Тепловое излучение и атмосферы нейтронных звезд

• Автор: Шибанов, Юрий Анатолиевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 243 с. : ил.

ГОСУДАРСТВЕННАЯ
БИБЛИОТЕКА
Содержание П
1 Введение
1.1 Открытие нейтронных звезд и их наблюдательные проявления
1.2 Тепловое излучение нейтронных звезд и свойства вещества при экстремальных условиях
1.3 Атмосферы нейтронных звезд - история и современный статус
1.4 Интерпретация наблюдений с использованием моделей атмосфер
2 Излучение и фотосферы рентгеновских барстеров
2.1 Введение
2.2 Основные уравнения фотосферы барстера
2.3 Модель изотермичной фотосферы с учетом томсоновского рассеяния
2.3.1 Излучение изотермической рассеивающей фотосферы
2.3.2 Определение параметров рентгеновских барстеров
2.4 Интерпретация наблюдений вспышек рентгеновских барстеров с использованием упрощенной модели фотосферы
2.4.1 Наблюдения
2.4.2 МХВ 1728
2.4.3 МХВ
2.4.4 Выводы из интерпретации наблюдений
2.5 Комтонизация рентгеновского излучения в плазме аккрецирующих нейтронных звезд
2.5.1 Излучение оптически толстой плазмы
2.5.2 Качественный анализ
2.5.3 Учет стимулированного рассеяния и методика расчета
2.5.4 Излучение плазменного слоя конечной толщины
2.5.5 Обсуждение
2.6 Самосогласованная модель фотосферы барстера
2.6.1 Границы области интегрирования и метод расчета
2.6.2 Результаты моделирования
2.6.3 Приближенное решение

2.7 Заключение

3 Модели атмосфер изолированных нейтронных звезд со слабым магнитным полем в условиях лучистого равновесия
3.1 Введение
3.2 Описание модели
3.2.1 Основные уравнения
3.2.2 Метод решения
3.2.3 Непрозрачности и уравнение состояния
3.2.4 Приближенные непрозрачности
3.3 Результаты
3.3.1 Атмосферная структура
3.3.2 Спектральные потоки
3.3.3 Спектральные и угловые распределения интенсивности
3.4 Обсуждение результатов
4 Конвективные модели атмосфер изолированных нейтронных звезд со слабым магнитным полем
4.1 Введение
4.2. Описание модели
4.3 Непрозрачности, теплопроводность и проводимость
4.4 О подавлении конвекции магнитным полем
4.5 Результаты
4.5.1 Возникновение конвекции и структура атмосферы
4.5.2 Спектральные потоки излучения
4.6 Обсуждение
5 Модели атмосфер изолированных нейтронных звезд с сильными магнитными полями
5.1 Введение
5.2 Основные уравнения и описание метода
5.2.1 Основные уравнения

5.2.2 Описание метода
5.3 Непрозрачности
5.4 Сходимость метода
5.5 Результаты
5.5.1 Спектры локальных потоков
5.5.2 Структура атмосферы
5.5.3 Излучение с видимой поверхности НЗ
5.5.4 Выводы и качественное сравнение с наблюдениями теплового
излучения остывающих НЗ
5.6 Фотосферы магнитаров
5.6.1 Непрозрачности
5.6.2 Модель фотосферы
5.6.3 Выводы и обсуждение
Модели атмосфер и интерпретация наблюдений теплового излучения остывающих нейтронных звезд
6.1 Введение
6.2 Эволюция тепловой структуры и спектра остывающей нейтронной звезды
6.2.1 Введение
6.2.2 Тепловая структура
6.2.3 Остывание
6.2.4 Эволюция спектра
6.3 О влиянии неоднородного магнитного поля на остывание нейтронных звезд
6.3.1 Введение
6.3.2 Распределение температуры
6.3.3 Расчет остывания и выводы
6.4 Влияние эффектов ОТО на тепловое излучение горячих полярных
шапок на поверхности радиопульсаров
6.4.1 Введение
и ка от Т для типичных значений д приведены на Рис. 2.8 (слева). Зависимость Те// от Т, д и X (Рис. 2.8, справа) определяется с помощью функции J{ES/T) (Рис. 2.7). При Т д49[(1 + Х)(3 + ЪХ)~2 энергия Е„ » Т, так что 78 » 1 и Те// к Т. При д49[(1 + Х)(3 + 5Х)]-2/9 < Т < 2.9р1415(3 + 5Х)2/'15/(Ц-Х)4/'15 рассеяние существенно влияет на поток, но интегральный поток остается меньше эддингтоновского. В этой области Те// « Т5/8р12[(1 + Х)(3 + ЬХ)}~У12.
Наконец, при Т >
2-9р1415(3 + 5Х)2/15 /(1 + Х)4/15 кривая Те(Т) приближается К Пределу Теуу = Тем- Любопытно отметить, что зависимость Т от Те оказывается качественно такой же,
как в работе [161], Рис. 2.8: Слева: Зависимости характерной энергии Ее и высоты одно-
хотя там Т - не тем- родной атмосферы 1га = Н от температуры атмосферы Т при различных
пература фотосфе- значениях ускорения силы тяжести ды и весового содержания водорода
X: дх4 = 1, X = 1 (1); ды = 1, X = 0 (2); ды = 5, X = 1 (3); ды = 5,
ры, а спектральная
X = 0 (4). Справа: Зависимость Teff от Т при тех же ды и X. Штрихи
температура,полу- , „ .
соответсвуют ди = 1 и X = 0.7: точки - результаты расчетов работы [1Ь1]
чающаяся в резуль- дЛЯ солнечного химсостава, где в качестве Т взята чернотельная цветовая
тате подгонки чис- температура.
денно рассчитанных спектров планковским законом (планковская спектральная температура меньше Т в 1.2—1.4 раза). Отметим, также, что спектр для Teff = 1.08,514 — 1,Х = 0.7, приведенный в [161], заметно лучше подгоняется спектром изотермической атмосферы (Т = 2,Ев = 0.74), чем планковским спектром с Т = 1.4. Это, возможно, означает, что спектры фотосфер заданным потоком ближе к спектрам фотосфер с заданной температурой, чем к чернотельным.