Астронет > Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнитары

Астронет: С. Б. Попов, М. Е. Прохоров Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнитары
http://variable-stars.ru/db/msg/1177322/node6.html

Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнитары

<< 2.2. Физика НЗ | Оглавление | 3. Заключение >>

Разделы

2.3. Другие близкие области исследований

2.3.1. Механизмы взрывов сверхновых и возвратная аккреция (fall-back)

Поскольку НЗ является одним из результатов взрыва сверхновой, то, разумеется, свойства молодых НЗ несут информацию о породивших их сверхновых (см. Имшенник 2000, 1998; Янка и др. 2001).

Примером такой связи является проблема начальных скоростей НЗ (kick) и начальных периодов. В настоящий момент распределение начальных скоростей НЗ неизвестно. Наблюдения радиопульсаров (Лайн, Лоример 1994, Лоример и др. 1997) указывают на высокие средние скорости. Распределение по начальным периодам также неизвестно. Пока достоверно известны начальные периоды для пульсара в Крабе и, возможно, еще для двух пульсаров (см. Каспи, Хельфанд 2002). Как предполагают Спруит и Финней (1998) и Постнов и Прохоров (1998), распределение по начальным периодам может быть связано с процессом взрыва сверхновой и, соответственно, с распределением по скоростям. Однако, в работах этих авторов сделаны выводы противоречащие друг другу.

В работах по взрывам коллапсирующих сверхновых (типа II и Ib/c) можно встретить три качественно различных механизма преобразования выделяющейся гравитационной энергии связи коллапсирующего ядра предсверхновой в кинетическую энергию сбрасываемой оболочки.

Первый механизм объединяет классическую модель "отскока" ("bounce") падающих внешних слоев ядра предсверхновой от сформировавшегося и ставшего жестким сверхплотного остатка сверхновой (горячей прото-НЗ) с нейтринными механизмами, в которых образовавшаяся в результате отскока ударная волна в дальнейшем подпитывается нейтринным излучением горячего ядра. Это самая первая и долгое время считавшаяся основной модель взрыва сверхновой. Хотя ранее в рамках этой модели несколько раз удавалось объяснить вспышку сверхновой, последующие более точные исследования отвергали эти найденные возможности (см. Меццакаппа и др. 1998а и ссылки там). На сегодня данный механизм не объясняет сброс оболочки сверхновой ни в сферически симметричном, ни в осесимметричном (с вращением) случаях (Янка и др.2001). Есть надежда, что ситуацию могла бы исправить крупномасштабная нейтринная конвекция (Херант и др. 1994, Меццакаппа и др. 1998б). В настоящее время в данном направлении ведутся интенсивные исследования (см. например Кифонидис и др. 1999 и ссылки там).

Другой механизм (Имшенник 1992) связан с делением быстровращающегося коллапсирующего ядра звезды на 2 части, по крайней мере одна из которых должна быть нейтронной звездой. Затем части двойного ядра сближаются из-за гравитационного излучения, пока меньшая по массе (и большая по размеру) компонента не заполнит свою полость Роша. Сближение двойного ядра может длиться от нескольких минут до нескольких часов. После этого начинается перетекание вещества до тех пор, пока масса меньшей компоненты не достигнет нижнего предела масс НЗ (около 0.09M), при котором происходит взрывная денейтронизация маломассивной нейтронной звезды (Блинников и др. 1984). Такое дополнительное выделение энергии, происходящее достаточно далеко от центра коллапсирующей звезды, может эффективно сбросить ее оболочку. Этот механизм может действовать только у наиболее быстро вращающихся предсверхновых. Проблема данного сценария заключена в том, что пока еще никому не удалось воспроизвести деление ядра предсверхновой при коллапсе.

Последний из рассматриваемых нами механизмов взрывов сверхновых - магниторотационный - был предложен Г.С.Бисноватым-Коганом в 1970 г. Идея этого механизма очень проста - сброс оболочки производится магнитным полем быстро вращающейся НЗ. При этом оболочка ускоряется за счет торможения вращения нейтронной звезды. Поскольку на самом деле эта простая идея объединяет в себе генерацию и усиление магнитных полей и сложную трехмерную гидродинамику с сильным влиянием переноса излучения, то реалистичные расчеты данного сценария крайне затруднены. Результаты двумерных расчетов (Арделян и др. 1998, 2000) показывают, что магниторотационный механизм может передать несколько процентов вращательной энергии компактного остатка в кинетическую энергию оболочки. Как показывают упомянутые расчеты, магниторотационный взрыв (стадия на которой происходит существенное ускорение и сброс оболочки) длится 0.01-0.1 с. Однако ему предшествует фаза "накрутки", на которой тороидальное магнитное поле линейно усиливается до критической величины (- Гс) при которой происходит сброс оболочки. Длительность этой стадии зависит от величины начального магнитного поля НЗ и от скорости ее вращения и может меняться от долей секунды до минут (и даже часов). Для данного механизма требуется достаточно быстрое вращение НЗ (период порядка нескольких миллисекунд), однако не столь быстрое, как в механизме с делением ядра.

При рассмотрении связи НЗ и вспышек сверхновых особенно интересной оказывается проблема fall-back, падения на НЗ вещества остатка сверхновой (Хук, Шевалье 1991). Существует ряд моделей (см. Альпар 2001), объясняющих природу АРП, МПГ, слабых рентгеновских источников в диске Галактики и компактных рентгеновских источников в остатках сверхновых выпадением вещества, выброшенного при взрыве, на поверхность НЗ (см. пункт, посвященный аккреции).

