Отдел звёздной астрофизики

I. Звезды Вольфа-Райе ( WR) в двойных WR + OB системах.

1. В работах А.М. Черепащука начала 1970-х годов был развит новый метод интерпретации кривых блеска затменных WR+ОВ систем с протяженными атмосферами с применением современных высокоэффективных методов решения обратных некорректных задач на компактном множестве монотонных неотрицательных функций. Впервые были получены надежные оценки радиусов и температур “ядер” звезд WR. Радиусы “ядер” звезд WR оказались весьма малыми для своих масс, а их температуры высоки. На этой основе был сделан вывод о том, что звезды WR – это гелиевые остатки массивных звезд, потерявших свои водородные оболочки. Таким образом, было показано, что звезды WR являются не молодыми объектами с мощными хромосферами (модель Андерхилл), а звездами на поздней стадии эволюции с мощным звездным ветром (модель Билса), за которой следует коллапс с образованием релятивистского объекта (НЗ или ЧД). В настоящее время этот вывод считается общепризнанным: образование ЧД и НЗ из массивных звезд в ТДС неизбежно проходит через стадию звезды WR.

В дальнейшем, в работах И.И. Антохина и А.М. Черепащука эти выводы были подтверждены с использованием более совершенных алгоритмов решения обратных задач на компактном множестве выпукло-вогнутых функций.

Ввиду более сильных физических ограничений на искомые функции распределения яркости и свойств поглощения по диску звезды WR в данном случае удалось восстановить из кривой затмения пространственную структуру звездного ветра звезды WR и на этой основе впервые дать надежную эмпирическую оценку закона ускорения вещества в ветре WR, который оказался отличным от стандартного закона Ламерса для звездных ветров массивных ОВ-звезд.

И.И. Антохин обобщил современные методы решения обратных некорректных задач на компактных множествах специальной структуры на случай, когда используется априорная информация о гладкости искомого решения и опубликовал соответствующие компьютерные коды. В последние годы Э.А.Антохина и И.И.Антохин разработали программный код, c помощью которого можно проводить моделирование кривых блеска WR + OB затменных систем в рамках модели с ветрами от обеих компонент, включая сложную область столкновения сверхзвуковых звездных ветров компонент.

2. В конце 1960-х годов А.М. Черепащук высказал идею о возможности формирования рентгеновского излучения в ударных волнах при столкновении сверхзвуковых звездных ветров в массивных WR+ОВ системах. В дальнейшем он учел комптоновское охлаждение горячей плазмы ударной волны на оптических фотонах ОВ и WR компонент и рассчитал ожидаемые рентгеновские светимости для ряда известных двойных WR+ОВ систем. Эти работы положили начало многочисленным исследованиям в области рентгеновской астрономии массивных ТДС как наблюдательного, так и теоретического характера. И.И. Антохин совместно с зарубежными коллегами проанализировал рентгеновские потоки от многих одиночных и двойных ОВ и WR-звезд, а также построил модель столкновения звездных ветров в массивных двойных системах с короткими орбитальными периодами, когда существенны эффекты высвечивания горячей плазмы в ударных волнах.

3. В начале 1990-х годов в работах А.М. Черепащука, И.И. Антохина и канадских астрофизиков было показано, что оценки темпов потери массы звездами WR, полученные из анализа их радио и ИК потоков завышены в 3-5 раз их-за клочковатости звездного ветра WR. Сейчас этот вывод является общепризнанным, он учитывается при построении продвинутых не ЛТР моделей протяженных атмосфер звезд WR. С учетом этого эффекта рассчитанные А.М. Черепащуком финальные массы СО-ядер звезд WR (которые быстро коллапсируют с образованием релятивистского объекта) имеют широкое распределение, совпадающее с наблюдаемым распределением масс НЗ и ЧД в рентгеновских двойных системах.

4. Открытие гравитационных волн от слияния ЧД в двойных системах, сделанное американской гравитационно-волновой обсерваторией LIGO в 2015 году поставило на повестку дня проблему формирования тесных пар ЧД. Как оказалось, эта проблема очень непростая. Как следует из формулы для гравитационно-волнового излучения для ТДС, для того, чтобы две ЧД успели слиться и испустить гравитационные волны за время, меньшее времени жизни Вселенной (13.7∙109 лет), начальное разделение между двумя ЧД не должно превышать (40-50) Rⵙ. Если это разделение более (40-50) Rⵙ, две черные дыры пары не успеют слиться, и гравитационно-волновой всплеск от их слияния не будет наблюдаться. Между тем, поскольку ЧД образуются из массивных звезд, их радиусы весьма велики, поэтому начальное разделение компонент в массивной двойной системе может значительно превышать критическое значение (40-50)Rⵙ. Мощный звездный ветер звезд WR-предшественников релятивистских объектов, приводит лишь к увеличению разделения компонент (Джинсовская мода потери массы), которое еще более препятствует слиянию двух ЧД за время, меньшее возраста Вселенной. Поэтому требуются специальные механизмы потери орбитального углового момента массивных ТДС, чтобы две финальные ЧД, несмотря на мощный ветер звезд WR, успели слиться за разумное время. Одним из таких механизмов, как было отмечено А.В. Тутуковым и А.М. Черепащуком, может являться торможение орбитального движения компонент системы в плотном молекулярном облаке в Галактике.

Отсюда становится ясна важная роль потери массы звездами WR в виде радиального ветра. Для количественных расчетов эволюции массивных ТДС необходимо знать темп потери массы в виде ветра звездами WR и зависимость этого темпа от массы звезды WR. Наиболее надежно темпы потери массы звездами WR могут быть определены по вековому изменению (возрастанию) орбитальных периодов затменных двойных WR+ОВ систем. Впервые оценка темпа потери массы звездой WR из анализа увеличения орбитального периода затменной системы V444 Cyg, была сделана Х.Ф. Халиуллиным в 1974 году. Однако число затменных систем из общего числа (несколько десятков) двойных WR+ОВ систем весьма мало – всего четыре. В 2019 году А.М. Черепащуком была высказана идея искать изменения орбитальных периодов не по затменным кривым блеска двойных WR+ОВ систем, а по кривым лучевых скоростей спектрально-двойных WR+ОВ систем. Эта идея оправдала себя на практике. Аспирант А.М. Черепащука И.А. Шапошников выполнил на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ многочисленные спектральные наблюдения ряда спектрально-двойных звезд WR+ОВ и, используя кривые лучевых скоростей этих систем, с привлечением архивных данных (охватывающих интервал времени ~80 лет), исследовал изменения орбитальных периодов многих WR+ОВ систем. Полученные оценки темпов потери масс позволили построить надежную эмпирическую зависимость. Оказалось, что темп потери массы звездой WR пропорционален ее массе в степени 1.6. Этот результат очень важен для построения эволюционных моделей массивных ТДС. Сейчас эти исследования продолжаются.

