Astrofizika odinochnyh neitronnyh zvezd: radiotihie neitronnye zvezdy i magnitary

---

<< 2.1. Nablyudeniya NZ | Oglavlenie | 2.3. Drugie blizkie oblasti >>

Razdely

• 2.2.1. Raschety teplovoi evolyucii NZ
• 2.2.2. Raschety spektrov NZ s uchetom atmosfer razlichnogo sostava
• 2.2.3. Processy v magnitosferah
• 2.2.4. Raschety zatuhaniya magnitnogo polya NZ
• 2.2.5. Akkreciya na odinochnye NZ iz mezhzvezdnoi sredy i iz okolozvezdnyh ostatochnyh diskov
• 2.2.6. Raschety evolyucii periodov vrasheniya NZ
• 2.2.7. Rol' mezhzvezdnogo poglosheniya
• 2.2.8. Populyacionnyi sintez NZ

---

2.2. Fizika NZ

2.2.1. Raschety teplovoi evolyucii NZ

Neitronnye zvezdy rozhdayutsya na zaklyuchitel'nyh stadiyah evolyucii massivnyh (-10M) zvezd v rezul'tate poteri ustoichivosti i kollapsa ih yader. Etot process soprovozhdaetsya vspyshkoi sverhnovoi. Neitronnye zvezdy rozhdayutsya ochen' goryachimi, do 90% vydelyayusheisya pri kollapse yadra gravitacionnoi energii (poryadka  erg) vydelyaetsya v vide ochen' moshnogo potoka neitrino, ispuskaemogo goryachei molodoi neitronnoi zvezdoi, v pervye neskol'ko sekund ili, samoe bol'shee, v pervye 10-20 sekund (Prakash i dr. 2001). Dlya blizkih sverhnovyh (Galaktika ili galaktiki mestnoi gruppy) neitrinnaya vspyshka s pomosh'yu sovremennoi apparatury mozhet byt' zafiksirovana neposredstvenno. Edinstvennym poka sluchaem pryamoi registracii neitrino ot vspyshki sverhnovoi byla SN1987a v Bol'shom Magellanovom Oblake (sm. Hirata i dr. 1987, Bionta i dr. 1987, Alekseev i dr. 1988 i obzor Imshennik, Nadezhin 1988). Hotya NZ ispuskaet neitrino i na bolee pozdnih etapah svoego ostyvaniya, no ih potok na mnogo poryadkov men'she nachal'noi vspyshki i ne mozhet byt' zaregistrirovan sovremennymi sredstvami.

Dalee v NZ deistvuyut dva razlichnyh mehanizma ohlazhdeniya: neitrinnyi - za schet izlucheniya neitrino i antineitrino iz vsego ob'ema NZ (v osnovnom iz central'noi ego chasti) i fotonnoe ohlazhdenie za schet elektromagnitnogo izlucheniya s poverhnosti NZ. Neitrinnyi mehanizm bolee effektiven, poka vnutrennyaya (central'naya) temperatura NZ prevoshodit  K, chto v tipichnyh sluchayah sootvetstvuet temperature poverhnosti NZ  K. Obychno eta stadiya dlitsya - let. Sovremennyi sputnikovyi rentgenovskii eksperiment pozvolyaet obnaruzhivat' tol'ko dostatochno blizkie i yarkie, to est' molodye i goryachie NZ, poetomu nizhe osnovnoe vnimanie budet udeleno rassmotreniyu processov na stadii neitrinnogo ohlazhdeniya.

Pionerskoi rabotoi po ostyvaniyu NZ, napisannoi eshe do otkrytiya radiopul'sarov, yavlyaetsya rabota (Curyuta, Kameron 1965). Zatem eta problema issledovalas' ryadom avtorom, no v nastoyashee vremya net edinoi tochki zreniya po etomu voprosu.

S matematicheskoi tochki zreniya modelirovanie ostyvaniya NZ svoditsya k resheniyu uravneniya diffuzii tepla vnutri zvezdy (Torn 1977, Levenfish i dr. 1999) s uchetom ob'emnyh (neitrinnoe izluchenie) i poverhnostnyh (fotonnoe ohlazhdenie) stokov energii. V bol'shinstve sluchaev dostatochno rassmatrivat' odnomernuyu sfericheski-simmetrichnuyu zadachu. Sostavnymi chastyami teorii ostyvaniya NZ yavlyayutsya: teploemkost' i teploprovodnost' yadra NZ; velichina neitrinnyh poter' energii; teploprovodnost' kory NZ, kotoraya opredelyaet svyaz' central'noi i poverhnostnoi temperatur.

V pervye 100-1000 let s momenta obrazovaniya NZ processy perenosa tepla vnutri NZ dostatochno slozhny, tak kak na etoi stadii temperatury razlichnyh vnutrennih chastei NZ sushestvenno otlichayutsya drug ot druga (obolochka goryachee ohlazhdayushegosya iz-za neitrinnogo izlucheniya yadra, sm., naprimer, Gnedin i dr. 2001). Odnako na etoi stadii elektromagnitnoe izluchenie NZ skoree vsego nevozmozhno nablyudat' iz-za bol'shoi opticheskoi tolshiny sbroshennoi vo vremya vzryva sverhnovoi obolochki, kotoraya stanovitsya prozrachnoi dlya myagkogo rentgenovskogo izlucheniya poverhnosti NZ lish' primerno cherez 100 let posle vzryva. Posle pervichnoi stadii teplovoi relaksacii yadro NZ stanovitsya prakticheski izotermicheskim, a ves' perepad temperatury yadra i poverhnosti NZ opredelyaetsya teploprovodyashimi svoistvami kory NZ.

Neitrino, ispuskaemye goryachei NZ, obrazuyutsya v hode razlichnyh mikroskopicheskih processov. Rassmotrim ih:

• Pryamye urka-processy [Gamov, Shenberg (1941); Pinaev (1963)].
  Eto obychnye processy beta-raspada i beta-zahvata, prohodyashie v veshestve yadra NZ.
  
  
  
  
  Reakcii zahvata i raspada idut s odinakovym tempom i, takim obrazom, sostav veshestva ne izmenyaetsya, a rozhdayushiesya v kazhdom iz processov neitrino i antineitrino svobodno pokidayut NZ.

  Pryamye urka-processy - samyi moshnyi istochnik neitrino, no oni vozmozhny ne vsegda. Dlya togo, chto chtoby beta-reakcii mogli idti, dolzhno vypolnyat'sya tak nazyvaemoe "uslovie treugol'nika" , vytekayushee iz zakona sohraneniya impul'sa chastic. V ideal'nom gaze vyrozhdennyh nuklonov i elektronov eto uslovie ne vypolnyaetsya nikogda. Odnako, v bolee realistichnyh uravneniyah sostoyaniya pri vysokih plotnostyah (okolo  g/sm) dannye reakcii stanovyatsya vozmozhnymi (Lattimer i dr. 1991, Yakovlev i dr. 1999).

• Modificirovannye urka-processy [Chiu, Salpiter (1964)].
  Oni otlichayutsya ot pryamyh tem, chto v reakcii uchastvuet dopolnitel'nyi nuklon:
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  Uchastie v reakcii dopolnitel'noi chasticy snimaet ogranicheniya, nalagaemye zakonom sohraneniya impul'sa. Dannye reakcii vozmozhny v yadrah NZ s prakticheski lyubymi uravneniyami sostoyaniya. S prisutstviem dopolnitel'nogo nuklona svyazano to, chto proizvodimyi modificirovannymi urka-processami potok neitrino zametno slabee, chem v pryamyh reakciyah, i bystree ubyvaet pri ponizhenii temperatury.

  Imenno modificirovannye urka-processy schitayutsya osnovnym mehanizmom generacii neitrino pri standartnom ostyvanii NZ.

• Tormoznoe -izluchenie.
  Pary neitrino-antineitrino mogut rozhdat'sya pri stolknovenii nuklonov v odnoi iz sleduyushih reakcii:
  
  
  
  
  Zavisimost' vyhoda neitrino ot temperatury v dannyh reakciyah takaya zhe, kak v modificirovannyh urka-processah, no potok dlya normal'nogo (nesverhtekuchego) veshestva na 1-2 poryadka nizhe (Frimen, Maksvell 1979). Odnako, eti processy mogut stat' vazhny pri nalichii sverhtekuchesti.

  Rozhdenie -par vozmozhno, takzhe, pri rasseyanii elektronov (Kaminker, Hensel 1999)
  

  
  
  
  V nesverhtekuchei srede etot process slabee vseh drugih. Odnako, on sovershenno ne zavisit ot sverhtekuchesti i mozhet stanovit'sya vazhnym posle ee nastupleniya.

• Ispuskanie pri kuperovskom sparivanii [Flauers i dr. 1976].
  Etot process predstavlyaet soboi ispuskanie pary neitrino-antineitrino lyubogo tipa pri perehode nuklona cherez shel' v energeticheskom spektre sverhtekuchego veshestva.
  
  
  
  
  V otsutstvie sverhtekuchesti podobnoe ispuskanie -pary svobodnym nuklonom zapresheno zakonami sohraneniya. Etot process byl vpervye predlozhen v 1976 v rabote (Flauers i dr. 1976), zatem vnov' byl issledovan Voskresenskim i Senatorovym (1987), no v raschetah ostyvaniya NZ stal uchityvat'sya tol'ko s 1997 goda. V obshem sluchae dannyi process ustupaet po effektivnosti generacii neitrino pryamym urka-processam. Odnako, ego uchet pri modelirovanii ostyvaniya NZ obyazatelen, tak kak on deistvuet v teh sluchayah, kogda urka-processy podavlyayutsya sverhtekuchest'yu.

