Нейтронные звезды - эволюционирующие объекты. Во-первых, если вы рассматриваем одиночные нейтронные звезды, они замедляют свое вращение. Темп замедления вращения зависит от магнитного поля, которое само может изменяться. Связано это с тем, что поле порождается токами, а токи должны затухать. Соответственно, говорят о "магнито-вращательной эволюции". Кроме того, нейтронные звезды рождаются горячими, а потом потихоньку остывают за счет излучения нейтрино из их недр и фотонов с поверхности. Соответственно, говорят о тепловой эволюции. Но, если токи сильны и затухают довольно быстро, то их энергия пойдет на нагрев коры нейтронной звезды. Соответственно, возникает связь между магнитной и тепловой эволюцией.

Jose Pons и его коллеги уже несколько лет совершенствуют модель затухания магнитного поля и расчеты прогрева коры. Существенная черта представляемой модели состоит в том, что сильные поля затухают быстрее и заметнее. В итоге, по наблюдениям обычных радиопульсаров мы не должны видеть следов распада, а вот для магнитаров затухание поля крайне важно.

Страпельки - капельки странного вещества - должны выбрасываться в межзвездную среду при слияниях компактных объектов со странной материей внутри. Для расчета наблюдаемости страпелек (например, в космических лучах) необходимо рассчитать темп их вброса. Что авторы и делают.

Разумеется, результаты очень модельно зависимы. Существенно, что при большом значении т.н. bag constant (80 МэВ/фм³) выбрасывается мало. Соответственно, в таком случае и страпелек в межзвездном пространстве будет мало, значит, обычные нейтронные звезды редко будут их захватывать, превращаясь в странные. Авторы полагают, что в таком случае обнаружение нейтронных звезд в той области параметров, где могли бы существовать кварковые, вовсе не закрывает гипотезу о "кварковости" части компактных объектов. Равно не закроет эту гипотезу, по мнению авторов, и нулевой результат AMS-02 (полагают, что этот космический эксперимент сможет регистрировать страпельки) не закроет саму гипотезу о странном веществе.

SGR 1627-41 был единственным источником этого типа, для которого не было супернадежных измерений периода. Около 10 лет назад была публикация, в которой говорилось о возможном периоде около 6.4 секунд, но подтверждений не было. В этой статье авторы пишут о надежном обнаружении пульсаций с периодом 2.6 секунды.

Наблюдения проводились на спутнике XMM-Newton после того, как источник опять вошел в полосу активности в мае 2008 года. Поиск пульсаций в архивных данных не дал результата.

Открыт радиопульсар, который может оказаться интересной системой, состоящей из двух нейтронных звезд.

Пульсар имеет период 95 миллисекунд и большой характеристический возраст (миллиард лет). Это говорит о том, что он был раскручен аккрецией. Орбиальный период 13.6 дней. Про второй компонент пока известно только то, что он массивнее 0.5 масс Солнца. Если это белый карлик или обычная звезда, то это можно будет проверить в ближайшем будущем (просто надо посмотреть телескопом типа Хаббла, Кека или VLT). Вполне вероятно, что это вторая нейтронная звезда. Тогда свойства этой системы довольно необычны, поскольку эксцентриситет орбиты составляет 0.3. Обычно для систем из двух нейтронных звезд с пульсаром с периодом вращения порядка ста миллисекунд ожидают эксцентриситета 0.8. Низкий эксцентриситет новой системы может означать, что вторая нейтронная звезда получила существенный кик (толчок) при взрыве сверхновой, который был направлен так, что скомпенсировал ожидаемый большой эксцентриситет. Или же сброс массы при втором взрыве был аномально низок.

Авторы используют довольно остроумный подход. Они анализируют данные рентгеновских наблюдений молодых остатков сверхновых в других галактиках. Точнее даже так. Они анализируют, что увидели на месте взрыва сверхновой спустя несколько десятков лет после вспышки (чаще всего просто ничего не видят). Отсутствие регистрации энергичных молодых пульсаров в подавляющем большинстве случаев позволяет поставить серьезные пределы на распределение нейтронных звезд по начальным периодам (при известном распределении по полям). В частности, доля нейтронных звезд с начальным периодом менее 40 миллисекунд должна быть очень мала (в то время как сейчас очень часто в качестве начального распределения используют предположение об очень коротких периодах).

4U 1608-52 - рентгеновский барстер. Для таких источников, изучая их вспышки, можно сразу получить данные о расстоянии, массе и радиусе звезды. Авторы приводят следующие значения. Расстояние - 5.16+/-0.72 кпк. Масса 1.84+/-0.09 масс Солнца. Радиус 9.83+/-1.24 км.

См. также arxiv:0811.2939, где обсуждается вопрос о наличии гиперонов в нейтронных звездах. Авторы приходят к выводу, что гипероны там есть всегда. Это существенно для построения моделей и сравнения их с данными по измерению масс и радиусов нейтронных звезд.