II. Оптические проявления рентгеновских двойных систем.

5. В начале 1970-х годов Н.Е. Курочкин (отдел переменных звезд ГАИШ) выполнил первое оптическое отождествление затменного рентгеновского источника (Her X-1) с оптической звездой HZ Her. В работе А.М. Черепащука, Ю.Н. Ефремова, Н.Е. Курочкина, Н.И. Шакуры и Р.А. Сюняева оптическая переменность этой рентгеновской двойной системы была интерпретирована как эффект рентгеновского прогрева оптической звезды мощным рентгеновским излучением аккрецирующей НЗ (“эффект отражения”). Оптическая кривая блеска рентгеновской двойной системы Cyg X-1 была интерпретирована в 1973 году в работе В.М. Лютого, Р.А. Сюняева и А.М. Черепащука как проявление эффекта эллипсоидальности оптической звезды-сверхгиганта B0Ib. В этой же работе на основе анализа эффекта эллипсоидальности было оценено наклонение орбиты двойной системы и дана одна из первых оценок массы ЧД. Эффекты эллипсоидальности и отражения оказались типичными оптическими проявлениями рентгеновских двойных систем. Они широко используются для оптического отождествления рентгеновских двойных систем. На основе анализа этих эффектов развиты современные методы синтеза оптических кривых блеска рентгеновских двойных систем, с помощью которых получаются оценки масс аккрецирующих НЗ и ЧД. Н.Г. Бочкарев, совместно с Е.А. Карицкой и Н.И. Шакурой впервые в нашей стране реализовал метод синтеза кривых блеска массивных рентгеновских двойных систем и дал уточненную оценку массы ЧД в системе Cyg X-1. В дальнейшем Н.Г. Бочкарев совместно с Е.А. Карицкой развил метод синтеза для анализа кривых изменения линейной поляризации рентгеновских двойных систем и применил его для оценки параметров системы Cyg X-1 и объекта SS433. Методы синтеза кривых блеска для массивных и маломассивных рентгеновских двойных систем в рамках сложных, нетрадиционных моделей были реализованы в 1980-х годах Э.А. Антохиной и Т.С. Хрузиной. Э.А. Антохина также развила метод синтеза для интерпретации профилей линий поглощения и кривых лучевых скоростей оптических звезд в рентгеновских двойных системах, что позволило улучшить надежность определения масс НЗ и ЧД в рентгеновских двойных системах. В настоящее время в отделе звездной астрофизики имеются комплексы программ для моделирования кривых блеска и кривых лучевых скоростей оптических звезд в рентгеновских двойных системах в рамках сложных моделей, в том числе и в модели рентгеновской двойной системы с прецессирующим аккреционным диском. Проверка адекватности модели наблюдательным данным и оценка доверительных интервалов искомых параметров модели проводятся в рамках корректной статистической постановки соответствующей обратной задачи. Эти комплексы программ в ряде случаев не имеют аналогов в мире.

Использование этих комплексов программ позволило оценить массы НЗ и ЧД во многих рентгеновских двойных системах, включая системы Cyg X-1, Her X-1, SS433 и многие другие. Аспирантом А.М. Черепащука М.К. Абубекеровым c использованием программы синтеза кривых лучевых скоростей в рентгеновских двойных системах с рентгеновскими пульсарами, было показано, что массы НЗ в рентгеновских двойных, определенные в рамках простейшей модели рентгеновской двойной как системы двух точечных масс, занижены на ~10%, что имеет значение для уточнения уравнения состояния нейтронного вещества.

III. Рентгеновские двойные системы.

6. В 2004 году М.К. Абубекеровым, Э.А. Антохиной и А.М. Черепащуком была сделана оценка наклонения орбиты и массы ЧД в рентгеновской двойной системе Cyg X-1 с использованием лишь одной кривой лучевых скоростей оптической звезды в этой системе. Из анализа высокоточной кривой лучевых скоростей, охватывающей 500 ночей наблюдений, c помощью программы синтеза профилей линий и кривых лучевых скоростей удалось оценить наклонение орбиты системы i<45 градусов, и на этой основе, используя измеренную функцию масс оптической звезды, дать независимую оценку массы ЧД: М>8 солнечных масс. Замечательно то, что во всех учебниках по астрономии написано, что наклонение орбиты двойной системы из кривой лучевых скоростей определить невозможно. Но это утверждение справедливо лишь для модели системы как пары точечных масс. Поскольку в системе Cyg X-1 оптическая звезда заполняет свою полость Роша, имеет грушевидную форму и сильно отличается от точечной массы, форма кривой лучевых скоростей в данном случае зависит от наклонения орбиты. Это и позволило впервые оценить наклонение орбиты из одной кривой лучевых скоростей для Cyg X-1.

7. В 1978-79 годах группой американского астрофизика Брюса Маргона был открыт уникальный объект SS433, в спектре которого линии излучения водорода и нейтрального гелия перемещаются с периодом в 163 дня на громадную величину ~1000 ангстрем. Ничего подобного ранее астрономы не наблюдали, поэтому в некоторых пресс-релизах высказывалась гипотеза о том, что объект SS433 связан с внеземной цивилизацией, которая с помощью сверхмощного перестраиваемого лазера сигнализирует нам о своем присутствии. Объект SS433 был назван “Загадкой века”. В 1980 году группа канадских астрономов (Крэмптон, Каули и Хатчингс) обнаружила периодические смещения “стационарных” эмиссионных линий в спектре SS433 с периодом 13.1 дня, откуда следовало, что SS433 представляет собой тесную двойную систему. В 1981 г. А.М. Черепащук открыл оптические затмения в системе SS433 с периодом 13.1 дня и предложил ныне общепризнанную модель SS433. Оказалось, что SS433 представляет собой массивную затменную рентгеновскую двойную систему на завершающей стадии вторичного обмена масс с очень сильным темпом перетекания вещества от нормальной звезды, переполняющей свою полость Роша, на релятивистский объект. Вокруг релятивистского объекта сформировался сверхкритический аккреционный диск с мощным ветром, который наклонен к плоскости орбиты и прецессирует с периодом 163 дня. Из центральных частей сверхкритического оптически яркого диска вырываются две противоположно направленные коллимированные струи газа (джеты), в которых вещество движется со скоростями в 80000 км/с. В 1981 году А.М. Черепащуком была высказана гипотеза о том, что слегка асимметричный взрыв сверхновой, сопутствующий образованию релятивистского объекта, мог повернуть плоскость орбиты относительно оси вращения нормальной звезды. Это привело к формированию аккреционного диска, не лежащего в орбитальной плоскости, а прецессия оси вращения звезды под действием притяжения релятивистского объекта приводит к прецессии диска (модель “плавающего” диска) с периодом 163 дня. Релятивистские джеты отслеживают прецессию диска. Подвижные эмиссионные линии водорода и нейтрального гелия формируются во внешних частях джетов. Их перемещение по спектру обусловлено продольным эффектом Доплера. Постоянное смещение центра симметрии движения подвижных линий в красную часть спектра на 11000 км/с связано с поперечным эффектом Доплера и отражает эффект релятивистского замедления хода времени в системе отсчета, связанной с джетами.