Выпадение вещества на образовавшийся в результате взрыва сверхновой компактный объект рассматривалось уже в начале 70-х годов (Колгейт 1971, Зельдович и др. 1972). В последние годы были получены новые важные результаты (см. Шевалье 1989, Зампьери и др. 1998). Получены оценки времени, после которого аккреционная светимость образовавшейся черной дыры превосходит другие источники излучения. Мониторинг известных сверхновых позволит в течение нескольких лет проверить эту модель.

2.3.2. Одиночные черные дыры

Аккрецирующие одиночные НЗ могут быть довольно близки по многим параметрам к одиночным аккрецирующим черным дырам (о физике черных дыр см. книгу Новикова, Фролова 1986). Различные аспекты, связанные с аккрецией на одиночные черные дыры звездных масс изучались уже 30 лет назад (см. Шварцман 1971).

Недавно аккреция из МЗС на одиночные черные дыры была рассмотрена Фуджитой и др. (1998) и Аголом и Камионковским (2001). Авторы рассмотрели как обычные черные дыры звездных масс, так и гипотетические объекты, которые могут вносить существенный вклад в темную массу гало нашей Галактики, обнаруженные по эффекту микролинзирования (см. также Агол и др. 2002 об обнаружении кандидатов в черные дыры методом микролинзирования). Используя модель адвекционно-доминированной аккреции, было показано, что черные дыры звездных масс могут в недалеком будущем наблюдаться в рентгеновском, ИК или оптическом диапазонах. Обнаружение менее массивных объектов гало за счет аккреции маловероятно, однако отмечается вероятность обнаружения гравитационных волн от слияния таких черных дыр, если они образуют достаточно тесные двойные системы.

Балберг и Шапиро (2001) рассчитали темп образования черных дыр после вспышек сверхновых. Используя аналитическую модель изменения аккреционной светимости (за счет fall-back, см. выше) они оценили, что при современных методах наблюдений можно до нескольких "проявлений" черных дыр в год. Т.е., наблюдая кривые блеска сверхновых, можно увидеть как начинает доминировать вклад аккреции в полную светимость сверхновой. Если эти оптимистические оценки оправдаются, то в скором будущем мы сможем непосредственно определить темп рождения черных дыр.

Вероятно существует возможность обнаружить одиночные черные дыры в непосредственной окрестности Солнца, на расстоянии менее 1 кпк. Такая возможность связана с существование массивных "убегающих" звезд. Эти объекты образуются в результате распада двойных систем. Высокая масса ( ) убегающих звезд говорит о том, что образовавшимся в результате взрыва второго компонента компактным объектом является черная дыра (см., однако, статьи Эргмы и ван ден Хевела 1998а,б о массе прародителей НЗ и черных дыр). Таким обрахом оказывается возможным вычисление приближенных положений близких черных дыр (Попов и др. 2002, Прохоров, Попов 2002). Другая возможность поиска одиночных черных дыр на основе обработки массовой многоцветной фотометрии (обзора SDSS) подробно рассмотрена в работе Чисхолм и др. (2002).

2.3.3. Странные звезды

В ядре НЗ плотность может существенно (в несколько раз) превосходить ядерную. Это создает условия для существования свободных кварков (деконфайнмент). Такая возможность была осознана в начале 70-х годов. Первой работой, посвященной кварковому веществу была статья Бодмер (1971). Первыми работами, посвященными непосредственно кварковым звездам, были статьи Фечнера и Джосса (1978) и Виттена (1984) (детальнее см. обзор Бомбачи 2001).

Странные звезды имеют уравнение состояния, отличное от нормальных НЗ. Это проявляется, в частности, в меньших радиусах при той же массе компактного объекта. Таким образом измерения массы и радиуса объекта могут позволит определить его природу. С этой точки зрения чрезвычайно актуальны наблюдения одного из семи объектов "великолепной семерки" - RX J1856 (см. Понс и др. 2001). Пачинским (2001) была предложена идея определения массы этого объекта с помощью микролинзирования, которая может быть осуществлена в ближайшие несколько лет (однако, если верна правильная оценка расстояния до этого объекта, сделанная Капланом и др. (2001б), а не оценка Волтера (2001), то идея Пачинского об определении массы НЗ не сможет быть осуществлена в ближайшие годы). Более подробное иссделования микролинзирования на НЗ было недавно проведено Шварцем и Сейделом (2002). В будущем возможны одновременные измерения массы и радиуса НЗ при наблюдении гравитационных волн (Валлиснери 2002).

В настоящее время существует несколько кандидатов в странные звезды в тесных двойных системах: 4U 1820-30, SAX J1808.4-3658, 4U 1728-34, Her X-1, GRO J1744-28 (см. Бомбачи 2002). Некоторые авторы связывают активность МПГ со странными звездами (см., например, Дар, Де Рухула 2000, Усов 2001). Однако, основная доля исследований, посвященных странным звездам, представлена теоретическими работами. В России теоретические исследования в этой области активно ведутся Д.Н. Воскресенским (МИФИ) и соавторами (см. Блашке и др. 2001 и ссылки там, а также обзор Воскресенского в материалах конференции "Physics of neutron star interiors" 2001).

<< 2.2. Физика НЗ | Оглавление | 3. Заключение >>