1, 5, 10, 20, и 50 а.е. в заданных направлениях. Для значений базы 100, 40 и 20 а.е. в рассмотренной геометрии наблюдений углы смещения максимумов потоков составили ~56°, ~25° и ~13°, соответственно. Замечено, что положения максимумов потоков из «носовой» области гелиосферы практически не зависят от выбранного энергетического канала (в диапазоне энергий 0.3 – 6 кэВ). Таким образом, использование эффекта параллакса на основе синтетических модельных карт неба в потоках энергичных нейтральных атомов позволило сделать заключение, что источники из области внутреннего ударного слоя находятся на расстоянии порядка ~87-94 а.е. от Солнца в направлении набегающего потока межзвёздной среды. Данный результат хорошо согласуется с модельным значением расстояния ~91 а.е., полученным в случае, когда в качестве меры расстояния от Солнца до источника для заданного луча зрения используется взвешенное величиной интенсивности рождения энергичных нейтральных атомов арифметическое среднее. Были даны оценки погрешности в определении расстояния в зависимости от величины базы и углового разрешения данных. 2. Проведено моделирование взаимодействия звездных ветров в ходе эволюции одиночной массивной звезды. Рассматривались как статические, так и движущиеся звезды, погруженные в однородную среду с однородным магнитным полем. Проведено исследование влияние электронной теплопроводности вдоль силовых линий магнитного поля на течение звездных ветров, для чего была разработана неявная численная схема для нелинейной теплопроводности. Показано, что неустойчивости развивающиеся при взаимодействии быстрого ветра с оболочкой, образованной медленным ветром, приводят к искажениям силовых линий магнитного поля, что значительно увеличивает передачу тепла из горячего внутреннего ударного слоя во внешний, вызывая его быстрое расширение. Показано, что формирующаяся на стадии Вольфа-Райе астросфера имеет два выступа вдоль оси симметрии: один из них образуется в носовой части астросферы благодаря ее прогреву из-за эффективного переноса тепла вдоль линий магнитного поля, а второй выступ возникает в менее плотной хвостовой части течения звездного ветра. На ранней стадии (~10 000 лет) образования оболочки ее форма хорошо воспроизводит форму астросферы вокруг молодой звезды Вольфа-Райе HD 50896. Проведено моделировался взрыва сверхновой в астросфере, образованной ветром звезды-предшественницы сверхновой. Показано, что при движении звезды со скоростью сравнимой со скоростью звука оболочка остатка сверхновой становится вытянутой вдоль магнитного поля, а вдоль оси симметрии оболочки появляются выступы. При больших скоростях звезды форма остатка сверхновой по ходу звезды мало отличается от сферической, тогда как в противоположную сторону в его оболочке образуется выступ из-за того, что ударная волна от взрыва сверхновой распространяется преимущественно в менее плотную хвостовую часть астросферы. Полученные результаты позволяют объяснить форму остатков сверхновых S147, G309.2-0.6 и Петля Лебедя. 3. Проведено моделирование астросфер вокруг убегающих взаимодействующих двойных систем. Для этого были разработаны гидродинамическая модель гиперзвукового обтекания звездного ветра. Построена численная нестационарная модель образования астросферы в результате взаимодействия быстрого ветра с медленным ветром. Показано, что астросфера быстро (на временах ~1000 лет) меняет форму от аркообразной до подковообразной. Небольшая продолжительность жизни таких астросфер делает их уникальными объектами, что объясняет почему среди многих сотен известных астросфер только несколько объектов имеет подковообразную форму. Проведено моделирование эволюции астросферы, образованной в результате разового сброса оболочки убегающей звездой. Показано, что астросфера сохраняет сферическую форму на временах ~10 000 лет даже при небольших значениях массы оболочки (~0.01 солнечной массы). Это позволяет понять почему астросфера вокруг убегающей LBV-звезды [GKF2010] MN44 имеет идеально круглую форму несмотря на большую (75 км/с) пространственную скорость звезды, а также может служить объяснением формы астросферы вокруг убегающего голубого сверхгиганта lam Cep. 4. Продолжено исследование астросферы вокруг продукта слияния двух белых карликов, открытого нами в ходе выполнения проекта РНФ 14-12-01096. Проведенное моделирование спектров звезды и астросферы, полученных космической рентгеновской обсерваторией XMM-Newton, показало, что центральная звезда астросферы образовалась в результате слияния ONe и CO белых карликов, и подтвердило, что ее масса превышает предел Чандрасекара. Сделан вывод, что слияние белых карликов сопровождалось взрывом сверхновой типа Iax и что центральная звезда примерно через несколько тысяч лет завершит свою эволюцию вторым взрывом сверхновой и образованием нейтронной звезды. Получено время для новых наблюдений звезды и астросферы на космических рентгеновских телескопах XMM-Newton и Chandra. Получены ультрафиолетовый и оптический спектры звезды с помощью космического телескопа Hubble и 6-м телескопа Специальной астрофизической обсерватории РАН соответственно.

