Статистика и возможность обнаружения потухших радиопульсаров

• Автор: Елисеева, Светлана Александровна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 103 с. : ил.

1 Нормальные радиопульсары
1.1 Основные характеристики нейтронной звезды на стадии
радиопульсара
1.2 Статистика радиопульсаров
2 О возможности детектирования потухших радиопульсаров
2.1 Модель с затрудненным выходом частиц с поверхности пульсара
2.2 Модель со свободным выходом частиц с поверхности пульсара - качественное рассмотрение
2.3 Более точное решение для модели со свободным выходом
2.4 Результаты и выводы
3 Статистика потухших радиопульсаров
3.1 Основные уравнения
3.2 Расчет для модели с затрудненым выходом частиц с поверхности нейтронной звезды
3.3 Расчет для модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды

3.4 Результаты и выводы
4 Статистика нейтронных звезд, находящихся на стадии пропеллера
4.1 Основные уравнения
4.2 Расчет для модели с затрудненым выходом частиц с поверхности нейтронной звезды
4.3 Расчет для модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды
4.4 Заключение
5 Пульсары, магнитная ось которых почти перпендикулярна оси вращения
5.1 Статистика нейтронных звезд, для которых угол у близок
к 90°
5.2 Результаты и выводы
Заключение
Литература

Актуальность темы
Открытие в 1967 году нового класса источников космического импульсного излучения - радиопульсаров (Хьюиш, 1968) - без преувеличения можно назвать одним из крупнейших открытий астрофизики XX века. Стоит отметить, что исследования, проводимые после открытия радиопульсаров, достаточно быстро привели к значительным результатам. Так, очень скоро было доказано, что наблюдаемое явление импульсного излучения с удивительно стабильной частотой связано с нейтронными звездами, существование которых было предсказано еще в 30-х годах XX века (Бааде, Цвики, 1934).
Интересно, что к середине 70-х годов были прояснены основные физические процессы, определяющие наблюдаемую активность этих необычных объектов. В частности, практически сразу необычная регулярность пульсаций была отождествлена с вращением нейтронной звезды (Голд, 1968). Также в течение нескольких лет появилось объяснение механизма энерговыделения пульсаров и была построена модель ’’полого конуса” -основная рабочая модель радиоизлучения пульсаров.
Здесь необходимо подчеркнуть, что большинство действующих радиопульсаров относятся к молодым нейтронным звездам с характерным возрастом ~ 10 млн. лет. Поскольку время жизни радиопульсаров много меньше возраста Вселенной, то в нашей Галактике должны существовать до 109 нейтронных звезд, которые уже перестали излучать в радиодиа-

найти из кинетического уравнения, которое в общем виде можно представить следующим образом:
w(%N)+rx{ Р)=и- <3'6>
Иными словами, мы, как и для радиопульсаров, будем пренебрегать эволюцией магнитного поля за время жизни на стадии эжектора. Справедливость этого предположения для обычных радиопульсаров сейчас представляется доказанной, так как время их жизни не превышает характерного времени эволюции магнитного ноля (Попов, Прохоров, 2000). Как мы покажем далее, при учете изменения угла наклона осей время жизни нейтронных звезд на стадии эжектора до их перехода на стадию пропеллера также будет невелико.
В уравнении (3.5) производные SP/St и Sx/St являются известными функциями магнитного поля В, периода Р и угла наклона х- Так, для модели с затрудненным выходом частиц с поверхности радиопульсара мы будем предполагать, что с хорошей точностью потери энергии совпадают с магнитодипольными потерями (3.2):
» КГ1ЪВ2Р~1 sin2 х, (3.6)
5Р 2тг2 BqR6
5t 3 JrPc3
^ ^ — 10_15P22^_2sinXcosX- (3-7)

Это связано с тем, что для затрудненного выхода частиц при периодах Р, превышающих период Ра(х,-В), плазма будет заполнять лишь внутренние области магнитосферы (Истомин, Мосягин, 1995). При этом важно, что в процессе эволюции будет сохраняться величина
СО!3 X
Ь = -р^. (3.8)
так что угол наклона осей будет уменьшаться с течением времени. При этом характерное время эволюции угла х будет совпадать с временем изменения периода вращения нейтронной звезды.