Astrofizika odinochnyh
neitronnyh zvezd:
radiotihie neitronnye
zvezdy i magnitary<< 2.2. Fizika NZ | Oglavlenie | 3. Zaklyuchenie >>
Razdely
- 2.3.1. Mehanizmy vzryvov sverhnovyh i vozvratnaya akkreciya (fall-back)
- 2.3.2. Odinochnye chernye dyry
- 2.3.3. Strannye zvezdy
2.3. Drugie blizkie oblasti issledovanii
2.3.1. Mehanizmy vzryvov sverhnovyh i vozvratnaya akkreciya (fall-back)
Poskol'ku NZ yavlyaetsya odnim iz rezul'tatov vzryva sverhnovoi, to, razumeetsya, svoistva molodyh NZ nesut informaciyu o porodivshih ih sverhnovyh (sm. Imshennik 2000, 1998; Yanka i dr. 2001).
Primerom takoi svyazi yavlyaetsya problema nachal'nyh skorostei NZ (kick) i nachal'nyh periodov. V nastoyashii moment raspredelenie nachal'nyh skorostei NZ neizvestno. Nablyudeniya radiopul'sarov (Lain, Lorimer 1994, Lorimer i dr. 1997) ukazyvayut na vysokie srednie skorosti. Raspredelenie po nachal'nym periodam takzhe neizvestno. Poka dostoverno izvestny nachal'nye periody dlya pul'sara v Krabe i, vozmozhno, eshe dlya dvuh pul'sarov (sm. Kaspi, Hel'fand 2002). Kak predpolagayut Spruit i Finnei (1998) i Postnov i Prohorov (1998), raspredelenie po nachal'nym periodam mozhet byt' svyazano s processom vzryva sverhnovoi i, sootvetstvenno, s raspredeleniem po skorostyam. Odnako, v rabotah etih avtorov sdelany vyvody protivorechashie drug drugu.
V rabotah po vzryvam kollapsiruyushih sverhnovyh (tipa II i Ib/c) mozhno vstretit' tri kachestvenno razlichnyh mehanizma preobrazovaniya vydelyayusheisya gravitacionnoi energii svyazi kollapsiruyushego yadra predsverhnovoi v kineticheskuyu energiyu sbrasyvaemoi obolochki.
Pervyi mehanizm ob'edinyaet klassicheskuyu model' "otskoka" ("bounce") padayushih vneshnih sloev yadra predsverhnovoi ot sformirovavshegosya i stavshego zhestkim sverhplotnogo ostatka sverhnovoi (goryachei proto-NZ) s neitrinnymi mehanizmami, v kotoryh obrazovavshayasya v rezul'tate otskoka udarnaya volna v dal'neishem podpityvaetsya neitrinnym izlucheniem goryachego yadra. Eto samaya pervaya i dolgoe vremya schitavshayasya osnovnoi model' vzryva sverhnovoi. Hotya ranee v ramkah etoi modeli neskol'ko raz udavalos' ob'yasnit' vspyshku sverhnovoi, posleduyushie bolee tochnye issledovaniya otvergali eti naidennye vozmozhnosti (sm. Meccakappa i dr. 1998a i ssylki tam). Na segodnya dannyi mehanizm ne ob'yasnyaet sbros obolochki sverhnovoi ni v sfericheski simmetrichnom, ni v osesimmetrichnom (s vrasheniem) sluchayah (Yanka i dr.2001). Est' nadezhda, chto situaciyu mogla by ispravit' krupnomasshtabnaya neitrinnaya konvekciya (Herant i dr. 1994, Meccakappa i dr. 1998b). V nastoyashee vremya v dannom napravlenii vedutsya intensivnye issledovaniya (sm. naprimer Kifonidis i dr. 1999 i ssylki tam).
Drugoi mehanizm (Imshennik 1992) svyazan s deleniem bystrovrashayushegosya
kollapsiruyushego yadra zvezdy na 2 chasti,
po krainei mere odna iz kotoryh dolzhna byt' neitronnoi zvezdoi.
Zatem chasti dvoinogo yadra sblizhayutsya iz-za gravitacionnogo
izlucheniya, poka men'shaya po masse (i bol'shaya po razmeru) komponenta ne
zapolnit svoyu polost' Rosha. Sblizhenie dvoinogo yadra mozhet dlit'sya
ot neskol'kih minut do neskol'kih chasov.
Posle etogo nachinaetsya peretekanie veshestva
do teh por, poka massa men'shei komponenty ne dostignet nizhnego
predela mass NZ (okolo 0.09M
), pri kotorom proishodit vzryvnaya
deneitronizaciya malomassivnoi neitronnoi zvezdy (Blinnikov i dr. 1984).
Takoe dopolnitel'noe vydelenie energii, proishodyashee dostatochno
daleko ot centra kollapsiruyushei zvezdy, mozhet effektivno sbrosit'
ee obolochku. Etot mehanizm mozhet deistvovat' tol'ko u naibolee
bystro vrashayushihsya predsverhnovyh. Problema dannogo scenariya zaklyuchena
v tom, chto poka eshe nikomu ne udalos' vosproizvesti delenie yadra
predsverhnovoi pri kollapse.
