Нейтронные звезды - эволюционирующие объекты. Во-первых, если вы рассматриваем одиночные нейтронные звезды, они замедляют свое вращение. Темп замедления вращения зависит от магнитного поля, которое само может изменяться. Связано это с тем, что поле порождается токами, а токи должны затухать. Соответственно, говорят о "магнито-вращательной эволюции". Кроме того, нейтронные звезды рождаются горячими, а потом потихоньку остывают за счет излучения нейтрино из их недр и фотонов с поверхности. Соответственно, говорят о тепловой эволюции. Но, если токи сильны и затухают довольно быстро, то их энергия пойдет на нагрев коры нейтронной звезды. Соответственно, возникает связь между магнитной и тепловой эволюцией.

Jose Pons и его коллеги уже несколько лет совершенствуют модель затухания магнитного поля и расчеты прогрева коры. Существенная черта представляемой модели состоит в том, что сильные поля затухают быстрее и заметнее. В итоге, по наблюдениям обычных радиопульсаров мы не должны видеть следов распада, а вот для магнитаров затухание поля крайне важно.

Страпельки - капельки странного вещества - должны выбрасываться в межзвездную среду при слияниях компактных объектов со странной материей внутри. Для расчета наблюдаемости страпелек (например, в космических лучах) необходимо рассчитать темп их вброса. Что авторы и делают.

Разумеется, результаты очень модельно зависимы. Существенно, что при большом значении т.н. bag constant (80 МэВ/фм³) выбрасывается мало. Соответственно, в таком случае и страпелек в межзвездном пространстве будет мало, значит, обычные нейтронные звезды редко будут их захватывать, превращаясь в странные. Авторы полагают, что в таком случае обнаружение нейтронных звезд в той области параметров, где могли бы существовать кварковые, вовсе не закрывает гипотезу о "кварковости" части компактных объектов. Равно не закроет эту гипотезу, по мнению авторов, и нулевой результат AMS-02 (полагают, что этот космический эксперимент сможет регистрировать страпельки) не закроет саму гипотезу о странном веществе.

SGR 1627-41 был единственным источником этого типа, для которого не было супернадежных измерений периода. Около 10 лет назад была публикация, в которой говорилось о возможном периоде около 6.4 секунд, но подтверждений не было. В этой статье авторы пишут о надежном обнаружении пульсаций с периодом 2.6 секунды.

Наблюдения проводились на спутнике XMM-Newton после того, как источник опять вошел в полосу активности в мае 2008 года. Поиск пульсаций в архивных данных не дал результата.

Открыт радиопульсар, который может оказаться интересной системой, состоящей из двух нейтронных звезд.

Пульсар имеет период 95 миллисекунд и большой характеристический возраст (миллиард лет). Это говорит о том, что он был раскручен аккрецией. Орбиальный период 13.6 дней. Про второй компонент пока известно только то, что он массивнее 0.5 масс Солнца. Если это белый карлик или обычная звезда, то это можно будет проверить в ближайшем будущем (просто надо посмотреть телескопом типа Хаббла, Кека или VLT). Вполне вероятно, что это вторая нейтронная звезда. Тогда свойства этой системы довольно необычны, поскольку эксцентриситет орбиты составляет 0.3. Обычно для систем из двух нейтронных звезд с пульсаром с периодом вращения порядка ста миллисекунд ожидают эксцентриситета 0.8. Низкий эксцентриситет новой системы может означать, что вторая нейтронная звезда получила существенный кик (толчок) при взрыве сверхновой, который был направлен так, что скомпенсировал ожидаемый большой эксцентриситет. Или же сброс массы при втором взрыве был аномально низок.

Авторы используют довольно остроумный подход. Они анализируют данные рентгеновских наблюдений молодых остатков сверхновых в других галактиках. Точнее даже так. Они анализируют, что увидели на месте взрыва сверхновой спустя несколько десятков лет после вспышки (чаще всего просто ничего не видят). Отсутствие регистрации энергичных молодых пульсаров в подавляющем большинстве случаев позволяет поставить серьезные пределы на распределение нейтронных звезд по начальным периодам (при известном распределении по полям). В частности, доля нейтронных звезд с начальным периодом менее 40 миллисекунд должна быть очень мала (в то время как сейчас очень часто в качестве начального распределения используют предположение об очень коротких периодах).

4U 1608-52 - рентгеновский барстер. Для таких источников, изучая их вспышки, можно сразу получить данные о расстоянии, массе и радиусе звезды. Авторы приводят следующие значения. Расстояние - 5.16+/-0.72 кпк. Масса 1.84+/-0.09 масс Солнца. Радиус 9.83+/-1.24 км.

См. также arxiv:0811.2939, где обсуждается вопрос о наличии гиперонов в нейтронных звездах. Авторы приходят к выводу, что гипероны там есть всегда. Это существенно для построения моделей и сравнения их с данными по измерению масс и радиусов нейтронных звезд.

Новорожденные магнитары - потенциальные источники гравитационных волн. Их форма довольно сильно искажена сильным магнитным полем, а потому они будут излучать гравволны. Авторы давно исследуют этот вопрос. Данная сттаья - наиболее полное исследование в этом направлении. Авторы таки надеются, что гравитационно-волновые детекторы следующего поколения (advanced LIGO и др.) таки смогут видеть всплески, связанные с молодыми магнитарами из скопления в Деве с темпом около одного в год.

Одной из задач для системы радиотелескопов SKA будет поиск новых пульсаров. Причем, речь идет не только и не столько о простом увеличении числа открытых объектов, или об обнаружении пульсаров в близких галактиках, а об открытии экзотических систем. Например, можно лелеять мечту о нобелевской премии за обнаружение пары пульсар плюс черная дыра, видимой почти с ребра (т.е., чтобы пульсар "просвечивал" окрестности черной дыры).

В статье детально разбирается, как SKA сможет исследовать радиопульсары. Замечу, однако, что окончательный дизайн системы еще не выбран, поэтому оценки могут слегка поползти. По сути, продолжается борьба между пульсарной и внегалактической программами, которые требуют разного дизайна системы. Существенно, что когда SKA начнет работу, то для исследований пульсаров ограничением может стать объем данных. Нужны будут очень мощные вычислительные средства для обработки наблюдений. По сути, планируя программы, ученые экстраполируют рост вычислительной мощности компьютеров и стоимости хранения данных. Используемые оценки: в 2015 году 10 Pflop будут стоить 100 миллионов долларов. Т.е., без прогресса в этой области справится с будущими наблюдениями будет непросто.

Ожидается, что SKA увидит более 20 000 пульсаров (из них 6000 - миллисекундные). Всего в Галактике около 30 000 нормальных пульсаров и столько же милисекундных, чьи сигналы попадают на Землю (напомню, что излучение пульсара сконцентрировано в достаточно узком конусе). Разумеется, надо учесть, что из данной точки Земли не все небо доступно для наблюдений. Кстати, эти оценки позволяют рассчитывать на десяток систем пульсар плюс черная дыра, так что одна из них может иметь плоскость орбиты вблизи луча зрения. Оптимизация системы для пульсарных исследований позволит несколько увеличить это число, но на мой взгляд, маловероятно, что это будет сделано в ущерб внегалактическим исследованиям.

Кстати, в Living Reviews in Relativity (которые в этом году празднуют десятилетие, и "Троицкий вариант" напишет об этом) появился апдейт обзора по двойным и миллисекундным пульсарам, который будет хорошим дополнением к данной статье по пульсарам на SKA.

Период пульсара 316 миллисекунд. Ранее там был известен гамма-источник (а также рентгеновский точечный источник, погруженный в типичную пульсарную туманность), но теперь мы уверены в том, что это именно нейтронная звезда, причем - молодая. Авторы полагают, что многие неотождествленные гамма-источники в областях звездообразования - это молодые пульсары. И GLAST-Fermi сможет их выявить.

Существует несколько популяций относительно молодых одиночных нейтронных звезд: пульсары, Великолепная семерка, SGRs, AXPs, RRATs, CCOs ... Эволюционные связи между ними непонятны. Кроме того, складывается парадоксальная ситуация: сумма оценок темпа рождения каждой популяции превосходит оценку галактического темпа сверхновых. Значит, вряд ли можно обойтись без предположения о том, что какие-то из популяций принадлежат одному эволюционном треку.

Авторы защищают идею о том, что пульсары, RRATs и Великолепная семерка - это разные проявления одного эволюционного трека (т.е., просто мы видим разные стадии эволюции).

Лично мне сейчас кажется, что более вероятен другой сценарий, защищаемый, например, Хосе Понсом. А именно. Распад магнитного поля и нагрев коры позволяет построить цепочку SGRs, AXPs -> Великолепная семерка, RRATs и пульсары с большим магнитным полем.

Всем памятна недавняя дискуссия по результатам работы спутника ПАМЕЛА. На нескольких конференциях команда спутника доложила об обнаружении избытка позитронов. Т.е., стандартные модели рождения этих частиц в межзвездной среде не могут объяснить представленные результаты. Отсюда многие сделали вывод, что эффект может найти объяснение в рождении электрон-позитронных пар при аннигаляции частиц темной материи.

В этой статье авторы обсуждают куда более консервативную гипотезу о том, что избыток позитронов может порождаться пульсарами. Для объяснения всего избытка им требуется достаточно высокий темп рождения гамма-пульсаров во всей Галактике, а также достаточная активность близких объектов. Пока все укладывается в известные ограничения. Скорее всего, окончательный ответ дадут данные спутника ГЛАСТ-Ферми, которые появятся уже в ближайший год-два.

Кстати, о планируемых наблдениях пульсаров на ГЛАСТ-Ферми можно прочесть тут arxiv:0810.1637.

Большой обзор по кварковым звездам и связанной с этим физикой. Формул мало - т.е., написано понятно. Приведены основные современные кандидаты (хотя, пожалуй, сейчас они кажутся менее сильными, чем несколько лет назад). Дан хороший исторический обзор. Более 100 ссылок.

Сразу две группы (см. вторую статью arxiv:0809.4043) докладывают об обнаружении интересного оптического транзиента.

Транзиент наблюдался после гамма-всплеска. Всплеск был обнаружен 10 июня 2007 года спутником SWIFT. Сразу стало ясно, что это скорее всего какой-то галактический объект, а не космологический гамма-всплеск. Это следовало не только из того, что источник лежит в плоскости Галактики, но и из ряда других свойств.

Затем, прибор RXT обнаружил рентгеновскую вспышку. Также было обнаружено и оптическое излучение. Сперва вся сумма данных указывала на то, что это может быть двойная система с черной дырой (быстрая рентгеновская новая).

Однако новые данные говорят о другом. В рассматриваемых статьях авторы сообщают о наблюдении нескольких десятков оптических вспышек, очень похожих на рентгеновские вспышки магнитаров. Вроде бы есть указания на характерный период около 7 секунд. Поэтому обе группы интерпретируют данные, как оптическое излучение магнитара. Тогда это будет первое такое оптическое наблюдение. Однако не исключено, что могут появиться и другие модели.

GCRT J1745-3009 - интересный и непонятный радиотранзиент, открытый несколько лет назад. Обсуждалось несколько разных моделей источника, и можно придумать новые (например, одиночные нейтронные звезды на экзотических стадиях, суперэжектор в двойной системе и тп.). Авторы описывают данные по этому источнику, обсуждают некоторые модели и рассуждают, что можно надеяться узнать в будущем.

Дается обзор результатов по наблюдениям рентгеновских пульсаров на спутнике INTEGRAL. Наиболее интересно описание зависимости энергии циклотронной линии от светимости (это измерено для трех источников). Также рассматривается эволюция периодов и зависимость доли пульсирующего от различных параметров.

PSR J1518+4904 - это одна из девяти систем, состоящих из двух нейтронных звезд (хотя бы одна из которых является радиопульсаром). Авторы детально исследуют источник и получают очень интересный результат.

Во-первых, удалось точно измерить полную массу системы - 2.72 массы Солнца. Тут пока ничего удивительного. Интересно, что одна из нейтронных звезд (та, которая является пульсаром) имеет низкую массу: 0.72+0.51/-0.58 масс Солнца. Пределы соответствуют вероятности 95.4 процента. В принципе, верхний предел в 1.17 солнечных масс не кажется таким уж удивительным, но вспомните, что мы говорим о миллисекундном пульсаре, который был раскручен за счет аккреции со второго компаньона! Т.е., во-первых, начальная масса была еще меньше, а во-вторых, компаньон, который должен был образоваться из изначально менее массивной звезды, заметно тяжелее пульсара (масса компаньона 1.55-2.58 солнечных масс с той же достоверностью 95.4 процента).

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Очередной обзор по астрофизическим ограничениям на уравнение состояния при высокой плотности. Быстровращающиеся и массивные нейтронные звезды, компактные объекты с измеренным радиусом, очень горячие или холодные ... все они могут дать информацию о том, как ведет себя вещество в их недрах при плотности, в несколько раз превосходящей ядерную.

Авторы рассказывают о точном определении (точность около 1%) параллакса до самого близкого (156 пк) миллисекундного двойного пульсара и о том, что из этого можно извлечь. А извлечь можно немало, т.к. для таких объектов есть независимые методы определения расстояния. Эти независимые методы основаны на некоторых предположениях, которые можно проверять, используя точный тригонометрический параллакс. Среди этих преположений во-первых надо отметить постоянство постоянной тяготения (ньютоновой). И авторы приводят самый жесткий предел на ее производную. Во-вторых, это неизвестные массивные планеты на задворках солнечной системы. И в третьих, гравитационно-волновой шум.

Подробнее об измерении параллаксов пульсаров с помощью VLBI см. arxiv:0808.1598. В частности, там рассказывается об измерениях с субмиллиарксекундной точностью (точно определено расстояние до пульсара на ~2.5 kpc от нас).

Авторы детально исследуют интересный радиопульсар, который, возможно, станет одним из розеттских камней (одним вряд ли обойдутся) для понимания работы пульсарного механизма.

Пульсар B0906-49 демонстрирует два импульса за период. Авторы надежно показывают, что это именно импульсы от разных полюсов и тщательно исследуют геометрию объекта. Достоверно показано, что источник является ортогональным ротатором, т.е. его магнитная ось перпендикулярна оси вращения. Определена высота, на которой возникает излучение (около 230 км). Авторы полагают, что истоник может быть зарегистрирован GLAST в гамма-диапазоне. Тогда, в самом деле, это будет отличнй пробный камень для разработчиков теорий излучения пульсаров.

Известно, что в каталоге гамма-детектора EGRET около половины источников не отождествлены. Предполагается, что многие из них могут быть радиопульсарами. Около года назад группа авторов проводила глубокий поиск пульсаров в 56 боксах ошибок, ничего не было обнаружено. В этой статье говориться о поиске в трех областях локализации. Но тут речь идет уже о более высоких чатостах - 3.1 ГГц.

Обнаружен пульсар PSR J1028-5819 с периодом около 90 миллисекунд. Авторы полагают, что он и является одним из трех гамма-источников. На низких частотах там ничего не было найдено, так что, возможно, и для других областей поиск стоит повторить на высоких частотах.

Авторы, являющиеся сторонниками того, что магнитные поля магнитаров достались им в наследство от звезд-прародителей, а не были сгенерированы на стадии протонейтронной звезды, проводят популяционный синтез магнитаров. Разумеется, для популяционной модели авторам приходится делать ряд предположений, многие из которых можно оспаривать. Тем не менее, попытка довольно интересная.

Основываясь на не самых прямых данных, авторы вытаскивают из наблюдений прецессию собственного момента нейтронной звезды (пульсара B) относительно полного орбитального момента системы. Это позволяет проверить предсказание ОТО, которое выполнено с точностью около 13 процентов. Разумеется, с дальнейшими наблюдениями точность будет возрастать.

Обнаружен интересный двойной миллисекундный пульсар. По отдельности его свойства не были бы столь интересны, но их комбинация задает загадки. Это миллисекундный (2.15 мсек) пульсар, у которого компаньоном является нормальная звезда солнечной массы, при этом орбита имеет высокий эксцентриситет (0.44) и большой период (95 дней), а находится система в плоскости Галактики. Кроме того, оценка массы нейтронной звезды дает 1.7-1.8 масс Солнца (но эта величина еще может, на мой взгляд, претерпеть переоценку).

Загадка в том, что стандартные эволюционные схемы не дают таких систем. Есть несколько вариантов экзотичности, обсуждаемых авторами. Первый: пульсар таким и родился. Второй: это была тройная система. Третий: пульсар попал в плоскость Галактики из шарового скопления. Сценарий с тройной выглядит наиболее привлекательным.

Авторы рапортуют о возможном обнаружении в оптическом диапазоне близкого (130 пк) старого (166 миллионов лет) радиопульсара. Все говорит о тепловом излучении (Т=90 000К) всей поверхности (R=13 км) нейтронной звезды. Если это и в самом деле так, то это весьма интересно, т.к. стандартные модели охлаждения (без дополнительных источников тепла, например из-за распада магнитных полей или внутреннего трения) не дают такие температуры для столь старых объектов.

По результатам нескольких месяцев наблюдений команда LIGO смогла поставить прямой (т.е. полученный по данным гравволнового детектора) предел на гравизлучение от пульсара в Крабе. И предел этот лучше косвенного предела, полученного по детальному таймингу пульсара.

С одной стороны, результат нулевой. С другой - LIGO еще раз показывает, что пределы, устанавливаемые этим экспериментом, лучше косвенных.

Авторы представляют наблюдения 67 пульсаров на частотах от 243 МГц (на телескопе GMRT в Индии) до 3.1 ГГц (на телескопе Parkes в Австралии). В статье приводятся профили для 34 пульсаров с большим отношением сигнал/шум. Авторы обсуждают свойства пульсаров с разными возрастами. В частности, они полагают, что область в магнитосфере, в которой происходит излучение, эволюционирует по мере замедления темпа вращения пульсара (чем старше, тем ниже в магнитосфере возникает излучение).

Авторы рассматривают вопрос об изменении угла между магнитной осью и осью вращения у пульсаров с точки зрения доли источников с интеримпульсом. Интеримпульс возникает, если угол между осями близок к 90 градусам, тогда мы видим сигнал от двух полярных шапок (еще возможна ситуация, когда оси наоборот почти сонаправлены, а пучок пульсарного излучения очень широк, но, давайте, вместе с авторами статьи, консервативно исключим такую возможность). Оценки показывают, что около 5 процентов пульсаров должны давать интеримпульсы, если любые углы между осями равновероятны. Однако наблюдения показывают, что доля меньше (около 1.8 процента). Причем, для пульсаров с длинными периодами доля меньше, чем для пульсаров с короткими. Авторы рассматривают разные несложные модели, которые могли бы это объяснить. По мнению авторов наиболее разумная модель должна включать постепенное схождение осей. Если процесс идет экспоненциально, то характерное время получается около 10⁸ - 10⁹ лет.

Конечно, жизнь может быть устроена сложнее, чем простые модели.

В сильных магнитных полях фотоны могут в одиночку рождать электрон-позитронные пары, а также превращаться в два фотона меньшей энергии. В статье рассматриваются оба процесса, а также описывается, что в связи с этим может увидеть запускаемый через месяц спутник GLAST.

После краткого введения, первую часть автор посвящает теории, а вторую - приложениям к астрономии. Можно узнать массу интересного. Например, если часть космических лучей сверхвысоких энергий является фотонами (что, правда, мало вероятно), то, взаимодействуя с земным магнитным полем, они могут давать электрон-позитронные пары. И следы таких процессов ищут на соответствующих установках.

Как известно, происхождение магнитных полей нейтронных звезд, особенно магнитаров, остается тайной. То ли поле генерируется на стадии протонейтронной звезды, то ли ядро звезды-прародителя имело сильное поле, которое после коллапса ядра стало полем нейтронной звезды. У обеих гипотез есть свои проблемы. Одной из проблем гипотезы о реликтовом поле является малое количество известных магнитных массивных звезд.

В статье авторы рапортуют об открытии двух массивных звезд с полями порядка килогаусса.

На мой взгляд, может возникнуть одна проблема. Дело в том, что все известные магнитары - одиночные. Хотя никакой селекции в пользу этого нет. Между тем, из трех магнитных массивных звезд две входят в кратные системы. Конечно, далеко не все двойные переживут взрув сверхновой. Тем не менее, имея уже более 10 кандидатов в магнитары, стоит задуматься над их одиночностью.

Авторы строят простую модель для гигантских магнитарных вспышек (типа 27 декабря 2004 года), основываясь на модели солнечной вспышки. Основным достоинством, на мой взгляд, являются наглядность модели и возможность делать простые оценки с ее использованием.

Авторы в деталях развивают модель, согласно которой семичасовой период и центрального компактного источника 1E161348-5055 в остатке сверхновой RCW 103 объясняется как орбитальный период маломассивной двойной системы. В такой модели система похожа на известные системы с белыми карликами - поляры. Компактный объект имеет очень большое магнитное поле, и второй компонент оказывается внутри магнитосферы. В результате вещество с нормальной звезды может легко перетекать на компактный объект.

Автор показывает, что при известном современном периоде и разумных предположениях гамма-поток от пульсарных туманностей зависит в основном от начального периода накачивающего туманность пульсара. Запускаемый в этом году спутник GLAST сможет, таким образом, хотя бы качественно оценить начальные периоды для популяции радиопульсаров.

Авторы используют модель, в которой нетепловой спектр магнитаров на энергиях порядка нескольких кэВ объясняется резонансным рассеянием фотонов теплового излучения поверхности на горячей магнитосферной плазме. Они сравнивают модельные результаты с данными по многим АРП и МПГ (AXP, SGR). Результаты говорят о том, что плотность электронов в магнитосфере на три порядка выше Голдрайх-Джулиановской плотности.

Небольшой толковый обзор по нейтронным звездам. Автор - специалист по магнитным полям этих объектов. Но, прежде чем перейти собственно к полям, он кратко, но очень четко обрисовывает основную физику, связанную с нейтронными звездами. Буквально десяток простых формул, уместившихся вместе с объяснениями на паре страниц, дают ясную картинку.

Статьи Криса Томпсона - одного изв едущих специалистом по электродинамике магнитаров- часто печатают в одну колонку, а не в две, т.к. иначе формулы не умещаются. Очередная статья - не исключение.

Статья в основном посвящена детальному изучению процесса рождения пар в сильных магнитных полях.

См. также еще одну статью Томпсона по магнитарам arxiv:0802.2572, а также работу arxiv:0802.2647, посвященную моделированию спектров магнитаров.

Наблюдения на Чандре и Ньютоне показали наличие симпатичных хвостиков (каждый длиной в несколько парсек), тянущихся за двумя радиопульсарами.

Такие хвосты не редкость, поскольку пульсары движутся в среде со сверхзвуковой скоростью, и соотношение давлений таково, что образуется ударная волна. Хвосты помогают точно определить направление движения пульсара. Иногда это важно. Например для PSR J1740+1000 оказалось, что он родился высоко над плоскостью галактики и сейчас движется в ее сторону, т.е. прародителем была не звезда диска Галактики (как это чаще всего бывает), а звезда гало. Так что "по хвосту можно определить родословную".

Аккреция на нейтронные звезды и черные дыры идет не ровным спокойным потоком. Есть турбулентные движения, различные неустойчивости и тп. Все это отражается на кривой блеска источника, на тайминге и тд. Разумеется, астрономы "оборачивают" задачу: по таймингу, по наблюдениям флуктуаций светимости и другим меняющимся характеристикам они пытаются узнать что-то новое о процессе аккреции. О некоторых новостях в таких исследованиях можно узнать их обзора.

См. также статью arxiv:0802.0376, посвященную аналогичному вопросу, но только исключительно для систем с черными дырами.

Авторы пронаблюдали радиоизлучение от одного из аномальных рентгеновских пульсаров. Вообще, стационарное радиоизлучение для магнитаров нетипично. Собственно, оно известно еще только от одного объекта - AXP J1810-197, да и то там оно возникло после вспышки. У 1E 1547.0-5408 радиоизлучение стабильно. Сам источник находится в остатке сверхновой и обладает довольно удивительными свойствами.

Например, радиоспектр практически плоский от 1 до 40 ГГц. Производная периода у него растет (т.е. источник замедляется все быстрее), хотя рентгеновская светимость при этом уменьшалась. Теперь она даже начала расти, но каких-то явных изменений в темпе эволюции производной периода не случилось. В общем, интересных данных навалом, а картина яснее не становится.

Все помнят гипервспышку одного из источников мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ), наблюдавшуюся 27 декабря 2004 года. Разумеется, точная оценка энергетики вспышки требует точного знания расстояния до источника. Оно неизвестно. Традиционно используется значение 15 кпк. В таком случае источник находится за центром Галактики примерно на таком же удалении, как и Солнце. Такая высокая оценка расстояния получена по данным CO наблюдений, а также по данным о кинематических свойствах одной из ярких (LBV) звезд в скоплении, в котором, как полагают, находится магнитар. Есть и другие оценки, которые придвигают МПГ ближе к нам.

В статье авторы снова пытаются оценить расстояние до звездного скопления, используя спектроскопические данные. Т.е., идея состоит в том, чтобы по спектрам точно определить спектральные классы звезд. Ну а затем можно будет сделать оценку расстояния до них. Авторы получают величину 7-10 кпк. Если эта оценка верна, то энергетика вспышки становится меньше в 3-4 раза. Почему это так важно? Потому что, основываясь на оценке энергетики этой вспышки многие авторы пытались оценить наблюдаемость таких вспышек в близких галактиках. Если светимость всплеска была в 4 раза меньше, чем общепринятая оценка, то сильно смягчается парадокс отсутствия многчисленных аналогичных явлений от внегалактических МПГ в данных гамма-детекторов (например, BATSE).

Нуллинг - это пропадание импульса пульсара. Такое явление наблюдается у многих объектов: пришло время увидеть пульс, а ничего нет, нуль. Пропущенные импульсы встречаются примерно у половины пульсаров и у некоторых составляют до 70 процентов импульсов. У каких-то пульсаров импульсы пропускаются по одиночке, какие-то могут замолкать на часы. Почему так происходит неясно, что не удивительно, поскольку нет собственно теории пульсарного излучения (точнее, есть несколько конкурирующих моделей, все из которых имеют свои проблемы). Тем временем, наблюдения подкидывают новые загадки. Оказывается, что у некоторых пульсаров в появление нуллинга есть некоторая регулярность.

Так например недавно появилась статья arxiv:0802.0247, в которой описывалось квазипериодическое появление "нулей" у пульсара PSR J1819+1305. Ранее периодический нуллинг был открыт у PSR B1133+16. В новой статье приведены данные по еще нескольким объектам.

Все наблюдения, описанные в статье, проводились в Аресибо на 327 МГц. Показано, что еще несколько пульсаров показывают "квазипериодических нуллинг", причем характерный период порядка 40-80 периодов обращения.

Интересная статья с достаточно эпическим названием. Суть вот в чем. PSR J1846-0258 - обладает одним из самых сильных для радиопульсаров магнитным полем (поле, конечно, определяется просто по темпу замедления пульсара). Он находится в остатке сверхновой Kes 75. Авторы представили рентгеновские данные за 6 лет. За это время поток рентгеновского излучения вырос в 6 раз. Рост был не монотонным, скорее можно говорить о периоде активности в 2006 г (см. ниже). Для радиопульсаров это совершенно нетипично. Зато типично для магнитаров. Т.о., размывается еще одна граница, разделяющая подкласыы нейтронных звезд. Сейчас уже всем ясно, что AXP и SGR - близнецы-братья. Некоторые RRATs очень похожи на некоторые радиопульсары, а другие (по другим, не радио, а рентгеновским свойствам) похожи на Великолепную семерку. Один из транзиентных AXP до начала периода активности классифицировался как центральный компактный источник в остатке сверхновой (CCO). Хотя при этом есть и безусловно отдельные типы нейтронных звезд, точно не такие как другие (например, слабозамагниченные CCO c достаточно длинным - сотни миллисекунд - начальным периодом). Так что картина астрофизических проявлений нейтронных звезд становится все сложнее и при этом постоянно видоизменяется.

Тут же появилась и вторая статья на эту тему. Причем она написана для Science. Эти авторы уже рапортуют о наблюдениях магнитаро-подобных вспышек от пульсара в Kes 75. Кроме того, они приводят более детальные данные о периоде активности в 2006 году.

У пульсарщиков свои "нанодостижения": сейчас возможен тайминг с точность порядка 100 наносекунд (конечно, речь идет только о достаточно стабильных пульсарах, которых не колбасит почем зря). Такие данные можно использовать для самых разных приложений просто потому, что такой пульсар используется как высокоточные часы, которые подвергаются каким-то внешним воздействиям или являются стандартом, а воздействиям подвергается наблюдатель на Земле. Одним из таких воздействий являются гравитационные волны.

В статье рассказывается о том, как пульсарный тайминг можно использовать для "наблюдения" гравитационных волн. Качественно идея проста (первые вычисления проделал 30 лет назад М. Сажин в ГАИШ). Прохождение гравитационной волны через наблюдательную систему на Земле вызывает "сбой" в наблюдаемом периоде пульсара. Наблюдаем несколько пульсаров. Сбои в них, если они связаны с самими пульсарами будут нескореллированы. А вот если сбой происходит из-за "потрясения" детектора, то у всех пульсаров в тайминге будет присутствовать одна и таже особенность. Разумеется, так можно заметить гравитационные волны только с достаточно большим периодом (с низкой частотой). Такие волны недоступны имеющимся детекторам (LIGO, VIRGO и др.). Так что две техники не конкурируют, а дополняют друг друга. Столь низкочастотные гравитационные волны могут быть связаны, например, с парами сверхмассивных черных дыр в ядрах слившихся галактик.

Я редко пишу о своих работах. Собственно, это всего пятый случай за шесть лет. Но тут удержаться не могу: слишком уж долго мы добирались до принятия статьи в печать.

Во-первых, в работе представлена новая версия программы популяционного синтеза для расчета эволюции близких остывающих нейтронных звезд. Во-вторых, результаты работы используются для ответа на вопрос о том, где искать новых кандидатов. Ведь сейчас Великолепная семерка на коне. Но если за первые пять лет исследования этих объектов удалось открыть семерку, то за следующие пять - ни одного. В-третьих, в финальной части статьи обсуждаются "нетрадиционные" идеи по поиску новых близких остывающих нейтронных звезд.

Пульсар PSR J0437-4715 - ближайший миллисекундный пульсар. Его наблюдают с 1993 года. Компаньоном нейтронной звезды является белый карлик. Система хорошо изучена, и в данной статье авторы представляют свежие результаты по определению многих параметров. С точки зрения физики, пожалуй, наиболее интересна оценка массы нейтронной звезды: 1.76+/-0.2 солнечных. Тут существенно то, что для действительно хорошо изученных систем (у этой, например, точно известно наклонение орбиты, расстояние и тп.) это самая высокая масса. А именно высокие значения масс ограничивают уравнения состояния вещества при высокой плотности.

В последние годы большое внимание специалистов привлекают т.н. пульсарные туманности. Работающий пульсар дает поток частиц, которые взаимодействуют с окружающим веществом. В итоге возникает специфическое образование. Благодаря высокому угловому разрешению рентгеновского телескопа Чандра удается изучать многие из этих туманностей в мелких подробностях. Кроме того, развитие наземной гамма-астрономии (H.E.S.S., MAGIC, ...) дает возможность наблюдать эти объекты на ТэВных энергиях. Т.е., идет большой поток данных, ну и теоретики не сидят, сложив в руки. Так что есть что обозреть, что авторы и делают.

Есть красивые картинки.

За громким названием скрывается не обзор обширнейшей тематики или представление истины в последней инстанции, а подробный рассказ о новых результатах, полученных авторами при численном моделировании взрывов сверхновых. Новая версия программы позволила обнаружить развитие еще одной гидродинамической неустойчивости, а также позволила лучше изучить возникновение возмущений в ядре и на поверхности новорожденной нейтронной звезды.

Это ближайшая из известных нейтронных звезд, один из объектов Великолепной семерки. Ее период - около 7 секунд. Теперь же удалось точно померить и производную периода. Если из нее получить оценку магнитного поля по магнито-дипольной формуле, то выйдет 1.5 10¹³ Гс. Это нормально для объектов Семерки. Однако характеристический возраст оказывается 4 миллиона лет, что намного больше и оценки по остыванию, и кинематического возраста. Значит, начальный период должен был быть достаточно большим (или магнито-дипольная формула неприменима). Кроме того, оказывается, что магнито-дипольная светимость намного ниже энергетики наблюдаемой у этой звезды туманности.

Если этот результат выстоит, то это одно из важнейших открытий 2007 года. Я уже писал в обзорах о данном пульсаре PSR B1516+02B, когда авторы выкладывали предварительные результаты, направленные в материалы конференций. Суть в том, что, возможно, открыта очень массивная нейтронная звезда. Разумеется, как это всегда и бывает, авторы получают некоторое распределение вероятности того, что масса нейтронной звезды лежит в каких-то пределах. Так вот, с вероятностью 95 процентов масса выше 1.6 солнечных масс. Скорее всего, масса ближе к 1.9 масс Солнца. Если это так, то это очень важно для теории внутреннего строения этих объектов. Но этим дело не ограничивается, поскольку ограничения на теории внутреннего строения нейтронных звезд автоматически дают важную информацию для фундаментальных теорий в КХД.

Авторы рассказывают о наблюдениях нового периода активности аномального рентгеновского пульсара 4U 0142+61. Важно, что в одной из вспышек у пульсара обнаружены спектральные детали. Если самую сильную из линий интерпретировать как протонную циклотронную линию, то получается магнитарное поле, которое у этого объекта и ожидают найти.

О недавних инфракрасных наблюдениях магнитаров можно прочесть тут arxiv:0712.4171.

