Магнито-вращательная эволюция и популяционный синтез одиночных нейтронных звезд

Содержание
Введение....................................................... О
1 Обзор 22
1.1 Нейтронные звезды. Основные свойства......................22
1.1.1 Основные тины молодых одиночных нейтронных звезд 24
1.2 Эволюция нейтронных звезд.................................27
1.2.1 Магннто-вращательная эволюция.......................27
1.2.2 Затухание магнитного иол я .........................33
1.2.3 Тепловая эволюция...................................39
1.3 Популяционный синтез......................................46
2 Мапшто-врагцательная эволюция нейтронных звезд 55
2.1 Эволюция одиночной нейтронной звезды с затуханием магнитною ноля...................................................55
2.1.1 Экспоненциальное затухание поля................... 56
2.1.2 Затухание ноля но степенному закону ...............62
2.2 Стохастическое поведение одиночных аккрецирующих нейтронных звезд................................................ 64
2.2.1 Магпито-вращательная эволюция и одиночные ак-
креторы............................................ 65
2.2.2 Модель.............................................67
2.2.3 Расчеты и результаты...............................72
2.2.4 Обсуждение и выводы................................75
2.3 Режим трансзвукового пропеллера...........................77
2.3.1 Некоторые особенности стадии пропеллера............78
2.3.2 Почему должен существовать промежуточный режим? .....................................................79
2.3.3 Трансзвуковой пропеллер............................80
2.3.4 Обсуждение ........................................82
2.3.5 Выводы.............................................85
2.4 Эволюция периодов нейтронных звезд и их эволюционный
статус на стадии, предшествующей классическим маломас-сивным рентгеновским двойным..............................86
2.4.1 Модель.............................................87
2.4.2 Результаты........................................ 90
2.4.3 Обсуждение и подведение итогов.....................92
2.5 Роль двойных систем в вопросе о корреляции между осью
вращения и вектором пространственной скорости одиночных нейтронных звезд......................................94
2
ч
2.5.1 Популяционная модель................................97
2.5.2 Результаты расчетов ................................100
2.5.3 Обсуждение ........................................104
2.5.4 Заключение.........................................108
3 Популяционный синтез близких молодых компактных объектов 111
3.1 Пространственная плотность одиночных нейтронных звезд
в Галактике...............................................114
3.2 Ранние расчеты Log N - Log S для одиночных нейтронных звезд..........................................................110
3.3 Роль Пояса Гулда...........................................118
3.3.1 Модель.............................................118
3.3.2 Результаты расчетов и обсуждение...................123
3.4 Близкие молодые черные дыры................................126
3.4.1 Молодые .массивные звезды в окрестностях Солнца . 127
3.4.2 Распад двойной системы после взрыва сверхновой . 129
3.4.3 Расчет положения черных дыр........................131
3.4.4 Обсуждение и заключение............................135
4 Новый тест кривых остывания 140
4.1 Идея теста и первое использование..........................140
4.2 Тест для гибридных звезд ..................................144
4.2.1 Используемая модель популяционного синтеза . . . 149
4.2.2 Результаты моделирования...........................151
4.3 Роль спектра масс..........................................153
4.4 Совершенствование модели популяционного синтеза .... 1G0
4.4.1 Изменения в .модели................................161
4.4.2 Результаты.........................................1G6
4.4.3 Стратегии поиска новых источников..................172
5 Взаимосвязь между разными типами нейтронных звезд 176
5.1 RRATs и Великолепная семерка...............................177
5.2 Комплексный популяционный синтез одиночных нейтронных звезд с учетом распада поля магнитного ноля................180
5.2.1 Введение и мотивация...............................180
5.2.2 Магнитные поля и их распад.........................181
5.2.3 Log N - Log S распределение для близких остывающих нейтронных звезд......................................1SG
5.2.4 Распределение Log N - Log L для галактических
магнитаров..........................................192
3
5.2.5 Эволюция пульсаров и диаграмма Р — Р.........196
5.2.6 Обсуждение ........................................198
6 Магнитары 204
6.1 Внегалактические магнитары в каталоге ВЛТ8Е и галактики с мощным звездообразованием..............................204
6.1.1 Введение...........................................204
6.1.2 Магнитарные вспышки из близких галактик............206
6.1.3 Гипервспышки на расстояниях до 50 Мик: “фабрики
сверхновых” и скопление в Деве......................212
6.1.4 Обсуждение и итоги.................................215
6.2 Рождение магнитаров в двойных системах ....................215
6.2.1 Введение...........................................216
6.2.2 Оптимистический расчет формирования магнитаров
в двой и ых системах................................218
6.2.3 Консервативный сценарии формирования магнитаров в двойных.............................................227
6.2.4 Результаты.........................................231
6.2.5 Дискуссия..........................................236
6.2.6 Заключение.........................................238
6.3 Глитчи и гигантские вспышки магнитаров.....................239
6.3.1 Введение...........................................239
6.3.2 Возможная эволюция темпа гигантских вспышек МИГ240
6.3.3 Оценка АП/П .......................................242
6.3.4 Результаты и обсуждение............................242
6.3.5 Заключение.........................................245
6.4 Миллисекундный внегалактический радиовсплеск как гигантская вспышка магнитара....................................245
6.4.1 Введение...........................................245
6.4.2 шЕШЗ от МПГ........................................247
6.4.3 Обсуждение ........................................248
7 Необычные источники и объекты с экстремальными параметрами 251
7.1 Очень массивные нейтронные звезды.........................251
7.1.1 Введение...........................................251
7.1.2 Эволюционные каналы образования массивных нейтронных звезд.............................................252
7.1.3 Результаты расчетов ...............................257
7.1.4 Дискуссия..........................................259
7.1.5 Возможные кандидаты................................261
4
7.2 Одиночные аккреторы ....................................262
7.3 Редкие объекты и нерешенные проблемы....................268
7.3.1 Поиск реликтовых акеионов и одиночные нейтронные звезды.............................................268
7.3.2 Маломассивные нейтронные звезды..................276
7.3.3 Кварковые звезды.................................278
7.3.4 Транзиентные и редкие объекты....................282
7.3.5 Корреляции параметров ...........................290
Заключение..................................................294
Библиография 298
о
Введение
Общая характеристика диссертации
Диссертация посвящена исследованию эволюции одиночных нейтронных звезд и связанным с этой проблематикой вопросам (в их ряду на первом месте в данной работе стоит эволюция тесных двойных систем, приводящая к формированию нейтронных звезд, в основном - одиночных). Представлены результаты, полученные разными методами: аналитические расчеты, нолуаналитичсские вычисления, качественные гипотезы и детальное компьютерное моделирование.
Главные результаты, представленные в диссертации, связаны с разработкой модели и созданием первого в мире комплекса программ дли популяционного синтеза близких остывающих молодых нейтронных звезд. Развитие использованного нами оригинального подхода позволило создать подробную модель, описывающую локальную (несколько килопарсек) популяцию молодых нейтронных звезд. На основе комплексного подхода, включающего несколько разных популяций молодых компактных объектов, удалось получить непротиворечивое описание эволюции и наблюдательных проявлений радиопульсаров, магнитаров и остывающих нейтронных звезд.
Некоторые из полученных результатов представляют интерес не только для астрофизиков, но и для физиков, занимающихся вопросами поведения вещества при больших плотностях или в сильных магнитных нолях. Первое связано с изучением популяций остывающих нейтронных звезд, чья тепловая эволюция определяется поведением сверхплотного вещества в недрах нейтронных звезд, а также со свойствами спектра масс компактных объектов. Второе - с исследованиями магнитаров, которым посвящена одна из глав диссертации.