Kakie iz perechislennyh chetyreh processov deistvuyut v konkretnoi NZ s zadannoi massoi i temperaturoi zavisit ot svoistv neitronnogo veshestva pri plotnostyah, dostigayushihsya v centre NZ. Tak diapazon mass NZ i plotnostei v ih centrah zavisit ot zhestkosti uravneniya sostoyaniya (Lattimer, Prakash 2001). Naibol'shie massy dostigayutsya pri zhestkih uravneniyah sostoyaniya. Za vozmozhnost' vklyucheniya pryamyh urka-processov vo vnutrennih yadrah NZ otvechaet drugoi parametr uravneniya sostoyaniya - tak nazyvaemaya "asimmetriya". (V centrah NZ c ne ochen' vysokoi massoi i nizkimi central'nymi plotnostyami pryamye urka-processy vsegda zapresheny, no dlya bolee massivnyh NZ vozmozhnost' protekaniya dannyh reakcii pochti ne zavisit ot zhestkosti uravneniya sostoyaniya, sm., naprimer, (Kaminker i dr. 2002).)

Prisutstvie protonnoi i/ili neitronnoi sverhtekuchesti i povedenie ih kriticheskih temperatur yavlyayutsya dopolnitel'nymi parametrami zadachi ostyvaniya goryachei NZ. Nalichie i svoistva sverhtekuchesti sil'no zavisyat kak ot samogo uravneniya sostoyaniya, tak i ot metoda ucheta mnogochastichnyh effektov. Na segodnyashnii den' predlozhennye razlichnymi avtorami modeli sverhtekuchesti perekryvayut ves' interesnyi dlya astrofiziki diapazon svoistv (sm., naprimer, ris.3 iz Yakovlev i dr. 1999). Vazhnost' sverhtekuchesti dlya processov ostyvaniya zaklyuchaetsya v tom, chto ee nalichie mozhet chastichno ili polnost'yu podavlyat' urka-processy i, takim obrazom, sushestvenno izmenyat' krivye ostyvaniya NZ.

Eshe odnoi vozmozhnost'yu, izuchennoi na segodnyashnii moment menee drugih, yavlyaetsya poyavlenie v centre NZ pri plotnosti v neskol'ko raz vyshe yadernoi ekzoticheskih chastic. V literature v nastoyashee vremya obsuzhdaetsya neskol'ko gipotez: rozhdenie v centre zvezdy - i -giperonov; obrazovanie v centre NZ pionnogo ili kaonnogo kondensata (eto dve raznye gipotezy) (ob ostyvanii NZ s uchetom pionnogo kondensata sm. Voskresenskii, Senatorov 1986); fazovyi perehod k strannoi materii - plazme pochti svobodnyh u, d i s kvarkov (o strannyh zvezdah sm. nizhe). Lyuboi iz ukazannyh variantov mozhet usilit' neitrinnuyu svetimost' NZ na neskol'ko poryadkov (Blashke i dr. 2001).

Kachestvenno razlichayushiesya krivye ostyvaniya NZ privedeny na ris. 1. "Standartnoi" nazyvaetsya krivaya, opredelyaemaya modificirovannymi urka-processami bez sverhtekuchesti i pryamyh urka-reakcii (sm. paragraf 2.2.1). Vklyuchenie pryamyh urka-processov (po prezhnemu v otsutstvie sverhtekuchesti) privodit k rezkomu padeniyu temperatury NZ, kogda ee vozrast dostigaet neskol'kih soten let. Eto tak nazyvaemoe uskorennoe ostyvanie NZ (sm. paragraf 2.2.1). Nalichie sverhtekuchesti protonov i/ili neitronov vyzyvaet sil'noe podavlenie urka-processov (kak pryamyh, tak i modificirovannyh) pri temperaturah nizhe kriticheskoi. Protonnaya sverhtekuchest' obychno nastupaet ran'she, a sverhtekuchest' neitronov sil'nee vsego skazyvaetsya v konce stadii neitrinnogo ostyvaniya NZ. Na smenu podavlennym mehanizmam izlucheniya neitrino cherez urka-processy prihodit izluchenie -par v sverhtekuchem veshestve pri kuperovskom sparivanii nuklonov (sm. paragraf 2.2.1). Nablyudatel'nye dannye (sm. tabl 3) pozvolyayut zhestko ogranichit' kriticheskuyu temperaturu nastupleniya neitronnoi sverhtekuchesti (otmetim, chto potok nablyudatel'nyh dannyh postoyanno rastet v pervuyu ochered' blagodarya spektral'nym issledovaniyam na rentgenovskih sputnikah, sm. poslednii rezul'tat v Marshall, Shul'c 2002).

Takim obrazom, mozhno skazat', chto medlennee vsego spadayut krivye ostyvaniya NZ, poluchaemye pri podavlennyh sverhtekuchest'yu urka-processah bez ucheta kuperovskogo mehanizma generacii neitrino. Bystree vsego - krivye uskorennogo ostyvaniya s pryamymi urka-processami i bez sverhtekuchesti. "Standartnye" krivye ostyvaniya i krivye dlya sverhtekuchih NZ s uchetom izlucheniya neitrino pri kuperovskom sparivanii neitronov zanimayut promezhutochnoe polozhenie. ("Standartnoe" ostyvanie bez pryamyh urka-processov i bez sverhtekuchesti, po-vidimomu, nikogda ne realizuetsya v prirode i predstavlyaet teper' tol'ko istoricheskii interes, sm., naprimer, Kaminker i dr. 2002).

Bolee podrobnoe opisanie ostyvaniya NZ mozhno naiti v (Yakovlev i dr. 1999, Shaab i dr. 1999, Pazh i dr. 2000, Yakovlev i dr. 2001).

Krome perechislennyh vyshe processov na hod ostyvaniya NZ sushestvennoe vliyanie mogut okazat' svoistva vneshnih sloev NZ (ih atmosfer, sm. razdel 2.2.2) i nalichie dopolnitel'nyh istochnikov energii. Seichas izvestny tri situacii, kogda poverhnost' ili vneshnie sloi NZ dopolnitel'no nagrevayutsya. Eto proishodit v polyarnyh shapkah radiopul'sarov, pri akkrecii i iz-za raspada magnitnogo polya v magnitarah. Rassmotrim ih posledovatel'no.

Standartnye modeli pul'sarov (Goldraih, Dzhulian 1969; Beskin i dr. 1993) predskazyvayut, chto v nebol'shih oblastyah vokrug magnitnyh polyusov elektricheskoe pole, voznikayushee iz-za vrasheniya naklonnogo rotatora, budet vyryvat' iz poverhnosti, a zatem effektivno uskoryat' elektrony. Cherez nebol'shoe vremya uskorennye elektrony nachinayut rozhdat' -pary. Vtorichnye elektrony takzhe nachinayut udalyat'sya ot NZ, a pozitrony dvizhutsya v obratnom napravlenii i, tak kak ih dvizhenie proishodit prakticheski vdol' silovyh linii magnitnogo polya, to oni popadayut v oblasti vblizi magnitnyh polyusov ("polyarnye magnitnye shapki") i progrevayut ih do temperatur  K. Imenno oni obuslavlivayut pul'siruyushuyu chast' teplovogo izlucheniya, nablyudaemogo u nekotoryh molodyh i blizkih radiopul'sarov (naprimer u pul'sara v Krabe). Etot mehanizm deistvuet poka NZ proyavlyaet sebya kak radiopul'sar, t.e. poka

gde  Gs - magnitnoe pole na poverhnosti NZ, a - period pul'sara v sekundah (Ruderman, Sazerlend 1975).

Akkreciya. Usloviya nastupleniya etoi stadii opisany v paragrafe 2.2.6 Dlya "standartnoi" NZ (radiopul'sara) s  Gs, -0.1 s, s medlennym ( let) zatuhaniem magnitnogo polya akkreciya iz mezhzvezdnoi sredy (MZS) nachnetsya spustya ne menee  let posle ee rozhdeniya. V pervuyu ochered' eto vremya zavisit ot prostranstvennoi skorosti NZ (sm. paragraf 2.2.6). Akkreciya na molodye ( let) NZ vozmozhna pri bol'shih i/ili men'shih . Odnako, dazhe akkreciya na staruyu NZ ( let) bystro progrevaet ee koru i mozhet sdelat' zvezdu vidimoi. Pri akkrecii na NZ so slabym polem veshestvo padaet na vsyu poverhnost' zvezdy. Tipichnaya temperatura odinochnoi akkreciruyushei NZ lezhit v intervale 0.03-0.3 keV.

Dlya NZ s bolee sil'nymi polyami akkreciruyushee veshestvo budet dvigat'sya vdol' magnitnyh silovyh linii i vypadat' na magnitnye polyusa NZ. V etom sluchae temperatura izlucheniya budet bolee vysokoi iz-za men'shei ploshadi izluchayushei oblasti.

Akkreciya na odinochnye NZ vozmozhna ne tol'ko iz MZS, no i iz okolozvezdnogo diska, obrazuyushegosya iz ostatkov obolochki sverhnovoi (sm. nizhe). V etom sluchae temp akkrecii mozhet byt' dostatochno velik.

Sleduet takzhe otmetit', chto nalichie akkrecirovannoi obolochki ves'ma sil'no vliyaet na krivye ostyvaniya. Cherez obolochku iz legkih elementov teplo perenositsya legche, chem cherez zheleznuyu, takaya obolochka uvelichivaet teplovuyu svetimost' NZ na neitrinnoi stadii ostyvaniya i uskoryaet vysvechivanie teplovoi energii na fotonnoi stadii (sm., Shabrie i dr. 1997, Potehin i dr. 1997).