Новорожденные магнитары - потенциальные источники гравитационных волн. Их форма довольно сильно искажена сильным магнитным полем, а потому они будут излучать гравволны. Авторы давно исследуют этот вопрос. Данная сттаья - наиболее полное исследование в этом направлении. Авторы таки надеются, что гравитационно-волновые детекторы следующего поколения (advanced LIGO и др.) таки смогут видеть всплески, связанные с молодыми магнитарами из скопления в Деве с темпом около одного в год.

Одной из задач для системы радиотелескопов SKA будет поиск новых пульсаров. Причем, речь идет не только и не столько о простом увеличении числа открытых объектов, или об обнаружении пульсаров в близких галактиках, а об открытии экзотических систем. Например, можно лелеять мечту о нобелевской премии за обнаружение пары пульсар плюс черная дыра, видимой почти с ребра (т.е., чтобы пульсар "просвечивал" окрестности черной дыры).

В статье детально разбирается, как SKA сможет исследовать радиопульсары. Замечу, однако, что окончательный дизайн системы еще не выбран, поэтому оценки могут слегка поползти. По сути, продолжается борьба между пульсарной и внегалактической программами, которые требуют разного дизайна системы. Существенно, что когда SKA начнет работу, то для исследований пульсаров ограничением может стать объем данных. Нужны будут очень мощные вычислительные средства для обработки наблюдений. По сути, планируя программы, ученые экстраполируют рост вычислительной мощности компьютеров и стоимости хранения данных. Используемые оценки: в 2015 году 10 Pflop будут стоить 100 миллионов долларов. Т.е., без прогресса в этой области справится с будущими наблюдениями будет непросто.

Ожидается, что SKA увидит более 20 000 пульсаров (из них 6000 - миллисекундные). Всего в Галактике около 30 000 нормальных пульсаров и столько же милисекундных, чьи сигналы попадают на Землю (напомню, что излучение пульсара сконцентрировано в достаточно узком конусе). Разумеется, надо учесть, что из данной точки Земли не все небо доступно для наблюдений. Кстати, эти оценки позволяют рассчитывать на десяток систем пульсар плюс черная дыра, так что одна из них может иметь плоскость орбиты вблизи луча зрения. Оптимизация системы для пульсарных исследований позволит несколько увеличить это число, но на мой взгляд, маловероятно, что это будет сделано в ущерб внегалактическим исследованиям.

Кстати, в Living Reviews in Relativity (которые в этом году празднуют десятилетие, и "Троицкий вариант" напишет об этом) появился апдейт обзора по двойным и миллисекундным пульсарам, который будет хорошим дополнением к данной статье по пульсарам на SKA.

Период пульсара 316 миллисекунд. Ранее там был известен гамма-источник (а также рентгеновский точечный источник, погруженный в типичную пульсарную туманность), но теперь мы уверены в том, что это именно нейтронная звезда, причем - молодая. Авторы полагают, что многие неотождествленные гамма-источники в областях звездообразования - это молодые пульсары. И GLAST-Fermi сможет их выявить.

Существует несколько популяций относительно молодых одиночных нейтронных звезд: пульсары, Великолепная семерка, SGRs, AXPs, RRATs, CCOs ... Эволюционные связи между ними непонятны. Кроме того, складывается парадоксальная ситуация: сумма оценок темпа рождения каждой популяции превосходит оценку галактического темпа сверхновых. Значит, вряд ли можно обойтись без предположения о том, что какие-то из популяций принадлежат одному эволюционном треку.

Авторы защищают идею о том, что пульсары, RRATs и Великолепная семерка - это разные проявления одного эволюционного трека (т.е., просто мы видим разные стадии эволюции).

Лично мне сейчас кажется, что более вероятен другой сценарий, защищаемый, например, Хосе Понсом. А именно. Распад магнитного поля и нагрев коры позволяет построить цепочку SGRs, AXPs -> Великолепная семерка, RRATs и пульсары с большим магнитным полем.

Всем памятна недавняя дискуссия по результатам работы спутника ПАМЕЛА. На нескольких конференциях команда спутника доложила об обнаружении избытка позитронов. Т.е., стандартные модели рождения этих частиц в межзвездной среде не могут объяснить представленные результаты. Отсюда многие сделали вывод, что эффект может найти объяснение в рождении электрон-позитронных пар при аннигаляции частиц темной материи.

В этой статье авторы обсуждают куда более консервативную гипотезу о том, что избыток позитронов может порождаться пульсарами. Для объяснения всего избытка им требуется достаточно высокий темп рождения гамма-пульсаров во всей Галактике, а также достаточная активность близких объектов. Пока все укладывается в известные ограничения. Скорее всего, окончательный ответ дадут данные спутника ГЛАСТ-Ферми, которые появятся уже в ближайший год-два.

Кстати, о планируемых наблдениях пульсаров на ГЛАСТ-Ферми можно прочесть тут arxiv:0810.1637.

