Магнито-вращательная эволюция и популяционный синтез одиночных нейтронных звезд

• Автор: Попов, Сергей Борисович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2011
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 340 с. : ил.

Содержание
Введение
1 Обзор

1.1 Нейтронные звезды. Основные свойства

1.1.1 Основные тины молодых одиночных нейтронных звезд

1.2 Эволюция нейтронных звезд

1.2.1 Магнито-вращательная эволюция

1.2.2 Затухание магнитного поля

1.2.3 Тепловая эволюция

1.3 Популяционный синтез

2 Магнито-вращательная эволюция нейтронных звезд

2.1 Эволюция одиночной нейтронной звезды с затуханием магнитного поля
2.1.1 Экспоненциальное затухание ноля
2.1.2 Затухание поля по степенному закону
2.2 Стохастическое поведение одиночных аккрецирующих нейтронных звезд
2.2.1 Магнито-вращательная эволюция и одиночные ак-
креторы
2.2.2 Модель
2.2.3 Расчеты и результаты
2.2.4 Обсуждение и выводы
2.3 Режим трансзвукового проиеллера
2.3.1 Некоторые особенности стадии пропеллера
2.3.2 Почему должен существовать промежуточный режим?
2.3.3 Трансзвуковой пропеллер
2.3.4 Обсуждение
2.3.5 Выводы
2.4 Эволюция периодов нейтронных звезд и их эволюционный
статус на стадии, предшествующей классическим маломассивным рентгеновским двойным
2.4.1 Модель
2.4.2 Результаты
2.4.3 Обсуждение и подведение итогов
2.5 Роль двойных систем в вопросе о корреляции между осью
вращения и вектором пространственной скорости одиночных нейтронных звезд

2.5.1 Популяционная модель
2.5.2 Результаты расчетов
2.5.3 Обсуждение
2.5.4 Заключение
3 Популяционный синтез близких молодых компактных объектов
3.1 Пространственная плотность одиночных нейтронных звезд
в Галактике
3.2 Ранние расчеты Log N - Log S для одиночных нейтронных звезд
3.3 Роль Пояса Гулда
3.3.1 Модель
3.3.2 Результаты расчетов и обсуждение
3.4 Близкие молодые черные дыры
3.4.1 Молодые массивные звезды в окрестностях Солнца .
3.4.2 Распад двойной системы после взрыва сверхновой .
3.4.3 Расчет положения черных дыр
3.4.4 Обсуждение и заключение
4 Новый тест кривых остывания
4.1 Идея теста и первое использование
4.2 Тест для гибридных звезд
4.2.1 Используемая модель популяционного синтеза
4.2.2 Результаты моделирования
4.3 Роль спектра масс
4.4 Совершенствование модели популяционного синтеза
4.4.1 Изменения в модели
4.4.2 Результаты
4.4.3 Стратегии поиска новых источников
5 Взаимосвязь между разными типами нейтронных звезд
5.1 RRATs и Великолепная семерка
5.2 Комплексный популяционный синтез одиночных нейтронных звезд с учетом распада поля магнитного поля
5.2.1 Введение и мотивация
5.2.2 Магнитные ноля и их распад
5.2.3 Log N - Log S распределение для близких остывающих нейтронных звезд
5.2.4 Распределение Log N - Log L для галактических
магнитаров

5.2.5 Эволюция пульсаров и диаграмма Р — Р
5.2.6 Обсуждение
6 Магнитары
6.1 Внегалактические магнитары в каталоге ВЛТЭЕ и галактики с мощным звездообразованием
6.1.1 Введение
6.1.2 Магнитарные вспышки из близких галактик
6.1.3 Гипервспышки на расстояниях до 50 Мпк: “фабрики
сверхновых” и скопление в Деве
6.1.4 Обсуждение и итоги
6.2 Рождение магнитаров в двойных системах
6.2.1 Введение
6.2.2 Оптимистический расчет формирования магнитаров
в двойных системах
6.2.3 Консервативный сценарий формирования магнитаров в двойных
6.2.4 Результаты
6.2.5 Дискуссия
6.2.6 Заключение
6.3 Глитчи и гигантские вспышки магнитаров
6.3.1 Введение
6.3.2 Возможная эволюция темпа гигантских вспышек МПГ
6.3.3 Оценка ДП/П
6.3.4 Результаты и обсуждение
6.3.5 Заключение
6.4 Миллисекундный внегалактический радиовсплеск как гигантская вспышка магнитара
6.4.1 Введение
6.4.2 тЕШЗ от МПГ
6.4.3 Обсуждение
7 Необычные источники и объекты с экстремальными параметрами
7.1 Очень массивные нейтронные звезды
7.1.1 Введение
7.1.2 Эволюционные каналы образования массивных нейтронных звезд
7.1.3 Результаты расчетов
7.1.4 Дискуссия
7.1.5 Возможные кандидаты

Ближе к верхней границе интервала, важными становятся анизотропия теплопроводности в коре нейтронной звезды и рассеяния излучения в атмосфере.
• В интервале ßsh = 4.4 • 101J Гс < В < 1018 Гс начинает происходить еще ряд интересных процессов, Энергия первого уровня Ландау начинает превышать энергию покоя электрона. Становятся существенными реакции расщепления фотона (7 —> 27), однофотонного рождения и аннигиляции элекхрон-позитрошюй пары (7 <—> е~ + е~). Причем сечения последнего процесса для фотонов с различной поляризацией в сильных полях (2> Вэь) существенно различаются [108]. Без магнитного ноля эти процессы невозможны в принципе, а в слабых магнитных нолях (В <С B$h) они происходят только для очень энергичных фотонов [hv !2> тес2). Анизотропия атмосферного рассеяния и теплопроводности в коре нейтронной звезды еще более усиливается.
Верхняя граница интервала (~ 1018 Гс) определяется равенством энергии магнитного ноля и гравитационной энергии связи нейтронной звезды. Более сильные стационарные магнитные поля но-види-мому не могут существовать на нейтронной звезде.
Затухание магнитного поля также является открытым вопросом. Оно определяется свойствами проводимости коры нейтронной звезды. Если поле в основном сосредоточено в ядре, то может быть важен вынос магнитных трубок из ядра в кору в процессе замедления вращения нейтронной звезды. Кроме того, возможна миграция магнитных трубок ио мере изменения темпа вращения нейтронной звезды, что может приводить к изменению топологии ноля (см. [110] II ссылки там).
Молодые нейтронные звезды (радиопульсары, нейтронные звезды в массивных двойных системах и т.д.) имеют сильные магнитные ноля. Старые нейтронных звезд (миллисекундные пульсары) имеют слабые поля (см. обзор по магнитным нолям в работе [111]). Таким образом, логично предположить наличие механизма затухания ноля. Затухание магнитного поля становится все более стандартным предположением при рассмотрении эволюции нейтронных звезд и описании их свойств. Вопрос же о механизме диссипации ноля остается открытым. С этим связано появление в последние годы большого числа работ по этой теме (см., например, [112, 113] н др.). Впервые идея о затухании магнитного поля была высказана в пионерской работе Острайкера и Ганна [114].
Прежде всего необходимо понять, сконцентрировано ли магнитное поле в коре нейтронной звезды, или же пронизывает и ее ядро, а также