Аннотация результатов, полученных в 2021 году
В 2021 г. нами были получены следующие результаты: 1. Проведено исследование влияния азимутальной компоненты магнитного поля звезды на структуру астросферы. Показано, что влияние магнитного поля приводит к возникновению магнитной силы в области внутреннего ударного слоя, направленной к оси вращения звезды. Этот эффект приводит к коллимации звёздного ветра на два потока. При этом если газодинамическое число Маха набегающего потока невелико, то наблюдается трубчатая форма астропаузы. Однако при увеличении числа Маха набегающего потока происходит смена режима течения и астропауза приобретает классическую форму открытую в хвостовой области. Этот эффект наблюдается для звёзд с любым магнитным полем (числом Альфвена), однако критическое число Маха (при котором происходит бифуркация потока) увеличивается для звёзд с более сильными магнитными полями. При переходе к сверхзвуковому течению межзвёздной среды происходит ещё одна бифуркация и образуется внешняя ударная волна. Для Солнечных параметров магнитного поля критическое значение газодинамического числа Маха набегающего потока равно 0.325, в то время как реальное число Маха набегающего потока равно 2, что говорит о классической форме гелиопаузы в гелиосфере. Отметим, что влияние магнитного поля звезды остаётся заметно и для больших чисел Маха. Например, в солнечной системе оно выражается в вытянутости гелиопаузы к полюсам звезды на 30% по сравнению с шириной в экваториальной плоскости. 2. Продолжено исследование стадий эволюции звезд типа Вольфа-Райе. Проведено численное исследование нескольких тонких, но чрезвычайно важных аспектов моделирования. В частности, было показано, что эффект теплопроводности оказывает наиболее сильное влияние на форму и размеры звездной оболочки в случае неустойчивых уплотненных ударных слоев с искаженными силовыми линиями. Было исследовано влияние радиационного высвечивания и неустойчивости Рэлея-Тейлора при движении быстрого звездного ветра по следу медленного. Показано, что их совместное действие приводит к образованию плотных сгустков, которые в процессе дальнейшего движения приводят к искажению оболочки в намагниченной межзвездной среде. В результате горячий ударный слой звездного ветра прогревает оболочку, вызывая ее быстрое расширение в обе стороны. Также на основе параметрического исследования было определено, что чем меньше масса взрывного вещества сверхновой, тем более вытянутой получается внешняя оболочка в направлении силовых линий магнитного поля на начальном этапе (до ~30000 лет) взаимодействия взрыва с оболочкой. В дальнейшем, астросферные оболочки приобретают сферическую форму. Было проведено сравнение некоторых (G332.0+00.2, G296.5+10.0) остатков сверхновых с результатами численного моделирования. Исследовано также влияние неустойчивости Кельвина-Гельмгольца на форму звездной оболочки. Показано, что развивающаяся неустойчивость приводит к возникновению механизма прогрева внешнего ударного слоя за счет горячего внутреннего, что должно быть особенно заметно для звезд главной последовательности. В результате за счет теплового расширения размер звездной оболочки сначала значительно увеличивается, а затем из-за снижения влияния теплопроводности сокращается до расчетных характерных значений. 3. Представлены результаты спектроскопических наблюдений остатков сверхновой MCSNRJ0127-7332 в Малом Магеллановом Облаке и звезды, донора массы, 2dFS 3831, которая входит в состав двойной системы SXP 1062, связанной с MCSNRJ0127-7332. В частности, с помощью методов спектроскопии с длинной щелью была определена скорость расширения оболочки MCSNRJ0127-7332 (~140 км/сек). Полученная оценка скорости приблизительно в 3 раза меньше чем те, что были получены ранее другими авторами. Данное различие может быть объяснено тем фактом, что старые оценки были основаны на гипотезе о том, что все оптически наблюдаемые остатки сверхновых находятся в адиабатической фазе своего расширения. На основе анализа отношения интенсивностей некоторых