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.

Наблюдения шаровых скоплений с Хаббловского космического телескопа и с рентгеновского спутника Chandra привело к тому, что в отдельных скоплениях было открыто более 10, а в отдельных случаях и более 100, рентгеновских двойных источников с нейтронными звездами. В этом обзоре основное внимание уделено обнаружению этих источников, их оптической идентификации, поиску миллисекундных пульсаров и маломассивных рентгеновских двойных в спокойном состоянии.

Новорожденные нейтронные звезды (возраст менее минуты) существенно отличаются от более "зрелых" объектов этого типа. Это горячие, непрозрачные для нейтрино шары. За несколько секунд они излучают колоссальную энергию. Большая часть уносится нейтрино, но некоторая доля уносится гравитационными волнами.

В этой статье авторы рассматривают процесс излучения гравволн молодыми нейтронными звездами. Показано, что если нейтронная звезда рождается в нашей Галактике, то ее гравизлучение может быть зарегистрировано уже первым поколением лазерных интерферометров. Кроме того, образующиеся в результате слияния двух нейтронных звезд более массивные, т.н. "супрамассивные", нейтронные звезды могут являться более мощными источниками гравитационного излучения. Они могут быть зарегистрированы на расстояниях, соответствующих скоплению в Деве, что дает темп порядка нескольких штук в год.

Пульсар - очень точные "часы" - на орбите в двойной системе позволяет сразу определить функцию масс второго компонента (т.е. получить ограничения на нее снизу). Для того, чтобы измерить массу самого пульсара необходимо зарегистрировать одни из релятивистских эффектов:

1. Релятивистскую прецессию орбиты. Для этого ее эксцентриситет должен быть достаточно велик.
2. Задержка Шапиро - запаздывание импульса, когда луч проходит рядом со вторым телом. Требуется, чтобы орбита была видна почти с ребра.
3. Уменьшение полуоси орбиты из-за излучения гравитационных волн. Эффект заметен только у самых тесных систем.

Очень кратко описывается проблема наличия кваркового вещества в сливающихся нейтронных звездах. Т.к. гравитацонный сигнал может дать некоторую информацию о внутреннем строении нейтронных звезд, то представляет интересных рассмотреть столь модную сейчас гипотезу о странной материи.

Мы не знаем как ведет себя вещество при плотностях порядка 10¹⁵ г/см³, которые достигаются в центрах нейтронных звезд. Теории предлагают несколько вариантов. Один из них - что при достижении определенной плотности происходит деконфайнмент кварков и в звезде образуется ядро из свободных кварков (точнее из кварк-глюонной плазмы). А что при этом произойдет с нейтронной звездой?

Авторы рассматривали достаточно простую двухкомпонентную модель и варьировали параметр уравнения состояния, отвечающий за энергию деконфайнмента. Было обнаружено, что звезды с кварковыми ядрами имеют меньшие радиусы и максимальные массы, чем чисто нейтронные звезды (подобные результаты были известны и раньше). Неожиданным является результат, что в определенном узком интервале значений параметра уравнения состояния удалось построить 2 устойчивые последовательности звезд с кварковыми ядрами, отличающиеся друг от друга размерами ядра. Между звездами этих последовательностей возможен быстрый переход, который будет сопровождаться выделением примерно 10⁵² эрг энергии. Переход будет сопровождаться вспышкой нейтринного излучения и несколько задержанной по времени вспышкой гамма-лучей.

Как можно точно доказать, что вы открыли именно черную дыру? Аккрецирующие системы не дают такой однозначности (хотя мы, на самом деле, и уверены в существовании черных дыр в тесных двойных и в ядрах галактик). Гравитационные детекторы (LIGO, VIRGO) еще не заработали. Микролинзирование? Возможно, но тут вы не можете отождествить объект после наблюдений. Владимир Михайлович Липунов уже давно пропогандировал идею о том, что лучший способ - это найти двойную систему радиопульсар + черная дыра. По расчетам с помощью "Машины Сценариев" получалось, что такие системы должны встречаться в количестве одна штука на 1000 радиопульсаров. Не так уж и мало! Мы знаем сейчас больше 1000 пульсаров. Но открытие такой двойной - дело случая. Однако, идея проникла в массы, и потому радиоастрономы не забывают о том, что у них есть шанс получить нобелевскую премию (наверняка, за открытие такой системы, точнее за доказательство существования черных дыр, премию могут дать). Потому, открытый в 1997 г. пульсар 1740-3052 привлекал внимание. Дело в том, что у него явно есть массивный компаньон, но наблюдающаяся в направлении этого пульсара звездочка по своим свойствам ему " не пара". Потому в своей статье 2001 г. Стэрз и др. предположили, что вторым компаньоном может быть черная дыра. Другая возможность, которая также была указана авторами - это массивная В-звезда (кстати, такие пары уже обнаруживались, и их тоже заподозривали в "чернодырности"). В обсуждаемой заметке авторы все-таки показывают, что это и в самом деле В-звезда, а не черная дыра. Авторы обнаружили существенное увеличение меры дисперсии, что естественным образом объясняется ветром от массивной В-звезды. Жаль, значит открытия радиопульсара в паре с черной дырой надо еще ждать.... Но авторам должно быть еще более печально - они-то могли рассчитывать на Нобелевскую премию :)