Объект SS433 оказался первым примером микроквазара – рентгеновской двойной системы с релятивистскими джетами. Число известных микроквазаров в Галактике к настоящему времени достигает нескольких десятков. В последние годы были открыты ультраяркие рентгеновские источники в других галактиках. Есть основания полагать, что по своей физической природе они подобны микроквазару SS433.

Объект SS433 исследуется уже свыше 40 лет в оптическом, ИК, рентгеновском и гамма диапазонах спектра. В отделе звездной астрофизики организован 30-летний фотометрический и спектральный мониторинг SS433 на телескопах Крымской станции ГАИШ и Кавказской горной обсерватории ГАИШ. Кроме того сотрудниками отдела велись многолетние (на протяжении 15 лет) наблюдения SS433 с борта международной гамма-обсерватории ИНТЕГРАЛ в жестком рентгеновском диапазоне спектра.

В 1982 году А.М. Черепащук, А.А. Асланов и В.Г. Корнилов выполнили UBV-фотометрию SS433 на 2-м телескопе Шемахинской астрофизической обсерватории и показали, что этот объект подвержен сильному межзвездному поглощению на 6-8 звездных величин. Отсюда следовало, что оптическая звезда в системе SS433 – сравнительно массивная звезда раннего спектрального класса. В 1985-87 годах Э.А. Антохина и А.М.Черепащук провели моделирование орбитальных и прецессионных кривых блеска SS433 и оценили отношение масс компонент в системе, что дало основания предположить наличие ЧД в системе SS433. Дальнейшие спектральные оценки массы релятивистского объекта в SS433, а также исследования длительности рентгеновских затмений в системе приводили к неоднозначным и противоречивым результатам. В 2021 году А.М.Черепащук совместно с А.В. Додиным, К.А. Постновым и А.А. Белинским открыл вековое эволюционное увеличение орбитального периода SS433, откуда следует, что отношение массы релятивистского объекта к массе нормальной звезды более 0.8. Поскольку масса оптической звезды близка к 10М⊙ (она оценивается по видимой звездной величине SS433 и известному расстоянию до объекта), то масса релятивистского объекта в SS433 получается более 8М⊙, то есть релятивистский объект здесь является черной дырой. Важно то, что эта оценка получена независимо от спектральных данных, а также данных о рентгеновских затмениях. Замечательно то, что если бы в системе SS433 была не ЧД, а НЗ (отношение масс около 0.15), то орбитальный период должен не возрастать, а убывать, что противоречит наблюдениям.

Из факта векового увеличения орбитального периода SS433 следует, что расстояние между компонентами в этой системе возрастает со временем. Это и объясняет тот факт, что система SS433, вопреки теоретическим предсказаниям, эволюционирует как полуразделенная, а не в общей оболочке.

Анализ многолетних фотометрических наблюдений SS433 привел к выводу, что орбита в этой системе является слегка эллиптической с эксцентриситетом ~0,05. Это подкрепляет модель “плавающего” диска отслеживающего прецессию оси вращения нормальной звезды.

Наблюдения и моделирование микроквазара SS433 продолжаются в отделе звездной астрофизики ГАИШ.

8. Объект SS433 находится на стадии эволюции, когда завершается вторичный обмен масс в системе. Через несколько сотен тысяч лет водородная оболочка нормальной звезды перетечет на релятивистский объект и обнажится ее гелиевое ядро, что приведет к формированию звезды WR, взрыв которой как сверхновой типа Ib/c породит релятивистский объект. Далее, два релятивистских объекта системы из-за потери энергии орбитального движения на излучение гравитационных волн, сольются и сформируют всплеск гравитационно-волнового излучения.

К настоящему времени открыто несколько массивных рентгеновских двойных систем, в которых процесс вторичного обмена масс уже завершился, и наблюдается пара “звезда WR плюс релятивистский объект”. Одна из таких систем – микроквазар Cyg X-3, наблюдается в нашей Галактике.

Микроквазар Cyg X-3 уникален в ряде отношений. Это сильный источник рентгеновского и радиоизлучения, причем иногда здесь регистрируются мощнейшие вспышки радиоизлучения, а также наблюдаются релятивистские джеты. Орбитальный период системы очень короткий ~4.8 часа, что свидетельствует о том, что система во время вторичного обмена масс прошла через стадию эволюции с общей оболочкой. Но самая главная особенность этой системы состоит в том, что оптической звездой здесь является звезда WR. Аккреция вещества на релятивистский объект идет не из диска, а из мощного радиального звездного ветра звезды WR. Система испытывает сильнейшее межзвездное поглощение, более 11 звездных величин, поэтому она недоступна для исследований в оптическом диапазоне (слабее 23 звездной величины).

С 2014 года заработал 2.5-метровый телескоп КГО ГАИШ МГУ, на котором установлена уникальная ИК камера-спектрограф ASTRONIRCAM. И.И. Антохин выполнил фотометрические наблюдения Cyg X-3 в ИК диапазоне и построил детальные кривые блеска этой системы в фильтрах J H K.

Был обнаружен неожиданный эффект: система Cyg X-3 становится голубее, когда звезда WR обращена к наблюдателю своей непрогретой рентгеном стороной. Кроме того, ИК кривые блеска Cyg X-3 показали сильные изменения своей формы от периода к периоду, что отражает мощные нестационарные процессы в системе. Анализ архивных рентгеновских наблюдений Cyg X-3 позволил И.И. Антохину дать уточненное значение темпа эволюционного увеличения орбитального периода системы, а также выявить наличие третьей звезды в системе. И.И. Антохиным, Э.А. Антохиной, А.М. Черепащуком, совместно с А.М. Татарниковым была построена адекватная модель системы Cyg X-3, определены параметры этой системы, в частности, дана улучшенная оценка массы релятивистского объекта, который может быть ЧД. Следует отметить, что столь детальные ИК кривые блеска Cyg X-3 (на протяжении 17 ночей наблюдений) и их интерпретация были сделаны впервые.

9. Отдел звездной астрофизики активно включился в программу наблюдений на КГО ГАИШ МГУ. С 2017 года на 2.5 метровом телескопе КГО и 1.25-метровом телескопе Крымской станции ГАИШ началась программа ИК и оптических наблюдений рентгеновских новых с ЧД в спокойном состоянии, когда рентгеновская светимость этих систем очень мала, менее 1031 эрг/с (а во время вспышки она увеличивается в миллионы раз). В то же время, в оптических спектрах этих систем в спокойном состоянии наблюдаются мощные и широкие двугорбые линии излучения водорода и гелия, свидетельствующие о наличии диска вокруг ЧД. То есть диск вокруг ЧД существует, а рентгеновское излучение от его центральных частей пренебрежимо мало. Этот необычный феномен находит свое объяснение в различных моделях: в модели адвекционно-доминированного диска, в модели ламинарного диска-накопителя, в модели диска с мощным ветром и релятивистскими джетами и т.п. Но окончательного объяснения этого необычного феномена до сих пор не получено.

