Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/newborn/pravka.ltx Дата изменения: Mon Nov 29 18:50:40 1999 Дата индексирования: Sat Dec 22 05:23:53 2007 Кодировка: koi8-r

\documentstyle{article}
\begin{document}
\baselineskip=1.4\baselineskip

Возможны следующие варианты, при которых предположение выполняется:

1. Большие начальные периоды (больше $\sim $ 2 секунд).

2. Маленькие начальные магнитные поля (меньше $\sim 10^8$ Гс).

3. Очень большие начальные магнитные поля (больше $\sim 10^{14}$ Гс).

Первая гипотеза, в частности, связывается со следующей интересной идеей,
выдвинутой Спруитом и Финней.
Поскольку для объяснения больших скоростей
пульсаров (порядка сотен км/с)
требуется асимметричный взрыв сверхновой (заметим, однако, что
этот факт оспаривается, хотя и является сейчас общепринятым), то разумно
предположить, что действие его на нейтронную звезду также
будет несимметричным, и тогда взрыв не только ускорит движение нейтронный
звезды, но и ее вращение, т.е. ``подкрутит`` нейтронную звезду.
Стало быть, короткопериодические нейтронные звезды могут иметь
большие скорости и наблюдаться как радиопульсары, а долгопериодические
могут иметь маленькие скорости (что хорошо для эволюции двойных) и
не будут давать радиоимпульсов, поскольку причина у больших скоростей
и коротких периодов одна и та же. Модификация данной гипотезы позволяет
даже уничтожить зависимость период -- скорость, т.е. и долгопериодические
и короткопериодические пульсары могут иметь практически любые
пространственные скорости движения в Галактике (что и наблюдаетсяв природе).
Однако, заметим, что, как показано в работе М.Е. Прохорова и К.А. Постнова
(ГАИШ МГУ), асимметричный взрыв сверхновой может наоборот сделать
быстровращающейся молодую нейтронную звезду, чья скорость вращения
первоначально была невелика. Поэтому однозначно сказать, как асимметрия
взрыва повлияет на скорость вращения пока нельзя.

Вторая гипотеза (которую частично разделяет и автор данной статьи)
имеет то преимущество, что не требует дополнительной
гипотезы о распаде магнитного
поля нейтронной звезды для объяснения маленьких магнитных полей рентгеновских
барстеров и некоторых рентгеновских источников, демонстрирующих
квазипериодические осцилляции. Кроме этого, гипотеза легко объясняет тот
факт, что спутник ROSAT не наблюдает большого числа одиночных
аккрецирующих нейтронных звезд ("Земля и Вселенная" N3, 1994, с. 22).
Радиопульсар не возникает именно из-за
слишком слабого магнитного поля, даже если он имел короткий период вращения
(звезда оказалась бы в правой нижней части
рисунка 1 или 2, где нет пульсаров).
При этом в молодом остатке сверхновой может наблюдаться горячая нейтронная
звезда в качестве компактного рентгеновского источника без радиокомпаньона.

Третья гипотеза была предложена Томпсоном и Дунканом в 1992 г.
для объяснения источников повторяющихся гамма-всплесков.
Теперь эта гипотеза также применяется
к одиночным нейтронным звездам с относительно большими периодами вращения
(порядка 10 секунд, что значительно больше периодов пульсаров).
Аномальные
рентгеновские пульсары имеют как раз такие периоды, и возможно являются
нейтронными звездами со сверхсильными магнитными полями.
Другим примером относительно долгопериодической одиночной нейтронной звезды
является объект RX J0720.4-3125 с периодом
8.39 секунды (совсем недавно был открыт еще один такой источник RX
J0420.0-5022 с периодом 22.7 секунды).
Альтернативным объяснением (без привлечения сверхсильных
полей) свойств этого объекта, предложенным
Денисом Коненковым и автором данной статьи
(и чуть позже независимо Вангом в США),
является как раз затухание магнитного поля нейтронной звезды в процессе
ее эволюции. Наблюдения рентгеновских пульсаров подтверждают, что
нейтронные звезды могут иметь большие магнитные поля, более $10^{13}$ Гс.
Темп замедления вращения нейтронных звезд в этих двойных системах
соответствует тому,
что они обладают мощными магнитосферами. В рамках этой гипотезы пульсар может
возникнуть, но очень быстро замедлится из-за больших потерь на излучение.

\end{document}