В Австралии, на горе Удовольствия (Mt. Pleasant) с помощью 26-метровой антенны проводится регулярный мониторинг 10 молодых радиопульсаров с целью обнаружения сбоев периода (глитчей). Если удасться обнаружить такой сбой, то сразу же начнутся наблюдения послеглитчевого прогрева в других диапазонах (в первую очередь - в рентгеновском).

Кроме того, уже 21 год идут наблюдения пульсара Vela на 14-метровой антенне (18 часов в день!), а также пульсара PSR B1641-45. Vela дает сбой примерно каждые 1000 дней. У этого источника обнаружено уже немало глитчей. Такие наблюдения необходимы потому, что сбои периода и его последующее восстановление - это уникальная возможность узнать что-нибудь о "внутренностях" нейтронных звезд.

В обзоре речь идет о неустойчивостях в нейтронных звездах (в первую очерердь в молодых), приводящих к излучению гравитационных волн. В принципе такие волны (если повезет) можно зарегистрировать с помощью строящихся интерферометров.

В заметке речь в первую очередь идет не о тепловом, а о магнитосферном излучении молодых пульсаров. Это пульсирующее, т.е. направленное излучение - существует пучок. Автор пытается сконструировать некую "единую" модель (подобно описанию активных ядер галактик), где в зависимости от ориентации осей пульсара относительно луча зрения получались бы разные спектры и кривые блеска.

В отличии от термоядерного горения (невысокая плотность, высокие температуры) пикноядерное горение происходит при высокой плотности и относительно низких температурах (т.е. в рамках данной задачи температуру можно положить равной 0, но это не значит, что мы имеем дело с абсолютным нулем, напомним, что в некоторых задачах внутренние части нейтронных звезд можно считать находящимися при нулевой температуре, например, ядро нейтронной звезды может быть сверхтекучим, но реальная температура там. по земным меркам, очень высокая). Такие условия реализуются, например, в коре аккрецирующей нейтронной звезды. Вещество опускается в область более высокой плотности под давлением свежевыпавшего вещества.

Режим пикноядерного горения может быть важен для звезд, аккреция на которые непостоянна. Тогда во время нулевой аккреции звезда будет продолжать светить за счет пикноядерных реакций. Сейчас это вполне наблюдаемая вещь.

Мы не знаем точное уравнение состояния вещества в нейтронных звездах. Здесь особенно заметно сказывается "нелабораторность" астрономических объектов. Для нейтронных звезд мы не имеем ни одного точного одновременного измерения массы и радиуса (есть точные измерения масс, но в этих случаях радиус неизвестен). Хороший способ получить такие данные - наблюдение красного гравитационного смещения спектральных линий. И не зря такой результат попал в Nature. Конечно, прямо из данных по красному смещению нельзя одновременно извлечь радиус и массу. Но другие данные в итоге помогают это сделать.

Авторы наблюдали источник EXO 0748-676. Это тесная двойная с аккрецирующей нейтронной звездой. Периодически происходят рентгеновские вспышки. Удалось увидеть несколько смещенных линий в рентгеновском спектре. z=0.35.

Результат соответствует норамальной нейтронной звезде (никакой кварковой экзотиики и т.п.).

С помощью 300-м радиотелескопа Аресибо и обновленного телескопа Грин Бэнк на волне 20 см были исследованы 19 шаровых скоплений. В них были открыты еще 7 новых миллисекундных радиопульсаров. 2 из низ одиночные, 5 - входят в тесные двойные системы. Три двойные системы из пяти обладают эксцентричными орбитами, а одна из них скорее всего содержит релятивистский компаньон (белый карлик или нейтронную звезду). Работа продолжается.

Одиночным нейтронным звездам может быть присуща прецессия. Связано это с напряжениями в коре и ядре нейтронной звезды, которые приводят к несферичности звезды (причем, разумеется, объект должен вращаться не вокруг своей главной оси). Сейчас есть два кандидата (радиопульсары), у которых возможно видят этот эффект.