Там, где это сейчас возможно, мы сравнивали результаты теоретических расчетов с данными наблюдений в разных диапазонах спектра. Кроме этого, в работе представлены модели, интерпретирующие данные наблюдении, а также делаются предсказания для будущих наблюдательных проектов, в том числе, разрабатываемых в России.
В диссертацию включены результаты, опубликованные н 2000-2010 гг. Большая часть результатов, представленных в диссертации, описана в двух больших обзорах автора (в соавторстве с М Е. Прохоровым) на русском языке, опубликованных в 2003 и 2007 тодах.
6
Цель диссертации
Цели настоящей диссертации таковы:
а) Исследование плохо изученых аспектов магнити-вращатслыюй эволюции нейтронных звезд и проведение расчетов на ос нове созданных моделей.
б) Разработка популяционных моделей для одиночных нейтронных звезд разных возрастов.
в) Применение построенных моделей для численного моделирования различных популяций нейтронных звезд, сравнения результатов расчетов с наблюдениями и предсказаний для планирования будущих наблюдательных проектов.
г) Изучение особенностей эволюции двойных систем, порождающих компактные объекты, и рассмотрение влияния эволюции в двойных на параметры популяций одиночных нейтронных звезд.
д) Иследование популяции магннтаров и определение ее связей с другими типами нейтронных звезд.
Актуальность диссертации
Перечисленные задачи являются актуальными в первую очередь в свесе бурного развития техники наблюдений. Новые наземные установки и космические обсерватории дают большой ноток информации по нейтронным звездам. Объяснение наблюдаемого многообразия объектов, выяснение особенностей эволюции, приводящих к появлению наблюдаемых популяций источников является важной современной задачей, над которой работают исследовательские группы во всем мире, в том числе в России. Планирование новых экспериментов (например, таких как российский спутник Спектр-РГ) требует предсказаний потенциально наблюдаемых популяции, расчетов их свойств. Для этого наиболее целесообразно применять метод популяционного синтеза, развиваемый для ряда типов объектов в данной работе. Ои позволяет, используя данные о начальных параметрах объектов н законах их эволюции, предсказывать наблюдательные проявления.
Популяционный синтез позволяет решать и обратную задачу: уточнить по известным наблюдательным проявлениям начальные параметры источников и их изменение со временем. В частности, необходимо определять н уточнять известные распределения но начальным параметрам для нейтронных звезд, поскольку регулярно появляются новые наблюдательные результаты. Это также делает актуальными вопросы, рассмат-
риваемые в диссертации.
Кроме перечисленных астрофизических задач пажио отметить, что нейтронные звезды представляют собой чрезвычайно интересный тин объектов с точки зрения физики. Так например, вещество в недрах нейтронных звезд находится в экстремальном состоянии, недоступном для исследования в наземных лабораториях, но представляющем чрезвычаио большой интерес для ядерном физики. Для проверок физических теорий можно применять астрофизические данные. На этапе сравнения результатов расчетов с наблюдениями эффективно применение популяционного синтеза. Разработанный в данной диссертации метод тестирования моделей тепловой эволюции нейтронных звезд представляет собой актуальную методику, применимую на стыке ядерной физики и астрофизики.
Научная новизна
Научная цоогкта состоит в создании новых популяционных моделей и воплощении их в виде компьютерных программ. Также впервые рассчитаны параметры старых аккрецирующих нейтронных звезд с учетом турбулентности межзвездной среды. Впервые с помощью оригинального комплекса программ проведен популяционный синтез остывающих одиночных нейтронных звезд. Впервые изучена связь близкой популяции нейтронных звезд с ОВ-ассоциадиямн в окрестности Солнца. Впервые поданным каталога ВАТБЕ получены оценки темпа гигантских вспышек магнитаров. Важным пунктом является первый комплексный популяционный синтез молодых нейтронных звезд разных типов (радиопульсары, магнитары, остывающие нейтронные звзды) с учетом затухания магнитного поля. Впервые получено распределение по начальным магнитным полям нейтронных звезд, удовлетворяющее данным наблюдений сразу для трех разных иоиулнциц. Впервые в рамках количественной модели прослежены эволюционные связи между разными типами нейтронных звезд с сильным магнитным нолем.
П}Х1ктическая значимость полученных резулыаюв, во-первых, связана с тем, что популяционные модели могут быть использованы для предсказания числа и свойств источников, которые могут быть обнаружены в планирующихся или начинающихся обзорных наблюдательных программах (например, на борту российского спутника Снектр-Рентген-Гамма). Во-вюрых, предложенный в диссертации тест тепловой эволюции компактных объектов может быть использован для эффективной селекции моделей остывания нейтронных звезд, а также для выбора параметров в выбранных моделях на основе сравнении численных расчетов
8
и данных наблюдений. В-третьих, полученные результаты могут быть использованы при создании новых популяционных моделей и расчетах эволюции нейтронных звезд, что является предметом исследования многих исследовательских групп в мире.
Структура диссертации
Диссертация состоит из Введения, семи глав, Заключения и списка литературы, включающего 650 названий.
Глава I является обзорной. В ней описаны основные данные но наблюдениям одиночных нейтронных звезд. Большее внимание уделено молодым объектам, не являющимся стандартными радиопульсарами. Также в згой главе кратко описывается магнпто-вращательная и тепловая эволюция нейтронных звезд. В заключение главы дано описание метода популяционного синтеза, который активно используется в данной диссертации.
В Главе II мы приводим оригинальные результаты по исследованию различных аспектов магинто-вращательной эволюции нейтронных звезд. Исследована эволюция одиночных нейтронных звезд на большом масштабе времени с затуханием магнитного ноля. Изучено распределение но периодам вращения одиночных аккрецирующих нейтронных звезд с учетом турбулентности в межзвездной среде. Рассмотрен режим пропеллера. Исследовано влияние двойственности прародителей одиночных нейтронных звезд на ряд параметров популяции радиопульсаров.
В Главе III рассматриваются близкие молодые компактные объекты. Мы описываем первые версии наших популяционных моделей дли близких остывающих нейтроиных звезд, обсуждаем роль начального распределения звезд-прародигелей. В последнем разделе главы рассмотрены близкие молодые черные дыры, возникшие в распавшихся массивных двойных системах, вторые компоненты которых мы наблюдаем как очень массивные убегающие звезды.
В Главе IV обсуждается применение популяционного моделирования близких остывающих нейтронных звезд доя тестирования теоретических моделей тепловой эволюции компактных объектов. Обсуждается роль различных параметров, в первую очередь - спектра масс. Приводится ряд вычислений с помощью нашего эволюционного сценарии для различных вариантов внутреннего строения компактных объектов и для разного набора параметров, описывающих тепловую эволюцию.
В пятой Главе мы рассматриваем взаимосвязи между различными наблюдающимися типами молодых нейтронных звезд. Основное содср-
9
жание главы связано с комплексным популяционным синтезом, где в рамках единой модели с учетом реалистичной модели затухания магнитного ноля, мы изучаем остывающие нейтронные звезды, радиопульсары и магнпгары. Описывается полученное нами начальное распределение по магнитным полям, удовлетворихельио описывающее все упомянутые типы источников.
Глава VI посвящена мапштарам. Во-первых, рассмотрены данные но внегалактическим источникам мягких повторяющихся гамма-всплесков, демонстрирующих гигантские и гипер- вспышки. Во-вторых, рассмотрены различные каналы образования бысгровращающихся звезд в тесных двойных системах, которые могут быть прародителями магшггаров. Затем, рассмотрена эволюция темпа вспышек магнитаров и обсуждается гипотеза о связи этой эволюции с темиом глитчей. Наконец, в завершение главы, мы описываем гипотезу, объясняющую внегалактический миллисекундный радновсплсск, связывая его с гипервспышкой магнита-ра.
