Исследование наблюдательных проявлений компактных звездных объектов на пекулярных стадиях эволюции тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ
|
Ихсанов, Назар Робертович
АВТОР
|
||||
|
доктора физико-математических наук
УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ
|
||||
|
Санкт-Петербург
МЕСТО ЗАЩИТЫ
|
||||
|
2007
ГОД ЗАЩИТЫ
|
|
01.03.02
КОД ВАК РФ
|
||
|
|
||||
РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ
На правах рукописи УДК 524 354 4-327 + 524 354 4-62
Ихсанои Назар Робертович
ИССЛЕДОВАНИЕ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ПРОЯВЛЕНИЙ КОМПАКТНЫХ ЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТОВ НА ПЕКУЛЯРНЫХ СТАДИЯХ ЭВОЛЮЦИИ
(01 03 02 - астрофизика, радиоастрономия)
Автореферат диссерта " степени
доктор < наук
0031ЫЭ5Э го
Нижний Архыз — 2008
003166578
Работа выполнена в Главной Астрономической Обсерватории Российской Академии Наук
Официальные оппоненты доктор физико-математических наук
профессор А И Цыган Физико-технический Институт им А Ф Иоффе Российской Академии Наук
доктор физико-математических наук профессор С Н Фабрика
Специальная Астрофизическая Обсерватория Российской Академии Наук
доктор физико-математических наук М Е Прохоров
Государственный Астрономический Институт им П К Штернберга МГУ им М В Ломоносова
Ведущая организация Санкт-Петербургский Государственный Университет
Защита состоится 15 апреля 2008 г в 14 часов на заседании Диссертационного совета Д 002 203 01 при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу 369167, КЧР, Зеленчукский район, пос Нижний Архыз
С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке САО РАН
Автореферат разослан
ч 0 (о м cM.6t. fi I
.2008 г
Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ - мат наук
МАЙОРОВА Е К
Общая характеристика работы Актуальность темы
Теория магниторотационной эволюции нейтронных звезд позволяет интерпретировать мноюобрачие наблюдаемых особенностей этих объектов в рамках единою эволюционного трека, включающего в себя три основных со-с гояния эжемпор, пропе.илер и аккретор Молодые нейтронные звезды, образующиеся в процессе вспышки сверхновой с коллансирующим ядром, отличаются высокой 1емпературой поверхности, сильным магнитным нолем и высокоп скоростью вращения В ходе дальнепшей эво поцни температура поверхности ней тронной звезды падает, происходит распад ее магнитного потя и уменьшение энергии вращения Эю приводит к изменению харак-1сра взаимоденс гвия звезды с окружающей материей и, соответственно, механизма энерговыде юния, ответственною за ее излучение
Нейтронные звезды в состоянии эжектора и аккретора надежно отождествлены, ссхпветственно, с радио- (эжекционными) и аккреционными пульсарами и уже на протяжении нескольких десятков лет являются пред-меюм активного наблюдательного исследования Наблюдательные особен-носш нешронных звезд в сос гоянии пропеллера до недавнего времени оставались лишь темой георегнчсскон дискуссии, одно из центральных мест в которой занимала проблема происхождения до попериодических рение-новских пульсаров Анализ возможных решении этой задачи показал, что прохождение нейтронной звездой стадии пропеллера является немин\емым, чю количесню нешронных звезд нашей Галакшки, которые в настоящее время находятся на этой стадии, является значительным и что класс про-пе перов не является однородным, но включает в себя по крайней мере два подкласса получивших название сверхзвуковых и дозвуковых пропеллеров Наблюдательное отождествление пропеллеров стало возможным лишь несколько лет назад, благодаря стремительному прогрессу в чувствительности рениеновскнх телескопов Бы то показано, ч го характеристики рент-юновского излучения, наблюдаемого в течение спокойной фазы ряда тран-зиентных рентгеновских источников, отличаются от характеристик излучения нейтронных звезд I! состоянии эжектора ига аккретора Более того огромная амплитуда изменения интенсивности рентгеновскою излучения при переходе этх ислочников из спокойной фазы в акливнмо и обратно находилась в хорошем соответствии с модечыо, в которой транзиентныи характер этих обл>ектов нптерпретировался в рамках перехода нейтронной
\
звезды между состояниями пропеллера и аккретора, и позволяла исключить альтернативные объяснения Вместе с тем, было отмечено, что спектральные и временные характеристики излучения источников, являющихся кандидатами в пропеллеры, отличаются от соответствующих характеристик, предсказываемых теорией Это указывет на необходимость пересмотра существующих представлений о механизме формирования излучения пропеллеров, а также на актуальность критического анализа основных временных и энергетических параметров этой пекулярной фазы эволюции нейтронных звезд
Среди наблюдательных данных, свидетельствующих об актуальности критического анализа существующей модели магниторогационной эволюции нейтронных звезд, следует также отметить
1) открытие сверхдолгопериодических пульсаров, период вращения нейтронных звезд в которых лежит в пределах 1000-10000 секунд,
2) наблюдения ряда Ве/рентгеновских транзиентных источников в состоянии аномально низкой рентгеновской светимости, представ тяющем собой симбиоз состояний пропеллера и аккретора низкой светимости, а также
3) отсутствие успеха в поиске старых изолированных нейтронных звезд, излучение которых обусловлено аккрецией материи межзвездной среды на их поверхность
Интерпретация вышеперечисленных результатов представляется возможной лишь в рамках эволюционных треков, включающих в себя фазу дозвуковою пропеллера, которая до недавнего времени оставалась практически неисследованной
Следует отметить, что методы, лежащие в основе магниторотационной модели эволюции нейтронных звезд, оказываются также эффективными в исследовании наблюдательных проявлении другого класса компактных звезд - бетых карликов В частности, анализ эволюции белых карликов, входящих в состав маломассивных тесных двойных систем, указывает, что наряду с состоянием аккретора, в котором этн объекты наблюдаются в многочисленном классе Взрывных (катаклизмическнх) Переменных звезд, состояния пропеллера и эжектора гакже moi ут быть реализованы Переход белых карликов в эти состояния возможен как вследствие интенсивной дисковой аккреции вещества на их поверхность, так и слияния двух белых карликов на поздних стадиях эволюции двойной системы Несмотря на относительную многочисленность подобных объектов, предсказываемую теорией, попытки их обнаружения в течение долгого времени у спеха не имели
Первый кандидат в этот класс объектов появился лить в 1994году было показано, что темп замедления белого кар тика в тесной двойной системе АЕ Водолея, также как и наблюдаемая картина течения вещества в его полости Рота не могут быгь интерперетированы в рамках каноническон модели аккрегора На протяжении последующего десятилетия для исследования АЕ Водолея были нривчечены лучшие телескопы мира, охватывающие все диапазоны эчекфомагнииюго спектра, чю позволило получить обильный материал для теоретической интерпретации этого источника и, во многом б [агодаря исследованиям, нредс1авлешшм в настоящей диссертации, продвинуть наши представления об эч'ом объекте на качественно новый уровень Знания, полученные в ходе этих исследовании, заставляют нас перес мо1реть границы применимости магнигоротац'гонной модели эволюции компактных звезд, чю является актуальным в выборе правильной сфаюпш исследования лих обьекюв на современном этапе
Цель исследования
Основными целями настоящей работы являются
1 Построение эволюционного трека нетронных звезд в долгопериоди-ческих рентгеновских пульсарах Анализ кчючевых параметров нейтронных звезд и их компаньонов в тесных двойных системах, требуемых д 1я образования эшх источников,
2 Исследование наблюдательных проявлении нейтронных звезд на стадиях сверхзвукового и дозвукового пропеллере с целью выработки критериев для паб податечьною отождествления этих объектов
3 Исследование наблюдаемых свойс1в одиночных нейтронных звезд на поздних стадиях эволюции при учете взаимодействия аккреционною потока с магнитосферой этих объектов Определение критериев для наблюдательного отождествтения этих объектов и оценка вероятности их обнаружения современными рентгеновскими телескопами,
4 Определение состояния нейтронной зведы в течение фазы аномально низкой свсшмосгп Ве/ренчгеновского лранзиенга А0535 Ь26 Анализ механизмов энерговыде кчшя, ответственных за высокоэнертчное изучение системы, детектируемое 15 течение этой фазы,
5 Идентификация состояния белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея Построение модели переноса массы между компонентами
этой системы и, на основе этого, решение вопроса о механизмах энерговыделения, ответственных за наблюдаемое излучение Определение эволюционного статуса источника,
6 Теоретический и наблюдательный анализ причин уникальной вепы-шечной активности АЕ Водолея Решение вопроса о локализации источника вспышечного излучения и его параметрах
Научная новизна
В диссертации представлены следующие новые результаты
• Впервые показано, что происхождение известных на сегодня долго-периодических рентгеновских пульсаров может быть объяснено в рамках единого эволюционного трека, включающего в себя четыре основных состояния нейтронной звезды эжектор, сверхзвуковой пропеллер, дозвуковой пропеллер и аккретор Сформулированы основные условия реализации указанной эволюционной цепочки,
• Приведены исправленные величины основных параметров, определяющих условие перехода компактной звезды между состояниями сверхзвукового и дозв\кового пропеллера и аккрегора,
• Впервые сформулированы критерии идентификации нейтронных звезд в состоянии дозвукового пропеллера Показано, что звезды в этом состоянии проявляют себя как аккрецирующие рентгеновские пульсары с низкой светимостью и мягким спектром,
• Впервые показано, что учет взаимодействия аккреционного потока с магнитным полем изолированных нейтронных звезд, находящихся на поздней стадии эволюции, приводит к пересмотру вероятности обнаружения этих объектов в сторону понижения,
• Впервые показано, что нейтронная звезда, входящая в состав Ве/ренг-геновского транзиенга А 0535+26, в лечение спокойной фазы источника находится в пекулярном состоянии, идентичном состоянию дозвукового пропеллера,