Развитие техники наблюдений в рентгеновском диапазоне позволяет детально изучать достаточно слабые источники в двойных системах со светимостью порядка 10³⁵ эрг/с. Среди них есть и сильно переменные источники, и объекты с достаточно стабильной светимостью. По-видимому, большинство является нейтронными звездами. Некоторые из них могут являться прародителями миллисекундных радиопульсаров. Этот последний момент делает такие системы особенно интересными. Кроме того, в некоторых случаях мы можем получать информацию о внутреннем строении нейтронных звезд, если наблюдается тепловое излучение, связанное не с аккрецией, а с запасенным теплом и пикноядерными реакциями.

В последние годы активно обсуждается такая величина как угол между вектором скорости и осью вращения нейтронной звезды. Для некоторых одиночных радиопульсаров удается из наблюдений оценить эту величину, причем в нескольких случаях значение получено с относительно небольшими ошибками.

Почему это важно? Оказалось, что есть тенденция к тому, что угол невелик, но при этом и не равен нулю. Потенциально это может дать важную информацию о механизме разгона нейтронных звезд (напомню, что многие пульсары имеют очень высокие пространственные скорости - до нескольких тысяч км в сек). А механизм этот, разумеется, завязан на механизм сверхновой. Т.о., угол между векторами скорости и собственного вращения является отпечатком взрыва сверхновой. Но не только сверхновой! Ведь звезда-прародитель двигалась и вращалась и до взрыва. Более того, она могла входить в состав тесной двойной системы, т.е. могла иметь высокую орбитальную скорость. Это, конечно, осложняет ситуацию.

Авторы приводят новую оценку угла между направлением скорости и собственного вращения для пульсара в Крабе и обсуждают, что могло быть причиной того, что угол этот хотя и мал (менее 20 градусов), но тем не менее не равен нулю.

Достаточно полный обзор по Великолепной семерке и родственным объектам. Кроме сводки наблюдательных данных автор приводит рассуждения о том, чем эти объекты полезны для физики и астрофизики и обсуждает нерешенные вопросы.

Авторы рассматривают, как магнитные поля различной конфигурации деформируют нейтронные звезды. Конечно, многие параметры известны плохо (топология поля, его распределение внутри звезды), поэтому расчеты в существенной степени модельные.

Для наблюдаемых магнитаров (у них длинные периоды вращения) искажения формы за счет магнитного поля сильнее, чем за счет вращения. Это важно для эволюции этих объектов (например, может изменяться угол между магнитной осью и осью вращения) и излучения ими гравитационных волн. А вот при периодах порядка десятых долей секунды даже магнитарные поля дают искажение слабее, чем вращение. Правда, важно, что искажения эти разные. Вращение только сплющивает звезду вдоль оси вращения. А поле в зависимости от топологии может давать практически любые искажения формы.

Небольшой обзор последних результатов по компактным рентгеновским источникам в остатках сверхновых. Напомню суть проблемы. Сейчас мы видим в остатках около десятка источников, которые наверняка (в некоторых случаях "почти наверняка") являются нейтронным звездами. Десяток - это не мало. Радиопульсаров, надежно ассоциированных с остатками примерно столько же. Так вот, компактные источники эти на радиопульсары совсем не похожи. Т.е., как минимум половина нейтронных звезд должна рождаться "иными". Андреа приводит новые наблюдательные результаты и обсуждает различные гипотезы, высказанные по поводу этих результатов. Особенно детально описываются данные по источнику в остатке RCW 103 и источнику 1E 1207.

Авторы представляют результаты численного моделирования слияния черной дыры и нейтронной звезды, полученные с помощью нового кода. Напомню, что такие события во-первых, совершенно точно являются мощнейшими источниками гравитационных волн (и, скорее всего, LIGO первыми увидит именно их), а во-вторых, какое-то время такие события обсуждались как источники коротких гамма-всплесков.

Результаты подтверждают, что гамма-всплеск сделать трудно, т.к. почти все вещество нейтронной звезды сразу проваливается в дыру, и лишь жалкие проценты идут на образование диска. Разумеется, авторы рассчитывают форму гравимпульса. Сравнение результатов расчетов с данными о будущих "отловленных" всплесках гравизлучения позволит дать важные ограничения на уравнение состояния нейтронных звезд.

Мы пока плохо знаем, какими рождаются нейтронные звезды: какие у них магнитные поля, периоды, массы, пространственные скорости. Ведь наблюдаем мы уже проэволюционировавшие объекты, да еще вдобавок те, кторые проще увидеть (например, радио пульсары). Восстановление начальных параметров чаще всего происходит путем применения популяционных моделей. А хотелось бы больше прямых данных.

Авторы предлагают использовать рнтгеновские наблюдения сверхновых. Если там родилась нейтронная звезда, то мы можем дать ограничение на дополнительное энерговыделение, связанное с компактным объектом. Энерговыделение зависит от вращения и магнитного поля, значит, мы можем ограничить некоторую комбинацию этих параметров.

Разумеется, нет необходимости наблюдать сверхновую в момент взрыва. Более того, тогда только быстровращающиеся магнитары могут внести какой-то существенный вклад. Речь идет об исследовании исторических сверхновых (т.е., когда возраст точно известен). Использовались наблюдения на спутнике Чандра.

По мнению авторов, они могут исключить доминирование среди нейтронных звезд тех, что родились с очень короткими периодами. Конечно, для этого им пришлось задаться неоторыми модельными предположениями (магнито-дипольная формула для энерговыделения, некоторое распределение по магнитным полям, известное по данным о радиопульсарах). Тем не менее подход интересный.

В заключение отмечу, что авторам не удалось дать ограничения на начальные периоды магнитаров, поскольку те слишком быстро замедляются из-за сверхсильных магнитных полей. Так что к моменту наблюдений вклад подобных обхектов в рентгеновскую светимость остатка сверхновой был бы крайне мал.

Для разных подвидов гамма-всплесков продожают предлагать и разрабатывать разные сценарии. Все они включают в себя образование компактного объекта и диска вокруг него, но детали различаются. Например, есть короткие всплески, у которых в дополнение к основному импульсу видят также широкий всплеск длительностью до 100 секунд. В данных SWIFT таких немало. В этой статье авторы развивают модель, в которой такие всплески порождаются протомагнитаром, возникшим или при коллапсе белого карлика, или при слиянии белых карликов или нейтронных звезд. Требуются достаточно экстремальные параметры: поле 3 10¹⁵ гаусс при периоде 1 мсек.

Даже если научиться правильно считать все процессы охлаждения в сверхплотном сверхтекучем веществе в недрах нейтронной звезды, то это еще не значит, что мы можем сравнивать теорию и наблюдения. Важно также правильно посчитать, что будет происходить во внешних слоях, где, вроде бы, действует куда как более понятная физика. Но понятная, не означает простая. Многие эффекты пока учитываются очень плохо. Например, влияние магнитных полей.

Теплопроводность во внешних слоях нейтронной звезды связана с электронами, а на них магнитное поле очень даже влияет. Теплопроводность вдоль поля и поперек очень разная. Из-за нетривиальной конфигурации магнитного поля температура поверхности нейтронной звезды оказывает неоднородной: на экваторе холоднее, на полюсе - горячее, если мы говорим о дипольном поле. Но поле может быть недипольным .... Кроме того, затухание магнитного поля будет подогревать нейтронную звезды. В итоге, все очень запутано. Авторы с помощью двумерных расчетов пытаются хотя бы частично разобраться в этой ситуации.

В феврале этого года приборы эксперимента Конус-Винд, а также другие детекторы, зафиксировали короткий жесткий всплеск. По своим свойствам он очень похож на гигантские вспышки магнитаров. Причем, всплеск проецируется на М31. Т.о., все говорит в пользу того, что это всплеск внегалактического источника мягких повторяющихся гамма-всплесков.

Магнитные поля или связаны с усилением поля при коллапсе (сохраняется магнитный поток), или генерируются в протонейтронных звездах, т.е. практически сразу после коллапса. В обзоре основное внимание уделено генерации поля, т.. тут много интересных нерешенных вопросов. Автор рассматривает все процессы более-менее "на пальцах", т.е. статья вполне доступна.

1E 1547.0-5408 - интересный источник. Он был открыт еще в 1980 году спутников Эйнштейн (о чем и говорит буква Е в название объекта). Позже он был заподозрен как аномальный рентгеновский пульсар. Недавно это подозрение подтвердилось. Более того, у источника были открыты радиопульсации с периодом 2 секунды. Это самый короткий период среди всех аномальныых рентгеновских пульсаров. На мой взгляд, этот источник начинает размывать границу между пульсарами и аномальными рентгеновскими пульсарами.

В данной статье рассмотрены одновременные рентгеновские и радио наблюдения источника. Авторы обнаружили его в высоком состоянии. Т.е., источник стал мощнее. Его горячее пятно расширилось. Важно, что радиоизлучение может быть связано с этой повышенной активностью. Т.е., в источнике происходит "что-то" (скорее всего изменение конфигурации магнитного поля), из-за чего он становится горячее, а кроме того, начинает излучать в радио.

Ссылка на каталог магнитаров.

Очень толковый обзор по гамма излучению радиопульсаров и перспективам его исследования на спутнике GLAST, который совсем скоро должен быть запущен.

После того, как в шаровом скоплении Terzan 5 было открыто 30 миллисекундных пульсаров, народ не мог не броситься искать в других. Дело тут даже не только и и не столько в банальном увеличении числа известных объектов, а в том, чтобы разобраться с формированием и эволюцией этих объектов, и, возможно, наткнуться на что-нибудь интересное. Не исключено, что наткнулись.

Среди восьми новых пульсаров (пять в NGC 6440 и три в NGC 6441) есть очень и очень любопытные. Напомню, что миллисекундными пульсары становятся в двойных системах, когда на них аккрецирует вещество звезды-соседки. При этом не только частота вращения увеличивается, но и масса, естественно, возрастает. Поэтому можно надеяться найти очень массивную нейтронную звезду. Это важно, так как позволяет дать жесткие ограничения на физику при сверхвысоких плотностях (типа 10 ядерных). Один из восьми пульсаров, по оценке авторов, имеет массу 2.74 плюс-минус 0.21 (это одно стандартное отклонение). Если результат подтвердится (напомню, что рекордная, до недавнего времени, масса таки ``рассосалась`` - новые наблюдения не подтвердили прежнее значение), то это будет крайне важным (например, будут закрыты существующие модели кварковых звезд).

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Кратко описаны наблюдения нового интересного двойного пульсара. Спутником нейтронной звезды является маломассивный белый карлик. Система интересна тем, что обладает рекордно низким эксцентриситетом - менее 10^-7. Пока, правда, точность наблюдений не очень высока - надо просто наблюдать дольше. Если столь низкое значение эксцентриситета подтвердится, то это сделает данную систему интересным инструментом для изучения гравитации.

См. Также две другие статьи этой группы: arxiv:0711.1883 и arxiv:0711.2028.

Для получения ограничений на модели внутреннего строения нейтронных звезд используются определения масс и радиусов нейтронных звезд, а также выделение массивных объектов (т.к. для разных уравненией состояния верхние пределы на массу различны, а потому обнаружение даже одной очень массивной нейтронной звезды разом перечеркивает большую группу т.н. мягких уравнений состояния). Все это можно делать, проводя детальные исследования маломассивных рентгеновских двойных в спокойном состоянии.

"Спокойное" означает. Что нет аккреции, и звезда светит за счет запасенного тепла и пикноядерных реакций. Для многих источников неплохо известны расстояния (особенно, если двойная находится в шаровом скоплении), поэтому можно делать хорошие оценки радиуса. Двойственность позволяет оценивать массу. Очень быстрое охлаждение говорит о наличии прямого УРКА процесса. Он возможен только при достаточно больших плотностях, которые не для всех уравнений состояния доступны.

Все это и обозревается в обзоре.

Попутно отмечу обзор по странным звездам arxiv:0711.2639.

Как известно, детали механизма излучения пульсаров остаются неизвестными. В частности, неясно где (близко к нейтронной звезде, около светового цилиндра, или же где-то посередине) рождаются жесткие кванты, испускаемые этими нейтронными звездами. В данном обзоре рассмотрены две модели.

В первой модели ускорение частиц происходит в полярном зазоре - т.е. достаточно близко к поверхности нейтронной звезды. Во второй, зазор представляет собой узкую расщелину (Slot) вблизи последних открытых силовых линий (добавлю, что есть еще третья модель - внешнего зазора - рассматриваемая в отдельной статье). Можно надеяться, что в самом недалеком будущем результаты со спутника GLAST позволят сделать выбор между моделями.

В шаровых скоплениях сложились особенно благоприятные условия для формирования некоторых типов двойных систем. В частности, там много двойных миллисекундных пульсаров. Поиску и открытиям различных представителей этого семейства и посвящен небольшой обзор. Найдено немало интересного. Например, пульсар с рекордно коротким периодом вращения найден именно в шаровом скоплении.

Пульсары "чувствуют" гравитационные волны. Будучи точными часами, они "сбиваются", когда проходит гравволна (кроме того, сбой будет наблюдаться и тогда, когда волна проходит через Землю). Поэтому, наблюдая несколько пульсаров с хорошо известным таймингом, можно дать ограничения на гравволны. Т.е., пульсары работают как гравитационные детекторы. PPTA (Parkes Pulsar Timing Array) - это как раз набор из 20 объектов для подобных исследований. Проводятся регулярные наблюдения этих пульсаров, что и позволяет делать всякие интересные выводы по поводу гравволн (и не только гравволн, кстати). Пока, конечно, речь идет только о верхних пределах, но ведь и детекторы пока никакого положительного результата в регистрации гравсигнала не дали :)

В коротком обзоре Роберто Миньяни рассказывает, какую роль сыграли наблюдения на хаббловском телескопе в астрономии нейтронных звезд.

Нейтронные звезды являются очень слабыми источниками в оптическом диапазоне (за исключением пульсаров в Крабе и Парусах, которые и были практически единственными хорошо изученными в оптике нейтронными звездами до запуска Космического телескопа). Поэтому неудивительно, что ни о каких массовых отождествлениях этих объектов с помощью наземных телескопов в 80-х годах и ранее не было и речи. С запуском Хаббла ситуация резко изменилась: число отождествленных в оптике нейтронных звезд перевалило за десяток. Кроме классических радиопульсаров в оптике наблюдают Гемингу и некоторые из объектов, входящих в Великолепную семерку.

О поисках новых кандидатов в остывающие нейтронные звезды (типа Великолепной семерки) можно прочесть здесь: arxiv:0710.5192

Большой обзор, посвященный сверхпроводимости в кварковом веществе. Разумеется, в первую очередь такая ситуация возможна в недрах компатных звезд (назвать их "нейтронными" в данном случае уже нельзя). Обзор очень детальный, но интеерсен, скорее всего, только специалистам (за исключением введения и заключительной, "астрофизической" части).

Не все помнят, что Крабовидная туманность не есть остаток сверхновой в строгом смысле этого слова. Это т.н. плерион. Иначе говоря - пульсарная туманность (PWN). В последние годы в исследованиях PWN был достигнут существенный прогресс. Данные с Хаббла, Чандры и ХММ-Ньютона дали возможность не только детально изучать морфологию этих образований, но и следить за их динамикой. Разумеется, тут же подтянулись теоретики и специалисты по численному моделированию. В итоге - есть что обозревать, что и делает автор в своей статье.

По сути, представлен популяционный синтез радиопульсаров для определения того, что сможет увидеть система телескопов LOFAR, начинающая работать в следующем году.

Для близких слабых пульсаров можно ожидать некоторго прорыва (кроме того, полагаю, они смогут увидеть Великолепную Семерку, или поставить ОЧЕНЬ жесткие пределы, также очень важно отнаблюдать Calvera).

Также авторы обсуждают наблюдение пульсаров в других галактиках. В пределах одного мегапарсека (или даже чуть дальше) можно ожидать открытие самых ярких пульсаров.

Авторы представляют предварительные результаты по поиску новых пульсаров. Обзор проводился на телескопе GBT на частоте 350 Мгц. Новый обзор более чувствителен к миллисекундным и долгопериодическим пульсарам, чем его предшественники (в этой области). Обнаружено 33 новых пульсара. Некоторые из них имеют достаточно интересные свойства.

Поставлен очень жесткий верхний предел на радиоизлучение Кальверы (Calvera). Я начинаю верить в то, что наша изначальная догадка, что это в самом деле объект типа Великолепной семерки, но порожденный высокоскоростной звездой, верна. Если скорость звезды-прародителя была порядка 100-200 км/с, что вполне возможно для "убегающей звезды" (runaway star), то нейтронная звезда могла "вылупиться" уже очень высоко над плоскостью Галактики.

Поскольку остыванием нейтронных звезд сейчас занимается несколько групп теоретиков, а поток наблюдений растет, обзоров по этой тематике появляется не мало. Тем не менее, в данном случае мы имеем отличный пример того, как в достаточно ограниченный объем можно вместить все самое главное и про теорию, и про наблюдения, да еще и с картинками!

Описаны результаты рентгеновских наблюдений трех RRATs - Rotating Radio Transients. Один из этих объектов был случайно "заснят" Чандрой, в статье представлены результаты последующих более детальных наблюдений. RRATs выделяются своими мощными очень короткими импульсами. Так вот, рентгеновские данные показали, что пульсы приходят точно в момент максимума рентгеновской кривой блеска.

Для двух других RRATS, которые также пытались наблюдать в рентгене, получены лишь верхние пределы. Причем пределы не слишком жесткие, так что нужно наблюдать с большими экспозициями.

Пока неясно то ли RRATs - это особая группа нейтронных звезд, то ли это такой "подвид" радиопульсаров, чьи наблюдательные проявления связаны не с физикой, а просто с их ориентацией относительно нас и достаточно большим расстоянием, то ли RRATs - это неоднородная группа источников, которые объединяет лишь наличие миллисекундных импульсов.

Некоторое время назад анализ "пульсирующего хвоста" вспышки, наблюдавшейся 27 декабря 2004 года от одного из источников мягких повторяющихся гамма-всплесков, показал наличие квазипериодических осцилляций на нескольких частотах порядка десятков герц и выше. После этого была проведена переобработка аналогичных данных по вспышке 27 августа 1998 года. Там были обнаружены аналогичные осцилляции. В статье дан обзор данных по этому явлению, а также обсуждаются возможные объяснения. Скорее всего, мы имеем дело с торсионными колебаниями нейтронной звезды.

Вспышка источника мягких повторяющихся гамма-всплеском SGR 1806-20, произошедшая 27 декабря 2004 года, наделала шума. В частности, она оказала существенное влияние на состояние земных окрестностей: изменила ионизацию, возмутила магнитное поле. Вот про последнее-то и рассказывается в статье.

Авторы анализируют данные спутника CHAMP. Согласно их результатам в поведении земного магнитного поля наблюдалась периодичность с периодом 7.5 секунд - т.е. с периодом вращения магнитара.

О поведении самого "виновника" спустя два года после вспышки можно прочесть здесь.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Интересная работа (а заодно объединю тут разные статьи H.E.S.S. для материалов 30th ICRC).

Авторы представляют результаты систематического исследования пульсаров в ТэВном диапазоне. Сделано это на основе обзора внутренней Галактики на H.E.S.S. В эту область попало 435 пульсаров. Авторы показывают, что мощные пульсары (обычно это молодые объеты, у них темп выделения вращательной энергии очень велик) очень часто наблюдаются как источники жесткого гамма. Из 435 H.E.S.S. увидел 30. Это много даже с учетом того, что авторы не исключают, что часть из этих 30 может оказаться случайным совпадением. Возможно, это самая многочисленная популяция ТэВных источников в Галактике.

О других работах по H.E.S.S. В arxiv:0709.4103 рассказывается о наблюдениях остатка сверхновой RCW 86. В arxiv:0709.4103 описано открытие кандидата в пульсарные туманности - источника HESS J1718-385. Для некоторых объектов H.E.S.S. дает только верхние пределы. Сводка таковых для активных ядер галактик дана в статье arxiv:0709.4598. А вот галактика PG 1553+113 была обнаружено, что и описано в arxiv:0709.4602. Вспышка активного ядра PKS 2155-304 описана в работе arxiv:0709.4608. Авторы утверждают, что вспышка достаточно необычна. Наконец, статья arxiv:0709.4621 посвящена наблюдениям остатка сверхновой RX J0852.0-4622.
Об открытии очередной лацертиды и ограничениях на внегалактическое фоновое излучение можно прочесть в arxiv:0709.4584 (это уже не материалы конференции, а оригинальная статья).

Происхождение магнитных полей магнитаров остается загадкой. То ли они генерятся на стадии протонейтронной звезды, то ли звезды-прародители сами были сильно замагничены, так что после коллапса и компактные объекты оказались с суперполями. Авторы исследуют вторую возможность, пытаясь измерить поля массивных ОВ-звезд. Вывод авторов любопытен. Они полагают, что вторая возможность (коллапс сильно замагниченных звезд) не проходит не потому, что сильно замагниченных массивных звезд мало, а потому, что их много! Из восьми исследованных звезд три оказались с сильными полями.

Авторы описывают наблюдения на спутнике Сузаку. Целью было исследование линий железа в спектрах маломассивных рентгеновских двойных. Изучение этих линий может позволить дать существенные ограничения на радиусы нейтронных звед. Идея в том, чтобы детально рассмотреть линии, испускаемые с внутреннего края аккреционного диска. Ясно, что размер нейтронный звезды меньше. Поскольку для некоторых маломассивных рентгеновских двойных внутренний край диска подбирается очень близко к поверхности компактного объекта, можно поставить хороший верхний предел на размер нейтронной звезды. Пределы соответствуют радиусам порядка 14.5-16.5 км, если предположить, что массы нейтронных звезд равны 1.4 солнечных.

См. также arxiv:0708.3648, где речь идет о наблюдении линии железа от одного из объектов, попавшем в ленты новостей. И arxiv:0708.3816, где применяется другой подход для ограничения размеров и масс нейтронных звезд на основе их рентгеновских спектров.

Авторы приводят данные по поляризационным исследованиям 22 пульсаров. Основных результатов два. Во-первых, для некоторых из нейтронных звезд удалось оценить угол между осью вращения и направлением пространственной скорости. Во-вторых, авторы смогли сделать оценки высоты над поверхностью нейтронной звезды, на которой испускается излучение в разных фазах. Углы оценили для 14 пульсаров. У семи из них они достаточно малы. Это находится в согласии с более ранними результатами на меньшей статистике (хотя, ранее полагали, что у всех они могут быть малы). Что касается высот излучения, то, опять же в согласии с более ранними данными, что излучение в середине профиля импульса генерируется на более низких высотах, чем по краям профиля.

Похоже, что один из гамма-всплесков на самом деле является необычной вспышкой на нейтронной звезде в тесной двойной системе. Авторы полагают, что не исключено, что есть много систем такого типа, но пока они ускользают от наблюдателей из-за трудноуловимости их вспышек.

В теории радиопульсаров, где вообще много белых пятен, есть важный нерешенный вопрос. Связан он с изменением угла между осью вращения и осью магнитного диполя. В модели магнито-дипольных потерь этот угол уменьшается (оси стремятся стать параллельными друг другу). В модели токовых потерь (Бескин, Гуревич, Истомин) - угол стремится к 90 градусам. Данные по радиопульсарам не дают возможности выбрать между двумя вариантами. Некоторое время назад мне стало ясно, что могут помочь рентгеновские пульсары, особенно в системах, где компаньоном является массивная звезда, а аккреция идет из звездного ветра. В таких системах прошло мало времени с тех пор, как нейтронная звезда ушла со стадии эжекции. Кроме того, аккреционный поток таков, что сам он не может существенно повлиять на угол. Значит, изучив распределение углов для нейтронных звезд в таких системах, можно узнать, какими были углы на момент окончания стадии эжекции. Однако определить угол для рентгеновского пульсара тоже не очень просто. Для этого надо построить довольно сложную модель. Именно это и сделано автором предлагаемой статьи.

Автор построил модель излучения рентгеновского пульсара. Для 117 источников получены оценки углов. Они показывают, что углы невелики. Автор не обсуждает описанный выше аспект - "эксгумацию" радиопульсаров для определения поведения углов на стадии эжекции. Однако на мой взгляд, результаты свидедельствуют в пользу того, что углы не стремятся к 90 градусам. Правда, это не означает, что модель токовых потерь неверна. Действительность несколько сложнее. Дело в том, что на второй части стадии эжекции - стадии мертвого радиопульсара - угол может эволюционировать в сторону уменьшения. Но по крайней мере ясно, что в итоге6 на момент окончания стадии эжекции, углы малы.

Описаны ранние и недавние поиски радиопульсара (или проявлений его активности) на месте взрыва сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом облаке. Результаты во всех диапазонах отрицательные. Тем не менее, это пока ничему не противоречит. Если нейтронная звезда родилась с не слишком большим магнитным полем и не слишком коротким периодом (а последние данные указывают на то, что такова судьба многих компактных объектов этого типа), то мы пока и не должны видеть феномены, связанные с пульсарной активностью.

Многим будет интересно почитать о множестве ошибочных заявлений об обнаружении пульсара, особенно вскоре после взрыва (разумеется, следует говорить не о времени взрыва, а о времени его регистрации на Земле).

Наблюдения пульсара в Крабе с высоким временным разрешением показали, что основной импульс по своим свойствам принципиально отличается от интеримпульса (авторы регулярно употрябляют слово astonished, чтобы охарактеризовать свое впечатление от обнаруженных отличий). По всей видимости за основной импульс и интерпульсы ответственны разные механизмы излучения (а во всех основных моделях до сих пор полагали, что механизм один, и различие объясняется геометрией).

На мой взгляд это должно хорошо увязываться с недавними результатами российских ученых (на которые авторы рассматриваемой статьи почему-то не сослались).

Краб отбивает нанодробь

В нейтронных звездах вещество может находиться в сверхтекучем состоянии. При вращении сверхтекучая жидкость разбивается на вихри. В 1966 г. Ткаченко показал, что по системе таких вихрей может "гулять волна": вихри будут то ближе друг к другу, то - дальше. В 1970 г. Рудерман попробовал приложить эту идею в пульсарам: ведь волны Ткаченко должны менять момент инерции нейтронной звезды, т.е. вызывать изменение периода вращения. Тогда думали, что у пульсара в Крабе наблюдаются колебания периода на временах порядка нескольких месяцев. Их-то и хотел объяснить Рудерман. Как оказалось, у Краба никаких колебаний нет - и про идею почти забыли.

И вот к идее снова возвращаются! Авторы пробуют количественно объяснить периодическую модуляцию вращения пульсара 1828-11 за счет волн Ткаченко. Вроде бы все сходится.

Мне лично эта работа интересно в связи с возможностью объяснить прецессию источника RX J0720.4-3125. Период вращения нейтронной звезды и период колебаний, связанных с волнами Ткаченко, жестко привязаны друг к другу. Период заподозренной прецессии в источнике RX J0720.4-3125 совпадает с ожидаемым периодом волн Ткаченко. Механизм воникновения прецессии может быть таким. Глитч (а он, по всей видимости наблюдался у RX J0720.4-3125) генерирует волны Ткаченко. Затем, если частота волн Ткаченко и возможная частота прецессии нейтронной звезды, определяемая ее сжатием, совпадают, энергия волн Ткаченко может перекачиваться в прецессионное движение. Редкость свободной прецессии у нейтронных звезд объясняется тем, что редко частота волн Ткаченко совпадает с частотой прецессии. определяемой сжатием звезды. Правда, сверхтекучесть в нейтронных звездах может подавлять долгопериодическую прецессию, но вчерашняя статья Giampedakis et al. показывает, что для долгопериодических пульсаров проблемы нет.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Открыт очень интересный источник.

Сперва он был обнаружен в рентгеновском диапазоне. Тогда же заподозрили, что это может быть магнитар (источник находится в остатке сверхновой). Потом удалось увидеть радиоизлучение и установить период - две секунды. Затем была измерена первая производная периода (вращение нейтронной звезды замедляется, т.к. она сильно замагничена). По замедлению вращения можно оценить поле - оно оказалось равным 2 10¹⁴ Гаусс.

Поскольку на старых изображениях (в рентгене) источник не был обнаружен, то похоже, что это второй транзиентный магнитар (после XTE J1810-197).

Большой обзор по радиопульсарам.

В последнее время есть существенный прогресс и в наблюдениях, и в теории. Так что есть что обсудить. К сожалению, не все попало в обзор. Тем не менее, рекомендую.

Все помнят, что пару лет назад был обнаружен новый класс нейтронных звезд - вращающиеся радиотранзиенты (RRATs). Случайно, один из них удалось увидеть в рентгене - он просто попал в поле зрения Чандры. Теперь на основе глубоких наблюдений на XMM-Newton авторы рассказывают о двух новых открытиях.

Во-первых, удалось увидеть период пульсаций и в рентгене. Он оказался равным 4.26 секунды, что согласуется с данными радионаблюдений. Во-вторых, в спектре обнаружена спектральная деталь, которую можно интерпретировать как протонную циклотронную линию. Тогда речь идет о магнитном поле около 10¹⁴ Гаусс. Это роднит источник с Великолепной семеркой. Правда, у последних не наблюдаются вспышки типа тех, что видят у RRATs.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Уточнены значения масс нейтронных звезд в трех рентгеновских двойных. Значения такие 1.06+0.11/-0.10 масс Солнца для SMC X-1, 1.25+0.11/-0.10 - для LMC X-4, и 1.34+0.16/-0.14 - для Cen X-3, Обратите внимание на низкое значение для SMC X-1.

Представлены результаты очень глубоких наблюдений одного из аномальных рентгеновских пульсаров на XMM-Newton. Никаких спектральных линий не обнаружено.

Представлен очередной расчет уравнения состояния внутри компактных объектов. Полученное значение максимальной массы нейтронной звезды - 1.7 массы Солнца - по всей видимости слишком мало, чобы удовлетворить наблюдениям. Автор обсуждает, каким должно быть поведение вещества при высоких плотностях, чтобы все было ОК.

Представлены результаты глубоких наблюдений пяти объектов Великолепной семерки в Ик диапазоне на VLT. Получены только верхние пределы (примерно 22 величина в фильтре H). По мнению авторов, пределы пока недостаточно глубоки, чтобы совсем закрыть модель, в которой заметную роль играют остаточные диски вокруг нейтронных звезд.

Вела Джуниор - это остаток сверхновой в созвездии Парусов (vela). "Джуниор" - чтобы отличать от давно известного пульсара (и остатка) в Веле. Расстояние до остатка около 1 кпк. В нем обнаружен центральный компактный рентгеновский источник (CCO). Авторы провели глубокие наблюдения в оптике и ближнем ИК на VLT. В оптике объект не был обнаружен, зато в ИК удалось что-то рассмотреть. Если это объект, связанный с рентгеновским источником (а это пока не доказано), то это может быть остаточный диск вокруг нейтронной звезды или же сама звезда. В последнем случае есть много вопросов....

Геминга - известная нейтронная звезда, обнаруженная первоначально по ее гамма-излучению. Затем было обнаружено рентгеновское излучение, а позже и пульсации: как в рентгене, так и в радио. 3EG J1835+5918 - это источник, похожий на Гемингу. Обозначение указывает, что сперва с помощью прибора EGRET был обнаружен гамма-источник. Позже было обнаружено рентгеновское излучение. А вот пульсаций все нет и нет.

Не обнаружены пульсации и по новым данным, хотя авторы использовали самую мощную артиллерию, радиотелескоп в Грин Бэнк и рентгеновскую обсерваторию Чандра.

Представлены результаты численного моделирования. В результате коллапса образуется сильно замагниченаая быстровращающаяся нейтронная звезда - магнитар. Формируются джеты. Параметры образовавшегося объекта позволяют по мнению авторов, говорить о появлении длинного гамма-всплеска.

См. также arXiv:0707.2219 о связи сверхновых и гамма-всплесков, а также о возможности того, что в сердце центральной машины всплеска сидит нейтронная звезда, а не черная дыра. И arXiv:0707.2187 о связи гамма-всплесков со звездами малой металличности.

Спутник AGILE уже на орбите. GLAST должен полететь в конце года. Все это гамма-обсерватории (только AGILE- маленькая, а GLAST - большая). Все помнят, что радиопульсары и другие нейтронные звезды являются (или могут являться) гамма-источниками. Это является мотивировкой для детального изучения этих объектов методом популяционного синтеза.

Авторы существенно продивинули свою численную модель. Основные результаты таковы.
1. В каталоге EGRET есть достаточное количество неотождествленных источников, часть из них, полагают авторы - это миллисекундные пульсары. В данных EGRET должно быть около десятка миллисекундных радиопульсаров, а еще вдобавок около двух десятков миллисекундных пульсаров, которые не видны нам в радио.
2. GLAST конечно же увидит больше миллисекундных пульсаров. Авторы называют число порядка 140-150. Подавляющее большинство из них (более сотни) - радионевидимые для нас.

Автор полагает, что данные по остаткам сверхновых, в которых наблюдаются кандидаты в магнитары, свидетельствуют против того, что эти нейтронные звезды рождаются одновременно со сверхсильными полями и очень быстрым вращением. Иначе был бы дополнительный вброс энергии в остаток, чего, вроде бы, не наблюдается.

Авторы приводят результаты длительного мониторинга аномальных рентгеновских пульсаров RXS J170849.0-400910 и 1E 1841-045 на спутнике RossiXTE. Сообщается об обнаружении четырех новых глитчей у этих объектов. Один из глитчей почти рекордный: частота скакнула почти на одну стотысячную величины - это очень много.

