Аннотация результатов, полученных в 2015 году
Проведены новые расчеты МР взрыва сверхновой для различных начальных энергий вращения и масс железного ядра, а также для различных конфигураций начального магнитного поля. Показано, что МР механизм взрыва сверхновой позволяет получить энергию взрыва, достаточную для объяснения взрыва коллапсирующих сверхновых. Результаты численного моделирования слабо зависят от деталей уравнения состояния и способов расчета нейтринных потерь. Проведен анализ возможности использования изоэнтропических уравнений при моделировании холодных быстрых (сверхзвуковых) астрофизических течений. Показано, что наличие в потоке ударных волн даже умеренной амплитуды, с числом Маха больше ~3 может приводить к существенным ошибкам в параметрах течения. Предложены рекомендации для преодоления трудностей численного расчета таких течений. Аналитически исследовано влияние плазмы на размер тени шварцшильдовской черной дыры, в рамках геометрической оптики. Получен угловой радиус тени шварцшильдовской черной дыры при наличии плазмы, в виде компактной аналитической формулы. Так как плазма является диспергирующей средой, угловой радиус тени зависит от частоты фотонов. Показано, что для удаленного наблюдателя, наличие плазмы приводит к уменьшению наблюдаемого размера тени. Этот эффект существенен только для очень длинных радиоволн. Исследование гамма-всплеска GRB 130831A показало, что наиболее вероятным объяснением фазы плато, обнаруживаемой в рентгеновской кривой блеска (XRT/Swift) блеска, является подпитка энергией источника излучения центральной машиной. Обнаружена сверхновая, ассоциированная с GRB 150818A. Сверхновая найдена в кривой блеска (GCN 18205) и впоследствии подтверждена спектроскопическими наблюдениями зарубежных коллег (GCN 18213). По результатам наблюдений и интерпретации наблюдений активного периода вспышки в источнике V404Cygni сделан вывод о том, что наблюдаемый эпизод может быть обеспечен темпом аккреции в 10 раз меньшей, чем считалось ранее. При помощи численного МГД моделирования было исследовано взаимодействие магнитосферы движущейся замагниченной нейтронной звезды с веществом неоднородной межзвездной среды. Получена картина течения вещества для различных параметров магнитного поля звезды, скорости движения звезды, плотности и температуры межзвездной среды. Исследован процесс образования длинных магнитосферных хвостов в зависимости от параметров среды. Показано, что результаты моделирования согласуются с существующими наблюдениями пульсаров PSR J1509-5850 и PSR J1747-2958. Знание коэффициентов теплопроводности необходимо для вычисления связи между внутренней температурой нейтронной звезды и эффективной температурой поверхности. Для расчета теплопроводности необходимо исследовать, транспортные свойства очень плотного вещества, где электроны вырождены, образуя почти идеальный ферми-газ, а ионы образуют кулоновскую жидкость или кулоновский кристалл. В таких условиях электроны являются наиболее важными теплоносителями. Магнитное поле ограничивает движение электронов в направлениях, перпендикулярных линиям магнитного поля и, так как они являются основными переносчиками тепла, теплопроводность в этих направлениях сильно уменьшается, оставаясь неизменной вдоль линий магнитного поля. Проводимость электронов в нейтронных звездах и белых карликах из-за электрон-электронного и электрон-ионной рассеяния в магнитном поле изучалась во многих работах. При этом отношение между теплопроводностью вдоль и поперек силовых линий магнитного поля принималось аналогично приближению Лоренцевого газа, в котором, электрон-электронными столкновениями можно пренебречь. В нашей работе расчет тензора теплопроводности на основе решения уравнения Больцмана с учетом электрон-электронных столкновений. При этом влияние магнитного поля оказывается представимым в виде более сложного выражения. Нами получено решение уравнения Больцмана методом последовательных приближений методом Чепмена-Энскога для электронов в произвольно вырожденной плазме. Мы находим тензор теплопроводности используя разложение в два и три полинома, и, на примере Лоренцевого газа, можно показать, что метод имеет хорошую сходимость к точному решению. Наши результаты показывают, что при более точном подходе при отсутствии сильного вырождения влияние магнитного поля существенно отличается от упрощенной формулы для Лоренцева газа.

