Астронет > Популяционный синтез в астрофизике

Астронет: С. Б. Попов, М. Е. Прохоров Популяционный синтез в астрофизике
http://variable-stars.ru/db/msg/1201862/node6.html

<< 4. Популяционный синтез ТДС | Оглавление | 6. Другие примеры популяционного >>

Разделы

5. Популяционный синтез одиночных нейтронных звезд

В этом разделе мы обсуждаем ПС одиночных нейтронных звезд. Читатели могут получить много дополнительной информации из обзора [112] (обзор доступен в сети по адресу http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/kniga.html). Основное внимание мы уделим следующим трем типам исследований: исследованиям радиопульсаров, моделированию эволюции старых нейтронных звезд и исследованию близких к нам остывающих (горячих) нейтронных звезд. Для первых двух направлений исследований основными ингредиентами являются начальные периоды, скорости и распределения по магнитным полям совместно с эволюцией всех этих величин. В дополнение к ним может потребоваться такой параметр как угол между магнитным моментом и осью вращения. При ПС остывающих нейтронных звезд используются совершенно другие ингредиенты. Период вращения и магнитное поле слабо влияют на охлаждение нейтронной звезды, в отличие от ее массы.

5.1. Радиопульсары

Радиопульсары – лучше всего изученная и самая многочисленная из наблюдаемых популяций одиночных нейтронных звезд. Поэтому для читателя не станет большим сюрпризом тот факт, что именно для этой популяции объектов было проведено много исследований методом ПС. Очень важной особенностью этих исследований является необходимость моделирования детектируемости радиопульсаров, т.е. необходимо не просто синтезировать выборку радиопульсаров, но и имитировать процесс проведения их радиообзора с достаточной реалистичностью, чтобы потом можно было сравнивать модельные параметры с наблюдениями.

Можно назвать три разные цели применения ПС к радиопульсарам. Во-первых это определение начальных параметров нейтронных звезд (периодов, скоростей, магнитных полей). Во-вторых, оценка некоторых параметров их эволюции (например, характерное время затухания магнитного поля). И, наконец, третья задача - предсказание свойств ненаблюдаемых популяций пульсаров (с сильным магнитным полем, пульсаров излучающих в гамма-диапазоне и т.д.) на основе известных начальных параметров и законов эволюции.

Один из ключевых вопросов теории эволюции пульсаров таков: затухает ли магнитное поле у нейтронных звезд? Бхаттачария, Хартман, Вербунт и Вайерс посвятили ответу на этот вопрос серию статьей (см. [5] и ссылки в ней на более ранние публикации). Они использовали метод Монте-Карло для моделирования распределения пульсаров на плоскости . Одновременно рассчитывалось распределение нейтронных звезд по пространственным скоростям, их пространственное распределение и мера дисперсии. Вербунт и др. предполагали, что нейтронные звезды имеют такое же распределение по магнитным полям, что и наблюдаемые радиопульсары: гауссово в логарифмической шкале. Они также принимали во внимание детектируемость каждого из моделируемых источников. Авторы пришли к заключению, что лучше всего описывает наблюдения модель с затуханием магнитного поля в характерной шкале лет, в которой существенная доля нейтронных звезд рождается со скоростями ниже 200 км с.

Авторы использовали несколько гипотез о начальных условиях и законах эволюции, которые можно подвергнуть критике. Так оба распределения нейтронных звезд по пространственным скоростям были одномодовыми. Сегодня гораздо более популярным считается бимодальное распределение по этому параметру. Кроме того современные наблюдения указывают, что число высокоскоростных пульсаров гораздо больше, чем следовало из распределения, использованного Вербунтом и др. Распределение по магнитным полям, использованное в данной работе, принципиально не допускает существования магнитаров. И, наконец, в работе Вербунта и др. не рассматривалась роль наклона магнитного ротатора (угла между магнитным моментом и осью вращения) и его эволюции.