Sil'nye magnitnye polya. Magnitnoe pole, prevoshodyashee Gs, mozhet sushestvenno povliyat' na temp ohlazhdeniya NZ. Eto svyazano v pervuyu ochered' s izmeneniem teploprovodnosti kory NZ, teploperenos v kotoroi opredelyaetsya elektronami. Teploprovodnost' v kore NZ pri proizvol'nom magnitnom pole byla izuchena v rabote Potehina (1999), a vliyanie magnitnogo polya na teplovuyu strukturu obolochek i krivye ostyvaniya NZ - v rabote (Potehin, Yakovlev 2001). Magnitnoe pole oblegchaet teploperenos vblizi magnitnyh polyusov i zatrudnyaet ego vblizi ekvatora. Eti dva processa konkuriruyut, iz-za chego pri umerenno sil'nyh polyah (kak u radiopul'sarov) obshaya teplovaya prozrachnost' obolochki NZ umen'shaetsya, a pri sverhsil'nyh polyah (u magnitarov) ona uvelichivaetsya.

Teoriya magnitarov i ih sverhsil'nyh polei nahoditsya na nachal'nom etape razvitiya, poetomu zdes' budet dostatochno prostyh ocenok (sm. takzhe Heil i Hernkvist 1997a,b). Magnitar so srednim polem vnutri NZ mozhet obespechit' za schet ego raspada svetimost' v techenie intervala vremeni

Otkuda vidno, chto pri nachal'nom pole  Gs raspad polya obespechivaet svetimost' - erg/s na protyazhenii  let i mozhet skazat'sya na pozdnih etapah ostyvaniya NZ. Takuyu zhe svetimost' mozhet obespechit' magnitar s  Gs, no uzhe tol'ko v techenie  let, chto vo-pervyh snizit kolichestvo nablyudaemyh ob'ektov (t.k. nam trebuetsya popast' v uzkii, %, interval vremeni zhizni ob'ekta), a vo-vtoryh potrebuet ob'yasneniya dlya pozdnego nachala podobnogo zatuhaniya.

Odnako, dlya mnogih molodyh NZ dolzhno vypolnyat'sya uslovie Gs i raspad polya (po nablyudeniyam radiopul'sarov) nesushestvenen na rannih stadiyah evolyucii mnogih NZ. Poetomu predstavlyaetsya vazhnym rassmotret' ohlazhdenie NZ bez uslozhnyayushego vliyaniya magnitnogo polya, a takzhe effektov nagreva iz-za vnutrennego treniya pri zamedlenii vrasheniya NZ.

Pri raschetah ostyvaniya NZ neobhodimo uchityvat' effekty obshei teorii otnositel'nosti, kotorye hotya i ne menyayut kartinu ostyvaniya kachestvenno, sushestvenno skazyvayutsya na chislennyh rezul'tatah. Detal'noe obsuzhdenie effektov OTO pri ostyvanii NZ mozhno naiti, naprimer, v rabote Pazh i dr. (2000).

2.2.2. Raschety spektrov NZ s uchetom atmosfer razlichnogo sostava

Geometricheski tonkii (neskol'ko millimetrov, samoe bol'shee neskol'ko santimetrov) naruzhnyi sloi veshestva kory NZ sushestvennym obrazom vliyaet na spektr ispuskaemogo zvezdoi izlucheniya. Interesno otmetit', chto v to vremya kak voprosy perenosa izlucheniya, struktury atmosfer i formirovaniya spektrov u obychnyh zvezd izuchayutsya mnogie desyatiletiya (Chandrasekar 1953; Sobolev 1985) i v poslevoennoe vremya sostavlyali osnovnoe soderzhanie astrofiziki, izuchenie atmosfer NZ nachalos' sovsem nedavno. Pervaya rabota byla vypolnena Romani v 1987. Zatem raznymi avtorami byli vypolneny neskol'ko ciklov rabot po modelirovaniyu atmosfer NZ (Shibanov i dr. 1992, Zavlin i dr. 1996, Radzhagopal, Romani 1996 i drugie). Obzor etih rabot sm. v (Ventura, Potehin 2001), a rezul'taty nedavnih raschetov v (Ho, Lai 2001).

Modelirovanie atmosfer NZ imeet svoi osobennosti, kak uproshayushie, tak i uslozhnyayushie raschety, po sravneniyu s obychnymi zvezdami. K pervym otnosyatsya kraine malaya geometricheskaya tolsha atmosfer NZ, pozvolyayushaya vsegda pol'zovat'sya tol'ko plosko-parallel'noi geometriei, i predpolozhenie o gidrostaticheskom ravnovesii. S vysokoi tochnost'yu vypolnyayutsya takzhe ionizacionnoe i lokal'noe termodinamicheskoe ravnovesiya. Ko vtoroi gruppe faktorov otnosyatsya hudshaya izuchennost' rentgenovskih spektrov atomov po sravneniyu s opticheskimi, neopredelennost' himicheskogo sostava atmosfer i nalichie u NZ sil'nogo magnitnogo polya (ot  Gs do, vozmozhno,  Gs).

Rassmotrim dva poslednie faktora. V rabotah raznyh avtorov delalis' razlichnye razlichnyh predpolozheniya o himicheskom sostave atmosfer NZ: chisto vodorodnaya, gelievaya i zheleznaya atmosfery, smes' s solnechnym himsostavom i tak nazyvaemyi "kremnievyi pepel" ("Si-ashes", veshestvo takogo sostava mozhet vypadat' na poverhnost' NZ pri akkrecii samyh vnutrennih sloev obolochki sverhnovoi). Konechno, vsegda provodilos' sravnenie s chernotel'nym plankovskim spektrom. Nalichie lyuboi rasseivayushei atmosfery delaet spektr ispuskaemogo izlucheniya bolee zhestkim, to est' real'naya temperatura okazyvaetsya nizhe, chem opredelyaemaya po forme spektra. Odnako, rezul'taty poluchaemye dlya tyazhelyh elementov i solnechnogo himsostava otlichalis' ot chernotel'nogo spektra ne bolee, chem na 20-30%. Sil'nye otlichiya (v 10 raz po potoku i v 2-3 raza po temperature) pokazyvayut tol'ko vodorodnaya i gelievaya atmosfery. Pri dostatochno vysokih temperaturah ( K) i/ili plotnostyah ( g/sm) vodorod na poverhnosti NZ dostatochno bystro vygoraet v termoyadernyh ili piknoyadernyh reakciyah. V etom sluchae dlya podderzhaniya atmosfery neobhodima hotya by nebol'shaya akkreciya. Gelii na poverhnosti NZ vygoraet sushestvenno medlennee, s drugoi storony, prisutstvie v atmosfere dazhe neznachitel'no kolichestva CNO-elementov zametno uskoryaet vygoranie. Takim obrazom dlya modelirovaniya bol'shinstva sluchaev obychno dostatochno dvuh modelei: vodorodnoi atmosfery i chernogo tela.

Sil'noe magnitnoe pole ( Gs) okazyvaet na atmosfery NZ ochen' sushestvennoe i slozhnoe po svoemu harakteru vozdeistvie - perenos izlucheniya stanovitsya anizotropnym. Osobenno sil'nym okazyvaetsya vliyanie magnitnyh polei na spektr vyhodyashego izlucheniya. V nastoyashee vremya v serii rabot gruppy FTI im.A.F.Ioffe (Shibanov i dr. 1992, 1995a,b, Pavlov i dr. 1995, Zavlin i dr. 1996, Potehin, Pavlov 1997, Potehin i dr. 1998) byli postroeny spektry atmosfer, sostoyashih iz elementov tyazhelee geliya dlya polei do  Gs, a dlya vodorodnyh atmosfer - do  Gs (sm. takzhe Radzhagopal i dr. 1997). V rabote (Potehin, Yakovlev 2001) byla sdelana popytka rassmotret' ostyvanie i atmosfery NZ pri polyah do  Gs. Eti modeli uzhe ispol'zuyutsya pri interpretacii spektrov vos'mi NZ, ot kotoryh zaregistrirovano teplovoe izluchenie (Zavlin i dr. 1996, Zavlin, Pavlov 1998, Gansik i dr. 2002).

Spektry akkreciruyushih odinochnyh NZ izuchalis' nachinaya s konca 60-h godov (Zel'dovich, Shakura 1969, Shvarcman 1970v). V 90-e gg. mnogo rezul'tatov bylo polucheno ital'yanskoi gruppoi (Turolla i dr. 1994, Zamp'eri i dr. 1995).

V poslednie gody blagodarya nalichiyu na bortu sputnikov XMM i Chandra spektrografov vysokogo (dlya rentgenovskogo diapazona) razresheniya udaetsya poluchat' bogatyi nablyudatel'nyi material dlya neposredstvennoi proverki raschetov (sm. naprimer nedavnyuyu rabotu Marshall, Shul'c 2002).

