Магнито-вращательная эволюция и популяционный синтез одиночных нейтронных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ^ ИМЕНИ М.В.ЛОМОНОСОЕ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕС 4852575

ИМЕНИ П.К. ШТЕРНБЕРГА

На правах рукописи Л/'

ПОПОВ Сергей Борисович

Магнито-вращательная эволюция и популяционный синтез одиночных нейтронных звезд

Специальность: 01.03.02 — астрофизика и звездная астрономия

Автореферерат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

1 СЕН 2011

Москва 2011

4852575

Работа выполнена в отделе релятивистской астрофизики Государственного астрономического института имени П.К.Штернберга Московского государственного университета имени М.В.Ломоносова

Официальные оппоненты доктор физико-математических наук, (Физический Институт им. П.Н. Лебедева РАН) доктор физико-математических наук (Физико-технический Институт им. А. Ф. Иоффе РАН) доктор физико-математических наук (Институт Космических Исследований РАН)

Ведущая организация

Институт Астрономии Российской Академии Наук

Защита состоится 22 сентября 2011 года в 1400 на заседании диссертационного совета Д501.001.86 при Московском государственном университете имени М.В. Ломоносова по адресу: 119991 Москва В-234, Университетский проспект д.13

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института имени П.К. Штернберга при МГУ (Москва, Университетский проспект д. 13).

Автореферат разослан 18 августа 2011 года

Бескин В.С. Каминкер А.Д. Ревнивцев М.Г.

Ученый секретарь диссертационного совета

доктор физ.-мат. наук С.О.Алексеев

1 Общая характеристика диссертации

Диссертация посвящена исследованию эволюции одиночных нейтронных звезд и связанным с этой проблематикой вопросам (в основном, это эволюция тесных двойных систем, приводящая к формированию нейтронных звезд, в первую очередь - одиночных). Представлены результаты, полученные разными методами: аналитические расчеты, полуаналитические вычисления, качественные гипотезы и детальное компьютерное моделирование.

Главные результаты, представленные в диссертации, связаны с разработкой модели и созданием первого в мире комплекса программ для по-пуляционного синтеза близких остывающих молодых нейтронных звезд. Развитие использованного нами оригинального подхода позволило создать подробную модель, описывающую локальную (вплоть до нескольких килопарсек) популяцию молодых нейтронных звезд. На основе комплексного подхода, включающего несколько разных популяций молодых компактных объектов, удалось получить непротиворечивое описание эволюции и наблюдательных проявлений радиопульсаров, магнита-ров и остывающих нейтронных звезд в рамках единой модели с гладкими начальными распределениями.

Некоторые из полученных результатов представляют интерес не только для астрофизиков, но и для физиков, занимающихся вопросами поведения вещества при больших плотностях или в сильных магнитных нолях. Первое связано с изучением популяций остывающих нейтронных звезд, чья тепловая эволюция зависит от свойств сверхплотного вещества в недрах нейтронных звезд. Второе - с исследованиями маиштаров, которым посвящена одна из глав диссертации.

Там, где это сейчас возможно, мы сравнивали результаты теоретических расчетов с данными наблюдений в разных диапазонах спектра, в первую очередь в рентгеновском. Кроме этого, в работе представлены модели, интерпретирующие данные наблюдений, а также сделаны предсказания для будущих наблюдательных проектов, в том числе, разрабатываемых в России.

В диссертацию включены результаты, опубликованные в 2000-2010 гг. Большая часть результатов, представленных в диссертации, описана в двух больших обзорах автора (в соавторстве с М.Е. Прохоровым) на русском языке, опубликованных в 2003 и 2007 годах.

1.1 Цель диссертации

Цели настоящей диссертации таковы:

а) Исследование плохо изученых аспектов магнито-вращательной эволюции нейтронных звезд и проведение расчетов на основе созданных моделей.

б) Разработка популяционных моделей для одиночных нейтронных звезд разных возрастов.

в) Применение построенных моделей для численного моделирования различных популяций нейтронных звезд и сравнение результатов расчетов с наблюдениями.

г) Изучение особенностей эволюции двойных систем, порождающих нейтронные звезды, и рассмотрение влияния эволюции в двойных на параметры популяций одиночных нейтронных звезд.

д) Исследование популяции магнитаров и определение ее связей с другими типами нейтронных звезд.

1.2 Актуальность диссертации

Перечисленные задачи являются актуальными в свете бурного развития астрофизики нейтронных звезд и техники наблюдений.

