Аннотация результатов, полученных в 2016 году
В ходе выполнения проекта выполнены следующие работы. На основе численного кода PLUTO разработана численная модель для моделирования процесса дисковой аккреции на тяготеющий центр в режиме, который обеспечит следующие свойства источника: - высокую кинетическую светимость струйного течения (джета); - низкую болометрическую светимость аккреционного диска; - скорость струйного выброса намного превышающего Кеплеровскую скорость в основании течения из диска. Такие свойства дисковой аккреции необходимы для того чтобы объяснить свойства релятивистских течений от ядер активных галактик, которые дают многочисленные примеры того, что кинетическая светимость струй превышает болометрическую светимость аккреционных дисков. Ярким примером в этом плане является галактика М87 (Bicknell & Begelman ApJ, 467, 597, 1996; Reynolds et al. MNRAS, 283, L111, 1996), а также целый набор источников (Ghisselini et al. Nature, 515, 376, 2014). Еще более интересным является обнаружение объектов, в которых кинетическая светимость струй превышает Еддингтоновскую светимость ( Aharonian et al. 2016). Интересно также, что недавние наблюдения центра Галактики в гамма-лучах сверхвысокой энергии ( ~ 1 ТэВ) говорят в пользу источника протонов мощность которого намного превышает болометрическую светимость центра Галактики (HESS collaboration, Nature 2016). Для обяснения этих наблюдений необходимо, чтобы дисковая аккреция имела указанные выше свойства. Решение проблемы высокой кинетической светимости струй и низкой болометрической светимости диска в настоящее время связывают с дополнительным источником энергии от вращающейся черной дыры (механизма Блэндфорда-Знайка, Blandford & Znajek, Mon. Not. R. Astron. Soc. 179, 433–456, 1977). Сейчас уже проведено большое количество численных расчетов в попытках выяснить возможности этого механизма разрешить энергетический парадокс (см например . Tchekhovskoy, A., Narayan, R. & McKinney, J. C. Mon. Not. R. Astron. Soc. 418, L79–L83, 2011). Но окончательного решения проблемы пока нет. Мы рассматриваем альтернативную возможность. Аккреционный диск может преимущественно терять угловой момент за счет истечения из него ветра, а не за счет вязкости вещества диска (Pelletier & Pudrits ApJ, 394,117, 1992). Однако магнитное поле, накопливаясь в центре источника будет препятствовать аккреции и в конце концов остановит ее. Эта идея прорабатывалась в многочисленных работах J.Ferreira (см. Combet C., Ferreira J., A & A, 479, 481, 2008 и цитируемую там литературу) в предположении, что при аккреции вещество диска диффундирует поперек силовых линий магнитного поля. Для этого нужна сильная турбулентность диска и соответственно опять его сильный нагрев и высокая светимость. Мы рассматриваем принципиально иной подход. Вещество диска падает на тяготеющий центр вместе с вмороженным в него магнитным полем, при этом накопления магнитного поля в центре не происходит. Такой режим аккреции был рассмотрен в работе (Bogovalov & Kelner, 2010). Там было показано , что ветер уносит не только угловой момент диска, но и всю энергию, причем энергия частиц в ветре на больших расстояних от диска может на порядки превышать энергию Кеплеровского вращения. Диск при этом может оставаться холодным. Разработанная модель дисковой аккреции показала принципиальную реализуемость такого режима аккреции. Первые расчеты показали, что ветер с диска действительно уносит не только угловой момент, но и энергию аккрецируемого вещества и плазма ускоряется до энергий существенно превышающих энергию Кеплеровского вращения. Одной из центральных проблем современной астрофизики является проблема эффективной трансформации энергии магнитного поля в кинетическую энергию плазмы. Механизм такой трансформации не ясен, хотя этот процесс происходит в пульсарных ветрах, струйных выбросах из ядер активных галактик и, по-видимому, в источниках гамма-всплесков. Изучение