• Впервые показано, что наблюдаемые проявления белого кар шка в тесной двойной системе АЕ Водолея находятся в соотвеютвии с идентификацией состояния этого объекта с состоянием эжектора В рамках
эгои идентификации проведена оценка основных параметров системы и ее компонентов и выполнено моделирование процесса переноса массы
Положения диссертации, иыносимые на защиту
1 Решение проблемы происхождения долгопериодических рентгеновских пульсаров в рамках сценария мапшюрогационнои эволюции нейтронных звезд в массивных тесных двойных системах, исходно предложенного Дэвисом, Фабианом и Пришлом и неправ ионного автором диссертации
2 Критерии наблюдагеныгого отождествления нейтронных звезд в состоянии дозвукового пропел дера и результат их использования для идентификации состояния нейтронной звезды тг модетирования аккреционного процсч са в течение фазы анома гьно низкои рентг еновской светимости транзиентного источника А0)3о+26
3 Оценка вероятности пабтюдательного отождествления изолированных нейтронных звезд с сильным магнитным полем, аккрецирующих материю на свою поверхность ггз межзвездной среды Резутьтаты расчета временных гг энергетических характеристик излучения этих объекюв на заключительном этапе эволюции
4 Идентификация компактного компонента тесной двойной системы АЕВодолея с белым карликом, находящимся в сос юянни эжектора
5 Результаты численного моделирования доплеровскои Но томограммы и построение картины гечения вещества в системе АЕ Водолея Определение относительного вклада механизмов эжектора и пропеллера в энергетический баланс системы
6 Результаты фотометрических и поляриме грических наблюдении АЕ Во-до гея и их интерпретация Определение энергетических и цветовых параметров вспышечного из 1учения системы
7 Определение энерюшческих и пространственных параметров источников рентгеновскою и 1амма-излучення, связанных с белым карликом в состоянии эжектора
Научная и практическая значимость работы
1 В диссертации приводится подробное описание исправленного единою эволюционного трека нейтронных звезд и критериев его применимости в зависимости от исходных параметров объекта и окружающей его материи Эти данные могут быть использованы для идентификации эволюционного статуса компактных звезд и определения механизма энерговыделения, ответственною за излучение соответствующего источника,
2 Полученные критерии идентификации компактных источников в состоянии пропеллера могут быть использованы для разработки стратегии их отождествления при составлении наблюдательных программ,
3 Учет рассмотренных в диссертации механизмов взаимодеиствия аккреционного потока с магнитным полем компактного объекта необходим при моделировании рентгеновских вспышек в транзиептных источниках и для определения параметров процесса обмена массой между компонентами в этих двойных системах,
4 Результаты моделирования тесной двойной системы АЕ Водолея могут быть использованы для построения эволюционных треков компактных объектов, входящих в состав Взрывных Переменных, при расчетах эволюции магнитных полей белых карликов, а также для оценки достоверности модели процесса энерговыделения, ответственного за излучение компактных звездных обьектов, находящихся в состоянии эжектора,
5 Результаты фотометрических и поляриметрических наблюдении АЕ Водолея могут быть использованы при моделировании пекулярной вспы-шечной активности этого объекта
Апробация результатов
Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на астрофизических семинарах
• Главной астрономической обсерватории РАН, Астрономического института им В В Соболева СПбГУ, Физико-технического института им АФ Иоффе, Теоретического отдела Физическою института им П Н Лебедева РАН, Специальной астрофизической обсерватории РАН и Крымской Астрофизической Обсерватории,
• институтов им Макса Планка Германия МРЕ, г Мюнхен, (1996 1999), MPI, г Бонн, (6 доктадов в течение 1996-2007) МРА, г Мюнхен (2003) Института астрономии Боне кого Университета, г Бонн, Германия (1995), Института астрономии Мюнхенского Университета, г Мюнхен, Германия (4докчада в течение 1994- 1999), Института астрономии Кембриджскою Университета, i Кембридж, Англия (2003, 2005), Ко-реискот института астрономии и космических исследовании, г Тэджон, Южная Корея (4 доклада в течение 2003-2005), Центра космических полетов им Маршала, НАСА г Хантсвилл, США (2006), Астрономическою инешг-уга Университета Северной Каролины, г Гринсборо, США (2006),
Автором было представлено 36 на>чпых докладов на 24-х российских и международных конференциях
• "X Rav Emission fiom Acti\e Galactic Nuclei and the Cosmic X Ray Background" Мюнхен, Германия, ноябрь 1991,
• "The cosmic dynamo", Потсдам, Германия, сентябрь 1992,
• "Particle Acceleration Phenomena m Astrophysical Plasmas", Мэриленд, США, январь 1993,
• "Cataclysmic Variables" Терме, Италия, июнь 1994,
• IAU Colloquium 151 'Flares and Flashes", Зоненберг, Германия, декабрь 1994,
• Seventeenth Texas Sj mposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, Мюнхен, Германия, декабрь 1994,
• Cape Workshop on "Magnetic cataclysmic variables", Кейптаун, Южная Африка, январь 1995,
• Vulcano Workshop on 'High Energy Astroplrysics and Particle Physrc s", В\лкано, Италия июнь 1997,
• ESO Workshop on "Cvclrcal Variability in Stellar Winds Recent Developments and Future Applications , Мюнхен, Германия, октябрь 1997,
• BL LAC Phenomenon', Турку, Финляндия июнь 1998,
• "Highlights m X-ray astronomy', Мюнхен Германия июнь 1998,
• IAU Colloquium 177, "Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond", Бонн, Германия август 1999,
• ESO Workshop on "Black Holes m Binaries and Galactic NucleiМюнхен, Германия, сентябрь 1999,
• С ьезд Европейскою астрономического общества JENAM-2000, Москва, Россия, май 2000,
• Съезд Европейского астрономического общества JENAM-2001, Мюнхен, Германия, сентябрь 2001,
• Третья Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Вселенная и мы', Москва, Россия, июнь 2004,
• IAU Symposium 223, "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity", Санкт-Петербург, Россия, июнь 2004,
• "The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects", Cipac-бург, Франция, июль 2004,
• "Astrophysics and cosmology after Gamow - theory and obseivations', Одесса, Украина, август 2004,
• Annual meeting of Koiean Physical Society, Джеджу, Южная Корея, октябрь 2004,
• "Cosmology and High Energy Astrophysics (Zeldovich-90)", Москва, Россия, декабрь 2004,
• COSPAR Colloquium on "Spectra & Timing of Accreting X-ray Binaries", Бомбей, Индия, январь 2005,
• "Isolated Neutron Stars from the Interior to the Suiface", Лондон, апрель, 2006,
• 363 WE-Heiaeus Seminar on "Neutron Stars and Pulsais", Бад-Хоннеф, Германия, май 2006
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из Введения, трех глав, заключения, списка литературы (260 наименовании) и приложения Она содержит 21 рисунок и 15 таблиц Общий объем диссертации - 282 страницы
Краткое содержание диссертации
Во Введении обосновывается актуальность темы, обсуждаются основные цели исследования, отмечаекя на\чная новизна и практическая значимость представленных результатов, дается краткое изложение содержания диссертации, указывается, где диссертация прошла апробацию и формулируются основные положения, выносимые на зашиту Там же приводится список опубликованных работ автора по теме диссертации с указанием сю непосредственного вклада в работы, выполненные с соавторами
Первая глава посвящена решению проблемы происхождения долгоие-рнодичеекпх рентгеновских пульсаров
В §1 1 приводятся определения основных параметров, используемых в теории мдгнитороташтонной эволюции компактных звездных обьектов, об-суждаюня базовые принципы классификации состоянии нейтронной звезды по характеру ее взаимодействия с окружающей материей и подробно описывается постановка задачи о происхождении долгопериодичеекпх рен ггеновскнх пульсаров Сравнительный анализ наблюдаемых параметров долгопериодичеекпх пульсаров и параметров, ожидаемых в различных моделях этих объеклов, позволяет сделать вывод, что равенство коротацион-ного (/?гог) и магнитосферного (Rm) радиусов нейтронной звезды не может являться достаточным \словнем перехода звезды в состояние аккретора Там же показано, что данное утверждение остается справедливым в широком спектре возможных величин параметров нейтронной звезды (включая предположение о сверхкритической величине ее исходного магнитного поля) и звездною ветра ее норма плюю компаньона
§ 1 2 посвящен анализу геометрии аккреционного потока в долгопериодичеекпх пульсарах Сравнение параметров эволюции периода вращения нейтронных звезд, ожидаемых в случае дисковой аккреции, с величиной соответс1вующих параметров, полученных из наблюдений, позволяет сделать вывод об отсутствии развитого постоянного аккреционного диска в этих объектах Вследовие этого, эволюционный трек нейтронных звезд входящих в состав долгопериодичеекпх пульсаров, следует моделировать в рамках предположения о сферической геометрии аккреционного потока
В § 1 3 проводится критический анализ сценария эволюции нейтронной звезды в массивной лесной двойной системе, предложенного в работах Дэ-виса, Фабпана и Прингла (см Davies et al 1979) и Дэвиса и Прингла (см Davies &• Piingle 1981) (ДФП-сценарии) Авторами этого сценария было показано, что условие Rm < RCOI в случае сферической геометрии аккре-
ционного потока не является достаточным условием перехода нейтронной звезды в состояние аккрегора Для реализации такого перехода необходимо также, чтобы темп охлаждения плазмы на границе магнитосферы звезды превышал темп ее нагрева вследствие эффекта пропеллера Однако, как было отмечено автором диссертации, величина периода вращения звезды, при котором это дополнительное условие оказывается выполненным, в работе Davies & Pnngle (1981), вычислена неверно Исправленная величина этого периода определяется выражением
РЫ ~ 450 ii\l'21 Ж[!'7 с, (1)