Новые наземные установки и космические обсерватории дают большой поток информации по нейтронным звездам. Растет количество известных объектов всех типов, для все большего числа источников определяются разнообразные параметры со все возрастающей точностью, обнаруживаются новые проявления нейтронных звезд и новые типы объектов.

Существенный прогресс имеется в радионаблюдениях. Растет число известных радиопульсаров, приближаясь к 2000 (см. каталог АТКТ [1]). Обнаруживаются пекулярные свойства отдельных источников этого типа, накапливается статистика по популяции в целом и по ее подгруппам. При этом существует целый ряд нерешенных принципиальных вопросов, касающихся самой большой и первой из идентифицированных популяций нейтронных звезд [2, 3].

Совершенствование техники регистрации и обработки данных в радиоастрономии привели к обнаружению нового типа активности (а, возможно, и нового типа объектов) - вращающихся радиотранзиентов (Ш1АТз) [9]. Это источники, испускающие миллисекундные радиоимпульсы с периодичностью, соответствующей периоду вращения, но с

огромной долей "пропущенных" импульсов.

Для многих типов нейтронных звезд ключевыми оказались наблюдения в рентгеновском диапазоне [4]. Это относится к остывающим нейтронным звездам - т.н. "Великолепной семерке" [5, 6] и центральным объектам в остатках сверхновых [7], - а также к магнитарам [8]. Как обзорные (ROSAT, RXTE и др.), так и детальные (Chandra, XMM-Newton и др.) наблюдения в последние годы существенно расширили и углубили наши знания о нейтронных звездах.

Кроме этого одиночные нейтронные звезды наблюдаются и в оптическом, и в ИК диапазонах. Большой прогресс имеет место в гамма-наблюдениях. На орбите работает обсерватория имени Ферми, а на Земле работает несколько телескопов в ТэВном диапазоне. Эти инструменты дают существеннейшую новую ииформацию по нейтронным звездам.

Анализ свойств перечисленных выше типов источников, все из которых являются молодыми нейтронными звездами, показывает, что они занимают широкие диапазоны практически по всем типам основных параметров. Так, например, магнитные поля некоторых центральных источников в остатках сверхновых имеют величину менее Ю10 Гс, а поля магнитаров могут превосходить 1014 Гс. Т.о., и наблюдательные проявления молодых нейтронных звезд чрезвычайно разнообразны [10, 11].

Объяснение наблюдаемого многообразия объектов, выяснение особенностей эволюции, приводящих к появлению наблюдаемых популяций источников является важной современной задачей, над которой работают исследовательские группы во всем мире, в том числе в России. Планирование новых экспериментов (например, таких как российский спутник Спектр-РГ [12] - [15]) требует предсказаний потенциально наблюдаемых популяций, расчетов их свойств. Для этого наиболее целесообразно применять метод популяционного синтеза [16], развиваемый для ряда типов объектов в данной работе. Также необходимо определять и уточнять распределения по начальным параметрам для нейтронных звезд.

Кроме перечисленных астрофизических задач важно отметить, что нейтронные звезды представляют собой чрезвычайно интересный тип объектов с точки зрения физики [17]. Так например, вещество в недрах нейтронных звезд находится в экстремальном состоянии, недоступном для исследования в наземных лабораториях, но представляющем чрезвычайно большой интерес для ядерной физики [18]. Для проверок физических теорий можно применять астрофизические данные. Это, например, относится к исследованию тепловой эволюции нейтронных звезд,

которая с одной стороны, связана с деталями внутреннего строения этих объектов [19, 20], а с другой - находит выражение в наблюдаемых проявлениях компактных объектов [21]. На этапе сравнения результатов расчетов с наблюдениями эффективно применение популяционного синтеза. Разработанный в данной диссертации метод тестирования моделей тепловой эволюции нейтронных звезд представляет собой актуальную методику, применимую на стыке ядерной физики и астрофизики [22].