В Главе VII после описания каналов эволюции двойных систем, приводящих к возникновению очень массивных (> 1.8 М©) нейтронных звезд и расчета их спектра масс и темпа образования, мы переходим к рассмотрению ряда дискуссионных вопросов. Мы обсуждаем одиночные аккрецирующие нейтронные звезды, очень маломасивные (0.5 > М > 1 Л/©) нейтронные звезды, дихотомию свойств кварковых и адронных компактных объектов, транзиентные и экзотические источники, а также связь наблюдающихся квазипериодичсских вариаций периодов одиночных нейтронных звезд с волнами Ткаченко. Глава завершается обсуждением возможных корреляций параметров нейтронных звезд, обычно не учитывающихся в популяционных моделях.
Положения, выносимые на защиту
На защиту выносятся следующие результаты:
1. Разработана оригинальная модель, описывающая популяцию близких молодых нейтронных звезд. На ее основе создан комплекс программ для популяционных расчетов эволюции близких одиночных остывающих нейтронных звезд и произведены расчеты.
а) Определено происхождение большинства близких молодых остывающих нейтронных звезд. Сравнением результатов расчетов с данными наблюдений продемонстрировано, что основная часть этих объектов появилась в Поясе Гулда.
10
б) 11редложен новый тест моделей тепловой эволюции нейтронных звезд, основаыный на расчете распределения Log N - Log S этих объектов в окрестности Солнца и сравнении с данными наблюдений. С помощью численного моделирования продемонстрирована эффективность нового метода. Показано, что он компенсирует недостатки i раднционного подхода проверки моделей тепловой эволюции. Для ряда моделей рассчитаны диапазоны параметров, позволяющие описать наблюдаемую популяцию.
в) Сделаны предсказания для поиска одиночных остывающих нейтронных звезд с помощью будущих рентгеновских обзоров. Новые источники на более низких потоках будут иметь более высокие температуры, чем объекты “Великолепной семерки” - порядка 200 эВ, и будут располагаться за Поясом Гулда в направлении на богатые ОВ-ассоциацин
2. Проведен комплексный популяционный синтез молодых одиночных нейтронных звезд в модели с затуханием магнитного ноля. Исследована эволюционная связь между популяциями одиночных нейтронных звезд. Исследовано начальное распределение но магнитным полям. Доля магшиаров ограничена величиной порядка 10%. Выделено лог-иормальное распределение но начальным магнитным нолям, удовлетворительно описывающее одновременно популяции близких остывающих нейтронных звезд, магшггаров и радиопульсаров. В этой модели среднее иоле составляет К)13-25 Гс, дисперсия a = 0.6.
3. Исследованы особенности магнито-вращательной эволюции старых
одиночных нейтронных звезд и получены следующие результаты.
*
а) Рассчитаны модели эволюции одиночных нейтронных звезд с затуханием магнитного ноля на большом масштабе времени для разных моделей затухания Для разных моделей затухания выделены диапазоны параметров, нрн которых нейтронные звезды выходят на стадию аккреции из межзвездной среды за время меньше времени жизни Галактики. При экспоненциальном распаде, начальных нолях порядка 1012 Гс, характерном времени распада 107-108 лет и нижней границе ноля порядка 1095-10п Гс нейтронные звезды не
успевают выйти на стадию аккреции за время меньшее нескольких миллиардов лег.
б) Рассчитано распределение по периодам вращения старых одиночных аккрецирующих нейтронных звезд при постоянном мат-
11
1штном ноле с учетом турбулентности межзвездной среды. Характерные периоды составляют несколько месяцев для реалистичных распределений по магнитным полям и скоростям. Для самых ярких низкоскоростных звезд периоды составляют* порядка нескольких суток.
4. Исследована роль двойных систем в формировании параметров одиночных компактных объектов и получены следующие результаты.
а) Изучены каналы образования быстро вращающихся ядер звезд, которые могут быть прародителями магшггаров, в тесных двойных системах. Показано, что при сохранении ядром звезды-црародигсля значительной части приобретенного угловою момента удается объяснить как количество магшггаров, так и факт их одиночности. В рамках сценария с заметной потерей угловою момента в процессе эволюции необходимо сделать дополнительные предположения о параметрах дополнительной скорости (кике) при рождении нейтронной звезды. Необходим кик перпендикулярно плоскости орбиты с величиной > 400 км с-1.
б) Рассмотрено влияние двойственности звезд-прародителей на распределение углов между осыо вращения и направлением пространственной скорости для разных параметров кика. Рассчитано, в каких областях на плоскости угол-скорость доминируют одиночные пульсары, родившиеся в двойных системах. Такие источники чаще имеют углы > 15 — 20°. а также преобладают среди объектов со скоростями < 30 км с'1.
5. Исследованы некоторые аспекты эволюции массивных двойных систем и получены следующие результаты.
а) Предложена методика поиска близких молодых черных дыр, образовавшихся в распавшихся после взрыва сверхновой двойных системах, но убегающим звездам. Рассчитаны области локализации для четырех объектов.
б) Построен и проанализирован спектр масс массивных нейтронных звезд в двойных системах, выделены типы систем, в которых наиболее вероятно их появление. Темп формирования нейтронных звезд с барионной массой > 1.8 М® составляет примерно (6 — 7) 10-7 в год.
6. Даны оценки темпа гигантских вспышек магшггаров. По результатам обработки каталога ВАТБЕ темп вспышек с энерговыделением
12
в начальном импульсе > 0.5 Ю44 эрг составляет < 1/10 - 1/30 в ['од на Галактику. Темп вспышек с энерговыделением в начальном импульсе > 1016 эрг составляет < 1/1000 в год на Галактику.
Личный вклад автора
Постановка задач в подавляющем большинстве работ, представленных в диссертации, принадлежит автору. Основная часть программного кода для популяционного моделирования одиночных нейтронных звезд (кроме радиопульсаров в работе но комплексному популяционному синтезу) была написана автором. Также автором были проведены псе расчеты для одиночных нейтронных звезд (кроме радиопульсаров в работе но комплексному популяционному синтезу). Расчеты но популяционному синтезу двойных проводились в основном соавторами. Автор принимал участие в работе над некоторыми узлами комплекса программ но расчету эволюции тесных двойных систем.
Выделим некоторые пункты отдельно:
• Автором была написана основная часть программы популяционного синтеза одиночных остывающих нейтронных звезд.
• Автором было предложено учесть роль Пояса Гулда и продемонстрировано ее большое значение.
• Автором было предложено использовать популяционные расчеты распределения Log N - Log S для близких остывающих нейтронных звезд в качестве теста моделей остывания и проведены все соогі»етствующие расчеты.
• Автором была предложена идея комплексного популяционного синтеза остывающих нейтронных звезд, магнитаров и радиопульсаров; выполнены расчеты для остывающих нейтронных звезд (программы создавались при участии П.А.Болдина п В. Посселт); написана программа и выполнены расчеты для магнитаров.
• Автором была высказана идея о возможности определения областей локализации молодых одиночных черных дыр в окрестности Солнца по изучению свойств массивных убегающих звезд. Расчеты областей локализации были выполнены совместно с М.Е. Прохоровым.
• В наблюдательных работах автор участвовал в постановке задач и обсуждении н интерпретации результатов.
13
• Использование именно объектов “Великолепной семерки-’ в качестве наилучших источников для поиска сигналов от’ конверсии ак-сионов в сильном магнитном поле было предложено автором. Оценки для этих объектов проведены совместно с М.С. Пширковым.
• Автором была предложена идея о поиске гипервспышек и гигантских вспышек мапштаров в данным BATSE в направлении областей с высоким звездообразованием. Работа с каталогом проводилась совместно с Б.Е. Штерном.
