Нейтронные звезды бывают самыми разными: это и радиопульсары; и аномальные рентгеновские пульсары; и радиотихие нейтронные звезды и т.д. и т.п. (см. обзор на русском языке в astro-ph/0205298).

Среди всего этого зоопарка особое место занимает Геминга. По всей видимости это молодая одиночная нейтронная звезда, являющаяся радиопульсаром, но радио луч не проходит через земного наблюдателя (исключением является низкочастотная область, где Геминга была зарегистрирована Пущинскими астрономами).

В данной статье авторы приводят результаты глубоких наблюдений Геминги в жестком диапазоне на спутниках ASCA , RXTE и CGRO.

В работе обсуждается поведение нейтронной звезды после глитча, т.е. сбоя периода вращения. Результаты интерпретируются в модели внешнего зазора (outer-gap). Обсуждаются дальнейшие наблюдения.

Несколько лет назад, в 1998 г., большое внимание специалистов привлекли т.н. r-моды неустойчивости, возникающей в молодых вращающихся нейтронных звездах. При этом излучаются гравитационные волны и, соответственно, замедляется вращение нейтронной звезды. Такая неустойчивость могла бы быть определяющей при формировании распределения начальных периодов вращения нейтронных звезд.

Однако, условия возникновения неустоичивости, интенсивность излучения и т.п. вопросы в приложении к реальным нейтронным звездам остаются неизвестными в связи с тем, что неизвестны с большой точностью параметры вещества в нейтронных звездах. В данной статье авторы исследуют проблему в случае наличия сверхтекучекого ядра. Показано, что могут создаваться условия, когда r-моды становятся неустойчивыми.

Как можно заглянуть внутрь нейтронной звезды, туда где вещество по всей видимости находится в сверхтекучем состоянии? Такую возможность в принципе дают исследования разнообразных колебаний нейтронных звезд. Автор обсуждает, что можно узнать о внутреннем строении нейтронных звезд при регистрации гравитационных волн, испускаемых при глитчах и других (в первую очередь нерадиальных) колебаниях нейтронных звезд.

Хороший пример того, как определяют массы нейтронных звезд. Наиболее точно это удается сделать в двойных системах, где один из компаньонов - радиопульсар (вторая, чаще всего, белый карлик).

В рассматриваемой системе по наблюдению эффектов ОТО удается определить сумму масс. Она оказалась равной 2.81 +/- 0.30 масс Солнца. Затем, с учетом других эффектов, а также предположения о природе второй звезды, удается дать оценки масс компонент. Масса нейтронной звезды оценена как 1.70(+0.59 -0.63) массы Солнца, а масса белого карлика - 0.97(+0.43 -0.24). Замечу, что в пределах ошибок масса нейтронной звезды совместима с "классическим" значением 1.4 массы Солнца.

Разумеется, удалось оценить и другие параметры системы и ее компонент, но это уже не столь интересно ...

В астрофизике нейтронных звезд много нерешенных вопросов. Один из них - затухание магнитного поля. Молодые нейтронные звезды имеют большие поля, старые (миллисекундные пульсары) - маленькие. Значит, возможно поле затухает. Однако, по наблюдениям радиопульсаров нельзя сделать однозначного вывода о наличии или отсутствии затухания. Это открывает простор для теоретиков.

Т.к. мы даже не знаем где сосредоточено поле (в ядре или в коре нейтронной звезды), то моделей может быть множество. В своей статье авторы рассматривают поле в коре, затухающее за счет омических потерь (это стандартная картина) плюс действует холловский дрейф. Выводы статьи неоднозначны. Вероятно, что холловский дрейф все-таки ускоряет распад поля.

В статье получена оценка минимального радиуса странной звезды с корой из обычного вещества. В зависимости от различных предположений результат оказывается порядка 4-5 км. Он соответствует массе <0.1 массы Солнца.