где //jo и то - дипольнып магнитный момент и масса нейтронной звезды, выраженные в единицах Ю30Гс см3 и 1 4Л/д, соответственно, и ЯП^-максимально возможный темп захвата массы нейтронной звездой из ветра ее массивного компаньона, выраженный в единицах 1015г/с
Автором диссертации также было потучено, что условие самосогласованности модети сверхзвукового пропеллера, полученное в рамках ДФП-сценария в работе Davres & Pnngle (1981), нуждается в поправке С учетом эюго обстоятельства было показано, что ДФП-сценарий может быть использован для описания эволюции нейтронных звезд в массивных тесных двойных системах при >с ловии
9Я0 < ЯЯсг - 3 5 х 1017 то V8 г/с, (2)
которое для известных на сегодняшний день долгопернодических пульсаров выполняется с большим запасом Здесь Vg - скорость движения нейтронной звезды относительно материи, окружающей ее на радиксе гравитационною захвата, выраженная в единицах 108см/с
В § 1 4 показано, что периоды вращения большинства нейтронных звезд, проявляющих себя как долгопериодические рентгеновские пульсары, находятся в достаточно хорошем соответствии с предсказаниями исправленного ДФП-сценария магнпторотациотшои эволюции компактных звездных объектов Привлечение дополнительного предположения о сверхкритической величине исходною магнитною поля медленно вращающихся нейтронных звезд в рамках построенною эволюционного трека не является необходимым Вместе с тем, наилучшего соответствгтя между наблюдаемыми и предсказываемыми величинами периода удается достичь, предположив, что параметры нейтронных звезд в íitix системах соответствуют жесткому уравнению состояния
Во второй 1лавс анализируется возможность наблюдательного отождествления ней I ровных звезд в состояниях сверхзвуковою и дозвукового пропеллера, предеказаных в рамках ДФП-сценария, а также рассматрива-юлся приложения эюю сценария к исследованию эволюции изолированных нейтронных звезд
В §2 1 отмечено, что в силу того, что проводимость плазмы аккреционною потока не бесконечна, темп се проникновения в магнитосферу и, соответственно темп аккреции на поверхность звезды, находящейся в состоянии дозвукового пропеллера ненулевой Аккреционный процесс в данном случае обусловлен диффузиеи плазмы оболочки в магнитное поле звезды на границе ее матнгосферы Характерное время аккрецни определяется временем остывания плазмы в маггштопаузе В рамках рассматриваемой задачи аккреционная свегнмос н> дозвукового пропеллера оценивается выражением
где 9Ло = тгН%Рх>Уте\ ~ максимально возможный темп захвата материи нейтронной звездон, двигающейся через среду, средняя плотность которой рх, с относите гыгои скоростью Уг(1, а /?с = 2СМпа/У^е1 - радиус гравитационного захвата нешрогигоп звезды с массой Таким образом, нейтронная звезда на стадии дозв\ ко во го пропеллера, может проявлять себя подобно аккреционному рентгеновскому пульсару низкой (или умеренной) светимости Вместе с тем, существует ряд критериев, позволяющих отличить дозвуковые пропеллеры от аккреторов низкой светимости К ним, в частности, относятся следующие
1 ограничение на обласгь допустимых величин периодов вращения дозвуковых пропеллеров,
2 мягкип рентгеновский спектр, обусловленный большей площадью горячих пятен в области магнитных полюсов дозвукового ггропеллера по сравнению с аккрегором юн же светимости,
3 высокий теми замедления вращения нейтронной звезды, находящейся в состоянии дозв\кового проне ¡лера
Следует особо отметить, что радиус магнилосферы нейтронной звезды в состоянии дозвуковою пропеллера, меньше радиуса магнитосферы
аккреюра, имеющею ту же рентгеновскую светимость
-12/49
(4)
Это обстоятельство следует учитывать при оценке радиуса магнитосферы нейтронной звезды по рентгеновской светимости пульсирующею источника В противном случае возможно возникновение парадоксальной ситуации, при которой радиус магнитосферы нейтронной звезды, аккрецирующей вещество на свою поверхность, оказывается превосходящим ее радиус коро-тации С другой стороны, именно факт возникновения такого парадокса является наиболее веским аргументом в пользу идентификации состояния нейтронной звезды с состоянием дозвукового пропеллера
В § 2 2 рассматривается задача об идеи гификации состояния нейтронной звезды в течение фазы аномально низкой светимости транзиентного рентгеновского источника А 0535^26 ¡Модуляция рентгеновского излучения, наблюдаемого в течение этой фазы, с периодом вращения нейтронной звезды
103 - 104с) и отождествление источника пульсирующего компонента с горячими (Тр ^ 1 3 кэВ) пятнами, радиус каждою из которых Лр ~ 0 1км, оставляют мало сомнении в том, что наблюдаемое излучение имеет аккреционную природу и генерируется на поверхности нейтронной звезды В то же время, предположение о том, что нейтронная звезда в течение этой фазы находится в состоянии аккрегора приводит к противоречию радиус магнитосферы звезды в эхом случае оказывается существенно больше ее радиуса коротацни, чю соответствует состоянию сверхзвукового пропеллера, в течение которого стационарная аккреция на поверхность нейтронной звезды невозможна
Данное противоречие, однако, не возникает в том случае, если нейтронная звезда в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости переходит в состояние дозвукового пропеллера Значительное уменьшение рентгеновской свепгмости объекта в рамках такого подхода происходит вследствие изменения геометрии аккреционого потока от дисковои к сферической и как стедс1вие этого, уменьшения гемгга проникновения плазмы в магнитное ноле звезды на границе ее магнитосферы Расчеты показывают, что основные характеристики рентгеновского излучения, ожидаемые в рамках этой модели, находятся в хорошем соответствии с наблюдаемыми Следует также обратить внимание на то, что оптические наблюдения А 0535^26 в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости свидетельству-
пг. т
Дт
л~, -4/19 52/49
17 р,3(/ тгг-/49
ало
1015 г/с
Ю1 о существенном изменении структуры ветра массивного компаньона в течение этой фазы экваториальный ис iекающий диск у Ве-компонента от-сугствует, и, таким образом, звезда теряет вещество преимущественно в форме высокоскоростного звездного ветра Проведенные оценки указывают, что предположение об изменении геометрии аккреционного потока при этих условиях является реалистичным
В §2 3 рассматривается магниторотационная эволюция изолированных ней 1 ровных звезд в рамках ДФП-сценария Ранние исследования этого вопроса показали, что изолированные нейтронные звезды, обладающие достаточно сильным мапшпгым полем, на заключительном этагю своей эволюции Moiyi переходить в состояние аккретора При этом максимально возможный гемп захвата вещества этими объектами из межзвездной среды оказывается настолько высоким, что если бы все захваченное вещество достигало поверхность звезды, то соответствующий рентгеновский источник мог бы быль зарегистрирован современными рентгеновскими телескопами В частности, ожидалось, что телескопы Chandra и XMM-Newton будут в состоянии зарегистрировать излучение от ~ 10000 аккрецирующих изолированных нейтронных звезд, находящихся на удалении < 5кпк от Земли Однако наблюдения не подтвердили это предсказание ни одного рентгеновскою источника, ассоциированного с аккрецирующей изолированной нейтронной звездой, до настоящего времени обнаружено не было
Подход, представ [енный в этом параграфе, отличается от предшествовавших исс юдовании учетом взаимодействия аккреционного потока с магнитным полем ней г роной звезды В нем показано, что в условиях, реализуемых в задаче, аккреционный поток является сферическим и, следова-ieibiio, для описания эволюции изолированных нейтронных звезд следует испо гьзоваль ДФП-сценарин, включающий в себя дополнительное состояние дозвукового пропеллера Соответствующая модификация эволюционного трека изолированных нейтронных звезд позволяет сделать вывод о том, что эти звезды moivt переиги в состояние аккретора лишь по достижении периода вращения
/Г - 10= с х u-A m-«/2! 15/7, (5)
1де п - концентрация газа в межзвездной среде, выраженная в единицах одною атома водорода па кубический сантиметр Однако даже при условии Р^ характерное время аккреционного процесса нл поверхность звезды оказывается ограниченным снизу временем охлаждения плазмы на
границе магнитосферы, которое для условий рассматриваемой задачи определяется выражением
и, таким образом, существенно превосходит время свободного падения,
Ыгт) * 740 с х ^ п~3'7 т-^ (7)
В ситу этого обстоятетьства процесс аккреции на поверхность изолированной нейтронной звезды будет носить нестационарный характер соответствующие источники будуг проявлять себя в виде барстеров, длительность и рекуррентное время вспышек которых ¿ьи^ ~ 30 минут и £гес ~ 105 лет соответственно Количество объектов такого типа, которое могло бы быть зарегистрировано телескопами СЬапска и ХММ-?^е\у1:оп, определяется выражением
что почти на девять порядков величины меньше количества этих объектов, предсказанного ранее (ЛГ(0) ~ 3 х 104) в рамках модели пе учитывающей взаимодействие аккреционного потока с магнитным полем нейтронной звезды Таким образом, отсутствие успеха в поиске изолированных нейтронных звезд, аккрецирующих вещество из межзвездной среды на свою поверхность, в свете рассмотренной нами модели является закономерным
В третьей главе диссертации представлены результаты комплексного теоретико-наблюдательного исследования новоподобной звезды АЕ Водолея, являющейся одной из наиболее уникальных представителей класса Взрывных (катаклнзмических) Переменных
В §3 1 отмечено, что классификация состоянии компактных звездных объектов, принятая в рамках магниторотационнои модели нейтронных звезд, в полной мере может быть использована и в отношении белых карликов Состояние аккретора имеет надежное наблюдательное подтверждение белые кар тики в этом состоянии отождествлены с компактными компонентами большинства маломассивных тесных двойных систем, входящих в состав класса Взрывных Переменных Перенос массы в этих системах обусловлен заполнением нормальным компонентом своей полости Роша и происходит в форме струи, текущей через первую точку Лагранжа По характеру течения вещества внутри полости Роша белого карлика различают