Наблюдения прецессии могут дать важную информацию о физике нейтронных звезд. Например, можно определить зависимость между темпом замедления пульсара и углом между магнитной осью и осью вращения. Если прецессирует быстровращающаяся нейтронная звезда, то мы можем рассчитывать на регистрацию гравитационных волн.

В статье (которая по сути представляет собой миниобзор) дается введение, поясняющее что такое свободная прецессия, а также как выглядит прецессия при действии замедляющей силы. И, конечно же, обсуждаются прецессирующие нейтронные звезды.

Теория говорит нам, что холодные нейтронные звезды могут иметь массы от 0.1 массы солнца до 2-3 солнечных масс. Наблюдения свидетельствуют о том, что может существовать резкий пик на массе 1.35 масс солнца. Маломассивную нейтронную звезду очень трудно сделать, т.к. для очень горячего объекта минимальная масса оказывается выше. И потому обычные способы образования нейтронных звезд вряд ли дают объекты с массой меньше солнечной. А жаль! Т.к. это было бы по своему очень интересно. По-крайней мере так считают авторы статьи. Дело в том, что плотность в недрах обычных нейтронных звезд превосходит ядерную в несколько раз. Значит, измерив массу и радиус такой нейтронной звезды, мы получим важную информацию о поведении вещества при таких плотностях (уравнение состояния). Но как быть с меньшей плотностью? Нейтронные звезды тут (пока?) не помогут. Здесь, пишут авторы, на помощь приходят лабораторные измерения. Измерения радиуса нейтрона в ядре свинца дают информацию о поведении вещества при плотностях, соответствующих недрам нейтронных звезд с массами около 0.5 масс солнца. Т.о. лабораторные и астрофизические данные могут дополнять друг друга. Уравнение состояния-то в природе должно быть одно! Чтобы его выбрать нужно брать и данные по относительно массивным нейтронным звездам, и данные по свинцу.

Короткая заметка об открытии новых радиопульсаров в сканах, проводимых на телескопе в Аресибо. Удалось открыть 10 новых пульсаров, у двух из них довольно короткие периода, но рекордов и сенсаций нет. Обработка данных продолжается, и авторы надеятся удвоить число новых объектов.

Простой обзор по кварковым звездам, где все довольнл понятно разложено по полочкам.

"Голые" странные звезды - один теоретически возможных из вариантов таких звезд, которые не обладают корой из обычного вещества. Магнитосфера таких звезд заполнена электрон-позитронной плазмой. Непосредственно на поверхности звезды существует очень сильное электрическое поле. Никаких спектральных особенностей в ее спектре излучения не будет (т.к. отсутствуют ионы на поверхности).

"И на блохе сидит блоха". Среди странных звезд есть еще более странные. И если странные звезды компактнее нейтронных, то "странные странные" звезды еще более компактны. Речь идет о т.н. color flavor locked (CFL) состоянии странного (кваркового) вещества. CFL-фаза соответствует равному числу u, d, s кварков (несмотря на то, что их массы различны). При этом кварки образуют куперовские пары.

В статье авторы дают обзор различных уравнения состояния для такой среды, а также рассматривают структуру соответствующих компактных объектов. Свойства CFL-звезд отличны от свойств "обычных" странных звезд. Например, у CFL-звезд, не может быть коры из нормального вещества, т.к. в них нет электронов (что приводит к отсутствию электростатического барьера, мешающго обычному веществу перемешаться с кварковым). Т.о. CFL-звезды в чем-то похожи на "обнаженные" кварковые звезды (см. обозрение за прошлую неделю).

Недостающим звеном автор считает отсутствие прямых наблюдательным свидетельств в пользу того, что часть энергетики магнитаров объясняется замедлением. Автор подробно разбирает возможные источники энергии магнитаров (источников мягких повторяющихся гамма-всплесков и аномамальных рентгеновских пульсаров).

Статья также просто является хорошим кратким описание того, что такое источники мягких повторяющихся гамма-всплесков и аномамальные рентгеновские пульсары.

Не могу не отметить статью по атмосферам нейтронных звезд с сильным магнитным полем. Однако, для более популярного изложения можно прочесть не большую статью, а более короткий вариант astro-ph/0212077.

Из 270 источников третьего каталога EGRET две трети не отождествлены. Некоторые из них могут быть внегалактическими (блазары), но большинство демонстрирует концентрацию в плоскости Галактики. Может быть это одиночные черные дыры. Возможно, это нейтронные звезды. Это могут быть как совсем молодые объекты (например, рожденные в Поясе Гулда), так и немного более старые радиопульсары, чей пучок не попадает на Землю (по этой тематике в мае будет замечательная конферернция в Гонконге). Автор рассказывает о ведущихся поисках радиопульсаров среди объектов EGRET.