Рассматривается очередной вариант механизма разгона нейтронных звезд. В данном сценарии разгон длится около 10 секунд и связан с асимметричным излучением нейтрино на стадии протонейтронной звезды. Момент разгона соответствует времени, когда нейтриносфера только-только "вылезла" из под поверхности нейтронной звезды. Скорость должна быть направлена по магнитному полю (мне это не очень понятно, учитывая, что разгон действует 10 секунд - т.е. много больше, чем период вращения звезды вокруг своей оси). Также авторы предсказывают линейную корреляцию между радиосветимостью пульсара и его скоростью. Вообще говоря, такого не наблюдается.

В конце года должен быть запущен гамма-спутник GLAST. Одними из основных объектов для наблюдений на нем будут пульсары. В короткой заметке дается обзор, посвященный гамма-излучению пульсаров и перспективам их наблюдения на GLAST'е. Можно ожидать, что будет внесена какая-то ясность во многие аспекты физики пульсарных магнитосфер.

Авторы представляют результаты наблюдений в разных диапазонах источника 1E 1547.0-5408. По мнению авторов, мы имеем дело с магнитаром, к тому же, во всей видимости, находящимся в остатке сверхновой. Так это или нет на самом деле покажут дальнейшие исследования.

Сейчас считается стандартным называть источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) и аномальные рентгеновские пульсары (АРП) кандидатами в магнитары. Дело в том, что измерить поле напрямую очень непросто. Пока это было сделано лишь для одного МПГ во время вспышки, да и то некоторые скептики подвергают интерпретацию этих наблюдений сомнению. С помощью достаточно прямых наблюдений авторы этой статьи подтверждают магнитарную природу одного из АРП (хотя, определенные модельные предположения авторам все-таки пришлось сделать). Речь идет о транзиентном АРП J1810-197.

Поле получается равным примерно 3 10¹⁴ Гаусс. Это неплохо согласуется с данными по замедлению вращения данной нейтронной звезды.

Переменность спектра (от радио до рентгена) АРП J1810-197 обсуждается в статье arxiv:0705.4095. Определение расстояния до 1810-197 по данным радионаблюдений является темой работы arxiv:0705.4403.

Данные по другому АРП представлены теми же авторами в работе arxiv:0705.3982.

Описаны результаты всеволновых наблюдений одной из нейтронных звезд, входящих в т.н. Великолепную семерку. Если коротко: ничего, кроме теплового рентгена, не видно. Поставлены очень глубокие пределы и в оптике, и в ИК, и, что важно, в радио.

Если коротко, то авторы полагают, что всплеск может считаться еще одним кандидатов в нипервспышки внегалактических магнитаров. Решающим аргументом служит наличие в области локализации всплеска относительно близкой галактики с мощным звездообразованием IC 328.

В моих обзорах давно заметен перекос в сторону моих собственных интересов в астрофизике. Поэтому не удивляйтесь большому количеству ссылок на статьи по нейтронным звездам. Вот очередная.

Авторы представляют результаты многолетнего мониторинга одного из кандидатов в магнитары. С одной стороны, никаких супероткрытий нет. С другой, данные ставят интересные вопросы перед стандартной магнитарной теорией.

Очередной большой обзор по внутреннему состоянию нейтронных звезд. Особое внимание авторы уделяют экзотическим фазам (кваркам, гиперонам и тп.).

Описаны данные по необычной сверхновой типа Ib. Авторы предлагают интерпретацию, согласно которой имеет место дополнительная закачка энергии благодаря работе молодого магнитара - быстро вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем.

Недавно эти же авторы писали о том, что источник 1E 1207.4-5209 в остатке сверхновой PKS 1209-51/52 является примером нейтронной звезды, родившейся с относительно длинным периодом вращения и слабым магнитным полем. В данной же статье детально обсуждается другой пример.

Авторы продолжают развивать гипотезу о том, что слабые начальные магнитные поля связаны с длинными начальными периодами (в этой модели поле генерируется с помощью динамо-механизма, что требует быстрого вращения). Кроме того, по мнению авторов, существенная аккреция на слабозамагниченные молодые нейтронные звезды.

По всей видимости открыт интересный компактный объект, вероятнее всего - нейтронная звезда. Открытие было сделаоно по архивным данным спутника ROSAT. Источник демонстрирует тепловое излучение, но находится слишком высоко над галактической плоскостью. Если предположить, что это объект типа Великолепной семерки, то чтобы попасть на такую высоту, ему нужно было бы лететь со скоростью около 7000 км/с. Поэтому авторы полагают, что это может быть объект типа миллисекундных пульсаров. Но и тут есть немало сложностей.

На мой взгляд (и авторы, разумеется, также рассматривают эту гипотезу), мы имеем дело с объектом типа Cas A, только раз в 10 старше.

Есть такая одиночная нейтронная звезда в остатке свехновой - источник 1E 1207.4-5209. Знаменит он тем, что в его спектре было найдено несколько спектральных линий (учитывая те, что находятся на пределе обнаружимости - четыре). Причем, распределение линий по энергии образует геометрическую последовательность, т.е., есть ощущение, что это циклотронная линия и ее гармоники. Может быть это и не так, но допустим. Тогда, можно определить магнитное поле. Правда, надо понять протонная ли это линия, или электронная. Оценка поля будет различаться примерно в тысячу раз (отношение масс электрона и протона). Если линия протонная, как считали в начале, то поле будет большое.

Результаты, представленные в рассмтриваемой статье, говорят о том, что поле у нейтронной звезды маленькое. Установлено это по измерениям темпа замедления вращения звезды. Если принять гипотезу и том, что замедление можно описать т.н. магнито-дипольной формулой, то получим оценку поля около 10 в 11 Гаусс или меньше. Это может находится в согласии с тем, что линии таки связаны с электронами.

Новые результаты получены не с помощью новых наблюдений. Авторы провели переобработку уже имеющихся данных. Видимо, в более раннем варианте обработки была допущена неточность.

Интересен еще один момент. Энерговыделение нейтронной звезды больше, чем может дать замедление вращения. Это говорит о том, что рентгеновская светимсоть в основном должна быть связана с охлаждением нейтронной звезды или с аккрецией.

Теперь весь комплекс данных говорит о том, что данная нейтронная звезда родилась с периодом около 0.4 сек (что близко к наблюдаемому периоду) и малым магнитным полем, по сравнению со стандартными полями радиопульсаров и, тем более, магнитаров. Прямое открытие сочетания относительно длинных начальных периодов вращения и относительно слабого поля позволяет продвинуться в понимании молодых нейтронных звезд, не проявляющих пульсарной или магнитарной активности. Возможно, что поле генерируется в новорожденной нейтронной звезде, а эффективность генерации зависит от темпа вращения. С другой стороны, у молодых пульсаров какой-то четкой зависимости такого типа не выявлено.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Природа порою подкидывает интересные загадки. Ничего суперфундаментального в них нет, но мне лично оин всегда нравятся. Суть загадки сводится к следующему: что же мы видим?

G70.7+1.2 - это туманность, наблюдаемая в оптическом и радио диапазонах. Кроме того, в ней есть яркая звезда, которую наблюдают в ИК, т.к. велико поглощение. Полагали, что мы имеем дело с двойной системой, состоящей из Be- звезды и радиопульсара.

Авторы статьи провели глубокие наблюдения в ИК (на Кеке) и в рентгене (на Чандре). Был обнаружен рентгеновский источник, не совпадающий с Be-звездой. Тот же источник виден и в ближнем ИК. Новая интерпретация такова. В туманности есть Be-звезда и двойная система, состоящая из B-звезды и нейтронной звезды, скорее всего радиопульсара. Следующая задача - глубокий поиск пульсара. Если не найдут - то загадка останется. Интересно!

Известно 9 двойных систем, состоящих из двух нейтронных звезд. С ними связана одна загадка. Слишком многие из них имеют маленькие эксцентриситеты. Если учесть, что согласно данным по обычным радиопульсарам нейтронные звезды рождаются с большими скоростями (т.н. кик) порядка 300-400 км/с, то малые эксцентриситеты представляются загадочными. По всей видимостим, те взрывы сверхновых, которые приводят (в среднем) к появлению одиночных пульсаров и пульсаров в массивных двойных системах, различаются. Ван ден Хевел обсуждает возможные пути решения загадки. На данный момент сложился следующий взгляд. Вторичные компоненты массивных двойных систем испытывают не обычный взрыв сверхновой, связанный с коллапсом железного ядра, а коллапс кислородно-неоново-магниевого ядра. Вероятнее всего, это являетс исключительной особенностью двойных систем. В одиночных звездах такие ядра в конце концов превращаются в белые карлики.

Если кварковые звезды существуют, то они как-то образуются. Т.е., есть некоторый длящийся во времени процесс, в котором обычная нейтронная звезда (или протонейтронная звезда) превращается в кварковую. Процесс этот непростой, и неудивительно, что никакой ясности в этом вопросе нет.

В статье автор во-первых, кратко описывает кварковые звезды, а во-вторых, дает обзор современных исследований, посвященных процессу образования кварковых звезд.

Представлены результаты наблюдений четырех аномальных рентгеновских пульсаров на Парксовском (Parkes) телескопе. Источники не были зарегистрированы, т.е. есть только верхние пределы на их радиоизлучение. Во время наблюдений источники не проявляли вспышечной активности в рентгеновском диапазоне. Т.о., авторы полагают, что результаты могут служить подтверждением того, что в спокойном состоянии аномальные пульсары не излучают в радио.

Авторы рассматривают затухание магнитарных магнитных полей в коре. Один из основных выводов состоит в том, что объекты Великолепной семерки в рамках такого сценария должны являться потомками магнитаров. На мой взгляд, здесь есть некоторые трудности. Дело в том, что темп рождения оьъектов типа Великолепной семерки довольно высок. Он в несколько раз выше, чем темп рождения аномальных рентгеновских пульсаров и источников мягких повторяющихся гамма-всплесков (эти источники являются кандидатами в магнитары). Противоречие можно разрешить только предположением, что бОльшая часть молодых магнитаров не проявляет активности (или периоды активности чрезвычайно короткие).

Авторы дают оценку массы и радиуса нейтронной звезды, входящей в двойную систему SAX J1808.4-3658. Существенно, что их результаты противоречат основной массе других. А именно, данные говорят о том, что масса и радиус соответствуют т.н. мягкому уравнению состояния (это говорит о том, что нейтронная звезда как бы более сжимаема). Уравнение состояния должно быть одно! Максимум, что может быть, это сосуществование нескольких фаз (например, обычные адронные нейтронные звезды и кварковые звезды), т.е. уравнение состояния будет состоять из двух частей, переходящих (скачком) друг в друга на некоторой кртической плотности. Пока все данные свидетельствовали в пользу жестких уравнений состояния (например, существование массивных нейтронных звезд, с массами более 2 солнечных, а также аналогичные приводимым в статье данные по наблюдениям рентгеновских источников).

Скорее всего окажется, что оценки, сделанные этой статье, содержат в себе какую-то неучтенную неопределенность. Тем не менее, результат заслуживает внимания.

Аномальный рентгеновский пульсар XTE J1810-197 удалось пронаблюдать в радиодиапазоне. Кроме важной информации о работе магнитара, радионаблюдения дают возможность определить некоторые важные параметры нейтронной звезды. Например, можно измерить ее скорость. Точнее, можно определить проекцию скорости на небесную сферу, скорость вдоль луча зрения остается неизвестной. Полученное значение составляет примерно 200-300 км/с. Это немного для нейтронных звезд. Т.о., старая гипотеза о том, что магнитары (аномальные рентгеновские пульсары и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков) поголовно являются быстро движущимися объектами, наверное более не имеет права на существование.

С помощью оптических наблюдений на Космическом телескопе удалось определить параллакс еще одной нейтронной звезды из Великолепной семерки. Расстояни оказалось равным 270-530 пк. Трансверсальная скорость 140-270 км/c. По всей видимости, звезда родилась в ОВ ассоциации Trumpler около миллиона лет назад.

Авторы рассчитывают темп рождения магнитаров и объектов типа Великолепной семерки. Для первых получается значение раз в 500 лет, для вторых - на порядок больше. Что называется, "об этом-то давно и говорили большевики". Я неоднократко подчеркивал, что темп рождения Великолепной семерки слишком велик, чтобы сделать эти объекты "старыми магнитарами".

Heraeus Seminar славится своими традициями. Особенно радуют обзорные статьи, появляющиеся в его сборниках. Данная не является исключением, и тоже радует.

Пульсарный ветер и туманности, "выдуваемые" пульсарами, в последние годы являеются объектами пристального внимания и оживленного интереса. Связано это с тем, что новые приборы, в первую очередь Чандра, дали возможность рассмотреть в них множество интересных деталей (все, наверное, помнят рентгеновские изображения внутренних, околопульсарных, частей краюовидной туманности с тором и джетами). В обзоре скрупулезно описываются современные идеи по описанию процессов в пульсарном ветре и туманностях.

По данным наблюдений на космической рентгеновской обсерватории Чандра обнаружено пульсирующее ренгеновское излучение от миллисекундного пульсара в известнейшей системе J0737-3039.

J0737-3039 - это единственная система, состоящая из двух радиопульсаров. Рентгеновское излучение от этого источника уже было зарегистрировано, однако каких-либо периодических изменений потока обнаружено не было. Новые наблюдения позволили обнаружить пульсации с периодом, равным периоду вращения миллисекундного пульсара (Пульсар А). Пульсации на частоте второго пульсара или модуляция за счет орбитального движения пока (?) не обнаружены.

Подробный обзор по очень актуальной сейчас теме. Дело в том, что тепловое излучение нейтронных звезд определяется процессами в их недрах. Т.о., наблюдения этого излучения позволяют нам косвенно заглянуть в недра нейтронных звезд и попытаться что-то узнать о физических процессах, проходящих при экстремальных условиях. Кроме того, нейтронные звезды обладают очень интересными атмосферами. С ними еще многое непонятно, а на спектры теплового излучения они влияют критическим образом.

Дается обзор свойств раскрученных пульсаров. Вращение этих объектов было ускорено за счет аккреции в тесной двойной системе. Автор приводит несколько полезных графиков, а также обсуждает связь некоторых параметров раскрученных пульсаров с массой их компаньонов.

Спутник INTEGRAL внес существенный вклад и исследования магнитаров - источников мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) и аномальных рентгеновских пульсаров (АРП). В первую очередь, следует отметить открытие "жестких хвостов" в спектрах АРП. Также, INTEGRAL зарегистрировал множество всплесков МПГ. Ну и, разумеется, пронаблюдал гигантскую вспышку декабря 2004 года.

В статье суммированы все основные результаты, хотя основное внимание уделено результатам, полученным самим авторами.

Понятный обзор, посвященный внутреннему строению и тепловой эволюции нейтронных звезд.

LIGO продолжает сбор данных. Команда регулярно выдает верхние пределы на гравитационно-волновое излучение от радиопульсаров (обо всем этом, кстати, можно почитать во втором номере "Вокруг Света"). Растет число исследованных пульсаров, и пределы становятся все лучше и лучше. Самый жесткий на сегодняшний день дает параметр экваториальной эллиптичности уже на уровне 10^-6 (об определении этого параметра см., например, gr-qc/0508096, стр. 2 уравнение 2). Это уже на уровне ожидаемого. Т.е., по всей видимости, недалек тот день, когда появится и сигнал. LIGO или VIRGO первым его поймают - увидим.

Дан обзор докладов, представленных на последней Генеральной ассамлее МАС в Праге. Статья дает неплохой представление о том, что сейчас происходит в области изучения пульсаров.

H.E.S.S. отнаблюдал десяток пульсаров, от которых можно было бы ожидать заметного потока гамма-излучения высокой энергии. Результат нулевой. Учитывая великолепные параметры H.E.S.S., это очень серьезные верхние пределы. Они указывают на то, что на энергиях порядка ТэВ в спектре пульсаров должен быть загиб. Это дает серьезные ограничения на модели излучения пульсаров.

Авторы полагают, что этот необычный пульсар и еще несколько других образуют особый класс объектов, выделяющийся среди основной массы двойных пульсаров. В частности, для их формирования нужен особый эволюционный канал.

Магнитное поле пульсара оказывается слишком сильным, а период слишком длинным, учитывая параметры двойной системы. Кроме того, пульсар показывает сильную переменность, что нетипично для двойных пульсаров с маломассивными компаньонами на орбитах с коротким орбитальным периодом.

Большой обзор, посвященный в основном, образованию двойных нейтронных звезд. Однако, кроме них, рассматриваются и системы с черными дырами и белыми карликами. Авторы честно пишут, что дают сводку в основном своих результатов, так что о работах других групп пишут довольно-таки мимоходом.

Напомню, что вся эта деятельность по поводу двойных компактных объектов важна, в первую очередь, в связи с работой детекторов гравитационных волн. Также, двойные компактыне объекты интересны как возможные источники коротких гамма-всплесков. Ну и просто, двойные радиопульсары - лучшая лаборатория по проверке многих интересных эффектов, включая ОТО. Кроме того, не надо забывать, что обнаружение системы пульсар плюс черная дыра не за горами, и обнаружение такого "зверя" готовит нам много открытий чудных.

Наконец-то появилась полная и окончательная версия статьи об обнаружении отраженного сигнала гипервспышки SGR 1806-20 в декабре 2004 года!

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Очередной большой обзор из сборника, посвященного Гансу Бете. На этот раз темой являются нейтронные звезды. Авторы в деталях обсуждают, как последние данные наблюдений помогают ограничить теории, описывающие внутреннее строение нейтронных звезд. Ведь астрофизические данные по этим объектам являются уникальными в смысле изучения поведения холодного вещества при сверхядерных плотностях.

Если это правда, то это очень важно для астрофизики нейтронных звезд. Обнаружен период у самого первого из объектов Великолепной семерки. До этого никому не удавалось увидеть пульсации, ибо их уровень очень невысок. Но вот на ХММ-Ньютоне, с его колоссальной собирающей поверхностью, на уровне 1.5 процента удалось увидеть пульсации.

Период составляет 7 секунд. Т.о., теперь все семь "ковбоев" имеют измеренные периоды.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Почти два года назад произошла гигантская вспышка магнитара SGR 1806-20, а статьи все появляются и появляются.... В данной представлен детальный анализ на основе данных индийского спутника RHESSI. Кроме гамма-детекторов, которые "ослепли" в момент максимума вспышки, на его борту были и детекторы частиц, которые все-таки позволяют получить данные о всплеске даже во время наибольшего потока.

Большой обзор по радио пульсарам, раскрученным за счет аккреции в тесных двойных системах. Обзор доступен и на русском на сайте УФН.

Пока исследования поляризации рентгеновского излучения астрономических объектов находятся в зачаточном состоянии: то авария (как с японскими аппаратами), то конкуренты зарубят проект с хорошим поляриметром (как с нашим СРГ). Тем не менее, рано или поздно такой инструмент появится, возможно даже на спутнике с российским участием (новый СРГ).

В обзоре в основном обсуждаются поляриметрические исследования нейтронных звезд. Кроме этого, описано состояние дел со строящимися инструментами и развивающимися технологиями.

Мне статья показалась очень интересной. В самом деле, мы плохо понимаем, какие из массивных звезд превращаются в нейтронные звезды, а какие в черные дыры. Ясно только, что нет какого-то одного универсального предела на массу, выше которой звезда является прародителем черной дыры.

Авторы рассматривают различные подходы, позволяющие по наблюдениям нейтронных звезд дать ограничения на уравнение состояния вещества в их недрах.

Описаны результаты численного моделирования взрыва сверхновой и его последствий, которые, возможно, позволяют пролить свет на то, как раскручиваются новорожденные нейтронные звезды.

См. также astro-ph/0611698.

Дается обзор эволюции магнитного поля нейтронных звезд, начиная с самых первых минут их жизни.

Источник XTE J1810-197 относится к аномальным рентгеновским пульсарам (АРП). Однако он выделяется среди них переменностью своей активности, как говорят "транзиентностью". Недавно удалось получить целый ряд наблюдений этого источника в радиодиапазоне. Этому и посвящена, в основном, статья.

Авторы смогли получить достаточно длинный (несколько месяцев) ряд наблюдений. При этом удалось достаточно точно отслеживать вариации частоты вращения, темпа ее изменения, радиопотока. Кроме того, изменялся профиль импульса магнитара.

Основная идея состоит в том, чтобы сопоставить, как все эти изменения коррелируют друг с другом, а также с данными, полученными в других диапазонах (прежде всего в рентгеновском). Так, например, падение радиопотока (как пикового, так и среднего) совпало с уменьшением темпа замедления вращения нейтронной звезды. А вариации структуры профиля импульса в радиодиапазоне не повлияли на его совпадение (по фазе) с рентгеновским импульсом.

Авторы надеются (и я с ними солидарен), что такие данные должны помочь продвинуться в понимании механизма работы магнитаров.

Авторы детально изучают один из жестких рентгеновский источников, открытых обсерваторией Интеграл. Во-первых, им удалось показать, что обнаруженный период - около 1.6 часа - скорее всего является периодом вращения нейтронной звезды. Во-вторых, удалось обнаружить изменение периода, его уменьшение. Оно весьма велико и совпадает с периодом активности источника. Это говорит о том, что нейтронная звезда была раскручена аккрецией, а магнитное поле самой нейтронной звезды весьма велико. Последнее и позволяет авторам рассуждать о магнитарной природе наблюдаемого объекта.

На всякий случай подчеркну: речь не идет о родстве источника с такими известными кандидатами в магнитары как аномальные рентгеновские пульсары и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков. Речь просто идет о нейтронной звезде с очень большим магнитным полем, причем звезда входит в тесную двойную систему. Мне лично совсем не нравится употребление термина "магнитар" в таком контексте. Магнитар - это, все-таки, не просто нейтронная звезда с большим полем, а объект, чья активность, связана с полем. здесь же активность, скорее всего, связана с аккрецией.

Я уже писал об удивительном пульсаре "на полставки" PSR B1931+24. В данной же статье авторы представляют результаты рентгеновских и оптических наблюдений этого объекта, а также обсуждают возможность интерпретации данных.

К сожалению, результаты наблюдений отрицательные, т.е. увидеть ничего не удалось. Источник слишком слаб и в оптике, и в рентгене. Авторская интерпретация системы такова: это двойная с периодом около месяца и очень маломассивной нормальной звездай. Периоды "выключения" радиопульсара объясняются влиянием вещества нормальной звезды.

На мой взгляд, хотя это и вполне возможный вариант, у авторов пока нет достаточных оснований для утверждений о двойственности. Наиболее привлекательной идеей, опять же на мой взгляд, остается гипотеза о том, что в случае этого пульсара мы наблюдаем переход между режимами токовых потерь (модель Бескина, Гуревича, Истомина) и магнито-дипольными потерями (см. astro-ph/0608689).

Поразительно все-таки сложная штука - взрыв сверхновой!

Вот очередной расчет. В нем авторы пытаются учесть роль магнитных полей. Результаты сравниваются с другими моделями и подходами.

Замечательный обзор по исследованию аномальных рентгеновских пульсаров (АРП). Новостей там много: исследование транзиентных пульсаров, вспышки АРП, обнаружение жестких "хвостов" в спектре. В общем, результатов много - читайте.

МПГ - это источники мягких повторяющихся гамма-всплесков. В нашей Галактике их известно три, плюс еще один в Магеллановом облаке, плюс есть кандидаты. Иногда эти источники дают мощные, т.н. гигантские, вспышки. По своим свойствам они похожи на короткие гамма-всплески (которые, вероятнее всего связаны со слияниями нейтронных звезд). Конечно, космические гамма-всплески мощнее гигантских вспышек, но временные и спектральные свойства очень близки. Поэтому вспышку магнитара в не очень далекой галактике можно перепутать с коротким гамма-всплеском.

В статье авторы описывают наблюдения всплеска GRB 051103. На небе он попадает в область, где находится известная галактика М81. Соответственно, возникает мысль о том, что мы можем видеть гигантскую вспышку магнитара. Авторы полагают, что так оно и есть.

К таким же выводам приходят в своей статье Офек и др.

Подробнее об этом открытии можно прочесть в АНКе Дня на сайте Элементы.Ру или здесь.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Открытие двойного радиопульсара стало важным результатов для ряда направлений.
1. Наличие такого объекта позволяет исследовать важные эффекты, имеющие место в пульсарных магнитосферах (напомню, что окончательной теории магнитосфер пульсаров так и нет).
2. Обнаружение такого объекта позволило повысить "наблюдательный" предел на количество слиявающихся двойных нейтронных звезд, что важно для оценки эффективности работы детекторов гравитационных волн. Кроме того, оценка темпа слияний по наблюдаемым системам, состоящим из двух нейтронных звезд, наконец-то стала совпадать с расчетами методом популяционного синтеза.
3. Двойной радиопульсар открывает новые возможности для проверки Общей теории относительности (см. ссылку ниже).
4.Наличие такого объекта бросает вызов теориям эволюции звезд.
Последнему пункту и посвящена статья.

Дело в том, что:
1. У пульсара низкая пространственная скорость. Т.е., не было большого кика (большого дополнительного импульса при взрыве сверхновой)
2. У системы низкий, но ненулевой, эксцентриситет орбиты.
3. Система имеет довольно короткий орбитальный период.
Все вместе это ставит проблемы в построении эволюционного сценария, приведшего к появлению такой системы. Один из важных выводов состоит в том, что предсверхновая, породившая более молодой пульсар (пульсар В), имела низкую массу, около 2 масс Солнца или даже меньше. Т.о. вряд ли это была обычная сверхновая с коллапсом железного ядра. С другой стороны, похожая двойная система PSR B1534+12 по всей видимости имела неколько иную историю. Т.о., возможны разные эволюционные пути, что надо учитывать в моделях, описывающих появление таких систем.

См. также статью astro-ph/0609417 той же группы авторов, в которой рассматриваются тесты ОТО по данным о двойном пульсаре.

По собственному движению удалось определить скорость нейтронной звезды в остатке сверхновой Puppis A. Скорость очень велика: 1500 км/с. В принципе, такие скорости уже измерялись у нейтронных звезд (радиопульсаров). Тем не менее, это примечательный результат. Поясню почему.

Нейтронная звезда в Puppis A принадлежит к классу т.н. центральных компактных объектов. Это молодые нейтронные звезды, наблюдаемые в остатках сверхновых, но при этом не проявляющие никакой радиопульсарной активности. Наблюдают их в рентгеновском диапазоне за счет теплового излучения горячей поверхности компактного объекта. Хотя таких нейтронных звезд известно всего несколько штук, но их молодость приводит к оценке частоты рождения порядка частоты появления на свет обычных радиопульсаров. Почему значительная часть нейтронных звезд рождается столь непохожими на привычные радиопульсары остается загадкой. В связи с этим определение скорости для одного из объектов данного типа представляет большой интерес.

Новость об этом открытии можно также прочесть на Гранях.Ру.

EGRET - это один из гамма-детекторов на борту CGRO. Подавляющее большинство источников, зарегистрированных этим прибором, остается неотождествленным. Считается, что есть три основные составляющие. Во-первых, это внегалактические источники (активные ядра галактик, в основном, видимо, блазары). Они распределены равномерно по небесной сфере. Во-вторых, это источники в диске Галактики. Наконец, есть еще популяция, связанная с Поясом Гулда. Расчеты показывали, что в Поясе должно быть много радиопульсаров, которые и дали бы необходимый гамма-поток (отмечу, что одна из новых популяций нейтронных звезд - Великолепная семерка - точно связана с Поясом). Авторы статьи провели специальный поиск радиопульсаров в областях локализации неотождествленных источников EGRET, положение которых на небе может говорить о возможной связи с Поясом Гулда.

Результаты поиска оказались отрицательными. Несмотря на обнаружение нескольких новых пульсаров нет ни одного, который можно было бы связать с каким-то из гамма-источников. Авторы полагают, что оценки числа радиопульсаров в Поясе Гулда были слишком оптимистичными.

Я лично полагаю, что источники таки должны быть связаны с одиночными молодыми нейтронными звездами в Поясе Гулда. Открытия последних лет уже приучили нас к тому, что молодые нейтронные звезды вовсе не обязательно должны проявлять обычную радиопульсарную активность. Запуск спутника GLAST приведет к тому, что координаты гамма-источников будут определены гораздо точнее. Нужно будет тщательно поискать в новых областях локализации нейтронные звезды.

Это статья, направленная в материалы апрельской лондонской конференции по нейтронным звездам. В ней рассказывается об обнаружении в данных Chandra одного из RRATs (напомню, что это новый тип нейтронных звезд, обнаруженный по транзиентной активности в радиодиапазоне). Я уже рассказывал об этом открытии, но не грех и второй раз его помянуть. Однако, статья включена в обзоры из-за одной важной, на мой взгляд, детали. На странице 4 в разделе 5 авторы пишут, что сейчас идет проект AstroPulse, в рамках которого идет поиск радиотранзиентов по результатам программы SETI@home. Это хорошо укладывается в концепцию о том, что астрономические наблюдения по программа SETI могут работать вместе. Хотя на мой взгляд логичнее, если SETI польузуется результатами астронаблюдений, а не наоборот.

Очень толковый обзор по кварковым звездам. Ничего супернового, но очень ясно написано и охвачен широкий круг именно астрофизических вопросов.

Второй, более детальный, обзор можно найти здесь: astro-ph/0608360.

Компактный источник в остатке сверхновой RCW 103 известен уже достаточно давно. Так же давно было ясно, что он не похож на "нормальную" молодую нейтронную звезду. Высказывались самые разные гипотезы. Переменность источника, в свою очередь, тоже не является новостью. И даже периодичность переменности уже обсуждалась, например в работах Г.Г.Павлова и его коллег. И все-таки вот он - гвоздь: детальные наблюдения на ХММ-Ньютоне показали наличие четкой периодичности с периодом 6.67 часа.

Природа источника по-прежнему остается непонятной. То ли это двойная система с маломассивным компаньоном (присутствие компаньона никак в других диапазонах не проявляется), то ли это одиночная нейтронная звезда с аномально большим (для такого молодого объекта) периодом вращения, то ли что-то еще. Не могу не вспомнить свою старую идею о том, что источник является "старой" нейтронной звездой, а сам остаток порожден взрывом компаньона по двойной системе. Теперь же "старая" нейтронная звезда аккрецирует выброшенное вещество. Правда, период в четверть дня тут также плохо подходит (при таком периоде орбитальная скорость слишком велика, чтобы ожидать значимой аккреции из среды вокруг). Можно построить модель в духе "эпициклов", сказав, что изначально имелась тройная система (две массивные звезды и одна маломассивная). Массивная звезда, взрвавшаяся второй, породила наблюдаемый остаток, а первая породила аккрецирующую нейтронную звезду. Как бы то ни было, полагаю, что не стоит сбрасывать со счетов возможность, что в качестве рентгеновского источника мы видим не ту же нейтронную звезду, что породила остаток. Будем думать и ждать.

Проведен анализ данных рентгеновских наблюдений одного из аномальных рентгеновских пульсаров, находящегося в скоплении Westerlund 1. Хотя по "первичным признакам" объект похож на стандартные аномальные пульсары, тем не менее полной ясности нет. Светят очень маленькие "пятна", и полная светимость при этом на порядок меньше, чем у других источников данного типа.

Авторы провели поиск пульсирующего радиоизлучения от четырех аномальных рентгеновских пульсаров: 1RXS J170849.0-400910, 1E1048.1-5937, 1E 1841-045, AX J1845-0258. Ни от одного не было обнаружено радиоимпульсов. Зато попутно удалось открыть два новых радиопульсара!

Поиск проводился на высокой частоте (около 1300 МГц). Может быть в этом кроется причина неудачи. Ведь пока же положительного результаты удалось достичь только группе исследователей в Пущино, которые от аномального рентгеновского пульсара 1Е 2259+586 смогли зарегистрировать пульсирующее радиоизлучение на низкой частоте (около 110 МГц). [Да еще от АРП XTE 1810-197 удалось увидеть радиоизлучение во время активной фазы источника astro-ph/0605429]

Во-первых, авторы описывают свежеоткрытые пульсары. Их аж 142. Т.о., полное число пульсаров, открытых в рамках обзора, достигло 742!!! Во-вторых, используя полные данные по пульсарам, задетектированным в рамках проекта, авторы вычисляют важные параметры популяции вцелом. В частности темп рождения пульсаров составляет 1.4+/-0.2 за сто лет.

Существует такая проблема: звезд в области галактического центра много, в том числе и молодых, а вот с пульсарами - напряженка. Были даже отдельные работы, показывавшие недостаток пульсаров вблизи центра Галактики (речь идет о центральных сотнях парсек). А вот рапортуют об открытии двух источников, которые по всей видимости расположены на 150-500 пк от центра.

В недавней статье astro-ph/0605106 был проведен анализ данных по нейтронной звезде в тесной двойной рентгеновской системе EXO 0748-676. Вывод автора состоял в том, что т.н. мягкие уравнения состояния вещества компактной звезды можно отвергнуть. Стало быть, развивала эту мысль автор, можно закрыть и кварковые звезды. Однако авторы данной статьи показывают, что вывод, сделанный в статье astro-ph/0605106, является слишком сильным обобщением, ибо многие современные модели кварковых звезд имеют довольно жесткое уравнение состояния. Т.о., полагают авторы статьи, оценки массы и радиуса EXO 0748-676 не противоречат гипотезе кварковых звезд.

Отличный большой обзор по нейтронным звездам с сильным магнитным полем. Основное внимание уделяется теории, собственно, авторы и являются теоретиками.

Важный момент состоит в том, что при росте магнитного поля происходит "переход количества в качество". Есть некоторые критические значения поля, при которых существенными становятся процессы, не идущие (или очень малоэффективные) при меньших полях. Самое важное критическое значение - 4.4 10¹³ Гаусс. Это т.н. Швингеровское поле. В таком поле циклотронная энергия электрона становится равной его энергии покоя.

Такие поля - это не придумка теоретиков. Точнее, это было придумкой. А сейчас мы знаем более дюжины нейтронных звезд, оценки полей в которых дают значения, превышающие швингеровское.