три основных подкласса Взрывных Переменных немагнитные системы (аккреция из диска внутренний радиус которого порядка радиуса белого карлика), промежуточные поляры (аккреция из диска, внутренний радиус которого ограничен снизу радиусом магнитосферы превосходящим радикс белого карлика) и поляры (капалированная аккреция без образования диска)
Белых карликов в состоянии эжектора и пропеллера до недавнего времени обнаружено не было Вместе с тем, наблюдаемые величины магнитных полей и периодов вращения белых карликов, а также результаты моделирования эволюционных треков маломассивных двойных систем указывают на высокую вероягпос1ь существования элих объектов в нашей Галактике Как было показано Усовым (Усов 1988, Шоу 1993), белые карлики в состоянии эжектора могут являться источниками петеплового гамма-излучения и теплового иульсирз ющею рентгеновскогоД льтрафиолотового излучения, генерируемого в обласш их магнитных полюсов При этом темп потери вращательной вперши этими объектами оказывается с}гцссгветшо превосходящим их светимость в наблюдаемой части электромагнитного спектра Среди изученных; на сег одня белых карликов лишь один объект отвечает вышеперечисленным характеристикам Им являелся белый карлик, входящий в сослав маломасс ивнон геснои двойной системы АЕ Водолея (АЕ Aquaпl)
В $¡3 2 кратко описывается история исследований АЕ Водолея и эволюция теоретических представлении о природе злого источника Отмечается, что этот объект на протяжении уже почти 80-ти лет продолжает занимать одно из центральных мест в наблюдательных программах ведущих телескопов во всех областях электромагнитного спектра Вследствие этого он является одним из наиболее полно изученных объектов, традиционно относящихся к классу Взрывных Переменных АЕ Водолея был первым источником среди этого класса объектов, разрешенным как тесная двойная сис тема На протяжении до ггого времени он был также известен как промежуточный потяр, в состав которого входит белый карлик с самым коротким периодом вращения (~33с) В течение последних 30-ти лет он был утвержден в статусе "всеволнового" источника излучение которого во всех диапазонах спектра от радио до рентгена носит переменный вспышечный характер, не имеющий аналог.ов среди всех известных на сегодня астрофизических обьектов Наконец, в течение последних 15-ти лег было показано, ч го характеристики излучения, наблюдаемого от АЕ Водолея в оптическом, УФ и рентгеновском диапазонах радикально отличаются от соответству-
ющих характеристик излечения объектов класса Взрывных Переменных звезд н не могут быть интерпретированы в рамках модели аккреции вещества на поверхность белого карлика Таким образом, белый карлик в АЕ Водолея находится в состоянии, отличном от состояния аккретора
В §3 3 дается детальное описание параметров системы и ее компонентов, а также обсуждается постановка задачи теоретического моделирования процесса энерговыдетения в этом источнике Мы показываем, что основной особенностью АЕ Водолея и, в то же время ключом к пониманию природы этого объекта является быстрое замедление вращения белого карлика, происходящее с темном Pq = 5 64х10~~14 с/'с Это озггачает, что темп потерь вращательной энергии белым карликом в 120-300 раз превышает светимость системы в ультрафиолетовой и рентгеновской частях спектра (в зависимости от вспышечного/спокойного состояния объекта) и по крайней мере в 5 раз выше ее боломегрическоп светимости (с учетом вклада нормального компонента) Кроме того, распределение температуры гго поверхности белого карлика неоднородно при средней температуре поверхности ~ 10000 -16000К обнаруживается присутствие двух горячих 20000 - 50000К) пятен, локализованных в области матнитных полюсов Анализ наблюдений, выполненных на телескопе ХММ-Newton (см Itoh et al 2006) приводит к выводу, что происхождение этих пятен не связано с процессом аккреции вещества на поверхность звезды пространственный масштаб ретт егговског о источника lx i; 2 х Ю10см, что почти гта два порядка превышает радиус белого карлика, а концентрация излучающей птазмы, пх ~ 10исм_3, на несколько порядков меньше типичноп концентрации частиц в ударной волне у поверхности аккрецирующих белых карликов Все вышеприведенные результаты позволяют отклонить гипотезу об аккреционной природе излучения системы и таким образом, исключить состояние аккретора из списка возможных состоянии белого карлика
Свидетельство того что белый карлик в АЕ Водолея выполняет функцию пропеллера, отбрасывая из системы материю, притекающую к его магнитосфере от нормального компаньона, было получено из анализа доппле-ровской На томограммы системы Теоретическое моделирование процесса течения вещества в системе на основе полученной из наблюдений томограммы показало, что материя, текущая через внутреннюю точку Лагран-жа, не аккрецирует на поверхность белого карлика и не аккумулируется в диске вокруг его магнитосферы, а, напротив, покидает систему в виде струи, двигаясь в полости Роша белого карлика со скоростью ^ 550км/с
Однако интерпретация быстрого замедления вращения белого карлика в терминах эффекта пропеллера оказывается затруднительной требуемый темп переноса массы в сис теме в этом случае оказывается существенно выше верхней оценки величины этого параметра, полученною из наблюдении системы в оптической и ульграфио тетовои областях спектра Кроме тою, дошглеровская На тодго/рамма, расчптанная на основе модели пропеллера, содержит высокоскоростную петлю (V ^ 1000км/с), явно отсутствующую на наблюдаемой юмотрамме Наконец, в рамках модели пропеллера оказывается крайне затруднительным ответить на вопросы об источнике рентгеновского излучения в системе и причине появления в области магнитных полюсов белого карлика горячих пялен
Здесь же показано, что попытки интерпретации быстрою замедления белою карлика I! терминах модифицированной модели пропеллера (так называемый ' МГД-гтропеллер ) или источника интенсивного гравитационного излучения основаны на явно нереалистичных или просто ошибочных предположениях Наконец предсказания моделей, согласно которым компактным объектом сисюмы является дифференциально вращающийся белый карлик или легкая нейтронная звезда, также входят в противоречие с наблюдаемыми свойствами системы
Таким образом, каноническая аккреционная модель, разработанная для интерпретации Взрывных Переменных звезд в приложении к АЕ Водолею оказывается не в состоянии ответить на следующие вопросы
• вследствие какого механизма происходит замедление вращение белого карлика?
• по какой причине в системе отсутствует аккреционный диск и почему скорость вещества, текущего в виде струи через полость Роша белою карлика, не превосходит оОО-бОО км/с?
• что является причиной образования горячих (Тр ~ (2 — 5) х 104К) пялен в области магнитных полюсов белого карлика7
• где локализован источник рентгеновского изучения системы?
• вследствие какого механизма в слстеме происходит генерация релятивистских частиц, ответственных за нетепловое излучение системы?
• каков эво иоциоиный статус системы и что является причиной уникальности этого источника?
• что является причиной необычной вспышечнои активности системы ?
Все это указывает на необходимость поиска альтернативных путей моделирования системы АЕ Водолея
В § 3 4 представлена модель АЕ Водолея, построенная на основе предположения о том, что белый карлик в этой системе находится в состоянии эжектора и, таким образом, что механизм сто замедления идентичен механизму потерь вращатетьной энергии радиопульсарами В рамках такого предположения величина дипольного магнитного момента белого карлика оценивается следующим образом
Uo ~ 1 5 х 1034 (ЛЛ ' (--jg-Лl>~ Гс см3, (9)
н \33с) \6 х 10« эрг/с/ w
где Ps и LSij означают, соотвегсгвенно, период вращения белого карлика и темп потери им своей вращатетьной энергии Из этого следует, что напряженность магнитного поля на поверхности звезды в области магнитных полюсов Во — ЮОМГс и в области магнитного экватора ~ Во/2 = БОМГс С точки зрения современных представлений о допустимой величине магнитного поля белых карликов приведенная выше оценка является вполне реалистичной Однако, величина В о, вычисленная в рамках модели эжектора, почти ira два порядка превосходит оценку напряженности магнитного поля белого карлика, принятую в более ранних исследованиях этой системы Это обстоятельство заставляет обратиться к анализу достоверности ранее выполненных оценок величины магнитного ноля
Прежде всего, необходимо обратить внимание на то что ктасснфикация АЕ Водолея как промежуточного поляра является не более чем традиционной и, вероятно ошибочной во всех своих проявлениях источник является ярким исключением из элои группы объектов Поэтому предположение о том, что величина магнитного поля белого карлика в этой системе сопоставима с величиной магнитного поля белых карликов, входящих в состав Промежуточных поляров, не имеет под собой достаточных основании
Следует отметить, что оценка магнитного ноля белого карлика на основе измерений степени круювои поляризации оптического излучения АЕ Водолея, выполненная ранее на основе аккреционной модели системы, является ошибочной Этот вывод базируется на результатах проведенных автором наблюдении круговой поляризации оптического излучения обьекта в Крымской асгрофтпичекой обсерватории, и выводах теоретических расчетов верхнего предела круговой поляризации оптического излучения, испускаемого с поверхности белого карлика в АЕ Водолея Они, в частности,
позволяют искаючпть юрячие пятна, распочожсные в областях магнитных полюсов бетою карлика из списка возможных нсючннков поляризованного излучения со средней сичюныо круювой поляризации О ОС ± 0 01%, показывая, что в противном случае степень собственной поляризации в таком ис!очнике до 1жна превышать 100% Численный расчет степени круговой по шризации излучения генерируемого в атмосфере белого карлика вследствие линейного и квадратичного эффектов Зеемана, показывает, что либо напряженность магнитного ноля на поверхности белого карлика превышает 50МГс, либо псючник поляризованного излучения не связан с белым карликом Таким образом, оценка напряженности магнитною поля белого карлика, потученная в рамках модели эжектора, не противоречит данным поляриметричес кпх наб подении системы