Аномальные рентгеновские пульсары (АРП) и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) по всей видимости являются молодыми одиночными сильнозамагниченными нейтронными звездами. Значит, можно ожидать, что они будут находиться внутри или в непосредственной близости остатков сверхновых. Однако, тут не все так просто. Расстояния измеряются не очень хорошо, возраста - еще хуже. Мы все видим в проекции на небесную сферу. А потому в каждом конкретном случае вопрос о реальности связи между нейтронной звездой и остатком сверхновой требует подробного разбирательства (и все равно зачастую остаются сомнения). В небольшом обзоре автор детально разбирает эту проблему. По всей видимости АРП явно показывают связь с остатками, а вот МПГ - нет. Автор высказывает гипотезу, что это может быть связано с тем, что последние образовались в результате взрывов более массивных звезд.

Давно известна идея использовать пульсары для регистрации сверхнизкочастотных гравитационных волн с периодами от 1 до 100 лет. Теперь для этой задачи предлагается построить специальный 50 м радиотелескоп, который будет регулярно измерять тайминг 10 наиболее стабильных миллисекундных пульсаров.

Когда говорят об излучении нейтронных звезд, обычно рассматривают электромагнитное (тепловое) излучение с поверхности и излучение нейтрино из центра нейтронных звезд. В данной статье рассмотрен еще один механизм переноса энергии - бесстолкновительный электронный звук. Звуковые возмущения в электронной компоненте нейтронной звезды распространяются по ней столь же свободно, как и нейтрино. Источником таких звуковых возбуждений служат вихревые нити в сверхтекучем вращающемся ядре. При наличии магнитного поля электронный звук может превращаться в магнитозвуковые волны, которые вблизи поверхности превращаются в электромагнитное излучение.

Речь идет о нейтронных (кварковых и т.п) звездах, чей радиус не превосходит три шварцшильдовских. В этом случае вокруг звезды образуется (как вокруг черной дыры) эргосфера. Такая ситуация может сопровождаться возникновением весьма специфической неустойчивости (w-mode instability). Это собственно неустойчивость пространства-времени. Авторы рассматривают возможность воникновения неустойчивости в реальной астрофизической ситуации, а также обсуждают астрофизические проявления.

Будучи немного деформированными объектами вращающиеся нейтронные звезды являются источниками гравитационных волн. Уже давно проводятся попытки рассчитать, что смогут увидеть детекторы типа VIRGO и LIGO от таких объектов. В своей работе авторы используют собственную модель популяционного синтеза радиопульсаров для предсказаний грав. сигнала от них.

Нейтронные звезды образуются после взрывов сверхновых. Но почему-то в остатках мы видим не так уж много радиопульсаров. Возможно, просто далеко не все нейтронные звезды в своей молодости проходят через эту стадию. Но есть еще одна возможность. Просто мы хотим найти пульсар в центре остатка, иначе мы говорим, что требуется слищком большая скорость, чтобы объяснить большое смещение нейтронной звезды от центра остатка, и считаем ассоциацию результатом случайной проекции радиопульсара на остаток сверхновой. В этой короткой заметке автор суммирует результаты исследований, которые пытаются учесть, что изначально нейтронная звезда может быть не в центре остатка. Прияина очень проста. Пока массивныая звезда еще живет, она производит мощный звездный ветер, выдувая полость, но при этом она еще и движется. Поэтому взрыв может произойти внутри довольно сложной структуры, причем не в ее центре.

Мы хорошо знаем фермионные звезды - к ним относятся белые карлики, нейтронные и, пока гипотетические, кварковые звезды. Более двадцати лет назад была разработана теория бозонных звезд - состоящих из так и не открытых до сегодняшнего дня скалярных частиц. Но оказывается есть и смешанные бозонно-фермионные конструкции, которые настолько гибки, что позволяют с помощью одной модели объяснить огромны ряд явлений - от объектов с атомными размерами и массой 10¹⁸ г, до объектов с галактическими массами, в которых небольшое ядро окружено протяженной оболочкой.

На сегодня эта модель - скорее игра ума, но вдруг завтра кто-то Обнаружит такую звезду (или галактику:?)

Теоретиков много, а природа одна.... Уравнение состояния должно быть единственным, но пока нет достаточно детальных наблюдательных данных. А потому существует множество моделей, о которых и рассказывается в статье.

Авторы дают обзор своих наблюдений и обработки архивных данных по аномальным рентгеновским пульсарам. Особое внимание уделено поведению производной периода на больших временных отрезках, а также вспышкам в рентгеновском диапазоне (которые роднят АРП с МПГ).