1.3 Научная новизна и практическая значимость

Научная новизна состоит в создании новых популяционных моделей и воплощении их в виде компьютерных программ. Также впервые рассчитаны параметры старых аккрецирующих нейтронных звезд с учетом турбулентности межзвездной среды. Впервые с помощью оригинального комплекса программ проведен популяционный синтез остывающих одиночных нейтронных звезд. Впервые изучена связь близкой популяции нейтронных звезд с ОВ-ассоциациями в окрестности Солнца. Впервые по данным каталога ВАТЭЕ получены оценки темпа гигантских вспышек магнитаров. Важным пунктом является первый комплексный популяционный синтез молодых нейтронных звезд разных типов (радиопульсары, магнитары, остывающие нейтронные звзды) с учетом затухания магнитного поля. Впервые получено распределение по начальным магнитным полям нейтронных звезд, удовлетворяющее данным наблюдений сразу для трех разных популяций. Впервые в рамках количественной модели прослежены эволюционные связи между разными типами нейтронных звезд с сильным магнитным полем.

Практическая значимость полученных результатов, во-первых, связана с тем, что популяционные модели могут быть использованы для предсказания числа и свойств источников, которые могут быть обнаружены в планирующихся или начинающихся обзорных наблюдательных программах (например, на борту российского спутника Спектр-Рентген-Гамма), а также в архивных данных. Во-вторых, предложенный в диссертации тест тепловой эволюции компактных объектов может быть использован для эффективной селекции моделей остывания нейтронных звезд, а также для выбора параметров в выбранных моделях на основе сравнения численных расчетов и данных наблюдений. В-третьих, полученные результаты могут быть использованы при создании новых популяционных моделей и расчетах эволюции нейтронных звезд.

1.4 Положения, выносимые на защиту

На защиту выносятся следующие результаты:

1. Разработана оригинальная модель, описывающая популяцию близких молодых нейтронных звезд. На ее основе создан комплекс программ для популяционных расчетов эволюции близких одиночных остывающих нейтронных звезд и произведены расчеты.

а) Определено происхождение большинства близких молодых остывающих нейтронных звезд. Сравнением результатов расчетов с данными наблюдений продемонстрировано, что основная часть этих объектов появилась в Поясе Гулда.

б) Предложен новый тест моделей тепловой эволюции нейтронных звезд, основанный на расчете распределения Log N - Log S этих объектов в окрестности Солнца и сравнении с данными наблюдений. С помощью численного моделирования продемонстрирована эффективность нового метода. Показано, что он компенсирует недостатки традиционного подхода проверки моделей тепловой эволюции. Для ряда моделей рассчитаны диапазоны параметров, позволяющие описать наблюдаемую популяцию.

в) Сделаны предсказания для поиска одиночных остывающих нейтронных звезд с помощью будущих рентгеновских обзоров. Новые источники на более низких потоках будут иметь более высокие температуры, чем объекты "Великолепной семерки" - порядка 200 эВ, и будут располагаться за Поясом Гулда в направлении на богатые ОВ-ассоциации.

2. Проведен комплексный популяционный сиитез молодых одиночных нейтронных звезд в модели с затуханием магнитного поля. Исследована эволюционная связь между популяциями одиночных нейтронных звезд. Исследовано начальное распределение по магнитным полям. Доля магнитаров ограничена величиной порядка 10%. Выделено лог-нормальное распределение по начальным магнитным полям, удовлетворительно описывающее одновременно популяции близких остывающих нейтронных звезд, магнитаров и радиопульсаров. В этой модели среднее поле составляет 1013 25 Гс, дисперсия а = 0.6.

3. Исследованы особенности магнито-вращательмой эволюции старых одиночных нейтронных звезд и получены следующие результаты.

а) Рассчитаны модели эволюции одиночных нейтронных звезд с затуханием магнитного ноля на большом масштабе времеии для разных моделей затухания. Для разных моделей затухания выделены диапазоны параметров, при которых нейтронные звезды выходят на стадию аккреции из межзвездной среды за время, меньшее времени жизни Галактики. При экспоненциальном распаде, начальных полях порядка 1012 Гс, характерном времени распада 107-108 лет и нижней границе поля порядка 109-5-10п Гс нейтронные звезды не успевают выйти на стадию аккреции за время меньшее нескольких миллиардов лет.

б) Рассчитано распределение по периодам вращения старых одиночных аккрецирующих нейтронных звезд при постоянном магнитном поле с учетом турбулентности межзвездной среды. Характерные периоды составляют несколько месяцев для реалистичных распределений по магнитным полям и скоростям. Для самых ярких низкоскоростных звезд периоды составляют порядка нескольких суток.

4. Исследована роль двойных систем в формировании параметров одиночных компактных объектов и получены следующие результаты.