Дополнительным аргументом в пользу реалистичности полученной выше оценки магнитного поля белого карлика является результат чистенного моделирования течения вещества в системе, проведенного в рамках модели эжектора Допилеровская На томограмма системы полученная в ходе этого моделирования, находился в хорошем соответствии с наблюдаемой ломограммои В используемой в этих расчетах модели струя плазмы, текущая через первую точку Лагранжа, приближается к белому карлику на расстояние > (3 — 5) х Ю10см (определяемое альвеновским радиусом звезды), вследствие чего ее с короегь в системе не превосходит 600 км/с При этом согласия между наблюдаемой и расчетной томограммами удается достичь без привлечения большинства дополнительных (и по большей части спорных) предположении, лежащих в основе моделирования системы как Промежуточного поляра
Обращаясь к вопросу о природе горячих пятен, локализованных в магнитных полюсах белого карлика и являющихся основным источником пульсирующею ультрафиолетового и оптического излучения системы, следует прежде всего заметить, что их происхождение не может быть связагго с аккрецией материн на поверхность белого карлика Проведенные автором расчеты показали, что данное утверждение справедливо в отношении как моде иг эжектора, так и более ранней модели АЕ Водолея, в которой предпо-ига юсь, что белый карлик находится в состоянии пропеллера На этом же основании отвергается гипотеза о том, что рентгеновское излучение системы имеет аккреционную природу и его источник находится на или вблизи поверхности белого карлика (данный результат был пятью годами позже подтвержден в ходе анализа рентгеновских данных полученых на телеско-
не ХММ-ХеуДоп)
В рамках модели эжекюра локальный нагрев поверхности белого карлика может быть интерпретирован в терминах диссипации токов, текущих в ею магнитосфере Для параметров рассматриваемой задачи энергия заряженных частиц, ускоряемых в магнитосфере белого карлика, может достигать ^ ЗТэВ, а темп их эжекции пз магнитосферы 1032 эрг/с Поток гамма-излучения, ожидаемый вследствие радиационных потерь этих частиц (на изгибное излучение и обратное Комигоновское рассеяние на оптических фотонах, излучаемых с поверхности нормальною компонента п струи плазмы, двигающейся через полость Рота белого карлика), существенно ниже порога чувствительности современных детекторов Это, в частности, объясняет отсутствие успеха в попытках детектирования гамма-излучения системы телескопами ССШЭ и \Vipple Вместе с тем, ожидаемая площадь и температура горячих пятен на поверхности белого карлика, образующихся вследствие диссипации обратного тока, замыкающего токовую цепочку в магнитосфере эжектора, оказываются близки к величинам соответствующих параметров, определенных из наблюдений системы телескопом им Хаббла
Наконец при анализе результов наблюдений системы телескопом ХММ-Кеи^оп, было получено, что источник, ответственный за непульсирующии компонент рентгеновского излучения, находится за пределами двойной системы и, по-видимому, является продуктом взаимодействия струи плазмы, покидающей систему вследствие эффекта пропеллера, с релятивистским ветром, эжектируемым из магнитосферы белою карлика
В § 3 5 рассматривается возможный сценарий происхождения быстро вращающегося белого карлика, обладающего сильным магнитным полем, и обсуждается эволюционный статус системы Несоответствие между возрастом белого карлика, оцениваемым по температуре его поверхности (^ 10® лет) и характерным временем его замедления (Р3/Р х 107лет), заставляет обратггться к гипотезе о том, что в предшествующую эпоху период вращения белого карлика уменьшался вследствие дисковой аккреции на его поверхность Однако для реализации такой гипотезы в рамках модели эжектора необходимо, чтобы бьпо выполнено одно из следующих условии
а) аккреция в эпоху рас кру тки происходила в сверх-Эддингтоновском режиме, либо
б) дипольныи магнитный момент белого карлика в течение предыдущей эпохи был существенно меньше величины его диполыюго магнитного мо-
мен га, оцениваемого по формуле для маг нито-дипольно! о излучения в рамках модели эжектора
Сценарии сверх-Эддинггоновекон аккреции в случае АЕ Водолея является маловероятным С другой стороны, ограничение на величину ц означает, что либо замедление вращения белого карлика, наблюдаемое в настоящую эпоху, не связано с эффектом эжектора, либо магнитный момент белого карлика в течение предыдущей эпохи также эволюционировал в сторону увеличения Эло мог ю бьпь связано с переходом в дифференциальный режим вращения по мере лого, как звезда достигает критического периода коюрыи для Л/ud — 0 8 — 0 9 Л/q лежит в пределах ~ 15 — 20 с (Channiugam et al 1987) Генерация магнитного поля в области диффи-ренциалыюго вращения, его всплытие на поверхность звезды и укрупнение масштаба (вследствие диффузии основании трубок вдоль поверхности звезды и перезамыкания силовых линий) приводят к увеличению дипольного магнитного момента звезды
Выполненные автором оценки показывают, что описанный выше сценарии может быть использован для моделирования эволюционного трека АЕ Водолея при условии, чло область усиления магнитною поля в белом карлике (в течение фазы его дифференциального вращения) находилась в области, являющейся промежуточной между ею вырожденным ядром и невырожденной оболочкой В этом случае возможная история АЕ Водолея может быль преде гавлена в виде следующей цепочки а) система в ее исходном сое тоянии была типичным представителем класса немагнитных Взрывных Переменных, б) период вращения белого карлика вследствие дисковой аккреции на его поверхность монотонно возрастал до критической величины, при которой его вращение перешло в дифференциальный режим, в) вследствие генерации маг нитного поля в области дифференциального вращения до современной величины, белый карлик перешел в состояние эжектора
В §3 6 подробно описываются и обсуждаются результаты фотометрических наблюдений АЕ Водолея, выполненные нами в 1994 году на пяли-каналыюм фотометре-поляриметре Хельсинекого университета, установленном на 1 25-метровом телескопе АЗТ-11 Крымской Астрофизическои Обсерватории Основной целью этих наблюдений было определение параметров источника, ответственного за вспышечное излучение системы в ближней ультрафиолетовой и оптической областях спектра (заметим, что максиму м интенсивности излучения вспышечного источника в АЕ Водо-
лея приходится именно на ближнии ультрафиолетовый диапазон спектра) В ходе анализа цветовых и спектральных характеристик излучения системы, зарегистрированного в течение наиболее мощных вспышек, было установлено, что излучение вспышечного источника может быть хорошо аппроксимировано чернотельным излучением газа, нагретого до температуры ~ 17500К При этом эффективная площадь вспышечного источника оценивается как 5 ~ 2 8 х Ю20см2, что соответствует площади сферы радиуса Ляаге ^ 5 X ю4 см
Этот результат позволяет исключить как поверхность белого карлика, так и внутреннюю область магнитосферы (определяемую неравенством Я < йдаге) из списка возможных областей локализации вспышечного источника Он также говорит о том, что вспышечная активность объекта не связана ни с аккрецией материи на поверхность белого карлика, ни с какими-либо другими процессами энерговыделения (к примеру, перезамыканием силовых линий магнитного поля), происходящими вблизи поверхности компактного компонента
С другой стороны, цветовые характеристики вспышек в АЕ Водолея существенно отличаются от соответствующих характеристик магнито-активных красных карликов Это исключает возможность локализации вспышечного источника на поверхности нормального компонента системы Следующие аргументы дополнительно подтверждают этот вывод
- характерные времена роста и затухания вспышек, наблюдаемых в АЕ Водолея, сравнимы по величине, в то время как в случае вспышек на одиночных магнито-активных звездах время нарастания блеска, как правило, намного меньше времени затухания,
- корреляции вспышечной активности с фазой орбитальной периода не наблюдается,
- нет также свидетельств облучения поверхности красного карлика высокоэнергичным электромагнитным излучением или релятивистскими частицами,
- наблюдается значительный фазовый сдвиг кривой радиальных скоростей эмиссионных линии относительно кривой радиальных скоростей абсорбционных линий красного карлика,
- аномально высокая частота вспышек в АЕ Водолея (рекуренлное время между сериями вспышек 20-180минут) является нетипичной для одиночных магнито-активных звезд,
- отсутствие импульса высокоэнергичного (рент! еновского) излучения,
предшествующею оптической вспышке свидетельствует о том, что наблюдаемая вспышечная активность не связана с процессами энерювыделения в областях перезамыкашш силовых линии магнитною поля
Наконец, моделирование процесса переноса массы в системе и результаты анализа возможной локализации рентгеновскою источника, представленные выше, указывают на то, что источник вспышечцого излучения АЕ Водолея не может быть связан с материей, движущейся в полости Роша белого карлика Это позволяет сделать вывод о том, что генерация вс пышечного из ¡учения происходит за пределами системы и, скорее всего связана с процессом эперювыделенпя в веществе, истекающем из системы вследствие эффекта пропеллера Энергетические параметры вспышек при этом могчт бьпь интерпретированы в терминах взаимодействия истекающею вещества с реляшвнслским ветром белого карлика
В ЗАКЛЮЧЕНИИ формулируются основные научные результаты и общие выводы, полученные в диссертационной работе
В ПРИЛОЖЕНИИ приводятся материалы детализирующие материал, изложенный в третьей главе диссертации
Публикации по теме диссертации
Результаты, представленные в диссертации, изложены в 38работах, в том числе 28 ста геи опубликованы в ведущих отечест венных и зарубежных реферируемых журналах
1 Ихсанов, HP ''Генерация спнхротронною излучения инфракрасного диапазона в двойных рентгеновских источниках", // Письма в Астрономический Журнал 1989 15, 513-518
2 Гнедин, Ю Н , Ихсанов Н Р "Механизм генерации высоко энергичных частиц it образование корон в двойных рентгеновских источниках'', // Письма в Астрономическим Журнал, 1989, 15, 918-924