В очень короткой статье собраны современные данные по геодезической прецессии нейтронной звезды (прецессии в искривленном тяготением пространстве-времени) в Халс-Тейлоровском двойном пульсаре (эта система была открыта первой и наблюдается дольше всех остальных).

У нейтронной звезды 1E1207.4-5209 по данным Чандры обнаружено две широкие спектральные детали. Авторы статьи дают интерпретацию этим наблюдениям. По их расчетам за детали ответственны гелиеподобные атомы кислорода в магнитном поле 10¹² Гс (типичном для нейтронных звезд). Если считать, что масса нейтронной звезды примерно 1.4 массы Солнца, то можно сделать ограничения на уравнения состояния: оно оказывается достаточно жестким.

За 33 года наблюдений пульсара в Крабе наблюдалось 14 глитчей (сбоев периода вращения), за которыми шли периоды релаксации. Но все эти сбои можно представить как 3 "гигантских" события разделенных примерно 12 годами. Такая гипотеза позволяет снять некоторые проблемы с законами торможения.

Определение масс нейтронных звезд - очень важная задача, т.к. она напрямую связана с физикой поведения вещества при экстремальных плотностях. Пока хорошо определены массы у нескольких радиопульсаров. Вообще, массы в астрономии проще определять в двойных системах. Поэтому, кроме двойных радиопульсаров, большое внимание привлекают рентгеновские пульсары. Их известно несколько десятков. Но в формулу для определения массы входят параметры ориентации орбиты, которые обычно неизвестны. Кроме случаев затменных систем. Наличие затмений означает, что мы находимся почти п плоскости орбиты. Для таких систем, если есть данные по спектроскопии нормальной звезды, можно довольно точно определить массу нейтронной. Известно 7 рентгеновских пульсаров с затмениями. Vela X-1 - один из них.

Долгое время масса нейтронной звезды в Vela X-1 была самой высокой (1.9 масс Солнца, Барзив и др. 2001) и потому с этим результатом спорили. И вот независимая группа подтверждает высокую массу нейтронной звезды! Учитывая все неопределенности масса составляет от 1. 75 массы Солнца до 2. 44.

О других, менее точных, способах оценки массы и ограничениях на уравнение состояния см. свежую работу "X-ray Studies of Two Neutron Stars in 47 Tucanae: Toward Constraints on the Equation of State" astro-ph/0301235 и выше astro-ph/0301161. Произведены, также, измерения в системе J1740-5340, где миллимекундный пульсар испаряет маломассивного соседа (astro-ph/0301244). Получено хорошее значения для отношения масс компонентов, но сами массы оценены с большой ошибкой.

Дается понятный обзор по свойствам молодых радиопульсаров и по недавним открытиям в этой области. Рассматриваются ассоциации пульсаров с остатками сверхновых, а также возможные отождествления с гамма-источниками спутника EGRET.

Основой этой статьи послужили 8 лет стробоскопических (с периодом 0.033 c) наблюдений пульсара в Крабовидной туманности. Фурье анализ показал значимое присутствие 60-секундной модуляции сигнала, которую авторы интерпретируют как свободную прецессию пульсара.

Наличие поверхности и быстрое вращение нейтронных звезд делает неприменимыми для расчета аккреции на них решения, полученные для черных дыр. В 2000 г. Манко и др. удалось получить решение уравнений Эйнштейна, хорошо описывающее поле вне нейтронной звезды. Однако, масса, угловой момент и квадрупольный момент, входящие в уравнение, для реальных нейтронных звезд связаны друг с другом (квадрупольный момент определяется массой и вращением). Это тоже нужно как-то учитывать. Для этого проводились численные вычисления (Кук и др. 1994). Штуте и Камензинд в своей статье пытаются объединить два подхода (Манко и др. и Кука и др.) для получения самосогласованной релятивистской модели гравитационного поля вне нейтронной звезды (похожий подход, но без применения нового решения Манко и др. применялся в работах Сибгатуллина и Сюняева).

В физике нейтронных звезд темным пока остается вопрос о корреляции различных параметров этих объектов, а также вопрос о происхождении высоких пространственных скоростей (конечно, этим список "тайн и загадок" не ограничивается!). В данной статье описываются новые наблюдательные данные по пульсару PSR J0538+2817, а также приводятся возможные следствия из этих данных.