Целью наших совместных ИК и оптических наблюдений спокойных рентгеновских новых было, наряду с независимой оценкой масс ЧД, также получение спектра адвекционно-доминированного диска вокруг ЧД в диапазоне 6500-22000 ангстрем. Наблюдения таких систем трудны ввиду их слабости (~18-23 звездной величины), что позволяет раскрыть предельные возможности 2.5-метрового телескопа. В этих исследованиях участвовали А.М. Черепащук, Т.С. Хрузина, Н.А. Катышева, С.Ю. Шугаров, а также А.M. Татарников. В итоге для трех систем А0620-00, XTE1118+480 и GROJ0422+32 были получены ИК и оптические орбитальные кривые блеска. Интерпретация этих кривых проводилась в рамках модели взаимодействующей двойной системы, развитой Т.С. Хрузиной на основе результатов трехмерных газодинамических расчетов течения газа в ТДС. В этой модели область взаимодействия газовой струи с внешней границей диска имеет сложную структуру, включающую горячее пятно и горячую линию. В итоге были получены уточненные оценки наклонений орбит для этих систем и масс ЧД. Наиболее важный результат – получение эмпирического спектра диска вокруг ЧД. В диапазоне 6500÷22000 ангстрем спектр получился в виде F(λ)~λ-1.7.

Это согласуется с комплексной моделью, когда в центральных частях диска имеется адвекционно-доминированная часть, а во внешних частях – диск описывается стандартной моделью α-диска Шакуры и Сюняева. При низком темпе поступления вещества в диск в его центральных частях формируется оптически тонкая горячая (температура протонов порядка миллиарда Кельвинов) двухтемпературная плазма. Из-за большого различия в массах протонов и электронов тепловая энергия, запасенная в протонах в результате аккреции, не успевает передаться легким излучающим электронам, и вся энергия протонов уносится под горизонт событий ЧД. Это и обусловливает низкую рентгеновскую светимость рентгеновских новых в спокойном состоянии.

Наши результаты по исследованию спокойных рентгеновских новых в спокойном состоянии в ИК и оптическом диапазонах спектра подкрепляют такую модель.

IV. Катаклизмические двойные системы.

Катаклизмические (КП), или взрывные, переменные, – маломассивные тесные двойные системы (ТДС) на поздних стадиях эволюции, состоящие из белого карлика (БК) и красного карлика (КК), звезды главной последовательности), заполняющего свою полость Роша и переносящего вещество через внутреннюю точку Лагранжа на БК, вокруг которого, в большинстве случаев, образуется аккреционный диск (АД).

Поведение КП разных подклассов весьма разнообразно и характеризуется вспышками различной амплитуды (от 2 до 20 зв. величин), резкими падениями блеска, орбитальной переменностью и еще рядом других явлений. К объектам со схожими характеристиками относят симбиотические звезды со вторичным компонентом красным гигантом.

Пожалуй, самыми известными КП являются Новые звезды, амплитуда вспышек которых превышает 10 зв. величин. Так, в 2025 году исполняется 50 лет вспышке Новой Лебедя 1975 = V1500 Cyg, абсолютного рекордсмена по мощности вспышки (с амплитудой более 20 зв. величин). Одним из ее первооткрывателей был С.Ю. Шугаров (ГАИШ).

Самый многочисленный подкласс КП – карликовые новые (КН) – В спокойном состоянии они очень. слабы, тем не менее, с появлением ПЗС-матриц стали возможным наблюдения КП не только в ярком, но и в слабом состоянии блеска даже на небольших телескопах.

Орбитальные периоды КН подтипов SU UMa и WZ Sge, в большинстве случаев не превышают 2-х часов, Эти звезды в последние годы привлекают к себе большое внимание. SU-системы показывают два типа вспышек – обычные, с повышением блеска на 2–5 зв. величин, длящиеся несколько дней, и более редкие сверхвспышки с амплитудой больше 6 зв. величин и продолжительностью 3–8 недель. Во время сверхвспышек на кривых блеска наблюдаются «сверхгорбы» с периодами на ~3% больше орбитального. Системы типа WZ Sge имеют более редкие, мощные и длительные вспышки.

Модель тепловой нестабильности АД Osaki (1989), в целом, подтверждается наблюдениями.

КП – являются прекрасной лабораторией для изучения эволюции ТДС. Поэтому одной из главных задач исследования КП является определение их фундаментальных параметров.

Отметим некоторые результаты, полученные в отделе звездной астрофизики С.Ю. Шугаровым и Н.А. Катышевой.

Определены параметры АД звезд NZ Boo и V1239 Her, выяснилось, что даже в неактивной стадии в АД этих КП идут активные процессы (изменяются радиусы диска, температура и вязкость вещества), связанные, по-видимому, с переменностью темпа аккреции.

Для звезды SBS 1108+57 с ультракоротким орбитальным периодом 52.2 мин. из анализа данных был сделан вывод, что БК не гелиевый, хотя содержание гелия несколько повышенное. У системы 1RXS J003828.7+250920 обнаружены частные затмения глубиной около 0.6 зв. величины, впервые определен орбитальный период системы 0.0945 сут., попадающий «провал периодов» КП. Найдены также «отрицательные сверхгорбы», свидетельствующие о нодальной прецессии АД в системе.

Поляры – это КП с сильно замагниченным БК, у которых вещество не образует диск вокруг БК, а падает на магнитные полюса. Поляр V808 Aur за весь период наблюдений находился в «низком», «промежуточном» и «высоком» состояниях блеска, которое отслеживает темп аккреции вещества. Был уточнен орбитальный период V808 Aur 0.08137673 дня. Спектральные наблюдения на телескопе БТА (САО РАН) показали, что за одну ночь произошли значительные изменения вида спектров: наклона континуума и профили линий в течение орбитального периода, при этом фотометрические кривые блеска не претерпели существенных изменений. Были определены массы и радиусы компонент, а также магнитное поле БК.

EZ Lyn (WZ Sge-тип) впервые была замечена во вспышке в 2006 г., во время которой она испытала 11 повышений блеска – ребрайтенингов. Повторная вспышка ожидалась не скоро. Но в сентябре 2010 г. EZ Lyn вновь испытала вспышку. Вспышка была замечена на стадии подъема блеска, поэтому можно было наблюдать и “ранние” сверхгорбы. Однако, после вспышки наблюдалось только 6 ребрайтенингов, что не характерно для WZ-звезд. После вспышки обнаружены нерадиальные пульсации БК. Проанализирован характер переменности блеска OTJ213806.6+261957 во вспышке. Изучена и описана эволюция орбитальной кривой блеска, изменения периода и формы сверхгорбов, объяснено изменение температуры АД.

Для симбиотичвеской новой 1979 года PU Vul впервые было показано, что феномен пульсаций на звезде гиганте в широкой двойной системе происходит только на одной полусфере звезды, не прогретой излучением от БК.

