Тепловое излучение и атмосферы нейтронных звезд

ГОСУДАРСТВЕННАЯ
БИБЛИОТЕКА
Содержание й 1831-00
1 Введение 6
1.1 Открытие нейтронных звезд и их наблюдательные проявления............................................................ б
1.2 Тепловое излучение нейтронных звезд и свойства вещества при экстремальных условиях . . 10
1.3 Атмосферы нейтронных звезд - история и современный статус.......................................................... 16
1.4 Интерпретация наблюдений с использованием моделей атмосфер . . . ■ 23
2 Излучение и фотосферы рентгеновских барстеров 27
2.1 Введение .......................................................................................................... 27
2.2 Основные уравнения фотосферы барстера.............................................................................. 28
2.3 Модель изотермичной фотосферы с учетом томсоновского рассеяния . 32
2.3.1 Излучение изотермической рассеивающей фотосферы ..............................................................32
2.3.2 Определение параметров рентгеновских барстеров.............................................................. 36
2.4 Интерпретация наблюдений вспышек рентгеновских....барстеров с использованием упрощенной модели фотосферы . . 40
2.4.1 Наблюдения А . 40
2.4.2 МХВ 1728-34 =. . 40
2.4.3 МХВ 1730-335 ............................................................................................... 50
2.4.4 Выводы из интерпретации наблюдений.......................................................................... 52
2.5 Комтонизация рентгеновского излучения в плазме аккрецирующих нейтронных звезд........................................................... 52
2.5.1 Излучение оптически толстой плазмы.......................................................................... 55
2.5.2 Качественный анализ......................................................................................... 57
2.5.3 Учет стимулированного рассеяния и методика расчета...........................................................60
2.5.4 Излучение плазменного слоя конечной толщины.................................................................. 61
2.5.5 Обсуждение ................................................................................................. 64
2.6 Самосогласованная модель фотосферы барстера.........................................................................66
2.6.1 Границы области интегрирования и метод расчета.............................................................. 66
2.6.2 Результаты моделирования................................................................................... 69
2.6.3 Приближенное решение........................................................................................ 72
2
2.7 Заключение
78
3 Модели атмосфер изолированных нейтронных звезд со слабым магнитным полем в условиях лучистого равновесия 80
3.1 Введение ........................................................... 80
3.2 Описание модели..................................................... 83
3.2.1 Основные уравнения ...........................’............... 83
3.2.2 Метод решения................................................. 85
3.2.3 Непрозрачности и уравнение состояния ......................... 88
3.2.4 Приближенные непрозрачности....................................89
3.3 Результаты.......................................................... 95
3.3.1 Атмосферная структура......................................... 96
3.3.2 Спектральные потоки...........................................101
3.3.3 Спектральные и угловые распределения интенсивности............103
3.4 Обсуждение результатов..............................................105
4 Конвективные модели атмосфер изолированных нейтронных звезд со слабым магнитным полем 111
4.1 Введение .......................................................... 111
4.2 Описание модели.....................................................112
4.3 Непрозрачности, теплопроводность и проводимость ....................115
4.4 О подавлении конвекции магнитным полем..............................117
4.5 Результаты..........................................................118
4.5.1 Возникновение конвекции и структура атмосферы.................120
4.5.2 Спектральные потоки излучения.................................123
4.6 Обсуждение..........................................................124
5 Модели атмосфер изолированных нейтронных звезд с сильными магнитными полями 126
5.1 Введение............................................................126
5.2 Основные уравнения и описание метода .............................129
5.2.1 Основные уравнения...........................................129
3
5.2.2 Описание метода.............................................. 131
5.3 Непрозрачности.......................................................133
5.4 Сходимость метода....................................................140
5.5 Результаты.......................................................... 146
5.5.1 Спектры локальных потоков.....................................146
5.5.2 Структура атмосферы ..........................................148
5.5.3 Излучение с видимой поверхности НЗ............................150
5.5.4 Выводы и качественное сравнение с наблюдениями теплового
излучения остывающих НЗ.......................................156
5.6 Фотосферы магнитаров.................................................159
5.6.1 Непрозрачности................................................159
5.6.2 Модель фотосферы..............................................161
5.6.3 Выводы и обсуждение...........................................163
6 Модели атмосфер и интерпретация наблюдений теплового излучения остывающих нейтронных звезд 165
6.1 Введение ............................................................165
6.2 Эволюция тепловой структуры и спектра остывающей нейтронной звезды ...................................................................166
6.2.1 Введение......................................................166
6.2.2 Тепловая структура............................................167
6.2.3 Остывание......................................................169
6.2.4 Эволюция спектра..............................................170