характеристик пульсарных ветров и возможных механизмов их ускорения является одним из направлений работы нашей группы. Для решения этой проблемы мы изучаем как физику одиночных пульсаров, так и двойных систем. Двойная система PSR B1259−63/LS 2883 представляет в этом плане большой интерес, поскольку пульсарный ветер, взаимодействует с ветром от Be звезды при различных условиях, меняющихся с движением пульсара по орбите вокруг Be звезды. Поэтому эта система дает богатый материал о характеристиках пульсарного ветра. Вспышки гамма-излучения в области 100 МэВ (Abdo et al. ApJ, 736, L11, 2011; Tam et al. ApJ, 736, L10, 2011) на 30 день после прохождения периастра являются наименее ожидаемым и поэтому наиболее загадочным явлением, наблюдаемым в этой системе. Несомненно они являются следствием взаимодействия пульсарного ветра с ветром от звезды - компаньона. Попытки объяснить излучение во вспышке как результат обратного комптоновского рассеяния электронов пульсарного ветра на фотонах, испускаемых Be звездой оказались безуспешными, поскольку для этого не хватает плотности мягких фотонов. Излучение, регистрируемое на Земле, будет на порядок меньше, чем наблюдается. Поэтому, мы сейчас исследуем возможность сильной коллимации пульсарного ветра как ветром Be звезды, так и магнитным полем самого пульсара. Нами проведена модернизация программных средств для численного моделирования процесса столкновения релятивистского ветра пульсаров с нерелятивистским ветром от Ве звезды, которая позволяет проводить расчеты в условиях высокой намагниченности пульсарного ветра. Проведен весь необходимый комплекс расчетов при различных значениях намагниченности пульсарного ветра. Показано, что уже при намагниченности порядка 0.1, пульсарный ветер после прохождения тормозящей ударной волны оказывается цилиндрически коллимирован. Угол раствора излучения в этом случае определяется только Лоренц фактором ветра, который лежит в области 10. За счет этого эффекта удается повысить интенсивность излучения до уровня, достаточного для объяснения вспышек гамма излучения. Эти вспышки происходят, когда поток частиц пульсарного ветра оказывается направлен на Землю. Усиление излучения происходит за счет релятивистского бустинга. Изучение физики пульсарных ветров проводилось и для одиночных пульсаров. Это направление стало особенно интересным после обнаружения пульсирующего гамма-излучения сверхвысокой энергии от пульсара Краб, спектр которого тянется до 1.5 ТэВ. Особенно актуальным стало выяснение механизма ускорения электронов в магнитосфере пульсаров до столь высоких энергий. В частности, нас интересует возможность ускорения частиц за счет магнитоцентробежного механизма. Для выяснения этого вопроса в коллаборации с нашими коллегами из Греции (I.Contopoulos, Академия Афин) мы провели расчеты магнитосферы пульсара при его наклонном вращении для различных углов наклона. Предварительные результаты показывают, что на границе области замкнутых и разомкнутых силовых линий есть силовые линии, которые изогнуты в азимутальном направлении вращения пульсара. Как нами было показано ранее, именно на таких силовых линиях можно ожидать эффективного магнитоцентробежного ускорения плазмы. С наблюдательной точки зрения важно определить характеристики потока плазмы в магнитосфере пульсара, которые ответственны за генерацию пульсирующего гамма-излучения сверхвысокой энергии в магнитосфере пульсара Краб. Проведенные нами расчеты показали, что при взаимодействии частиц с Лоренц фактором порядка 10^{6} с тепловыми фотонами излучения поверхности пульсара возникает пульсирующее излучение сверхвысокой энергии. Интенсивность этого излучения будет равна наблюдаемому только в том случае, если доля энергии передаваемая ускоренным частицам составляет около 1% вращательных потерь пульсара. Этот вывод, по-крайней мере, не противоречит возможности ускорения этих частиц за счет магнитоцентробежного механизма.

