Аннотация результатов, полученных в 2022 году
Нейтронные звёзды - это самые компактные звёзды во Вселенной, при массе до двух масс Солнца, их радиус может составлять всего около 12 км. Уже простые оценки показывают, что плотность вещества в их недрах превышает плотность атомных ядер, а скорость убегания с поверхности всего в несколько раз меньше скорости света. Эти экстремальные условия делают исследования нейтронных звёзд важной и перспективной областью современной астрофизики. Исследования нейтронных звёзд были бы невозможны без их наблюдения. К счастью, наблюдательные проявления нейтронных звёзд очень разнообразны. В частности, многие нейтронные звёзды не одиноки, а находятся в тесных двойных системах с маломассивной звёздой-компаньоном, которая может располагаться настолько близко, что вещество с поверхности звезды компаньона начинает перетекать на нейтронную звезду (такой процесс в астрофизике называют аккрецией). Аккрецирующие нейтронные звёзды представляют особый интерес, так как позволяют изучать отклик нейтронной звезды на внешнее воздействие – перетекание вещества. Для многих систем аккреция не идёт непрерывно: эпизоды аккреции сопровождаются затишьем, во время которого современные рентгеновские телескопы наблюдают тепловое излучение с поверхности нейтронной звезды. Считается, что это излучение связано с подогревом внешних слоёв нейтронной звезды (коры) ядерными реакциями, протекающими при сжатии ранее аккрецированного вещества весом новых порций вещества, поступающего со звезды компаньона. В рамках проекта в 2022 году проведены расчеты ядерных реакций, а также получающегося при этом состава и энерговыделения вплоть до плотности 2e12 г/см^3. При этом, были использованы имеющиеся в литературе модели термоядерного горения в самых внешних поверхностных слоях нейтронной звезды, где происходит перегорание водорода и гелия, поступающего со звезды компаньона, в более тяжелые элементы группы железа и палладия. Получающиеся смеси атомных ядер применялись как начальный состав для наших расчетов. В расчетах мы учитывали, что квазисвободные, не связанные в атомных ядрах, нейтроны, существующие во внутренних частях коры, могут перемещаться между слоями. Важность этого эффекта, не учитывавшегося в предшествующих работах, была указана участниками проекта в 2020-2021 году. Его учет принципиально поменял цепочки протекающих ядерных реакций. Мы показали, что вместо захватов электронов и испускания нейтронов, ранее считавшихся доминирующими реакциями в коре, в действительности в ней протекают противоположные реакции: испускание электронов (бета-распад) и захват нейтронов. Разумеется, это отразилось на зависимости состава вещества и энерговыделения от плотности. Эти данные чрезвычайно важны для моделирования тепловой эволюции аккрецирующих нейтронных звёзд, так как определяют как мощность подогрева коры в ходе аккреции, так и то, как выделившееся тепло будет распространяться по звезде, а, значит, и проявляться в наблюдениях поверхностной температуры. Работы по этой теме опубликованы в статье Shchechilin, Gusakov & Chugunov A. I., 2022, MNRAS, 515, L6, https://academic.oup.com/mnrasl/article/515/1/L6/6595305 . Исследования тепловой эволюции аккрецирующих нейтронных звёзд активно развиваются во всем мире. Важнейшим мотивом этого развития является загадочный факт – для описания наблюдений многих нейтронных звёзд требуется вводить дополнительный источник тепла в приповерхностных слоях. Этот вывод был сделан около 15 лет назад на основе расчетов, не учитывавших перемещение квазисвободных нейтронов между слоями коры, а природа приповерхностного источника до сих пор остаётся загадкой. Как показали проведенные в рамках проекта расчеты, эта загадка сохраняется и при учете перемещения свободных нейтронов, что говорит о необходимости дальнейших исследований, которые и планируются в рамках проекта. Кроме того, в ходе выполнения проекта нами было впервые дано исчерпывающее теоретическое объяснение загадочного поведения релятивистских r-мод колебаний небаротропных нейтронных звезд в пределе медленного вращения НЗ. Было показано, что релятивистский эффект увлечения инерциальных систем отсчета вращением звезды приводит к тому, что собственные частоты и функции ведут себя неаналитически, то есть не могут быть представлены в виде ряда Тейлора по частоте вращения. Анализ был проведен как в случае малого эффекта увлечения инерциальных систем отсчета, так и в случае, когда этот эффект не мал. Нами