Аннотация результатов, полученных в 2016 году
Проведены расчеты МР взрыва сверхновой с коллапсирующим ядром при различных начальных параметрах. Энергия МР взрыва сверхновой в наших расчетах достигает 2.5х10(51) эрг. Улучшена методика консервативного пересчета сеточных функций при перестройке сетки. При помощи численного МГД моделирования был исследован процесс образования длинных магнитосферных хвостов у нейтронных звезд с магнитным полем в неоднородной межзвездной среде. Исследована неустойчивость магнитосферных хвостов при высоких скоростях движения звезд и зависимость их геометрических размеров от параметров межзвездной среды. Распределение температуры по поверхности нейтронной звезды необходимо для изучения геометрии и величины магнитного поля нейтронной звезды Теплопроводность - это основная величина, необходимая для вычисления зависимости между внутренней температурой нейтронной звезды и эффективной температурой поверхности, это отношение влияет на тепловую эволюцию нейтронной звезды и её спектров излучения. Магнитное поле ограничивает движение электронов в направлениях, перпендикулярных линиям магнитного поля и, так как они являются основными переносчиками тепла, теплопроводность в этих направлениях уменьшается, а вдоль линий магнитного поля остается неизменной. Таким образом, зная распределение температуры по поверхности нейтронной звезды, можно получить представление о конфигурации ее магнитного поля. В нашей работе рассмотрены подробно два случая: сильно вырожденных и невырожденных электронов. Для невырожденных электронов тензор теплопроводности получен из решения уравнения Больцмана методом Чепмена-Энскога с использованием функций, обобщающих полиномы Сонина, с разложением до второго и третьего члена. Учтены столкновения электрон-электрон и электрон-ядро. Аналитическое решение с учетом трех полиномов получено впервые. Коэффициенты теплопроводности для сильно вырожденных электронов с учетом магнитного поля впервые получены асимптотически точно в приближении Лоренца, когда электрон-электронными столкновениями можно пренебречь по сравнению со столкновениями электрон-ядро. В случае сильного вырождения электронов данное приближение практически совпадает с точным решением. В предыдущих работах при рассмотрении теплопроводности в нейтронных звездах, влияние магнитного поля на тепловой поток учитывается феноменологически. Наши результаты, полученные путем решения уравнения Больцмана показывают, что влияние магнитного поля на коэффициенты теплопроводности сильнее, и имеет более сложный характер, чем предполагалось ранее. Полученные коэффициенты могут быть использованы для расчета распределения температуры в белых карликах, на поверхности и в коре нейтронных звезд. http://lanl.arxiv.org/abs/1606.05226 Было впервые аналитически исследовано влияние плазмы на тень Керровской черной дыры, что является альтернативой численному моделированию траекторий лучей. Наш подход позволяет описывать влияние плазмы на тень в рамках геометрической оптики. Присутствие плазмы влияет на траектории световых лучей, что приводит к изменению формы тени. Были получены формулы, определяющие аналитически размер и форму тени Керровской черной дыры в присутствии плазмы. При наличии плазмы размер и форма тени зависят от частоты наблюдения. В частности, для неоднородной плазмы тень становится меньше для удаленного наблюдателя. Детальное исследование кривой блеска в оптическом диапазоне проведено для одного из самых ярких всплесков (как в оптике, так и в гамма-диапазоне) GRB 160625B начиная с первого дня и заканчивая 100 днем после начала всплеска. На основании исследования GRB 160625B в его активной фазе было выяснено, что первая часть всплеска в гамма-диапазоне, отстоящая от основной части всплеска примерно на 180 секунд, является коротким прекурсором, спектр которого может быть описан планковским законом с изменяющейся с течением времени температурой. Создан сайт о международной школе молодых астрономов "Магнитоплазменные процессы в релятивистской астрофизике" http://www.iki.rssi.ru/relap/ Создана предварительная версия сайта международной конференции High Energy Phenomena in Relativistic Outflows 6 HEPRO6 http://hepro6.cosmos.ru