Постепенно начинают появляться материалы прекрасной конференции по одиночным нейтронным звездам, прошедшей в апреле в Лондоне.

Как ясно из названия, речь идет о вкладе Чандры в исследования этих объектов: центральных компактных объектов в остатках сверхновых, радиопульсаров, объектов Великолепной семерки. Важен даже отрицательный результат: авторы специально описывают важные верхние пределы, полученные на Чандре, для возможной нейтронной звезды в остатке сверхновой 1987А и в гамма Лебедя (SNR 78.2+2.1).

Неплохой обзор по магнитосферному излучению пульсаров в диапазоне рентгеновских и гамма-лучей. Сейчас в преддверии запусков спутников AGILE и GLAST это все весьма актуально.

Заголовок, как вы обратили внимание, переведен не вполне точно, т.к. я просто не знаю устоявшегося русского термина для red clump stars, а предложение своего варианта - дело довольно ответственное и требует раздумия. Итак ...

Измерение расстояний до аномальных рентгеновских пульсаров (АРП) является очень непростым делом. Непростым, но важным. Авторы использовали инфракрасные даннные по звездам, наблюдающимся в направлениях на известные АРП. Вместе с данными о поглощении в рентгеновском диапазоне, получаемыми непостредственно из наблюдений АРП, эта информация позволила авторам уточнить расстояния до АРП. Во-первых, подтверждено, что АРП находятся в спиральных рукавах. Это хорошо, но еще не суперважно. Во-вторых, и это уже теплее, светимости АРП оказались очень близкими - порядка 10 в 35 степени эрг за секунду. Наконец, и это самое важное, обнаружена очень хорошая антикорреляция радиуса чернотельно излучающей области ("горячего пятна") с долей пульсирующего излучения. Также видна некоторая антикорреляция радиуса горячего пятна с температурой. Все это очень важно для построения модели АРП, которая пока таки отсутствует.

Напомню, что RRATs - Rotating Radio Transients - это новый тип нейтронных звезд, обнаруженный менее года назад по очень коротким вспышка в радиодиапазоне. Что это за нейтронные звезды, с какими известными типами этих компактных объектов они связаны (и связаны ли вообще) - неизвестно.

Авторы статьи рапортуют об обнаружении похожих вспышек у близкого пульсара B0656+14. Если бы этот источник, пишут авторы, находился на расстоянии центра Галактики, то все, что мы видели бы это самые мощные импульсы, испыскаемые им. Причем характеристики этих импульсов были бы очень похожи на характеристики, наблюдаемых вспышек RRATs. Других похожих пульсаров пока не обнаружено. Безусловно, нужны новые наблюдения.

Моделировать слияния нейтронных звезд вообще сложно. Если же в добавок интересует, как все это будет светить в гамма-диапазоне, то задача становится еще сложнее. На мой взгляд, пока программы недостаточно совершенны, чтобы давать четкие детальные однозначные ответы, но прогресс налицо.

Пульсар PSR B1931+24 (J1933+2421) обладает интересным поведением: в течение нескольких дней он светит как обычный пульсар, а потом на несколько недель выключается. Когда он находится в активном состоянии, то темп его замедления в два раза выше, чем когда он выключен.

Из разговоров со специалистами я понял, что они возлагают большие надежды на этот пульсар. Вероятнее всего он может сыграть роль розетского камня. Имея данные о темпе замедления в активном и пассивном состояниях, мы можем судить о токах, текущих в магнитосфере пульсара, что является критическим вопросом для конкурирующих теорий пульсарных магнитосфер. Или, можно сказать, что этот пульсар станет лакмусовой бумажкой. Ибо в некоторых теориях описать такое поведение можно, а в некоторых - нельзя.

Как известно, у пульсаров, кроме обычных, наблюдаются еще и т.н. гигантские импульсы. Происхождение этого феномена неясно. В статье приводится одна из гипотез, объясняющая гигантские импульсы.

Проведен новый анализ инфракрасных данных по одному из аномальных рентгеновских пульсаров. Видимо, объект, который раньше считался инфракрасным источником, связанным с магнитаром, таковым не является.

Приводятся результаты численного моделирования поведения молодых нейтронных звезд с учетом многих деталей.

Открыто пульсирующее радиоизлучение от одного из аномальных рентгеновских пульсаров. Если ранее лишь Пущинским группам удавалось увидеть радиоизлучение от т.н. радиотихих нейтронных звезд (аномальные рентгеновские пульсары, источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, Великолепная семерка) в низкочастотном диапазоне, то теперь и в стандартном пульсарном диапазоне удалось кое-что разглядеть!

Изучается тепловая эволюция магнитаров. Авторы полагают, что у магнитаров должен быть какой-то источник дополнительного подогрева во внешних слоях.

Конечно, хочется зарегистрировать гравитационные волны как можно непосредственнее. Для этого и строят лазерные интерферометры и твердотельные установки. Однако наблюдения радиопульсаров позволяют получать данные о гравитационных волнах пусть и не столь непосредственным, зато более дешевым путем. Все хорошо знают о том, что двойные радиопульсары испытывают изменения орбит за счет излучения гравитационных волн. Есть и другие эффекты, связанные с наблюдением этих объектов, позволяющие получать информацию о гравитационных волнах.

Важным достоинством миллисекундных радиопульсаров является поразительная устойчивость их периодов. Она сравнима с лучшими земными атомными часами. По сути, наблюдения нескольких таких пульсаров могут дать стандарт частоты превосходящий атомные! Эту особенность можно использовать для косвенного наблюдения гарвитационных волн.

Гравитационные волны влияют на наблюдаемые периоды пульсаров. Именно на наблюдаемые, т.к. речь идет об эффекте, связанным с прохождением волны через нас. Из-за прохождения волны период пульсара будет казаться нам то короче, то длиннее. Идея такого обнаружения гравитационных волн была впервые высказана М.В. Сажиным в 1978 г. Исследуя один объект можно дать верхний предел на фон гравитационных волн (вокруг нас) в определенном диапазоне частот. Причем, пульсарные данные чувствительны к очень большим периодам - порядка времени наблюдения, т.е. несколько лет (соответственно, частоты гравволн исчисляются в данном случае наногерцами). Наблюдения за несколькими пульсарами позволяет (точнее может позволить) зарегистрировать этот гравитационно-волновой фон.

Собственно, "пульсарная временная решетка" (Pulsar Timing Array) это не новый прибор. Сами пульсары и образуют "решетку" или "сеть". Наблюдения же планируется проводить на уже хорошо известном 64-метровом радиотелескопе. Хотя, электронная начинка и программное обеспечение должны быть доработаны, чтобы выйти на необходимую чувствительность. Такая необходимость была продемонстрирована в течение первого года наблюдений.

О проекте также можно почитать здесь.

С помощью новой аппаратуры на 64-метровом радиотелескопе в Австралии проведен поиск радиопульсаров в Магеллановых облаках. Обнаружено 14 новых объектов. 2 из них по всей видимости принадлежат нашей Галактике (т.е. они просто случайно проецируются на Облака), а вот 12 находятся в самих спутниках Млечного Пути. 9 - в Большом Магеллановом облаке, и 3 - в Малом. Чтобы оценить много это или мало открыть 12 новых радиопульсаров в этих карликовых галактиках, скажу только, что ранее там было известно всего 8 радиопульсаров.

Однако, никаких суперсенсаций не произошло. Открытые пульсары довольно заурядны. Тем не менее, прогресс налицо. Учитывая, что, например, Малое Магелланово облако отличается от нашей Галактики меньшей металличностью, будет интересно узнать, оказывает ли это влияние на пульсарную популяцию. Для такого анализа необходимо обнаружить большее количество радиопульсаров. Будем ждать новых открытий.

Если чуть выше я рассказывал о работе, посвященной белым карликам, то в этой статье вы найдете достаточно полный обзор по странным нейтронным звездам. Часть обзора предназначена для специалистов. Тем не менее, часть написана достаточно доступно, и она послужит хорошим дополнением к статье по странным белым карликам.

Очень важное открытие, о котором я услышал еще в августе на конференции в Ванкувере. Однако, в Nature строгое рецензирование, и, видимо, авторам пришлось помучиться.

По данным инфракрасных наблюдений на Спитцере обнаружен диск вокруг одного из аномальных рентгеновских пульсаров (4U 0142+61). Диск легкий (около 10 масс Земли). Он не существенен в смысле аккреции на нейтронную звезду. Мы видим диск лишь потому, что он освещается потоком рентгеновских лучей от аномального пульсара. То, что это диск, а не оболочка, доказывается тем, что оболочка с такими же инфракрасными характеристиками, давала бы слишком большое поглощение в рентгеновском и оптическом диапазонах, что не наблюдается. Диск достаточно далеко отстоит от нейтронной звезды. Внутренний радиус границы диска состявляет несколько радиусов Солнца, т.е. более миллиона километров (радиус самой нейтронной звезды - около 10 км).

Такие диски естественным образом должны возникать в процессе т.н. "обратной аккреции" (fallback) после взрыва сверхновой, когда часть вещества не улетает "на бесконечность", а или выпадает обратно на нейтронную звезду, или остается вращаться вокруг нее в виде диска.

Аномальные рентгеновские пульсары считаются кандидатами в магнитары - сильно замагниченные нейтронные звезды, расходующие энергию этого поля. Данное открытие во многом поддерживает эту гипотезу, т.к. окончательно закрывает одну из альтернатив - теорию, в которой роль источника энергии играет мощный диск вокруг нейтронной звезды (об этом можно кое-что посмотреть, например, в моей презентации "Зоопарк нейтронных звезд").

Инфракрасные данные есть еще для трех аномальных рентгеновских пульсаров. Но там они (пока) не столь детальны. Можно ожидать, что такие остаточные диски являются общим свойством этого класса одиночных нейтронных звезд. Было бы интересно посмотреть, могут ли такие диски пережить период столь бурной активности, как те, что наблюдаются и источников мягких повторяющихся гамма-всплесков. Если окажется, что не могут, то тогда аномальные рентгеновские пульсары не являются "старшими братьями" (т.е. следующей эволюционной стадией) источников мягких повторяющихся гамма-всплесков. Кроме того, интересно посмотреть, пережил ли бы такой диск стадию существования сверхзамагниченной быстровращающейся нейтронной звезды. Если нет, то это было бы аргументом в пользу того, что магнитары появляются уже довольно медленно вращающимися. Это важно для выяснения механизм происхождения магнитного поля, т.к. для генерации его с помощью динамо-механизма быстрое вращение абсолютно необходимо. Так или иначе, но открытие этого диска очень важно для всей магнитарной астрофизики, а также для физики сверхновых.

Также появилась статья, посвященная поиску пыли вокруг радиопульсара PSR 1257+12. Искали тоже с помощью Спитцера. Результат отрицательный. Стоит отметить, что в этом случае мешает излучение самого пульсара, поэтому даже пояс, типа нашего пояса Койпера, не удалось бы рассмотреть.

Интересная работа. Логика авторов такова. Если магнитные поля магнитаров генерируются на стадии протонейтронной звезды, то можно поискать последствия этого. Во всех механизмах генерации используется очень быстрое вращенеи протонейтронной звезды. Необходимы периоды короче примерно 30 миллисекунд (обратите внимание, речь идет о протонейтронной звезде, она менее компактна, чем уже остывшая прорелаксировавшая нейтронная звезда, поэтому 30 миллисекунд для нее это очень короткий период!). Если мы посмотрим на нейтронную звезду со столь коротким периодом и сильным полем, то увидим, что это колоссальный излучатель! Такой впрыск энергии может (должен!) оставить след на остатке сверхновой.

Авторы анализируют данные по нескольким остаткам сверхновых, в которых находятся магнитары. Вывод их состоит в том, что никаких следов впрыска энергии не видно. А значит, заключают они, поля магнитаров не могут генерироваться с помощью обсуждаемых динамо-механизмов. В этом случае они, например, могут представлять остаточные поля звезд-прародителей. Тогда магнитары рождаются уже с медленным вращением и большими полями.

Отмечу, что последнее слово тут еще не сказано. У гипотезы об остаточных полях тоже есть свои проблемы: вряд ли есть столько звезд с сильными полями, чтобы объяснить все магнитары. В конце концов, сама концепция магнитаров - это гипотеза.

Показано, что в результате слияния двух нейтронных звезд из-за развития неустойчивости Кельвина-Гельмгольца могут возникать очень сильные магнитные поля. Они могут превосходить поля магнитаров, с которыми связывают повторяющиеся мягкие гамма-всплески. Авторы полагают, что обнаруженная особенность может позволить объяснить короткие гамма-всплески.

(Напомню, что в прошлом году были получены существеннейшие наблюдательные аргументы в пользу того, что короткие гамма-всплески связаны со слияниями компактных объектов.)

Я, собственно, слышал доклад по этой работе на семинаре Гуревича в ФИАНе. Очень интересная работа (и очень хороший доклад). Так вот, суть в том, что то, что мы сейчас называем как "обычные" импульсы пульсара в Крабе, суть гигантские импульсы. А в самом деле "обычные" импульсы у этого пульсара наблюдаются как т.н. прекурсор.

Фраза выше безусловно малопонятная, поэтому с удовольствием разъясню. У радиопульсаров наблюдают различные типы импульсов. По всей видимости, с ними связаны разные механизмы излучения. Для нас сейчас будут важны "обычные" и "гигантские" импульсы. Обычность, как обычно, соответствует высокой частоте встречаемости. Гигантизм, очевидно, говорит о том, что этот тип импульсов был открыт благодаря наблюдению очень мощных событий. Тщательный анализ пульсара в Крабе показал, что во-первых, гигантские импульсы появляются только на тех фазах, на которых видно большинство импульсов. Во-вторых, распределение импульсов по энергии едино для всех импульсов на соответствующих фазах. Это позволяет сказать, что все импульсы на этих фазах следует относить к гигантским невзирая на их мощность. А где же нормальные импульсы? Они тоже есть, но на других фазах. У пульсара в Крабе есть т.н. прекурсор. Это импульс перед основным пульсом. По всей видимости, именно прекурсор и состоит из обычных импульсов.

Т.о., гигантские импульсы не являются каким-то редким событием. Механизм, ответственный за них, вовсю работает (по-крайней мере у пульсара в Крабе). Специалисты по пульсарам очень позитивно оценивают этот результат. Возможно, что он позволит существенно продвинуться в понимании того, как светят радиопульсары.

Несмотря на то, что радиопульсары известны уже почти 40 лет, механизм их излучения остается загадкой. В последние году новое поколение ученых предпринимает новую атаку на данную проблему, используя, в основном, численный подход. Одна из таких попыток представлена в данной статье.

Другой вариант изложения той же работы можно найти в статье astro-ph/0603212. Это 6-тистраничные труды конференции (где я, кстати, с Анатолием и познакомился). Возможно, что кому-то краткий вариант понравится больше.

На крупном наземном телескопе в обсерватории им. Магеллана авторы провели поиск оптического излучения от шести белых карликов, являющихся компаньонами радиопульсаров. Не все эти пульсары являются миллисекундными. Один - вполне нормальный молодой пульсар (PSR J1141-6545). Но увидеть белый карлик в оптике удалось только в двух случаях, и во всех них компаньоном является миллисекундный пульсар. Оба этих случая выделяет то, что они находятся довольно близко от нас (менее 1 кпк), так что более глубокие наблюдения могут потом дать положительный результат и для других систем.

Все это очень важно, т.к. для белых карликов можно определять возраст, если известна их температура (и масса).

Подробный, понятный и интересный обзор, посвященный неустойчивостям в нейтронных звездах и родственных им объектах. Такие неустойчивости будут приводить к генерации гравитационных волн. Отсюда термин "гравитационно-волновая астросейсмология". Правда, регистрация таких колебаний - дело будущего.

Спутник Интеграл хорош не только тем, что он работает в очень жестком рентгеновском диапазоне, где до него таких инструментов не было. Хорош он еще и тем, что, обладая широким полем зрения, он позволяет получать очень длительные экспозиции, особенно для источников, лежащих в области галактического центра. Так вот, по данным 2.5 миллионов секунд наблюдений (!) открыто постоянное жесткое излучение от одного из МПГ - SGR 1900+14.

Существенным открытием авторов стало то, что аномальные рентгеновские пульсары существенно отличаются от МПГ в жестком диапазоне спектра (1-100 кэВ).

Под странностью понимается не "отклонения", а квантовое свойство "странность". В недрах компактных звезд могут образовываться частицы, несущие соответствующее квантовое число. Наиболее известные представители семейства - это т.н. "странные звезды". Но речь идет не только о них, но и об гиперонных звездах, странных карликах и т.п.

По данным о мере вращения пульсаров (это не нечто, связанное с вращением самих нейтронных звезд, эта величина показывает как изменилась ориентация плоскости поляризации излученной пульсаров электромагнитной волны по мере ее распространения от источника к приемнику) можно изучать структуру магнитного поля Галактики. Авторы на основе измерения мер вращения для 223 радиопульсров получают картину глобального магнитного поля нашей звездной системы.

На рисунке показано направление магнитного поля в Галактике по данным о мере вращения пульсаров.

По данным о мере вращения пульсаров (это не нечто, связанное с вращением самих нейтронных звезд, эта величина показывает как изменилась ориентация плоскости поляризации излученной пульсаров электромагнитной волны по мере ее распространения от источника к приемнику) можно изучать структуру магнитного поля Галактики. Авторы на основе измерения мер вращения для 223 радиопульсров получают картину глобального магнитного поля нашей звездной системы.

Популяционные исследования пульсаров очень важны и актуальны. Кроме того, их необходимо регулярно независимо повторять, т.к. постоянно растет статистика и находятся какие-то новые свойства.

В работе представлено детальное численное моделирование популяции радиопульсаров в нашей Галактике. По результатам авторов получается, что темп рождения немного (в полтора раза) выше, чем получалось в более ранних работах. Все можно объяснить без затухания магнитного поля, а скорости могут иметь одномодовое, но не максвелловское распределение.

Я уже рассказывал об открытии осцилляций в хвостах гигантских вспышек. Те осцилляции соответствовали частотам около 90 Гц. Теперь же обнаружены более высокочастотные на 600 Гц. С чем связаны эти колебания неясно.

По рентгеновским наблюдения в непосредственной близости от центра нашей Галактики обнаружена туманность, которую авторы идентифицируют как пульсарную туманность.

Источник находится всего в трети парсека от Sgr A* (конечно, речь идет о проекции). В принципе, наличие пульсара в центральной области Галактики не должно удивлять, т.к. там полно массивных звезд (Сергей Наякшин делал очень интересный доклад на эту тему на недавней конференции НЕА-2005, проходившей в ИКИ). Тем не менее, мы отмечаем это открытие, поскольку это первое указание на наличие радиопульсара столь близко от центра Галактики.

Год закончен. Можно позволить себе вольность. Последней статьей 2005 года в обзорах будет наша последняя работа, посвященная остыванию нейтронных звезд.

В 2004 году нами был предложен новый тест кривых остывания нейтронных звезд. Тогда мы опробовали его на наборе кривых остывания обычных нейтронных звезд (получилось, что тест работает неплохо, совсем скоро в Astronomy & Astrophysics выйдет статья на эту тему). Теперь мы приложили наш тест к гибридным звездам.

Не буду влезать в детали, а расскажу об одной существенной идее, которую мы попытались также развить в этой новой статье. Речь идет о том, что, объясняя данные наблюдений с помощью теоретических кривых остывания, надо помнить о спектре масс нейтронных звезд. Обычно, массивные звезды остывают быстрее. И иногда теоретики стремятся провести через самые холодные из известных нейтронных звезд кривые, соответствующие самым массивным. На наш взгляд, это неверно. Дело в том, что массивных нейтронных звезд мало. Теоретические расчеты (например, в работах группы Вусли) показывают, что новорожденных нейтронных звезд с массой более 1.4-1.5 солнечных должно быть мало (несколько процентов). Т.о., маловероятно, что среди дюжины нейтронных звезд с известной температурой и возрастом мы видим представителей этого массивного меньшинства.

Вот и все. Еще раз всех с прошедшими праздниками. С наилучшими пожеланиями

Я подробно рассказывал об открытии нового типа нейтронных звезд (см. здесь и здесь). И вот - новая новость.

Один из новых источников случайно попал в поле зрения Чандры весной этого года. Анализ показал наличие рентгеновского источника. Т.к. Чандра дает достаточно точные координаты, то удалось показать, что ни в оптике, ни в ИК там ничего не видно. Это подтверждает гипотезу о том, что мы имеем дело с одиночной нейтронной звездой. Мне лично также очень радостно, что новые данные совместимы с гипотезой о тепловом излучении нейтронной звезды. Тогда, в самом деле, это могут быть объекты типа Великолепной семерки.

Открыт интересный (и, видимо, важный) двойной пульсар. Дело в том, что это, по всей видимости, очередная система, состоящая из двух нейтронных звезд (альтернатива - система с ОЧЕНЬ массивным белым карликом). Почему открытие будет очень важным, если это подтвердится?

Во-первых, это очень важно для оценки темпа слияния нейтронных звезд. Сам открытый пульсар - это молодой объект. Оценки показывают, что система сольется всего лишь через 0.3 миллиарда лет. Это подтверждает высокий темп слияний нейтронных звезд в Галактике.

Во-вторых,(и это интересно лично мне) масса системы оценивается в 2.6-2.65 массы Солнца. Если считать, что массы компонент примерно равны, то получается, что нейтроные звезды родились с массами <1.4 массы Солнца. Это уже восьмая система, где точно измерены массы обеих компонент. Во всех системах для звезд, на которые не было существенной аккреции (т.е. они не могли существенно увеличить свою массу после рождения), начальные массы меньше 1.4 масс Солнца. Личный интерес заключается в том, что т.о. моя оценка спектра начальных масс нейтронных звезд в окрестностях солнца, который мы используем в популяционно синтезе, получает существенное наблюдательное подтверждение.

Наконец-то появилась статья (опять-таки, принятая в Nature), посвященная открытию транзиентных радиоисточников. Поскольку я писал об этом пару месяцев назад, то ограничусь лишь ссылкой на достаточно полное описание открытия: /elementy.ru/news/164793.

От себя добавлю еще, что могут быть разные гипотезы о происхождении источников. На основании данных о периодах и их производных авторы изначально обсуждали возможное родство с магнитарами. В финальной версии статьи появилось уже и упоминание о Великолепной семерке (сам я склоняюсь пока именно к такому мнению). В самом деле, из всех известных популяций нейтронных звезд Великолепная семерка во-первых, лучше всех подходит по периодам и производным, а во-вторых, (и это очень важно) объекты типа Великолепной семерки должны быть очень многочисленны (мы видим пока лишь самые близкие и молодые). Т.е. это единственный известный тип нейтронных звезд, который подходит для объяснения радиотранзиентов с точки зрения темпа рождения. Тем не менее, упомяну еще одну возможность, которая пока не обсуждалась. Оценка числа радиотранзиентов в Галактике дает число порядка 400 000. Это где-то 0.1% от полного числа нейтронных звезд. Сия величина прекрасно согласуется с оценкой числа сверхзвуковых пропеллеров, сделанной в нашей работе в 2000 году (astro-ph/9910114). Новые оценки Бескина и Елисеевой (astro-ph/0508442) показали, что пропеллеры могут появляться и с достаточно короткими периодами. Т.о. не исключено, что новый тип источников может быть связан и с пропеллерами. Периоды немного коротковаты, но это может быть связано с более слабым магнитным полем.

Авторы пытаются интерпретировать данные рентгеновских и ИК наблюдений одного из аномальных рентгеновских пульсаров, используя модель остаточного диска. Такие структуры могут образовываться из-за обратного выпадания (fall-back) части вещества, выброшенного при взрыве сверхновой. По словам авторов, им удается описать наблюдаемые явления в рамках своей модели. Отмечу, однако, что на мой взгляд строить отдельную модель для АРП, игнорируя источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, вряд ли продуктивно. А всплески диском не объяснить.

Я уже писал недавно о работе, связанной с гравитационным излучением магнитаров. Вот еще одна. Здесь речь идет не о фоне, а об излучении от скопления в Деве. В самом деле, там темп рождения магнитаров должен быть достаточно высок, а авторы показывают, что при начальном поле порядка 10^16.5 Гс гравитационно-волновй сигнал будет достаточно силен, чтобы источник удалось увидеть модернизированной версией LIGO. Наличие сигнала связано с тем, что мощное магнитное поле деформирует нейтронную звезду, и она становится источником гравитационных волн (звезда будет несимметрична относительно оси вращения из-за магнитной деформации, соотвественно возникнет прецессия). Оценки показывают, что темп рождения магнитаров в скоплении в Деве должен быть порядка штуки в год. Т.о., если предположение о быстром начальном вращении магнитаров и о том, что при рождении их поле достигает 10^16.5 Гс, верно, то модернизированная установка LIGO будет видеть один всплеск в год, что немало. Отмечу, однако, что избытка гамма всплесков магнитаров от этого скоплени галактик мы не видим.

В работе приведены данные по точному определению темпа замедления и других параметров для одной из звезд, составляющих Великолепную семерку. Новые данные задают и новые вопросы. Например, возраст источника, определенный по темпу замедления существенно выше, чем возраст, определенный по температуре. Значит, или нейтронная звезда родилась с периодом порядка 7-8 секунд, или же раньше она гораздо быстрее замедлялась.

В прошлом выпуске я уже писал о первой работе этой группы авторов. Ими рассматривается коллапс быстровращающейся массивной замагниченной нейтронно звезды, образовавшейся в реузльтате слияния двух нейтронных звезд. В предыдущей статье авторами лишь кратко была отмечена возможность генерации короткого гамма-всплеска при таком коллапсе. В этой же статье моделирование вспелска является основной темой.

Когда-то я уже рассказывал о замечательном проекте Living Reviews on Relativity. Это сетевой обзорный журнал, публикующий обзоры по соответствующей тематике. Важно, что периодически авторы выкладывают обновленные версии своих обзоров. Настоящая статья как раз является очередным примером. Дункан Лоример выложил новую версию своего обзора по двойным и миллисекундным пульсарам. Пожалуй, это самый полный обзор по теме.

Представлена феноменологическая модель двойного пульсара J0737-3039. За счет того, что система с двумя активными пульсарами наблюдается нами фактически с ребра, удается регистрировать очень интересные вариации потоков излучения от пульсаров. В рамках простой модели практически все эти вариации удается объяснить.

Одной из моделей гамма-всплеска является переход вещества нейтронной звезды в кварковое состояние. Т.к., согласно гипотезе Бодмера-Виттена именно кварковое вещество является энергетически более выгодным, то при таком переходе будет за короткое время выделена гигантская энергия. Авторы обсуждают основные свойства такой модели и сравнивают ее с наблюдениями.

В звездном скоплении Westerlund 1 (на рисунке) открыт аномальный рентгеновский пульсар (АРП). Напомним, что согласно современным представлениям АРП - это молодая нейтронная звезда с сильным магнитным полем. Сейчас известно уже 8 таких объектов плюс есть несколько кандидатов. Что примечательного в этом открытии? Интересно то, что Westerlund1 - это очень молодое скопление, в котором лишь самые массивные звезды успели закончить свой эволюционный путь. Т.о. получается, что прародителем нового АРП была звезда с начальной массой около 40 масс Солнца. Это подтверждает гипотезу о том, что АРП (и магнитары вообще) рождаются из самых массивных звезд из числа тех, что еще порождают нейтронную звезду, а не черную дыру.

Как известно, при рождении нейтронные звезды приобретают значительную пространственную скорость за счет кика (kick - удар, толчок). Механизм кика до сих пор не известен. Он может быть связан как с гидродинамикой протонейтронной звезды, так и с ее магнитным полем. Кроме того, предложен ряд более экзотических механизмов (например, большие скорости могли бы приобретаться в случае образования кварковой звезды).

Авторы статьи обращают особое внимание на то, как сейчас направлен вектор скорости нейтронной звезды относительно оси ее вращения. Основной вывод авторов таков: характерное время кика - порядка одной секунды. Т.е. именно за это время нейтронная звезда набирает скорость. Соответственно, если период вращения нейтронной звезды был менее 1 секунды, то два вектора будут почти сонаправлены. Если же период вращения превосходит секунду, то направления оси вращения и вектора скорости совпадать не будут.

Представлены результаты нового пульсарного обзора, проводимого в Аресибо. Уже открыто 11 новых пульсаров, среди них есть и примечательные. Один, по видимому, связан с ранее неотождествленным гамма-источником, открытым прибором EGRET на борту CGRO. Другой находится в двойной системе с коротким орбитальным периодом, но при этом имеет довольно большой период вращения (144 миллисекунды). Третий интересен тем, что от него зарегистрированы лишь отдельные спорадические импульсы.

Ранее эти авторы уже проводили расчеты гравитационно-волнового фона, связанного с одиночными нейтронными звездами. Дело в том, что поскольку нейтронные звезды слегка несимметричны, они излучают гравитационные волны. Излучают слабо, но звезд таких во вселенной много. Поэтому суммарный сигнал получается заметным, и он может быть задетектирован как фон. В этой работе авторы уделяют особое внимание магнитарам. Причина в том, что сильные магнитные поля могут приводить к дополнительной деформации нейтронной звезды, а такая звезда будет сильнее излучать. В прошлых работах этот факт игнорировался, а здесь учтен.

Авторы полагают, что фон от магнитаров может в будущем мешать регистрации космологических гравитационных волн.

От себя добавим, что фон может приходить существенно неравномерно от разных участков неба, т.к. магнитары должны быть сильно сконцентрированы в галактиках с высоким темпом звездообразования. Может быть этот факт как-то поможет вычесть магнитарный фон.

Известно, что пульсары (да и нейтронные звезды вообще) обладают большими пространственными скоростями. Импульс приобретается ими в момент рождения за счет асимметрии взрыва сверхновой. Скорости можно оценивать по-разному. Например, по форме туманности вокруг пульсара, или по его смещению относительно центра остатка сверхновой. Но хочется, конечно же, получать непосредственные данные. Для это нужно измерить смещение пульсара на небе (это легко сделать) и необходимо определить расстояние до пульсара (а вот это сделать уже затруднительно).

Авторы по данным VLBA измерили параллакс пульсара В1508+55. В результате удалось определить скорость этой нейтронной звезды. Полученное значение - 1083 км/с - оказалось рекордным среди полученных непосредственным образом.

Пущинские радиоастрономы зарегистрировали гигантские импульсы от очередного пульсара. Примерно каждый 270-й импульс в 40 раз превосходит по интенсивности типичное значение. Самый сильный из обнаруженных импульсов превосходил средний в 260 раз.

Очень важное открытие, дополняющее аналогичное обнаружение осцилляций у другого источника мягких повторяющихся гамма-всплесков SGR 1806-20 во время декабрьской вспышки 2004 года, сделанное Нандой Реа (Nanda Rea) с коллегами.

В хвосте гигантской вспышки обнаружены квазипериодические колебания с частотой 84 герца. Эти колебания связывают с торсионными колебаниями нейтронных звезд.

Оба результата (и по SGR 1806-20, и по SGR 1900+14) были предметами интересных дискуссий на недавней конференции по нейтронным звездам в Ванкувере.

Аномальный рентгеновский пульсар XTE J1810-197 наблюдался в активной фазе в 2003 г. В то время он был открыт как быстро ослабевающий объект с типичными параметрами для источников этого класса. Все было обычным, кроме достаточно быстро (месяцы) убывающей светимости. Архивные данные показали наличие слабого объекта на месте XTE J1810-197 (светимость порядка на два меньше, чем наблюдавшаяся в 2003 г.). Это не единственный транзиент среди аномальных рентгеновских пульсаров (АРП). Второй объект с подобными свойствами - AX J1844.8-0256.

Авторы докладывают об обнаружении радиоисточника в направлении на XTE J1810-197. Источник не пульсирующий. Природа излучения до конца не ясна. Возможно, что ветер частиц высокой энергии образует туманность вокруг АРП, которая и проявляет себя в радио. Авторы обсуждают возможность наличия плотной среды вокруг XTE J1810-197, что и приводит к наблюдаемому радиоизлучению.

Второй транзиентный АРП AX J1844.8-0256 в радио зарегистрирован не был. Однако, вероятно что он находится дальше, чем XTE J1810-197 (расстояния до АРП сильно неопределенны).

Как известно, за счет излучения гравитационных волн орбиты двойных систем сокращаются (т.е. уменьшается большая полуось). Этот эффект хорошо измерен, например, для двух двойных радиопульсаров. Такие измерения позволяют получить очень точную оценку масс. Для двух двойных пульсаров массы составляют от 1.2 до 1.4 масс Солнца.

Определения масс - важнейшая вещь для изучения нейтронных звезд. Дело в том, что данные по массам позволяют ограничивать теории внутреннего строения нейтронных звезд. И здесь чрезвычайно важно находить массивные объекты.

В статье представлены данные по пульсару, входящему в пару с белым карликом. Для этой системы обнаружено сокращение орбиты. Отсюда удалось получить оценку массы нейтронной звезды: 2.1 +/- 0.2 массы Солнца. Это самая большая на сегодняшний день масса нейтронной звезды, измеренная столь точным способом.

Большой подробный обзор, посвященный охлаждению нейтронных и кварковых звезд. Напомню, что важность момента в том, что наблюдения остывающих нейтронных звезд дают нам едва ли не единственную возможность узнать хоть что-то про поведение вещества при колоссальных плотностях, превосходящих ядерную.