2.2.3. Processy v magnitosferah

Teorii magnitosfer dlya razlichnyh stadii evolyucii NZ razrabotany na segodnyashnii den' v razlichnoi mere. Dlya stadii ezhekcii (E) i georotatora (G) est' dostatochno detal'nye i bolee-menee samosoglasovannye modeli magnitosfer. V pervom sluchae ih razrabotka byla napravlena na ob'yasnenie svoistv radiopul'sarov (Goldraih, Dzhulian 1969; Maikel' 1991; Beskin i dr. 1993; Muslimov, Cygan, 1990, 1992, Beskin 1990, Cygan 1993, Bogovalov 1999, 2001, Lyubarskii 1995), vo vtorom - na opisanie vzaimodeistviya magnitosfery Zemli s Solnechnym vetrom (naprimer, Zhigulev, Romashevskii 1959). Dlya stadii akkrecii i propellera polucheny tol'ko sushestvenno bolee prostye rezul'taty pri dopolnitel'nyh model'nyh predpolozheniyah (sm., naprimer, Lipunov 1987). Sleduet zametit', chto v to vremya kak v magnitosferah ezhektorov i georotatorov prisutstvuyut kak zamknutye, tak i uhodyashie na beskonechnost' silovye linii, magnitosfery propellerov i akkretorov mogut byt' polnost'yu zamknuty (pri sfericheskoi akkrecii).

Kak neodnokratno otmechalos' v obzorah i dokladah V.S Beskina, v poslednie gody snizilas' aktivnost' avtorov, issleduyushih magnitosfery radiopul'sarov. Odnako, nametilas' novaya oblast' issledovanii - magnitosfery magnitarov - osobenno sil'no zamagnichennyh NZ (D.G. Yakovlevym bylo zamecheno, chto umestnee imenno takoe napisanie dannogo termina, nesmotrya na ustoyavsheesya vosproizvedenie angloyazychnogo varianta). Issledovaniya magnitarov osobenno aktual'ny v prilozhenii k MPG (sm., naprimer, Tompson, Dunkan 1996).

Sil'nye magnitnye polya, kotorymi obladayut obychnye NZ, i, tem bolee, magnitary, sushestvennym obrazom vliyayut na elementarnye fizicheskie processy vblizi poverhnostei etih ob'ektov. Otmetim ryad kriticheskih znachenii napryazhennosti magnitnogo polya:

• NZ s polem poryadka  Gs i menee mozhno rassmatrivat' kak nezamagnichennye, poskol'ku harakternoe vremya zamedleniya vrasheniya takogo ob'ekta prevyshaet vozrast Vselennoi, a pri akkrecii magnitnoe pole prizhimaetsya k poverhnosti NZ potokom padayushego veshestva ( ) i perestaet okazyvat' kakoe-libo vliyanie (zdes' (- al'venovskii radius).
• Pri  Gs (zdes' - postoyannaya tonkoi struktury, a  Gs - Shvingerovskoe pole) giroradius elektrona stanovitsya men'she radiusa Borovskoi orbity v atome vodoroda. Bolee sil'nye polya okazyvayut sil'noe vliyanie na strukturu atomov, kotorye ne ionizuyutsya polnost'yu dazhe na poverhnosti magnitarov (Tompson, Dunkan 1995; Heil, Hernkvist 1997a). V pervuyu ochered' eti izmeneniya skazyvayutsya na svoistvah atmosfer NZ (sm. paragraf 2.2.2).

  Blizhe k verhnei granice intervala vazhnymi stanovyatsya anizotropiya teploprovodnosti v kore NZ (sm. 2.2.1) i rasseyaniya izlucheniya v atmosfere (sm. 2.2.2).

• V intervale  Gs nachinaet proishodit' eshe ryad interesnyh processov. Energiya pervogo urovnya Landau nachinaet prevyshat' energiyu pokoya elektrona. Stanovitsya sushestvennymi reakcii rasshepleniya fotona , odnofotonnogo rozhdeniya elektron-pozitronnoi pary ili ee annigilyacii . Prichem sechenie poslednego processa dlya fotonov s razlichnoi polyarizaciei v sil'nyh polyah ( ) sushestvenno razlichaetsya (Tompson, Dunkan 1995). Bez magnitnogo polya eti processy nevozmozhny v principe, a v slabyh magnitnyh polyah ( ) oni proishodyat tol'ko dlya ochen' energichnyh fotonov ( ). Anizotropiya atmosfernogo rasseyaniya i teploprovodnosti v kore NZ eshe bolee usilivaetsya.

  Verhnyaya granica intervala ( Gs) opredelyaetsya ravenstvom energii magnitnogo polya i gravitacionnoi energii svyazi NZ. Bolee sil'nye stacionarnye magnitnye polya po-vidimomu ne mogut sushestvovat' na NZ.

Podrobnee o novyh rezul'tatah fiziki v sverhsil'nyh magnitnyh polyah sm., naprimer, Tompson (2000), Miheev (2000) ili Dunkan (2000) (a takzhe materialy konferencii "Sil'nye magnitnye polya v neitrinnoi astrofizike" (2000) i staryi, no ochen' horoshii obzor Pavlova i Gnedina (1983), posvyashennyi polyarizacii vakuuma i elementarnym processam v sil'nyh magnitnyh polyah).

Otmetim diskussiyu po povodu otsutstviya pul'sarnogo radioizlucheniya magnitarov (sm. raboty Usova i Melrouza 1996 i Baring i Harding 1995 i dr.). Rassheplenie fotonov v pole magnitara konkuriruet s rozhdeniem par i privodit k bystromu snizheniyu energii zhestkih fotonov. Odnako ne yasno dostatochno li effektiven etot process, chtoby ob'yasnit' polnoe otsutstvie pul'siruyushego radioizlucheniya u magnitarov. Otmetim takzhe raboty (Tompson i dr. 2001, Lyutikov i dr. 2001), posvyashennye generacii zhestkogo izlucheniya - myagkih gamma-vspleskov - v magnitosferah sil'nozamagnichennyh NZ, i rabotu Basturkova s soavtorami (2002), v kotoroi periodov magnitarov ob'yasnyayutsya vrashatel'nymi (neradial'nymi) kolebaniyami NZ.

Sovremennye sputniki (Chandra, N'yuton) pozvolyayut nadeyat'sya na otkrytie detalei v spektrah ARP i MPG. Poetomu detal'nye raschety rentgenovskih spektrov stanovyatsya ochen' aktual'noi zadachei. Naibolee interesnye rezul'taty polucheny Dzane i dr. (2001) - imi predskazana vozmozhnost' obnaruzheniya s pomosh'yu sovremennyh detektorov protonnoi ciklotronnoi linii, kotoraya u magnitarov s polyami - Gs popadaet v "standartnyi" rentgenovskii diapazon 2-10 keV: Gs keV (sm. takzhe nedavnie raschety Ozela 2002).

2.2.4. Raschety zatuhaniya magnitnogo polya NZ

Molodye NZ (radiopul'sary, NZ v massivnyh dvoinyh sistemah i t.d.) imeyut sil'nye magnitnye polya. Starye NZ (millisekundnye pul'sary) imeyut slabye polya. Takim obrazom logichno predpolozhit' nalichie mehanizma zatuhaniya polya. Zatuhanie magnitnogo polya stanovitsya vse bolee standartnym predpolozheniem pri rassmotrenii evolyucii NZ i opisanii ih svoistv. Odnako, vopros o mehanizme dissipacii polya ostaetsya otkrytym. S etim svyazano poyavlenie v poslednie gody bol'shogo chisla rabot po etoi teme (sm. Mitra i dr. 2000, Tauris i Konar 2001 i dr.).

Prezhde vsego neobhodimo ponyat', skoncentrirovano li magnitnoe pole v kore NZ, ili zhe pronizyvaet i ee yadro, a takzhe kakuyu rol' igraet akkreciya. Mehanizmy, otvetstvennye za evolyuciya polya v kore i yadre NZ, razlichny. Naibolee polnoe issledovanie raspada polya v kore (bez ucheta effektov OTO) bylo provedeno v rabote (Urpin, Konenkov 1997) (sm. takzhe Urpin i Muslimov 1992). Raschety zatuhaniya polya, sosredotochennogo v kore, s uchetom effektov OTO privedeny v (Geppert i dr. 2000; Pazh i dr. 2000).

Osnovnye rezul'taty rascheta raspada dipol'nogo magnitnogo polya v kore odinochnoi NZ takovy. Dissipaciya magnitnogo polya okazyvaetsya tesnym obrazom svyazannoi s teplovoi evolyuciei NZ. Dlya standartnogo ostyvaniya, pri kotorom neitrinnaya svetimost' NZ opredelyaetsya v osnovnom modificirovannymi urka-processami (Petik, 1992), za pervyi million let pole raspadaetsya v 2-1000 raz v zavisimosti ot nachal'noi glubiny zaleganiya i uravneniya sostoyaniya v yadre zvezdy (Urpin, Konenkov 1997, sm. ris. 4). Po mere ostyvaniya NZ provodimost' uvelichivaetsya, i raspad polya zamedlyaetsya. Skorost' raspada na pozdnei stadii zavisit ot primesnoi provodimosti (sm. ris. 4). Naprimer, pri tipichnom znachenii , prinyatom v (Urpin, Konenkov 1997), pole prakticheski ne umen'shaetsya za posleduyushie let. Odnako kak tol'ko magnitnoe pole prodiffundiruet cherez vsyu koru i dostignet sverhprovodyashego yadra (za let pri toi zhe ), raspad stanovitsya eksponencial'nym.

Akkreciya okazyvaet vliyanie na evolyuciyu polya. Vo-pervyh, ona nagrevaet koru neitronnoi zvezdy (Zhdunik i dr., 1992), umen'shaya tem samym provodimost'. Vo-vtoryh, voznikaet potok veshestva, napravlennyi k centru zvezdy, kotoryi stremitsya perenesti pole v bolee glubokie sloi. Kak pokazyvayut raschety (Geppert i dr. 1996), akkreciya s tempom /god neznachitel'no uskoryaet raspad polya. Takim obrazom dlya odinochnyh NZ etim effektom mozhno prenebrech'.