Кроме того, что есть основания полагать, что начальный период вращения этой нейтронной звезды был довольно большим (более 130 миллисекунд), данные наблюдений позволяют сделать важные ограничения на сценарии приобретения звездой пространственной скорости. Дело в том, что у этого объекта, как и у нескольких других, открыт тор. Считая, что вектор вращения звезды совпадает с вектором вращения тора, можно определить угол между вектором пространственной скорости и вектором вращения. В пределах ошибок этот угол равен 0 (как и у Краба и Велы). Сама скорость пульсара невелика - порядка 140 км/с. Далеко не все сценарии дают скорость вдоль оси вращения! Кроме того, надо объяснять большой период и малый модуль скорости...

Термоядерные вспышки на нейтронных звездах и белых карликах известны довольно давно (по меркам развития науки). Однако, запуск все новых и новых рентгеновсих спутников приносит все новые и новые данные. В том числе открываются доселе неизвестные явления. Именно теоретическому осмыслению этих новых открытий и посвящен обзор.

Показано, как данные по спектроскопии нейтронных звезд могут помочь в "убиении" теорий гравитации, прошедших проверку в Солнечной системе (всем альтернативщикам - прочесть и применить на практике!).

Не могу удержаться от упоминания очень важной работы для области, в которой я работаю. Описывается поиск новых кандидатов в одиночные нейтронные звезды. Вроде бы полученные результаты находятся в соответствии с нашими последними предсказаниями. Уфф....

В эволюции замагниченных компактных объектов (нейтронных звезд и белых карликов) есть такая интересная стадия - Пропеллер.

Про нейтронные звезды на этой стадии известно не очень многое (а хотелось бы!). Возможно, данных по белым карликам больше. Об этом и рассказывается в данном обзоре. Стадия эта непростая. Традиционно приглашаем физиков плазмы обратить на нее свое внимание.

Есть известная ситуация: из года в год на разных конференциях одни и те же люди делают доклады на одни и те же ("свои") темы. Как раз такой случай. Хо и Лай являются известными специалистами по нейтронным звездам вообще и по физике вещества в сильным магнитных полях в частности. Вот их очередной обзор. В связи с ростом числа наблюдений и теоретических расчетов появление новых обзоров выглядит вполне оправданным.

Спутник ASCA много наблюдал ММО. Всего было зарегистрировано 106 источников (среди них тесные двойные, остатки сверхновых и др.). В статье дается обзор и анализ этих данных.

• astro-ph/0302301
  Моделирование сливающихся нейтронных звезд с высоким разрешением: излучение нейтрино (High Resolution Calculations of Merging Neutron Stars II: Neutrino Emission)
  
  Authors: S. Rosswog, M. Liebendoerfer
  Commets: 39 pages, 13 figures, submitted to MNRAS; Movies can be found under http://www.astro.le.ac.uk/~sro/movies.html, higher quality figures under http://www.astro.le.ac.uk/~sro/publications.html
  
• astro-ph/0302313
  Инерциальные моды нейтронных звезд со сверхтекучими ядрами (Inertial modes of neutron stars with the superfluid core)
  
  Authors: Shijun Yoshida, Umin Lee
  Commets: 18 pages, 20 figures
  
• astro-ph/0302314
  Аккреционный диск и его выживание в течение разрушения нейтронной звезды черной дырой (Accretion disk assembly and survival during the disruption of a neutron star by a black hole)
  
  Authors: Enrico Ramirez-Ruiz, William H. Lee
  Commets: 4 pages, 2 figures, to appear in the proceedings of the Rome 2002 GRB workshop
  
• gr-qc/0301112
  К вопросу о реалистичном "вспираливании" двойных нейтронных звезд (Towards a Realistic Neutron Star Binary Inspiral)
  
  Authors: Mark Miller, Wai-Mo Suen
  Commets: 4 pages, 3 figures, revtex4
  
  
• astro-ph/0302332 Отдача, перпендикулярная вращению, ... (Spin-perpendicular kicks from evanescent binaries formed in the aftermath of rotational core-collapse and the nature of the observed bimodal distribution of pulsar peculiar velocities)
  
  Authors: Monica Colpi, Ira Wasserman
  Commets: To appear in the proceedings of the International Workshop on "Pulsars, AXPs, and SGRs observed with BeppoSAX and other Observatories" (Marsala, Sicily, 23-25 September 2002); 6 pages, 1 figure

  
  

Сразу несколько работ разных авторов по сливающимся компактным объектам. Первая и третья статьи посвящены численным расчетам слияний. Во второй статье списка рассматривается внутреннее строение нейтронных звед. В четвертой - изучаются некоторые теорфизические аспекты слияний. В пятой авторы пытаются объяснить бимодальность распределения начальных скорост нейтронных звезд разными механизмами приобретения скорости.