Poslednii iz rassmatrivaemyh nami mehanizmov vzryvov sverhnovyh
- magnitorotacionnyi - byl predlozhen G.S.Bisnovatym-Koganom v 1970 g.
Ideya etogo mehanizma ochen' prosta - sbros
obolochki proizvoditsya magnitnym polem bystro vrashayusheisya NZ.
Pri etom obolochka uskoryaetsya za schet tormozheniya vrasheniya
neitronnoi zvezdy. Poskol'ku na samom dele eta prostaya ideya
ob'edinyaet v sebe generaciyu i usilenie magnitnyh polei i slozhnuyu
trehmernuyu gidrodinamiku s sil'nym vliyaniem perenosa izlucheniya,
to realistichnye raschety dannogo scenariya kraine zatrudneny.
Rezul'taty dvumernyh raschetov
(Ardelyan i dr. 1998, 2000)
pokazyvayut, chto
magnitorotacionnyi mehanizm mozhet peredat' neskol'ko procentov
vrashatel'noi energii kompaktnogo ostatka v kineticheskuyu energiyu
obolochki. Kak pokazyvayut upomyanutye raschety, magnitorotacionnyi vzryv
(stadiya na kotoroi proishodit sushestvennoe uskorenie i sbros obolochki)
dlitsya 0.01-0.1 s. Odnako emu predshestvuet faza "nakrutki", na kotoroi
toroidal'noe magnitnoe pole lineino usilivaetsya do kriticheskoi
velichiny (
-
Gs) pri kotoroi proishodit
sbros obolochki.
Dlitel'nost'
etoi stadii zavisit ot velichiny nachal'nogo magnitnogo polya NZ i ot
skorosti ee vrasheniya i mozhet menyat'sya ot dolei sekundy do minut (i
dazhe chasov). Dlya dannogo mehanizma trebuetsya dostatochno bystroe
vrashenie NZ (period poryadka neskol'kih millisekund), odnako ne
stol' bystroe, kak v mehanizme s deleniem yadra.
Pri rassmotrenii svyazi NZ i vspyshek sverhnovyh osobenno interesnoi okazyvaetsya problema fall-back, padeniya na NZ veshestva ostatka sverhnovoi (Huk, Sheval'e 1991). Sushestvuet ryad modelei (sm. Al'par 2001), ob'yasnyayushih prirodu ARP, MPG, slabyh rentgenovskih istochnikov v diske Galaktiki i kompaktnyh rentgenovskih istochnikov v ostatkah sverhnovyh vypadeniem veshestva, vybroshennogo pri vzryve, na poverhnost' NZ (sm. punkt, posvyashennyi akkrecii).
Vypadenie veshestva na obrazovavshiisya v rezul'tate vzryva sverhnovoi kompaktnyi ob'ekt rassmatrivalos' uzhe v nachale 70-h godov (Kolgeit 1971, Zel'dovich i dr. 1972). V poslednie gody byli polucheny novye vazhnye rezul'taty (sm. Sheval'e 1989, Zamp'eri i dr. 1998). Polucheny ocenki vremeni, posle kotorogo akkrecionnaya svetimost' obrazovavsheisya chernoi dyry prevoshodit drugie istochniki izlucheniya. Monitoring izvestnyh sverhnovyh pozvolit v techenie neskol'kih let proverit' etu model'.
2.3.2. Odinochnye chernye dyry
Akkreciruyushie odinochnye NZ mogut byt' dovol'no blizki po mnogim parametram k odinochnym akkreciruyushim chernym dyram (o fizike chernyh dyr sm. knigu Novikova, Frolova 1986). Razlichnye aspekty, svyazannye s akkreciei na odinochnye chernye dyry zvezdnyh mass izuchalis' uzhe 30 let nazad (sm. Shvarcman 1971).
Nedavno akkreciya iz MZS na odinochnye chernye dyry byla rassmotrena Fudzhitoi i dr. (1998) i Agolom i Kamionkovskim (2001). Avtory rassmotreli kak obychnye chernye dyry zvezdnyh mass, tak i gipoteticheskie ob'ekty, kotorye mogut vnosit' sushestvennyi vklad v temnuyu massu galo nashei Galaktiki, obnaruzhennye po effektu mikrolinzirovaniya (sm. takzhe Agol i dr. 2002 ob obnaruzhenii kandidatov v chernye dyry metodom mikrolinzirovaniya). Ispol'zuya model' advekcionno-dominirovannoi akkrecii, bylo pokazano, chto chernye dyry zvezdnyh mass mogut v nedalekom budushem nablyudat'sya v rentgenovskom, IK ili opticheskom diapazonah. Obnaruzhenie menee massivnyh ob'ektov galo za schet akkrecii maloveroyatno, odnako otmechaetsya veroyatnost' obnaruzheniya gravitacionnyh voln ot sliyaniya takih chernyh dyr, esli oni obrazuyut dostatochno tesnye dvoinye sistemy.