Большой обзор по кварковым звездам и связанной с этим физикой. Формул мало - т.е., написано понятно. Приведены основные современные кандидаты (хотя, пожалуй, сейчас они кажутся менее сильными, чем несколько лет назад). Дан хороший исторический обзор. Более 100 ссылок.

Сразу две группы (см. вторую статью arxiv:0809.4043) докладывают об обнаружении интересного оптического транзиента.

Транзиент наблюдался после гамма-всплеска. Всплеск был обнаружен 10 июня 2007 года спутником SWIFT. Сразу стало ясно, что это скорее всего какой-то галактический объект, а не космологический гамма-всплеск. Это следовало не только из того, что источник лежит в плоскости Галактики, но и из ряда других свойств.

Затем, прибор RXT обнаружил рентгеновскую вспышку. Также было обнаружено и оптическое излучение. Сперва вся сумма данных указывала на то, что это может быть двойная система с черной дырой (быстрая рентгеновская новая).

Однако новые данные говорят о другом. В рассматриваемых статьях авторы сообщают о наблюдении нескольких десятков оптических вспышек, очень похожих на рентгеновские вспышки магнитаров. Вроде бы есть указания на характерный период около 7 секунд. Поэтому обе группы интерпретируют данные, как оптическое излучение магнитара. Тогда это будет первое такое оптическое наблюдение. Однако не исключено, что могут появиться и другие модели.

GCRT J1745-3009 - интересный и непонятный радиотранзиент, открытый несколько лет назад. Обсуждалось несколько разных моделей источника, и можно придумать новые (например, одиночные нейтронные звезды на экзотических стадиях, суперэжектор в двойной системе и тп.). Авторы описывают данные по этому источнику, обсуждают некоторые модели и рассуждают, что можно надеяться узнать в будущем.

Дается обзор результатов по наблюдениям рентгеновских пульсаров на спутнике INTEGRAL. Наиболее интересно описание зависимости энергии циклотронной линии от светимости (это измерено для трех источников). Также рассматривается эволюция периодов и зависимость доли пульсирующего от различных параметров.

PSR J1518+4904 - это одна из девяти систем, состоящих из двух нейтронных звезд (хотя бы одна из которых является радиопульсаром). Авторы детально исследуют источник и получают очень интересный результат.

Во-первых, удалось точно измерить полную массу системы - 2.72 массы Солнца. Тут пока ничего удивительного. Интересно, что одна из нейтронных звезд (та, которая является пульсаром) имеет низкую массу: 0.72+0.51/-0.58 масс Солнца. Пределы соответствуют вероятности 95.4 процента. В принципе, верхний предел в 1.17 солнечных масс не кажется таким уж удивительным, но вспомните, что мы говорим о миллисекундном пульсаре, который был раскручен за счет аккреции со второго компаньона! Т.е., во-первых, начальная масса была еще меньше, а во-вторых, компаньон, который должен был образоваться из изначально менее массивной звезды, заметно тяжелее пульсара (масса компаньона 1.55-2.58 солнечных масс с той же достоверностью 95.4 процента).

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Очередной обзор по астрофизическим ограничениям на уравнение состояния при высокой плотности. Быстровращающиеся и массивные нейтронные звезды, компактные объекты с измеренным радиусом, очень горячие или холодные ... все они могут дать информацию о том, как ведет себя вещество в их недрах при плотности, в несколько раз превосходящей ядерную.

Авторы рассказывают о точном определении (точность около 1%) параллакса до самого близкого (156 пк) миллисекундного двойного пульсара и о том, что из этого можно извлечь. А извлечь можно немало, т.к. для таких объектов есть независимые методы определения расстояния. Эти независимые методы основаны на некоторых предположениях, которые можно проверять, используя точный тригонометрический параллакс. Среди этих преположений во-первых надо отметить постоянство постоянной тяготения (ньютоновой). И авторы приводят самый жесткий предел на ее производную. Во-вторых, это неизвестные массивные планеты на задворках солнечной системы. И в третьих, гравитационно-волновой шум.

Подробнее об измерении параллаксов пульсаров с помощью VLBI см. arxiv:0808.1598. В частности, там рассказывается об измерениях с субмиллиарксекундной точностью (точно определено расстояние до пульсара на ~2.5 kpc от нас).

Авторы детально исследуют интересный радиопульсар, который, возможно, станет одним из розеттских камней (одним вряд ли обойдутся) для понимания работы пульсарного механизма.

Пульсар B0906-49 демонстрирует два импульса за период. Авторы надежно показывают, что это именно импульсы от разных полюсов и тщательно исследуют геометрию объекта. Достоверно показано, что источник является ортогональным ротатором, т.е. его магнитная ось перпендикулярна оси вращения. Определена высота, на которой возникает излучение (около 230 км). Авторы полагают, что истоник может быть зарегистрирован GLAST в гамма-диапазоне. Тогда, в самом деле, это будет отличнй пробный камень для разработчиков теорий излучения пульсаров.