Возможно, что странные звезды еще более неуловимы, чем это считалось ранее. С 80-х годов было ясно, что они очень хорошо маскируются под обычные нейтронные. Однако некоторые надежды возлагали на свойства поверхности этих объектов. Дело в том, что поверхность из кваркового вещества будет непохожей на обычную. В частности, будут другие механические свойства, другая теплопроводность, и, главное, к ней не будет применим эддингтоновский предел светимости. В данной же работе авторы строят модель, в которой поверхность кварковой звезды (точнее, ее кора) содержит кварковое вещество в виде "самородков" (nuggets). В таком случае свойства оказываются очень похожими на свойства обычной коры нейтронной звезды. Если это и в самом деле так, то выделить кварковые звезды будет еще сложнее. Правда, не для всех типов кварковых звезд такое описание применимо. Например, для звезд, вещество которых находится в т.н. CFL (color flavor locked) фазе, данный тип коры невозможен.

Как известно, кандидатами в магнитары являются два типа нейтронных звезд: источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) и аномальные рентгеновские пульсары (АРП). Первые были открыты благодаря своей вспышечной активности. Вторые - благодаря постоянному рентгеновскому излучению. Однако несколько лет назад было показано, что АРП могут порождать рентгеновские вспышки, во многом подобные всплескам МПГ. От источника 1E 1048.1-5937 (это один из АРП) уже регистрировались вспышки, и вот - еще одна.

Примечательно, что вспышки АРП имеют существенное отличие от слабых (наиболее часто встречающихся) вспышек МПГ. Это - наличие длинного "хвоста", в котором и сосредоточена основная доля выделяемой энергии. Всплеск, которому посвящена данная заметка, особенно выделяется. После основной вспышки наблюдался рентгеновский "хвост" длительностью около 700 секунд. Возможно, пишут авторы, исследование этого различия поможет понять разницу между АРП и МПГ.

Две статьи, посвященные расчетам остывания нейтронных звезд.

В первой работе исследуется систематика зависимости результатов расчетов в рамках сценария "nuclear meduim cooling" от параметров сверхтекучести и от свойств внешних слоев нейтронной звезды. Также вводится "ограничение по яркости", суть которого состоит в следующем. Для нейтронных звезд с массой примерно 1.1 массы солнца недопустимы параметры, приводящие к появлению более ярких источников, чем наблюдаемые в настоящий момент.

Во второй работе проведено детальное исследование зависимости результатов расчета от параметров щели сверхтекучих нейтронов.

Определение масс нейтронных звезд - это чрезвычайно важная, но, вместе с тем, и чрезвычайно сложная задача.

В рамках некоторых модельных предположений авторы получают верхний предел на массу нейтронной звезды в известной системе SMC X-1. Значение оказывается достаточно небольшим: 1.21 +/- 0.1 массы Солнца. С другой стороны стандартное значение 1.4 лежит всего "в двух сигма".

Впервые достаточно точно измерена масса миллисекундного пульсара. Она оказалась равной 1.438 +/- 0.024 массы Солнца. Это важный результат, т.к. можно оценить сколько вещества нейтронная звезда успела нааккрецировать пока раскручивалась вторым компонентом системы. Эта величина составляет менее 0.2 масс Солнца.

Двойная система PSR B1259-63/SS 2883 состоит из радиопульсара и Ве-звезды. С помощью установки H.E.S.S. удалось обнаружить жесткое гамма-излучение этой системы.

Очередной обзор, посвященный магнитарам и их проявлениям, т.е. аномальным рентгеновским пульсарам и источникам повторяющихся гамма-всплесков. Конечно же, часть статьи посвящена декабрьской вспышке источника SGR 1806-20.

Автор показывает, что регистрация гравитационных волн от быстровращающихся нейтронных звезд может позволить получить независимую оценку расстояния до них с точностью порядка 10 процентов.

Проект SKA сможет открыть фактически все пульсары в Галактике (точнее, те, что светят на нас). Это откроет новые возможности не только для изучения нейтронных звезд, но и новые возможности для проверки ряда фундаментальных эффектов. Связано это, в первую очередь, с тем, что пульсары - это очень стабильные эталоны времени. О том, какие же новые возможности откроются перед учеными в относительно недалеком будущем, можно прочесть в обзоре.

В конце апреля я уже рассказывал об открытии новых гамма источников обсерваторией HESS. Напомню, что для двух из них не было найдено соответствующих объектов в радио и рентгеновском диапазоне. Однако Ubertini с коллегами смогли обнаружить один из этих двух загадочных источников с помощью спутника Интеграл.

На вернем рисунке показано изображение, полученное ИНТЕГРАЛОМ. Интересующий нас источник справа. Зеленым кружком обозначен источник HESS. На нижнем рисунке показано радиоизображение, полученное на VLA в рамках обзора неба. Круги и эллипсы соответствуют областям локализации источника по данным рентгеновских спутников и HESS.

Природа источника остается неизвестной. Авторы обсуждают возможность того, что это пульсарная туманность или радиопульсар в тесной двойной системе.

По данным рентгеновского спутника RXTE открыты квазипериодические колебания в хвосте мощной вспышки источника мягких повторяющихся всплесков (МПГ) SGR 1806-20. Это первое открытие такого рода. Возможно, что оно поможет пролить свет на природу гигантских вспышек МПГ.

Как вы помните, гамма-всплески делятся на короткие (менее одной секунды) и длинные (более 10 секунд) (см. рисунок по ссылке). Первые объясняются как результат слияния двух нейтронных звезд (и мы недавно рассказывали об этом, это был как раз обзор Стефана Россвога). Вторые - аккрецией на черную дыру после вспышки сверх(гипер)новой. Резонно спросить: а что будет, если сливается нейтронная звезда и черная дыра? Очевидно, что нейтронная звезда будет разрушена, и вокруг черной дыры образуется диск. Ситуация качественно похожа на ту, что считается причиной гамма-всплеска.

Стефан детально (насколько это сейчас возможно) исследует слияния нейтронных звезд и черных дыр. Его результаты говорят о том, что свойства образующихся дисков не позволяют говорить о генерации гамма-всплесков.

Другая статья на ту же тему (но уже без детальных численных расчетов) представлена Coleman Miller'ом. Он также подтверждает, что слияния нейтронных звезд и черных дыр не приводят к появлению гамма-всплеска.

В первую очередь текст посвящен именно прецессии нейтронных звезд. Поскольку прецессия наблюдается, мы имеем возможность получать косвенную информацию о внутреннем строении нейтронных звезд по еще одному каналу.

Традиционно обычные космические гамма-всплески рассматриваются как возможные источники различных типов частиц высоких энергий. Однако вспышка магнитара, произошедшая 27 декабря, оказалась существенно ярче известных гамма-всплесков (ярче с точки зрения земного наблюдателя, ее собственное энерговыделение, конечно же, уступает обычным гамма-всплескам). В связи с этим автор рассматривает гигантские вспышки магнитаров как возможные источники космических лучей сверхвысоких энергий.

Отметим, что высказывались мнения о том, что космические лучи сверхвысоких энергий коррелируют с ультрамощными ИК галактиками (см., например две работы Марии Гиллер и ее соавторов astro-ph/0308532; astro-ph/0203337. Однако выводы о корреляции оспаривались, см. astro-ph/0410741). В нашей статье с Борисом Штерном мы обсуждали возможную связь магнитаров с такими галактиками (см. также astro-ph/0502391). В них число магнитаров должно быть больше. Оценки показывают, что темп гигантских вспышек может составлять более одной вспышки в год! Значит, там выше и вероятность встретить молодой магнитар. Такие источники могут давать или более мощные вспышки (из-за бОльшего магнитного поля и меньших периодов вращения), или же просто вспышки могут идти чаще (так, например, глитчи радиопульсаров чаще происходят у молодых нейтронных звезд, гигантские вспышки могут быть связаны с глитчами, т.о. естественно предположить рост их числа с уменьшением возраста нейтронной звезды). В свете статьи Давида Эйхлера связь космических лучей сверхвысоких энергий и галактик с мощным звездообразованием может пробрести новый оттенок, связанный с бОльшим количеством магнитаров (в том числе молодых) в этих галактиках.

Сквозь призму теорий внутреннего строения нейтронных звезд (и вообще, поведения вещества при сверхвысоких плотностях) дается обзор влияния сильных магнитных полей на астрофизические проявления нейтронных звезд.

Как известно, слияния двух нейтронных звезд рассматриваются как наиболее вероятные источники гравитационных волн, которые смогут регистрировать детекторы типа LIGO и VIRGO. Менее известно, что расчеты методом популяционного синтеза показывают, что слияния нейтронных звезд с черными дырами могут оказаться более вероятными источниками (таким расчеты проводились, например, в отделе Релятивистской астрофизики ГАИШ под руководством В.М. Липунова). Однако велика неопределенность в расчетах. Авторы предалагают использовать данные по известным системам, состоящим из двух нейтронных звезд, для уменьшения этой неопределенности. Это лишь первая работа авторов в данном направлении, так что "многое сделано, но многое еще предстоит".

Очень важная работа для всех, кто занимается нейтронными звездами.

Одним из важных параметров нейтронной звезды является ее скорость в момент рождения. Дело в том, что во время взрыва сверхновой (или сразу после него) значительная энергия может быть выделена асимметрично, что приведет к тому, что новорожденный компактный объект получит толчок (его называют кик - kick). Удар может быть очень чувствительным - нейтронная звезда может разогнаться до тысяч км/с! Высокая начальная скорость может предопределить определенный эволюционный путь нейтронной звезды в будущем. Например, если она родилась в двойной системе, то система может быть разрушена. Поэтому определение распределения нейтронных звезд по скоростям является важнейшей задачей.

Наибольшая популяция нейтронных звезд - радиопульсары. Можно наблюдать их собственное движение (на небесной плоскости). Тогда, если известно расстояние, то можно определить скорость звезды в небесной плоскости. Далее, если считать, что скорости распределены случайно, можно получить и оценку истиной (трехмерной) скорости. Такие работы ведутся с 70-х гг. До появления данной статьи наиболее общепринятым распределением начальных скоростей нейтронных звезд считалось полученное Арзуманяном, Черновым и Кордессом в 2002 г. Это распределение обладало важной особенностью - авторы обнаружили две компоненты (две моды). Средняя скорость в первой моде - около 100 км/с, во второй - около 700 км/с. Появилось множество работ, в которых разные авторы пытались объяснить эту бимодальность. И вот ....

И вот авторы данной статьи на основании исследования собственных движений 233 радиопульсаров отвергают бимодальность!

Сразу скажем, результат нуждается в проверке. Это не из недоверия к авторам. Просто пересчет наблюдаемого распределения скоростей на начальное распределение является очень сложной задачей с множеством неизвестных параметров. Поэтому предположим, что статья вызовет дискуссию. Те же самые входные данные будут использованы несколькими группами для получения начального распределения по скоростям.

На телескопе в Аресибо проведен очередной поиск пульсаров. Осмотр 1147 квадратных градусов привел к регистрации 33 пульсаров, из которых 10 - новые. Среди новых авторы выделяют еще один двойной миллисекундный пульсар с маломассивным компаньоном. Они полагают, что этот объект благодаря широкой орбите и малому эксцентриситету войдет в число пульсарных пар, использующихся для проверки ОТО.

Скирмионные звезды (Skyrmion stars aka SkyS) - это по сути нейтронные звезды с очень интересным уравнением состояния, которое допускает существование массивных объектов (вплоть до 3.45 масс Солнца при очень быстром вращении). Некоторые данные измерений масс нейтронных звезд в тесных двойных системах дают довольно высокие значения: >2 масс Солнца. Поэтому уравнения состояния, для которых существование таких объектов возможно, представляют большой интерес.

Подробный обзор, посвященным магнитарам - сильнозамагниченным нейтронным звездам, чья энергетика связана с магнитным полем (а не с вращением, остыванием или аккрецией).

Мы же в свою очередь готовим статью о магнитарах и гигантских вспышщках источников мягких повторяющихся гамма-всплесков для журнала Земля и Вселенная. С предварительным вариантом статьи можно познакомиться здесь. Кроме того, лекция об этих объектах будет прочитана на астрофесте.

У центрального компактного источника в остатке сверхновой Kes 79 обнаружен период 105 миллисекунд. Период был замечен по рентгеновским наблюдениям на спутнике XMM-Newton.

Напомним, что в последние годы радиопульсары потеряли свой статус "полномочных представителей" молодых нейтронных звезд. Ясно, что лишь некоторая (хотя и значительная) часть молодых нейтронных звезд проявляет себя как обычные радиопульсары. Другие выглядят совсем по-другому. Можно упомянуть источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, аномальные рентгеновские пульсары, Великолепную семерку, компактные источники в остатках сверхновых. К последнему классу как раз и относится герой рассматриваемой статьи.

В радиодиапазоне этот пульсар не наблюдается. Более того, отсутствует даже пульсарная туманность, т.е. нельзя сказать, что активный пульсар есть, просто его луч не попадает на нас. По всей видимости пульсар родился с периодом, близким к наблюдаемому, и с не очень большим магнитным полем (по крайней мере <3 10¹² Гс).

Впервые по исследованию пульсарной туманности удалось определить скорость пульсара вдоль луча зрения. Она оказалась довольно большой - около 500 км/с, что превосходит его скорость в плоскости небесной сферы.

Энциклопедическая статья о нейтронных звездах. Рекомендуется всем к обязательному прочтению.

Определен период для еще одного объекта из Великолепной семерки. Это источник 1RXS J214303.7+065419/RBS 1774. Период оказался похожим на другие известные для нейтронных звезд этого типа -- 9.437 секунды. Кроме того, в спектре обнаружена некоторая особенность, но ее природа пока остается неизвестной.

В качестве источника гравитационных волн рассмотрена нейтронная звезда "в интересном положении".

При мощной аккреции на нейтронные звезды вещество существенно изменяет структуру магнитного поля. Поле "зарывается" за счет выпавшего вещества. Формируется некоторый "пояс" на магнитном экваторе (вещество выпадает в основном на магнитные полюса). В свою очередь магнитное поле препятствует проникновению части вещества в область магнитного экватора. Т.о. образуется куча (гора) вещества. Т.к. магнитные полюса вовсе не обязаны совпадать с "географическими" полюсами (т.е. магнитная ось не совпадает с осью вращения), то звезда приобретает квадрупольный момент, а, следовательно, будет излучать гравитационные волны.

С одной стороны, авторы показывают, что их более совершенаня оценка дает амплитуду гравитационных волн выше, чем предсказывалось ранее. С другой стороны, величина все равно слишком мала, чтобы можно было рассчитывать на регистрацию современными версиями LIGO и VIRGO.

Как хорошо известно, открытие двойного радиопульсара с очень тесной орбитой открыло новые перспективы в проверке теории относительности. Для этого надо на протяжении возможно более долгого периода времени накапливать данные по таймингу пульсаров. Что и делается.

В статье в достаточно популярной форме описаны тесты Общей теории относительности, возможные в таких системах.

Представлены результаты наблюдений на спутнике Swift. Ничего принципиально нового в сравнении с другими работами здесь не добавлено. Важно, что данные разных экспериментов совпадают.

Вспышка по данным Swift

В пятницу 11 числа в ГАИШ будет небольшой доклад, посвященной вспышке SGR 1806-20. Презентация в формате PowerPoint будет доступна здесь

Еще один пример интересного популяционного синтеза одиночных нейтронных звезд.

Если нейтронные звезды обладают эллиптичностью, то они будут источниками гравитационных волн. Более того, если существует подкласс нейтронных звезд с маленьким магнитным полем и заметной асимметрией формы, то их эволюция будет определяться излучением гравволн. Именно таким объектам и посвящена статья.

Подчеркнем, существование такого подкласса компактных объектов является гипотезой. По всей видимости ввод в строй детектора гравитационных волн VIRGO позволит или открыть их, или наложить существенные ограничения на их количество или параметры.

Небольшой обзор, посвященный происхождению и эволюции магнитного поля нейтронных звезд.

В недавней статье Камерона с соавторами была высказана точка зрения, что расстояние до вспыхнувшего в декабре МПГ составляет не 15 кпк, как это принято считать, а от 6 до 9 кпк. Конечно, такое понижение расстояния не меняет ничего принципиально, тем не менее важно разобраться.

В данной статье авторы рассматривают ограничение на расстояние до SGR 1806-20 по поглощению в нейтральном водороде. Они подтверждают нижний предел, предложенный Камероном с соавторами. Однако с верхним пределом они не согласны. Т.о. прежняя оценка в 15 кпк в принципе все еще "в игре".

Превращение нейтронной звезды в кварковую сопровождается выделением колоссальной энергии, сравнимой только со взрывом сверхновой или со слиянием двух компактных объектов. Поэтому уже достаточно давно обсуждается возможная связь гамма-всплесков с кварковыми звездами. Что же нового предлагают авторы обсуждаемой статьи?

Новизна связана вот с чем. Появляются указания на то, что среди обычных (длинных) гамма-всплесков прячутся два разных типа событий. Один тип связан с более слабыми всплесками, происходящими без образования ультра-релятивистских джетов. Второй - сопровождается появлением таких образований. Оба связаны со сверхновыми типа Ic, а разница может объясняться тем, что после взрыва формируются разные типы компактных объектов. Авторы полагают, что второй тип всплесков связан с тем, что после взрыва сверхновой и образования протонейтронной звезды происходит формирование кваркового объекта. Основное преимущество они видят не в дополнительной энергетике, а в том, что появление поверхности кварковой звезды может привести к тому, что во внешнее пространство вылетят только электроны, позитроны, нейтрино, фотоны, но никак не барионы! Т.е. поверхность будет работать как своеобразная мембрана.

Авторы полагают, что работающий сейчас на орбите спутник Swift сможет дать решающую информацию для подтверждения существования двух типов классических гамма-всплесков. Кроме того, хотя напрямую вряд ли удастся продемонстрировать образование кварковой звезды, тем не менее можно надеяться на то, что новая информация прояснит что-то и в этом вопросе.

27 декабря была зарегистрирована самая мощная вспышка от источника повторяющихся гамма-всплесков. За доли секунды выделилось около 10⁴⁶ эргов (Солнце излучает столько за 10 000 лет). Поток энергии на Земле составил около 1 эрга на квадратный сантиметр.

Напомним, что источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) были открыты в 1979 году, в первую очередь благодаря отечественных спутникам Венера и Прогноз на приборах разработанной группой Мазеца.

Современные теории рисуют МПГ как сильно замагниченные нейтронные звезды - магнитары. Перестройки магнитного поля и приводят к вспышкам. Четкой однозначной модели всплесков пока нет. О новых теориях см. свежую заметку astro-ph/0502349.

Вспышки бывают трех основных видов: слабые, промежуточные, гигантские. Последнюю вспышку уже выделили в отдельных класс гипервспышек.

В статье представлены основные результаты наблюдений. Также приведены интересные рассуждения, касающиеся возможной связи таких вспышек с подклассом жестких коротких гамма-всплесков. Дело в том, чо спутник типа CGRO (прибор BATSE) мог бы видеть такой всплеск с расстояния до 50 Мпк. Значит, если уж в нашей Галактике за 30 лет наблюдений мы увидели одну такую вспышку (кстати, расстояние до МПГ - 15 кпк), то из объемы, ограниченного 50 Мпк BATSE мог бы зарегистрировать 1-2 сотни таких явлений.

Заметим, что разумно предположить следующее, т.к. магнитары это очень молодые и короткоживущие объекты, то основной вклад в производство таких гипервспышек будут вносить галактики с высоким темпом звездообразования и высоким темпом вспышек сверхновых. Этому посвящена короткая заметка одного из авторов обзоров.

Приведем также ссылки на ряд других свежих работ, появившихся в Архиве в связи с гигантской вспышкой магнитара.

Всплеск был зарегистрирован несколькими космическими аппаратами, в том числе и российским Коронас-Ф (детектор Геликон), а также российским прибором Конус на американском спутнике Wind. Аппаратура Коронас-Ф смогла даже зафиксировать излучение вспышки, отраженное от Луны. Это первый подобный случай. Об этом - в статье Мазеца и др.

Результаты мощной вспышки были обнаружены и в радиодиапазоне. Об этом можно прочесть в статьях astro-ph/0502393 и astro-ph/0502428.

Статья astro-ph/0502428 интересна еще и тем, что авторы оспаривают традиционную оценку расстояния до источника всплеска. Вместо обычных 15 кпк они предлагают величину 6-10 кпк. Это, разумеется, приводит к изменению оценки энергетики всплеска, однако, даже ее коррекция в 3-5 раз в сторону уменьшения оставляет вспышку самой мощной из наблюдавшихся от МПГ.

Результаты рентгеновских наблюдений в период, предшествовавший вспышке, суммированы в статье A XMM-Newton View of the Soft Gamma-ray Repeater SGR 1806--20: Long Term Variability in the pre-Super Giant Flare Epoch.

Последняя из появившихся в феврале статей на тему вспышки SGR 1806-20 посвящена наблюдениям на приборе SPI на борту спутника Integral. Авторы в основном рассказывают о наблюдениях хвоста всплеска (напомним, что жесткие гигантские вспышки сопровождаются "хвостом" более мягкого пульсирующего излучения, период пульсаций равен периоду вращения нейтронной звезды). Связано это с большой мощностью всплеска: т.к. Интеграл обладает приборами с очень большой собирающей площадью, то поток фотонов был настолько велик, что на время основного пика спутник просто "ослеп".

Т.о. мы привели ссылки на все основные работы по SGR 1806-20, опубликованные в Архиве за последние две недели.

Происхождение высоких скоростей нейтронных звезд так и остается загадкой. Предложены и предлагаются самые разные механизмы. Какие-то связаны с динамикой взрыва сверхновой, какие-то с магнитными полями, а какие-то со сложной физикой в недрах этих компактных объектов. Новый механизм, предложенный в данной статье, относится как раз к последней группе. Без деталей суть сводится к возможной анизотропии потока нейтрино из ядра звезды за счет экзотической фазы кваркового вещества. Интересный момент связан с тем, что звезда набирает скорость постепенно 9по мере излучения нейтрино из остывающего ядра). Основной вклад в скорость может набираться на временах порядка 10 000 лет!

Хороший небольшой обзор, посвященный нейтронным звездам и черным дырам. Обо всем по чуть-чуть, но в итоге собрано много полезных данных по разным типам систем с компактными объектами. В основном обсуждаются массы и магнитные поля. Кроме того, рассмотрены системы с квазипериодическими осцилляциями (QPO).

В последние годы появляется все больше данынх об ударных волнах, возникающих вокруг нейтронных звезд. Достаточно часто появление волны связано с движением нейтронной звезды в межзывездной среде. Оказывается, что изучение таких головных ударных волн может рассказать много нового о самих нейтронных звездах.

Более 100 радиопульсаров обнаружено в 24 шаровых скоплениях (напоминим, что самих скоплений гораздо больше, просто не во всех пока (?) обнаружили радиопульсары). Фактически все пульсары миллисекундные, т.е. "раскрученные" аккрецией. Это старые нейтронные звезды, период вращения которых был уменьшен за счет углового момента вещества, натянутого с компаньона в тесной двойной системе.

Почти половина известных радиопульсаров в шаровых скоплениях находится в Terzan 5 и 47 Тукана. О скоплении Terzan 5 есть отдельная свежая (довольно популярная) статья.

Выше мы написали, что миллисекундные радиопульсары были раскручены в тесных двойных системах. Однако долгое время астрономы не могли зарегистрировать аккрецирующие миллисекундные пульсары. Такие объекты должны были бы наблюдаться как рентгеновские источники. Лишь несколько лет назад они были обнаружены.

Первой открытой системой этого типа стал источник SAX J1808.4-3658 (SAX в названии указывает, что открытие было сделано на спутнике BeppoSAX). Именно этому объекту посвящена бОльшая часть представляемого обзора.

Отметим здесь и другую свежую статью. "Constraining Brans-Dicke Gravity with Millisecond Pulsars in Ultracompact Binaries". В ней предлагается использовать пять известных аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров для проверки теорий гравитации.

Эмпирическая "стандартная модель" радиопульсаров достаточно плохо описывает их свойства, наблюдающиеся на самых низких радиочастотах (десятки и сотни мегагерц). Чем это можно объяснить и как эту модель скорректировать основные вопросы, рассматриваемы в данной публикации.

А это наша статья (авторов обзоров).

Скирмионные звезды это нейтронные звезды с очень жестким уравнением состояния. Само уравнение состояния было предложено в 1999 г. Оуедом и Батлером, а модель, на основе которой кравнение построено была создана Скирмом в 1962 году. Сейчас к этому уравнению состояния снова возник интерес. Дело в том, что даже без вращения масса такой звезды может достигать почти 3 Солнечных, а на пределе вращения до 3.45 масс Солнца. Такие экстремальные параметры должны позволить достаточно легко опровергнуть или подтвердить данное уравнение состояния. Нужно только понять в каким системах появление столь массивных нейтронных звезд наиболее вероятно.

Мы нашли семейство эволюционных треков двойных систем, в которых нейтронная звезда за счет аккреции увеличивает свою массу от стандартной величины (1.4 массы Солнца) до очень высоких значений (2-3 массы Солнца).

Таких звезд в Галактике должно быть несколько десятков тысяч. Они могут проявлять себя как миллисекундные пульсары (радио или рентгеновские) или как непульсирующие рентгеновские источники, в которых аккреционных диск доходит непосредственно до поверхности нейтронной звезды.

Появилась статья-описание суперкаталога радиопульсаров. Пользоваться им очень удобно. Для специалистов по радиопульсарам - это инструмент номер один.

Одиночные нейтронные звезды PSR B0656+14, PSR B1055-52 и Геминга были названы "Тремя Мушкетерами" Бекером и Трюмпером в 1997 году. Наблюдения этой тройки с борта XMM-Newton настолько увеличили количество зарегистрированных квантов, что позволили получить их высокоточную синхронную (привязанную к фазе осевого вращения нейтронной звезды) рентгеновскую спектроскопию. Спектры этих объектов хорошо описываются трехкомпонентной моделью. Первые два компонента являются тепловыми: первый - более холодный - по видимому испускается всей поверхностью нейтронной звезды. Источником второго, более горячего, являются горячие точки - шапки на магнитных полюсах. Размеры шапок у этих трех пульсаров сильно различаются. И третий степенной нетепловой компонент, интенсивность которого меняется синхронно с фазой вращения. Остальные подробности (и графики спектров) в статье.

Две статьи, связанные общей тематикой: излучение нейтрино сильнозамагниченными нейтронными звездами.

Авторы первой статьи пытаются объяснить, почему магнитары должны быть горячими. Они полагают, что наличие у нейтрино небольшого магнитного момента приведет в длинным временам охлаждения сильнозамагниченных звезд. Во второй статье ситуация прямо противоположна: авторы показывают, что странные звезды с большим магнитным полем будут остывать быстро. Конечно, основные выводы двух статей друг другу не противоречат, но для объяснения природы наблюдаемых магнитаров (например, в источниках повторяющихся гамма-всплесков и в аномальных рентгеновских пульсарах) должно подходить только что-то одно (или ни одного).

Короткий обзор по кварковым звездам. Включено много ссылок на новые работы (как теоретические, так и наблюдательные). Стиль статьи подразумевает, что читатель знаком с тематикой (нейтронные и кварковые звезды) хотя бы на хорошем популярном уровне.

На наш взгляд - это важная и интересная работа. Один из вопросов, который мы задаем себе - "почему мы сами не догадались?" (один из авторов написал нам, что он сам был удивлен, что за 37 лет изучения пульсаров никто не сделал таких простых оценок).

Авторы обращаются к классической модели замедления нейтронной звезды. В этой модели вращение тормозится за счет существования магнитного поля. Не смотря на непрекращающиеся споры о деталях процесса торможения, все сходятся в том, что простая магнито-дипольная формула неплохо описывает действительность. Именно такая формула используется для оценки магнитного поля и возраста пульсара по темпу его замедления.

Герман Лугонес и Игнацио Бомбачи рассмотрели, что будет, если простейшим образом учесть неоднородность вращения нейтронной звезды. Полученные результаты достаточно интересны.
1. Магнитное поле оказывается раза в 4 выше, чем поле, определенное по стандартной формуле. Это довольно интересно, т.к. около 100 пульсаров оказываются в области сверхкритического (сверхшвингеровского) поля.
2. Возраст пульсара, оцениваемый по периоду и производной периода, оказывается существенно зависящим от начального периода. Это может помочь снять противоречие в разных оценках возраста по параметрам периода и по наблюдаемым остаткам сверхновых.

Квантовая хромодинамика предсказывает, что при высоких плотностях, характерных для недр нейтронных звезд, вещество может оказываться в различных интересных состояниях. Детали это изучены крайне плохо, что связано как с трудностью расчетов, так и с отсутствием экспериментальных данных. Поэтому физики все чаще и чаще обращаются к астрономическим данным.

В этой статье авторы предсказывают, что наличие даже небольшого количества вещества в одной из таких интересных фаз (мы не будем вдаваться в детали, что такое gapless color-flavour locked phase) приведет к тому, что охлаждение звезды на фотонной стадии (когда излучение нейтрино уже не вносит основного вклада, а энергия уносится фотонами с поверхности) пойдет медленнее стандартного. Как будто в недрах звезды есть грелка, которая не дает ей быстро остыть.

Наблюдения нейтронных звезд с возрастами порядка миллиона лет (это могут быть объекты Великолепной семерки) должны в будущем дать ответ на вопрос о необходимости такой грелки.

См. также статью по остыванию гибридных звезд.

По всей видимости открыта новая система, состоящая из двух нейтронных звезд, одна из которых наблюдается как радиопульсар. Наблюдения показали, что полная масса системы PSR J1756-2251 составляет 2.574+/-0.003 солнечной массы (на самом деле, пока оценка модельно зависима). Один из компонент - пульсар - точно является нейтронной звездой. Массы нейтронных звезд составляют 1.2-2 солнечные массы. Значит, на второй компаньон приходится примерно 0.6-1.4 массы солнца. Вероятнее всего, он является маломассивной нейтронной звездой с массой <1.25 массы солнца.

Мы неоднократно писали о различных аспектах физики и астрофизики кварковых звезд. Вот новая работа.

В Армении традиционно занимались и занимаются нейтронными звездами (напомним, что первая статья по кварковым звездам была опубликована именно в армянском журнале Астрофизика, хотя и не армянскими авторами). В этой работе авторы строят конфигурации нейтронных звезд с кварковыми ядрами и описывают основные параметры таких объектов.

Авторы собрали данные о массах нейтронных звезд, входящих в пары с белыми карликами, которые были получены по измерению их тайминга на радиотелескопе в Аресибо. Средняя масса нейтронных звезд в полученной выборке выше канонического значения 1.35M_o.

Наиболее известная особенность обсерватории Чандра, работающей в мягкой рентгеновской области спектра, умение строить изображения, не уступающие по разрешению оптическим, полученным на небольших наземных телескопах. Чандра наблюдает все: звезды, рентгеновские источники, остатки сверхновых, обычные и активные галактики, их скопления, квазары и т.д. Данный обзор посвящен только нейтронным звездам.

Это не совсем астрофизические лекции. Однако такое экзотическое явление как цветная сверхпроводимость (основанная на спаривании кварков, а не электронов или протонов) может существовать в недрах компактных объектов - кварковых звезд. Поэтому мы сочли уместным поместить этот отрывок в нашем обзоре. Тем более, что сами лекции мы слышали, и считаем, что их автор совершенно заслуженно был признан лучшим лектором школы в Дубне!

А вот фотография из Дубны, на которой есть автор лекций и оба автора обзоров (плюс несколько других известных физиков и астрофизиков).

Авторы показывают, что гибридные звезды, имеющие кварковое ядро и нормальные внешние слои, могут иметь отношение массы к радиусу примерно такое же как у обычных нейтронных звезд. Это означает, что выделить такие объекты будет ох как непросто!

Глава из книги, посвященной компактным рентгеновским источникам. Автор дает подробный обзор основных открытий (и наблюдательный и теоретических) в области исследований аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр за последнее десятилетие.

Много полезных таблиц, а также огромный список ссылок на оригинальные исследования.

Еще одна глава из "Compact stellar X-ray sources".

van der Klis является, пожалуй, самым крупным экспертом по QPO - квазипериодическим осцилляциям, Этот тип переменности наблюдается у аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр. По QPO можно получать важную информацию о параметрах систем.

Известный специалист по нейтронным звездам - Малвин Рудерман - дает набросок биографии нейтронной звезды от ее детства до довольно "зрелого" возраста. Основное внимание уделяется эволюции магнитного поля.

После короткого периода очень интенсивного остывания только что родившейся нейтронной звезды мы получаем вращающуюся замагниченную каноническую нейтронную звезду: со сверхпроводящими протонами, сверхтекучими нейтронами и предельно вырожденными релятивистскими электронами в ядре, причем все это окружено высокопроводящей корой. Дальнейшая эволюция подобного объекта предсказывает изменение ориентации магнитного диполя, аномально малый полярный касп у миллисекундных пульсаров и периодические сбои вращения - "глитчи".

Отметим, что нарисованная в статье картина достаточно качественная, и реальность может оказаться куда сложнее.

Двойной пульсар PSR J1713+0747 состоит из нейтронной звезды вокруг которой с периодом 68 дней обращается белый карлик. 12 лет наблюдений позволили довести среднюю точность измерения моментов прихода импульсов до 200 нс и оценить следующие параметры системы:

Если скомбинировать чисто наблюдательную оценку массы нейтронной звезды с теоретической зависимостью орбитальный период - масса ядра предсверхновой, то для нейтронной звезды получится более высокая оценка массы

На спутнике XMM-Newton проведены наблюдения рассеянного скопления IC 2391. Проанализированы данные по 99 индивидуальным объектам (звездам), из них 24 принадлежат скоплению.

Остановимся только на одном выводе работы. Сравнение новых данных с результатами старых рентгеновских наблюдений на спутнике ROSAT показало, что у исследованных звезд нет циклических вариаций светимости на масштабе в 7 лет (промежуток времени между наблюдениями). Т.е., делают вывод авторы, долгопериодические вариации, подобные солнечному 11-летнему циклу, не являются типичной характеристикой исследованных молодых звезд.