Часть работ выполнена без соавторов, они выше не упомянуты. В остальных работах вклад автора равный.
Апробация
Основные результаты, представленные в диссертации, были многократно представлены в виде устных докладов лично автором на многочисленных конференциях и семинарах. В их числе на:
1. Конференциях НЕА в Москве в 2001 - 2010 гг.
2. Конференциях по физике нейтронных звезд в Петербурге в 1999, 2001, 2005, 2008 гг.
3. Конференции “Supcrdense QCD Matter and Compact Stars”, Ереван, Армения (2003).
4. Конференциях “Astrophysics of Neutron Stars” в Турции в 2007, 2008, 2010 гг.
5. Конференции ‘Third International Sakharov Conference on Physics”, Москва (2002).
G. Конференции “Texas in Florence”, Флоренция, Италия (2003).
7. Конференции “4th AGILE workshop: X-ray and gainma-ray atsrophysics of galactic sources”, Рим, Италия (2003).
8. Конференции “Isolated neutron stars: from the surface to the interior", Лондон, Великобритания (200G).
9. Конференции “ВАК-2004”, Москва (2004).
10. Конференции “VA100 Evolution of Cosmic Objects Through Their Physical Activity”, Ереван, Армения (2008).
И. Конференции “КВАРКИ-2006”, Ренино (2006).
12. Конференции “Hot points in astrophysics and cosmology”, Дубна (2004).
13. Конференции “Astrophysical sources of high energy particles and radiation”, Торунь, Польша (2005).
14
14. Конференции “Supernovae as cosmological lighthouses”, Падуя, Италия (2004).
15. Конференции “Neutron Stars at the Crossroads of Fundamental Physics”, Ванкувер, Канада (2005).
Семинары с докладами автора по различным работам, представленным в диссертации, проходили в ГАИШ, ОИЯИ (Дубна), ФИАН, ИКИ, ФТИ им. Иоффе, ИТЭФ, ун-те Аликанте (Испания), обсерватории Кальяри (Италия), ун-те Комо (Италия), ун-те и обсерватории Падуи (Италия), ун-тах Милана (Италия), Институте Астрономии и Кембридже (Великобритания), обсерватории Йены (Германия), ун-те Ростока (Германия), S1SSA (Италия), ун-те Льежа (Бельгия), Институте Радиоастрономии в Бонне (Германия), GSI (Германия) и др.
Серии лекций ио актуальным вопросам астрофизики нейтронных звезд, в рамках которых, в частности, представлялись и результаты диссертации, были прочитаны автором в ГАИШ, ун-те Кальяри (Италия), нн-те Эйнштейна в Гольме (Германия), на летних школах в Дубне, Эриче (Италия), Тренто (Италия), Пущино.
Также результаты представлялись в виде различных докладов соавторами статей.
Публикации по теме диссертации
Результаты по теме диссертации были опубликованы в 5 обзорах, 30 статьях в рецензируемых журналах и 12 материалах конференций.
Обзоры
1. S.B. Popov
“The Zoo of Neutron Stars”
Physics of Particles and Nuclei vol. 39, pp. 1136-1142 (2008)
2. С.Б. Попов, M.E. Прохоров “Популяционный синтез в астрофизике”
Успехи Физических наук т. 177, N11, стр. 1179-1206 (2007)
3. С.Б. Попов, М.Б. Прохоров
“Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магмнтары”
Труды ГАИШ т. 72, стр. 1-80 (2003)
4. S.B. Popov, R.TuroUa
“Isolated neutron stars: An astrophysical perspective”
15
in: Proceedings of Ike NATO Advanced Research Workshop On Superdensc QCD Matter and Compact Stars (NATO Science Series. II. Mathematics, Physics and Chemistry. Eds. D. Blaschke and D. Sedrakian. Vol. 197) (2006) pp. 53-72
5. M. Colpi, A. Possenti, S.B. Popov, F. Pizzolato “Spin and magnetism in old neutron stars”
in: “Physics of Neutron Star Interiors” (Eds. D. Blaschke, N.K. Glendenning and A. Sedrakian, Lecture Notes in Physics, Vol. 578) (Springer, 2001) pp.440-4C7
Публикации в 'рецензируемых э/сурналах
1. S.B. Popov, J.A. Pons, J.A. Mirallcs, Р.Л. Boldin, B. Possclt “Population synthesis studies of isolated neutron stars with magnetic field
decay”
MN11 AS vol. 401, pp. 2675-2686 (2010)
2. A.G. Kuranov, S.B. Popov, K.A. Postnov
“Pulsar spin-velocity alignment from single and binary neutron star progenitors” MN11AS vol. 395, pp. 2087-2094 (2009)
3. V.I. Kondratiev, M.A., McLaughlin, D.R. Lorimer, M. Burgay, A. Possenti,
R. Turolla, S.B. Popov, S. Zane
“New liinils on radio emission from X-ray dim isolated neutron stars”
ApJ vol. 702, pp. 692-706 (2009)
4. A.M. Pires, C. Motch, R. Turolla, A. Treves, S.B. Popov “The isolated neutron star candidate 2XMM J104608.7-594306"
A&A vol. 498, pp. 233-240 (2009)
5. M.S. Psliirkov, S.B. Popov
“Conversion of Dark matter axions to photons in nianctospheres of neutron stars”
ЖЭТФ т. 108 стр. 384-388 (200D)
6. А.И. Богомазов, С.Б. Попов
“Магнитары, гамма-всплески и экстремально тесные двойные системы” АЖ т. 86, стр. 361-369 (2009)
16
7. S.B. Popov
“Tkachenko waves, glitches and precession in neutron stars”
ApfcSS, vol. 317, pp. 175-179 (2008)
8. 13. Posselt, S.B. Popov, F. Haberl, J. Trumper, R. Turolla, R. Neuhauser “The needle in the haystack - Where to look for more isolated cooling neutron stars”
A&A vol. 482, pp. 617-630 (2008)
9. S.B. Popov
“Soft gamma repeaters activity in time”
Astronom. Naclir. vol. 329, pp. 15-19 (2008)
10. B. Posselt, S.B. Popov, F. Haberl, R. Turolla, R. Neuhauser “The Magnificent Seven in the dusty prairie”
Ap&SS vol. 308. pp. 171-176 (2007)
11. S.B. Popov, D. Blaschke, H. Grigorian, M.E. Prokhorov “Neutron star masses: dwarfs, giants and neighbors”
Ap&SS vol. 308, pp. 381-384 (2007)
12. S.B. Popov, H. Grigorian, D. Blaschke
“Neutron star cooling constraints for color superconductivity in hybrid stars” Phys. Rev. C. vol. 74, 025803 (2006)
13. S.B. Popov, R. Turolla, A. Possenti
“A tale of two populations: Rotating Radio TYansicnts and X-ray Dim Isolated Neutron Stars”
MNRAS vol. 369, pp. L23-L27 (2006)
14. S.B. Popov, M.E. Prokhorov
“Magnetars origin and progenitors with enhanced rotation”
MNRAS vol. 367, pp. 732-736 (2006)
15. S.B. Popov, H. Grigorian, R. Turolla. D. Blaschke “Population synthesis as a probe of neutron star thermal evolution”
A&A Vol. 448, pp.327-334 (2006)
16. S.B. Popov, B.E. Stern
“Soft gamma repeaters outside the Local group”
MNRAS vol. 365, pp. 885-890 (2006)
17
17. S.В. Popov, M.E. Prokhorov “Trans-sonic propeller stage”
Astron. Astroph. Transactions vol. 24, pp. 17-23 (2005)
18. S.B. Popov. M.E. Prokhorov “Formation of massive skyrmion stars”