спектральных линий ([S II/Hα]) было выдвинуто предположение о том, что локальная межзвездная среда ионизируется за счет донорской звезды и/или звезд спектрального класса OB в ближайшей окрестности MCSNRJ0127-7332. Был предложен сценарий, при котором взрыв сверхновой произошел внутри области (каверны) с малой плотностью, образованной звездным ветром предшественника сверхновой. С учетом предложенного сценария была получена оценка возраста MCSNRJ0127-7332 (~10000 лет). По спектроскопическим наблюдениям 2dFS 3831 были проведены измерения эквивалентной ширины линии Hα вдоль орбиты. Показано, что эквивалентная ширина линии Hα уменьшается (на ~40%) примерно через 130 дней после прохождения бинарной системой точки максимального сближения, а затем практически возвращается к первоначальному значению. В данный период также была выявлена заметная эмиссия в линии He II λ4686. Было выдвинуто предположение, что данные изменения являются следствием взаимодействия нейтронной звезды с околозвездным диском 2dFS 383, которое приводит к временны́м возмущениям и нагреванию диска. 4. Проведено исследование пространственного и энергетического распределений захваченных протонов за гелиосферной ударной волной на основе данных наблюдений прибора IBEX-Hi (на борту КА Interstellar Boundary Explorer, IBEX, на орбите Земли) о потоках энергичных нейтральных атомов, которые образуются вследствие процесса перезарядки захваченных протонов с межзвездными атомами водорода. Захваченные протоны рождаются в результате ионизации межзвездных атомов водорода в области сверхзвукового солнечного ветра и формируют надтепловую компоненту протонов в гелиосфере. Будучи захваченными гелиосферным магнитным полем и перенесенными в область внутреннего ударного слоя (между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой), на своем пути протоны могут быть подвержены процессам ускорения, в результате чего в их распределении по скоростям образуется высокоэнергетический «хвост». Были рассмотрены два вида функции распределения захваченных протонов по скоростям за гелиосферной ударной волной. В рамках обоих сценариев было проведено параметрическое исследование с использованием данных IBEX-Hi и численных моделей, разработанных на предыдущих этапах реализации проекта. В результате исследования впервые были получены количественные оценки на параметры энергичной популяции захваченных протонов, характеризующие эффективность ускорения протонов на ударном фронте, для различных положений за гелиосферной ударной волной. Показано, что результаты модельных расчетов с использованием обоих предположений о виде функции распределения за гелиосферной ударной волной качественно хорошо воспроизводят данные наблюдений IBEX-Hi, а также сделано заключение, что для количественного согласия с данными модельные потоки должны быть существенно увеличены в рамках обоих сценариев, что может являться признаком недостатка атомов водорода в используемой модели гелиосферы. 5. Проведено исследование влияния радиационных потерь (эффект высвечивания) на структуру течения в области взаимодействия звездного ветра с межзвездной средой (звездной оболочки), а также на размер и форму этой области. Явление изучалось для широкого диапазона параметров звездных ветров и межзвездной среды. Моделирование показало, что радиационные потери оказывают значительное влияние на структуру потока. С увеличением радиационных потерь область взаимодействия становится более тонкой и более сжатой, а тройная точка (откуда исходит вторичный тангенциальный разрыв и отраженная ударная волна) перемещается, головная ударная волна, конечная ударная волна и тангенциальный разрыв перемещаются ближе к звезде. Уменьшение температуры межзвёздной среды снижает влияние радиационных потерь. Отдельное исследование проведено для анализа неустойчивости Кельвина-Гельмгольца на тангенциальных разрывах. Увеличение разницы плотностей из-за высвечивания приводит к росту неустойчивости. С увеличением радиационных потерь неустойчивость нарастает и смещается в хвостовую часть.