Были проведены наблюдения КП RZ  LMi, принадлежащей необычному подклассу КП – системам ER UMa, с очень коротким промежуток между вспышками, примерно 19 дней. Однако, в 2016 году этот промежуток между сверхвспышками удлинился, он был равен 35, 32 и 60 дням. Было предположено, что этот объект находится на стадии перехода от КП к новоподобным с постоянными сверхгорбами нестабильности.

Е.С. Дмитриенко выполнила детальные многоцветные наблюдения ряда КП и исследовала различные типы их переменности.

V. Исследования в области рентгеновской астрофизики.

Основные научные исследования Е.В. Сейфиной относятся к области рентгеновской астрофизики. Ею обнаружены фундаментальные спектральные признаки аккрецирующих черных дыр (ЧД), нейтронных звезд (НЗ) и белых карликов, входящих в состав рентгеновских двойных систем, на основе спектрального и временного анализа рентгеновских наблюдений этих источников, полученных с бортов многочисленных космических миссий. Ею также предложен и внедрен принципиально новый метод измерения масс ЧД в двойных системах с помощью исключительно рентгеновских наблюдений. На основе оригинальных методов Е.В. Сейфиной выполнены оценки масс центральных объектов в ультраярких рентгеновских источниках, что позволило уточнить их эволюционный статус. Ею впервые детектирована уникальная фаза повышенной жесткости спектров ряда НЗ, достигающих стадии Эддингтоновского режима аккреции вещества звезды-донора. Е.В. Сейфиной (совместно с Л.Г. Титарчуком) представлено теоретическое обоснование формирования аннигиляционной линии на 511 кэВ, обусловленного фотон-фотонным взаимодействием вблизи горизонта событий ЧД. Обнаружены гравитационно красно-смещенные аннигиляционные линии в рентгеновских спектрах галактических ЧД Cyg X–1, GX 339–4, GRS 1915+105, SS 433 и V4641 Sgr во время их вспышек по данным BeppoSAX, ASCA и RXTE. Впервые получены оценки наклонности орбиты и массы ЧД в рентгеновской двойной системе MAXI J1348-630 с помощью метода масштабирования с привлечением уточненного расстояния до объекта по данным SGR/eROSITA.

VI. Исследования эволюции ТДС.

А.И. Богомазов с помощью “машины сценариев” исследовал эволюцию рентгеновских двойных систем разных типов. В 2005 году он получил функции масс черных дыр в рентгеновских двойных системах, рассчитанные в различных эволюционных сценариях. В 2009 году он, совместно с М.К. Абубекеровым, Э.А. Антохиной и А.М. Черепащуком, исследовал эволюцию массивных рентгеновских двойных систем M33 X-7 и IC 10 X-1. Было показано, что эволюция системы IC 10 X-1 должна привести к формированию тесной пары ЧД с массами 26 и 14 солнечных масс и разделением 30 солнечных радиусов, которая за счет излучения гравитационных волн должна через 4.3 миллиарда лет слиться с формированием гравитационно-волнового всплеска. Таким образом, за 6 лет до открытия гравитационных волн от слияниа ЧД было показано, что достаточно тесные пары ЧД, источники гравитационных волн, могут формироваться в результате стандартного сценария эволюции массивных ТДС.

Методом популяционного синтеза эволюции тесных двойных звезд при помощи программы «Машина сценариев» А.И. Богомазовым был изучен широкий круг возможных каналов возникновения сверхновых звезд типа Ia. В качестве основного источника таких взрывов рассматривались слияния углеродно-кислородных (CO) и кислородно-неоновых (ONe) белых карликов в двойных системах под действием излучения гравитационных волн. Была рассчитана зависимость отношения частот слияний ONe и CO карликов от времени. «Игра параметров» эволюционного сценария и моделей взрывов потенциально может объяснить усиленное потемнение сверхновых типа Ia в диапазоне красных смещений z≈0.5-1 изменением отношения частот слияний ONe и CO белых карликов, то есть, описать наблюдаемое ускоренное расширение Вселенной в терминах эволюции сверхновых типа Ia вместо космологического объяснения.

В1996 году сотрудниками отдела звездной астрофизики в издательстве Gordon and Breach был опубликован “Каталог тесных двойных систем на поздней стадии эволюции”, содержащий сведения о 650 объектах (авторы: А.М. Черепащук, Н.А. Катышева, Т.С. Хрузина, C.Ю. Шугаров).

VII. Гравитационное микролинзирование и покрытия звезд Луной.

Методы исследования кривых блеска при гравитационном микролинзировании далеких звезд фона на темных телах Гало Галактики во многих отношениях аналогичны методам анализа кривых блеска классических затменных двойных систем. Поэтому в отделе звездной астрофизики ГАИШ в 1994-2008 годах был выполнен цикл работ по анализу кривых блеска далеких звезд фона при их микролинзировании темными телами Гало Галактики, имеющими разную природу: обычные звезды низкой светимости, черные дыры, кротовые норы, NUT-объекты.

Открытие явлений гравитационного микролинзирования обусловленных усилением света далекой звезды из-за искривления лучей света этой звезды в гравитационном поле переднего объекта, было сделано научными группами МАСНО (США) и EROS (Франция) в начале 1990-х годов.

В 1994 году М.В. Сажин и А.М. Черепащук опубликовали статью о микролинзировании двойных звезд, где обратили внимание на то, что свыше 50% звезд – двойные и кратные, что необходимо учитывать при анализе наблюдений явлений микролинзирования. В дальнейшем А.М. Черепащук совместно с М.Б. Богдановым (Саратовский университет) и М.В. Сажиным исследовал хроматические и поляризационные эффекты при гравитационном микролинзировании одиночных неточечных звезд. Если линзируемая звезда точечная, то кривая блеска при микролинзировании не должна зависить от длины волны, ввиду действия принципа эквивалентности – равенства инертной и тяготеющей масс. Однако у реальной звезды с ненулевыми размерами имеется эффект потемнения к краю, а также эффект увеличения степени линейной поляризации излучения звезды при переходе от центра ее диска к краю. Когда звезда движется относительно гравитационной линзы, излучение части ее диска, ближайшей к линзе (в проекции на картинную плоскость) усиливается сильнее по сравнению с излучением центральных частей диска. Это приводит к тому, что микролинзирование реальной звезды с ненулевыми размерами приводит к зависимости кривой блеска от длины волны. В силу этих же причин поляризация излучения линзируемой звезды также должна меняться вдоль кривой микролинзирования. В двух работах указанных авторов эти эффекты были рассчитаны и было показано, что они вполне наблюдаемы при современной точности наземных фотометрических и поляриметрических наблюдений. В 2002 году М.Б. Богдановым и А.М. Черепащуком были рассчитаны эффекты при гравитационном микролинзировании далекой звезды фона передней гравитационной линзой, представляющей собой кротовую нору звездной массы. Были рассчитаны как соответствующие изменения блеска и показателей цвета, так и изменения линейной поляризации оптического излучения. Оказалось, что эти изменения отличаются от изменений, вызванных гравитационной линзой – черной дырой в силу различия метрик пространства-времени у этих объектов. Это дает принципиальную возможность с помощью фотометрических и поляризационных наблюдений отличить кротовую нору от одиночной черной дыры. В 2007 году М.Б. Богданов и А.М. Черепащук опубликовали статью о микролинзировании далекой звезды фона передним NUT-объектом (NUT – это комбинация из первых букв фамилий трех авторов, предложивших модель таких объектов). NUT-объект состоит из обычной тяготеющей массы, создающей Шварцшильдовскую метрику пространства-времени, и из магнитного монополя, создающего дополнительно свою метрику. Было показано, что при гравитационном микролинзировании далекой звезды фона с ненулевыми размерами передней гравитационной линзой-NUT-объектом возникают специфические изменения показателя цвета, по которым можно отличить NUT-объект от черной дыры. М.Б. Богданов и А.М. Черепащук использовали явление микролинзирования ядер далеких квазаров звездами передних галактик для определения диаметра ядра квазара с разрешением до 10-6 секунды дуги.