A&A vol. 434, pp. 649-655 (2005)
19. S.B. Popov, R. Turolla, M.E. Prokhorov, M. Colpi, A. Treves “Young close-by neutron stars: the Gould Belt vs. the Galacic disc”,
Ap&SS vol. 299, pp. 117-127 (2005)
20. I. Bombaci, S.B. Popov
‘‘On the nature of bimodal initial velocity distribution of neutron stars” Л&А vol. 424, pp. 627-633 (2004)
21. S.B. Popov
“On the evolutionary states of neutron stars in рге-low-mass X-ray binaries” Л&Л vol. 41S. pp. 699-703 (2004)
22. S.B. Popov, M. Colpi, M.E. Prokhorov, A. Treves, Turolla “Young isolated neutron stars from the Gould Bell”
A&A vol. 406. pp. 111-117 (2003)
23. C.B. Попов, M.E. Прохоров
“Магнитные поля нейтронных звезд: указания на распад”
Изв. РАН (Серия физическая) т. 67 стр. 317-321 (2003)
24. S.B. Popov, M.E. Prokhorov
“Evolution of isolated neutron stars in globular clusters: number of Accrctors” Astr. Astroph. Trans, vol. 21, 217-221 (2002)
25. M.E. Прохоров, C.B. Понов
“Близкие молодые одиночные черные дыры”
ПАЖ г. 28, стр. 609-615 (2002)
26. M.E. Prokhorov, S.B. Popov, A.V. Khoperskov “Period distribution of old accreting isolated neutron stars”
А&Л vol. 381, pp. 1000-1006 (2002)
18
27. S.Б. Popov, M.E. Prokhorov
“Restrictions on parameters of power-law magnetic field decay for accreting isolated neutron stars”
Astr. Astroph. Trans, vol. 20, pp. G35-G42 (2001)
28. S.B. Popov. M.E. Prokhorov
“ROSAT X-ray sources and exponential field decay in isolated neutron stars” A&A vol.357, pp. 10-1-168 (2000)
29. S.B. Popov, Al. Colpi, M.E. Prokhorov, A. Treves, 11. Turolla
“Log N - Log S distributions of accreting and cooling isolated neutron slars” ApJ vol. 544, L53-L5G (2000)
30. S.B. Popov
“Nature of the compact X-ray source in supernova remnant RCW103 and related problems"
Ap&SS vol. 274, pp. 285-290 (2000)
Материалы конференций
1. S.B. Popov, K.A. Postnov
“Hyperflares of SGRs as an engine for millisecond extragalactic radio bursts” in: “Evolution of Cosmic Objects through their Physical Activity” Proc. of the Conference dedicated to Viktor Ambartsumian’s 100th anniversary (Eds. H A Harutyuiiian, A M Mickaelian, Y. Ter/.ian) (Yerevan, Gitutyun Publishing House of NAS RA, 2010) p. 129
2. S.B. Popov
“Scenarios for GCRT J1745-3009”
in: “Evolution of Cosmic Objects through their Physical Activity” Proc. of the Conference dedicated to Viktor Ambartsumian’s 100th anniversary (Eds. II A Harutyunian, A M Mickaelian, Y. Terzian) (Yerevan, Gitutyun Publishing House of NAS RA, 2010) p. 105
3. S.B. Popov, B. Posselt, F. Ilabcrl, J. Tlumper, R. Turolla, R. Neuhauser “Space cowboys odyssey: beyond the Gould Belt”
in: Proc. of the conference “40 Years of Pulsars” A1P Conf Proc. vol. 983 (Eds. C.G. Bassa, Z. Wang, A. Cumming, V.M. Kaspi) (2008) p. 357
4. M.E. Prokhorov, S.B. Popov-
19
‘Trans-sonic propeller stage”
in: Proc. “Astrophysics and Cosmology After Garnow” (Eds. G.S. Bisnovaty-Kogan, S. Silich, E. Terlevicli, R. Terlcvich, A. Zhuk) (Cambridge Scientific Publishers, Cambridge, UK, 2007) p.343
5. S.B. Popov, D. Blaschke, H. Grigorian, B. Posselt
“Astronomy meets QCD: cooling constraints for the theories of internal struct urc of compact objects”
in: Proc. of the conference QUARKS-2006 (Eds, S V Demidov et al.) (INR, Moscow, 2007) p. 280
6. S.B. Popov
“Close by Compact Objects and Recent Supei novae in the Solar Vicinity” in: “Neutrinos und Explosive Events in the Universe” Proc. of the International School of Cosmic Ray Astrophysics, 14-th Course (Eds. M.M. Shapiro, T. Stanev, J.P. Wefel) (NATO Science Series, II. Mathematics, Physics and Chemistry Vol. 209, 2005) p.119
7. S.B. Popov, H. Grigorian, R. Turolla, D. Blaschke
“Log N - Log S distribution as a new test for cooling curves of neutron stars” in: Astrophxjsical sources of high energy particles and radiation (Eds. T. Bulik,
B. Rudak, G. Madcjski) (AIP Conf. Proc., vol 801, 2005) p. 316
8. I. Bombaci, S.B. Popov
“On the bimodality of the kick velocity distribution of radio pulsars"
in: “Supemovae as cosmological lighthouses” (Turatto M., Bcnetli S., Zampieri
L., Shea W.) (ASP Conf. Ser. vol. 342, 2005) p. 433
9. S.B. Popov, A. Treves, R. Turolla
“Radioquiet isolated neutron stars: old and young, nearby and far away, dim and very dim”
in: Proc. of Ike 4th AGILE workshop (Eds. M. Tavani, A. Pellizzoni, S. Vercellone) (Aracne Editrice, 2004) p. 183
10. S.B. Popov, M.E. Prokhorov, M. Colpi, A. Treves, R. Turolla “Young compact objects in the solar- viciuity”
in: "Relativistic Astrophysics and Cosmology” Proc. of the 13th Course of the International School of Cosmic Ray Astrophysics (Eds. M.M. Shapiro, T. Stanev, J.P. Wefel) (New Jersey, NJ: World Scientific Publishing, 2004) p. 101
11. S.B. Popov, M.E. Ptokhorov, M. Colpi, A. Treves, R. Turolla
20
"Young compact objects in the solar vicinity*’
in: Proc. of the “Third International Sakharov Conference on Physics" (Eds.
A Semikhatov et al.) (Scientific World, Moscow, Russia, 2002) p. -120
12. S.B. Popov
"Evolution of isolated neutron stars”
in: “Astrophysical sources of high energy particles and radiation” Proc. of the NATO Advanced Study Institute and 12th Course of the Inter national School of Cosmic Ray Astrophysic (Eds. M.M. Shapiro,!’. Stanev, J.P. Wcfel) (NATO ASI sciies. II. Mathematics, Physics and Chemistry, vol 44) (Dordrecht: Kluwei Academic Publishers, 2001) p!01
21
1 Обзор
1.1 Нейтронные звезды. Основные свойства
П начале кратко перечислим основные факты астрофизики одиночных нейтронных звезд (свежий достаточно полный обзор но свойствам нейтронных звезд можно найти в [1], в качестве короткою вводною обзора можно порекомендовать статьи [2| и [3]). Нейтронные звезды рождаются в результате коллапса ядер массивных звезд с’начальными массами примерно от 8 до 30 масс Солнца. Точные значения предельных масс известны не слишком хорошо. Кроме тою, они зависят ог химического состава, и, возможно, других звездных характеристик. Некоторые модели показывают, что наиболее массивные звезды за счет большой потери масс из-за мощных звездных ветров также могут в конце своей эволюции порождать неПтроииые звезды [4].