Vozmozhen mehanizm, v kotorom pole iz yadra NZ "vytalkivaetsya" v koru za schet vrasheniya ili arhimedovoi sily (sm. Muslimov i Cygan 1985), i tam uzhe zatuhaet za schet omicheskih poter'. Nedavno vychisleniya dlya etogo mehanizma byli provedeny Konenkovym i Geppertom (2000, 2001a,b).

V rabote (Kolpi i dr. 2000) rassmotreny tri mehanizma raspada, primenimye v sluchae sverhsil'nyh polei (magnitary). Avtory delayut vyvod, chto s tochki zreniya nablyudenii naibolee privlekatel'nym yavlyaetsya mehanizm Hollovskogo kaskada (Hall cascade).

S tochki zreniya evolyucii odinochnyh NZ raspad polya mozhet davat' raznye effekty. Dlya nekotorogo nabora parametrov raspad mozhet umen'shit' chislo NZ na stadii akkrecii (Kolpi i dr. 1998, Livio i dr. 1998), dlya drugogo nabora - mozhet uvelichit' eto chislo (sm. Popov, Prohorov 2000 i ris. 5). V pervom sluchae iz-za raspada NZ "zastynet" na stadii propellera. Vo vtorom (bystryi raspad do malyh polei) - ischeznovenie polya privedet k ischeznoveniyu bar'era, i veshestvo smozhet besprepyatstvenno vypadat' na poverhnost' NZ, nachnetsya akkreciya.

Zatuhanie magnitnogo polya aktivno ispol'zuetsya v populyacionnom sinteze radiopul'sarov i NZ drugih tipov (sm. nizhe).

2.2.5. Akkreciya na odinochnye NZ iz mezhzvezdnoi sredy i iz okolozvezdnyh ostatochnyh diskov

Klassicheskaya teoriya akkrecii uhodit kornyami eshe v 30-40-e gg. (Bondi i Hoil 1944, Hoil i Littlton 1939, sm. takzhe ssylki na rannie raboty v knige Gorbackogo 1977). Akkreciyu na odinochnye NZ nachali rassmatrivat' eshe v samom nachale 70-h gg. (sm. Shvarcman 1970v, Ostraiker i dr. 1970), kogda stalo ochevidnym, chto akkreciruyushie NZ yavlyayutsya istochnikami rentgenovskogo izlucheniya.

Fizika akkrecii na odinochnye ob'ekty neskol'ko otlichaetsya ot akkrecii v dvoinyh sistemah. Vo-pervyh, otsutstvuet orbital'nyi moment. Vo-vtoryh, chashe vsego (pri akkrecii iz MZS) temp akkrecii nevelik (sm. Treves i dr. 1993).

Dlya astrofizicheskih prilozhenii klyuchevym voprosom yavlyaetsya opredelenie tempa akkrecii, . Vse rassmotrenie provoditsya dlya stolknovitel'noi sredy, chto vsegda vypolnyaetsya v sluchae akkrecii na NZ iz MZS.

Sovremennye raboty napravleny na uchet razlichnyh effektov, kotorye mogut izmenyat' (obychno umen'shat') temp akkrecii po-sravneniyu s klassicheskimi rezul'tatami Bondi i dr.

Ochevidno, chto temp akkrecii mozhno zapisat' v vide: . Opredelim sechenie . V sluchae sfericheskoi akkrecii radius gravitacionnogo zahvata budet ravnym:

gde - skorost' zvuka v v MZS vdali ot NZ. Takim obrazom . Otmetim sil'nuyu zavisimost' tempa akkrecii ot temperatury . Poetomu vopros o progreve MZS izlucheniem NZ yavlyaetsya isklyuchitel'no vazhnym. Ostanovit' akkreciyu progrev ne mozhet (Bisnovatyi-Kogan, Blinnikov 1980), odnako mozhet zametno umen'shit' ee temp. Vliyanie progreva budet rassmotreno nizhe.

V sluchae cilindricheskoi akkrecii () izmenyaetsya formula dlya radiusa gravitacionnogo zahvata:

I takim obrazom dlya tempa akkrecii imeem:

Koefficient proporcional'nosti, , zavisit ot skorosti NZ. Grubo mozhno polozhit' ego ravnym edinice. Tochnye analiticheskie resheniya v dannom sluchae otsutstvuyut. Vazhnym takzhe okazyvaetsya uchet vliyaniya magnitosfery NZ (Toropina i dr. 2001).

Obratnoe vliyanie izlucheniya akkreciruyushego ob'ekta na akkrecionnyi potok ne raz rassmatrivalos' raznymi avtorami, nachinaya s Shvarcmana (1970a). V sluchae odinochnoi NZ svetimost' daleka ot eddingtonovskoi, . Odnako, kak pokazano v rabote Blaez i dr. (1995), progrev mozhet umen'shit' temp akkrecii eshe v neskol'ko raz, chto mozhet mnogokratno umen'shit' chislo nablyudaemyh odinochnyh NZ.

Za schet zhestkogo izlucheniya dvizhusheisya NZ vokrug nee voznikaet kometoobraznaya tumannost' razmerom poryadka sm dlya samyh nizkoskorostnyh NZ pri plotnosti poryadka g sm (Blaez i dr. 1995). Pri dvizhenii v srede s plotnost'yu poryadka g sm umen'shenie tempa akkrecii sostavlyaet ot 30 raz pri skorosti poryadka 20 km s do 3 raz pri skorosti 40 km s, pri skorostyah 60 km s otlichiya stanovyatsya nesushestvennymi. Takzhe razlichie stanovitsya menee sushestvennym pri bol'shih plotnostyah MZS (o harakteristikah MZS sm. knigu Bochkareva 1992).

Chislennoe modelirovanie sfericheskoi i cilindricheskoi akkrecii na NZ provodilos' neodnokratno. Ostanovimsya na nedavnih raschetah akkrecii na NZ s uchetom magnitnogo polya (Toropin i dr. 1999, Toropina i dr. 2001) (rezul'taty etoi gruppy takzhe dostupny v Internete po adresu http://www.astro.cornell.edu/us-russia/).

V sluchae sfericheski-simmetrichnoi akkrecii v raschetah bylo polucheno umen'shenie tempa akkrecii primerno v 2 raza po sravneniyu s formuloi Bondi. Temp akkrecii na magnitnyi dipol' zavisit ot magnitnogo polya NZ i ot magnitnoi pronicaemosti sredy: , gde - magnitnaya pronicaemost', a - temp akkrecii Bondi.

V sluchae cilindricheskoi akkrecii pokazano, chto pri nalichii magnitnogo polya temp akkrecii umen'shaetsya v neskol'ko raz po sravneniyu s nezamagnichennoi NZ. Chem bol'she magnitnoe pole, tem men'she temp akkrecii: .

Takim obrazom sovremennye issledovaniyapokazyvayut, chto temp akkrecii Bondi yavlyaetsya verhnim predelom, redko realizuyushimsya v prirode.

V poslednie neskol'ko let poyavilas' seriya rabot, posvyashennyh ostatochnym (remnant) akkrecionnym diskam vokrug molodyh NZ (sm. Rotshil'd i dr. 2001, Menu i dr. 2001a, Chatter'e i dr. 2000, Marsden i dr. 2000 i ssylki tam). Eti issledovaniya svyazany s gipotezoi o tom, chto aktivnost' mnogih molodyh radiotihih NZ svyazana ne s energiei magnitnogo polya i ne s ostatochnym teplom, a s akkreciei. Temp akkrecii yavlyaetsya funkciei vremeni, t.k. novoe veshestvo v disk ne postupaet. Akkrecionnyi disk obrazuetsya iz veshestva ostatka vzryva, zahvachennogo gravitacionnym polem obrazovavshegosya kompaktnogo ob'ekta (fall-back). V nastoyashee vremya process obratnogo vypadeniya veshestva schitaetsya standartnym v modelyah vzryva sverhnovoi. Ranee evolyuciya takih diskov v osnovnom rassmatrivalas' v svyazi s obrazovaniem planet okolo radiopul'sarov.

Polucheny ocenki tempa akkrecii, vremeni sushestvovaniya diska, izmeneniya perioda vrasheniya NZ, a takzhe rasschitany spektral'nye harakteristiki izlucheniya. Issledovany diski raznogo himicheskogo sostava, poskol'ku veshestvo vnutrennih chastei ostatka sverhnovoi dolzhno byt' sushestvenno obogasheno tyazhelymi elementami. Rasschitana ustoichivost' diskov na raznyh stadiyah ih evolyucii (Menu i dr. 2001a).

V dannyh modelyah (sm. Rotshil'd i dr. 2001) pokazano, chto dlya polucheniya nuzhnogo effekta dostatochno diska s massoi , hotya ego nachal'naya massa mozhet byt' sushestvenno bol'shei (do ). Tipichnyi vozrast NZ okazyvaetsya poryadka tysyach i desyatkov tysyach let, chto nahoditsya v sootvetstvii s nezavisimymi ocenkami (v pervuyu ochered' po vozrastu ostatka sverhnovoi). Vspyshki MPG ob'yasnyayutsya processami v kore NZ. Spektr diska sushestvenno otlichaetsya ot diskov Shakury-Syunyaeva iz-za nalichiya pyli.

Vo mnogih modelyah (sm. Chatter'e i dr. 2000, Al'par 2001) NZ nahodyatsya ne na stadii akkrecii, a na stadii Propellera. Byli predlozheny scenarii, v kotoryh akkrecionnyi disk vnosit vklad v uvelichenie perioda radiopul'sarov (Menu i dr. 2001b, Al'par i dr. 2001). V etom sluchae indeks tormozheniya okazyvaetsya men'shim 3. Naprimer, dlya pul'sara v Krabe trebuetsya disk s vtokoma veshestva  g/s. Dlya pul'sara Vela trebuetsya disk ochen' maloi massy s sil'nym naklonom disk k osi vrasheniya.