Авторы рассматривают два эволюционных сценария, приводящих к образованию подобной системы. Согласно первому из них молодой радиопульсар J0737-3039B образовался при взрыве гелиевой звезды с массой M>2.1-2.3M_o. В этом случае центр масс системы двух нейтронных звезд после этого (второго в системе) взрыва сверхновой приобретет скорость более 120 км/с, что плохо согласуется с малым удалением (~50 пк) системы от плоскости Галактики. Во втором сценарии взрывается очень необычная предсверхновая с массой 1.45M_o (напомним, что масса J0737-3039B составляет 1.25M_o). Подобные взрывы еще не наблюдались. Вторая модель предсказывает меньшую пространственную скорость системы (60-70 км/с).

Для выбора между двумя моделями необходимо измерить собственное движение пульсаров. На сегодня указанные измерения были проведены на основе межзвездных пульсаций и дали два несогласующихся результата: 141+/-9 км/с (более ранние измерения) и 66+/-15 км/с (новые измерения). Эти величины, как можно видеть, подходят либо к одной, либо к другой модели.

Вывод: необходимы более точные прямые (радиоинтерферометрические) измерения собственного движения системы J0737-3039, чтобы выбрать одну из двух моделей.

В распределении масс компактных объектов в двойных системах наблюдаются два пика. Один из них - нейтронные звезды. В системах с точно измеренными массами (двойных радиопульсарах) массы нейтронных звезд лежат в интервале 1.25-1.44M_o. Есть две рентгеновские системы, в которых нейтронные звезды возможно имеют бОльшую массу, это Vela X-1, масса нейтронной звезды в которой предполагается равной 1.9M_o или даже 2.2M_o, и Система 4U110-37, где масса нейтронной звезды оценивается в 2.4M_o (для обеих последних систем типичное значение 1.4M_o выходит за 2σ). Второй пик составляют кандидаты в черные дыры. Их массы лежат от 4M_o и выше. А в интервале от 2.4 до 4M_o неизвестно никаких компактных объектов.

Но эта ситуация, похоже, может измениться. В системе 2S0921-630 (V395 Car) масса компактного объекта лежит в интервале 2.0-4.3M_o (1σ), т.е., возможно, заполняет указанный интервал. Наиболее вероятное значение массы Компактного объекта в этот системе 2.9M_o, таким образом это может оказаться как очень массивная нейтронная звезда, так и маломассивная черная дыра (2.9M_o превышает максимальную возможную массу нейтронной звезды для большинства уравнений состояния нейтронного вещества.

Орбитальный период системы 2S0921-630 составляет P=9.0035+/-0.0029 для, остальные подробности вы можете найти в самой статье.

Поток излучения от радиопульсара вовсе не обязан разрушить окружающий его диск. В данной области за последние десятилетия вышло всего несколько теоретических работ, с которым авторы сравнивают свои результаты. Вывод авторов таков: несмотря на мнение предшественников, диски вокруг радиопульсаров могут существовать даже в радиационно-доминированной зоне. При этом они могут иметь сложную искривленную форму из-за взаимодействия с магнитным полем нейтронной звезды.

SKA - планируемый радиотелескоп. Это будет самое мощное орудие радиоастрономии, когда либо созданное на Земле. Недавно прошла конференция, посвященная этому проекту, а потому в Архиве появляется множество статей на эту тему. Перед вами одна из них.

Основной упор автор делает на грядущие исследования двойных радиопульсаров, где вторым компонентом является черная дыра. Владимир Липунов и его группа еще 10-20 лет назад проводила расчеты, показавшие, что такие системы должны встречаться примерно раз на несколько тысяч открытых радиопульсаров. Сейчас известно более 1000 радиопульсаров. SKA будет видеть практически все пульсары в Галактике, чей луч вообще попадает на Землю. Поэтому системы пульсар+дыра неизбежно будут открыты. Крамер в своей работе рассуждает о том, какие данные, важные с точки зрения фундаментальной физики, можно будет получить исследую такую экзотическую пару.

Несколько замечаний по сути данной статьи: 1). J0737-3039A самый популярный на сегодня двойной радиопульсар: обе компоненты этой системы являются пульсарами (один A миллисекундным, другой B "обычным"), орбитальный период этого пульсара самый короткий из всех известных, кроме того мы смотрим на эту систему почти с ребра.

2). И пульсар, и Земля движутся в пространстве, в результате чего луч зрения пересекает неоднородности межзвездной среды. Рефракция гигагерцового излучения пульсаров на этих неоднородностях приводит к изменению регистрируемой на Земле интенсивности излучения пульсара. Указанный эффект называется межзвездными сцинтилляциями излучения пульсаров. По частоте подобных пульсаций в свое время определяли пространственную скорость этих источников (измеряют и сейчас, но межконтинентальная радиоинтеферометрия делает это точнее).

3). Размер нейтронной звезды около 10 км и, конечно, две такие звезды в системе J0737-3039 не затмевают друг друга непосредственно. Под "затмениями" в этой системе подразумеваются моменты времени, когда излучение миллисекундного компонента J0737-3039A (он в этот момент расположен сзади) проходит сквозь протяженную магнитосферу второго компонента J0737-3039B. Уже обнаружен целый ряд вполне наблюдаемых в радиодиапазоне эффектов подобного "магнитного" затмения.

Наблюдения на частотах 820 и 1440 МГц на телескопе Грин Бэнк показали, что сцинтилляции излучения обоих компонентов в момент затмения становится очень сильно скоррелированными. Это позволяет оценить расстояние между компонентами системы в картинной плоскости в момент их максимального сближения, как d=4000+/-2000 км, а наклонение орбиты, соответственно, как i=90.26+/-0.13^o (самое точное на сегодняшний день определение!).

У самого тесного двойного радиопульсара PSR J0737-3039 обнаружен еще один эффект: когда 23-миллисекундный компонент J0737-3039A затмевается протяженной магнитосферой компонента J0737-3039B, являющегося нормальным радиопульсаром, наблюдается дополнительная модуляция излучения затмеваемого источника. Это проявляется в сильной модуляции потока излучения в импульсах с 2.8-секундным периодом вращения второго компонента. Наблюдения велись на частоте 820 МГц на радиотелескопе Green Bank.

Это еще один вид модуляции, обнаруженный у данного пульсара (предыдущий был описан в препринте astro-ph/0407265).

У одиночной нейтронной звезды RX J1605.3+3249 на телескопе Subaru (наблюдения 1999 и 2003 гг.) обнаружено очень высокое собственное движение: μ=144.5+/-13.2x10^-6 "/год. Выводы: скорее всего это близкий объект с очень высокой пространственной скоростью, следовательно темп аккреции на него низок и не может объяснить высокую наблюдаемую светимость. Таким образом, RX J1605.3+3249, скорее всего, молодая (10⁵-10⁶ лет) горячая нейтронная звезда.

Идея использовать радиопульсары для построения пульсарной шкалы времени была высказана вскоре после обнаружения очень стабильных миллисекундных пульсаров. Тогда же было показано, что шкала, основанная на самых стабильных миллисекундных пульсарах, будет более стабильной, чем атомная на интервалах времени месяц и более. Данное утверждение остается верным и сегодня.

В указанном препринте рассматриваются различные типы шумов у одиночных и двойных миллисекундных пульсаров.

Заметка известной немецкой группы исследователей. Двух- и трех-мерные численные расчеты показывают, что при взрывах сверхновых возникают низкомодовые (l=1,2) неустойчивости на стадии мощного нейтринного излучения. Подобная асимметрия позволяет нейтронной звезде приобрести пространственную скорость, превышающую 1000 км/с. Для возникновения указанных неустойчивостей быстрое вращение протонейтронной звезды не требуется (и даже противопоказано). [Последний вывод противоречит наблюдаемой у радиопульсаров сонаправленности осей вращения и пространственной скорости.]

Авторы также говорят, что бимодальность распределения пульсаров по скоростям естественным образом находит свое объяснение, если связать высокоскоростные пульсары с неустойчивостью с доминантой l=1, а низкоскоростные - с l=2.

Речь идет о рентгеновских миллисекундных пульсарах. Анализ их наблюдений с борта рентгеновской обсерватории XMM-Newton, показал, что пульсации всех 16 известных объектов данного класса согласуются с магнитными полями на поверхности 3x10⁷-3x10⁸ Гс и темпом аккреции от 0.001-1 Эддингтоновского. Такие параметры обеспечивают длительную стадию аккреционного ускорения в маломассивных двойных системах и позволяют рентгеновским миллисекундным пульсарам в последствии превратиться в двойные миллисекундные радиопульсары. Но даже после такой длительной аккреции нейтронные звезды не достигают равновесного периода вращения!

Большой обзор, посвященный различным астрофизическим проявлениям кваркового вещества, в первую очередь компактным звездам.

Обзор рассчитан на специалистов, а потому полон лагранжианов и прочих длинных формул. Однако разделы, посвященные наблюдениям и экспериментам будут интересны и доступны широкому кругу читателей. Нам было особенно интересно почитать о поисках странного вещества в космических лучах, а также о поисках сейсмических явлений, вызываемых гипотетическим прохождением капли странной материи (страпельки) через Землю.

Загадка ультрамощных источников до сих пор не решена. Предлагаются самые разные модели, и вот еще одна.

Авторы рассматривают гипотезу о том, что мощными рентгеновскими источниками могут быть молодые радиопульсары с периодами 2-9 миллисекунд и магнитными полями (0.4-8) 10¹² Гс. Оценки показывают, что около 0.3 процентов галактик типа нашей могут иметь радиопульсар с рентгеновской светимостью выше 10⁴⁰ эрг/с. В случае же галактики с мощным звездообразованием частота встречаемости мощных пульсаров резко возрастает. Т.о., полагают авторы, среди ультрамощных источников могут быть и такие "звери".

Отметим от себя, что выводы авторов существенно зависят от ряда предположений. В первую очередь от распределения начальных параметров нейтронных звезд (и авторы сами это обсуждают). Для существования достаточного количества молодых пульсаров с нужными параметрами необходимо обеспечить рождение нейтронных звезд с очень малыми периодами. Здесь существуют проблемы. Все известные начальные периоды вращения пульсаров превосходят 10 миллисекунд. Возможно, что это связано с т.н. r-модами, в результате развития которых молодая нейтронная звезда быстро замедляется, излучая гравитационные волны. Некоторые исследования показывают, что кварковые звезды не подвержены этому виду неустойчивости. Вероятно, что только молодые кварковые звезды могут иметь достаточно короткие периоды вращения.

Тонкая и красивая работа: анализ поведения деталей профиля (субимпульсов) нормального (не миллисекундного) компонента двойного пульсара PSR J0737-3039B показал, что в них происходят изменения, когда на магнитосферу пульсара падает поток излучений от миллисекундного компонента этой системы (PSR J0737-3039A). Зарегистрированная частот флуктуаций этих импульсов в точности равна разности частот пульсаров. Наблюдения велись на телескопе Green Bank на частотах 820 и 1400 МГц.

Данная статья - результат 50,000 секунд наблюдения релятивистского двойного пульсара PSR J0737-3039 с борта рентгеновской обсерватории XMM-Newton в марте этого года. Источник имеет мягкий спектр (с показателем степени =3.5(+0.5,-0.3)) и светимостью в диапазоне 0.2-10 кэВ порядка 3x10³⁰ эрг/с (светимость рассчитана для расстояния до пульсара равного 500 пк). Не обнаружены вариации ни на орбитальной частоте (2.4 часа), ни на частоте миллисекундного пульсара (22 мс).

На сегодняшний день Геминга считается пульсаром, который светит (в радио) мимо нас. А пульсары могут излучать в рентгеновском диапазоне либо за счет процессов в магнитосфере (и тогда излучение будет нетепловым), либо за счет высокой температуры поверхности нейтронной звезды. Поскольку пульсар вращается, форма спектра будет периодически изменяться.

Наблюдения, произведенные на XMM, показали, что в спектр есть тепловой компонент от всей поверхности звезды (с максимумом на 43 эВ), степенной хвост, тянущийся до 2 кэВ. Кроме того обнаружен более горячий тепловой компонент (с максимумом на 170 эВ), излучающийся из области диаметром около 60 метров, вероятно их полярной шапки.

Орбитальный период данной системы был определен по фотометрическим наблюдениям (через построение кривой блеска) на 6.5-м телескопе Магеллан II в Чили. Этот период составил

Если, как предполагалось ранее, эта система состоит из нейтронной звезды, на которую истекает заполняющий полость Роша белый карлик, то его радиус должен составлять 0.03 R_o, а масса, соответственно, 0.03 M_o.

"Много дивного на свете ..."
Много непонятного в связи с рождением нейтронных звезд. В частности, неизвестно по какой такой причине эти объекты приобретают гигантские скорости. Причем, распределение по скоростям довольно хитрое, состоящее из двух компонент. В первом пике с максимумом на 12-130 км/с находится около трети звезд. Во втором (с максимумом на 700 км/с) - остальные две трети. Как получить такую бимодальность и столь большие скорости для двух третей нейтронных звезд - неясно.

Наиболее проработанной моделью взрыва сверхновой является гидродинамическая. Сделать там большие скорости (до 1000 км/с) довольно трудно (хотя Scheck et al. смогли получить скорости выше 500 км/с). В 1997 г. группа авторов (Goldreich et al.) предположили, что изначальная асимметрия может быть связана с неустойчивостями ядра звезды-предсверхновой. В этой статье Мерфи и др. исследуют в деталях такие неустойчивости.

Основной вывод таков: характерное время роста неустойчивостей слишком велико, чтобы успеть как-то существенно повлиять на взрыв.

Если все-таки так и не удастся получить высокие скорости в гидродинамической модели, то это будет серьезной проблемой ....

Интересно сравнивать диссертации в разных странах и университетах. Они очень разные. Практически все работы, выполненные в Нидерландах, которые нам попадались имеют очень простой вид: это просто сложенные попорядку несколько оригинальных статей, плюс небольшое введение. Именно так и выглядит данный труд: 4 страницы введения и семь статей. Статьи довольно интересные.

В результате продолжающейся обработки данных Парксовского обзора открыт еще один интересный радиопульсар. J1357-6429 находится на расстоянии 2.5 кпк от нас и входит в десятку самых молодых пульсаров. Возраст оценен в 7300 лет (напомним, что эта величина получается делением половины наблюдаемого периода на темп замедления). У этого пульсара уже обнаружен глитч (т.е. сбой периода), что подтверждает его молодость. Рядом с пульсаром есть остаток сверхновой G309.8-2.6.

Коротко: по данным RXTE в Малом Магеллановом Облаке зарегистрированы еще три рентгеновских пульсара. Их периоды: 34, 503 и 138 секунд.

PSR J0737-3039 - система, состоящая из двух видимых с Земли радиопульсаров. Компонент PSR J0737-3039A - миллисекундный компонент этой системы.

Регулярные наблюдения этой системы показали, что мера дисперсии (DM - количество электронов на луче зрения) периодически меняется при движении пульсара по орбите. Амплитуда этой модуляции составляет примерно 0.09 пк/см³. Максимумы (и минимумы) DM приходятся примерно на максимальные элонгации (положения, когда пульсары разделяет максимальное угловое расстояние). Вариация меры дисперсии кореллируют с расстоянием пульсара от центра масс системы.

Жалко, что в России нет аналога журнала Science.

В Архиве появился очередной обзор, написанный для Science. Стиль журнала обязывает авторов излагать строго, но понятно для неспециалистов в конкретной узкой области.

Статья охватывает основные аспекты физики нейтронных звезд (включая и кварковые звезды). Конечно, авторы рассказывают и о свежих наблюдательных данных. Отметим наличие полезных таблиц, симпатичных рисунков и множества ссылок.

Короткая заметка в трудах конференции, являющаяся кратким изложение статьи тех же авторов, опубликованной ранее в этом году в Phys. Rev. В двух словах результаты можно суммировать так: авторам (по сути впервые) удалось получить высокую скорость отдачи (кик) в модели обычного гидродинамического (с нейтрино конечно) взрыва сверхновой.

Очередная статья, посвященная важнейшему для астрофизики нейтронных звезд проекту - Парксовскому обзору.

Обзор проводился на трех инструментах: 64-метровом Парксе, 305-метровом телескопе в Аресибо и 76-метровом Ловелловском телескопе. Открыто более 700 новых пульсаров. С учетом наблюдений ранее известных источников каталог позволяет получить однородные данные по более чем 1000 радиопульсаров.

Кроме множества данных (таблициы, рисунки) авторы приводят более подробные разъяснения по отдельным наиболее выдающимся источникам (о многих уже рассказывалось отдельно, и соответственно мы писали о них в обзорах).

Интересная статья, посвященная распределению радиопульсаров в Галактике. Авторы использовали последние данные, включающие более 1000 радиопульсаров (аналогичная работа по другой методике также была проведена Лоримером, см. astro-ph/0308501).

Проекция распределения радиопульсаров на плоскость Галактики. Центр Галактики находится в начале координат. Солнце - в точке X=0, Y=8.5. Новые пульсары (из последнего обзора) показаны крестиками, старые (известные ранее) - точками. Серым показаны спиральные рукава.

Видны две особенности:
Вокруг нас локально много пульсаров, но чуть дальше от Солнца пульсаров уже меньше (это может быть связано с Поясом Гулда).
Пульсаров в центральной области Галактики мало (этот эффект не связан просто с тем, что центр далеко, и наблюдать там непросто).

Радиальное распределение наблюадемых пульсаров (т.е. не добавлен эффект т.н. "биминга", с учетом эффекта, связанного с тем, что луч пульсара может не попадать на Землю, количество увеличится в 4-10 раз).

Безусловно, такую важную работу будут повторять независимо и другие группы. Будем ждать, чтобы сравнить результаты. Пока же эта работа (плюс статья Лоримера) - это самое последнее, что есть по распределению пульсаров в Галактике.

Прошлогоднее открытие двойного радиопульсара повлияло на оценки темпа слияния двойных нейтронных звезд. Точнее сказать так. Чисто теоретические оценки, основанные на сценариях эволюции двойных, лишь получили наконец подтверждение. А вот оценки, где ключевую роль играло наблюдаемое количество систем, которые могут слиться на время жизни Вселенной, изменились в сторону увеличения частоты слияний. Дело в том, что новооткрытая система а) близкая, б) сольется быстро, в) пульсары не очень яркие. Это означает, что таких систем должно быть довольно много.

В этой работе авторы кратко обсуждают каковы новые оценки, и вообще, что изменилось в этой области астрофизики за самое последнее время.

Система двойного радиопульсара PSR J0737-3039 очень важна для физики и астрофизики. Поэтому источники (т.е. оба пульсара) активно наблюдают и регулярно рассказывают о новых результатах. Именно этому и посвящена данная заметка.

См. также статью "Fluctuation and morphological properties of the pulsars in J0737--3039 system" (astro-ph/0404392)

Авторы обсуждают такой вопрос: можно ли по данным наблюдений двойных нейтронных звезд (системы типа пульсар+пульсар или пульсар+непульсирующая нейтронная звезда) получить ограничения на скорости отдачи (кики) и на величину угла между осью вращения пульсара и осью орбитального момента системы. И кик, и смещение оси по углу возникают из-за взрыва сверхновой. В связи с этим представляется очень важным максимально использовать данные наблюдений для получения информации, связанной с физикой взрыва.

В основном авторы обсуждают систему единственного "двойного-двойного" пульсара (система из двух пульсаров). Более кратко рассматриваются системы PSR B1534+12 и PSR B1913+16 (пульсар+нейтронная звезда).

За счет новых данных и расширения пространства параметров авторы получают результаты, отличающиеся от более ранних (в том числе полученных самими авторами). Не вникая в детали, можно сказать, что:
1. Очень большие скорости (более 1000 км/с) не исключены;
2. Очень малые скорости - менее 60 для J0737-3039, менее 45 для PSR B1534+12 и менее 190 для PSR B1913+16 - исключены.

Источник X1908+075 известен еще с самых ранних рентгеновских наблюдений. Однако оптического отождествления не было и не до их пор. Некоторое время назад по данным RXTE был обнаружен орбитальный период (4.4 дня). В этой работе авторы рассказывают об открытии периода 605 секунд. Очевидно, что это период вращения нейтронной звезды.

Удалось достаточно много узнать об этой системе. Компаньоном является массивная звезда с высоким темпом потери массы в виде звездного ветра, причем не гигант. Авторы полагают, что это звезда Вольфа-Райе. А значит, рассуждают они, в скором времени (десятки тысяч лет) она может превратиться в черную дыру. Т.е. система может являться прародителем интереснейших (и еще не открытых) систем нейтронная звезда + черная дыра!

При своем рождении внутри сверхновых большинство пульсаров (нейтронных звезд) испытывают кик ("пинок"), под действием которого они приобретают скорости достигающие сотен километров в секунду. Механизм данного процесса на сегодня не ясен. Предлагались различные модели, в частности, асимметричное испускание нейтрино. Все ранее предложенные нейтринные механизмы кика были отвергнуты (из-за слишком низких скоростей). В данной заметке автор пытается возродить такой механизм, но для этого требуется предположить существование стерильных нейтрино с массами в интервале 1-20 кэВ. Заодно из таких частицы могла бы состоять небарионная темная материя (не путать с темной энергией - лямбда-членом).

Ограничения на параметры стерильных нейтрино (массы и углы смешивания): черная область запрещена - в ней плотность нейтрино выше 30% от критической плотности Вселенной (т.е. больше, чем всей темной материи). Области, отмеченные цифрами "1" и "2", удовлетворяют наблюдаемым параметрам пульсаров. Узкая желтая область - допустимые параметры в предположении, что темная материя состоит только из стерильных нейтрин.

Из римской двойки в названии статьи вы можете понять, что речь идет о продолжении цикла исследований, и это действительно так, первая их часть была опубликована в препринте astro-ph/0401375. Наиболее интересные новые выводы авторов таковы:

• вещество падает на поверхность компактной звезды вблизи магнитных полюсов, но не равномерно, а образует дугообразные пятна;
• темп аккреции периодически изменяется (с частотой осевого вращения звезды).

В любом случае уважаемым читателям стоит обратится к самой статье: желающим разобраться - читать, а просто интересующимся - смотреть.

На странице авторов можно посмотреть фильм, выполненный по результатам их расчетов.

Продолжаются теоретические исследования (дважды) двойного пульсара PSR J0737-3039. Выводы таковы:

• масса второй предсверхновой, породившей молодой секундный пульсар в этой системе, лежала в интервале от 2.1 до 4.7 массы Солнца;
• радиус предсверхновой мог быть от 1.2 до 1.7 радиуса Солнца;
• пульсар испытал кик от 60 до 1660 км/с;
• направление кика отклонялось от оси вращения звезды не менее, чем на 25^o.

Еще одна модель, объясняющая почему обычный (не миллисекундный) пульсар (компонент "B") в этой системе регистрируется только на определенных орбитальных фазах. В их модели излучение компонента "B" усиливается, когда его магнитосфера облучается компонентом "A". Такая модель налагает определенные ограничения на ориентацию оси вращения и диаграмму направленности миллисекундного пульсара ("A"). Эта же модель предсказывает определенную эволюцию профиля миллисекундного пульсара, а также тот факт, что из-за геодезической прецессии всего через 15-20 лет его луч перестанет попадать на Землю.

Статья опубликована в журнале Nature 428, 919 (2004).

Сейчас известно примерно 80 пульсаров в 23 шаровых скоплениях. При этом более половины из них открыты за последние 4 года. Это связано с активными поисковыми программами в Arecibo и Green Bank.

В этой короткой заметке авторы рассказывают об открытии 13 миллисекундных пульсаров (еще есть кандидаты). Из них 12 - двойные (из них три - затменные). Пока обработано 80 процентов данных, обработка продолжается.

Рассказ о каждом новом пульсаре сопровождается краткой информацией по материнскому шаровому скоплению.

Очень короткая (4 страницы) статья про то: что можно узнать, наблюдая самый популярный сегодня двойной пульсар с двумя наблюдаемыми компонентами. А также из чего и как он образовался.

Молекулы в атмосферах нейтронных звезд?

Оказывается это вполне возможно. По крайней мере для одиночной нейтронной звезды 1E1207.4-5209 наилучшее согласие с наблюдениями дает модель атмосферы, в которой основным компонентом является экзотический молекулярный ион H₃²⁺ и магнитным полем 2-6x10¹⁴ Гс.

Реакции фотоионизации

Очень короткий обзор про сбои вращения пульсаров и их механизмы. Наибольший упор автор делает упор на пульсар PSR B1828-11 в котором, возможно, наблюдается свободная прецессия.

Для нескольких пульсаров - Краба (см. рис.), Велы, и еще двух-трех других - можно определить относительное направление оси вращения, магнитной оси и вектора пространственной скорости. Скорости пульсары приобретают после (или в процессе) своего рождения (это очевидно из того, что скорости звезд-прародителей намного меньше). Конкретный механизм, приводящий к кику (kick - удар, толчок), остается неизвестным, и здесь любая информация очень и очень важна.

Современные данные показывают, что распределение пульсаров по скоростям бимодально. Примерно половина пульсаров имеет скорости порядка 100 км/с, а вторая половина - гораздо бОльшие (порядка 300-700 км/с). Пульсар в Крабовидной туманности и пульсар в Парусах (Вела) относятся к низкоскоростной популяции. Для этих объектов скорости оказались почти сонаправленными с направлением движения. Однако важно понять: или точно сонаправлены, или именно что "почти". В этой короткой заметке Роджер Романи суммирует последние данные и обсуждает какие ограничения накладываются на модели вспышек сверхновых.

Краткое резюме таково: отклонение вектора скорости от оси вращения составляет несколько градусов, и это значимый результат. Так что точной сонаправленности нет, но есть очевидный тренд. По мнению автора это практически исключает модели с обычным гидродинамическим киком (т.к. там кик направлен хаотично), а также модель электро-магнитной ракеты, т.к. там кик должен быть направлен точно по оси. Автор полагает, что кик, связанный с анизотропным излучением нейтрино хорошо соответствует наблюдениям.

От себя отметим, что не все так очевидно. Во-первых, могут работать сразу два механизма (например, как раз гидродинамический и электро-магнитная ракета), и тогда точно сонаправленности не будет, но будет тренд. Во-вторых есть и другие модели, например, модель магниторотационная, где как раз нет точной сонаправленности (правда, частино она как раз попадает, в смысле кика, под анизотропное излучение нейтрино). В-третьих, может быть велика роль двойственности: при распаде массивной двойной (что весьма вероятно после взрыва сверхновой) звезды сохраняют орбитальные скорости. Ну и в-четвертых, пока эти результаты не касаются высокоскоростных пульсаров.

Необычная затменная рентгеновская система EXO 0748-676 была открыта в 1985 году. За это время орбитальный период системы трижды резко (за очень короткий интервал времени) изменялся, после чего оставался на почти постоянном уровне в течение достаточно долгого времени. Вероятно, это поведение связано с изменениями в процессах переноса вещества в двойной. Авторы детально исследовали поведение орбитального периода системы в последние 18 месяцев.

Диаграмма О-С, показывающая разность между наблюдаемыми моментами затмений (O - observation) и их предсказанными значениями (С - calculated). Каждый линейный участок соответствует интервалу времени, когда орбитальный период системы был постоянным.

Первый затменный двойной пульсар PSR B1957+20 был открыт в 1987 году. С той поры было открыто еще 13 таких систем, 12 из которых находятся в шаровых скоплениях. Авторы приводят таблицу параметров этих объектов и подробно обсуждают каждый, особенно затменные пульсары в шаровом скоплении 47 Tuc.

Авторы считают, что все объекты можно разделить на две группы: маломассивные компаньоны с M~0.02M_o, вероятно, присутствовали в данных двойных с самого начала (т.е. они образовались одновременно с массивной звездой - прародителем пульсара). Вторая группа систем: пульсары с более массивными компонентами с M~0.2M_o - возникла в результате динамического обмена маломассивной в системе пульсара первого типа на более тяжелую.

Это глава из книги по компактным рентгеновским источникам. В ней вы найдете краткую историю изучения рентгеновских источников в шаровых скоплениях нашей Галактики, результаты изучения очень ярких рентгеновских источников в 14 шаровых скоплениях в соседних галактиках, и дискуссию о путях и формирования и сходстве (различиях) с источниками вне шаровых скоплений.

На сегодняшний день наиболее общепринятой гипотезой о природе аномальных рентгеновских пульсаров (АРП) и источников повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) является магнитарная. Т.е. мы имеем дело со сверхзамагниченной нейтронной звездой. В рамках этой гипотезы неплохо удается объяснить феноменологию в жестких диапазонах спектра. Однако АРП наблюдаются и в оптике и ИК (МПГ не наблюдаются, но это просто может быть связано с большим поглощением). В данной статье автор пытается построить модель оптического/ИК излучения магнитаров. Основным выводом является то, что наблюдаемый поток в этих диапазонах - это синхротронное излучение, возникающее на расстояниях больших 50 радиусов звезды.

По данным радионаблюдений удалось определить пространственную скорость двойного радиопульсара J0737-3039 (точнее, определена проекция скорости на небо). Значение скорости порядка 140 км/с. При этом имеется значительная составляющая перпендикулярная плоскости орбиты системы. Это указывает на то, что второй пульсар (В) родился со значительным киком 100-200 км/с. Отметим однако следующее: существенно, что кик все-таки лежит в первом пике распределения нейтронных звезд по скоростям (о бимодальности распределения см. выше).

У открытого в конце 2003 года двойного пульсара PSRJ07370-3039 второй компонент также оказался радиопульсаром (теперь их называют A и B). "Нормальный" (т.е. не миллисекундный) пульсар PSRJ07370-3039B виден только на определенных орбитальных фазах - в остальное время его излучение поглощается.

Около месяца назад было преложено первое простое объяснение этого явления (см. astro-ph/0403076). В данной статье объяснение такое же: поглощение, но рассмотрение гораздо более детальное. В преложенной модели вокруг магнитосферы пульсара "B" образуется кокон, в котором и происходит поглощение.

Модель "кокона" вокруг магнитосферы пульсара

С помощью многоканального приемника Паркс проводились наблюдения областей локализации 56 неотождествленным гамма-источников из каталога EGRET. Наиболее вероятно, что около половины из этих источников являются близкими нейтронными звездами, связанными с Поясом Гулда. В данной короткой заметке даны сведения о трех открытых двойных радиопульсарах. По мнению авторов все три в той или иной степени являются необычными объектами.

Время от времени у пульсаров наблюдаются гигантские импульсы и гигантские микроимпульсы. Поток излучения в них на порядки выше, чем в "обычных" импульсах и микроимпульсах. Кроме больших потоков и редкости появления гигантские импульсы обладают следующими свойствами: их амплитуды (потоки) имеют примерно степенное распределение, кроме того, они появляются только в определенных интервалах фаз пульсара.

В статье приведено описание статистических свойств гигантских импульсов и рассматриваются два наиболее популярных сегодня объяснения их происхождения. Первая модель считает, что все импульсы пульсаров образуются в результате стохастического нарастания слабого затравочного возмущения. В этой модели все "гиганты" это хвост распределения, в который попадают наиболее мощные и наиболее редкие события. Другой вариант - усиление на флуктуациях преломляющей среды внутри магнитосферы пульсара. Но эта модель меньше нравится авторам.

Обсуждаются четыре "подкрученных" радиопульсара (два двойных и два одиночных), открытых на телескопе в Аресибо. Кроме описания четырех интересных объектов (далеко не все новые пульсары выделяют в отдельные публикации) авторы приводят несколько интересных графиков и обсуждают нерешенные проблемы. Отметим одну из них.

Как рождаются одиночные миллисекундные радиопульсары? Есть две идеи: или разрушение (испарение) второго компонента, или слияние двух белых карликов. Есть интересные данные (правда, на не очень большой выборке), что пространственная скорость одиночных миллисекундных радиопульсаров меньше скорости двойных (примерно 60 км/с против 120). Значит ....

Открыт двойной миллисекундный радиопульсар в шаровом скоплении NGC 1851. Важной особенностью системы является ее большой эксцентриситет - 0.89.

Советуем прочесть и обратить внимание на идею авторов о том, что компаньоном пульсара может быть черная дыра!

У нейтронных звезд достаточно много разных свойств. В этой статье автор обращает основное внимание на их максимальные массы и радиусы.

Коротко: открыта еще одна система радиопульсар + нейтронная звезда.

В отличии от нашумевшего "истинно двойного радиопульсара" - системы, где обе нейтронные звезды дают импульсы - новая система содержит лишь один активный объект (хотя, кто знает, возможно в будущем удастся что-то еще разглядеть). Это седьмая такая система.

Система была открыта по данным телескопа в Аресибо. Наблюдения проводились аж в 1999 г., но обработка была закончена лишь недавно. Кроме того, в 2003 г. на той же аппаратуре проводились повторные наблюдения, подтвердившие факт открытия. Затем проводились дополнительные наблюдения для определения параметров двойной.

Пульсар имеет период около 41 миллисекунды. Период двойной - 28 часов. Эксцентриситет - 0.14 Такая система сольется за счет излучения гравволн лишь через 60 миллиардов лет, так что новое открытие не оказало влияния на расчеты темпа регистрации гравитационно-волновых всплесков.

Положение пульсара на небе указывает, что он может принадлежать нашему любимому Поясу Гулда.

Масса пульсара не более 1.38 массы солнца, масса компаньона - примерно между 1.22 и 1.38 (функция масс, кому интересно, 0.294).