Наиболее важными начальными параметрами нейтронных звезд являются период вращения, масса, магнитное поле и пространственная скорость. Начальные распределения для всех этих параметров пока невозможно достаточно точно рассчитать теоретически. Их приходится определят!» по наблюдающимся, и часто уже сильно нроэволюционировав-шим, объектам, закладывая предположения об эволюции параметров. Кроме того, наблюдаемая выборка объектов подвержена различным эффектам селекции. Т.о., пока наше знание начальных параметров нейтронных звезд нельзя назвать основательным.
Скорости нейтронных звезд в основном определяются но наблюдениям радиопульсаров. Средние скорости составляют около 300 км/с. Максимальные превосходят 1000 км/с. Точный вид распределения известен плохо (см. [5, 6, 10]). Причиной столь высоких скоростей, многократно превосходящих скорости предсвсрхновых (10-30 км/с), по всей видимости является асимметричное излучение нейтрино при взрыве сверхновой и/нли развитие гидродинамических неустойчивостей. Асимметрия может быть связана, например, со свойствами конвекции в коллансиру-Ющсм ядре, или с асимметрией магнитного ноля. Однако иока в этом вопросе еще много неясного.
Определение масс нейтронных звезд возможно пока только в тесных двойных системах. Особенно интересны системы с радиопульсарами. Для определения начальных масс важно, чтобы звезда к моменту наблюдения не успела нааккрецировать существенное количество вещества. Это требование выполняется в случае вторичных компонентов систем, состоящих из двух нейтронных звезд. Массы этих объектов заключены в узком диапазоне ~ 1.2 -1.4 масс солнца. Расчеты показывают, что
22
сиектр начальных масс нейтронных звезд может простираться от 1.1-
1.2 М0 до предельной массы, определяемой уравнением состояния ([7] и ссылки там), но после примерно 1.4-1.5 /1/ф количество объектов уже невелико. Неопределенность в расчетах связана с плохо определенными параметрами взрыва сверхновой, а также с величиной возвратной аккреции (Гаїї-Ьаск), которая может сущесгвенно увеличить массу нейтронной звезды. Наиболее свежие результаты по измерениям масс ней тройных звезд суммированы в работе [8] (см. также сайг http://stellarcollapsc.org/ и обсуждение в [9|).
Начальные периоды нейтронных звезд оцениваются для радиопульсаров, для которых есть независимая оценка возраст (иаиример, если они связаны с исторической сверхновой). Результаты, тем не мепсе, оказываются модельно зависимыми, ведь приходится предполагать определенный закон замедления вращения. В качестве просіюй модели торможения чаще всего используется .магннто-дшюльиаи формула, см. ниже. Синеок радиопульсаров, для которых сделаны оценки начального периода, можно найти в [10|. Полученные значения покрывают широкий интервал от ~ 0.01 до ~ 0.14 секуид. Т.о., нейтронные звезды не обязательно рождаются сочень короткими периодами. Начальное значение периода должно определяться следующими факторами: темп вращения ядра нредсверхиовой, раскрутка или торможение за счет асимметрии взрыва, быстрое торможение на самых ранних стадиях за счет магнитного ноля или взаимодействия с окружающим веществом. Не исключено, чго нейтронные звезды могут рождаться и с очень длинными периодами, порядка нескольких секунд.
Магнитные ноля нейтронных звезд существенным образом определяют! нолями предсвсрхновых. При коллапсе, происходит увеличение поля за счет сохранения магнитного потока [11|. Кроме того, возможно увеличение магнитного ноля на стадии и р ото нейтрон ной звезды. Например, за счет дннамо-мехаыизма. Последний особенно актуален для магнитаров |12].
Нейтронные звезды в течение своей жизни могут претерпевать довольно сложную эволюцию в зависимости от их начальных параметров и свойств окружения. Для нейтронных звезд эволюция распадается на две часто практически независимые части: магнито-вращательиую и тепловую. Ниже после описания основных типов .молодых одиночных нейтронных звезд мы краї ко рассмотрим основные законы, соответствующие этим эволюционным моделям.
23
1.1.1 Основные типы молодых одиночных нейтронных звезд
Нейтронные звезды были открыты как радиопульсары в 1967 году [13]. Наибольшее число известных нейтронных звезд наблюдаются именно как одиночные “стандартные" (т.е. не миллисекундные) радиопульсары (см. каталог ATNF (14]). Однако в последствии оказалось, что значительная доля молодых одиночных нейтронных звезд проявляет себя в первую очередь не в раднодиаиазоне.
Для одиночных радиогпхнх нейтронных звезд наиболее важным оказался рентгеновский диапазон (15). В этом пункте мы рассмотрим близкие радио тихие нейтронные звезды, источники в остатках сверхновых, аномальные рентгеновские пульсары и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков. Также мы кратко опишем свойства т.н. вращающихся радиограизиситов. Более детальный обзор основных типов молодых нейтронных звезд можно найти, например, в [16].
Спутником ROSAT было открыто семь радиотнхнх нейтронных звезд (т.н. “Великолепная семерка” [17], см. обзоры в [18, 19, 20), а также [21], где приведен большой список литературы до 2003 г.). Еще один кандидат (MS 0317.7-66-17) был открыт ранее на обсерватории “Эйнштейн”, но затем стало очевидным, что он является внегалактическим объектом. Обсуждались и другие кандидаты (см., например, [22]). В 2007 г. по данным ХММ-Ныотон был обнаружен [23] источник 2ХММ J104608.7-591306, но всей видимости являющийся нейтронной звездой типа “Великолепной семерки” (остывающая относительно молодая нейтронная звезда без наблюдаемого радиоизлучения).
“Великолепная семерка”-- это относительно яркие объекты (> 0.1 отсчет ROSAT в секунду). Несколько из этих источников были также обнаружены в оптическом диапазоне. По отношению рентгеновского и оптического потоков можно считать доказанным, что эти источники являются одиночными нейтронными звездами.
История открытия “Великолепной семерки” такова. В начале 90-х годов ожидалось, что спутник ROSАТ увидит большое количество одиночных старых аккрецирующих нейтронных звезд |24, 25, 26, 28]. Последующие наблюдения на этом спутнике показали наличие лишь небольшой популяции слабых рентгеновских источников в диске Галактики, которые являются молодыми одиночными остывающими нейтронными звездами (см. [29, 30, 31]. Первый объект был открыт Вольтером и др. [32], последний - описан в работе [33]). Основным аргументом в пользу такой интерпретации в первое время являлось аномально высокое отношение рентгеновской светимости к оптической (log /х/fv > 3). Сейчас уже нет сомнений в правильности этой интерпретации.
24
Перейдем к другим типам. Аномальные рентгснонскис пульсары (АРП) были выделены в отдельный класс в 1995 году [34, 35). Они характеризуются близкими периодами порядка нескольких секунд (1Е 1048.1-5937 - 6.-14 с; Ли 0142+61 - 8.69 с; 1Е 1841-045 - 11.77 с; 1Е 2259+586 - 6.98 с; 111X8 Л170849.0-400910 - 10.99 с; АХ Л1845-3000 - 6.97 с), низкими светимостями (~ 1036 эрг-с"1) и более мягким спектром, чем у обычных рентгеновских пульсаров в тесных двойных системах; стабильной светимостью на больших масштабах времени (обычно для ренп еновских пульсаров в тесных двойных с него мах характерна заметная переменность), постоянным замедлением (т.е. отсутствием эпизодов уменьшения периода вращения) и отсутствием данных о наличии второго компонента системы (см. обзор в |36, 37]).