Podborom parametrov, avtoram udaetsya postroit' "edinuyu model'" evolyucii odinochnyh NZ, opisyvayushuyu vse nablyudaemye tipy ob'ektov (Al'par 2001). Odnako, na dannyi moment v takih rabotah est' mnogo neprorabotannyh detalei, chto privodit k tomu, chto modeli vyglyadyat neskol'ko iskusstvennymi.

2.2.6. Raschety evolyucii periodov vrasheniya NZ

Iz vseh parametrov NZ naibolee tochno izmeryayutsya periody ih vrasheniya. Krome etogo izmereniya periodov yavlyayutsya model'no nezavisimymi (v otlichii ot temperatury poverhnosti, massy odinochnyh NZ i t.d.). Poetomu neobhodimo imet' horoshee opisanie evolyucii etogo parametra.

Raspredelenie nachal'nyh periodov NZ neizvestno (sm. van der Svallou, Vu 2001, Regimbo, de Freitas Pacheko 2001, Sheval'e i Emmering 1986). Nablyudeniya molodyh NZ s izvestnymi periodami mozhet dat' vazhnye ogranicheniya (sm. Gotthelf i dr. 1999).

Na nachal'nye periody NZ sushestvennoe vliyanie mogut okazyvat' t.n. r-mody, svyazannye s izlucheniem gravitacionnyh voln (Anderson i dr. 2000, Ouen i dr. 1998, o gravitacionnyh volnah ot NZ sm. takzhe Braginskii 2000, Grishuk i dr. 2000 i Dzhiazotto i dr. 1997, o neustoichivostyah i kolebaniyah NZ - Bastrukov i dr. 1999, Lindblom 2001).

Razumno vydelit' chetyre osnovnye stadii evolyucii NZ: Ezhektor, Propeller, Akkretor i Georotator (sm. Lipunov 1987, Lipunov i dr. 1996). Na stadii Ezhektora potok elektro-magnitnyh voln i relyativistskih chastic ot NZ "vyduvaet" okruzhayushee veshestvo za predely vseh harakternyh radiusov. Tipichnymi predstavitelyami Ezhektorov yavlyayutsya radiopul'sary. Odnako, stadiya radiopul'sara zakanchivaetsya ran'she stadii Ezhektora (Arons 2000, Chen i Ruderman 1993). Prodolzhitel'nost' stadii Ezhektora pri postoyannom pole sostavlyaet:

Na stadii Propellera akkreciya nevozmozhna iz-za nalichiya bystrovrashayusheisya magnitosfery. Georotatorom my nazyvaem stadiyu, na kotoroi radius magnitosfery nastol'ko velik, chto veshestvo ne zahvatyvaetsya NZ gravitacionno.

Konkretnoe sostoyanie NZ opredelyaetsya sootnosheniyami mezhdu chetyr'mya harakteristicheskimi radiusami: - radiusom svetovogo cilindra, - radiusom ostanovki (naprimer al'venovskii radius, , eto chastnyi sluchai radiusa ostanovki, sm. Lipunov 1987), - radiusom gravitacionnogo zahvata i - radiusom korotacii. Zdes' - massa NZ, - skorost' sveta, - chastota vrasheniya, , - skorost' zvuka, - skorost' NZ otnositel'no MZS.

Sootnoshenie mezhdu radiusami opredelyaet dva kriticheskih perioda: i , razdelyayushih razlichnye stadii evolyucii NZ. Eti periody mogut byt' oceneny po formulam (Lipunov 1987):

Zdes' - magnitnyi dipol'nyi moment, - temp akkrecii, - plotnost' MZS, - bezrazmernaya konstanta poryadka edinicy.

Esli , to NZ nahoditsya na stadii Ezhektora; esli , my imeem NZ na stadii Propellera; nakonec, esli i , to NZ yavlyaetsya Akkretorom.

Kogda , no to akkreciya nevozmozhna, t.k. obrazuetsya geopodobnaya magnitosfera. Zametim, chto zamedlenie na stadii Georotatora podobno zamedleniyu na stadii Propellera (sm. nizhe). Chislenno stadiya Georotatora issledovalas' v rabotah (Toropina i dr. 2001, Romanova i dr. 2001). Takzhe nekotorye aspekty rassmatrivalis' v (Rutledzh 2001).

Na stadii Ezhektora evolyuciya perioda opredelyaetsya poteryami energii vrasheniya NZ na izluchenie:

gde - radius NZ, - moment inercii, - magnitnoe pole.

Sushestvuyut razlichnye interpretacii etogo zamedleniya (sm. Beskin i dr. 1993). Odnako, vo vsyakom sluchae magnitodipol'naya formula horosho opisyvaet nablyudeniya (sushestvuyut, odnako, raboty, privlekayushie dopolnitel'noe zamedlenie, svyazannoe s sushestvovaniem ostatochnogo akkrecionnogo diska, sm. punkt, posvyashennyi akkrecii).

Na stadii Propellera NZ zamedlyaetsya iz-za peredachi uglovogo momenta okruzhayushemu veshestvu (Shvarcman 1970v, Illarionov, Syunyaev, 1975). Sushestvuet mnozhestvo formul, opisyvayushih zamedlenie na stadii Propellera (sm. Lipunov 1987, Lipunov, Popov 1995). Fakticheski vse oni svodyatsya k vidu:

Mnozhitel' budet razlichnym v raznyh modelyah, v tom chisle on mozhet zaviset' ot chastoty vrasheniya NZ.

V rabote (Lipunov, Popov 1995) bylo sformulirovano vazhnoe utverzhdenie: dlya postoyannogo magnitnogo polya dlitel'nost' stadii Ezhektora pri razumnyh parametrah vsegda bol'she dlitel'nosti stadii Propellera. V sluchae zatuhaniya polya eto mozhet byt' ne tak. V nedavnih rabotah bylo pokazano, chto raspad magnitnogo polya mozhet kak uvelichit' kolichestvo NZ na stadii Propellera (Kolpi i dr. 1998, Livio i dr. 1998), tak i umen'shit' ego, esli raspad ochen' bystryi i idet do nizkih znachenii polei (Popov, Prohorov 2000).

Na stadii akkretora na NZ deistvuyut dva momenta sil:

Zdes' - tormozyashii moment sil, svyazannyi s magnitnym polem NZ, a - moment sil, voznikayushii iz-za togo, chto MZS mozhet byt' sil'no turbulizovana. deistvuet sluchaino, i mozhet kak uskoryat', tak i zamedlyat' NZ (sm. Lipunov, Popov 1995).

Otmetim, chto v privedennoi vyshe formule my mozhem kak pereocenivat', tak i nedoocenivat' zamedlyayushii moment, t.k. detali peredachi momenta vneshnei srede neyasny. Esli ukazannaya vyshe formula primenima, to akkreciya dolzhna byt' sushestvenno dozvukovoi, a znachit temp akkrecii na NZ budet nizhe opredelyaemogo po formule Bondi. Pri effektivnoi akkrecii, sootvetstvuyushei formule Bondi, temp unosa uglovogo momenta dolzhen byt' men'she.

Izmenenie perioda akkreciruyushei NZ svyazano so vzaimodeistviem s turbulizovannoi MZS. Eto privnosit svoyu specifiku v zadachu ob evolyucii perioda. Esli prinyat' gipotezu ob uskorenii neitronnoi zvezdy v turbulizovannoi MZS (Lipunov, Popov 1995), to voznikaet novyi harakternyi period, . On opredelyaetsya usloviem kvaziravnovesiya zamedleniya (ono opredelyaetsya kak tormozheniem za schet magnitnogo polya NZ, tak i akkreciruemym momentom) i uskoreniya (opredelyaetsya akkreciruemym momentom).

V real'noi situacii (Prohorov i dr. 2002) kvaziravnovesie ne dostigaetsya (ris. 8). Dlya opredeleniya raspredeleniya NZ po periodam nado reshat' differencial'noe uravnenie, ispol'zuya realistichnye raspredeleniya NZ po skorostyam i magnitnym polyam.

Raschety dlya postoyannogo magnitnogo polya i maksvellovskogo raspredeleniya NZ po skorostyam pokazali nalichie shirokogo maksimuma v raspredelenii vblizi periodov - sekund (Prohorov i dr. 2002). Raspredelenie periodov dlya raznyh parametrov pokazano na ris.9. Takim obrazom v takoi modeli sleduet ozhidat' otsutstviya nablyudenii periodov vrasheniya akkreciruyushih NZ (tipichnoe vremya nablyudeniya na rentgenovskom sputnike poryadka sekund).

Odnako, v sluchae raspada polya situaciya budet sovsem inoi (Vang 1997, Konenkov, Popov 1997). Period "zastynet", zapomniv znachenie, sootvetstvuyushee nachal'nomu polyu (sm. ris. 3), i mozhno ozhidat' poyavleniya akkreciruyushih NZ s periodami poryadka 10 sekund.

Kachestvennaya kartina evolyucii perioda dlya sluchaya postoyannogo polya pokazana na ris. 7.

Raspredelenie periodov ARP i MPG issledovalos' v rabote Psaltisa i Millera (2002). V etoi stat'e avtoram ne udalos' poluchit' ser'eznyh ogranichenii na znachenie nachal'nogo perioda, t.k. pokazatel' tormozheniya dlya ARP i MPG izvesten ochen' ploho. Edinstvennym polozhitel'nym (hotya i ochevidnym) rezul'tatom yavlyaetsya neobhodimost' "vyklyucheniya" ARP i MPG na periodah blizkih k maksimal'nym iz nablyudayushihsya (poryadka 12 s).