6.3 О влиянии неоднородною магнитного поля на остывание нейтронных звезд.....................................................................171
6.3.1 Введение......................................................171
6.3.2 Распределение температуры.....................................171
6.3.3 Расчет остывания и выводы.....................................174
6.4 Влияние эффектов ОТО на тепловое излучение горячих полярных
шапок на поверхности радиопульсаров..................................177
6.4.1 Введение......................................................177
4
6.4.2 Общее описание модели..........................................180
6.4.3 Результаты ....................................................186
6.4.4 Обсуждение.....................................................188
6.5 Остывание, спектр и кривые блеска теплового излучения нейтронной звезды с сильным магнитным полем с учетом эффектов ОТО................190
6.5.1 Введение.......................................................190
6.5.2 Результаты и обсуждения .......................................190
6.6 Температура, расстояние и остывание пульсара Vela....................194
6.6.1 Введение.......................................................194
6.6.2 Спектральная подгонка..........................................195
6.6.3 Обсуждение ....................................................196
6.7 Тепловое рентгеновское излучение пульсара Геминга и структура его поверхности...............................................................198
6.7.1 Введение.......................................................198
6.7.2 Модель.........................................................201
6.7.3 Результаты.....................................................202
6.7.4 Обсуждение ....................................................204
6.7.5 Выводы.........................................................206
6.8 Современное состояние и перспективы наблюдений теплового излучения с поверхности изолированных нейтронных звезд. Сопоставление с теорией остывания.........................................................207
6.8.1 Сводка наблюдательных данных по остывающим нейтронным
звездам........................................................207
6.8.2 Кандидаты в остывающие нейтронные звезды...................210
6.8.3 Тепловое излучение, несвязанное с остыванием...................212
6.8.4 Сопоставление с теорией остывания ...........................213
7 Заключение 216
7.1 Основные результаты, полученные в диссертации.........................217
7.2 Публикации но теме диссертации........................................219
7.3 Список литературы.....................................................224
5
1 Введение
Нейтронные звезды (НЗ) - одни из самых удивительных объектов во Вселенной. Их магнитные поля достигают ~ ДО15 Гс и превосходят любые из известных в природе или созданных в лаборатории. Масса НЗ лить немного превышает массу Солнца, но сосредоточена в ничтожном по астрофизическим меркам объеме с радиусом ~ 10 км. Тем самым радиус НЗ лишь в 2-3 раза больше ее гравитационного радиуса. Поэтому в жизни НЗ важны эффекты общей теории относительности (ОТО). Гравитационное ускорение на поверхности звезды составляет ~ (1-3) х Ю14 см с-2. Вещество в ядре НЗ сжато до плотностей в несколько раз выше стандартной плотности ядерной материи, 2.8 х 1014 г см"3. Нейтроны и протоны в ядре НЗ могут переходить в сверхтекучее состояние при температурах ~ 108 — Ю10 К. Это самая высокотемпературная сверхтекучесть из известных в природе; сверхтекучесть протонов сопровождается (самой высокотемпературной) сверхпроводимостью. Таким образом, НЗ являются уникальными природными лабораториями для исследования вещества в экстремальных условиях, недостижимых в земных лабораториях (Шапиро и Тыокольски 1983 120)).
Одним из наиболее перспективных методов таких исследований является изучение теплового излучения с поверхности НЗ. Данная работа посвящена теоретическому исследованию и построению моделей атмосфер НЗ и применению этих моделей при интенретации наблюдений ИЗ.
1.1 Открытие нейтронных звезд и их наблюдательные про-
■г
явления
Нейтронные звезды были предсказаны Ландау в 1932 г. и Бааде и Цвики 30] в 1934 г. вскоре после открытия нейтрона. В 60-х годах были предприняты многочисленные попытки открыть нейтронные звезды в рентгеновском диапазоне с помощью наблюдений во время коротких ракетных запусков рентгеновских детекто^юв в верхний слои атмосферы [87]. Однако НЗ были открыты совершенно случайно как радиопульсары Хьюишем и Белл в 1967 г [111].
Уже в первой работе о НЗ Бааде и Цвики выдвинули идею, впоследствии на-
6
шедшую теоретическое и наблюдательное подтверждение (см., например, '6, 20]), что нейтронные звезды образуются на заключительном этапе эволюции обычных звезд при коллапсе ядра звезды, сопровождающемся вспышкой сверхновой. Б ходе коллапса вещество центральных слоев сжимается до ядерных плотностей и ией-тронизуется. В итоге образуется компактная НЗ с массой М ~ М0 и радиусом II ~ 10 км. В той же пионерской работе Бааде и Цвики предположили, что ближайшие нейтронные звезды могут быть обнаружены посредством теплового излучения с их поверхности. Поэтому предполагалось, что первые компактные рентгеновские источники, открытые при ракетных запусках в 1962 г. [87], являются нейтронными звездами. Это было за несколько лет до открытия НЗ как радиопульсаров. К тому времени стало совершенно ясно, что изолированные НЗ, в противоположность
обычным звездам, не имеют термоядерных источников энергии. Поэтому НЗ излу-
л
чают главным образом благодаря тепловой энергии, запасенной в их недрах при рождении. Температура. НЗ при рождении составляет порядка ~ 10й К. Расчеты остывания НЗ, выполненные вскоре после тех первых рентгеновских наблюдений [278], показали, что НЗ охлаждаются очень быстро в течение сотен дней после рождения за счет мощного нейтринного излучения из внутренних слоев. После этого их поверхностные температуры поддерживаются на уровне 105 —106 К в течение характерного времени 104 — 106 лет [282]. Измеренные же рентгеновские потоки были гораздо больше и жестче, форма спектров отличалась от тепловой (спектра черного тела), так что в то время гипотеза об открытии НЗ как рентгеновских источников была на время отвергнута.