Несколько лет назад были открыты тразиентные АРП. Примерам транзиентных аномальных рентгеновских пульсаров являются источники АХ .11845-0258 |38|, СХО Л164710.2-455216 (39), 1Е 1547.0-5408 (40), ХТЕ Л1810-197 [41]. Эти источники не только время от времени демонстрируют активность, выражающуюся в виде рентгеновских вспышек, но и их усрсдисиная светимость меняется в десятки и более раз (см. обзор в [42]).
Первый источник мягких повторяющихся гамма-всплесков (МИГ) был обнаружен в 1979 г. [43, 44). От источника была зарегистрирована серия вспышек, включая т.н. гигантскую, с полным эиерговыделсиием порядка 1044 эр]’. Наличие 8-секундпых пульсаций в “хвосте” вспышки позволило достаточно быстро прийти к мысли о связи источника с нейтронной звездой. Регистрация вспышки другими спу тниками позволила методом триангуляции точно определить его местоположение. Источник оказался расположенным в Большом Магеллановом облаке, вблизи остатка сверхновой.
Затем было обнаружено еще несколько источников этого типа (см. обзор в [37]). Сейчас, включая кандидаты, их число приближается к десятку. 1 Гигантские вспышки надежно зарегистрированы от трех из них. Более детально о МПГ см. Гл. 6.
АРП и МПГ объединяют в одно семейство источников. Их называют магиитарами [45] - объектами, чья активность связана с диссипацией энергии сильных магнитных полей. АРП, как и МПГ, демонстрируют венышечшчо активность [46].
Особое место среди одиночных радиотнхих нейтронных звезд занимает Геминга (однако на очень низких частотах удалось зарегне гриро-
1 Обновляемый каталог АРП и МИГ см. в интернете: http://www.physics.incgill.ca/ ри)8аг/п^пе1аг/main.html.
25
вать и радиоизлучение от этого объекта, см. ниже). Объект Геминга (см. [47, 48]) был открыт п гамма-дианазопс в 1973 г. на спутнике 8Л£>-2. В 1992 г. Хальперн и Холт объявили об открытии периода-237 мс. Современные наблюдательные данные об этом источнике в жестких диапазонах приведены в статье [49]. Вероятно, что Геминга это радиопульсар, у которою основная часть диаграммы излучения не направлена па Землю, поэтому удается наблюдать лишь низкочастотное радиоизлучение [50]. Источники данною типа очень трудно обнаружить и идентифицировать, поэтому доля подобных нейтронных звезд точно неизвестна. Известен источник — ЗЕС Д1835-1-5918 — обьект, очень похожий но своим свойствам на Гемингу (т.н. “вторая Геминга” [51, 52]. Данные работы обсерватории имени Ферми помогут решить проблему статуса Гемингн.
В самом деле, в 2010 году начали появляться статьи, посвященные обнаружению гемингоподобиых источников. Во-первых, это важное открытие пульсаций центральною источника в остатке сверхновой СТА1 в гамма- и рентгеновском диапазонах [54]. Во-вторых, это открытие пульсара РБЯ Д2021-1-4026 [53].
Другим типом молодых нейтронных звезд, видимо сильно отличающимся от остальных, являются компактные центральные источники в остатках сверхновых. Сейчас их известно около десятка (см. список, например, в работе [56]). Эти источники достоверно ассоциированы с остатками сверхновых. Их возраст не превышает несколько тысяч лет. При элом они не являются радиопульсарами, не наблюдается плерио-нов, исючнпки не проявляют магнитарной активности и т.д. Источником энергии излучения, очевидно, является остаточное тепло К этому классу относится источники в известных остатках сверхновых Сая А, Рирр!э А, Кеэ 79 и др.
Некоторые из компактных объектов в остатках сверхновых относят к т.н. классу апти-магнитаров [56]. Это связано с тем, что для них получены оценки производной периода вращения, или же верхние пределы, говорящие о низком значении магнитного поля [57]. Наблюдаемые периоды - порядка 0.1-0.5 с - должны соответствовать начальным значениям, т.к. из-за малого возраста н низкой величины ноля замедление было незначительно.
Последний тип источников, который мы здесь упомянем - это т.н. вращающиеся радиотраизиснты (ИЛАТе). Источники были обнаружены по миллисекундным вспышкам в радиодиапазоне [55]. Вспышки происходят не регулярно. Тем не менее, у большинства источников были обнаружены периоды порядка нескольких секунд, а также для некоторых измерены производные периода. В одном из случаев обнаружено рентгеновское тепловое излучение поверхности нейтронной звезды. В нссколь-
26
кпх случаях удалось обнаружить пульсарный сигнал и радиодиаиазоие. Об этих источниках см. подробнее в Гл. 5. Недавний обзор свойств объектов этого типа приведен в [58].
1.2 Эволюция нейтронных звезд
В этом разделе мы кратко рассматриваем эволюцию нейтронных звезд: магнито-вращательную, тепловую и эволюцию с затухающим магнитным нолем.
1.2.1 Магнито-вращательная эволюции
Из всех параметров нейтронных звезд наиболее точно измеряются периоды их вращения. Именно от значения периода часто зависят наблюдательные проявления нейтронных звезд. Кроме этого измерения периодов являются модельно независимыми (в отличии от температуры поверхности, радиусов одиночных нейтронных звезд и т.д.). Поэтому необходимо иметь хорошее описание эволюции этого параметра. Рассмотрение магинто-вращательной эволюции часто рассматривается как основной элемент описания жизни нейтронных звезд [60].
Магнито-вращательная эволюция молодой одиночной нейтронной звезды состоит в замедлении вращения и, возможно, затухании магнитного ноля. Замедление вращения в основном определяется электро-магннтиыми процессами. Детали этого процесса плохо известны и в настоящее время являются предметом активного изучения (см. например [61, 62] и ссылки там). Стандартным до сих пор является использование т.н. магнито-дииольной формулы [63|:
... ,nfS IBS## . 2
Wind = -.ШП = — sm X-
Здесь I ~ 2/5MR2 - момент инерции нейтронной звезды, X - угол между осыо вращения и осью магнитного диполя, и П — 2т:/Р - частота вращения. Как легко видеть, период, в соответствии с этой формулой, растет пропорционально квадратному коршо из времени. Однако очевидно, что применение этой формулы является упрощением.
Распределение начальных периодов нейтронных звезд неизвестно (см. [64, 65, 67|), поэтому в моделях используется разная параметризация. Наблюдения молодых компактных объектов с известными периодами может дать важные ограничения [G8] (также см. [69[, где авторы приводят список из семи молодых радиопульсаров в остатках сверхновых,
27
для которых удалось в рамках разумных предположений определить начальные периоды).
На начальные периоды нейтронных звезд существенное влияние могут оказывать т.н. г-моды, связанные с излучением гравитационных волн [70, 71], (о гравитационных волнах от компактных объектов см. также [72, 73. 74], о неустойчивостях и колебаниях нейтронных звезд — [75, 76|). Кроме того, на начальные периоды существенное влияние может оказывать возвратная аккреция, ем. ниже (fall-back).
Разумно выделить четыре основные стадии эволюции нейтронной звез ды: эжектор (Е), пропеллер (Р), аккретор (А) и георотатор (G) (см. [77, 78)). На стадии эжектора ноток электро-магнитных волн и релятивистских частиц от нейтронной звезды “выдувает” окружающее вещество за пределы всех характерных радиусов. Типичными представителями эжекторов являются радиопульсары. Заметим, что стадия радиопульсара заканчивается раньше стадии ээюектора [79, 80). Продолжительность с гад и и ээюектора при постоянном поле составляет:
На стадии пропеллер аккреция невозможна из-за наличия быстро-вращающейся магнитосферы [81, 82]. Георотатором мы называем стадию, на которой радиус магнитосферы настолько велик, что вещество не захватывается компактным объектом гравитационно.