Аннотация результатов, полученных в 2017 году
В ходе выполнения проекта выполнены следующие работы: 1. Наблюдательные данные свидетельствуют, что кинетическая светимость струй, выбрасываемых из некоторых активных галактик, превышает болометрическую светимость самого объекта. Болометрическая светимость M87 не превышает 10^42 эрг/c, в то время как кинетическая светимость струйных выбросов (джетов) составляет как минимум 10^44 эрг/c. Превышение кинетической светимости струй над болометрической светимостью обнаруживается систематически у целого ряда других галактик (Гизеллини, 2014). Более впечатляющими примерами являются короткие вспышки гамма - излучения, когда видимая светимость в гамма лучах на несколько порядков может превышать Эддингтоновскую светимость центральных сверхмассивных черных дыр. Этот "энергетический кризис" может быть преодолен если предположить, что излучение генерируется коллимированным потоком плазмы ( струей или джетом), направленным почти вдоль луча зрения. Концепция релятивистски коллимированного излучения позволяет не только элегантно объединить все множество Активных Галактических Ядер (АГЯ)( Урри и Падовани), но также позволяет сделать физически разумной, ниже Эддингтоновской, светимость блазаров ( т.е. АГЯ с Допплер фактором >> 1). Но кинетическая светимость джетов, требуемая для объяснения наблюдаемой светимости в гамма лучах оказывается сравнимой или очень близкой к Эддингтоновской светимости ( Барков и др. 2012). В частности, такая ситуация реализуется в АГЯ, демонстрирующих сверхбыструю переменность гамма - излучения на временах короче, чем время требуемое для прохождения светом гравитационного радиуса черной дыры (Агаронян и др., 2017). Более того, в случае наиболее мощных АГЯ типа 3C454.3 или 3С279 (Стриани и др. 2010б Хаяшида и др. 2015) требование, что поток кинетической энергии струй от этих источников должен быть сверх эддингтоновский, становится совершенно неизбежным (Хангулян и др. 2013, Агаронян и др. 2017). Дополнительным аргументом в пользу аномально высокой кинетической светимости релятивистских струй от сверхмассивных черных дыр являются наблюдения ядра нашей Галактики в гамма лучах сверхвысокой энергии. Из них следует, что галактический центр является источником высокоэнергичных протонов с мощностью 10^38 эрг/с (коллаборация HESS, 2016). Эти наблюдения говорят нам, что Галактический Центр представляет собой мощный эффективный ускоритель (Пэватрон) , который инжектирует в окружающий газ релятивистские частицы с темпом 10^38 эрг/с (HESS collaboration 2016). Ускорение протонов скорее всего происходит в истечении от центральной черной дыры. Это означает, что даже в случае (10-100)% конверсии энергии потока плазмы в релятивистские частицы, поток кинетической энергии в струях должен на 2-3 порядка болометрическую светимость центральной черной дыры (Sgr A*), которая составляет всего лишь 10^36 эрг/с Вращающаяся черная дыра, помещенная во внешнее магнитное поле, может постaвлять энергию вращения в окружающее пространство посредством механизма Блэндфорда-Знаека (Блэндфорд и Знаек, 1977). В ряде работ проведены численные расчеты несколькими группами (см. например Чеховской, Нараян и Маллиней, 2011), которые показали высокую эффективность этого механизма. Мы рассматриваем альтернативную возможность так называемой "холодной " аккреции, когда большая часть углового момента аккрецируемого вещества и гравитационной энергии уносится истекающим из аккреционного диска ветром. В этом случае кинетическая светимость струй может значительно превышать болометрическую светимость диска, так как нагрева дисков не происходит. Нами проведены работы, как аналитические, так и численные, по исследованию процесса "холодной" дисковой аккреции на черную дыру. Проведено численное моделирование процесса "холодной" аккреции. Оно показало, что исходные посылки оказались верными. При определенном распределении магнитного поля по радиусу диска происходит стекание вещества за счет процесса Блэндфорда, Пайна (1982). Самое интересное, что в режиме холодной аккреции при магнитном поле всего лишь в несколько раз превышающем минимально возможное , происходит ускорение плазмы до скоростей, значительно превышающих Кеплеровскую скорость на внутреннем крае диска. Этот результат является принципиально важным. Он показывает, что наблюдаемые струйные течения от ядер активных галактик могут являться течениями именно от диска, а не