<< 5.1. Радиопульсары | Оглавление | 5.3. Близкие молодые нейтронные >>
5.2. Подсчеты нейтронных звезд и одиночные аккреторы
С начала 70-х гг. разные авторы обсуждали возможность наблюдения одиночных аккрецирующих нейтронных звезд. В последние годы их предсказания изменились от очень оптимистичных (почти все старые нейтронные звезды являются аккреторами; рентгеновский спутник класса ROSAT должен обнаружить тысячи подобных объектов) до очень пессимистичных (на стадии аккреции находится только малая доля старых одиночных нейтронных звезд; большинство аккреторов - очень слабые источники). В 90-х гг. Монте-Карло-симуляции популяций нейтронных звезд выполнялись несколькими группами. Мы приводим ссылки на две наиболее показательные, на наш взгляд, публикации Blaes и Rajagopal [15] и Manning et al. [16].
В первой работе [15] приведено обсуждение
природы
гамма-всплесков
. 1 2 Целью ПС в этой работе было построение
распределения масс вещества, набранных одиночными нейтронными
звездами в результате аккреции. Основные компоненты данной модели:
начальное пространственное распределение нейтронных звезд, их
начальные пространственные скорости, гравитационный потенциал
Галактики, распределение межзвездной среды, тип аккреции. Blaes и
Rajagopal, как и многие другие авторы, до середины 90-х,
предполагали, что все нейтронные звезды относительно быстро
переходят на стадию аккреции. Это предположение - главная ошибка
моделей того периода, поскольку эволюция нейтронных звезд
полностью игнорировалась. Из-за такого подхода все исследователи
получали большое количество аккрецирующих одиночных нейтронных
звезд.
Здесь мы должны сделать одно очень важное пояснение, касающееся
эволюции одиночных нейтронных звезд. До 1994 г. общепринятым было
распределение пространственных скоростей нейтронных звезд,
предсказывавшее большое количество объектов с низкими скоростями.
После появления работы Лайна и Лоримера [17]
стало ясно, что большая часть нейтронных звезд (или по крайней
мере радиопульсаров), наоборот, являются высокоскоростными
объектами. Наиболее популярное сегодня распределение
пространственных скоростей [18] имеет бимодальный
вид, более половины звезд имеет скорость выше 500-600
км
с
. Часто различные авторы предполагают,
что очень малое число открытых одиночных аккреторов
3 4может быть объяснено их
низкими светимостями из-за высоких пространственных скоростей
нейтронных звезд (согласно формуле Бонди темп аккреции на объект
обратно пропорционален кубу его пространственной скорости).
Другими словами, можно сказать, что на самом деле аккреторов
много, но их светимости столь низки, что с помощью современных
приборов мы не можем их зарегистрировать. Однако это не так!
Нейтронные звезды со столь высокими пространственными скоростями
никогда не достигают состояния аккреции (они попадают на стадию
георотатора, см. ниже). Таким образом, число одиночных аккреторов
в основном определяется долей медленных нейтронных звезд.
Manning et al. [16] обсуждали длительность стадий, предшествующих наступлению аккреции. Их подход является промежуточным. С одной стороны, они не использовали новое (согласно Лайну и Лоримеру) распределение по пространственным скоростям. Из-за этого заметная доля нейтронных звезд достигает стадии аккреции за время жизни Галактики. С другой стороны, в этой работе была учтена эволюция нейтронных звезд до наступления аккреции, что делает данное исследование существенно более полным, чем большинство остальных моделей вплоть до конца 90-х.
Попытка проведения глобального ПС одиночных нейтронных
звезд была предпринята в [19]. Эта "перепись"
нейтронных звезд была проведена для определения долей популяции
нейтронных звезд, находящихся на каждой из четырех основных
эволюционных стадий: эжектора, пропеллера, аккретора и
георотатора (описание данных стадий см. в [8]). C
современной точки зрения это исследование имеет несколько
недостатков. Авторы использовали очень простые распределения по
начальным периодам и магнитным полям, а также одномодовое
распределение по скоростям. Для стадий пропеллера и георотатора
использовались упрощенные описания, а эволюция угла наклона
ротатора 
просто не учитывалась. Несмотря на это, по нашему
мнению, основные свойства реального распределения нейтронных звезд
в ней описаны корректно. Для стандартного распределения магнитных
полей без затухания нейтронные звезды большую часть своей жизни
проводят как эжекторы (или как георотаторы для высоких скоростей).
При наличии затухания поля наиболее многочисленными могут стать
нейтронные звезды на стадии пропеллера.
В работе [19] показано, что при разумном распределении скоростей более 90 % одиночных нейтронных звезд никогда не уходят со стадии эжекции, доли пропеллеров и георотаторов малы. Однако мы уже отмечали, что в этой работе стадия георотатора была описана слишком упрощенным способом. При правильном описании большая часть высокоскоростных эжекторов на самом деле оказались бы георотаторами. Не принималась во внимание также стадия дозвукового пропеллера (см. [20], в том числе ссылки).
Более детальное исследование свойств аккрецирующих одиночных
нейтронных звезд проведено в работе [21]. Авторы
построили 
-
распределение для аккреторов. В ней
показано, что на низких потоках (ниже
-
эргс) аккреторы становятся
более многочисленными, чем молодые остывающие нейтронные звезды
(этот тип источников более подробно описан в следующем разделе). В
этой же работе были получены распределения одиночных аккреторов по
скоростям, температурам и темпам аккреции.
В заключение мы еще раз хотим отметить, что ПС старых одиночных
нейтронных звезд прошел долгий путь. Многие элементы их
эволюционного сценария были существенно улучшены. И тем не менее
многие детали магниторотационной эволюции нейтронных звезд
остаются неясными (эволюция угла , свойства стадии
пропеллера, темп и эффективность аккреции и т. д.). Следовательно,
в будущем неизбежно появятся еще более подробные исследования этих
объектов методом ПС.
<< 5.1. Радиопульсары | Оглавление | 5.3. Близкие молодые нейтронные >>
|
Публикации с ключевыми словами:
двойные звезды
Публикации со словами: двойные звезды | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