3 Гнедин, Ю Н , Ихсанов, Н Р "Механизм генерации гамма-квантов сверхвысоких энерт ни в аккрецирующих рентгеновских пульсарах', // Астрономический Ж\рнал, 1990, 67, 1165-1174
4 Beskicn na\a, N G , Ikhsanov, N R , Bruch, A Shakhovskoy, N М "UBVIil Photometry of АЕ Aquanr m Julv-Augibt 1994", /,/ Lectuie Note^ in Physics, 1995, 454, 276-280
5 Beskiovnaya, N G , Ikhsanov, N R , Bruch, A 'Cessation of the Optical Pulsations in AE Aqr', // Astrophysics and Space Science Libiaiy, 1995, 205, 368-369
6 Ikhsano-v, N R "The nature of the pumary m AE Aquarn", // Astionomy and Astrophysics, 1995, 300, 207-213
7 Ikhsanov, N R "Is AE Aquarn a System with a Netitron Star?// ASP Conference Series, 1995, 85, 400-403
8 Beskiovnaya, N G , Ikhsanov, N R , Bruch, A , Shakhovskoy. N At "Measurement of Circular Polarrzatron and UBVRI photometry of AE Aqr", // ASP Conference Serres, 1995, 85, 364-367
9 Bruch, A , Beskrovnaya, N , Ikhsanov, N , Borrsov, N "AE Aquarn in 1993 Cessation of the 33s Oscillations7', // Information Bulletin on Vairable Stars, 1995, 3996, 1-4
10 Beskrovnaya, N G , Ikhsanov, N R , Bruch, A , Shakhovskoy, N M "Photo-metrrc and polarrmetnc analysis of the flaring activity rn AE Aqr", // Astronomy and Astrophysics 1996, 307, 840-848
11 Ikhsanov, N , Pustrlnrk, LA 'Stability of the magnetospheric boundaiy of a neutron star undergoing spherical accretion', // Astronomy and Astrophysics, 1996, 312, 338-344
12 Ikhsanov, N R "Sprndown of the primary m AE Aquarn", // Astronomv and Astrophysrcs, 1997, 325, 1045-1054
13 Ikhsanov, N R 'The pulsar-like white dwarf m AE Aquarn", // Astronomy and Astrophysics, 1998, 338, 521-526
14 Ikhsanov, NR 'Raprd spindown of fast-iotating whrte dwarfc m close brnary systems as a result of magnetic field amphfication", // Astronomy and Astrophysics, 1999, 347, 915-918
15 Ikhsanov, N R "A simple solutron of the sprndown problem m AE Aquarn", // Mem Soc Astron Ital, 1999, 70, 1005-1010
16 Ikhsanov, N R ' Signs of a dead disk m AE Aquarn", /'/ Astronomy and Astrophysrcs, 2000, 358, 201-207
17 Ikhsanov, NR 'On the origin and parameteis of the pnl&ar-like white dwarf in AE Aquain' // in 1 Pulsai Astronomy - 2000 and Beyond ASP Conference Senes, Vol 202 Eds M Kramer, N Wex, and N Wielebmski, 2001, p 605-608
18 Ikhsanov, N R ''On the ongm of quiescent X-ray emission fiom A0535f26", // Astionomy and Astrophysics 2001, 367, 549-556
19 Ikhsanov, N R "On the duration of the subsonic propeller state of neutron stars m wind-fed mass-exchange close binary systems", // Astionomy and Astrophysics, 2001, 368, L5-L7
20 Ikhsanov N R "Can the 33 s pulsations observed from AE Aquarn be explained ш tcims of accretion onto the white dwaif surface?", // Astionomy and Astrophysics, 2001, 374, 1030-1034
21 Ikhsanov, N R ' On the state of low luminous accreting ncution stars" // Astionomv and Astrophysics 2001, 375, 944-949
22 Ikhsanov, N R , Lanonov, V M , Beskrovnaya, N G "On the accretion flow geometiv m A0535 f26", /,/ Astionomy and Astrophysics, 2001, 372, 227232
23 Ikhsanov, X R "Supersonic piopeller spindown of neution stars m wind-fed mass-exchange close binaries" // Astionomy and Astiophysics 2002, 381, L61-L63
24 Ikhsanov, N R , Beskiovnaya, N G "Can the Rapid Braking of the White Dwarf in AE Aquain Be Explained m Terms of the Gravitational-Wave Emittei Mechanism?', // Astiophysical Journal, 2002, 576, L57-L59
25 Ikhsanov, N R , Jordan, S , Beskiovnaya, N G ' On the cncularly polan/ed optical emission from AE Aquain', // Astronomy and Astrophysics, 2002 385, 152-155
26 Ikhsanov NR ' On the accretion luminosity of isolated neution stais", // Astionomy and Astrophysics, 2003, 399, 1147-1150
27 Пхсанов, H P , Hey строев, В В , Бескровная Н Г "Белый карлик в состоянии эжектора' , / Письма в Асгрономическии Журнал, 2004, 30, 743-753
28 Ikhsanov, N R "On the induced activity of red dwarfs in close binary systems', // m "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity'', IAU Symposium, Vol 223 Eds A V Stepanov, E E Benevolenskaya, and A G Kosoviche\, Cambridge, UK Cambridge University Press, 2004 , p 683-684
29 Ikhsanov, N R , Neustroev, V V , Beskrovnaya, N G "On the mass tiansfer in AE Aquarn", // Astronomy and Astrophysics, 2004, 421, 1131-1142
30 Ikhsanov, N R , Neustioev, V V , Beskrovnaya, N G "Simulation of Ha Doppler Tomogram of AE Aquain', // ASP Conference Senes, 2005, 330, 397-398
31 Ихсанов, H P "Нейтронные звезды в состоянии дозвукового пропеллера", // Астрофизика, 2005, 48, 477-490
32 Ихсанов, Н Р "Критерии идентификации дозвуковых пропеллеров", // Письма в Астрономический Журнал, 2005, 31 656-660
33 Ikhsanov, N R "On a Site of Х-Ray Emission m AE Aquarn", // Astrophysical Journal, 2006, 640, L59-L62
34 Ikhsanov, N R , Choi, С -S "Appearance of neutron stars in the state of subsonic propeller", // Advances in Space Research, 2006, 38, 2901-2902
35 Ikhsanov, MR, Biermann, PL "High-energy emission of fast rotating white dwarfs", // Astronomy and Astrophysics, 2006, 445, 305-312
36 Ikhsanov, N R , Biermann, P L "Accreting isolated neutron stars", // MPE Reports, 2007, 291, 165-168
37 Ikhsanov, N R "The origin of long-period X-ray pulsars" // MNRAS, 2007 375, 698-704
38 Ikhsanov, N R "Accretion by isolated neutron stars"//Astiophyb Sp Sci , 2007, 308, 137-140
Личный вклад автора
Большинство публикаций по теме диссертации выполнено автором без соавторов Личный вклад автора диссертации в работах 2 и 3 состоит в проведении расчетов и изложении результатов в форме статьи В работах 4 и 30-38 автором диссертации была поставлена задача, выработан алгоритм расчетов и подготовлен текст статьи В работах 7, 8 и 11-13 основной вклад
автора диссертации сосюиг в теоретической интерпретации результатов, полеченных в ходе наблюдении, проведенных на основе поставленной им задачи и при его непосредственном участии
Список литературы
Усов В В 'Генерация гамма-излучения вращающимися магнитными белыми карликами , // Письма в Астрономический журнал, 1988, 14, 606-609 Chanmugam, G Rao М , Tolihne, J Е ' Lower bounds on the masses of rapidly
lotatmg white dwarfs , // Astropliysical Journal, 1987 319 188- 191 Davies, R E , Fabian, А С , Pnngle, J E ' Spindown of neutron stais m close
bmaiy systems, /'/ MNRAS, 1979, 186, 779-782 Davies, R E , Pnngle, J E ' Spindown of neution stars m close binary systems
- 1Г, // MNRAS, 1981, 196, 209-224 Itoh, К , Okada S , Ishida, M , Kunicda, H "Density Diagnostics of the Hot Plasma in AE Aquani with XMM-Newton" ,// Astrophysical Journal, 2006, 639, 397 404
Usov, V V ''High-fiequency emission of X-ray pulsai IE 2259-Lo86'', // Astrophysical Journal, 1993 4 10 761
Подписано к печати 28 11 2007 Формат бумаги 60x84 1 / 16 Бумага офсетная Печать ризографическая Объем 1 уст п л
Тираж 100 экз Заказ № 4143 Отпечатано в отделе оперативной полиграфии ПИИХ СПбГУ с оригинал-макета заказчика 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр , 26 тел 428-40-43,428-69-19
Введение.
Актуальность темы.
Цель исследования.
Научная новизна.
Научная и практическая значимость.
Апробация работы.
Структура и объем диссертации.
Краткое содержание диссертации.
Основные положения диссертации, выносимые на защиту
Глава 1. Происхождение долгопериодических рентгеновских пульсаров.
§1.1 Постановка задачи.
§1.2 Геометрия аккреционного потока.
§1.3 ДФП-сценарий эволюции нейтронных звезд и его коррекция.
§1.4 Интерпретация периодов долгопериодических пульсаров
Глава 2. Наблюдательные проявления нейтронных звезд в состоянии дозвукового пропеллера.
§2.1 Дозвуковой пропеллер.
§2.2 Состояние нейтронной звезды в спокойной фазе рентгеновского транзиента А 0535+
§2.3 Аккреция на одиночные нейтронные звезды.
2.3.1 Геометрия аккреционного потока.
2.3.2 Напряженность магнитного поля и период вращения.
2.3.3 Аккреционная светимость изолированных нейтронных звезд.
Глава 3. АЕ Водолея: маломассивная двойная система с белым карликом в состоянии релятивистского эжектора.
§3.1 Классификация состояний белых карликов.
§3.2 Краткая история исследования АЕ Водолея.
§3.3 Параметры системы и постановка задачи теоретического моделирования
3.3.1 Параметры белого карлика.
3.3.2 Перенос массы в системе
§3.4 Модель "релятивистский эжектор".
3.4.1 Напряженность магнитного поля.
3.4.2 Перенос массы.
3.4.3 Вклад белого карлика в излучение системы
3.4.4 Локализация рентгеновского источника.
§3.5 Эволюционный статус АЕ Водолея.
§3.6 Вспышечная активность.
Актуальность темы
Теория магниторотационной эволюции нейтронных звезд позволяет интерпретировать многообразие наблюдаемых особенностей этих объектов в рамках единого эволюционного трека, включающего в себя три основных состояния: эжектор, пропеллер и аккретор. Молодые нейтронные звезды, образующиеся в процессе вспышки сверхновой с коллапсирующим ядром, отличаются высокой температурой поверхности, сильным магнитным полем и высокой скоростью вращения. В ходе дальнейшей эволюции температура поверхности нейтронной звезды падает, происходит распад ее магнитного поля и уменьшение энергии вращения. Это приводит к изменению характера взаимодействия звезды с окружающей материей и, соответственно, механизма энерговыделения, ответственного за ее излучение.
Нейтронные звезды в состоянии эжектора и аккретора надежно отождествлены, соответственно, с радио- (эжекционными) . и аккреционными пульсарами и уже на протяжении нескольких десятков лет являются предметом активного наблюдательного исследования. Наблюдательные особенности нейтронных звезд в состоянии пропеллера до недавнего времени оставались лишь темой теоретической дискуссии, одно из центральных мест в которой занимала проблема происхождения долгопериодических рентгеновских пульсаров. Анализ возможных решений этой задачи показал, что прохождение нейтронной звездой стадии пропеллера является неминуемым, что количество нейтронных звезд нашей Галактики, которые в настоящее время находятся на этой стадии, является значительным, и что класс пропеллеров не является однородным, но включает в себя по крайней мере два подкласса, получивших название сверхзвуковых и дозвуковых пропеллеров.