Речь идет о нейтронных или кварковых звездах. Все точно известные массы этих объектов (измеренные в двойных пульсарах) лежат в интервале от 1.44 M_o до 1.25 M_o (причем последняя цифра появилась только в 2004 году, а до этого фигурировала 1.35 M_o). Этот интервал примерно соответствует возможному интервалу масс ядер массивных предсверхновых. А как получить нейтронную звезду с массой 1 M_o или ниже? Предположение, высказанное в данной статье, - фрагментация, причем больше, чем на две части, с последующим выбросом одного или нескольких частей в результате динамического взаимодействия.

(Кажется, это первый случай, когда один из авторов данных обзоров, комментирует статью другого.)

Обсуждаются нейтринные процессы в полупрозрачном (для нейтрино) веществе сверхновых и почти непрозрачных протонейтронных звездах. Рассматриваются вопросы регистрации нейтринного сигнала на Земле на существующих установках и возможность на этой основе различить те или иные модели нейтронных звезд.

Регистрация нейтринного сигнала от сверхновой 1987A на установках Kamiokande и IMB была возможна только на ранних этапах существования протонейтронной звезды (<10 с) и не накладывало ограничений на массу и свойства нейтронной звезды. Регистрация вспышки сверхновой в центре нашей Галактики на современных установках (SNO, USO или SuperKamiokande) позволит определить массу нейтронной звезды и определить состояние ее вещества.

Авторы (уже давно известные по работам в этой области) разработали новый, полностью релятивистский код для моделирования задачи, приведенной в названии статьи. Следовательно, если тесты программы пройдут удовлетворительно, через некоторое время надо ждать новых и интересных результатов в данном направлении.

У недавно открытого "дважды двойного" пульсара J0737-3039 (см. astro-ph/0312071 и статью на astronet.ru), точнее у его молодого и медленно вращающегося (2.8 с) компонента наблюдается странный эффект: он излучает радиоимпульс только на определненных орбитальных фазах, а в остальное время он не виден.

В данной работе предложено возможное объяснение этого эффекта: оно состоит во взаимодействии магнитосферы медленного пульсара с релятивистским ветром от миллисекундного компонента. Данную идею иллюстрируют приведенные ниже схемы, а за остальными деталями придется обращаться к статье.

Авторы исследуют различные эффекты, влияющие на охлаждение нейтронных звезд. Эта первая статья из серии, в ней рассматриваются адронные звезды, т.е. объекты, не содержащие кварковой материи. В рамках разумных предположений удается описать наблюдаемые охлаждающиеся молодые нейтронные звезды.

С помощью спутника Чандра удалось зарегистрировать рентгеновское излучение от двойного радиопульсара J0737-3039. Это первый случай регистрации рентгена от двойной нейтронной звезды. Излучение нетепловое. Данные согласуются с моделью, в которой за рентген ответствена магнитосфера более энергичного пульсара J0737-3039А.

Мы неоднократно обращали ваше внимание на работы, посвященные проблеме "идентификации" черных дыр (Narayan et al.; Abramowicz et al.). Особо хочется выделить недавнюю статью Ye-Fei Yuan et al.. Проблема в обнаружении непосредственного проявления горизонта.

Narayan et al. полагают, что любой компактный объект с массой более 3 масс солнца и без рентгеновских всплесков первого типа (они связаны с загоранием "термоядерного топлива" на поверхности) является очень сильным кандидатом в черные дыры. Хорват и Лугонес в своей статье рассматривают некоторую экзотическую альтернативу - CFL звезды (CFL=color flavor locked).

CFL звезды это подвид того, что иногда объединяют общим термином "нейтронные звезды". На самом деле в зависимости от уравнения состояния состав компактного объекта может быть совсем не "нейтронным". В частности, могут существовать кварковые звезды разных типов. CFL звезды - один из них. Эти объекты отличаются довольно большими максимальными массами и отсутствием нормальной поверхности. Т.о. по мнению авотров они могут прятаться среди кандидатов в черные дыры "по Нараяну".

Статья короткая и понятная. Так что в ней легко разобраться.

Еще одна статья про эволюцию магнитного поля у нейтронных звезд. Ее особенность - учет эффекта Холла (наряду с другими эффектами). Приведены результаты численного моделирования, показаны возможные конфигурации полей.

[Эффект Холла заключается в возникновении в проводнике с током I, помещенном в магнитное поле B, электрического поля в направлении, перпендикулярном к I и B. Связан с отклонением движущихся в проводнике электронов силами Лоренца.]

Авторы являются сторонниками широко распространенной сегодня гипотезы, что в компактных (нейтронных) звездах возможен переход от нуклонного вещества к кварковой плазме, но в отличие от большинства исследователей они придерживаются мнения, что такой переход будет происходить постепенно и звезда может надолго задержаться в метастабильном "гибридном" переходном состоянии.

Авторы подробно рассматривают свой вариант теории, различные его следствия и, в частности, ее приложение к "задержанным" гамма-всплескам, которые происходят через некоторое время после коллапса массивной звезды.

Наблюдения обсерватории XMM-Ньютон показали, что в спектре третьей по яркости одиночной нейтронной звезды наблюдается широкая и мощная абсорбционная особенность (проще говоря, линия поглощения). Центр этой линии приходится на Длину волны 27 ангстрем или на энергию 0.45 кэВ. В статье подробно описана методика проведения и обработки наблюдений, но основное можно почерпнуть из приведенного ниже рисунка.

Сректр объекта RX J1605.3+3249, сплошной и пунктирной линиями показаны континуумы двух наиболее удачных его аппроксимаций (без учета линий поглощения).

Авторы приходят к заключению, что это протонная циклотронная линия, ослабленная квантовыми вакуумными эффектами. В этом случае магнитное поле на поверхности должно было бы составлять 7x10¹³ Гс (без учета гравитационного покраснения).

Одновременно появились два обзора по нейтронным звездам: этот и обзор Яковлева и Петика по охлаждению. В этом обзоре дается свод данных по рентгеновскому излучению от одиночных нейтронных звезд. Оно может быть связано или с вращением (как у пульсаров), или с высокой температурой. Соответственно описываются как данные наблюдений, так и теории.

Обзор прекрасно дополняет вышеописанный материал Каспи и др. Здесь детально описывается охлаждение нейтронных звезд. Данные о температуре таких объектов в основном получаются как раз из рентгеновских наблюдений. Так что обзоры отлично стыкуются друг с другом.

Одновременно появились сразу два обзора по аномальным рентгеновским пульсарам (АРП) и источникам мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ). Вторая статья (Anomalous) X-ray Pulsars посвящена, как ясно из названия, в основном АРП. В этой же дается сводка по обоим типам объектов. Обсуждаются взаимосвязи между АРП и МПГ (через вспышки и другие проявления).

Основной вывод Вики Каспи таков: магнетарная гипотеза является самой сильной на сегодняшний день, однако, сомнения остаются, а потому нужны более детальные и прямые наблюдения.

Хороший очень доступный обзор, посвященный образованию нейтронных звезд. Обсуждаются наиболее стандартные взгляды на начальные свойства этих объектов: массы, периоды, скорости, магнитные поля и т.п.

Уникальная одиночная нейтронная звезда в рентгеновском спектре которой наблюдаются широкие и глубокие линии. Мы о ней уже писали год назад (см. astro-ph/0301161). За год интенсивных наблюдений получен ряд интересных результатов, которые коротко изложены в этой небольшой заметке.

В заметке кратко изложен результаты глубокого (более суток) наблюдения пульсара Геминга с борта обсерватории XMM-Ньютон. На изображении ясно видны два параллельных направлению движения пульсара "хвоста", вызванных его взаимодействием с межзвездной средой. Это самая интересная картинка (см. ниже), остальные "вкусности" относятся к спектру этого пульсара.

С помощью численного моделирование отслеживаются орбиты радиопульсаров в Галактике в течение первых 2 миллиардов лет их жизни. Такие работы уже неоднократно проводились (в том числе и нами), однако появляются новые данные, уточняются различные параметры, поэтому повторение таких исследований необходимо.

QPO - квазипериодические осцилляции. Это важный феномен, наблюдающийся в аккрецирующих тесных двойных системах с нейтронными звездами и черными дырами. Причины возникновения QPO неясны. Есть достаточно много моделей и все время появляются новые (см. самую последнюю в свежей работе The MHD Alfven wave oscillation model of kHz Quasi Periodic Oscillation of Accreting X-ray Binaries).

Здесь же авторы рассматривают QPO как нелинейный резонанс (см. также их статью Resonance in forced oscillations of an accretion disk and kHz QPOs). Поскольку явление наблюдается и у систем с нейтронными звездами, и у систем с черными дырами, то, полагают авторы, надо смотреть на то общее, что у них есть. У черных дыр нет ни поверхности, ни магнитного поля. Значит, остается аккреционный диск. И именно он играет ключевую роль в их модели: QPO - это резонансные колебания аккреционного диска.

В отдельной статье (astro-ph/0402012) авторы рассматривают QPO в системах с черными дырами, надеясь с помощью этого инструмента получить ответ о природе ультрамощных рентгеновских источников.

Поскольку точное поведение вещества при высокой плотности неизвестно, от теоретики продолжают разрабатывать различные модели. Для проверки этих построений можно использовать компактные остатки эволюции массивных звезд - то, что мы называем "нейтронные звезды".

В 60-е гг. Скирм (T. Skyrme) создал теорию пионного взаимодействия. Эту модель иногда называют солитонной: барионы в ней являются топологическими солитонами (именно на основе этой модели Дьяконов, Петров и Поляков предсказали в 1997 г. пентакварки, см. также hep-ph/0009006 и более популярные материалы).

Здесь же автор пытается посмотреть какие компакнтыне объекты можно создать на основе модели Скирма. Основное свойство таких скирмионных звезд - большая масса (около 2 масс Солнца и даже чуть больше). Радиус у таких объектов тоже чуть больше, чем у стандартной нейтронной звезды - около 15-16 км. Среди нейтронных звезд известны объекты с массой более двух масс Солнца (например, Vela X-1). Так что модель представляет интерес. Верна ли она покажет будущее.

Глитч - это сбой периода вращения. Наблюдаются они у обычных радиопульсаров (например, у пульсара в Крабе) и недавно были открыты у аномальных ренгеновских пульсаров. Но никогда глитчи не наблюдались у аккрецирующих нейтронных звезд в тесных двойных системах.

При глитче скачком меняется период вращения. Меняется на незначительную величину. Связывают это или с изменением момента инерции коры звезды, или с отрывом вихревых нитей, которые "прицеплены" к коре изнутри.

Авторы этой работы приводят данные о резком (заведомо менее 10 часов) изменении периода нейтронной звезды в системе KS 1947+300. Это двойная с Ве-звездой. Период вращения нейтронной звезды 18.7 секунды. Ввиду сложности поведения периода вращения аккрецирующих нейтронных звезд в двойных системах авторы рассматривают различные причины скачка периода. Однако, по их мнению, глитч - самая вероятная. Тем не менее отметим, что дело это пока темное. Тем более, что глитч получается очень нетипичным как по величине, так и по последующей эволюции вращения нейтронной звезды. В любом случае, авторам удалось увидеть очень интересное явление.

Как наверное многие помнят, в недавно открытой системе, состоящей из двух радиопульсаров, масса второго компонента довольно мала - около 1.25 массы Солнца. Авторы рассуждают о том, с чем это может быть связано.

Проблема кроется в том, что если система быстро сбрасывает более половины массы, то она разрушается (это если нет специально подобранной скорости отдачи при сбросе). При многих "подгоночных" вариантах с сохранением системы получается довольно большой эксцентриситет, а у J0737-3039 он как раз мал (менее 0.1). Кроме того, система сидит близко от плоскости Галактики, что является аргументом в пользу малой скорости отдачи. Значит, получается, что было сброшено очень мало вещества при почти нулевой отдаче. Масса предсверхновой получается менее 2 масс Солнца (даже возможно менее 1.5). Вообще говоря, это не очень хорошо согласуется с теориями взрывов сверхновых ....

В статье авторы пытаются увязать в единое целое формирование сильнозамагниченных нейтронных звезд (магнитаров), гамма-всплески и сверхновые с большим энерговыделением. Суть состоит в том, что если образуется быстровращающаяся сильнозамагниченная нейтронная звезда, то динамика поведения ударной волны будет сильно другой. Это может как дать дополнительную энергию для взрыва, так и создать условия для гамма-всплеска (джеты, например).

О магнитарах можно также прочесть в работе astro-ph/0401561.

Уже давно обсуждается возможность существования различных экзотических состояний материи в недрах того, что мы называем "нейтронные звезды". Согласно ряду моделей многие из них из нейтронов и не состоят! Иногда выделяют такие четыре группы:
I. Адронные звезды (в них не произошел т.н. деконфайнмент - высвобождение кварков)
1. Обычные нейтронные звезды. Состоят целиком из обычной ядерной материи.
2. Гиперонные звезды. В недрах есть гипероны.
II. Кварковые звезды.
1. Гибридные звезды. В них есть кварковое ядро и нормальная внешняя часть.
2. "Голые" (bare) кварковые звезды. Нет даже внешней коры (или она очень-очень тонкая).

В последнее время активно стали обсуждать астрофизические проявления дополнительного энерговыделения, связанного с деконфайнментом. А там есть что обсуждать! Энергии - как у сверхновой. Соответственно рассматривают два варианта: выделение энергии сразу после образования компактного объекта или же задержка (отложенный деконфайнмент). В первом случае дается дополнительный вклад в динамику взрыва. Во втором - можно сделать гамма-всплеск через некоторое время после взрыва сверхновой. Обе возможности очень интересны и очень важны, т.к. помогают объяснять реальные наблюдения.

Собственно, в самой статье не предлагается ничего революционного. Авторы рассматривают некоторые детали моделей. Но она будет безусловно интересна тем, кто еще ничего по этой теме не читал (хотя спешим заметить, что статья не рассчитана на популярное изложение).

Напомним, что аномальные рентгеновские пульсары были выделены в отдельный класс на основе близости периодов (5-10 секунд), отсутствия второго компонента и стабильного замедления вращения (увеличения периода). Наиболее популярной гипотезой о природе этих источников является магнитарная теория Томпсона и Дункана (кроме того, ряд авторов продолжает развивать теорию аккреции из остаточного диска).

В статье описываются наблюдения нового кандидата в аномальные пульсары. Изюминка состоит в сильной переменности излучения. Проблем тут появляется две. Первая состоит в том, что магнитарная гипотеза не предсказывала такого поведения. Вторая такова, коли объект проводит много времени в "тихом" состоянии, то число таких источников может быть очень велико.

Что ж, вопросы заданы - будем думать ....

Это не первая работа данных авторов по численной МГД, до этого была аккреция на соосный диполь, на быстро движущуюся, но невращающуюся звезду и т.д.

Статью можно читать двумя способами: внимательно вчитываться в использованные граничные условия и параметры среды - это для специалистов гидродинамиков, физиков плазмы и астрофизиков, или просто смотреть на картинки - их много и ниже приведена одна из самых простых и не красочных.

Схема начальных условий расчета:
сечение вдоль оси вращения

На сайте авторов можно посмотреть фильм, следанный по этим расчетам: http://www.astro.cornell.edu/us-rus/inclined.htm.

В наиболее популярной и проработанной модели источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) и аномальные рентгеновские пульсары (АРП) являются сильнозамагниченными нейтронными звездами - магнитарами. Время от времени на них происходят вспышки. Есть теория, что вспышки связаны с пересоединением магнитных силовых линий. Пересоединение линий может быть связано с неустойчивостями в магнитосфере, а может - с подвижками коры. В данной статье автор развивает вторую идею.

В начале дается краткое введение. Там описывается (на качественном уровне) строение внешних слоев нейтронной звезды (вы узнаете, что такое "ядерные спагетти", "ядерная лазанья" и "инвертированные беляши"). Кстати, в земных лабораториях ученые успешно изучают состояние вещества, качественно похожее на кору нейтронной звезды. Затем описывается наблюдательная сторона дела. Наконец во второй половине работы Дункан рассказывает, как процессы в коре нейтронной звезды могут приводить к вспышкам.

Поскольку нейтронные звезды относятся к нашей области профессиональных интересов, то мы пишем о них достаточно часто. Также мы не устаем повторять, что с начальными параметрами нейтронных звезд далеко не все ясно. Ясно только, что рождаются они очень разными. Поэтому привлекают внимание источники в остатках сверхновых ...

Остаток G292.0+1.8 считается очень похожим на Cas A, где первые же наблюдения Чандры выявили очень странный точечный источник. До сих пор неясно является ли он нейтронной звездой или черной дырой, но уж точно не является нормальным молодым радиопульсаром (типа Краба).

В G292.0+1.8 уже была известна пульсарная туманность, а потом был обнаружен и радиопульсар с периодом 0.135 секунды. И вот по данным Чандра удалось увидеть пульсации и в рентгене. В оптике на месте радиопульсара ничего не видно вплоть до 26-й звездной величины.

Наступил момент, которого так ждали! Открыта система из двух нейтронных звезд, каждый компонент которой является радиопульсаром! Этой долгожданной системой оказался недавно открытый, самый тесный из известных, двойной пульсар J0737-3039. Теперь одну его компоненту с периодом 22 мс будут называть J0737-3039A, а другую, с периодом 2.8 с, J0737-3039B. Эта система хороша еще тем, что имеет очень короткий орбитальный период (2.4 ч) и наблюдается почти с ребра (наклонение орбиты около 87^o).

Обнаружение данной системы открывает великолепные перспективы для дальнейшей проверки ОТО, для прямого изучения магнитосфер пульсаров и для исследования свойств нейтронных звезд. Этот пульсар пахнет нобелевской премией, возможно даже не одной. Подробнее о его свойствах можно прочитать в этой заметках на Астронете и Переплете.

Большая часть из примерно 300 гамма-источников в каталоге, созданном в эксперименте EGRET, до сих пор остается неотождествленной. Вблизи 56 таких источников лежащих не точно в плоскости Галактики (|b|>5^o) и не совпадающих с известными блазарами, на рабиообсерватории Паркс в Австралии был проведен поиск радиопульсаров. В результате данного обзора были найдены несколько новых радиопульсаров, включая три двойных системы.

В статье описываются очень необычные свойства рентгеновского пульсара с Be-звездой IKT1 (=RXJ0047.3-7312) по данным наблюдений, проведенных орбитальной обсерваторией XMM-Ньютон в октябре 2000 г. У пульсара наблюдаются существенные изменения потока с периодом около 4000 с и когерентные пульсации с периодом 263+/-1 с. В ходе наблюдений поток существенно менялся, его среднее значение в интервале энергий 0.7-10 кэВ составляло 2.9x10^-12 эрг/см²/с, что примерно в 10 раз больше, чем при наблюдениях с ROSAT а в 1999 г. Все пекулярные свойства наблюдались только в мягкой спектральной компоненте излучения (T=0.6 кэВ) и не затрагивали жесткую (с T=5.8 кэВ).

Это обзорный доклад, прочитанный на, в общем-то, физической конференции по кварковым звездам и экстремальным состояниям вещества.

В первой части дается список наиболее интересных результатов, полученных за последние 2-3 года. Затем даются более подробные комментарии по спектрам и атмосферам нейтронных звезд, по аккреции на одиночные нейтронные звезды, и по некоторым другим вопросам, представляющим интерес для авторов обзора.

Идея работы очень понятна: короткие гамма всплески очень похожи на первые несколько секунд длинных гамма-всплесков, которые по какой-то причине внезапно закончились. Авторы предполагают, что это именно так. Гамма-всплески порождаются в ходе сверхмощной аккреции вещества из аккреционного диска (образовавшегося из оболочек коллапсирующей звезды) на нейтронную звезду или черную дыру. Пока идет аккреция мы наблюдаем гамма-излучение. Но если за несколько секунд нейтронная звезда приобретает высокую скорость, то она может вылететь из диска и всплеск прекратится.

В спектре одиночной нейтронной звезд RX J0720.4-3125 обсерватория XMM-Ньютон обнаружила спектральную линию с энергией 400 эВ Ширина и положение линии меняются синхронно с фазой вращения нейтронной звезды. Из этих данных получается оценка магнитного поля 5x10¹³ Гс. Оценка согласуется с данными по торможению вращения пульсара.

Одним из важнейших свойств нейтронных звезд являются их начальные скорости, т.к. по всей видимости они несут на себе отпечаток взрыва сверхновой. При взрыве выделяется колоссальная энергия - 10⁵³ эрг (10⁴⁶ Дж). Большая ее часть уносится нейтрино. Остальное излучается в виде электромагнитного и гравитационного излучения, а также переходит в механическую энергию сброшенного вещества. Даже если допустить небольшую (порядка процента) асимметрию взрыва, то образовавшийся компактный остаток получить кик (толчок), в результате чего мы будем потом наблюдать, например, быстро двигающийся пульсар. Измеренные скорости этих объектов достигают 2000 км/с !!!

Автор дает обзор основных механизмов появления кика:
Гидродинамический,
Нейтринный,
Электромагнитный.

Укажем также на любопытную возможность того, что наиболее быстродвигающиеся компактные объекты - это кварковые звезды.

В работе сообщается об открытии нового рентгеновского пульсара с периодом 202 с и подтверждается обнаружение недавно открытого пульсара с периодом 263 с в Малом Магеллановом Облаке (ММО). Оба источника отождествлены с очень молодыми B-звездами, т.е. входят в массивные двойные системы. В настоящее время в ММО известный 24 рентгеновских пульсара из которых 14 остаются неотождествленными в оптике.

Еще один результат данной работы - новое значение предполагаемого периода аномального рентгеновского пульсара AXP CXOU J010043.1-721134 равное 8.0 с (ранее эта же наблюдательная группа давала значение периода 5.4 c).

Расстояние до пульсаров - самая серьезная проблема данной области наблюдательной астрофизики, для большинства из них расстояние меряется по мере дисперсии и имеет низкую точность. Поэтому измерение расстояний до пульсаров любым другим, особенно прямым способом, очень важно и интересно.

В данной работе опубликованы измерения параллаксов самых близких и самых ярких пульсаров на сети антенн VLBA (Very Long Baseline Array) в США на частоте 5 ГГц. Параллаксы измерялись для пульсаров B0329+54, B0355+54 и B1929+10, для низ было проведено 7 серий наблюдений, разделенных периодом в 2 года (т.е. их наблюдения длились 12 лет). Для пульсара B0329+54 из-за больших систематических ошибок получена только верхняя оценка pi<1.5x10^-3 ". Для двух других пульсаров измерены параллаксы и собственные движения. Для B0355+54 pi=(0.91+/-0.16)x10^-3 " (d=1.04^+0.21_-0.16 КПК), а поперечная скорость - 61 км/с. Для пульсара B1929+10 получены значения pi=(2.77+/-0.07)x10^-3 " (d=361+/-8 пк), а поперечная скорость - 177+/-5 км/с.

Открыта еще одна двойная нейтронная звезда - самая тесная их известных сегодня. Орбитальный период этой системы всего 2.4 часа и она сольется через 85 миллионов лет. Открытие этой двойной почти в десять раз повысило ожидаемый темп слияния двойных нейтронных звезд! Статья опубликована в Nature (v.426, p.531, 2003). Подробнее об этой работе можно прочитать в заметке Блинникова.

Этому же пульсару посвящена работа astro-ph/0312101 (V.Kalogera et al), а обсуждению возможных сценариев образования этой двойной системы - работа astro-ph/0312152 (J.D.M.Dewi & E.P.J. van den Heuvel).

Вот она - первооткрывательница. Марта Бурге (в жизни она симпатичнее, чем на фото).

Пространственная скорость многих нейтронных звезд превосходит 500 км/с. Чтобы объяснить такие высокие скорости предложено несколько механизмов. Один из них - асимметрия ядра предсверхновой, которая усиливается в ходе коллапса и приводит к асимметричному взрыву. В данной работе проводилось численно моделирование описанных процессов. Правда очень высоких скоростей им получить не удалось.

Поздняя стадия коллапса ядра сверхновой

Каждые 1.7 года Chandra проводит наблюдений Крабовидной туманности. За 3 года после запуска обсерватории таких наблюдений состоялось три. В туманности (в ее деталях) наблюдаются заметные глазом изменения.

Открыт один из самых короткопериодических миллисекундных пульсаров: PSR J1909-3744. Его осевой период составляет всего 2.95 мс, а орбитальный - 1.53 дня. Но самое интересной свойство этого пульсара - очень узкий импульс, ширина которого составляет всего 43 микросекунды, что сразу делает этот объект первым кандидатом в различные высокоточные эксперименты. На сегодняшний день для этого пульсара уже измерено расстояния (по параллаксу) d=0.82 кпк и поперечная скорость 140(+80/-40) км/с.

Обзор изучения кваркового (странного) вещества в 1991-2001 гг. с упором на астрофизику (т.е. на странные звезды). Дается очень хорошее введение в суть дела. Формул, на удивление, ни одной. Всем рекомендуем.

На средних профилях уже трех радиопульсаров обнаружены детали напоминающие "зарубки" (или "занозы"). Это пульсары J0437-4715, B1929+10 и новый объект (которому посвящена статья) B0950+08. Ранее такие детали не были известны потому, что наблюдения с необходимой для их обнаружения точностью начаты только недавно и детали обнаружены у самых ярких пульсаров. (При том, что наблюдения велись на 300-метровой антенне в Аресибо.) Вид этой детали у пульсара B0950+08 на частоте 430 МГц показан ниже.

Магнитные поля миллисекундных пульсаров, измеряемые по темпу замедления их вращения, оказываются существенно ниже, чем у обычных радиопульсаров. Наиболее распространенное объяснение - затухание магнитного поля. Но есть и другая модель: напряженность поля в коре нейтронной звезды может быть той же самой, но снаружи его почти не будет заметно, если оно "засыпано" слоем аккрецировавшего на нейтронную звезду вещества. При высокой проводимости вещества достаточно совсем небольшого его количества, чтобы на несколько порядков ослабить наблюдаемое снаружи магнитное поле. Более важным оказывается вопрос о том будет ли устойчива ситуация, когда над магнитным полем лежит слой вещества.

Идея достаточно старая и известная, хотя и не очень популярная. В данной работе проведено моделирование описанного эффекта экранирования для вещества с конечной проводимостью.

Структура магнитного поля "засыпанного" слоем проводящего вещества.

Рентгеновские и радио наблюдения одиночных нейтронных звезд указывают на то, что на поверхности этих звезд могут существовать мелкомасштабные магнитные поля, на 1-2 порядка более сильные, чем дипольное магнитное поле. Эти поля заметно влияют на структуру аккреционных потоков и областей генерации пульсарного излучения, по практически не сказываются на процессах торможения вращения звезды. Авторы указывают, что одной из причин образования мелкомасштабных полей может быть эффект Холла. На рисунке приведено модельное распределение поверхностных магнитных полей.

Еще одна статья на очень близкую тему:
(astro-ph/0311181) V.Urpin, J.Gil
Конвекция в протонейтронных звездах и структура поверхностного магнитного поля радиопульсаров (Convection in protoneutron stars and the structure of surface magnetic fields in pulsars).

Описываются результаты наблюдений четырех двойных радиопульсаров в парах с белыми карликами на радиотелескопе в Аресибо. Важнейший результат состоит в том, что для одной системы (PSR J0751+1807) обнаружена эволюция орбиты под действием гравитационного излучения, что позволило оценить массу нейтронной звезды в 1.6-2.8 масс Солнца. Определение масс пульсаров крайне важно для определения "единственно верного" уравнения состояния нейтронных звезд. Это, в свою очередь, очень интересно не только для астрономов, но и для физиков (напомним, что плотность в недрах нейтронных звезд превосходит плотность атомного ядра в несколько раз!). Если масса этой нейтронной звезды и правда равна 2.8 масс Солнца (берем верхний предел), то это будет потрясающе интересно и важно для астрофизики нейтронных звезд и физики ядерной материи.

Как известно, нейтронные звезды - это своеобразные астрофизические лаборатории, где вещество находится в экстремальном состоянии. Поэтому протекание различных физических процессов в этих компактных объектах представляет общий интерес.

Одним из таких процессов является эволюция магнитного поля. Нейтронные звезды обладают самыми сильными магнитными полями во Вселенной (у наиболее замагниченных из известных сегодня объектов они превосходят 10¹⁴ Гс). Мы не знаем, как такие поля генерируются (простым сжатием с сохранением магнитного потока тут не обойтись), и не знаем, как они изменяются со временем. Собственно, изменение может быть одно - поля могут затухать. Поля порождаются токами, которые так или иначе должны уменьшаться. Вопрос в том насколько быстро и существенно.

Прямые данные наблюдений не дают однозначного ответа о поведении магнитного поля нейтронных звезд. Например, молодые пульсары имеют несколько бОльшие поля, чем более старые источники этого типа. Но статистика невелика, а кроме того могут быть важны разнообразные эффекты селекции. Поэтому обычно применяется моделирование - популяционный синтез. И тут тоже разные группы получают разные результаты.

Авторы данной заметки полемизируют с теми, кто говорит о заметном уменьшении магнитного поля за время порядка 10 миллионов лет. Как показано в этой работе, введение дополнительного параметра - зависимости ширины пучка излучения от периода вращения нейтронной звезды - позволяет описать данные наблюдений без затухания поля. Такая зависимость имеет под собой хорошую основу, поэтому к результатам исследования стоит отнестись серьезно.

Современная астрономия - всеволновая. Любой объект стремятся изучить в разных диапазонах спектра. Пульсары - не исключение.

Профили импульсов семи пульсаров в разных диапазонах. На нижней оси указан период вращения нейтронной звезды в миллисекундах.

В ближайшие несколько лет будет запущено несколько космических аппаратов, которые в частности смогут наблюдать гамма-излучение от одиночных нейтронных звезд. Об этом и расскказывается в обзоре.

Собственно открыт новый рентгеновский пульсар с периодом 5.54 секунды. Период увеличивается с темпом порядка 10^-11 с/с. Если это торможение по магнито-дипольной формуле, то поле получается 3 10¹⁴ Гс. Это магнитарное поле. Кроме того, нет никаких следов второго компаньона. Все вместе делает объект классическим аномальным рентгеновским пульсаром. Источник был найден также и в архивных данных. Но тогда он был гораздо слабее. Это означает, что может быть два состояния аномального пульсара: активное и спокойное. А это, в свою очередь, означает, что много магнитаров может скрываться от нас.

Очередная работа группы ученых из ИКИ, последовательно изучающих магнитовращательный механизм взрыва сверхновых. В этом механизме источником энергии служит кинетическая энергия быстро вращающейся нейтронной звезды, она передается сбрасываемой оболочке через магнитное поле. В построенной в работе модели энергия взрыва составляет 1.12x10⁵¹ эрг, сбрасывается 0.11 массы Солнца.

В обзоре, основанном на наблюдении более 800 пульсаров, исследовался не только общий темп их рождения, но и распределение молодых пульсаров по магнитным поля. Получены следующие результаты (для новейшей модели расстояний до пульсаров Cordes & Lazio (2002)):

То есть примерно половина пульсаров рождается с полями больше 3x10¹² Гс, но в Галактике их наблюдается немного, так как они быстро тормозятся и выключаются.

В последние десять лет были открыты аккрецирующие рентгеновские пульсары с миллисекундными периодами. В стандартной модели аккреции возникают некоторые проблемы с объяснением наблюдаемых свойств этих объектов. Например, с объяснением того, что темп аккреции у них различается почти на два порядка величины, или что эти объекты демонстрируют очень высокие темпы торможения.

Для объяснения наблюдаемых явлений авторы предлагают модифицированную модель диска у которого внешняя граница расположена на радиусе коротации. Размер такого диска зависит от периода вращения нейтронной звезды.

В шаровом скоплении M30 обнаружены два двойных миллисекундный пульсара. Это первые пульсары, открытые в данном скоплении. Пульсар PSR J2140-2310A (M30A) имеет период 11 мс, орбитальный период около 4 часов и круговую орбиту. В этой системе наблюдаются затмения пульсара ионизованным ветром второго компаньона. Пульсар PSR J2140-23B (M30B) имеет период 13 мс и скорее всего высокоэксцентричную орбиту (она еще не определена). Положение этого пульсара совпадает с рентгеновским тепловым источником, который в скоплении M30 наблюдал Chandra. Наблюдения пульсаров велись на радиотелескопе Green Bank на волне 20 см.

Как обычно после большой конференции появляется множество статей, направленных в книгу ее материалов. Три довольно показательные работы. Начинать чтение лучше с обзора. В нем автор аккуратно и обстоятельно рассказывает о пульсарах (радио и не только) - нейтронных звездах, чьи наблюдательные проявления связаны с диссипацией энергии вращения. Затем в двух коротких заметках рассказывается о новых открытиях, в том числе и о двух пульсаров с очень высоким темпом замедления вращения, что, как полагают, связано с большими магнитными полями.

Рентгеновский пульсар PSR J0537-6910 очень похож на пульсар в крабовидной туманности, только его период составляет 16 мс (у Краба - 33 мс). Это самый быстрый пульсар ассоциирующийся с остатком сверхновой. Кроме того в нем происходят частые и очень сильные глитчи (скачкообразные изменения - "сбои" - периода вращения). Спектр и профиль рентгеновского излучения в диапазоне энергий 0.1-30 кэВ восстановлены по архивам BeppoSAX и RossiXTE.

Рентгеновский профиль импульса пульсара PSR J0537-6910

Пульсар PSR B1937+21 - самый быстрый известный миллисекундный пульсар с периодом 1.56 мс. Он наблюдался в рентгене (на BeppoSAX и RXTE) и в радио (на телескопе в Эффельсберге). В обоих диапазонах профиль импульса обладает двумя пиками. Рентгеновские импульсы немного отстают от радио, примерно на 50 микросекунд. Зато с центрами рентгеновских импульсов очень точно совпадают так называемые гигантские радиоимпульсы время от времени возникающие на этом пульсаре. Такое совпадение указывает, что рентгеновское излучение и гигантские радиоимпульсы генерируются в одной и той же области магнитосферы пульсара.