Более новая версия ПС пульсаров была выполнена в работе [113]. Авторы включили в свою модель эволюцию наклона ротатора и обсуждали возможность появление магнитаров. Сравнение их результатов с работой Бхаттачария и др. показывает, как изменение параметров модели ПС сказывается на его результатах. Авторам удалось добиться согласия модели и наблюдений без введения затухания магнитного поля, но при наличии эволюции (возрастания) угла со временем. Другой важный вывод работы [113] связан с магнитарами. Авторы пришли к заключению, что примерно 23% нейтронных звезд имеют поля Гс. В их работе не предполагалась бимодальность распределения по магнитным полям, магнитары появлялись естественным образом, как хвост распределения обычных радиопульсаров в сторону наиболее сильных полей.

Другая часть исследований радиопульсаров связана с моделированием их гамма-наблюдений. В работе Гонтье и др. [114] проведен ПС процесса детектирования активных радиопульсаров в жестком диапазоне. Подобное исследование стало актуально в преддверии запуска таких космических аппаратов как AGILE и GLAST. Гонтье и др. ввели в свою модель ряд новых важных параметров для описания геометрии потоков радио и гамма излучения.

Неожиданный результат, полученный в этой работе, - короткое время затухания магнитного поля (в шкале порядка 2.8 миллиона лет). Предсказания для обсерваторий AGILE и GLAST очень оптимистичны. Авторы предсказывают, что GLAST сможет зарегистрировать до 600 нейтронных звезд в гамма-лучах.

Бескин и Елисеева [115] исследовали возможность наблюдения погасших радиопульсаров как гамма-источников. Данная работа не использует методы ПС, но вносит существенный вклад в популяционные модели. Авторы (аналитическими методами) построили распределение "мертвых" (неактивных) пульсаров для двух моделей эволюции угла между осью вращения и магнитной осью. Насколько нам известно, детальный ПС погасших радиопульсаров с учетом эволюции еще никем не проводился. Подобное моделирование может оказать очень важным, т.к. оно может изменить наши представления о состоянии старых нейтронных звезд, которые будут обсуждаться в следующем разделе.

5.2. Подсчеты нейтронных звезд и одиночные аккреторы

С начала 70-х годов разные авторы обсуждали возможность наблюдения одиночных аккрецирующих нейтронных звезд. В последние годы их предсказания изменились от очень оптимистичных (почти все старые нейтронные звезды являются аккреторами; рентгеновских спутник класса ROSAT должен обнаруживать тысячи подобных объектов) до очень пессимистичных (на стадии аккреции находится только малая доля старых одиночных нейтронных звезд; большинство аккреторов - очень слабые источники). В 90-х годах Монте-Карло симуляции популяций нейтронных звезд выполнялись несколькими группами. Мы приводим ссылки на две наиболее показательные, на наш взгляд, публикации [116] и [117].

В первой работе [116] старые нейтронные звезды рассматриваются как возможные источники гамма-всплесков.⁴ Целью ПС в этой работе было построение распределения масс вещества, набранных одиночными нейтронными звездами в результате аккреции. Основные компоненты данной модели: начальное пространственное распределение нейтронных звезд, их начальные пространственные скорости, гравитационный потенциал Галактики, распределение межзвездной среды, тип аккреции. Блаэз и Раджагопал, как и многие другие авторы до середины 90-х, предполагали, что все нейтронные звезды относительно быстро переходят на стадию аккреции. Это предположение - главная ошибка моделей того периода, поскольку эволюция нейтронных звезд полностью игнорировалась. Из-за такого подхода все исследователи получали большое количество аккрецирующих одиночных нейтронных звезд.

Здесь мы должны сделать одно очень важное пояснение, касающееся эволюции одиночных нейтронных звезд. До 1994 года общепринятым было распределение пространственных скоростей нейтронных звезд, предсказывавшее большое количество объектов с низкими скоростями. После появления работы Лайна и Лоримера [118] стало ясно, что большая часть нейтронных звезд (или, по крайней мере, радиопульсаров) наоборот, являются высокоскоростными объектами. Наиболее популярное сегодня распределение пространственных скоростей [119] имеет бимодальный вид, более половины звезд имеет скорость выше 500-600 км с. Часто различные авторы предполагают, что очень малое число открытых одиночных аккреторов⁵ может быть объяснено их низкими светимостями из-за высоких пространственных скоростей нейтронных звезд (согласно формуле Бонди темп аккреции на объект обратно пропорционален кубу его пространственной скорости). Другими словами можно сказать, что на самом деле аккреторов много, но их светимости столь низки, что с помощью современных приборов мы не можем их зарегистрировать. Однако это не так! Нейтронные звезды со столь высокими пространственными скоростями никогда не достигают состояния аккреции (они попадают на стадию георотатора, см. ниже). Таким образом, число одиночных аккреторов в основном определяется долей медленных нейтронных звезд.