выбросами плазмы от черной дыры за счет процесса Блэндфорда-Знаека. Разработана методика моделирования процесса холодной аккреции, согласованной с процессом аккреции. Самосогласованность заключается в том, что при заданном распределении магнитного поля, плотность потока плазмы с диска оказывается точно такой, чтобы частицы диска теряли ровно столько углового момента и энергии, сколько уносит ветер. Эта методика реализована в программном пакете PLUTO. Проведено аналитическое исследование процесса аккреции. Особое внимание уделено двум вопросам, которые связаны друг с другом. Во-первых, оценке магнитных полей, при которых процесс "холодной" аккреции может происходить в пределе, когда потерями за счет уноса углового момента за счет вязкости можно пренебречь. Важным результатом является то, что магнитное поле на поверхности диска систематически будет меньше на несколько порядков магнитного поля, которое возникает в модели альфа - дисков Шакуры - Сюняева. Отсюда следует вывод, который имеет принципиальное значение для всей модели "холодной" аккреции. Можно оценить отношение кинетической светимости струй к болометрической светимости диска как отношение (Ws*r)/(W*h), где Ws - плотность энергии магнитного поля на поверхности диска, откуда происходит истечение ветра, W - плотность энергии магнитного поля внутри диска, которая равна плотности энергии турбулентности, r - радиус точки на поверхности диска и h - полутолщина диска. Если исходить из основного предположения теории альфа-дисков, что плотность энергии турбулентного магнитного поля пропорциональна плотности тепловой энергии плазмы, то наш анализ показал, что ситуация, когда светимость диска и кинетическая светимость струй сравниваются является довольно типичной в широком диапазоне параметров. Кинетическая светимость струй превышает на два порядка болометрическую светимость диска, как это имеет место в случае М87, даже в таком пессимистическом случае, когда давление излучения доминирует над давлением плазмы и плотность энергии магнитного поля на поверхности диска на два порядка меньше плотности энергии магнитного поля в центральной плоскости диска. 2. Мы продолжили исследование гидродинамики столкновения пульсарного ветра с истечением от Be звезды в двойной системе PSR B1259−63/LS 2883. Эта система излучает в широком диапазоне электромагнитного спектра от радио до сверхжесткого гамма излучения. Самым загадочным явлением в этой системе являются вспышки гамма излучения в области 100 МэВ на 30 день после прохождения периастра, энергетика которых сравнима с энергетикой вращательных потерь пульсара. Они наблюдались уже дважды практически в одной и той же фазе орбиты пульсара (Chernyakova et al. MNRAS, 2015). Мы обратили внимание на то, что вспышка гамма-излучения возникает в той фазе орбиты пульсара, когда угол между направлением пульсар - звезда компаньон и направлением на наблюдателя становится наименьшим. Тогда всплеск гамма — излучения может быть связан с попаданием Земли в конус течения пульсарного ветра, прошедшего через ударную волну, возникающую при взаимодействии его с ветром от звезды-компаньона. Из-за того, что пульсарный ветер, эжектируемый пульсаром более — менее изотропно, собирается в относительно узкий конус при столкновении с ветром от Be звезды, излучение этого ветра может оказаться усиленным, потому что сам ветер после прохождения ударной волны имеет большой Лоренц - фактор и излучает в основном по направлению движения. Наши расчеты показали, что этого недостаточно. Интенсивность излучения все таки оказывается на порядок ниже наблюдаемой. Одним из возможных способов усилить излучение может быть магнитное поле самого пульсара. До недавнего времени мы рассматривали столкновение ветров при слабой намагниченности пульсарного ветра. Идея состоит в том, что при большей намагниченности, это поле может сколлимировать поток пульсарного ветра к оси, соединяющей пульсар и звезду, уменьшив угол раствора ветра и увеличив тем самым интенсивность обратного Комптоновского излучения. Выполненное нами численное моделирование процесса столкновения ветров при высокой намагниченности пульсарного ветра, показало, что магнитное поле не уменьшает угол раствора течения пульсарного ветра после прохождения им ударной волны, а наоборот, увеличивает. Это оставляет единственную возможность увеличения интенсивности излучения в нужной фазе орбиты за счет сильного увеличения потока импульса ветра от Be звезды. При этом возникает целый ряд новых проблем, которые нужно решить для объяснения вспышек. 