Отождествление было, конечно, произведено на Хаббловском телескопе. Звездная величина объекта 26.8, он очень голубой и лежит внутри боксов ошибок HRI и Chandra. Вероятно мы видим Релей-Джинсовскую часть теплового спектра. Эти наблюдения подтверждают, что источник RX J1605.3+3249 - одиночная нейтронная звезда.

mu(alpha cos delta)=-49.60+/-0.06 m"/год, mu(delta)=+29.8+/-0.1 m"/год, параллакс p=3.4+/-0.2 m".

Стандартная картинка, в которой в ядре нейтронной звезды сверхтекучими являются как нейтроны, так и протоны, противоречит наблюдаемой долгопериодической (~1 год) прецессии нейтронных звезд. Либо только одна из указанных компонент является сверхтекучей, либо "части" ядра сильно связаны магнитным полем.

Обзор результатов с Чандры и ХММ-Ньютона по одиночным нейтронным звездам: объектам "великолепной семерки" и аномальным рентгеновским пульсарам.

К настоящему моменту были данные о 76 глитчах (сбоях периода) от 25 пульсаров. В данной статье представлены результаты новых наблюдений. Авторы сообщают о 14 глитчах от 9 пульсаров (6 из них "сбойнули" впервые). Эти данные очень важны для понимания природы нейтронных звезд вообще и радиопульсаров в частности (например, можно пытаться "вытянуть" данные о механических свойствах коры и ядра, а также о связи между ними).

У все большего числа пульсаров наблюдается вековая переменность. В частности меняются проекция полуоси на луч зрения, производная орбитального периода, причем эти изменения на несколько порядков величины выше, чем вызываемые эффектами ОТО. Тогда эти данные позволяют оценить момент инерции нейтронной звезды - от 10⁴⁴ г^.см² до 10⁴⁵ г^.см².

Все, что мы знаем, об одной из ближайших радиотихих нейтронных звезд - одной из "великолепной семерки".

Новые наблюдения требуют уточнений моделей. Данные Чандры, позволившие подробно изучить 9 крабоподобных пульсаров и их туманности, требуют пересмотра модели рентгеновских спектров этих объектов. Во многом это связано с тем, что предыдущие наблюдения не могли разделить спектры самого пульсара и туманности (из-за низкого углового разрешения). В статье представлены результаты попытки построения новой феноменологической модели.

Внутри светового цилиндра энергия вращения пульсара переносится практически полностью электромагнитным потоком (потоком Пойнтинга), это вывод всех современны теорий и моделей. А уже недалеко за световым цилиндром эта энергия практически полностью оказывается заключенной в потоке релятивистских частиц (взаимодействие которых с веществом наблюдается). Распределение уносимой энергии между электромагнитным потоком и частицами описывается параметром сигма. Полной модели данного процесса на сегодняшний день нет.

Несмотря на то, что пульсары известны уже более 35 лет, механизм их излучения до конца не понят. Авторы статьи представляют очередную попытку описать излучение пульсаров от радио до гамма диапазона в единой модели.

Данная статья - это материалы конференции. потому тут очень кратко, тезисно, перечислены основные черты модели. Основную роль в подходе авторов статьи играет обратное комптоновское рассеяние. Подгонкой параметров модели им удается описать импульсы 7 хорошо изученных пульсаров.

В физике нейтронных звезд очень важной и интересной задачей является расчет их охлаждения. Дело в том, что с одной стороны эта проблема требует понимания поведения вещества в экстремальных условиях, с другой - это можно проверить в наблюдениях (см., например, работы Санкт-Петербургской группы и их обзор в УФН).

Т.н. "странные звезды" охлаждаются по-другому.... Об этом авторы рассказывают в обсуждаемой статье. Это не обзор, однако, многие важные ссылки присутствуют. Кроме того в статей "много физики, мало формул". Т.о. эта короткая заметка будет интересна физикам.

Это одна из первых отечественных статей (а может быть просто первая), написанная по данным запущенного в конце 2002 годы спутника INTEGRAL. Жесткий рентгеновский IGR J16318-4848 открыт с INTEGRALa, затем его удалось обнаружить в архивных данных японского спутника ASCA (1994), но там он не был идентифицирован. Источник обладает совершенно необычными свойствами - похоже он светит через толстый слой вещества - ранее такого нигде не наблюдалось. Первая предложенная модель - аккрецирующий из звездного ветра источник в массивной двойной системе.

"В мире сказок тоже есть булочки". У источников мягких повторяющихся гамма-всплесков тоже есть рентгеновские послесвечения. Авторы показывают, как этот феномен находит свое объяснение в рамках наиболее популярный на сегодняшний день магнитарной гипотезы.