Только в 70-х, после запуска первого и второго поколений рентгеновских спутников (1)с1шги, НакисЬо, ЭЛЭ-З, 080-7, ЕХ08АТ и т.д.), стало очевидно, что некоторые из компактных рентгеновских источников, обнаруженных при первых ракетных запусках, и целый ряд других объектов подобного типа, открытых позже (рентгеновские барстеры, пульсары, транзненты), действительно являются нейтронными звездами [157]. Однако, обычно эти НЗ не являются одиночными как большинство радиопульсаров. Они сущесвуют в тесных двойных звездных системах, где второй компаньон является обычной звездой. Постоянное или пульсирующее рентгеновское излучение этих источников генерируется за счет аккреции газа с обычной звезды
7
на поверхность НЗ с сильным (рентгеновский пульсар) или слабым (рентгеновский баретер) магнитным полем. Излучение фотосфер этих НЗ подвержено сильному влиянию аккреции. Дополнительный фон создаег излучение от горячих областей аккрецирующего потока. Излучение с поверхности НЗ преобладает только при сильных рентгеновских вспышках, образующихся при взрывном термоядерном горении вещества на дне тонкого аккреционного слоя, накопившегося на поверхности НЗ со слабым магнитным полем (рентгеновский баретер). Горение приводит к внезапному увеличению температуры и радиуса фотосферы и поверхность НЗ становится ’’видна” в рентгеновском диапазоне в течение короткой (~ 10 - 100 с) вспышки [157].
Невидимое протяженное гало вокруг нашей или других галактик из старых, холодных и высокоскоростных НЗ рассматривается как один из возможных источников космических гамма--вснлесков. Эти события происходят непредсказуемо во времени и по их положению на небесной сфере. Они были открыты в 1967 г [130],
но, несмотря на непрерывные интенсивные исследования при постоянном улучшении техники наблюдений, природа гамма-вспышек до сих пор неизвестна. После открытия в последние годы оптического и рентгеновского послесвечения [71] часть источников гамма-всплесков с большой вероятностью может быть локализована на космологических расстояниях. Однако не исключено, что можно выделить и семей-
A Low Mass X-Ray Binary: 4U 1820-30
Earth 1
X-ray emission: BURSTS
и---------------138 ДО km------------>
о seconds '-o
White Ш
1 .30!) kn Ms
Accretion
Disk
v- Neutron Star
Рис. 1.1: Схематическое изображение маломассивной рентгеновской
двойной 411 1820-30, в которой НЗ проявлет себя как рентгеновский бар-стер. Для сравнения масштабов нарисованы край диска Солнца и Земля. На вставке представлены типичные масштабы рентгеновской вспышки.
8
ство близких гамма-всплесков, возникающих в окрестности нашей галактики. Среди галактических объектов только НЗ с их экстремальными поверхностными гравитациями и магнитными полями могут обеспечить громадный выход энергии, необходимый для объяснения гамма-вспышек. В настоящее время эта гипотеза подтверждена только для узкого класса мягких повторяющихся гамма-всплесков (SGR) [169]. Координаты повторяющихся вспышек твердо установлены. Все они ассоциируются с остатками вспышек сверхновых. У трех источников найдены регулярные пульсации, типичные для нейтронных звезд в составе рентгеновских пульсаров [136]. Спектры во время всплесков близки к тепловыми с температурой > 10® К [169]. Имеются наблюдательные свидетельства, что источниками повторяющихся гамма-всплесков являются изолированными НЗ с рекордными даже для этих звезд магнитными полями ~ 1015 Гс. Такие НЗ получили название магнитаров, в отличии от обычных НЗ с типичными полями < 1013 Гс.
На Рис. 1.1 -1.2 [73] представлены схематические изображения двух типов рентгеновских двойных, в которых 113 про-явлет себя как рентгеновский барстер (4U 1820-30) и
как рентгенов- Рис. 1.2: Схематическое изображение рентгеновской двойной с массив-СКИЙ пульсар ным компаньоном - Centaurus Х-3, в которой НЗ пролвлет себя как рентге-(Centaurus X- новский пульсар. Па вставке представлена кривая блеска этого пульсара.
3). Условная схема магнитосферы одиночной НЗ - радиопульсара показана на Рис. 1.3 [73]. Таким образом, наблюдательные проявления НЗ очень разнообраз-
9
Gamma rays
ioookm
magnetic
fines
Рис. 1.3: Схематическое изображение магнитосферы радиопульсара с обозначением областей радио и жеского гамма-излучения.
ны - от радио- и рентгеновских пульсаров до источников повторяющихся гамма-всплесков [20]. Большинство из этих источников являются нетепловыми. Их спектры аппроксимируются степенным законом и генерируются релятивисткими частицами вне поверхности ИЗ, как это изображено, например, на Рис 1.3.