было найдено простое алгебраическое выражение для собственных частот релятивистских r-мод в пределе медленного вращения НЗ и слабого эффекта увлечения. Кроме того, мы рассчитали собственные частоты численно, и показали, что в пределе медленного вращения результаты хорошо совпадают с полученными алгебраическими формулами. Мы разработали метод расчета собственных частот r-мод при конечных частотах вращения НЗ и немалом эффекте увлечения. Численно мы показали, что в соответствующем пределе метод дает результаты, согласующиеся с нашими расчетам в пределе малого эффекта увлечения. Также в ходе выполнения проекта мы показали, что неаналитичность релятивистских r-мод существенно влияет на характерное время раскачки этих мод за счет гравитационного излучения. Так, в пределе медленного вращения звезды, обратное время раскачки ведет себя не как Omega^2l+2 (как считалось ранее), а как Omega^2l+2+4/3 (где Omega -- скорость вращения звезды, l -- азимутальное число колебательной моды), что может влиять на развитие неустойчивости этих мод. По результатам этой работы вышло две статьи: K. Kraav, M. Gusakov, and E. Kantor, Universe, 8, 542, 2022, https://www.mdpi.com/2218-1997/8/10/542 ; K. Kraav, M. Gusakov, and E. Kantor, Physical Review D, 106, 103009, 2022, https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.106.103009 Также нами был разработан численный метод для расчета полей скоростей частиц и самосогласованного электрического поля по заданному (на сетке) магнитному полю во внутренних слоях нейтронных звезд. Написана компьютерная программа, реализующая этот численный метод. Для простых конфигураций магнитного поля, допускающих аналитическое решение, численные результаты детально сравнены с аналитическими расчетами. Показано хорошее согласие численного и аналитического расчета. Численно исследована устойчивость аксиально симметричных конфигураций магнитного поля в звездах. Рассматривался широкий класс моделей с различным соотношением магнитной энергии в тороидальной и полоидальной компоненте магнитного поля и с различной степенью стратификации звездного вещества. Цель исследования – определить область звездных параметров, при которых та или иная конфигурация магнитного поля в звезде становится неустойчивой. Результаты моделирования подтверждают и уточняют ранее известные оценки границы устойчивости магнитного поля. В частности показано, что все рассмотренные конфигурации магнитного поля в баротропных звездах являются неустойчивыми. Результаты опубликованы в работе Becerra L., Reisenegger A., Valdivia J. A., Gusakov M., MNRAS, 517, 560 (2022), https://academic.oup.com/mnras/article/517/1/560/6713958

Аннотация результатов, полученных в 2023 году
Нейтронные звезды содержат самое плотное вещество во Вселенной (во внутренних слоях плотность превосходит плотность ядерной материи) и его свойства могут быть исследованы сопоставляя наблюдения и теоретические модели нейтронных звезд. Быстрое развитие наземной и орбитальной астрономии, а также детектирование гравитационных волн от слияния нейтронных звезд привело к накоплению новых наблюдательных данных, что служит мощным стимулом для развития теории. В русле этого и находятся проведенные в рамках проекта работы. Одно из направлений исследования нейтронных звезд связано с нейтронными звездами находящимися в двойных системах, в которых звезда-компаньон находится настолько близко, что вещество с нее перетекает на нейтронную звезду. Этот процесс называют аккрецией и он не всегда идет с постоянной скоростью. Для многих объектов эпизоды аккреции сменяются затишьем (транзиентная аккреция), что позволяет наблюдать процесс остывания нейтронной звезды. Для моделирования этого процесса требуется надёжное описание внешних оболочек (коры) нейтронной звезды, получающихся в результате аккреции. При этом важную роль играет наличие во внутренней части коры свободных нейтроннов, несвязанных в атомные ядра. Эти нейтроны достаточно подвижны благодаря чему их распределение в коре удовлетворяет условию гидростатического/диффузионного равновесия (nHD равновесие от английского neutron Hydrostatic/Diffusion). В рамках проекта структура коры рассчитана с учетом этого условия, а также оболочечных поправок к энергии атомных ядер. Показано, что последние играют важную роль и их учет необходим для корректного расчета нагрева коры. Впервые проведено моделирование тепловой эволюции транзиентно аккрецирующих нейтронных звезд с использованием nHD моделей