3. Присутствие ультрарелятивистских (мульти ТэВ) электронов, ускоренных на ударной волне, останавливающей пульсарный ветер, и слабые магнитные поля ( порядка 1-10 микроГаусс) делают PWN (Pulsar Wind Nebula) очень эффективными источниками гамма-лучей. Действительно, более десятка плерионов были зарегистрированы как яркие источники гамма-квантов ТэВ - ной энергии. Многие, еще не идентифицированные гамма источники рассматриваются как наиболее вероятные кандидаты в PWN. Хотя обычно спектральные свойства излучения и морфология гамма-излучения PWN находятся в хорошем согласии с наблюдениями, несколько PWN оказываются необычно большими в гамма лучах сверхвысокой энергии. Одним из экстремальных в этом плане примеров является HESS PRS J1825-137, плерион вокруг пульсара PSR 1825 с диаметром, по наблюдениям H.E.S.S., около 70 пс . Есть также другие менее крупные плерионы с диаметром около 10 пс или несколько больше. Интерпретация этих наблюдений требует решения нескольких концептуальных вопросов. В частности, до сих пор не ясно где собственно образуются наблюдаемые гамма - кванты. В литературе предполагается, что гамма-кванты образуются только внутри PWN (т.е. в области, заполненной материалом из магнитосферы пульсара). Однако нельзя исключить сценарий, когда зарегистрированный поток гамма-квантов представляет собой суперпозицию излучения, образованного в относительно компактном плерионе и излучения лептонов, диффундировавших в межзвездную среду. В случае HESS PRS J1825-137 факт регистрации остатка сверхновой на расстоянии в 120 пс от пульсара дает основание думать, что излучение идет от плериона. Это, однако, может быть реализовано если плотность окружающей среды очень маленькая или если энергия взрыва сверхновой превышает обычную энергию для сверхновой II типа. Предположение о низкой плотности среды входит в противоречие с обнаружением плотных молекулярных облаков в непосредственной близости к пульсару и их влиянием на форму плериона. Для реалистичной плотности окружающей среды, размер остатка сверхновой оказывается несовместим с Седовским решением. Это оставляет нам только инжекцию гораздо большей энергии, чем это возможно в случае сверхновой II типа. Требуемый избыток энергии может обеспечить пульсар, если его начальный период вращения меньше 10 мсек. Для проверки такого сценария мы изучили эволюцию остатка сверхновой в случае, когда основной вклад в энергетику дает пульсар. Для этого была создана специальная математическая модель. Основываясь на этой модели мы получили асимптотическое решение, которое существенно отличается от решений, опубликованных в литературе. Численные расчеты показали, что этот сценарий ослабляет требования на плотность межзвездного газа на порядки величины и дает лучшее согласие с измерениями плотности вблизи пульсара. Следующий шаг в изучении этого источника будет направлен на детальное моделирование электромагнитного излучения в широком диапазоне длин волн от радио до сверхжестких гамма лучей.

Аннотация результатов, полученных в 2018 году
1. Основной целью проекта было изучение возможных сценариев и связанных с ними физических процессов, которые могут обеспечить эффективное преобразование вращательной и гравитационной форм (исходной) доступной энергии в кинетическую энергию объемного движения плазмы. Формирование ультрарелятивистских электрон-позитронных ветров, связанных с одиночными пульсарами, единственным источником энергии которых является энергия их вращения и релятивистских струй в активных галактических ядрах (AGN), образованных в процессе аккреции плазмы на сверхмассивные черные дыры (SMBH), представляют собой два впечатляющих примера таких процессов. При низких скоростях аккреции, SMBHs радиационно неэффективны. Этот режим аккреции описывается так называемыми моделями ADAF (аккреция с преобладанием адвекции) дисковой аккреции на черную дыру. В этой модели почти вся гравитационная энергия исчезает в черной дыре, и только небольшая часть энергии излучается диском. Эта модель нуждается в дополнительном источнике энергии в виде кинетической энергии быстро вращающейся черной дыры с образованием лептонных (электрон-позитронных) струй посредством так называемого эффекта Бландфорда и Знаека (Blandford & Znajek 1977). Режим «холодной» аккреции, согласно идеи Blandford & Payne (MNRAS, 1982), реализуется, когда