1.2 Тепловое излучение нейтронных звезд и свойства вещества при экстремальных условиях
Тепловое излучение с поверхности радиопульсаров давно привлекает внимание исследователей. поскольку наблюдение этого излучения может служить уникальным инструментом для экспериментального исследования фундаментальных свойств ве-
10
Neutron Snperfluîd ”
Neutron Superflutd ♦ Neutron Vortex Proton Superconductor!
Neutron Vortex 1
Magnetic FJux Tube j
Рис. 1.4: Современное представление о строение изолированной нейтронной звезды радиопульсара. Температура неоднородна по поверхности и растет внутрь звезды. В коре (crust) звезды образуется ионный кристалл, нейтронно избыточные ядра атомов теряют сферическую симметрию. В ядре (core) нейтроны образуют сверхтекучую жидкость, а щютоны становятся сверхпроводящими
щества при экстремальных условиях.
Как уже отмечалось, ядра НЗ состоят из вещества с плотностью в несколько раз выше, чем в атомных ядрах (2.8 • 10м г/см3). В НЗ можно условно выделить атмосферу и 4 внутренних области: внешнюю кору шш оболочку, внутреннюю кору, внешнее ядро и внутреннее ядро, которые показаны на Рис. 1.4 [73].
11
*>'*>• 4*1
Состав и уравнение состояния (EOS) сверхплотного вещества известны плохо. Они чувствительны к пока неизвестным деталям сильного взаимодействия частиц в плотном веществе. Точная теория отсутствует, но существует много теоретических моделей. Эти модели приводят к широкому разнообразию EOS. от очень мягкого до очень жесткого, и предсказывают совершенно различный состав внутренних слоев НЗ (гипероны или кварки, пионный или каонный конденсаты). Более того, нуклоны или другие барионы могут быть в сверхтекучем состоянии. Сверхтекучесть и образование куперовских пар происходит из-за притяжения нуклонов. Критическая температура возникновения сверхтекучести также сильно зависит от модели сверхплотного вещества. Ее теоретические значения варьируются в пределах 108------1011 К.
Свойства сверхплотного вещества (EOS, состав, сверхтекучесть и т.д.) представляют фундаментальный интерес для физики и астрофизики. Они влияют на структуру и эволюцию НЗ. В частности, они сильно влияют на остывание ИЗ [192]. Эго дает возможность экспериментального исследования свойств сверхплотного вещества путем сравнения теоретических моделей остывания с наблюдениями, путем измерения поверхностных температур НЗ разного возраста [220].
Тепловое излучение сильно зависит от магнитного поля НЗ. Теория предсказывает сильное изменение структуры атомов [223], сечений фотоионизации и связанно-связанных радиационных переходов [225], непрозрачностей, термодинамических и кинетических свойств вещества в поверхностных слоях НЗ [306]. Энергия связи атома увеличивается на порядок величины и магнитное поле сжимает4 атом. Например, порог фотоионизации для атома водорода смещается в диапазон мягкого рентгена (0.1 — 0.3 кэВ). Магнитное поле приводит к сильной анизотропии переноса тепла и температурной неоднородности но поверхности НЗ [306]. Величина и геометрия магнитного поля влияют на охлаждение НЗ [256]. Тепловое излучение сильно анизотропно и поляризовано. Его спектр отражает изменение атомной структуры и зависит от величины и направления магнитного поля [256]. Таким образом, наблюдения спектра, кривых блеска и поляризации теплового излучения вращающихся НЗ могут служить уникальным инструментом для исследования вещества в сверхсильиых магнитных полях.
Первые указания на тепловую природу излучения с поверхности некоторых par
12
диопульсаров были получены на космических обсерваториях Einstein и EXOSAT [193]. Однако, только после запуска в 1990 г обсерватории R.OSAT, оснащенной гораздо более чувствительными рентгеновскими детекторами, эти указания были подтверждены и тепловое излучение было надежно детектировано но крайней мере с десятка НЗ [43]. Более того, временной и спектральный анализ данных с ROSA Г привел к обнаружению синусоидальных пульсаций с периодом вращения пульсара. В мягком диапазоне энергии фотонов (< 0.5 кэВ) эти пульсации вероятнее всего объясняются неоднородностью температуры и(или) анизотропией поверхностного излучения в сильном магнитном поле. Наблюдения в более жестком диапазоне (> 0.5 кэВ) указывают на существование более горячих полярных шапок на поверхности НЗ (см. Рис. 1.5,1.6 [73]). Шапки могут нагреваться релятивистскими частицами. падающими на поверхность из магнитосферы пульсара [47]. Полагают [38], что горячие полярные шапки являются наиболее вероятными источниками пульсирующего рентгеновского и ультрафиолетового теплового излучения, обнаруженного от объектов другого типа - миллисекундных пульсаров. Это очень старые НЗ, которые давно остыли в течение своей долгой и сложной жизни в двойных системах (больше ДО9 лет) [196]. Тепловое излучение было также детектировано от нескольких старых изолированных НЗ, которые, возможно, являются умершими пульсарами [299]. Поверхность этих холодных НЗ может нагреваться медленной аккрецией из межзвездной среды [310].