Аннотация результатов, полученных в 2017 году
Было проведено исследование магниторотационных процессов, происходящих при взрыве сверхновой с коллапсирующим ядром. Проведены расчеты МР взрыва сверхновой при различных начальных массах железного ядра и различных значениях начальной температуры. Продолжена разработка трехмерного комплекса программ для моделирования МР астрофизических процессов на сетке, состоящей из тетраэдров. Выведены формулы для трехмерных операторов, проверены их аппроксимационные свойства. Разработана и отлажена программа для полностью консервативного пересчета сеточных функций всех компонент магнитного поля при перестройке сетки. При помощи численного МГД моделирования был исследован процесс образования длинных магнитосферных хвостов у нейтронных звезд с магнитным полем в неоднородной межзвездной среде. Изучена неустойчивость магнитосферных хвостов при высоких скоростях движения звезд. Исследована зависимость их геометрических размеров магнитосферных хвостов от параметров межзвездной среды. Были завершены исследования влияния плазмы на тень Керровской черной дыры. Вследствие наличия плазмы, размер и форма тени зависят от частоты электромагнитной волны, на которой производится наблюдение. Значительные изменения в свойствах тени возможны в случае, когда частота фотона близка к плазменной частоте. Тень Керровской черной дыры в вакууме является деформированной и сплюснутой, в отличие от тени Шварцшильдовской черной дыры, которая имеет круговую форму. Чем больше спин Керровской черной дыры, тем больше деформация ее тени. Также деформация зависит от угла зрения наблюдателя: деформация максимальна для экваториального наблюдателя, а для наблюдателя на оси вращения – отсутствует. Простым способом описать деформацию является задание сплюснутости тени, то есть отношения горизонтального и вертикального угловых диаметров, которые, как предполагается, наблюдатель может измерить. Деформация значительна, если черная дыра близка к экстремальной по спину, а наблюдатель находится не очень далеко от экваториальной плоскости. В этом приближении, мы получили: а) нижний предел на спин черной дыры при заданной сплюснутости, б) формулу для спина через сплюснутость и угол зрения наблюдателя, если последний известен из других наблюдений. Кинетические коэффициенты в оболочках нейтронных звезд и ядрах белых карликов определяют темп остывания нейтронных звезд и белых карликов, а также влияют на затухание магнитного поля. Они важны для определения конфигурации магнитных полей в остывающих нейтронных звездах и их возрастов. Для вычисления кинетических коэффициентов необходимо рассматривать случай, где электроны сильно вырождены и образуют почти идеальный ферми-газ, а ионы являются невырожденными и могут находиться в газообразном состоянии, образовывать кулоновскую жидкость или кулоновский кристалл. В этих условиях, электроны являются наиболее важными переносчиками тепла и заряда, и их движение определяется рассеянием электронов на ионах. Для расчёта кинетических коэффициентов решено уравнение Больцмана для электронов в произвольно вырожденной замагниченной плазме методом Чепмена-Энскога и получены аналитические формулы для переноса сильно вырожденных электронов в магнитном поле для вещества коры нейтронной звезды. Проведены оптические наблюдения килоновой AT2017gfo, ассоциированной с коротким гамма-всплеском GRB 170817A и гравитационно-волновым событием GW 170817. Данные наблюдений использованы для построения кривой блеска килоновой. Сравнение полученной кривой блеска с моделями для килоновой GRB 130603B позволяет оценить массу выброса, которая при взрыве всей системы пошла на свечение килоновой, в 10(-2) MSun и геометрию всей системы во время взрыва: ось конуса джета гамма-всплеска GRB 170817A направлена в сторону от наблюдателя под углом более 30 градусов.