Все эти результаты были суммированы М.Б. Богдановым и А.М. Черепащуком в 2008 году в журнале Astrophysics and Space Science (Название обзора: “Поиск экзотических форм материи с помощью эффектов гравитационного микролинзирования”).

Методически близкой к проблеме затменных двойных систем является также задача определения угловых диаметров звезд из анализа диффракционной картины покрытия звезды Луной. В 1978 году в отделе звездной астрофизики ГАИШ впервые в нашей стране была реализована программа фотоэлектрических наблюдений покрытий звезд Луной с временным разрешением в одну миллисекунду. Наблюдения велись на 48-см рефлекторе Высокогорной Алма-Атинской экспедиции ГАИШ. Аспирантом А.М. Черепащука В.Г. Корниловым была разработана аппаратура, позволяющая осуществлять прямой ввод в оперативную память компьютера электрофотометрических наблюдательных данных. Это дало возможность наблюдать диффракционную картину при покрытии звезды Луной с высоким временным разрешением. Аспирант А.М. Черепащука Е.М. Трунковский разработал программу предвычислений моментов таких событий и, выполнив наблюдения ряда звезд, определил их угловые диаметры а также дал надежные оценки эффективных температур этих звезд. Кроме того, были определены угловые размеры орбит ряда тесных двойных звезд. Были также развиты эффективные методы восстановления угловых диаметров звезд из наблюдений покрытий их Луной. Участники этой программы: В.Г. Корнилов, Е.М. Трунковский, А.М.Черепащук, Х.Ф. Халиуллин и А.В. Миронов.

VIII. Затмения звезд экзопланетами.

Большим успехом в исследованиях экзопланет было открытие в 2000 году группами Шарбонне и Хенри затмений (транзитов) звезд экзопланетами. После открытия в 1995 году Мэйором и Келосом (нобелевскими лауреатами) спектроскопическим методом экзопланеты у звезды 51 Пегаса были получены ограничения на массы многих сотен экзопланет. Фотометрические наблюдения транзитов звезд экзопланетами, особенно с бортов специальных космических телескопов Коро, Кеплер, TESS, позволили определить наклонения орбит, массы, радиусы и средние плотности многих сотен экзопланет. Сейчас открыто свыше 7000 экзопланет, от планет земной группы до массивных планет с массами порядка или более массы Юпитера. C бортов космических телескопов Хаббл и Джеймс Вэбб ведутся программы спектроскопических исследований атмосфер экзопланет с целью поиска в них биомаркеров.

В 2008 – 2011 годах в отделе звездной астрофизики начались исследования затмений звезд экзопланетами. М.К. Абубекеров и Н.Ю. Гостев написали специальный программный код для решения обратной задачи интерпретации транзитной кривой блеска, основанный на статистической постановке задачи, что позволяет проверять адекватность модели и оценивать доверительные интервалы для искомых параметров модели. Интерпретация высокоточных спутниковых наблюдений транзитов экзопланет позволяет, наряду с параметрами звезды и планеты, находить закон потемнения к краю диска звезды. В 2008 году в работе Саусворза был получен интригующий результат: зависимость найденных из анализа спутниковых наблюдений транзита HD209458 коэффициентов потемнения к краю диска звезды от длины волны оказалась не согласующейся с теоретической зависимостью, полученной из современной теории переноса излучения в тонкой звездной атмосфере. Поскольку результаты моделирования тонких звездных атмосфер лежат в основе современных методов определения химического состава материи Вселенной, это расхождение требовало объяснения. B 2011 году М.К. Абубекеров, Н.Ю. Гостев и А.М. Черепащук опубликовали статью, в которой расчеты Саусворза были повторены, но оценка ошибок параметров была сделана не с применением метода наименьших квадратов, а методом доверительных областей. Несмотря на то, что новые ошибки параметров оказались в 3-5 раз больше, осталось значимое расхождение между теорией и наблюдениями. В 2023 году вышла статья Е.В. Бекесова и А.М. Черепащука, где было показано, что учет небольшого эксцентриситета орбиты в системе HD209458, вполне допустимого ошибками определения лучевых скоростей звезды, позволяет практически снять указанное противоречие между теорией и наблюдениями. В работах М.К. Абубекерова и Н.Ю. Гостева были усовершенствованы алгоритмы расчета транзитных кривых блеска, была проверена чувствительность обратной задачи интерпретации транзитов экзопланет к изменениям коэффициентов потемнения к краю звезды, а также исследовано влияние запятненности звезды на точность определения параметров модели транзита. Аспирант А.М. Черепащука Е.В. Бекесов подтвердил найденную в работе М.К. Абубекерова, Н.Ю. Гостева и А.М. Черепащука зависимость радиуса экзопланеты в системе HD189783 от длины волны и построил гидростатическую модель атмосферы экзопланеты, рассеивающей свет по Рэлеевскому закону. Студентка – дипломница К.А. Лызенко исследовала влияние индивидуальных пятен на звезде на форму затменной кривой блеска транзита. Е.С. Дсмитриенко изучала свойства экзопланет по данным миссий Кеплер и TESS. Сейчас в отделе ведутся многоцветные фотометрические наблюдения транзитов экзопланет с целью поиска следов атмосфер у них. Все эти исследования проводятся с целью методической проработки программы мнгоцветной фотометрии транзитов экзопланет, которая будет реализована с борта будущей космической обсерватории МГУ ЛОМОНОСОВ-270, запуск которой планируется в ближайшие годы.

IX. Абсолютная спектрофотометрия звезд.

В 1970-х – 1980-х годах в отделе велись работы по абсолютной спектрофотометрии ярких звезд (руководитель работ проф. Д.Я. Мартынов, ответственный исполнитель — д.ф.- м.н. И.Н. Глушнева). Работа проводилась в рамках хоздоговорной тематики с целью создания специализированных звездных каталогов, необходимых для целей астроориентации космических аппаратов. ГАИШ был головной организацией по этой теме. Наблюдения проводились на стандартных спектрофотометрах, работающих по оптической схеме Сейя-Намиоки. В 1982 году в издательстве Физ-мат. литературы под общей редакцией И.Н. Глушневой был опубликован Каталог ярких звезд, содержащий сведения об абсолютном распределении энергии в спектрах 735 звезд разных спектральных классов в диапазоне длин волн 3200-7600 ангстрем. Для своего времени это был один из наиболее полных каталогов спектрофотометрических измерений из опубликованных как в нашей стране, так и за рубежом. Каталог основан на однородных фотоэлектрических наблюдениях, выполненных на стандартной аппаратуре и по единой методике. Все полученные данные приведены к основному стандарту – Веге. Каталог широко используется вплоть до настоящего времени.