Вскоре после первых наблюдений ROSAT от нескольких пульсаров было обнаружено излучение в ультрафиолетовой области спектра с помощью спутника EUVE [133] и в оптическом диапазоне с помощью космического телескопа HST [215] и наземных телескопов ESO NTT [62], БТА [139]. Кроме пульсаров Vela и Crab, для которых оптическое излучение является нетепловым, оптических пульсаций 01- остывающих НЗ до недавнего времени зарегистрировано не было. Лишь совсем недавно они были открыты для PSR 0656 1-14 и Gcminga [251, 252j, которые являются хорошо известными источниками теплового ренгеновского излучения. Когерентные пульсации с периодом радио пульсара неопровержимо доказывают, что оптическое излучение действительно регистрируется от пульсара, а не от слабого звездообразного объекта, случайно проецирующегося на его положение.
13
0.1 -1 km
Рис. 1.5: Увеличенное изображение коиу- Рис. 1.6: Полярная шапка на поверхности сообразнай зоны открытых силовых линий радиопульсара магнитного поля радиопульсара и зоны радиоизлучения.
Некоторые из радиопульсаров также видны в жестком рентгеновском и гамма диапазонах с помощью обсерваторий ASCA, COMPTON и GRANAT. Но, наблюдаемый спектр, как правило, степенной. Излучение с таким спектрм может генерироваться только нетепловыми частицами, например, ускоренными в магнитосфере пульсара. Спектры, похожие на тепловые, наблюдаются от источников мягких повторяющихся гамма-всплесков, которые связывают, как уже отмечалось, с изолированными НЗ с сверх-сильными магнитными полями, ~ 1014 - 1016 Гс. Однако, типичная температура (10 - 30 кэВ), измеренная во время повторяющихся вспышек [169], много больше, чем для обычных остывающих НЗ. Природа этих вспышек пока неясна.
Наблюдения и теория радиопульсаров показывают, что радиоизлучение является также нетепловым. Оно генерируется в магнитосфере (Рис. 1.5 [73]), как правило, на расстояниях больше радиуса НЗ [26]. Таким образом, радионаблюдения, несмотря на. огромное количество данных (в настящее время обнаружено более тысячи радио-
14
пульсаров [159]), не несут прямой информации о поверхности и внутреннем строении НЗ. Исключение составляет небольшое число радиопульсаров в двойных системах, где масса НЗ определяется либо из высокоточных радионаблюдений [272], или из оптических наблюдений компаньона [129]. Масса и радиус НЗ чувствительны к EOS вещества в ее недрах и эти измерения дают ограничения на модели сверхплотного вещества. Обычно радионаблюдения дают широкий набор астрономических данных (положение, скорость, расстояние, межзвездное поглощение, ориентации вращательной и магнитной осей НЗ, магнитный дипольный момент, возраст и т.д.), которые очень важны при интерпретации теплового излучения [314].
Массы нейтронных звезд могут также определяться из оптических наблюдений их компаньонов и определения орбитальных параметров рентгеновских двойных путем сопоставления оптических и рентгеновских данных. Спектры, наблюдаемые от рентгеновских барстеров в течение вспышек первого типа, указывают, что источником излучения является фотосфера ИЗ. Это позволяет оценивать радиусы НЗ [123, 149, 291]. Однако, радиус фотосферы может увеличиться до десятков и даже сотен километров во время максимума мощной вспышки и возвращаться к исходной величине после ее затухания. В конце вспышки излучение фотосферы тонет в фоновом излучении аккреционного потока. Проблема заключается в том, как изменяющийся радиус фотосферы соотносится с радиусом стационарной НЗ. Эго проблема будет нами подробно рассмотрена в главе 2. Вместе с тем здесь остается немало задач, которые еще должны быть разрешены. Например, мощная вспышка может сопровождаться ветром с поверхности НЗ из-за давления излучения [304, 191); постоянное излучение с поверхности звезды между вспышками подвержено сильному влиянию аккреции; структура области излучения неясна; задача усложняется низкочастотными (порядка 10 Гц [284]) и высокочастотными (кГц [285]) квази-периодическими осцилляциями рентгеновского излучения, обнаруженными как во время вспышек, так и в постоянном излучении рентгеновских двойных. В какой мере эти пульсации затрагивают поверхность НЗ по не ясно.
Наблюдения электронной циклотронной линии в спектрах рентгеновских пульсаров дают инструмент для прямого измерения магнитного ноля НЗ [277]. Однако, вещество полностью ионизовано в горячих (Т ~ 108 К) излучающих областях рент-
15
геновских пульсаров. Поэтому эти наблюдения не позволяют исследовать структуру атомов в сильном магнитном поле. Рентгеновское и оптическое излучение от рентгеновских пульсаров может быть также использовано для определения массы-радиуса НЗ [60]. Однако, теория сложных излучающих областей этих объектов еще но закончена.