замагниченный ветер с диска уносит весь момент импульса и выделяющуюся при аккреции энергию. Мы достигли значительного прогресса в понимании физики «холодной» аккреции и разработали численные модели для расчетов этого процесса. До нас решения, описывающие процесс холодной аккреции, были получены группой Гренобля (Pelletier & Ferreira, A & A, 1997) в автомодельном приближении. Однако их подход имеет свои недостатки ( хотя есть и достоинства). В частности, некоторые важные параметры, такие как температура плазмы и магнитное поле, получены в сильно упрощающих предположениях. Например, требование автомодельности в их решении диктует задания температуры диска, которая обеспечивает автомодельность, но не определяется реальными физическими процессами, а именно, балансом между энергией, выделяемой в диске за счет вязкого трения и темпом охлаждения. Наш подход иной. Унос углового момента вещества диска определяется произведением тороидальной и вертикальной компонент магнитного поля на поверхности диска. При заданной вертикальной компоненте магнитного поля на поверхности диска, тороидалная компонента зависит только от плотности потока плазмы ( газовым давлением мы пренебрегаем). Иначе говоря, чтобы определить темп потери углового момента ветром, нам нужно только знать величину вертикальной компоненты магнитного поля, которое выйдет на поверхность диска и плотность потока вещества. Тороидальная компонента магнитного поля определяется из численного моделирования течения ветра с поверхности диска. Мы разработали численный метод решения этой задачи с использованием общедоступного кода PLUTO. Наш метод дает решение для произвольного распределения магнитного потока по поверхности диска. Чтобы получить самосогласованное решение, когда аккреция согласуется с потерей момента импульса и массы диска за счет ветра, была разработана специальная итерационная процедура. С ее помощью мы получили самосогласованные численные решения, описывающие «холодную» аккрецию, когда массовый поток определяется распределением магнитного потока по диску. Аккреция в «холодном» режиме происходит даже тогда, когда магнитное поле внутри аккреционного диска существенно превышает магнитное поле у основания ветра. Это объясняется геометрией. Передача углового момента из-за вязкости пропорциональна магнитному давлению в диске, умноженному на толщину диска h, в то время как поток момента импульса из диска пропорционален магнитному давлению у основания ветра, умноженному на радиус. Отношение вязких потерь к потерям, связанным с ветром, составляет ~ θh / r, где θ примерно соответствует отношению магнитных давлений внутри и на поверхности диска. Поэтому режим аккреции Шакуры - Сюняева реализуется при θ> r / h. Расчет отношения кинетической светимости струй к болометрической светимости диска показывает, что текущие наблюдения можно объяснить в рамках «холодной» аккреции. Детальное сравнение теоретических предсказаний с фундаментальной плоскостью черных дыр показывает, что θ должно увеличиваться на два порядка с увеличением темпа аккреции. Такое поведение θ согласуется с результатами моделирования распределения магнитного поля в диске (Salvesen et al., 2016). Эта оценка позволяет сделать определенные выводы о реализации режима «холодной» дисковой аккреции (https://www.worldscientific.com/doi/10.1142/S0218271819500329). При малых темпах аккреции, составляющих менее одного процента от критической, величина θ лежит в области, значительно ниже линии, где начинает работать модель Шакуры - Сюняева. Магнитное давление внутри диска оказывается меньше, чем магнитное давление, оцененное в модели Шакуры - Сюняева. При темпе аккреции > 0,1 от критической, происходит переход в режим Шакуры и Сюняева. Переход между двумя режимами происходит при значении темпа аккреции от 0,01 до 0,1 от Эддингтоновского предела, что хорошо согласуется с переходом от очень ярких к очень тусклым дискам вокруг SMBH с мощными струями, о которых сообщал Е. Чуразов и др. (MNRAS, 2005). Примечательно, что грубая оценка зависимости θ от скорости аккреции дает хорошее согласие с наблюдениями двух SMBHs, M87 и Стрелец A *. В случае центра Галактики кинетическая мощность ветра достаточна для ускорения ультрарелятивистских протонов с энергией ~ 1 PeV, которые, скорее всего, ответственны за генерацию гамма-излучения с энергией ~ 1 TeV, обнаруженных в направлении Стрельца A *. 