Мэннинг и др. [117] обсуждали длительность стадий, предшествующих наступлению аккреции. Подход этой группы ученых является, в некотором смысле, промежуточным. С одной стороны они не использовали новое (согласно Лайну и Лоримеру) распределение по пространственным скоростям. Из-за этого заметная доля нейтронных звезд достигает стадии аккреции за время жизни Галактики. С другой стороны, в этой работе была учтена эволюция нейтронных звезд до наступления аккреции, что делает данное исследование существенно более полным, чем большинство остальных моделей вплоть до конца 90-х гг..

Попытка проведения глобального ПС одиночных нейтронных звезд была предпринята в [120]. Эта "перепись" нейтронных звезд была проведена для определения долей популяции нейтронных звезд, находящихся на каждой из четырех основных эволюционных стадий: эжектора, пропеллера, аккретора и георотатора (описание данных стадий см. в [8]). C современной точки зрения это исследование имеет несколько недостатков. Авторы использовали очень простые распределения по начальным периодам и магнитным полям, а также одномодовое распределение по скоростям. Для стадий пропеллера и георотатора использовались упрощенные описания, а эволюция угла наклона ротатора просто не учитывалась. Несмотря на это, по нашему мнению, основные свойства реального распределения нейтронных звезд в ней описаны корректно. Для стандартного распределения магнитных полей без затухания нейтронные звезды большую часть своей жизни проводят как эжекторы (или как георотаторы для высоких скоростей). При наличии затухания поля наиболее многочисленными могут стать нейтронные звезды на стадии пропеллера.

В работе [120] показано, что при разумном распределении скоростей более 90% одиночных нейтронных звезд никогда не уходят со стадии эжекции, А доли пропеллеров и георотаторов малы. Однако мы уже отмечали, что в этой работе стадия георотатора была описана слишком упрощенным способом. При правильном описании большая часть высокоскоростных эжекторов на самом деле оказались бы георотаторами. Не принималась во внимание также стадия дозвукового пропеллера (см. [121] и ссылки там).

Более детальное исследование свойств аккрецирующих одиночных нейтронных звезд проведено в работе [122]. Авторы построили - распределение для аккреторов. В ней показано, что на низких потоках (ниже - эрг с) аккреторы становятся более многочисленными, чем молодые остывающие нейтронные звезды (этот тип источников более подробно описан в следующем разделе). В этой же работе были получены распределения одиночных аккреторов по скоростям, температурам и темпам аккреции.

В заключение мы еще раз хотим отметить, что ПС старых одиночных нейтронных звезд прошел долгий путь. Многие элементы их эволюционного сценария были существенно улучшены. И тем не менее многие детали магнито-ротационной эволюции нейтронных звезд остаются неясными (эволюция угла , свойства стадии пропеллера, темп и эффективность аккреции и т.д.). Следовательно в будущем неизбежно появятся еще более подробные исследования этих объектов методом ПС.

5.3. Близкие молодые нейтронные звезды

Другое направление исследования популяций нейтронных звезд - изучение близких остывающих молодых нейтронных звезд. Сегодня, благодаря спутнику ROSAT, мы знаем более десяти горячих нейтронных звезд различной природы в солнечной окрестности (см. их список в [123]). Среди них присутствуют четыре нормальных радиопульсара, Геминга и еще один похожий на нее источник и семь радиотихих нейтронных звезд (так называемая "великолепная семерка"). Конечно, этот список неполон - в окрестности Солнца должно быть больше одиночных нейтронных звезд. Однако в плоскости Галактики отождествить подобные источники очень тяжело. Данный список источников можно считать однородным, поскольку все они были зарегистрированы на одном инструменте, и при этом существуют ограничения на максимальное расстояние, на котором можно увидеть такие объекты (за счет сильного поглощения мягкого рентгеновского излучения межзвездной средой). Это очень полезные при проведении ПС свойства, поскольку данные источники будут одинаково подвержены эффектам селекции, связанным непосредственно с процессом их детектирования.