Среди пречислениых методов исследования вещества при экстремальных условиях НЗ, наблюдения и интерпретация теплового излучения с поверхности изолированных ИЗ обладает рядом преимуществ. Во первых, это излучение образуется непосредственно на поверхности звезды и, следовательно, несет наиболее богатую информацию об этих условиях. Во вторых, в случае изолированных НЗ отсутсвуют сильные возмущающие факторы, такие как, как взрывное термоядерное горение, аккреция. квази-периодическис осцилляции и т.д., которые затрудняют выделение составляющей излучения с поверхности НЗ в полном принимаемом потоке излучения от рентгеновских двойных. В третьих, иоследниие открытия обсерваторий ROSAT и ASCA теплового излучения с поверхности изолированных НЗ обеспечивают надежную начальную наблюдательную базу для исследований, которая постоянно исполняется. Существенным минусом является малость спектральных потоков излучения из-за малых размеров излучающей поверхности 113. Необходимо дальнешее улучшение чувствительности, спектрального и углового разрешения детекторов чтобы повысить качество данных. Это позволит получать новые более жесткие ограничения на свойства вещества при экстремальных физических условиях. Такие данные вскоре появятся после запуска рентгеновских телескопов нового поколения (AXAF, ХММ, ASTRO-E, Spcctrum-X-Gamma). Для их интерпретации необходимо иметь надежные теоретические модели.
1.3 Атмосферы нейтронных звезд - история и современный статус
Атмосферой называется относительно тонкий поверхностный слой, в котором выходящий из звезды поток тепловой энергии трансформируется в наблюдаемое излучение.
16
Хорошо известно, что тепловое излучение с обычных звезд позволяет получать детальную информацию о свойствах звезд (эффективную температуру, химический состав, поверхностная гравитация, спектральный тип, магнитное поле, масса, радиус, возраст и т.д.). Эта информация обычно получается путем сравнения наблюдаемого спектрального потока и кривых блеска с теоретическими, получаемыми при моделировании звездных атмосфер, и далее с моделями звездной эволюции. Однако, этот метод до сих пор не применялся в полной мере к исследованию ИЗ но двум причинам.
Во-первых, максимум потока излучения с поверхности охлаждающихся НЗ умеренного возраста (< 106 лет), которые достаточно горячи (105 - 106 К), чтобы быть наблюдаемыми, лежит в мягком рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазонах (0.01 — 1 кэВ). Из-за малой чувствительности и спектрального разрешения рентгеновских детекторов до запуска обсерватории ROSAT спектральные наблюдения теплового излучения с поверхности НЗ были проблематичными.
Во-вторых, хорошо развитые стандартные модели атмосфер обычных звезд не могут быть напрямую приложены к НЗ, поскольку условия в атмосферах НЗ существенно отличаются от обычных. Требовались специальные усилия для расчета непрозрачностей, EOS и создания надежных программ для численного расчета переноса излучения в атмосферах 113.
В отсутствии надежных атмосферных моделей до последнего времени для интерпретации существующих спектральных данных и оценки температур остывающих НЗ применялся простейший чернотельный спектр. Тот же самый метод обычно использовался и для рентгеновских барстеров, хотя наблюдательные данные для этих, более ярких объектов, гораздо богаче и лучшего качества [158].
Однако, нейтронные звезды, как и обычные звезды, не могут быть идеальными чернотельными излучателями. Свойства излучения НЗ должны определяться путем решения задачи переноса излучения в их атмосферах. Спектры выходящего излучения могут сильно отличаться от пданковского спектра; они могут зависеть от распределения температуры, химического состава, магнитного ноля, интенсивности теплового потока и гравитации в поверхностных слоях звезды [214].
Имеются, по крайней мере, два фактора, по которым атмосферы НЗ существенно
17
отличны от обычных атмосфер: колоссальные гравитация и магнитное ноле. Грави-тация приводит к сильной неидеальности атмосферной плазмы, которая влияет на EOS и непрозрачность. Из-за сильной гравитации атмосферы НЗ являются необычайно тонкими. Высота однородной атмосферы варьируется в зависимости от температуры от 0.1 до 100 см, против 108 см дня обычных звезд. Влияние сверхсильного магнитного поля на непрозрачность, EOS и строение атмосферы может быть еще большим. В частности, магнитное иоле делает атмосферу НЗ сильно анизотропной.