Конкретное состояние нейтронной звезды определяется соотношениями между четырьмя характеристическими радиусами: Я; = с/а) — радиусом светового цилиндра, — радиусом остановки (например альвенов-скнй радиус, ЯА, это частный случай радиуса остановки, см. [77]), Яс = (2ОМ)/у2 — радиусом гравитационного захвата и = (йМ/от)1-1"' — радиусом коротацин. Здесь М - масса нейтронной звезды, с — скорость света, со — частота вращения, у2 = у^ •+- с%, с6 — скорость звука, ц» — скорость нейтронной звезды относительно МЗС.
Соотношение между радиусами определяет два критических периода: Ре и Ра, разделяющих различные стадии эволюции нейтронной звезды. Эти периоды могут быть оценены по формулам [77]:
If ~ лет-
(0
(2)
РЕ = 11.5 pJqU 1/4 уЦ2 с,
(3)
28
TD
О
CD
CL
■ ^тяя
Cl
GO
Gravimagnetic parameter
Рис. 1: p — у диаграмма, позволяющая проиллюстрировать эволюцию одиночной нейтронной звезды (см. (77, 93|). По горизонтальной оси отложен гравимагнитный параметр, у = Л////2. Схематично показаны три эволюционных трека. 1 — постоянные внешние условия и магнитное ноле, 2 — пролет области плотного газа (например, молекулярного облака), 3 —грек с затуханием магнитного поля.
29
/ , ,2 \ У7
рл = а^Мсмг5'7 , дл < яс. (4)
Здесь р — магнитный дииольный момент, М = ттЯ^ру — темп аккреции, р — плотносгь МЗС, А:, - безразмериаи константа порядка единицы.
Если р < Ре, то нейтронная звезда находится на стадии эжектора] если Ре < р < Рл 1 имеем компактный объект на стадии jiponejuicpa; наконец, если р > РА п Rst < /?<;, то нейтронная звезда являемся аккрс-тором (здесь мы пренебрегли стадией дозвукового пропеллера, см. ниже гл. 2 и раздел 7.5).
Когда р > Рл, но Rst > /?<; то аккреция невозможна, т.к. образуется геоподобная магнитосфера. Заметим, что замедление на стадии георота-тора подобно замедлению на стадии пропеллера (см. ниже). Численно стадия гсорититора исследовалась в работах (83, 84). Также некоторые аспекты рассматривались в [85].
На стадии эжектора эволюция периода определяется потерями энергии вращения нейтронной звезды на излучение:
. 8тг2/?6 B2{t)
р = WT"
где R — радиус нейтронной звезды, / — момент инерции, В = д/Я3 — магнитное поле на поверхности. Ось магнитного диполя предполагается перпендикулярной оси вращения.
Существуют различные интерпретации этого замедления (см. |86|). Однако магнмтодипольная формула удовлетворительно описывает наблюдения (существует ряд работ, привлекающих дополнительное замедление, связанное с существованием остаточного аккреционного диска, см. выше пункт, посвященный аккреции).
Еще одна важная величина — угол между магнитной осью (диполя) и осыо вращения, \. Этот параметр также может существенно измениться в течение жизни нейтронной звезды.
Существует два различных варианта поведения х на стадии эжектора. В одном, угол х увеличивается с течением времени, см. [86). В другом — уменьшается. Последнее в англоязычной литературе называется alignment (схождение). Впервые, ио-видимому, проблему схождения в рамках модели вращающегося диноля в вакууме начали обсуждать [87) и [SS|. Мотивация этого подхода довольно проста: потери (по магнию-динольной формуле) тем меньше, чем меньше угол. Соответственно, нейтронная звезда приходит в положение наименьших потерь. Под это можно подвести основательную теоретическую базу, см. [89, 90, 91, 92). В
30
рамках более детализированной модели Бескина и др. [86] угол наоборот увеличивается.
В пользу обеих моделей существуют наблюдательные аргументы (см. дискуссию в работах [65, 66|). Однако пока выбрать какой-либо из двух вариантов не представляется возможным.
На стадии пропеллера нейтронная звезда замедляется из-за передачи углового момента окружающему веществу [82, 81). Существует множество формул, описывающих замедление на стадии пропеллера (см. [77, 93)). Фактически все они сводятся к виду:
Мы I. Гвч
ИГ = *‘7$' (6)
Множитель будет различным в разных моделях, в том числе он может зависеть от частоты вращения нейтронной звезды.
В работе [93) было сформулировано важное утверждение: для постоянного магнитного ноля длительность стадии эжектора при разумных параметрах всегда больше длительности стадии сверхзвукового пропеллера. В случае затухания поля это может быть не так. В недавних работах было показано, что распад магнитного ноля может как увеличить
количество нейтроных звезд на стадии пропеллера [94, 95|, так и уменьшить его, если распад очень быстрый и идет до низких значений полей [96|.
Отметим также, что существенной может быть стадии дозвукового пропеллера (она соответствует условию р > Рл, но нагрев на границе магнитосферы и турбуленция делают аккрецию невозможной или существенно се подавляют). Описание стадии см. в [77], в приложении к одиночным нейтронным звездам стадия была очень кратко рассмотрена в [93|, см. также [97|. В своей работе Ихсанов [98) вновь привлек внимание к этой стадии в связи с ее недоучетом ранее. Однако здесь необходимо более детальное исследование, чем простое применение результатов ранней работы (99), где зга пади я впервые была описана. Отметим, что ввиду относительно большой удаленности радиуса гравитационного захвата от границы магнитосферы п случае одиночных нейхрониых звезд возможна промежуточная стадия между сверхзвуковым н классическим дозвуковым пропеллером (в этом случае турбуленция должна быть дозвуковой везде до внешней границы), когда на границе магнитосферы турбулентность является дозвуковой, но переход через скорость звука осуществляется до достижения внешней границы. Кроме того, радиус магнитосферы на стадии пропеллера может быть существенно больше
31
классического Альвеновского радиуса,
ш )
(см., например, (77)).
Увеличение 11 родол ж и тел ьности стадии пропеллера (за счет дозвукового этана или лее за счет неэффективного торможения) может привести к существенному пересмотру числа аккреторов (в сторону его уменьшения) и их свойств (на стадии аккрстора будут оказываться лишь очень низкоскоростные компактные объекты с достаточно большими магнитными полями; периоды вращения будут очень большими, т.к. момент начала аккреции будет определяться новым критическим периодом, существенно превосходящим определенный выше Ра)- В связи с этим желательны более детальные исследования этой стадии, включая трехмерные расчеты, подобные старым двумерным расчетам Ванга и Робертсона [100] (см., например, [101] с учетом различных механизмов выделения и переноса энергии).
Популяционный синтез в рамках существующих моделей показал [275], что несмотря на существование стадии дозвукового пропеллера достаточно сильно замагниченные нейтронные звезды (начальные поля типичные для “Великолепной семерки’’) в отсутствии распада ноля до значения существенно ниже 1013 Гс успевают выйти на стадию акк]>етпора (см. ниже раздел 7.5).
Па стадии акк[)стора на нейтронную звезду действуют два момента сил:
Здесь Ква - тормозящий момент сил, связанный с магнитным полем нейтронной звезды, а КЫгь - момент сил, возникающий из-за того, что МЗС может быть сильно турбулизована. КЫгь действует случайно, и может как ускорять, так и замедлять нейтронную звезду' (см. [93]).
Отметим, что в приведенной выше формуле мы можем как переоценивать, так и недооценивать замедляющий момент, т.к. детали передачи момента внешней среде неясны. Если указанная выше формула применима, то аккреция должна быть существенно дозвуковой, а значит теми аккреции на компактный объект будет ниже определяемого но формуле
— К* ■+■ КыгЬ>
(7)
со
32