а) Изучены каналы образования быстро вращающихся ядер звезд, которые могут быть прародителями магнитаров в тесных двойных системах. Показано, что при сохранении ядром звезды-прародителя значительной части приобретенного углового момента удается объяснить как количество магнитаров, так и факт их одиночности. В рамках сценария с заметной потерей углового момента в процессе эволюции необходимо сделать дополнительные предположения о параметрах дополнительной скорости (кике) при рождении нейтронной звезды. Необходим кик перпендикулярно плоскости орбиты с величиной > 400 км с-1.

б) Рассмотрено влияние двойственности звезд-прародителей на рас-

пределение углов между осью вращения и направлением простран-

ственной скорости для разных параметров кика. Рассчитано, в ка-

ких областях на плоскости угол-скорость доминируют одиночные пульсары, родившиеся в двойных системах. Такие источники чаще имеют углы > 15 - 20°, а также преобладают среди объектов со

скоростями < 30 км с

5. Исследованы некоторые аспекты эволюции массивных двойных систем и получены следующие результаты.

а) Предложена методика поиска близких молодых черных дыр, образовавшихся в распавшихся после взрыва сверхновой двойных системах, по убегающим звездам. Рассчитаны области локализации для четырех объектов.

б) Построен и проанализирован спектр масс массивных нейтронных звезд в двойных системах, выделены типы систем, в которых наиболее вероятно их появление. Галактический темп формирования нейтронных звезд с барионной массой > 1.8 Ма составляет примерно (6 - 7) 10"7 в год.

6. Даны оценки темпа гигантских вспышек магнитаров. По результатам обработки каталога ВАТБЕ темп вспышек с энерговыделением в начальном импульсе > 0.5 1044 эрг составляет < 1/10 - 1/30 в

. год на галактику. Темп вспышек с энерговыделением в начальном импульсе > 1046 эрг составляет < 1/1000 в год на галактику.

1.5 Личный вклад автора

Постановка задач в подавляющем большинстве работ, представленных в диссертации, принадлежит автору. Анализ полученных результатов проводился совместно с соавторами. Основная часть программного кода для популяционного моделирования одиночных нейтронных звезд (кроме моделирования радиопульсаров в работе по комплексному популяционно-му синтезу) была написана автором. Также автором были проведены все расчеты для одиночных нейтронных звезд (кроме радиопульсаров в работе по комплексному популяционному синтезу). Расчеты по популя-ционному синтезу двойных систем проводились в основном соавторами. Автор принимал участие в работе над некоторыми узлами комплекса программ по расчету эволюции тесных двойных систем.

Выделим некоторые пункты отдельно:

• Автором была написана основная часть программы популяционного синтеза одиночных остывающих нейтронных звезд.

• Автором было предложено учесть роль Пояса Гулда и продемонстрировано ее большое значение.

• Автором было предложено использовать популяционные расчеты распределения Log N - Log S для близких остывающих нейтронных звезд в качестве теста моделей остывания и проведены все соответствующие расчеты.

• Автором была предложена идея комплексного популяционного синтеза остывающих нейтронных звезд, магнитаров и радиопульсаров; выполнены расчеты для остывающих нейтронных звезд (программы создавались при участии П.А.Болдина и Б. Посселт); написана программа и выполнены расчеты для магнитаров.

• Автором была высказана идея о возможности определения областей локализации молодых одиночных черных дыр в окрестности Солнца по изучению свойств массивных убегающих звезд. Расчеты областей локализации были выполнены совместно с М.Е. Прохоровым.

• В наблюдательных работах автор участвовал в постановке задачи и обсуждении и интерпретации результатов.

• Использование именно объектов "Великолепной семерки" в качестве наилучших источников для поиска сигналов от конверсии аксионов в сильном магнитном поле было предложено автором. Оценки для этих объектов проведены совместно с М.С. Пширковым.

• Автором была предложена идея о поиске гипервспышек и гигантских вспышек магнитаров в данных BATSE в направлении областей с высоким звездообразованием. Работа с каталогом проводилась совместно с Б.Е. Штерном.

Часть работ выполнена без соавторов, они выше не упомянуты. В остальных неупомянутых выше работах вклад автора равный.

1.6 Апробация результатов

Основные результаты, представленные в диссертации, были многократно представлены в виде устных докладов лично автором на многочисленных конференциях и семинарах. В их числе на:

1. Конференциях НЕА в Москве в 2001 - 2010 гг.

2. Конференциях по физике нейтронных звезд в Петербурге в 1999, 2001, 2005, 2008 гг.

3. Конференции "Superdense QCD Matter and Compact Stars", Ереван, Армения (2003).