Термин атмосфера по отношению к нейтронным звездам был впервые употреблен Зельдовичем и Шакурой в 1969 г. [322]. Они использовали простейшую модель изотермичной атмосферы для первых расчетов спектров аккрецирующих НЗ в рентгеновских двойных. Пятнадцатью годами позже Лондон, Таам и Ховард [161] построили первые реалистические атмосферные модели для горячих (107 К) немагнитных 113, чтобы описать спектры во время вспышек рентгеновских барстперов. В этих горячих атмосферах плазма полностью ионизована. Было показано, что при их моделировании важен учет комптонизации и силы радиационного давления. Авторы показали, что атмосферные спектры существенно отличаются от чернотельных при той же эффективной температуре. В дальнейшем был проведен расчет набора атмосферных моделей [162, 11, 77], а также анализ режима, наиболее важного для интерпретации наблюдений вспышек со светимостями, близкими к эддингго-новской [33, 3, 208). Вблизи эддиигтоновского предела высокоэнергстичные хвосты атмосферных спектров могут быть с высокой точностью аппроксимированы дилю-тированным виновским спектром с температурой в полтора-два раза больше, чем эффективная температура. Был предложен метод [126] для измерения массы и радиуса НЗ, основанный на подгонке спектров сильных вспышек атмосферными моделями. Этот метод будет подробно изложен в главе 2 настоящей работы. Угловое распределение излучения для атмосфер барстеров было впервые рассчитано в работе [164]. Оно необходимо для получения потока с видимой поверхности ИЗ, если распределение поверхностной температуры неоднородно и/или излучающая область частично затемнена аккрецирующим потоком.
Типичная продолжительность рентгеновской вспышки (несколько десятков секунд) много больше, чем время диффузии фотонов через атмосферу ( < 10“5 сек).
18
Слои, где происходят термоядерное горение, лежат б глубоких нодатмосферных слоях с характерной поверхностной плотностью порядка > 106 г/см2) [122]. В соответствии с этим во всех цитируемых работах атмосч|>еры рентгеновских барстеров рассматривались как классические модели звездных атмосфер: в приближении ква-зигидростатического и локального термодинамического равновесия. Динамические эффекты - такие как аккреция [22], возникновение ветра из-за силы давления излучения [191. 304] - не учитывались. Были лишь попытки построить упрощенные модели, учитывающие быстрое расширение на начальном этапе вспышки '149, 275]. когда приближение плоско-параллельыости и гидростатичности может нарушаться. Хотя комбинация гидростатической и упрощенной динамической моделей качественно описывает основные свойства рентгеновских барстеров, много работы еще предстоит сделать для создания самосогласованных моделей, которые будут самосогласованно учитывать взаимное влияние силы давления излучения, аккреции', термоядерного горения и динамической структуры расширяющейся и сжимающейся оболочки НЗ. Это необходимо, в частности, для корректного объяснения таких существенно динамических явлений, как квази-периодические осцилляции, наблюдаемые в постоянном излучении и во время вспышек рентгеновских барегерах [285, 150, 151].
Построение самосогласованных атмосферных моделей рентгеновских пульсаров (если сложные области излучения этих объектов вообще можно назвать атмосферами) представляет гораздо более сложную задачу. Рентгеновское излучение рентгеновских пульсаров возникает в результате аккреции вещества на магнитные полюса НЗ. Существующие модели могут быть разделены на два типа.
Первый тип проще и идеологически ближе к атмосферной философии. Эти модели могут описывать рентгеновские пульсары со слабой светимостью и низкими темпами аккреции. Их излучающие области не сильно подвержены действию давления излучения и падающая плазма в основном теряет свою энергию посредством мало-угловых кулоновских столкновений в более плотных податмосферных слоях. Потери энергии сопровождаются нагревом этих слоев вблизи магнитных полярных шапок до температур, определяемых скоростью аккреции [181]. На этой основе были созданы упрощенные модели атмосфер горячих полярных шапок в предположении о локальном тепловом и гидростатическом равновесии [14] с учетом комптонизации
19
и анизотропии переноса излучения в горячей сильно замагниченной плазме [59, 60]. Эти модели были использованы для интерпретации рентгеновского излучения от двух пульсаров с низкой светимостью [60]. Для объяснения наблюдений были использованы дополнительные предположения о геометрии полярных шапок, о неоднородности их нагрева и магнитного поля и т.д. В моделях этого типа остаеься много вопросов, которые должны быть разрешены самосогласованными методами. В частности, не ясна форма полярных шапок (круг, кольцо или полумесяц); как она зависит от темпа аккреции и от величины и геометрии магнитного поля; какова роль теплопереноса в формировании структуры полярной шапки; какова эффективность аккреционного нагрева; как падающая плазма влияет на спектральный поток излучения и на магнитное ноле НЗ и т.д.
Альтернативные модели рассматривают области излучения, где доминирует давление излучения. Эти модели должны соответствовать условиям в рентгеновских пульсарах с высокими темпами аккреции и светимостями [36, 75, 61]. Как полагают, в этом случае над магнитным полюсом вместо пятна формируется колонка из аккрецируїцего излучающего вещества с ударной волной на ее вершине. Чтобы построить такие модели, необходимо решать трехмерную задачу радиационной магнитной гидродинамики в сильном магнитном поле. Окончательное решение до сих пор не получено из-за очевидных вычислительных трудностей. Последние двумерные радиационно-гидродинамические расчеты аккреции на магнитную НЗ были проведены Клейном и др. [131] без учета магнитного ноля в переносе излучения. Авторы предсказали очень короткие, со временем 0.1-1 мс, осцилляции светимости рентгеновских пульсаров, связанных с образованием пузырьковых радиационно-доминируемых неустойчивостей. Имеются наблюдательные указания о существовании таких неустойчивостей у двух пульсаров с высокими светимостями [132].
