Расчет эволюции и наблюдательных проявлений нейтронных звезд и черных дыр в двойных системах

• Автор: Богомазов, Алексей Иванович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 134 с. : ил.

1 Радиопульсар в паре с Ве-звездой

1.1 Система РЭИ В1259-63 — Ве-звезда 832883

1.2 Модель ветра Ве-звезды

1.3 Параметры ветра 332883

1.4 Анизотропия излучения Ве-звезды

1.5 Пульсарный ветер

1.6 Рентгеновская светимость

1.7 Переменность рентгеновского излучения

1.8 Популяционный синтез

1.9 Результаты

1.10 Приложение

1.10.1 Форма вращающейся звезды
1.10.2 Сечение Клейна-Нишины
1.10.3 Принципы численного расчета
2 Эволюция масс нейтронных звезд в двойных системах
2.1 Три режима набора массы аккрецирующими нейтронными звездами
2.1.1 Аккреция
2.1.2 Суиераккреция
2.1.3 Гипераккреция
2.2 Наблюдаемые массы и магнитные поля
нейтронных звезд
2.3 Популяционный синтез
2.3.1 Радиопульсары в двойных системах РЭИ-ТИЗ (популяционный
синтез выполнен с учетом гипераккреции)
2.3.2 Радиопульсары в двойных системах Р311+УП (популяционный
синтез выполнен с учетом гипераккреции)
2.3.3 Радиопульсары в двойных системах РЭНя-ИЗ (популяционный
синтез выполнен без учета гипераккреции)

2.3.4 Радиопульсары в двойных системах РЭИН-ДУБ (популяционный синтез выполнен без учета стадии общей оболочки)
2.3.5 Радиопульсары в двойных системах РЭИн-ДЗ и РБЯ+^УВ (популяционный синтез выполнен с разбросом начальных параметров радиопульсаров, с учетом всех видов аккреции)
2.4 Результаты
2.5 Приложение
3 Функция масс черных дыр в рентгеновских двойных системах и оценка возможного количества двойных радиопульсаров с черными дырами в Галактике
3.1 Наблюдательные данные
3.2 Популяционный синтез
3.2.1 Общее описание моделей
3.2.2 Сценарий эволюции А
3.2.3 Сценарий эволюции В
3.2.4 Сценарий эволюции С
3.2.5 Сценарий эволюции №
3.2.6 Минимальная масса черной дыры
3.2.7 Расчет доли массы предсверхновой, уходящей под горизонт
событий в процессе коллапса
3.2.8 Спектры масс черных дыр в модели А
3.2.9 Спектры масс черных дыр в модели С
3.2.10 Спектры масс черных дыр в модели IV
3.3 Двойные радиопульсары с черными дырами
3.3.1 Наблюдательные основания
3.3.2 Популяционный синтез двойных радиопульсаров с черными дырами
3.4 Результаты
3.5 Приложение
Заключение
Список литературы

Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметрол1 в 250 раз больше диаметра Солнца, не дает ни одному световому лучу достичь нас из-за своего тяготения: поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми.
Лаплас Пьер Симон, "Изложение систем мира", 1795
Существование черных дыр впервые было предсказано еще в XVIII столетии. Однако только в двадцатом веке с открытием Альбертом Эйнштейном общей теории относительности и развитием теории эволюции звезд было получено достаточное теоретическое обоснование возможности возникновения подобных объектов.
Черная дыра, • в отличие от нормальной звезды, не может быть обнаружена по собственному излучению. Открытие в последние несколько десятилетий первых кандидатов в черные дыры связано с началом эры внеатмосферной астрономии, когда стало возможным обнаружение рентгеновского излучения, возникающего в результате аккреции вещества на компактный объект в двойных системах.
Возможность существования другого важного класса компактных объектов - нейтронных звезд - была предсказана Л.Д. Ландау в начале 30-х годов прошлого века [1]. Открытие в 1967 году радиопульсара в Крабовидной туманности подтвердило предсказание Л.Д. Ландау. Следующим шагом в исследовании нейтронных звезд стало открытие переодических источников рентгеновского излучения, названных рентгеновскими пульсарами, спутником "Ухуру", который

поверхности нейтронной звезды.
2.1.3 Гипераккреция
Значительная часть нейтронных звезд в процессе эволюции двойных систем проходит стадию с общей оболочкой. В этом случае нейтронная звезда погружается в звезду и короткое время (102 — 104 лет) двигается по спирали в плотном веществе. Формально определенный по формулам Бонди-Хойла темп аккреции оказывается на 4-6 порядков выше критического и может привести по идее Шевалье [57] к режиму гипераккреции, когда вся энергия с поверхности уносится нейтрино по указанным выше причинам. К настоящему времени не существует детальной теории гипераккреции и стадии с общей оболочкой. Количество аккрецируемого нейтронной звездой вещества можно оценить следующим образом:
т ■
-1 дгрег 2 /
Ам = I (^) - 1(Морг “ Мсоге) ’ (2'9)
о °рЬ
где Тдгрег - длительность стадии гипераккреции, Не - радиус гравитационного захвата радиопульсара, а - начальное значение большой полуоси тесной двойной системы, Мсоте - масса ядра оптической звезды, Мор1 - полная масса оптической звезды на начало стадии гипераккреции, Мх - масса радиопульсара на начало стадии гипераккреции.
Подставляя в формулы (2.3), (2.4) и (2.9) наблюдаемые параметры рентгеновских двойных систем получаем, что величина аккумулируемого в разных процессах аккреции вещества составляет от ~ 0.1 М0 до ~ 1М0.
За последние несколько лет измерены массы более десяти нейтронных звезд. В среднем точность оценки массы нейтронной звезды составляет ~ 0.3М0 — 0.5М©. Таким образом, наблюдательный материал уже