X. Изменения орбитальных периодов и вращение линии апсид в ТДС.

Любимой темой проф. Д.Я. Мартынова было исследование вращения линии апсид в ТДС с эллиптическими орбитами. Этой темой он начал заниматься одним из первых в мире еще в 1920-е годы. Эти исследования позволяют определять концентрацию вещества в недрах звезд, что стало наблюдательной основой для современной теории внутреннего строения и эволюции звезд. Своей любимой темой Д.Я. Мартынов увлек Х.Ф. Халиуллина. В конце 1970-х годов они впервые начали систематический поиск релятивиситких эффектов в апсидальном вращении у ряда массивных затменных двойных систем с эллиптическими орбитами. В 1980 году Д.Я. Мартынов и Х.Ф. Халиуллин опубликовали статью, в которой было показано, что релятивистский член в апсидальном движении у затменной системы DI Her, который, согласно теории, должен превышать классический, согласно наблюдениям, отсутствует. В то же время, дальнейшие исследования показали, что у ряда затменных систем наблюдаемый и теоретический релятивистские члены близки друг к другу. Противоречия между теорией и наблюдениями в системе DI Her могут быть связаны либо с присутствием в системе третьего тела, либо с тем, что оси вращения звезд в этой системе почти лежат в плоскости орбиты.

В 2007 и 2010 годах Х.Ф. Халиуллин и А.И. Халиуллина опубликовали две пионерские работы, в которых развили метод оценки распределения угловой скорости вращения в теле звезды из анализа наблюдаемого поворота линии апсид в ТДС. Было показано, что некоторые звезды – компоненты ТДС, имеют дифференциальное осевое вращение по радиусу, а синхронизация осевого и орбитального вращения звезд ранних спектральных классов в ТДС продолжается в течение стадии главной последовательности. В последние годы А.И. Халиуллина исследует изменения орбитальных периодов в ТДС разных типов и занимается выяснением физических механизмов, вызывающих эти изменения, что важно для понимания эволюционных процессов в ТДС.

Изучение светового уравнения затменной двойной системы FL Lyr с использованием данных космических телескопов Kepler и TESS позволило А.И. Богомазову найти в этой системе кандидата в экзоюпитеры FL Lyr b с орбитальным периодом около 22 лет.

XI. Активность звезд малых и средних масс.

Среди важнейших результатов – детальное изучение М.М. Кацовой долгопериодической двойной системы α Aur (Капелла), состоящей из двух холодных гигантов с хромосферной и корональной активностью. Построена модель внешней атмосферы (хромосферы, протяженной переходной области и короны) более активного компонента. По 15-летним наблюдениям линии HeI10830 А, проведенным совместно с А.Г. Щербаковым в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО), определен период осевого вращения более активного компонента и выявлен цикл активности, длительностью около 6 лет.

М.М. Кацова активно участвовала в создании первой версии Каталога вспыхивающих звезд типа UV Cet в окрестностях Солнца, подготовленного в КрАО под руководством Р.Е. Гершберга.

На основе рентгеновских данных была построена однородная модель стационарных звездных корон звезд малых масс – красных карликов.

Для нестационарных явлений на звездах малых масс рассмотрен процесс газодинамического отклика хромосферы на импульсный нагрев. М.М. Кацовой совместно с А.Г. Косовичевым и М.А. Лившицем проведено численное моделирование импульсных вспышек на Солнце и вспыхивающих звездах. Многочисленные следствия газодинамической модели подтверждены в ходе многоволновых наблюдений. Впоследствии был предложен сценарий развития физических процессов при мощных звездных вспышках на основе современных представлений о природе солнечных вспышек. Это позволило оценить максимально возможную энергию солнечных вспышек в современную эпоху, не превышающую 3∙1032 эрг.

При анализе многочасовой мощной вспышки на красном карлике AU Mic, наблюдавшейся космическим аппаратом EUV Explorer в коротковолновом диапазоне, М.М. Кацовой, М.А. Лившицем и Дж. Дж. Дрейком высказана идея о том, что многочасовое свечение высокотемпературных линий могло быть обусловлено дополнительным нагревом вспышечной плазмы в протяженном вертикальном токовом слое. Фактически это одно из первых регистраций явления, которое сейчас может рассматриваться как звездный аналог коронального выброса массы, наблюдаемого на Солнце.

Результаты 2000-х г., полученные М.М. Кацовой с соавторами, внесли существенный вклад в развитие современных идей об эволюции звездной и солнечной активности. Благодаря объединению астрофизических и гелиофизических подходов и методов удалось обобщить представления об эволюции активности Солнца, начиная со времени его прихода на главную последовательность. Анализ показал, что солнечную активность нельзя описывать единым образом на протяжении всей жизни звезды, а следует выделить эпохи самого раннего, молодого и современного Солнца. Именно в раннюю эпоху формируются магнитные поля, которые эволюционируют в тесной корреляции с вращением, определяющим не только количественные, но и качественные изменения характера активности на протяжении последующих миллиардов лет. Б.А. Низамовым, М.М. Кацовой и М.А. Лившицем выяснено, когда режим насыщения звездной активности сменяется активностью солнечного типа с регулярным циклом. Выявлена эпоха раннего Солнца, когда установился регулярный цикл активности. Анализ показал, что в эпохи раннего и молодого Солнца чаще могли происходить мощные нестационарные явления с полной энергией в 100–1000 раз больше, чем в современную эпоху. В частности, М.М. Кацовой совместно с Б.А. Низамовым и А.А. Шляпниковым определены параметры активности звезд-аналогов молодого Солнца и избранных близнецов Солнца. В сотрудничестве с Н.И. Бондарь, Д.Д. Соколовым, Р.А. Степановым был рреализован новый подход к анализу долговременной переменности индексов солнечной и звездной активности, выявивший возможное существование непрерывного временного спектра активности у звезд-аналогов молодого Солнца. Этот вывод способствует пониманию природы активности солнечного типа и высвечивает ряд новых и важных проблем теории звездного динамо.