Модели атмосфер были построены также для очень старых изолированных НЗ (”умерших” радио пульсаров), медленно аккрецирующих вещество при прохождении плотных областей межзвездного среды [308]. По структуре излучающей области эти объекты должны быть близки к рентгеновским пульсарам с малой светимостью, описанными выше. Аккрекция из межзвездной среды возможна, если НЗ обладает слабым магнитным полем и /или медленным вращением и малой собственной
20
скоростью движения [196]. Аккрекция может нагревать иодфотосферные слои. По этой причине, данные объекты могут быть видны в мягком рентгене и жестком УФ [308, 311]. Они могут также давать вклад в диффузный фон рентгеновского излучения нашей галактики [309, 311, 299].
Имеются попытки построить модели атмосфер НЗ-магнитаров [281, 179, 180,
48]. Как уже отмечалось, магнитарыД скорее всего являются источниками новто-ряющихся мягких гамма-всплесков. Присутствие сильного магнитного поля было впервые обосновано Починским в 1992 г [199] для объяснения кажущейся сверх-эдцингтоновской светимости этих удивительных объектов. Магнитное поле существенно уменьшает непрозрачности, ослабляет радиационную силу, что увеличивает критическую светимость но сравнению с немагнитным случаем. Таким образом, наблюдаемая светимость (~ 1042 эрг/сек), хотя и много больше эддингтоновской светимости без магнитного поля, остается ниже критической с учетом сверхсиль-ного поля. Согласно одним моделям, поляризация электрон-позитроиного вакуума сильным магнитным нолем может приводить к образованию линий поглощения в
спектрах этих объектов [180]. Другие модели [48] показывают, что эта особенность
И /
сглаживается из-за градиента плотности в атмосфере. Вместо этого предсказыватся ^
образование глубоких" иошю- циклотронной линии поглощения, которые могут быть наблюдаемы в рентгене при умеренном спектральном разрешении и позволяет напрямую измерить магнитное поле НЗ - магнитара [48]. Такие модели будут кратко рассмотрены в главе 5.
Первые сомосогласованные модели атмосфер изолированных остывающих НЗ со слабым магнитным полем (В < 108 —Ю10 Гс) были рассчитаны Романи в 1987 г [235].
В этих достаточно холодных атмосферах плазма частично ионизована и, в отличии от рентгеновских двойных, радиациионная сила и комптонизация несущественны. Сильное магнито-дипольное излучения радиопульсара и (или) высокая скорость НЗ препятствуют аккреции из межзвездной среды. Романи использовал в своих моделях старую библиотеку непрозрачностей, созданную в Лос-Аламосе. Он построил всего несколько моделей для ограниченного набора эффективных температур и химического состава. Его расчеты показали, что атмосферный спектр действительно отличается от чернотельного, особенно, для атмосфер, состоящих из легких эле-
21
ментов (II, Не). Спектры атмосфер, состоящих из тяжелых элементов, в целом ближе к чернотельному спектру, однако, в районе фотоионизационных скачков и спектральных линий тяжелых ионов, отличие от чериотельного потока может быть существенным. Такие модели атмосфер применимы к миллисекундным пульсарам, а также к остывающим НЗ со слабыми магнитными полями, не проявляющими себя как радио пульсары (”радиомолчащим” НЗ в остатках сверхновых). Атмосферы НЗ со слабым магнитным полем будут подробно исследованы нами в главах 3-4.
Последующие усилия были направлены на создание моделей атмосфер остывающих II3 с типичными магнитными полями В ~ 10й — 1013 Гс. Такие ноля кардинальным образом изменяют непрозрачность атмосферы [14, 124, 178, 2.10, 211, 214]. До сих пор рассматривались только атмосферы, состоящие из чистого водорода. Эго связано с отсутствием надежных расчетов непрозрачности частично ионизованной плазмы тяжелых элементов в сильном магнитном поле. Сильное магнитное поле не только существенно изменяет спектр, но и делает тепловое излучение сильно анизотропным и поляризованным. Модели атмосфер НЗ с сильным магнитным полем будут нами детально рассмотрены в главе 5.
В последние годы атмосферные модели охлаждающихся НЗ со слабым магнитным нолем были существенно улучшены за счет включения новых микроскопических данных по непрозрачности и уравнению состояния, полученным в рамках проекта OPAL [238, 239] (Ливерморская лаборатория) и ОР ’116] (Международный проект). Отметим, что группа OPAL специально провела расчеты непрозрачности .для условий атмосфер 113. Эти данные использовались независимо двумя группами, в Стэнфордском университете [231] и ФТИ им. А.Ф.Иоффо [317]. При этом эти группы использовали различные методы моделирования атмосфер. Для спектральных потоков результаты обеих групп в целом сходятся, хотя в ФТИ применялся более современный метод моделирования, тогда как Стенфордская группа использовала при решении уравнения переноса диффузионный приближение. Наш метод подробно изложен в данной работе [317]. Он позволяет' получать угловое распределение выходящего из атмосферы излучения. В этом его главное преимущество (детальнее см.
22