Цель подобного исследования может быть двоякой: понять природу наблюдаемой группы источников и проверить, можно ли объяснить их наблюдаемые свойства с помощью теоретических кривых охлаждения. Первый вопрос исследовался в [123,124], последний - в [126].

Для ПС данной группы источников необходимо задать следующие соотношения:

начальное пространственное распределение нейтронных звезд (или породивших их массивных звезд);
распределение пространственных скоростей;
спектр масс нейтронных звезд;
кривые охлаждения;
излучаемые спектры нейтронных звезд;
свойства межзвездной среды (для учета поглощения).

Некоторые из этих соотношений известны достаточно хорошо, поскольку они исследовались независимо в связи с другими проблемами (например, распределение пространственных скоростей или структура локальной межзвездной среды), остальные - гораздо хуже.

В [123] было показано, что локальная популяция горячих нейтронных звезд, от которых зафиксировано тепловое излучение, генетически связана с поясом Гулда. Это локальная структура, выделяющаяся повышенным числом массивных звезд (и, соответственно, молодых компактных объектов) в Солнечной окрестности (см., например, [125]).

В [126] предложено использовать распределение - как дополнительный независимый тест тепловой эволюции нейтронных звезд. Действительно, если считать, что все соотношения используемые при ПС, кроме кривых охлаждения, хорошо известны, то результаты ПС можно использовать для проверки оставшегося соотношения.

Сегодня используется только один способ сравнения теоретического описания тепловой эволюции нейтронных звезд с наблюдениями: так называемая - диаграмма (температура-возраст). Этот, самый естественный тест, имеет ряд недостатков:

существуют неопределенности в температурах и возрастах индивидуальных источников, т.к. оба параметра не наблюдаются непосредственно;
тест имеет малую чувствительность для объектов с возрастами выше ста тысяч лет;
тест использует неоднородный набор источников (нейтронные звезды различных типов).

Соотношение - удачно дополняет - тест.

Используются только непосредственно наблюдаемые величины (т.е. меньше неопределенность данных);
Для данного теста наблюдаемый набор источников является однородным (все объекты входят в синтезируемую популяцию нейтронных звезд);
Тест наиболее чувствителен как раз к звездам с возрастами большими нескольких сотен тысяч лет .

С другой стороны он обладает и собственными недостатками (подробнее см. [126]).

Предварительные результаты показывают, что - хорошо дополняет стандартный - тест (т.е. данные тесты надо использовать совместно, использование только - теста гораздо менее информативно). Это хороший пример того, как астрофизический ПС может быть использован для исследования свойств вещества в экстремальных условиях.

5.4. Нерешенные проблемы

К сожалению, многие составные части описанных выше моделей ПС известны не слишком хорошо.

По нашему мнению основные трудности ПС радиопульсаров связаны с тем, что мы недостаточно понимаем механизмы излучения энергии у этих объектов в разных диапазонах. Из-за этого очень трудно выделить в моделях критические параметры и получить результаты, пригодные для прямого сравнения с наблюдениями. Многие авторы получали совершенно разные результаты при одинаковых параметрах своих моделей, но при разном описании механизмов излучения. Как правило, такими параметрами были начальные периоды и распределение по магнитным полям, которые известны не слишком хорошо. Эволюция (затухание) магнитных полей и угла между магнитной осью и осью вращения также известны плохо.

ПС старых нейтронных звезд больше всего страдает от отсутствия наблюдательных данных. Сегодня достоверно не известна ни одна старая одиночная нейтронная звезда не являющаяся миллисекундным радиопульсаром. Надежда найти какой-либо способ обнаружения одиночных нейтронных звезд на стадии пропеллера или георотатора очень мала. К теоретическим неопределенностям, описанным в предыдущих разделах, необходимо добавить проблемы с описанием стадии пропеллера. Также плохо известна эффективность аккреции на нейтронную звезды (по сравнению с формулой Бонди, которую можно считать теоретическим верхним пределом, см. [127]).

На расчеты остывающих молодых нейтронных звезд влияют неопределенности в спектре масс этих объектов, в кривых блеска и в их излучательных свойствах (спектрах и излучательной способности поверхности).

<< 4. Популяционный синтез ТДС | Оглавление | 6. Другие примеры популяционного >>