аккрецированной коры. Оказалось, что, как и при использовании традиционных моделей коры (пренебрегающих перераспределением нейтронов во внутренней коре), для описания наблюдательных данных требуется введение феноменологического приповерхностного источника нагрева. Оценены необходимые параметры этого источника, а также параметры неоднородности состава коры, важные для описания теплопроводности. Показано, что гамма-источник 4FGL J2054.2+6904 принадлежит к семейству так называемых «паучьих пульсаров». Вывод основан архивных наблюдениях телескопов Swift, СРГ/eROSITA и фотометрических данных обзора Zwicky Transient Facility. В частности, фотометрические данные обзора Zwicky Transient Facility демонстрируют периодические изменения блеска объекта с периодом около 7.5 часа, связанные, скорее всего, с его орбитальным движением. Оценены температура (5200-5800 K) и радиус (0.4-0.6 радиуса Солнца) звезды-компаньона, что соответствует спектральному классу G2-G9. Исправленный за поглощение рентгеновский спектр источника описывается степенным законом с фотонным индексом 1.0+/-0.3 с потоком примерно 2e-13 эрг/с/см^2. Эти результаты позволяют отнести 4FGL J2054.2+6904 к классу пульсаров, называемых "красноспинными пауками" (redback). Получены новые наблюдательные свидетельства в пользу классификации нейтронной звезды X5 в шаровом скоплении 47 Тукана как первого известного объекта HOFNAR (от английского Hot and Fast Non-Accreting Rotator), т.е. нейтронной звезды, чья высокая температура поддерживается неустойчивостью r-мод колебаний. По архивным данным наблюдений в 8 полосах измерены температура (4350-4600 K) и радиус (0.40-0.47 радиуса Солнца) компаньона нейтронной звезды X5 в шаровом скоплении 47 Тукана. Сопоставление с моделями эволюции звезд дало оценку массы компаньона M~0.45-0.5 масс Солнца, что соответствует степени заполнения полости Роша <0.6. Так как существенная аккреция от компаньона с такой степенью заполнения полости Роша представляется невозможной, это свидетельствует в пользу классификации данной нейтронной звезды как объекта HOFNAR. Рассчитаны окна неустойчивости r-мод колебаний релятивистских небаротропных нейтронных звезд. Для этого в рамках бездиссипативной гидродинамики были найдены собственные частоты и собственные функции колеблющейся звезды, которые затем были использованы для расчета темпа диссипации и раскачки колебаний. Учтена диссипация как за счет сдвиговой и объемной вязкости, так и за счет диффузии частиц. Показано, что использованное при расчете предположение о слабой диссипации справедливо: изменение энергии колебаний за колебательный период мало. Для сравнения проведен расчет в часто используемом нерелятивистском приближении. Показано, что это приближение плохо применимо, особенно при малых частотах вращения: оно может приводить к существенным ошибкам при расчете собственных функций, а также времен диссипации и раскачки колебаний. В результате моделирования магнетотепловой эволюции нейтронных звезд с реалистичным нуклонным составом (нейтроны, протоны, электроны и мюоны) показано, что молодые магнитары (нейтронные звезды с сильным магнитным полем >1e16 Гс) успевают остыть до температур ~5e8 K без существенной эволюции магнитного поля. В частности, не достигается стадия, на которой магнитное поле удовлетворяет уравнению Града-Шафранова. Этот результат имеет важное значение, так как многие работы "для простоты" предполагают обратное и используют уравнение Града-Шафранова для расчетов. В результате согласованного рассмотрения магнитогидродинамики и диссипации магнитного поля нейтронной звезды показано, что затухание магнитного поля в ядре звезды может существенно влиять на тепловую эволюцию магнитаров при температурах T<5e8 K и, в частности, обеспечивать наблюдаемую у них аномально высокую тепловую светимость. Этот вывод основан на том, что предсказываемое в расчетах положение линии теплового баланса (равенства суммарной мощности охлаждения нейтронной звезды и ее нагрева за счет диссипации магнитного поля в ядре) дает хорошую нижнюю оценку положения наблюдаемого ансамбля магнитаров на диаграмме светимость --- магнитное поле (дополнительный вклад в нагрев может происходить из-за диссипации магнитного поля в коре звезды; отметим, что во многих работах диссипация магнитного поля в коре считается единственным механизмом нагрева магнитаров). При анализе использованы новейшие модели теплоизолирующей оболочки нейтронной звезды, применимые в магнитарных условиях.