М.М. Кацова совместно с В.Н. Обридко, И.М. Лившицем и Д.Д. Соколовым на большом статистическом материале сопоставили вспышечную активность Солнца и звезд солнечного типа и обнаружили, что частота слабых рентгеновских вспышек на Солнце практически не зависит от степени его запятненности, тогда как число мощных вспышек классов М и Х существенно зависит от этой величины. Это указывает на решающую зависимость вспышечной активности звезды солнечного типа от степени ее запятненности. Проблему существования супервспышек на звездах и их отсутствия на Солнце можно свести к проблеме различия эффективности механизмов динамо. Проведено сопоставление фотометрических и магнитных свойств структур солнечной поверхности, показавшее, что магнитные границы пятен не совпадают с фотометрическими. М.М. Кацова и Б.А. Низамов проанализировали информацию об уровне жесткого излучения, потоках ускоренных частиц и плазмы солнечного ветра, которые в далеком прошлом могли возникать на Солнце и воздействовать на Землю. Это необходимо для понимания многих проблем геологической истории Земли, палеобиологии, изучающей возникновения и развития биосферы, и некоторых других сфер естественных наук. Эти фундаментальные вопросы являются ключевыми, затрагивающими многие направления, в частности, солнечно-земной физики, включая формирование космической погоды не только в Солнечной системе, но и при изучении обитаемых зон экзопланет.

Е.С. Дмитриенко по детальным и многолетним наблюдениям хромосферно активных звезд c использованием данных миссий Кеплер и TESS изучила их поверхностную активность и установила возможные циклы их долговременной активности.

XII. Исследования в области теоретической астрофизики.

К.В. Бычков с сотрудниками во второй половине 1970-х годов и в начале 1980-х г. исследовал структуру остатков вспышек сверхновых (ОВС). Показал, что их рентгеновское излучение обусловлено горячим газом, нагретым общим расширением туманности, в то время как свечение в спектральных линиях оптического диапазона является результатом высвечивания ударных волн, возникающих при обжатии горячим газом конденсаций межзвездной среды. На примере Петли в Лебеде показал, что за фронтом ударной волны возможно свечение нейтрального водорода. В 1979 г. выдвинул гипотезу, что клочковатая структура газа вокруг ОВС может быть обусловлена неоднородным ветром от предсверхновой типа Вольфа-Райе. В 1995 совместно с А.М. Черепащуком и Е.В. Сейфиной выполнил теоретические расчеты кривой блеска рентгеновского излучения для сталкивающихся ветров от горячих звезд в применении к наблюдениям источника SS433. Совместно с Александровой в 2004 показал, что рентгеновская кривая блеска объекта HD 193793 лучше всего объясняется в модели столкновения двухкомпонентных ветров. Показал возможность образования пыли при столкновении ветров в двойных системах. Вместе с Т.Г. Ситник в 2008 объяснил аномальную стратификацию линий в Петле Лебедя в модели столкновения ударных волн. В 2014 показал роль металлов при высвечивании ударных волн в звездных атмосферах. В последние годы работал над теорией нестационарного свечения газа в условиях околозвездной среды с приложениями к наблюдениям солнечных вспышек в линиях водорода, гелия и кальция. Н.Г. Бочкарев в 1970-73 годах построил количественную теорию взаимодействия проникающей радиации с разреженной космической плазмой. Им были изучены сверхоболочки вокруг OB звездных ассоциаций и позднее было показано, что Местная межзвездная среда является сверхоболочкой, сформированной OB ассоциацией Sco-Cen. В 1988 году Н.Г. Бочкаревым был открыт новый класс рентгеновских источников — туманности, образованные звездным ветром.

XIII. Активные ядра галактик.

В 1973 году А.М. Черепащук совместно с В.М. Лютым открыл эффект запаздывания переменности эмиссионных линий в спектрах активных ядер галактик относительно переменности непрерывного спектра. По времени запаздывания было предложено измерять расстояние от центрального компактного объекта (по современным представлениям, это сверхмассивная ЧД) до газовых облаков, двигающихся в гравитационном поле компактного объекта и излучающих в эмиссионных линиях. Эффект запаздывания был положен в основу метода определения масс сверхмассивных ЧД, называемого методом эхокартирования (reverberаtion mapping method): зная расстояние газовых облаков до центрального компактного объекта и их скорости движения, определяемые по ширинам эмиссионных линий, можно оценить массу компактного объекта. И.И. Антохин и Н.Г. Бочкарев в 1982-83 годах опубликовали пионерские статьи по разработке метода эхокартирования. В дальнейшем, Н.Г. Бочкарев с соавторами вел работу по фотометрическому и спектральному мониторингу активных ядер галактик с целью определения массы, размеров и строения “центральной машины”, с 1992 по 2002 г. он руководил российским сегментом международной программы “AGN Watch”. Большую работу по изучению ядер активных галактик ведет В.Л.Окнянский. Им проведены многосторонние исследования активных галактических ядер, в том числе, по координированной международной программе. Выполнены работы по интерпретации физической природы разнообразия активных галактических ядер и их нестационарности. В том числе изучена экстремальная переменность активных ядер галактик, когда меняется тип активной галактики. Предложены новые оригинальные модели этих явлений. Б.А. Низамовым оценен поток в аннигиляционной линии 511кэв от галактики Андромеды. Большим преимуществом метода эхокартирования по сравнению с методом разрешенной кинематики, является то, что скорости и расстояния газовых облаков в данном случае оцениваются опосредованно, в силу чего не требуется очень высокое угловое разрешения телескопа. Поэтому метод эхокартирования может применяться к большому числу удаленных галактик. К настоящему времени разными методами измерены массы многих тысяч сверхмассивных ЧД в ядрах галактик. Родилась новая область астрофизики: демография ЧД, изучающая рождение, рост ЧД, их эволюционная связь с классическими объектами Вселенной: звездами, галактиками и т.п. В 2005 — 2013 годах А.М. Черепащук совместно с А.В. Засовым, В.Л. Афанасьевым и И.Ю. Катковым реализовал на 6-м. телескопе САО РАН программу наблюдений вращения галактик с известными массами центральных сверхмассивных ЧД и исследовал статистические корреляции между массами сверхмассивных ЧД, массами галактических балджей, а также полной массой галактик, включающей темную материю и барионное вещество.

Е.В. Сейфиной впервые выполнены оценки масс т.н. «дремлющих» ЧД Swift J1644+57 и Swift J2058+05 во время приливных разрушений звезд в их окрестности по данным RXTE, Swift и Suzaku с помощью нового метода. Е.В. Сейфиной (совместно с Л.Г. Титарчуком) развита методика анализа двойных систем, состоящих из сверхмассивных ЧД. Получены оценки масс ЧД в таких системах на основе спектрального и временного анализа переменности их рентгеновского излучения. Ею (совместно с Л.Г. Титарчуком) обнаружено фундаментальное рентгеновское различие между сейфертовскими галактиками I и II типа. Показано, что ключевым параметром этого различия является величина отношения рентгеновской светимости к их Эддингтоновской светимости. Установлено, что такое отношение для галактик со сменой типа лежит на границе между таковыми для галактик I и II типа. Ею обнаружен эффект насыщения фотонного индекса в рентгеновских спектрах ядер ряда сейфертовских галактик и блазаров во время их вспышек по данным XMM-Newton, Chandra, ASCA, Swift и RXTE. Впервые получены оценки масс ЧД в ядрах этих галактик с помощью метода скалирования.