Миллисекундные пульсары могут образовываться различными способами. В своей работе авторы рассматривают четыре пути образования миллисекундных пульсаров в широких (период более 1 дня) двойных системах. Для сравнения модельных популяций с данными наблюдений авторы используют распределения по орбитальным периодам. При некоторых предположениях авторам удается достичь хорошего согласия расчетов и наблюдений. Однако, как они сами указывают, остается проблема с объяснением двойных с периодами менее 20 дней.

Замечательный обзор по наблюдениям одиночных нейтронных звезд (как радиопульсаров, так и радиотихих) в жестком диапазоне. Данные по рентгеновским наблюдениям существенно более полные, чем в нашем обзоре (исключая радиотихие нейтронные звезды). Очень рекомендую.

Мы знаем о нейтронных звездах очень много - мы знаем о нейтронных звездах очень мало. В настоящий момент бОльшая часть наблюдаемых нейтронных звезд - радиопульсары. Однако, этим все не исчерпывается. Есть самые разные типы нейтронных звезд. И далеко не все из них хорошо изучены. Есть небольшая группа объектов (7+4 кандидата): нейтронные звезды наблюдающиеся в гамма-диапазоне. О них и рассказывается в обсуждаемом обзоре.

Все семь источников и четыре кандидата, обсуждаемые в статье, являются более-менее обычными радиопульсарами. Автор рассматривает различные механизмы излучения, которые могут быть ответственными за гамма-излучение нейтронных звезд. Кроме того рассматриваются радиотихие нейтронные звезды, а также неотождествленные гамма-источники.

Ожидается, что новые спутники (GLAST и др.) смогут увидеть в гамма-диапазоне несколько десятков радиопульсаров.

Дан обзор наблюдений нейтронных звезд и пульсаров на спутнике ХММ-Ньютон.

Одновременно появилось множество материалов семинара по нейтронным звездам, пульсарам и остаткам сверхновых. Статей очень много, поэтому укажем лишь некоторые. Обзор по наблюдениям радиопульсаров дается в заметке Вилебинского. Механизмы излучения радиопульсаров обсуждаются Любарским. Интересный источник, Геминга-2, описан в статье Реймера и др. Другие статьи легко найти, задав в поле "Comments" словосочетание "WE-Heraeus".

Две статьи от питерской группы исследователей нейтронных звезд. Группа известна в первую очередь своими расчетами охлаждения нейтронных звезд. Именно этой проблеме и посвящены обе статьи.

В первой статье обсуждаются одиночные нейтронные звезды с различным веществом в их ядрах. Во второй рассматриваются звезды в двойных системах, где происходят эпизоды аккреции, между которыми можно наблюдать поверхность остывающего компактного объекта.

Исследуются очень молодые нейтронные звезды (т.н. протонейтронные звезды). В рамках выбранного подхода авторы в частности показывают, что такие объекты с гравитационной массой от 1.28 до 1.59 масс Солнца являются метастабильными и позже коллапсируют, превращаясь в маломассивные черные дыры.

Известие о том, что источники RX J185635-3754 и 3C58 могут быть кварковыми звездами долго будоражило средства массовой информации (см. соответствующие разъяснения на Астронете и Scietific.Ru).

В короткой заметке известные специалисты по внутреннему строению нейтронных звезд обсуждают возможности наблюдательных проявлений (и, соответственно, их регистрации) кварковых звезд.

Описывается открытие двух рентгеновских вспышек от аномального рентгеновского пульсара 1E 1048-5937. Вспышки очень похожи на вспышки источников повторяющихся гамма-всплесков. Это делает еще более вероятной тесную связь между аномальными рентгеновскими пульсарами и источниками повторяющихся гамма-всплесков.

На профили спектральных линий, излучаемые нейтронными звездами, влияет множество эффектов теории относительности. Соответственно, получив измерения линий, можно сразу же узнать, например, массу и радиус нейтронной звезды. К сожалению, пока такие линии увидеть не удалось. Дело за наблюдателями.

Авторы рассматривают образование тора и джетов вокруг пульсара в Крабе. Новое, что вводят авторы, - анизотропия потока энергии от пульсара.