2. Две модели аккреции, ADAF и «холодную» аккрецию можно различить по особенностям их излучения. Мы провели всесторонние исследования основных процессов генерации гамма - излучения в аккреционных течениях в режиме ADAF. В этом режиме плазма имеет большую геометрическую толщину. Течение близко к квазисферическому. Температура электронов для ADAF может достигать Te ~ 100 кэВ, тогда как температура ионов может быть близка к вириальной температуре около Ti ~ 100 МэВ. Такая плазма характеризуется излучением в гамма-линиях от возбужденных ядер, а также непрерывным спектром гамма -излучения от распада вторичных нейтральных пионов, образуемых в реакциях неупругих столкновений p-p, P-A и A-A. Две статьи по этой тематике в Astrophysical Journal и Phys. Rev. D. (https://arxiv.org/abs/1807.09507; https://arxiv.org/abs/1807.06079) находятся на рецензировании. Ядерные реакции играют важную роль в такой высокотемпературной аккреционной плазме. Они изменяют химический состав плазмы и дают характерное гамма-излучение (Aharonian & Sunyaev 1984, Aharonian & Syunyaev 1987, Yi & Narayan 1997, Kafexhiu et al., 2012). Из-за высокой ионной температуры процессы ядерного расщепления доминируют над возбуждением. Плазма эволюционирует к более легкому составу. Поскольку излучательная способность аккрецируемого вещества в гамма диапазоне зависит от обилия элементов, то расчет гамма-излучения требует детального моделирования химической эволюции плазмы в процессе аккреции. В режиме аккреции ADAF CNO и более тяжелые ядра разрушаются еще до достижения последней стабильной орбиты. В расчетах мы использовали имеющиеся базы данных ядерных реакций и свежие параметризации сечений образования π-мезонов при низких (близких к кинематическому порогу) энергиях. Мы изучили радиальную химическую эволюцию аккреционного потока и вычислили спектры гамма-излучения. Светимость в линиях γ-лучей может достигать 5 × 10^{- 4} полного энерговыделения при аккреции. Эффективность трансформации кинетической энергии истечения в гамма-излучение высокой энергии (более 100 МэВ) за счет образования и распада π0-мезонов может быть выше, до 10 ^{- 2} энерговыделения при аккреции. Нейтроны, образующиеся в ядерных реакциях, могут испаряться с диска со скоростью, близкой к 15% от темпа аккреции. Захват этих нейтронов в атмосфере звезды - компаньона может привести к образованию большого количества дейтерия. Мы рассчитали также максимальное количество вторичных ядер Li, Be и B, образующихся в потоке аккреции. При более высоких энергиях мы получили простые, но точные аналитические выражения для скорости рождения π0-мезонов и соответствующей излучательной способности π0 → 2γ, полученной для максвелловского распределения протонов. Так как при ионных температурах менее 100 МэВ пионы образуются на пороге нуклон-нуклонных или нуклон-ядерных взаимодействий, мы провели детальное исследование сечения соответствующих реакций вблизи порога (Yang et al., 2018). Мы провели подробные численные расчеты для оценки влияния возможного отклонения высокоэнергичного хвоста функции распределения частиц от «номинального» максвелловского распределения за счет генерации гамма-излучения. 3. Мы разработали магнитогидродинамическую (МГД) модель для изучения процесса расширения плериона от момента рождения пульсара до настоящего времени и определили условия, при которых может получится огромный пространственный размер плериона HESS ~ J1825-137 (http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aac20f/pdf). Мы включили в МГД-код радиационную модель, которая учитывает адвекцию частиц (в соответствии со структурой МГД течения) и радиационное охлаждение из-за синхротронного излучения и обратного IC-рассеяния. Чтобы вычислить компоненты синхротронного и IC-излучения, необходимо ввести в модель два дополнительных параметра: sigma намагниченность ветра и n - показатель степенного спектра нетепловых частиц, который образуется на останавливающей ударной волне. Общий IC-спектр согласуется с измерениями HESS, если принять крутой спектр впрыска со степенным показателем n = -3,2. Однако, если принять стандартный параметр намагниченности, сигма = 3 10^{- 3}, основная часть гамма-излучения создается внутри компактной области вокруг пульсара, R <3 пк, что очевидно несовместимо с морфологией, обнаруженной с помощью HESS. Причиной небольшого размера плериона в гамма- лучах является сильное магнитное поле, которое приводит к быстрому синхротронному охлаждению излучающих электронов. Это