V raschetah magnitovrashatel'noi evolyucii NZ sushestvuet eshe mnogo nereshennyh voprosov. Rossiiskie nauchnye gruppy aktivno uchastvuyut v issledovanii etih processov i ih vklad mozhno schitat' opredelyayushim.

2.2.7. Rol' mezhzvezdnogo poglosheniya

Dlya mnogih issledovanii, rassmatrivaemyh v dannom obzore, vazhnym yavlyaetsya uchet mezhzvezdnogo poglosheniya v rentgenovskom diapazone (sm., naprimer, Popov i dr. 2000b). Mezhzvezdnoe pogloshenie veliko v myagkom rentgenovskom diapazone ( eV) (sm. Vilms i dr. 2000). Poetomu nablyudeniya rentgenovskih istochnikov na razlichnyh energiyah demonstriruyut nam vyborki ob'ektov s raznoi selekciei po rasstoyaniyu. Iz vysheperechislennyh tipov istochnikov etot effekt naibolee sushestvenen dlya slabyh rentgenovskih istochnikov v diske Galaktiki. Ob'ekty etogo tipa my ne mozhem nablyudat' uzhe na rasstoyaniyah poryadka 1 kpk.

Nekotorye iz rassmatrivaemyh nami istochnikov imeyut maksimumy izlucheniya vblizi 0.1 keV. Sputniki, s kotoryh proizvodyat nablyudeniya etih ob'ektov, rabotayut v diapazonah energii -1 keV, nekotorye vyshe, do  keV. V etom intervale energii pogloshenie rentgenovskogo izlucheniya v mezhzvezdnoi srede dostatochno veliko i obyazatel'no dolzhno uchityvat'sya.

V samom obshem vide pogloshenie mozhet byt' opisano formuloi:

Zdes' i - intensivnosti izlucheniya na detektore i u istochnika, sootvetstvenno, - sechenie poglosheniya prihodyasheesya na odin atom vodoroda i - kolichestvo vodoroda na luche zreniya mezhdu istochnikom i priemnikom. Na bol'shih rasstochniyah ot Solnca takzhe budet zaviset' ot . Dannaya formula privedena ne stol'ko dlya togo, chtoby napomnit' zakon poglosheniya, skol'ko dlya yavnogo ukazaniya parametrov ot kotoryh zavisit dannyi process.

Udel'noe sechenie poglosheniya v rassmatrivaemom nami diapazone ochen' bystro ubyvaet s rostom energii i dostatochno sil'no zavisit ot himicheskogo sostava MZS, glavnym obrazom ot soderzhaniya metallov v mezhzvezdnom gaze. Sechenie umnozhaetsya na luchevuyu plotnost' , kotoraya zavisit kak ot rasstoyaniya do istochnika, tak i ot ego polozheniya na nebe (kotoroe oboznachalos' edinichnym vektorom ). Rassmotrim kazhduyu iz velichin podrobnee.

V rassmatrivaemom spektral'nom diapazone teoreticheskie znacheniya elementarnyh sechenii fotoionizacii razlichnyh atomov i molekul horosho izvestny i vnosyat naimen'shuyu oshibku v sootnoshenie (9). Sechenie poglosheniya skladyvaetsya iz fotopoglosheniya na atomah razlichnyh elementov i molekulah, poglosheniya na pyli, poglosheniya i rasseyaniya na ionah i svobodnyh elektronah. V razlichnyh komponentah MZS (holodnoi, teploi, goryachei), okazyvayushihsya na luche zreniya, rol' perechislennyh processov razlichny. Odnako ocenki pokazyvayut (Vilms i dr. 2000), chto vkladami teploi i goryachei (ionizovannoi) faz MZS mozhno prenebrech', poskol'ku bol'shaya chast' mezhzvezdnoi sredy nahoditsya v slaboionizovannom sostoyanii. Takoe dopushenie nel'zya delat' dlya istochnikov v ostatkah sverhnovyh ili esli na luche zreniya okazyvaetsya moshnaya oblast' ionizacii.

V MZS dlya energii -10 keV osnovnuyu rol' v pogloshenii igrayut processy fotoionizacii i sechenie poglosheniya bystro ubyvaet s rostom . Eta zavisimost' blizka k , poskol'ku summarnyi koefficient poglosheniya sostoit iz sovokupnosti fotoionizacionnyh K-skachkov dlya razlichnyh elementov, za kazhdym iz kotoryh sechenie poglosheniya ubyvaet priblizitel'no kak . Tochnee, velichina izmenyaetsya ot  sm pri  keV do  sm pri  keV (pri colnechnom himsostave).

Summarnoe sechenie poglosheniya zavisit ot kolichestva tyazhelyh elementov v MZS. Naibolee prostoe predpolozhenie o himicheskom sostave mezhzvezdnogo gaza yavlyaetsya ego sovpadenie s solnechnym. Odnako, izmereniya himicheskogo sostava sredy vne Solnechnoi sistemy ukazyvayut, chto obilie tyazhelyh elementov tam nizhe, chem v Solnce i sostavlyaet -80% ot etogo urovnya dlya raznyh himicheskih elementov (Sofia i dr. 1994, Savazh i Sembah 1996). Vo stol'ko zhe raz umen'shaetsya sechenie poglosheniya atomarnogo gaza. Veroyatno, osnovnoi prichinoi nedostatka tyazhelyh elementov v MZS po sravneniyu s Solncem yavlyaetsya ih chastichnaya kondensaciya v vide mezhzvezdnoi pyli, kotoraya v Solnce polnost'yu isparena i peremeshana s veshestvom.

Iz mezhzvezdnyh molekul sleduet prinimat' vo vnimanie tol'ko molekulyarnyi vodorod H. V srednem v MZS H sostavlyaet 20-25% ot HI (Gringel i dr. 2000), odnako eto otnoshenie obladaet kak sil'noi sistematicheskoi zavisimost'yu ot rasstoyaniya ot centra Galaktiki, tak i sushestvennymi razlichiyami na malyh uglovyh masshtabah. Ukazannoe povedenie vyzvano tem, chto osnovnaya dolya H zaklyuchena v molekulyarnyh oblakah, a bol'shaya chast' takih oblakov obrazuet kol'co na rasstoyanii  kpk ot centra Galaktiki.

Pogloshenie, vyzyvaemoe mezhzvezdnoi pyl'yu, neveliko, ne bolee neskol'kih procentov ot polnogo secheniya . Ego zavisimost' ot primerno takaya zhe, kak i pri fotoabsorbcii. Isklyuchenie sostavlyayut situacii, kogda na luche zreniya okazyvayutsya bogatye pyl'yu molekulyarnye oblaka ili protozvezdnye ob'ekty.

Poslednii nerassmotrennyi komponent - ionizovannaya faza MZS. Mozhno srazu skazat', chto v MZS dlya rentgenovskogo diapazona svobodno-svobodnoe pogloshenie nevazhno (sm., naprimer, Bochkarev 1992). A vot tomsonovskoe rasseyanie na elektronah, kotoroe prakticheski ne zavisit ot , neobhodimo uchityvat' dlya  keV ili dlya  sm.

Tipichnye dlya Galaktiki znacheniya luchevoi plotnosti sostavlyayut - sm. Sleduet zametit', chto velichina mozhet ispytyvat' sushestvennye lokal'nye uvelicheniya na malyh uglovyh masshtabah v otdel'nyh tochkah nebesnoi sfery - esli potok izlucheniya ot rentgenovskogo istochnika peresekaet kompaktnoe uplotnenie MZS, naprimer, tumannost', ostatok sverhnovoi ili molekulyarnoe oblako.

2.2.8. Populyacionnyi sintez NZ

V poslednee vremya populyacionnyi sintez stal populyarnym metodom v razlichnyh oblastyah astrofiziki. V pervuyu ochered' on primenyaetsya dlya izucheniya evolyucii dvoinyh i odinochnyh zvezd (sm. Lipunov i dr. 1996, Fritce-f.Al'fensleben 2000).

Obychno modelirovanie provoditsya metodom Monte-Karlo. Zadayutsya nachal'nye parametry ob'ektov i zakony ih izmeneniya. V ideale stremyatsya poluchit' vse eti dannye v analiticheskoi forme, odnako chasto ispol'zuyut zatabulirovannye dannye.

Sravnenie s nablyudeniyami mozhet provodit'sya kak na urovne parametrov otdel'nyh ob'ektov, tak i na urovne integral'nyh parametrov, naprimer, integral'nyi spektr galaktiki.

Kak pravilo v populyacionnyh modelyah evolyucionnyi trek otdel'nogo chlena populyacii ne imeet ochen' vysokoi tochnosti. Odnako, bol'shaya sovokupnost' ob'ektov pozvolyaet sudit' o takih vazhnyh parametrah, kak raspredelenie nachal'nyh parametrov, a takzhe delat' predskazaniya, kasayushiesya populyacii v celom (sm., naprimer, raboty, posvyashennye prostranstvennomu raspredeleniyu odinochnyh NZ v Galaktike v svyazi s gipotezoi o galakticheskom proishozhdenii gamma-vspleskov: Pachinskii 1990, Prohorov, Postnov 1993, 1994).