Наблюдательное отождествление пропеллеров стало возможным лишь несколько лет назад, благодаря стремительному прогрессу в чувствительности рентгеновских телескопов. Было показано, что характеристики рентгеновского излучения, наблюдаемого в течение спокойной фазы ряда транзиентных рентгеновских источников, отличаются от характеристик излучения нейтронных звезд в состоянии эжектора или аккретора. Более того, огромная амплитуда изменения интенсивности рентгеновского излучения при переходе этих источников из спокойной фазы в активную и наоборот находилась в хорошем соответствии с моделью, в которой транзиентный характер этих объектов интерпретировался в рамках перехода нейтронной звезды между состояниями пропеллера и аккретора и позволяла исключить альтернативные объяснения. Вместе с тем, было отмечено, что спектральные и временные характеристики излучения источников, являющихся кандидатами в пропеллеры, отличаются от соответствующих характеристик, предсказываемых теорией. Это указывет на необходимость пересмотра существующих представлений о механизме формирования излучения пропеллеров, а также на актуальность критического анализа основных временных и энергетических параметров этой пекулярной фазы эволюции нейтронных звезд.
Среди наблюдательных данных, свидетельствующих об актуальности критического анализа существующей модели магниторотацион-ной эволюции нейтронных звезд следует также отметить:
1) открытие сверхдолгопериодических пульсаров, период вращения нейтронных звезд в которых лежит в пределах 1000-10000 секунд;
2) наблюдения ряда Ве/рентгеновских транзиентных источников в состоянии аномально низкой рентгеновской светимости, представляющем собой симбиоз состояний пропеллера и аккретора низкой светимости, а также
3) отсутствие успеха в поиске старых изолированных нейтронных звезд, излучение которых обусловлено аккрецией материи межзвездной среды на их поверхность.
Интерпретация вышеперечисленных результатов представляется возможной лишь в рамках эволюционных треков, включающих в себя фазу дозвукового пропеллера, которая до недавнего времени оставалась практически неисследованной.
Следует отметить, что методы, лежащие в основе магнито-ротационной модели эволюции нейтронных звезд, оказываются также эффективными в исследовании наблюдательных проявлений другого класса компактных звезд - белых карликов. В частности, анализ эволюции белых карликов, входящих в состав маломассивных тесных двойных систем, указывает, что наряду с состоянием аккретора, в котором эти объекты наблюдаются в многочисленном классе Взрывных (катаклизмических) Переменных звезд, состояния пропеллера и эжектора также могут быть реализованы. Переход белых карликов в эти состояния возможен как вследствие интенсивной дисковой аккреции вещества на их поверхность, так и слияния двух белых карликов на поздних стадиях эволюции двойной системы. Несмотря на относительную многочисленность подобных объектов, предсказываемую теорией, попытки их обнаружения в течение долгого времени успеха не имели. Первый кандидат в этот класс объектов появился лишь в 1994 году: было показано, что темп замедления белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея, также как и наблюдаемая картина течения вещества в его полости Роша в рамках канонической модели аккретора быть интерперетированы не могут. На протяжении последующего десятилетия для исследования АЕ Водолея были привлечены лучшие телескопы мира, охватывающие все диапазоны электромагнитного спектра, что позволило получить обильный материал для теоретической интерпретации этого источника и, во многом благодаря исследованиям, представленным в настоящей диссертации, продвинуть наши представления об этом объекте на качественно новый уровень. Знания, полученные в ходе этих исследований, заставляют нас пересмотреть границы применимости магниторотационной модели эволюции компактных звезд, что является актуальным в выборе правильной стратегии исследования этих объектов на современном этапе. Цель исследования
Основными целями настоящей работы являются:
1. Построение эволюционного трека нейтронных звезд в долго-периодических рентгеновских пульсарах. Анализ ключевых параметров нейтронных звезд и их компаньонов в тесных двойных системах, требуемых для образования этих источников;
2. Исследование наблюдательных проявлений нейтронных звезд на стадиях сверхзвукового и дозвукового пропеллера с целью выработки критериев для наблюдательного отождествления этих объектов;
3. Исследование наблюдаемых свойств одиночных нейтронных звезд на поздних стадиях эволюции при учете взаимодействия аккреционного потока с магнитосферой этих объектов. Определение критериев для наблюдательного отождествления этих объектов и оценка вероятности их обнаружения современными рентгеновскими телескопами;
4. Определение состояния нейтронной зведы в течение фазы аномально низкой светимости Ве/рентгеновского транзиента А 0535+26. Анализ механизмов энерговыделения, ответственных за высокоэнергичное излучение системы, детектируемое в течение этой фазы;
5. Идентификация состояния белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея. Построение модели переноса массы между компонентами этой системы и, на основе этого, решение вопроса о механизмах энерговыделения, ответственных за наблюдаемое излучение. Определение эволюционного статуса источника;
6. Теоретический и наблюдательный анализ причин уникальной вспышечной активности АЕ Водолея. Решение вопроса о локализации источника вспышечного излучения и его параметрах.
Научная новизна
В диссертации представлены следующие новые результаты:
• Впервые показано, что происхождение известных на сегодня долго-периодических рентгеновских пульсаров может быть объяснено в рамках единого эволюционного трека, включающего в себя четыре основных состояния нейтронной звезды: эжектор, сверхзвуковой пропеллер, дозвуковой пропеллер и аккретор. Сформулированы основные условия реализации указанной цепи эволюции;
• Приведены исправленные величины основных параметров, определяющих условие перехода компактной звезды между состояниями сверхзвукового и дозвукового пропеллеров и аккретора;
• Впервые сформулированы критерии идентификации нейтронных звезд в состоянии дозвукового пропеллера. Показано, что звезды в этом состоянии проявляют себя как аккрецирующие рентгеновские пульсары с низкой светимостью и мягким спектром;
• Впервые показано, что учет взаимодействия аккреционного потока с магнитным полем изолированных нейтронных звезд, находящихся на поздней стадии эволюции, приводит к пересмотру вероятности обнаружения этих объектов в сторону понижения;
• Впервые показано, что нейтронная звезда, входящая в состав Ве/рентгеновского транзиента А 0535+26, в течение спокойной фазы источника находится в пекулярном состоянии, идентичном состоянию дозвукового пропеллера;
• Впервые показано, что наблюдаемые проявления белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея находятся в соответствии с идентификацией состояния этого объекта с состоянием эжектора. В рамках этой идентификации проведена оценка основных параметров системы и ее компонентов и выполнено моделирование процесса переноса массы.
Научная и практическая значимость
1. В диссертации приводится подробное описание исправленного единого эволюционного трека нейтронных звезд и критериев его применимости в зависимости от исходных параметров объекта и окружающей его материи. Эти данные могут быть использованы для идентификации эволюционного статуса компактных звезд и определения механизма энерговыделения, ответственного за излучение соответствующего источника;
2. Полученные критерии идентификации компактных источников в состоянии пропеллера могут быть использованы для разработки стратегии их отождествления при составлении наблюдательных программ;
3. Учет рассмотренных в диссертации механизмов взаимодействия аккреционного потока с магнитным полем компактного объекта необходим при моделировании рентгеновских вспышек в транзиентных источниках и для определения параметров процесса обмена массой между компонентами в этих двойных системах;
4. Результаты моделирования тесной двойной системы АЕ Водолея могут быть использованы для построения эволюционных треков компактных объектов, входящих в состав Взрывных Переменных, при расчетах эволюции магнитных полей белых карликов, а также для оценки достоверности модели процесса энерговыделения, ответственного за излучение компактных звездных объектов, находящихся в состоянии эжектора;
5. Результаты фотометрических и поляриметрических наблюдений АЕ Водолея могут быть использованы при моделировании пекулярной вспышечной активности этого объекта.
Апробация работы
Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на астрофизических семинарах:
• Главной астрономической обсерватории РАН, Астрономического института им. В.В. Соболева СПбГУ, Физико-технического института им. А.Ф.Иоффе, Теоретического отдела Физического института им. П.Н. Лебедева РАН, Специальной астрофизической обсерватории РАН и Крымской Астрофизической Обсерватории;
• институтов им. Макса Планка, Германия: МРЕ, г. Мюнхен, (1996, 1999); MPI, г. Бонн, (6 докладов в течение 19962007); МРА, г.Мюнхен (2003); Института астрономии Бонского Университета, г.Бонн, Германия (1995); Института астрономии Мюнхенского Университета, г.Мюнхен, Германия (4 доклада в течение 1994-1999); Института астрономии Кембриджского Университета, г.Кембридж, Англия (2003, 2005), Корейского института астрономии и космических исследований, г. Тэджон, Южная Корея (4 доклада в течение 2003-2005), Центра космических полетов им. Маршала, НАС А, г. Хантсвилл, США (2006), Астрономического института Университета Северной Каролины, г.Гринсборо, США (2006),
Автором было представлено 36 научных докладов на 24-х российских и международных конференциях:
• "X Ray Emission from Active Galactic Nuclei and the Cosmic X Ray Background", Мюнхен, Германия, ноябрь 1991;
• "The cosmic dynamo", Потсдам, Германия, сентябрь 1992;
• "Particle Acceleration Phenomena in Astrophysical Plasmas", Мэриленд, США, январь 1993;
• "Cataclysmic Variables", Терме, Италия, июнь 1994;
IAU Colloquium 151: "Flares and Flashes", Зоненберг, Германия, декабрь 1994;
Seventeenth Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, Мюнхен, Германия, декабрь 1994;
Cape Workshop on "Magnetic cataclysmic variables", Кейптаун, Южная Африка, январь 1995;
Vulcano Workshop on "High Energy Astrophysics and Particle Physics", Вулкано, Италия, июнь 1997;
ESO Workshop on "Cyclical Variability in Stellar Winds: Recent Developments and Future Applications", Мюнхен, Германия, октябрь 1997;
BL LAC Phenomenon", Турку, Финляндия, июнь 1998;
Highlights in X-ray astronomy", Мюнхен, Германия, июнь 1998;
IAU Colloquium 177, "Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond", Бонн, Германия, август 1999;
ESO Workshop on "Black Holes in Binaries and Galactic Nuclei", Мюнхен, Германия, сентябрь 1999;
Съезд Европейского астрономического общества JENAM-2000, Москва, Россия, май 2000;
Съезд Европейского астрономического общества JENAM-2001, Мюнхен, Германия, сентябрь 2001;
• Третья Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Вселенная и мы", Москва, Россия, июнь 2004;
• IAU Symposium 223, "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity", Санкт-Петербург, Россия, июнь 2004;
• "The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects", Страсбург, Франция, июль 2004;
• "Astrophysics and cosmology after Gamow - theory and observations", Одесса, Украина, август 2004;
• Annual meeting of Korean Physical Society, Джеджу, Южная Корея, октябрь 2004;
• "Cosmology and High Energy Astrophysics (Zeldovich-90)", Москва, Россия, декабрь 2004;
• COSPAR Colloquium on: "Spectra & Timing of Accreting X-ray Binaries", Бомбей, Индия, январь 2005;
• "Isolated Neutron Stars: from the Interior to the Surface", Лондон, апрель, 2006;
• 363. WE-Heraeus Seminar on: "Neutron Stars and Pulsars", Бад-Хоннеф, Германия, май 2006.