также приводит к сильному синхротронному излучению, которое значительно превышает поток, зарегистрированный на спутнике Suzaku. Уменьшение параметра намагниченности sigma уменьшает синхротронные потери и ведет к увеличению размеров плериона в гамма-лучах. Гидродинамическое решение позволяет определить возраст жидкого элемента ветра. Для него требуется около 5 10^4 лет для достижения расстояний ~ 10 пк. Поскольку на таких расстояниях спектр гамма-излучения простирается до 10 ТэВ и выше, магнитное поле не должно превышать 5 10^{- 6} Гс. Однако такое слабое магнитное поле будет возможно, только если параметр sigma чрезвычайно мал, около 10^{- 6}. Радиационное охлаждение нетепловых электронов в таком слабом магнитном поле неэффективно. За счет этого, электроны достигают таких больших расстояний. Такая слабая намагниченность критически важна на более ранних стадиях образования плериона, когда вращательные потери пульсара чрезвычайно велика. 4. Мы провели численное моделирование Паркеровского ветра от быстро вращающейся Bе звезды. В последние годы интерес к звездам Be класса стал особенно острым из-за обнаружения излучения от двойных систем, содержащих массивную звезду класса О или В, и компактный объект - пульсар или черную дыру. Очень интересным представителем этого класса объектов является двойная система PSR1259 - 63 / LS2883, состоящая из пульсара и Ве звезды (Melatos et al., 1995). Взаимодействие пульсарного ветра со звездным ветром и плотное экваториальное течение вокруг звезды Be приводит к генерации нетеплового излучения от радио до гамма-квантов сверхвысокой энергией ~ 1 ТэВ (Johnston et al., 1999, 2005); Kirk et al. (1999), Aharonian et al. (2005, 2009), Abdo et al. (2011), Чернякова и др. (2014)). Мы провели численное моделирование осесимметричного гидродинамического течения звездного ветра от быстро вращающейся звезды. Учитывается изменение формы звезды при ее вращении и турбулентность, которая возбуждается в звездном ветре при числах Рейнольдса ∼ 10^9 − 10^13. Расчеты показывают формирование дискообразного течения с поверхности звезды на экваторе, которое на масштабах порядка радиуса звезды расширяется в полярные области за счет градиента давления. Вихрь полоидальной скорости образуется в высоких широтах. Турбулентность в рамках простейших стандартных моделей не возбуждается вблизи экватора. Из-за этого, квази-Кеплеровского дискового течения в экваториальной плоскости не возникает. Получена зависимость суммарного потока массы от скорости вращения звезды при разных температурах поверхности. Быстрое вращение звезды приводит к увеличению потока вещества в экваториальной плоскости. Впрочем, это качественно понятный и ожидаемый результат. В нашем случае истечение звездного ветра происходит с поверхности фотосферы, скорость звука на которой соответствует Cs^2 = 0.1, где скорость звука выражена в Кеплеровских скоростях на поверхности звезды. При скорости вращения, составляющей 0.8 от критической, величина суммарного потока вещества увеличивается на 2 порядка по сравнению с покоящейся звездой. С уменьшением скорости звука до Сs^2 = 0.05 темп истечения увеличивается на 4 порядка. Тем не менее, реальные Be звезды имеют гораздо меньшее отношение скорости звука к скорости Кеплера. Для Be звезды в двойной системе PSR 1259-63/LS 2883 этот параметр составляет Cs^2 = 4 10^{−4}. Но при попытке моделирования звездного ветра с такой малой скоростью звука возникают существенные численные проблемы. Понятно, что для реальных объектов влияние вращения на величину суммарного потока вещества будет значительно сильнее. Тем не менее, при уменьшении скорости звука темп истечения ветра будет резко падать независимо от скорости вращения звезды. Несмотря на увеличенный отток вещества из экваториальной области, дискообразное течение сохраняется только на расстоянии порядка радиуса звезды. Течение быстро расширяется, полностью заполняя окружающее пространство, из-за большого градиента давления. Для сравнения, в реальных объектах радиус диска составляет около 10 радиусов звезды (Ривиниус и др. (2013)). Расширение дискообразного течения может быть подавлено излучением, которое способно передать радиальный импульс звездному ветру в полярной области. Это может предотвратить расширение ветра от экваториальной плоскости. Возможно, что включение в модель этого процесса позволит получить дисковое течение со свойствами, типичными для реальных Be звезд.