Metod populyacionnogo sinteza daet sushestvennye preimushestva po sravneniyu s issledovaniem svoistv individual'nyh ob'ektov (sm. naprimer Lipunov i dr. 1996). Razlichnye populyacii izolirovannyh NZ ne raz izuchalis' s pomosh'yu dannogo metoda (sm. Bhatachar'ya i dr. 1992 , Madau i Blaez 1994, Menning i dr. 1996). Detal'noe izuchenie NZ v primenenii k slabym rentgenovskim istochnikam v diske Galaktiki i v sharovyh skopleniyah bylo nedavno provedeno v (Popov i dr. 2000b, Popov, Prohorov 2002). Issledovalsya vklad odinochnyh akkreciruyushih NZ v rentgenovskii fon (Dzane i dr. 1995), a takzhe NZ v centre Galaktiki (Dzane i dr. 1996).

V rabote Popov i dr. 2000a bylo polucheno raspredelenie NZ po stadiyam (Ezhektor, Propeller, Akkretor, Georotator). Raschety pokazali, chto bol'shaya chast' NZ nahoditsya na stadii Ezhekcii. Eto svyazano s vysokimi (v srednem) prostranstvennymi skorostyami etih ob'ektov (Lain i Lorimer 1994, Kordes i Chernoff 1997, 1998, Hansen i Finnei 1997, Hartman 1997, Ramachandran 1999, Kordes 1998, sm. takzhe Treves i dr. 1998). Akkretory sostavlyayut poryadka neskol'kih procentov ot vsei populyacii v sluchae postoyannogo magnitnogo polya.

Evolyuciya dvoinyh i odinochnyh radiopul'sarov neodnokratno issledovalas' metodom populyacionnogo sinteza. Zdes' my ne budem rassmatrivat' millisekundnye radiopul'sary (sm. Possenti i dr. 1999), obratimsya k evolyucii odinochnyh pul'sarov, sleduya serii rabot (Verbunt i dr. 1999, Bhatachar'ya i dr. 1992, Hartman i dr. 1997).

Odnim iz klyuchevyh voprosov v evolyucii NZ yavlyaetsya problema raspada magnitnogo polya. Esli v dvoinyh sistemah raspad mozhet byt' uskoren akkreciei veshestva (sm. Geppert i dr. 1996), to v odinochnoi NZ raspad obuslovlen tol'ko vnutrennimi prichinami. Poetomu imenno issledovanie izolirovannyh ob'ektov predstavlyaet osobyi interes (Popov, Prohorov 2000). Poskol'ku do nedavnego vremeni tol'ko radiopul'sary udovletvoryali etomu trebovaniyu, ne udivitel'no, chto avtory rabot (Verbunt i dr. 1999, Bhatachar'ya i dr. 1992, Hartman i dr. 1997) obratilis' imenno k nim.

Specificheskaya trudnost' zaklyuchena v sravnenii rezul'tatov s nablyudeniyami. Delo v tom, chto pul'sarnye dannye podverzheny mnozhestvu selekcionnyh effektov. Dlya sravneniya raschetov s dannymi nablyudenii neobhodimo vvesti kriterii detektiruemosti dlya modeliruemyh NZ. Krome etogo, dannye po rasstoyaniyam do pul'sarov ne obladayut vysokoi stepen'yu nadezhnosti (naprimer, v 1994 godu oni byli sushestvenno peresmotreny (Lain, Lorimer 1994)).

Krome izmeneniya perioda vrasheniya i velichiny magnitnogo polya v raschetah neobhodimo uchityvat' dvizhenie NZ v Galaktike, t.k. za vremya zhizni pul'sar mozhet sushestvenno udalit'sya ot mesta svoego rozhdeniya.

Nailuchshego soglasiya s dannymi nablyudenii avtory dostigli ispol'zuya sleduyushii nabor parametrov: let, . Zdes' , a raspredelenie nachal'nyh polei sootvetstvuet raspredeleniyu .

Poslednyaya (po vremeni) popytka populyacionnogo sinteza radiopul'sarov s uchetom zatuhaniya magnitnogo polya privedena v rabote (Regimbo i de Freitas Pacheko 2001). Avtory takzhe prishli k vyvodu o tom, chto nalichie zatuhaniya na vremenah, prevyshayushih vremya zhizni pul'sara, sposobstvuet uluchsheniyu statistiki. Odnako, v rabote pokazano, chto luchshih rezul'tatov mozhno dostich' i bez zatuhaniya, esli v processe evolyucii NZ uvelichivaetsya ugol mezhdu magnitnoi os'yu i os'yu vrasheniya (sm. Beskin i dr. 1993, gde privodyatsya teoreticheskie argumenty v pol'zu takoi evolyucii). Krome etogo, avtory delayut vyvod o tom, chto nalichie magnitarov mozhet byt' ob'yasneno bez bimodal'nosti funkcii raspredeleniya NZ po magnitnym polyam, i ocenivayut temp rozhdeniya magnitarov kak 1/750 let.

Krome issledovaniya populyacii radiopul'sarov v celom razlichnye avtory rassmatrivali vazhnyi vopros ob associacii etih ob'ektov s ostatkami sverhnovyh. Vpervye k voprosu o malom chisle par (associacii) obratilis' v konce 80-h (Braun i dr. 1989, Narayan, Shaudt 1988). Narayan i Shaudt predpolozhili, chto pul'sary ne nablyudayutsya v nekotoryh ostatkah iz-za togo, chto magnitnoe pole slishkom slabo ili period vrasheniya NZ slishkom velik, t.e. pul'sar nahoditsya ili ochen' blizko k linii smerti ili zhe uzhe za nei (o linii smerti sm. Chen i Ruderman 1993, Arons 2000). Bolee sovremennye raschety byli provedeny v rabotah Genslera i Dzhonstona (1995a,b,v). Osnovnoi vyvod raboty Genslera i Dzhonstona (1995v) zaklyuchaetsya v tom, chto dazhe esli kazhdaya sverhnovaya porozhdaet radiopul'sar, to chislo associacii budet men'she nablyudaemogo. T.e. sredi imeyushihsya par pul'sar+ostatok chast' yavlyaetsya lish' rezul'tatom proekcii.

V nastoyashee vremya v Rossii ne provodyatsya issledovaniya po populyacionnomu sintezu radiopul'sarov.

Metodom populyacionnogo sinteza bylo issledovano raspredelenie kompaktnyh ob'ektov po massam (Bel'chinskii i dr. 2002). Krome trivial'nogo rezul'tata o nalichii populyacii chernyh dyr v dvoinyh sistemah s bolee vysokimi massami po sravneniyu s massami odinochnyh chernyh dyr, avtory nashli, chto kolichestvo strannyh zvezd (sm. takzhe nizhe) okazyvaetsya poryadka kolichestva chernyh dyr. Pri etom bol'shaya chast' strannyh zvezd yavlyaetsya odinochnymi ob'ektami.

V svyazi s populyacionnym sintezom NZ osobenno interesny popytki postroeniya "edinyh teorii", opisyvayushih s edinyh pozicii NZ raznyh tipov. Nekotorye takie popytki rassmotreny v razdele, posvyashennym akkrecii, drugie - v razdele, posvyashennym magnitaram. Nizhe my kratko summiruem eti raboty.

Kak bylo ukazano vyshe sushestvuet dve osnovnye vetvi: "magnitarnaya" i "akkrecionnaya".

V pervom sluchae predpolagaetsya, chto razlichiya v proyavleniyah NZ opredelyayutsya raznoi velichinoi magnitnogo polya (i/ili razlichnoi konfiguraciei polya). NZ s bol'shimi polyami mogut v principe ne proyavlyat' radiopul'sarnoi aktivnosti (Baring i Harding 1995, sm., odnako, Usov i Melrouz 1996). Vozmozhno, takzhe, chto iz-za bystrogo zamedleniya stadiya radiopul'sara dlya etih zvezd okazyvaetsya ochen' korotkoi. "Magnitarnaya" gipoteza obyazatel'no privlekaet zatuhanie magnitnogo polya dlya ob'yasneniya klasterizacii periodov MPG i ARP (Kolpi i dr. 2000). Razlichie mezhdu istochnikami mozhet opredelyat'sya raznicei v vozraste, i, sootvetstvenno, razlichiem v velichine polya.

Vo vtorom sluchae dlya edinogo ob'yasneniya prirody razlichnyh odinochnyh NZ trebuetsya nalichie ostatochnyh akkrecionnyh diskov. V takom sluchae razlichnye istochniki ob'yasnyayutsya ili kak posledovatel'nye stadii (evolyuciya diska i tempa vrasheniya NZ), ili kak NZ s raznymi parametrami diskov.

Horoshuyu diskussiyu po etim problemam mozhno naiti v rabotah Tompsona (2001), Al'para (2001), Dunkana (2001).

---

<< 2.1. Nablyudeniya NZ | Oglavlenie | 2.3. Drugie blizkie oblasti >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: neitronnye zvezdy - rentgenovskie istochniki - anomal'nye rentgenovskie pul'sary - akkreciya - Mezhzvezdnaya sreda - Magnitary Publikacii so slovami: neitronnye zvezdy - rentgenovskie istochniki - anomal'nye rentgenovskie pul'sary - akkreciya - Mezhzvezdnaya sreda - Magnitary

Sm. takzhe: Kratkaya istoriya bystryh radiovspleskov GW200115: modelirovanie sliyaniya chernoi dyry i neitronnoi zvezdy Karta goryachih pyaten na poverhnosti neitronnoi zvezdy J0030 Neobychnyi signal mozhet svidetel'stvovat' o razrushenii neitronnoi zvezdy chernoi dyroi Odinochnaya neitronnaya zvezda v ostatke sverhnovoi E0102-72.3 NGC 4993: galakticheskii dom istoricheskogo vzryva GW170817: registraciya izlucheniya raznyh vidov ot yavleniya sliyaniya Vse publikacii na tu zhe temu >>