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из Введения, трех глав, заключения, списка литературы (260 наименований) и приложения. Она содержит 21 рисунок и 15 таблиц. Общий объем диссертации - 282 страницы.
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:
1. Ихсанов, Н.Р. "Генерация синхротронного излучения инфракрасного диапазона в двойных рентгеновских источниках", // Письма в Астрономический Журнал, 1989, 15, 513-518
2. Гнедин, Ю.Н., Ихсанов, Н.Р. "Механизм генерации высокоэнергичных частиц и образование корон в двойных рентгеновских источниках", / / Письма в Астрономический Журнал, 1989, 15, 918-924
3. Гнедин, Ю.Н., Ихсанов, Н.Р. "Механизм генерации гамма-квантов сверхвысоких энергий в аккрецирующих рентгеновских пульсарах", // Астрономический Журнал, 1990, 67, 1165-1174
4. Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. "UBVRI Photometry of AE Aquarii in July-August 1994", // Lecture Notes in Physics, 1995, 454, 276-280
5. Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A. "Cessation of the Optical Pulsations in AE Aqr", // Astrophysics and Space Science Library,
1995, 205, 368-369
6. Ikhsanov, N.R. "The nature of the primary in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 1995, 300, 207-213
7. Ikhsanov, N.R. "Is AE Aquarii a System with a Neutron Star?", // ASP Conference Series, 1995, 85, 400-403
8. Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. "Measurement of Circular Polarization and UBVRI photometry of AE Aqr", // ASP Conference Series, 1995, 85, 364-367
9. Bruch, A., Beskrovnaya, N., Ikhsanov, N., Borisov, N. "AE Aquarii in 1993: Cessation of the 33s Oscillations?", // Information Bulletin on Variable Stars, 1995, 3996, 1-4
10. Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. "Photometric and polarimetric analysis of the flaring activity in AE Aqr", // Astronomy and Astrophysics, 1996, 307, 840-848
11. Ikhsanov, N., Pustilnik, L.A. "Stability of the magnetospheric boundary of a neutron star undergoing spherical accretion", // Astronomy and Astrophysics, 1996, 312, 338-344
12. Ikhsanov, N.R. "Spindown of the primary in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 1997, 325, 1045-1054
13. Ikhsanov, N.R. "The pulsar-like white dwarf in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 1998, 338, 521-526
14. Ikhsanov, N.R. "Rapid spindown of fast-rotating white dwarfs in close binary systems as a result of magnetic field amplification", // Astronomy and Astrophysics, 1999, 347, 915-918
15. Ikhsanov, N.R. "A simple solution of the spindown problem in AE Aquarii", // Mem. Soc. Astron. Ital., 1999, 70, 1005-1010
16. Ikhsanov, N.R. "Signs of a dead disk in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 2000, 358, 201-207
17. Ikhsanov, N.R. "On the origin and parameters of the pulsar-like white dwarf in AE Aquarii" //in "Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond", ASP Conference Series, Vol. 202 Eds. M.Kramer, N.Wex, and N. Wielebinski, 2001, p. 605-608
18. Ikhsanov, N.R. "On the origin of quiescent X-ray emission from A0535+26", // Astronomy and Astrophysics, 2001, 367, 549-556
19. Ikhsanov, N.R. "On the duration of the subsonic propeller state of neutron stars in wind-fed mass-exchange close binary systems", // Astronomy and Astrophysics, 2001, 368, L5-L7
20. Ikhsanov, N.R. "Can the 33 s pulsations observed from AE Aquarii be explained in terms of accretion onto the white dwarf surface ?", // Astronomy and Astrophysics, 2001, 374, 1030-1034
21. Ikhsanov, N.R. "On the state of low luminous accreting neutron stars", // Astronomy and Astrophysics 2001, 375, 944-949
22. Ikhsanov, N.R., Larionov, V.M., Beskrovnaya, N.G. "On the accretion flow geometry in A0535+26", // Astronomy and Astrophysics, 2001, 372, 227-232
23. Ikhsanov, N.R. "Supersonic propeller spindown of neutron stars in wind-fed mass-exchange close binaries" // Astronomy and Astrophysics, 2002, 381, L61-L63
24. Ikhsanov, N.R., Beskrovnaya, N.G. "Can the Rapid Braking of the White Dwarf in AE Aquarii Be Explained in Terms of the Gravitational-Wave Emitter Mechanism?", // Astrophysical Journal, 2002, 576, L57-L59
25. Ikhsanov, N.R., Jordan, S., Beskrovnaya, N.G. "On the circularly polarized optical emission from AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 2002, 385, 152-155
26. Ikhsanov, N.R. "On the accretion luminosity of isolated neutron stars", // Astronomy and Astrophysics, 2003, 399, 1147-1150
27. Ихсанов, H.P., Неустроев, В.В., Бескровная, Н.Г. "Белый карлик в состоянии эжектора", // Письма в Астрономический Журнал, 2004, 30, 743-753
28. Ikhsanov, N.R. "On the induced activity of red dwarfs in close binary systems", //in "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity", IAU Symposium, Vol. 223. Eds. A.V. Stepanov, E.E. Benevolenskaya, and A.G. Kosovichev, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2004., p.683-684
29. Ikhsanov, N.R., Neustroev, V.V., Beskrovnaya, N.G. "On the mass transfer in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 2004, 421, 1131-1142
30. Ikhsanov, N.R., Neustroev, V.V., Beskrovnaya, N.G. "Simulation of Hen Doppler Tomogram of AE Aquarii", // ASP Conference Series, 2005, 330, 397-398
31. Ихсанов, H.P. "Нейтронные звезды в состоянии дозвукового пропеллера", // Астрофизика, 2005, 48, 477-490
32. Ихсанов, Н.Р. "Критерии идентификации дозвуковых пропеллеров", // Письма в Астрономический Журнал, 2005, 31, 656-660
33. Ikhsanov, N.R. "On a Site of Х-Ray Emission in AE Aquarii", // As-trophysical Journal, 2006, 640, L59-L62
34. Ikhsanov, N.R., Choi, C.-S. "Appearance of neutron stars in the state of subsonic propeller", // Advances in Space Research, 2006, 38, 29012902
35. Ikhsanov, N.R., Biermann, P.L. "High-energy emission of fast rotating white dwarfs", // Astronomy and Astrophysics, 2006, 445, 305-312
36. Ikhsanov, N.R., Biermann, P.L. "Accreting isolated neutron stars", // MPE Reports, 2007, 291, 165-168
37. Ikhsanov, N.R. "The origin of long-period X-ray pulsars" // MNRAS, 2007, 375, 698-704
38. Ikhsanov, N.R. "Accretion by isolated neutron stars" // Astrophys. Sp. Sci., 2007, 308, 137-140
Личный вклад автора диссертации в работах 2 и 3 состоит в проведении рассчетов и изложении результатов в форме статьи. В работах 4 и 30-38 автором диссертации была поставлена задача, выработан алгоритм рассчетов и подготовлен текст статьи. В работах 7, 8 и 11-13 основной вклад автора диссертации состоит в теоретической интерпретации результатов, полученных в ходе наблюдений, проведенных на основе поставленной им задачи и при его непосредственном участии.
1. Chanmugam, G., Rao, М., Tohline, J.E. "Lower bounds on the masses of rapidly rotating white dwarfs", // Astrophysical Journal, 1987, 319, 188191
2. Davies, R.E., Fabian, A.C., Pringle, J.E. "Spindown of neutron stars in close binary systems", // MNRAS, 1979, 186, 779-782
3. Usov, V.V. "High-frequency emission of X-ray pulsar IE 2259+586", // Astrophysical Journal, 1993, 410, 7611. Глава 1.
4. Происхождение долгопериодических рентгеновских пульсаров§1.1 Постановка задачи
5. Параметер ЭД?о определяется выражением0 = ^GPooKo (1.4)и представляет собой темп взаимодействия нейтронной звезды с окружающей ее материей, т.е. массу газа, с которой нейтронная звезда, по мере своего движения, взаимодействует в единицу времени.
6. Длительность фазы эжектора в приближении dB*/dt = 0 оценивается выражением (та ~ Itu2/Lmij)12 1 лб Г ( » \ ( ) '1/2 f у0° \ "1/2
7. Та ~ L^ * 10 745 VlO30Гс• см3J ГОЪфJ ) Л6Т'1.6)где /45 момент инерции нейтронной звезды, выраженный в единицах 1045 г • см2.
8. Решение неравенства (1.8) относительно Ps приводит нас к выводу, что период вращения нейтронной звезды в состоянии аккретораограничен следующим образом:1.11)