О предварительных результатах этого эксперимента сообщалось в препринте astro-ph/0301328. Более длинный ряд синхронных с осевым вращением оптических наблюдений пульсара в Крабе по прежнему подтверждает наличие периода 60 с, который интерпретируется как свободная прецессия.

Но в этих данных появился новый существенный аргумент в пользу того, что это прецессия - ее период замедляется примерно в том же темпе, в каком изменяется период вращения самого пульсара, как и должно быть при свободной прецессии!

XMM-Ньютон впервые зарегистрировал пульсирующее рентгеновское излучение от 143 мс пульсара PSR J0538+2817. Спектр этого излучения - чернотельный с температурой T^infty = (2.12 +0.04/-0.03) x 10⁶ K, а радиус излучающей области - 0.70+/-0.02 км, т.е. светит нагретая полярная шапка.

Короткий обзор свежих данных и идей по пульсарам и пульсарным ветрам. Возможно именно пульсарные туманности смогут пролить свет на важные детали механизма работы пульсара. По-крайней мере во всей этой науке появляются принципиально новые данные, т.о. после некоторого застоя/затишья пульсарная машина снова на переднем краю астрофизики.

Обсуждается роль вязкости при эволюции молодой нейтронной звезды, в которой возбуждены r-моды. Последние испытали пристальное внимание теоретиков в последние несколько лет в связи с тем, что, как полагали, именно они могли отвечать за начальные периоды нейтронных звезд, а также могли бы быть наблюдаемы с помощью детекторов гравитационных волн. Однако, физика процесса оказалась очень сложной (мы все-таки плохо представляем, как внутри устроены нейтронные звезды). Поэтому энтузиазм несколько угас, и началась серьезная работа.

Сама статья занимает менее 8 страниц. Остальное - таблицы, профили импульсов и т.д. Картинки довольно интересные и информативные (имеется ввиду, что даже для неспециалистоов это может быть интересно в плане общего развития). Описываются свойства молодых пульсаров (велоподобные, т.е. похожие на пульсар в Веле - Парусах). Обсуждается возможная связь молодых пульсаров с неотождествленными гамма-источниками спутника EGRET.

Среди почти трех сотен источников, зарегистрированных прибором EGRET на Комптоновской обсерватории (aka CGRO), отождествлено менее 100. Остальные ждут своего часа. Там, безусловно, есть и галактические и внегалактические объекты. Галактические выделяются по своему распределению (концентрация к плоскости Галактики и т.д.). Именно их и рассматривает в своей статье Изабель Гренье. Особое внимание уделяется нейтронным звездам из Пояса Гулда. О последнем см. также статью "3D dynamical evolution of the interstellar gas in the Gould Belt" astro-ph/0303516. В мае в Гонг Конге будет целая большая конференция по неотождествленным источникам EGRET. Надеемся, что в начале июня на Scientific.Ru появится рассказ о ней.

"Жил на свете Зашибала.
На "Миноге" он летал.
Он открыл планет немало,
И на каждой зашибал."
(из мультфильма "Властелин Времени")

"К чему тут планеты?"- спросите вы. Читайте.

Самые известные нейтронные звезды - пульсары. Самый известный пульсар - пульсар в Крабовидной туманности. Период вращения этой нейтронной звезды около 33 мс. Вспышка сверхновой наблюдалась в 1054 г.

В статье авторы рассматривают изменения периода вращения по данным радионаблюдений. Кроме замедления периода, кроме второй производной, есть еще "шумовые" вариации (timing noise). Авторы детально исследуют этот "шум" (снова скажу: время - практически единственное, что мы точно и модельно независимо измеряем в астрономии, потому надо вытягивать как можно больше информации). И тут мы подходим к самому главному.....

Обнаружены периодические (квазипериодические?) вариации на масштабе 568+/-10 дней. Их можно объяснять по-разному. Одно из возможных объяснений - планета!

Планеты у пульсаров не новость ( см. обзор). В 1992 г. в Nature появилась статья Wolszczan, A.; Frail, D. A. "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12". С тех пор планеты открывали (и закрывали) не раз. В нашей стране известным экспертом по пульсарным планетам является Татьяна Шабанова из Пущино. По всей видимости, планеты образуются из вещества оставшегося после взрыва сверхновой, однако, тут еще много неясного.

Если у Краба и правда есть планета, то ее масса как минимум в 3 раза превосходит массу Земли (вообще, у пульсаров открывают планеты с массой, сравнимой с земной, а не с юпитерианской).

Мы не хотим создавать впечатление, что "У ПУЛЬСАРА В КРАБЕ ОТКРЫТА ПЛАНЕТА!!!" И авторы статьи не хотят. Нужны новые исследования. Но возможность очень интересная.