Наиболее многочисленные сверхновые, согласно закону Солпитера, образуются из звезд с массами около 10 M_o. Однако, их эволюция в одиночных и двойных системах заметно различается. В конце эволюции в двойных звездах с начальной массой >11 M_o образуется меньшее железное ядро, чем в одиночных. Звезды с массой 8-11 M_o в двойных системах вызывают взрывы сверхновых (коллапс ядра вызывается реакциями электронного захвата), а одиночные системы такой массы превращаются в тяжелые O-Ne-Mg белые карлики. Естественным образом возникают две группы звезд: эволюционировавших в тесных двойных и одиночные или широкие пары. Взрывы сверхновых первой группы сопровождаются меньшей отдачей и, как следствие, порождают нейтронные звезды с малыми пространственными скоростями.
[Прим.: Конечно, все эти заключения требуют дополнительной проверки.]

PSR B1937+21 - первый открытый миллисекундный пульсар. До сих пор считалось, что он одиночный. Однако длительные наблюдения показали, что моменты прихода импульсов от него испытывали систематические вариации. Одно из объяснений - пульсар PSR B1937+21 входит в двойную систему с компаньоном массой около 0.01 M_o, орбитальным периодом порядка 0.1 дня, расположенную относительно нам "плашмя" с очень высокой точностью - второй компаньон перемещается по лучу зрения на 10^-4-10^-3 световой секунды (30-300 км). В этом случае радиальное движение самого пульсара при сегодняшней точности измерений вообще не обнаруживается. Наблюдаемые отклонения моментов прихода импульсов связаны с орбитальной прецессией нейтронной звезды, ось вращения которой наклонена к плоскости орбиты.

Отклонения моментов прихода импульсов пульсара PSR B1937+21
от ожидаемых средних значений за 1984-1993 гг.

[Прим.: Еще одним объяснением наблюдаемых явлений может быть свободная прецессия пульсара.]

Статья примерно на ту же тему, что и предыдущая astro-ph/0309716 (один из авторов - тоже).

Вокруг центральной черной дыры Млечного Пути (объекта Sgr A*) летают звезды с массами 10-20 M_o. Чем заканчивается их эволюция? Взрывами сверхновых с образованием нейтронных звезд, которые первые несколько миллионов лет проявляют себя как радиопульсары. А радиопульсары - самые точные часы в космосе!

Оценки показывают, что вокруг Sgr A* должно быть около 1000 радиопульсаров с периодом обращения меньшим 100 лет. Некоторые из них можно будет обнаружить на частотах ~10 ГГц, где малы эффекты межзвездного рассеяния. Если это удастся сделать, то мы очень много узнаем о нашей черной дыре, включая эффекты связанные с ее вращением.

Сегодня известно пять аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров. Большую часть обзора занимает пульсар SAX J1808.4-3658 - он был открыт первым и является самым изученным объектом в данной группе. От него к сегодняшнему дню наблюдались уже четыре вспышки. Последняя из них произошла в октябре 2002 г. и вызвала особый интерес, поскольку в ходе нее у объекта наблюдались килогерцовые квазипериодические осцилляции (QPO) одновременно на двух частотах и почти когерентные (периодические) пульсации во время рентгеновской вспышки первого типа. До сих пор килогерцовые QPO наблюдались только у рентгеновских новых - кандидатов в черные дыры, т.е. в системах с компактным объектом не обладающим собственным точно измеренным периодом вращения. Остальные четыре объекта этого класса были открыты в последние два года, к настоящему времени опубликованы результаты только небольшого количества их наблюдений. Возможно, в ближайшее время мы получим новые интересные результаты, касающиеся этих пульсаров.

Более развернутую и обновляемую версию данного обзора можно найти на сайте автора http://zon.wins.uva.nl/~rudy/admxp/

Объекту SAX J1808.4-3658 также посвящена статья astro-ph/0309345 "Апериодическое временное поведение аккрецирующего миллисекундного пульсара SAX J1808.4-3658"

В августе 2001 г. рентгеновский спутник BeppoSAX провел самые длительные непрерывные наблюдения аномального рентгеновского пульсара 1RXS J1708-4009. В полученной серии спектров излучения, синхронных с фазой пульсаций объекта, на фазе, соответствующей фронту импульса, была обнаружена абсорбционная особенность (линия поглощения) центр которой приходится на энергию 8.1 кэВ. Наиболее вероятное объяснение подобной особенности - резонансное циклотронное рассеяние в магнитном поле с напряженностью 9x10¹¹ Гс для электронов или 1.6x10¹⁵ Гс для протонов, соответственно. Если обнаружение этой линии будет подтверждено (сейчас ее статистическая значимость составляет 4, что не очень много), то это будет первое обнаружение циклотронной детали у аномальных рентгеновских пульсаров (прим. отметим, правда, работы Гавриила и др. - astro-ph/0209202, astro-ph/0301092 - где упомянута спектральная деталь в другом АРП).

Справа - фаза кривой блеска на которой была обнаружена спектральная особенность, слева - усредненный спектр с отмеченной линией поглощения.

Еще одно указание на существование массивных нейтронных звезд.

По результатам наблюдений 102 мс пульсара PSR B1706-44 с борта рентгеновской обсерватории XMM-Ньютон был построен спектр его излучения. Для его аппроксимации использовали как чернотельный, так и степенной законы. Эти варианты оказались статистически неразличимыми, но для дальнейшего анализа авторы из физических соображений выбрали тепловой спектр. Если расстояние до источника составляет ~2.3 кпк, то размер излучающей области должен быть равным ~13 км, что сравнимо с размерами нейтронной звезды. Сравнение поверхностной температуры такой звезды с кривыми остывания указывает на нейтронную звезду промежуточной, массы от 1.45 до 1.59 M_o в зависимости от модели протонной сверхпроводимости ее ядра.

Результат интересный, но очень косвенный, и вряд ли его можно считать серьезным доказательством существования тяжелых нейронных звезд.

Расчет структуры белых карликов и нейтронных звезд - хорошая тема для студенческой курсовой работы. Тема затрагивает различные области физики, интересные как начинающим, там и более опытным ученым: от термодинамики до квантовой статистики и от ядерной физики до общей теории относительности. Решения связанных систем дифференциальных уравнений могут искаться численно или аналитически, с помощью пакетов символьных вычислений, подобных "Математике".

А в самой статье дан краткий обзор указанной темы, который может послужить пособием для студента, выбравшего себе подобную задачу.

Если пропустить второй раздел, содержащий технические детали, то и не специалисту можно узнать кое-что интересное про кварковые звезды. Краткое резюме состоит из двух пунктов. Первый в меру банален: авторы подтверждают результаты других исследований, что наличие цветной сверхпроводимости (это когда кварки образуют куперовские пары, конкретно в использовавшейся модели красные и зеленые кварки образуют анти-синие куперовские пары) не оказывает существенного влияния на массы и радиусы компактных объектов при типичных параметрах. Второй вывод менее банален. Авторы задались вопросом, а насколько надо сдвинуть параметры (которые можно варьировать в рамках существующих неопределенностей), чтобы был заметный эффект. Оказалось, что можно так сдвинуть параметры, что радиусы и массы возрастут вдвое, но ...... Но тогда эти кварковые звезды станут такими же (по массе и радиусу) как обычные нейтронные!

Интересный критический обзор по пульсарам. Он в чем-то перекликается с обзором Мичела, о котором мы писали в прошлом выпуске. Особо выделим краткое описание механизмов излучения во втором разделе статьи.

В последние несколько лет и с наблюдательной, и с теоретической точки зрения активно изучаются одиночные радиотихие нейтронные звезды. Одной из идей, которая по мнению ее авторов может объяснить сразу несколько классов наблюдаемых объектов, является концепция остаточного диска. После взрыва сверхновой на образовавшийся компактный объект может выпадать большое (скажем, 0.1 массы Солнца) количество выброшенного вещества (т.н. fall-back). При этом вещество может образовавыть диск вокруг образовавшейся нейтронной звезды. Это может приводить как к различным наблюдательным проявлениям, так и к корреляции различных параметров нейтронных звезд (о последнем вопросе см. дискуссию здесь).

Существует достаточно много возражений против дисковой гипотезы в применении к аномальным рентгеновским пульсарам и родственным им объектам. В данной статье авторы пытаются отстоять свою гипотезу. Некоторые аргументы выглядят достаточно убедительными. Однако авторы не обсуждают некоторые проблемы. Например, вопрос о выборе параметров. Модель хорошо работает лишь в узком диапазоне масс аккреционного диска и т.п. По всей видимости с точки зрения разброса параметров теория выглядит не очень привлекательной, но время покажет.

В шаровом скоплении NGC 6266 открыты три новых двойных миллисекундных радиопульсара. Их периоды равны 5.2, 3.6 и 3.8 мс, а орбитальные периоды составляют, соответственно, 3.8, 0.14 и 0.22 дня. Орбиты всех трех систем почти круговые (e<10^-4). Теперь в этом скоплении известно 6 двойных радиопульсаров и ни одного одиночного.

В 10 страниц данной статьи (еще 2 занимает литература) в очень сжатом виде вместилась история развития теории пульсаров в течении последних 35 лет. Полной и самосогласованной теории пока так и не удалось создать, но многие вопросы получили свое (возможно не полное) решение. В их число входит идея о том, что плазма должна ускоряться вдоль магнитных линий полярного каспа и другая идея, что так называемый "пульсарный ветер" ускоряется центробежными силами, а низкочастотные электромагнитные волны огромной амплитуды не играют в этом процессе никакой роли. Изображения пульсара в Крабе, полученные на HST и Chandra очень похожи на раннюю модель Краузе-Полстрофа-Майкела, состоящую из двух полярных джетов и экваториального тора захваченной заряженной плазмы (т.е. противоречит распределению, выведенному Голдрайхом и Джулианом, и большинству работ в данной области, опубликованным в последние 33 года).

Жесткое излучение радиопульсаров порождается ультрарелятивистскими электронами движущимися в искривленном магнитном поле нейтронной звезды. Электроны образуются в так называемом "зазоре" - области где присутствует нескомпенсированное электрическое поле. В настоящее время между собой конкурируют две группы моделей - с внутренним и внешним зазорами - в первой из них зазор расположен на поверхности пульсара вблизи его магнитных полюсов, во второй - во внешних частях магнитосферы вблизи светового цилиндра.

В моделях с внешним зазором геометрия магнитосферы (особенно области каспа вблизи магнитных полюсов) определяет диаграмму направленности жесткого излучения и, как следствие, профиль импульса радиопульсара в жестком диапазоне.

Авторам данной работы удалось в рамках самосогласованной трехмерной геометрической модели магнитосферы объяснить ряд свойств профилей импульсов пульсаров в нескольких энергетических диапазонах.

Трехмерная структура внешнего зазора, объясняющая наблюдаемые профили излучения пульсаров в гамма-диапазоне

Нейтронные звезды представляют большой интерес для физиков. В том числе для тех, кто занимается физикой сплошных сред, конденсированного состояния и т.п. Дело в том, что в их недрах вещество находится в очень интересных условиях. Только судить о поведении вещества приходится по косвенным признакам. Например, по свободной прецессии радиопульсаров. Линк (Link) считает, что существование свободной прецессии несовместимо с сосуществованием системы протонных магнитных трубок и системы нейтронных вихрей. Результатом этого должно служить разрушение магнитных трубок и выталкивание магнитного поля из сверхтекучего (и сверхпроводящего) ядра. Такое поведение свойственно сверхпроводникам первого типа.

В данной статье авторы развивают эту идею. Показано, что при учете куперовского спаривния и протонов, и нейтронов, происходит разрушение системы магнитных трубок, что приводит к тому, что все поле выталкивается из ядра. За счет того, что в протонной трубке есть пары нейтронов, трубки начинают не отталкиваться (как в сверхпроводниках второго типа), а притягиваться.

Сверхпроводимости в компактных звездах посвящена также статья "Meissner Effect and Vortex Dynamics in Quark Stars -- A Model for Soft Gamma-Ray Repeaters". В ней авторы предлагают модель источников мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ), основанную на эффекте Мейсснера (выталкивание магнитного поля из сверхпроводника) и поведении вихрей в недрах кварковой звезды. Выталкивание магнитного поля приводит к пересоединению магнитных силовых линий, т.е. к быстрому выделению энергии.

Известно, что нейтронные звезды летят в пространстве со скоростями иногда превосходящими 1000 км/с. Это много (скорость звезд-прародителей порядка 30 км/с и не превосходит 100 км/с). Наблюдения исключают возможность разгона звезды после вспышки сверхновой. Значит, именно при взрыве компактный объект приобретает свою большую скорость. Один из наиболее простых и действенных механизмов - несимметричный сброс вещества - был предложен И. С. Шкловским более 30 лет назад. Есть и другие идеи, связанные с магнитными полями, излучением нейтрино и т.д.

В своей работе авторы представляют результаты новых двумерных расчетов взрыва сверхновой с учетом различных гидродинамических неустойчивостей. Результаты сводятся к следующему. Неустойчивости способны породить достаточный уровень асимметрии взрыва, чтобы стали возможны скорости отдачи (kick, recoil) более 500 км/с. Т.о. можно объяснить высокие скорости радиопульсаров без привлечения дополнительных искусственных предположений. Отметим в заключение, что физика взрыва сверхновой очень сложна, а потому здесь еще будут новые результаты.

Известно, что вращающиеся нейтронные звезды (в первую очередь обычные радиопульсары) демонстрируют сбои периода - т.н. глитчи. Существует несколько механизмов, объясняющих такие проишествия. Один из наиболее известных - звездотрясения. В коре нейтронной звезды накапливается механическое напряжение, затем кора трескается, что приводит к изменению момента инерции, а следовательно и периода вращения. Другая модель связана с взаимодействием коры и сверхтекучего ядра звезды. Для понимания того, какой же механизм имеет место в природе (или оба имеют право на существование), важно наблюдать поведение периода после глитча - т.н. релаксацию.

В данной статье авторы описывают наблюдение еще одного сильного глитча (сила определяется по относительному изменению частоты вращения) у аномального рентгеновского пульсара. Предыдущий сбой был зарегистрирован за полтора года до этого. Это достаточно часто. Интересная особенность заключается в том, что процессы релаксации после двух глитчей происходили существенно по-разному. Возможно, для объяснения разных сбоев периода даже у одной нейтронной звезды необходимо привлекать несколько механизмов!

По наблюдениям на ATCA (Australia Telescope Compact Array) обнаружена биполярная структура вокруг одиночной радиотихой нейтронной звезды в остатке сверхновой Puppis A. Возможно, что это два джета, выбрасываемые компактным объектом. Кроме того, авторам удалось уточнить расстояние до остатка сверхновой - 2.2 кпк.

Пульсар Черная вдова - это тесная двойная система, состоящая из нейтронной звезды (миллисекундного радиопульсара) и маломассивного компаньона. Пульсар испаряет своего соседа (соседку) - отсюда и название. Доля таких систем гораздо выше среди звезд шаровых скоплений, чем среди звезд поля Галактики. Значит, в скоплениях действует какой-то дополнительный механизм их формирования. Скорее всего - это захват. Причем не просто захват. Нейтронная звезда, составляющая широкую пару с белым карликом, "меняет" старого компаньона на новый. Т.о. "гуляющая" по скоплению звезда вступает "в гравитационную связь" с опасной нейтронной звездой, а потом .... Отсюда "цена неразборчивости" в заголовке статьи.

PSR J0538+2817 - это обычный радиопульсар с периодом 0.143 секунды. Новые наблюдения позволили однозначно установить его связь с остатком сверхновой S147, а также измерить его собственное движение, что позволяет определить его скорость в картинной плоскости (какова скорость в направлении луча зрения мы не знаем). Все это довольно обыденно.... Но! Возраст остатка известен довольно хорошо - это 30+/-4 тысячи лет. Возраста пульсаров обычно оценивают так: период делят на темп замедления вращения. Для PSR J0538+2817 это дает 600 тысяч лет. При такой оценке молчаливо предполагается, что начальный период вращения был очень маленьким. Ясно, что в данном случае это не так. Пульсар родился с периодом, близким к наблюдаемому: - 0.139 секунды. Вот это - важная информация. Мы знаем начальные периоды для совсем небольшого количества пульсаров. И здесь каждое новое открытие имеет большое значение.

Кратко излагаются основные понятия, связанные с кварковыми звездами. Ввиду краткости изложения и сложности предмета многие вещи требуют дополнительных пояснений, которые предлагается искать в цитируемых обзорах. Обзор будет наиболее понятен тем, кто не понаслышке знает о полях и частицах, симметриях и их нарушениях, но еще почти ничего не знает о кварковых звездах. Эти люди найдут изложение прозрачным, последовательным и т.д. С другой стороны, обзор не перегружен формулами (их практически нет), поэтому, если смириться с неполным пониманием каких-то терминов (как то "нарушение киральной симметрии"), то статья будет доступна гораздо более широкому кругу читателей.

Открыт очень интересный радиопульсар. Его период вращения 6.7 секунды - это много. Чтобы такая нейтронная звезда могла быть пульсаром, у нее должно быть большое магнитное поле. И это в самом деле так: 10¹⁴ Гс. Т.е. по всем параметрам это магнитар.

Аномальные рентгеновские пульсары (АРП) и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) не показывают активности в радиодиапазоне. Теоретики быстро придумали, как в сильном поле можно подавить генерацию радиоизлучения (в поле, превышающем 4 10¹³ Гс, включаются различные квантовые эффекты). Но наблюдатели ответили открытием нескольких радиопульсаров, которые с точки зрения параметров вращения (период и производная периода) не отличаются от АРП и МПГ. Вот еще один пример. Причем, пример самый сильный. У этого пульсара самое сильное поле (заметим, что поле определяется по замедлению вращения в рамках некоторых предположений, но эти предположения для всех одинаковы, так что PSR J1847-0130 "выигрывает" по "общим правилам").

Две статьи, посвященные вспышечной активности источника мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) SGR 1900+14 в апреле 2001 г. Обсудим в основном первую статью, посвященную свойствам импульса и вращения.

МПГ по всей видимости являются сверхзамагниченными нейтронными звездами. SGR 1900+14 - пожалуй самый известный из четырех МПГ. Этот источник был открыт в 1979 г. группой Мазеца. В 1998 г. была зарегистрирована самая мощная среди всех МПГ вспышка. За несколько минут источник выделил 10⁴⁴ эрг (Солнце высвечивает столько за тысячу лет), достигнув в пике светимости 4 10⁴⁴ эрг/с. Вспышка сопровождалась изменением профиля импульса и существенным замедлением вращения. В апреле 2001 г. была зарегистрирована менее мощная вспышка (10⁴³ эрг) длительностью около 40 секунд. После нее наблюдалось несколько обычных слабых вспышек.

После вспышки 2001 г. не наблюдалось существенного изменения профиля импульса. Зато после вспышки наблюдалось существенное замедление периода вращения. Это означает, что величина замедления не коррелирует напрямую с мощностью (и полной энергетикой) вспышки.

Очередной короткий обзор питерской группы, посвященный остыванию нейтронных звезд. В статью включены новые результаты: как теоретические, так и наблюдательные. Особо отметим удачное краткое описание основных регуляторов охлаждения на разных этапах эволюции.

Когда рентгеновские наблюдения обнаружили в Крабовидной туманности светящуюся структуру, состоящую из двух джетов, направленных вдоль оси вращения пульсара, и диска, пришлось отказаться от всех предыдущих МГД теорий, в которых предполагалась сферическая симметрия туманности. Теперь картина представляется следующей: вблизи пульсара энергия, выделяющаяся при торможении вращения нейтронной звезды, переносится электромагнитным полем (вектором Пойнтинга), частицы пульсарного ветра несут только незначительную часть этой энергии. Однако очень быстро, еще до достижения ударной волны, которая возникает при столкновении релятивистского ветра с окружающей межзвездной средой, соотношение меняется на обратное - бОльшая часть энергии электромагнитного поля передается потоку частиц.

Для решения задачи о структуре релятивистского ветра вокруг пульсара существуют хорошие численные методы, если сделать некоторые упрощающие (но реалистичные) предположения о структуре магнитного поля на больших расстояниях от пульсара. Это и было проделано авторами данной заметки. Оказалось, что в рамках сделанных простых предположений удается качественно воспроизвести наблюдаемую в рентгене структуру туманности.

Рентгеновское изображении Крабовидной Туманности полученной Чандрой	Распределение синхротронного рентгеновского Излучения полученной в работе Комиссарова и Любарского

С помощью сети антенн VLA был измерен годичный параллакс пульсара PSR B0656+14, который оказался равным 3.47+/-0.36 mas, что соответствует расстоянию 288(+33/-27) пк. Зная эту величину можно по потоку излучения от нейтронной звезды определить ее размер. Если считать излучение чернотельным, радиус оказывается равным R~7-8.5 км. Более реалистичные модели водородных атмосфер в сильном магнитном поле позволяют увеличит это значение до ~13-20 км.

Смотри также статью astro-ph/0306235, посвященную этому же пульсару.

Глитчи - это сбои периодов вращения пульсаров. Сам сбой происходит почти мгновенно, при этом период вращения нейтронной звезды скачком укорачивается. В течение некоторого времени после сбоя (1-3 месяца) вращение пульсара тормозится более быстро, после чего восстанавливается обычное значение производной периода. Существую две наиболее популярные теории их возникновения: теория "звездотрясений", связывающая сбои с разломами и перестройкой коры нейтронной звезды, и теория сверхтекучих нейтронных звезд, в которой глитч вызывается выходом из сверхтекучего ядра очередного вихря (ядро может быть сверхтекучим и в первой модели). Эти теории предсказывают разные значения параметра затухания глитчей Q. Для первой модели величина Q равна отношению момента инерции сверхтекучего ядра к полному моменту инерции нейтронной звезды. Современная теория строения нейтронных звезд говорит, что данное отношение для звезды стандартной массы 1.4M_o не может быть меньше 0.55.

Большое число сбоев вращения наблюдалось только у двух пульсаров: в Крабовидной туманности (PSR B0531+21) и в Парусах (PSR B0833-45). У первого из них Q лежит в интервале 0.7-1.0 (за исключением одного глитча), что хорошо согласуется с теорией "звездотрясения". У пульсара Vela значение Q мало (0.03-0.3). Это подтверждает результаты предыдущих исследований, утверждавших что сбои вращения пульсара Vela вызываются другой причиной.

Можно ничего не писать - посмотрите мультфильм.

Пульсар в Парусах (Vela) это молодая нейтронная звезда - возраст около 10000 лет. Как и у Краба, у Велы видят джет. Причем джет ведет себя, как хвостик у игривого щенка, как говорит молодежь - колбасит.

Благодаря новой технике (Чандра, Хаббл и все-все-все) стало возможным очень детальное изучение пульсарных туманностей. И здесь ученых ждало несколько сюрпризов, например тор у Краба и вот "вихляющий" джет у Велы.

Просматривая мультфильм обратите внимание на летящие сгустки... (иначе, как писал Козьма, все это будет пустым занятием).

О поисках туманности в опитическом диапазоне см. отдельную статью "Search for the Optical Counterpart of the Vela Pulsar X-ray Nebula" (краткий вывод: туманность в оптике не обнаружена).

Плотность в центре нейтронной звезды примерно на порядок величины превышает ядерную (такое повышение плотности вызвано собственной гравитацией нейтронной звезды) Сегодня мы все еще не знаем свойств ядерной материи настолько хорошо, чтобы сказать, что именно может происходить в центрах нейтронных звезд. Этот факт служит одной из причин того, что в астрофизике уже несколько лет конкурируют друг с другом модели нейтронных звезд и странных звезд (см., например, здесь). Оказалось, однако, что различить их наблюдательно достаточно тяжело. Авторы данной статьи предлагают свой подход, они рассмотрели две тесные сливающиеся системы, в каждую из них входит черная дыра массой M=3.5M_o, но в одной их них вторым компонентом является "обычная" нейтронная звезда, а в другую странная кварковая звезда (обе массой M=1.5M_o).

Эволюция этих систем до заполнения звездами своих полостей Роша идет абсолютно одинаково, затем начинается перетекание вещества на черную дыру. (Авторы полагают, что перетекание идет стационарным образом, что достаточно разумно при высоком отношении масс в этих системах.) Дальнейшая эволюция систем достаточно сильно различается - странная звезда быстрее приближается и сливается с черной дырой. На графике показаны зависимости масс звезд (M), их радиусов (R) и полуосей систем (a) от времени (сплошные линии - странная звезда, пунктир - нейтронная).

Может быть детекторы гравитационных волн смогут наконец найти странные звезды?

Vela (Паруса) - самый известный пульсар после Краба. В близком ИК его удалось пронаблюдать впервые (в фильтрах H и Js). Наблюдения велись на одном из 8.2-м телескопов VLT в Чили.

В выдутой пульсарным ветром туманности удалось обнаружить два слабых объекта на расстоянии около 1.5" на юго-запад и северо-восток от пульсара, т.е. по и против направления его движения. Похоже, что это джеты пульсара (точнее джет и контрджет), ранее обнаруженные в рентгене. Оба объекта очень красные и в оптичесом диапазоне не видны.

Еще одним открытием стал тот факт, что спектр в близком ИК ложится на продолжение жесткого "хвоста" излучения пульсара и совершенно не похож на чернотельную составляющую, превалирующую в оптике и мягком рентгене.

Группа астрофизиков из Физико-Технического института им. А.Ф.Иоффе (Санкт-Петербург) почти двадцать лет систематически и очень успешно занимается изучением нейтронных звезд - в первую очередь вопросами их остывания. Данная работа не содержит ничего "особенно нового", просто использованы исправленные значения различных параметров (непрозрачностей, теплопроводностей и т.д.) и собрана воедино почти вся физика, которая работает внутри или на поверхности остывающих нейтронных звезд: излучение нейтрино, теплопроводность нейтронного вещества, переход протонов в ядре и/или нейтронов в коре в сверхтекучее состояние, учет влияния аккреции на атмосферу и кору нейтронной звезды, влияние сверхсильных (выше квантового предела) магнитных полей, учет дипольной структуры магнитного поля, как внутри нейтронной звезды, так и на поверхности и многое другое. В этой работе особое внимание уделено маломассивным звездам, в которых не включаются прямые урка-процессы и которые из-за этого долго остаются горячими. Сильное влияние на их охлаждение оказывают намагничивание оболочки из нааккрецированного вещества и нейтронная сверхтекучесть в коре звезд. Новые результаты важны для правильной интерпретации наблюдений наиболее горячих (для своего возраста) одиночных нейтронных звезд, таких как RX J0822-43 или PSR B1055-52.

Мы уже писали и о гигантских импульсах и о поисках таковых от внегалактических объектов. И вот - первый успех. Обнаружен гигантский пульс от пульсара в Магеллановом облаке. Энергия импульса в 5000 раз больше средней энергии ипмульса от этого источника.

Десять лет назад кварковые звезды казались редкостной экзотикой. Теперь все изменилось. Есть довольно много хороших кандидатов, и данные со спутников Чандра и Ньютон продолжают подкидывать дрова в пламя дискуссии о реальности этих странных странных объектов.

Собственно, статья посвящена тому, что в свете новых данных стало намного легче и естественнее интерпретировать некоторые объекты как обычные нейтронные звезды, несодержащие существенного количества кварковой материи.

В 2001 г. Гомером и др. (Homer et al.) двойной миллисекундный рентгеновский SAX J1808.4-3658 был отождествлен со звездой величиной V=21.5. Наблюдения велись в спокойном состоянии источника (у которого случаются достаточно мощные вспышки). Объект показал синусоидальную модуляцию с 6% амплитудой и периодом равным орбитальному периоду пульсара. Обычная модель подобной системы выглядит так: основной вклад в постоянную оптическую светимость дает излучение аккреционного диска вокруг компактного объекта, а переменность вызвана "эффектом отражения" - тем, что сторона нормальной звезды, повернутая к пульсару, более горячая из-за облучения (иррадиации) жестким излучением. Однако для данной системы это объяснение не подходит, так как такая амплитуда эффекта отражения требует в 10-50 раз большего потока жесткого излучения, чем наблюдается от данной системы в ее спокойном состоянии. Поэтому авторами была предложена другая модель, согласно которой нейтронная звезда в данной системе переходит в состояние эжекции (испускает потоки релятивистских частиц за счет торможения осевого вращения) в спокойном состоянии. Прогрев вторичного компаньона осуществляется именно этим потоком частиц и параметры данной модели удается полностью согласовать с наблюдениями. Низкая амплитуда оптической переменности является первым указанием на присутствие в данной системе активного радиопульсара.

Хотя сейчас основной гипотезой, объясняющей свойства аномальных рентгеновских пульсаров (АРП) и источников повторяющихся гамма-всплесков (МПГ), является сверхзамагниченная нейтронная звезда - магнитар, тем не менее аккреционная гипотеза не закрыта окончательно. Т.е. можно пытаться интерпретировать свойства этих крайне интересных объектов, используя аккрецию вещества на нейтронные звезды.

В данной работе авторы обсуждают корреляцию между темпом замедления АРП и их спектральными свойствами. Полученные результаты позволяют описать эту зависимость и для АРП, и для МПГ в рамках аккреционной модели. Отметим, однако, что все-таки аккреционная гипотеза встречает ряд трудностей, и наверное корреляцию замедление-спектр удастся описать и в рамках сценария со сверхзамагниченными нейтронными звездами.

Источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ) - это, по всей видимости, сильно замагниченные молодые нейтронные звезды с периодами вращения порядка 5-10 секунд. В спокойном состоянии они наблюдаются как слабые рентгеновские источники (и во многом похожи на аномальные рентгеновские пульсары). Но иногда они испытывают гигантские вспышки. Собственно и открытие этого класса объектов связано с такой вспышкой 5 марта 1979 г., зарегистрированной аппаратурой на спутнике серии Венера и на других спутниках. В настоящее время известно четыре таких источника.

В небольшом обзоре приведено много интересных данных по изменениям свойств МПГ после вспышек. Это вариации профилей импульсов, изменение потока, изменение периода вращения.

Мы уже писали о гигантских импульсах радиопульсаров. В этой статье (связанной с предыдущей) авторы обсуждают возможность обнаружения таких всплесков от внегалактических пульсаров. Они описывают проведенные поиски (в направлении на М33, Большое Магелланово облако и пять других галактик) гигантских импульсов. Результат пока отрицательный - всплески не обнаружены - но отметим, что это первая серьезная попытка в этом направлении. Соответственно авторы описывают методологию поиска и возникающие трудности.

Авторы сообщают о том, что им удалось отождествить аномальный рентгеновский пульсар (АРП) 1RXS J1708-4009 в инфракрасном диапазоне на Канадско-Французском Гавайском телескопе. Величина объекта равна К'=17.53 (в полосе K'). Переменность не обнаружена. Поток излучения в ИК выше, чем предсказывало продолжение теплового спектра из рентгеновской области. Вероятно, это общее свойство АРП, так как у всех четырех отождествленных в ИК объектов наблюдается избыток излучения в этом диапазоне.

Появляются все новые и новые аргументы в пользу того, что Аномальные рентгеновские пульсары (АРП) и источники мягких повторящихся гамма-всплесков (МПГ) - близнецы-братья. Т.о. накапливаются аргументы в пользу "единых моделей", в первую очередь в пользу магнитарной. Такие сценарии описывают АРП и МПГ как родственные объекты, или находящиеся на разных эволюционных статдия, или имеющие немного разные параметры. Магнитары - сильнозамагниченные нейтронные звезды. Теория таких объектов сейчас активно развивается. Пока это наилучшая гипотеза, описывающая АРП и МПГ.

Наблюдения на спутнике RXTE показали наличие у АРП 1E 2259+586 вспышек, во многом подобных вспышкам МПГ. Кроме того, нейтронная звезда испытала сбой периода - глитч. Частота вращения резко увеличилась (изменение периода при глитче не очень большое, но если вы представите себе волчок с массой Солнца, плотностью атомного ядра, размером в 10 км и периодом в несколько секунд, то станет ясно, что даже небольшое изменение периода требует много усилий). Также увеличился и темп замедления вращения, который вернулся к прежнему уровню лишь спустя 18 дней. Одновременно были проведены оптические и ИК наблюдения. Там также было отмечено увеличение потока. Эта особенность пока не описывается в магнитарной модели Томпсона и др. Отсутствие же гамма-вспышки при наличии рентгеновской можно объяснить играя свойствами магнитного поля (мультипольностью) и свойствами коры.

Как мы уже много раз писали, ХММ-Ньютон обладает потрясающими спектральными возможностями. Вот еще одно тому подтверждение.

Наблюдения одиночной нейтронной звезды RBS1223 (одной из "великолепной семерки") показали наличие интересной спектральной детали. Дело в том, что хотя всем очевидно, что великолепная семерка- это семь одиночных нейтронных звезд, их природа остается во многом неясной. Слишком мало информации. Например, мы не знаем, какие у них магнитные поля. Данная же деталь в спектре может быть интерпретирована как протонная циклотронная линия, соответствующая полю (2-6) 10¹³ Гс. Кроме того, детальные спектры могут помочь лучше понять свойства атмосферы этой нейтронной звезды, что критично для понимания ее природы.

Очень хороший и понятный обзор, включающий в себя краткое описания всех важных процессов, происходящих в сильных магнитных полях нейтронных звезд.

История изучения нейтронных звезд со сверхсильными магнитными полями начинается с 1992 г., когда были опубликованы работы Усова и Дункана, Томпсона. Последние и предложили термин "магнитар".

В полях выше 4.4 10¹³ Гс становятся возможными многие экзотические процессы (например, распад фотона на два - т.н. photon spliting). И это наблюдается! Мы знаем нейтронные звезды с полями до 10¹⁵ Гс.

Для тех, кто хочет больше узнать о всей этой интересной физике, как раз подходит данный короткий обзор.