Как отличить обычную нейтронную звезду от кварковой? Идей много. Вот еще одна. У кварковых и нейтронных звезд оказываются различными колебательные свойства. Если удасться (в отдаленном будущем!) пронаблюдать гравитационные волны от осциллирующих компактных объектов, то можно будет отличить кварковые звезды от нейтронных (отмечу, однако от себя, что волны проще наблюдать от только что сформировавшихся звезд, а переход в кварковое состояние может произойти намного позже).

Всего два объекта из "великолепной семерки" радиотихих близких нейтронных звезд обнаружены в оптике. Глубокие поиски на Космическом телескопе, возможно, дали еще одного оптического двойника. Это стало возможным благодаря наблюдениям источника на Чандре (у Чандры очень маленький бокс ошибок). Как и у других источников оптический спектр лежит выше чернотельного продолжения рентгеновского спектра. Это может объясняться атмосферой нейтронной звезды.

Аномальные рентгеновские пульсары (АРП) и источники мягких повторяющихся гамма-всплеском (МПГ) - близнецы-братья. Полагают, что оба типа объектов - магнетары. Наблюдения SGR 0526-66 на Чандре в спокойном состоянии подтверждают "родство". Классический МПГ ведет себя сейчас как обычный АРП.

Шаровые скопления стали одной из основных мишеней спутников Чандра и Ньютон. Это привело к существенному увеличению количества известных рентгеновских источников. Франк Вербунт, один из ведущих исследователей в этой области, дает небольшой, но исчерпывающий обзор образования и эволюции тесных двойных систем с нейтронными звездами в шаровых скоплениях. Также кратко обсуждаются системы с белыми карликами и черными дырами.

Получены ограничения на величину магнитного поля для двух нейтронных звезд, входящих в тесные двойные системы. Для SAX J1808.4-3658 обнаружены пульсации на частоте 400 Гц. Эти данные позволяют утверждать, что поле заключено в узком интервале от 10⁸ до 5 10⁸Гс. Для второй системы, Aql X-1, получено, что поле не превосходит 10⁹Гс.

Нейтронные звезды (особенно молодые) обладают дифференциальным вращением. Это приводит к увеличению максимальной возможной массы. Данная ситуация и исследуется авторами. В частности важным оказывается случай сливающихся нейтронных звезд, которые без эффектов дифф.вращения должны быстро коллапсировать в черную дыру.

Сегодня в шаровом скоплении 47 Тукана известны 22 миллисекундных радиопульсара. В статье приведен краткий обзор их свойств. Описана история наблюдений скопления.
Периоды: все пульсары имеют периоды от 2 до 8 мс. Отсутствие пульсаров с бОльшими периодами - реальный эффект. Пульсаров с периодами 1-2 мс тоже мало и это не эффект селекции.
Двойные пульсары: 68% (15 из 22) пульсаров входят в двойные системы. Большинство систем относится к одной из двух групп - с орбитальным периодом 0.4-2.3^d и компаньонами с массой ~0.4M_o и с орбитальными периодами 1.5-5.5^h и менее массивным компаньоном (~0.2M_o).
Астрометрия: Хорошо известны положения 15 пульсаров. Все они расположены не далее, чем в 1.2" от центра скопления (это 4 радиуса его ядра). Такая концентрация говорит, что пульсары достигли теплового равновесия относительно движений в скоплении.
Таблиц нет, но даны ссылки на оригинальные работы.

С борта RXTE в спектре SGR 1806-20 была зарегистрирована циклотронная особенность. Деталь состоит из из узкой линии поглощения на энергии 5 кэВ и некоторой модуляции спектра вблизи 2-й и 3-й гармоник (11.2 кэВ и 17.5 кэВ). Эквивалентная ширина линии около 500 эВ. Линия была видна только в самой жесткой части прекурсора вспышки. Такая линия соответствует магнитному полю на поверхности B=(5-7)x10^{11}Гс, что совершенно не похоже (очень малО) для SGR. Однако, если это протонная циклотронная линия, то поле будет равно B=1.0x10^{15}Гс, что хорошо объясняет наблюдаемый период этого объекта. source.