Balberg i Shapiro (2001) rasschitali temp obrazovaniya chernyh dyr posle vspyshek sverhnovyh. Ispol'zuya analiticheskuyu model' izmeneniya akkrecionnoi svetimosti (za schet fall-back, sm. vyshe) oni ocenili, chto pri sovremennyh metodah nablyudenii mozhno do neskol'kih "proyavlenii" chernyh dyr v god. T.e., nablyudaya krivye bleska sverhnovyh, mozhno uvidet' kak nachinaet dominirovat' vklad akkrecii v polnuyu svetimost' sverhnovoi. Esli eti optimisticheskie ocenki opravdayutsya, to v skorom budushem my smozhem neposredstvenno opredelit' temp rozhdeniya chernyh dyr.
Veroyatno sushestvuet vozmozhnost' obnaruzhit' odinochnye chernye dyry v
neposredstvennoi okrestnosti Solnca, na rasstoyanii menee 1 kpk.
Takaya vozmozhnost' svyazana s sushestvovanie massivnyh "ubegayushih" zvezd.
Eti ob'ekty obrazuyutsya v rezul'tate raspada dvoinyh sistem.
Vysokaya massa (
) ubegayushih zvezd govorit o tom, chto
obrazovavshimsya v rezul'tate vzryva vtorogo komponenta kompaktnym ob'ektom
yavlyaetsya chernaya dyra (sm., odnako,
stat'i Ergmy i van den Hevela 1998a,b
o masse praroditelei NZ i chernyh dyr).
Takim obrahom okazyvaetsya vozmozhnym vychislenie priblizhennyh
polozhenii blizkih chernyh dyr (Popov i dr. 2002, Prohorov, Popov 2002).
Drugaya vozmozhnost' poiska odinochnyh chernyh dyr na osnove obrabotki
massovoi mnogocvetnoi fotometrii (obzora SDSS) podrobno rassmotrena
v rabote Chisholm i dr. (2002).
2.3.3. Strannye zvezdy
V yadre NZ plotnost' mozhet sushestvenno (v neskol'ko raz) prevoshodit' yadernuyu. Eto sozdaet usloviya dlya sushestvovaniya svobodnyh kvarkov (dekonfainment). Takaya vozmozhnost' byla osoznana v nachale 70-h godov. Pervoi rabotoi, posvyashennoi kvarkovomu veshestvu byla stat'ya Bodmer (1971). Pervymi rabotami, posvyashennymi neposredstvenno kvarkovym zvezdam, byli stat'i Fechnera i Dzhossa (1978) i Vittena (1984) (detal'nee sm. obzor Bombachi 2001).
Strannye zvezdy imeyut uravnenie sostoyaniya, otlichnoe ot normal'nyh NZ. Eto proyavlyaetsya, v chastnosti, v men'shih radiusah pri toi zhe masse kompaktnogo ob'ekta. Takim obrazom izmereniya massy i radiusa ob'ekta mogut pozvolit opredelit' ego prirodu. S etoi tochki zreniya chrezvychaino aktual'ny nablyudeniya odnogo iz semi ob'ektov "velikolepnoi semerki" - RX J1856 (sm. Pons i dr. 2001). Pachinskim (2001) byla predlozhena ideya opredeleniya massy etogo ob'ekta s pomosh'yu mikrolinzirovaniya, kotoraya mozhet byt' osushestvlena v blizhaishie neskol'ko let (odnako, esli verna pravil'naya ocenka rasstoyaniya do etogo ob'ekta, sdelannaya Kaplanom i dr. (2001b), a ne ocenka Voltera (2001), to ideya Pachinskogo ob opredelenii massy NZ ne smozhet byt' osushestvlena v blizhaishie gody). Bolee podrobnoe issdelovaniya mikrolinzirovaniya na NZ bylo nedavno provedeno Shvarcem i Seidelom (2002). V budushem vozmozhny odnovremennye izmereniya massy i radiusa NZ pri nablyudenii gravitacionnyh voln (Vallisneri 2002).
V nastoyashee vremya sushestvuet neskol'ko kandidatov v strannye zvezdy v tesnyh dvoinyh sistemah: 4U 1820-30, SAX J1808.4-3658, 4U 1728-34, Her X-1, GRO J1744-28 (sm. Bombachi 2002). Nekotorye avtory svyazyvayut aktivnost' MPG so strannymi zvezdami (sm., naprimer, Dar, De Ruhula 2000, Usov 2001). Odnako, osnovnaya dolya issledovanii, posvyashennyh strannym zvezdam, predstavlena teoreticheskimi rabotami. V Rossii teoreticheskie issledovaniya v etoi oblasti aktivno vedutsya D.N. Voskresenskim (MIFI) i soavtorami (sm. Blashke i dr. 2001 i ssylki tam, a takzhe obzor Voskresenskogo v materialah konferencii "Physics of neutron star interiors" 2001).
<< 2.2. Fizika NZ | Oglavlenie | 3. Zaklyuchenie >>
|
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:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