4. Конференциях "Astrophysics of Neutron Stars" в Турции в 2007, 2008, 2010 гг.

5. Конференции "Third International Sakharov Conference on Physics", Москва (2002).

G. Конференции "Texas in Florence", Флоренция, Италия (2003).

7. Конференции "4th AGILE workshop: X-ray and gamma-ray astrophysics of galactic sources", Рим, Италия (2003).

8. Конференции "Isolated neutron stars: from the surface to the interior", Лондон, Великобритания (2006).

9. Конференции "BAK-2004", Москва (2004).

10. Конференции "VA100 Evolution of Cosmic Objects Through Their Physical Activity", Ереван, Армения (2008).

11. Конференции "КВАРКИ-2006", Репино (2000).

12. Конференции "Hot points in astrophysics and cosmology", Дубна (2004).

13. Конференции "Astrophysical sources of high energy particles and radiation", Торунь, Польша (2005).

14. Конференции "Supernovae as cosmological lighthouses", Падуя, Италия (2004).

15. Конференции "Neutron Stars at the Crossroads of Fundamental Physics", Ванкувер, Канада (2005).

Семинары с докладами автора по различным работам, представленным в диссертации, проходили в ГАИШ, ОИЯИ (Дубна), ФИАН, ИКИ, ФТИ им. Иоффе, ИТЭФ, ун-те Аликанте (Испания), обсерватории Кальяри (Италия), ун-те Комо (Италия), ун-те и обсерватории Падуи (Италия), ун-тах Милана (Италия), Институте Астрономии в Кембридже (Великобритания), обсерватории Йены (Германия), ун-те Ростока (Германия), SISSA (Италия), ун-те Льежа (Бельгия), Институте Радиоастрономии в Бонне (Германия), в GSI (Германия) и др.

Серии лекций по актуальным вопросам астрофизики нейтронных звезд, в рамках которых, в частности, представлялись и результаты диссертации, были прочитаны автором в ГАИШ МГУ, ун-те Кальяри (Италия), ин-те Эйнштейна в Гольме (Германия), на летних школах в Дубне, Эриче (Италия), Тренто (Италия), Пущино.

Также результаты представлялись в виде различных докладов соавторами статей.

1.7 Публикации по теме диссертации

Результаты по теме диссертации были опубликованы в 5 обзорах, 30 статьях в рецензируемых журналах и 12 материалах конференций. Обзоры

1. S.B. Popov

"The Zoo of Neutron Stars"

Physics of Particles and Nuclei vol. 39, pp. 1136-1142 (2008)

2. С.Б. Попов, M.E. Прохоров "Популяционный синтез в астрофизике"

Успехи Физических наук т. 177, N11, стр. 1179-1206 (2007)

3. С.Б. Попов, М.Е. Прохоров

"Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные

звезды и магнитары"

Труды ГАИШ т. 72, стр. 1-80 (2003)

4. S.B. Popov, R.Turolla

"Isolated neutron stars: An astrophysical perspective" in: Proceedings of the NATO Advanced Research Workshop On Superdense QCD Matter and Compact Stars (NATO Science Series. II. Mathematics, Physics and Chemistry. Eds. D. Blaschke and D. Sedrakian. Vol. 197) (2006) pp. 53-72

5. M. Colpi, A. Possenti, S.B. Popov, F. Pizzolato "Spin and magnetism in old neutron stars"

in: "Physics of Neutron Star Interiors" (Eds. D. Blaschke, N.K. Glendenning and A. Sedrakian, Lecture Notes in Physics, Vol. 578) (Springer, 2001) pp.440-467

Публикации в рецензируемых журналах

1. S.B. Popov, J.A. Pons, J.A. Miralles, P.A. Boldin, B. Posselt "Population synthesis studies of isolated neutron stars with magnetic field decay"

MNRAS vol. 401, pp. 2675-2686 (2010)

2. A.G. Kuranov, S.B. Popov, K.A. Postnov

"Pulsar spin-velocity alignment from single and binary neutron star progenitors"

MNRAS vol. 395, pp. 2087-2094 (2009)

3. V.I. Kondratiev, M.A., McLaughlin, D.R. Lorimer, M. Burgay, A. Possenti, R. Turolla, S.B. Popov, S. Zane

"New limits on radio emission from X-ray dim isolated neutron stars" ApJ vol. 702, pp. 692-706 (2009)

4. A.M. Pires, C. Motch, R. Turolla, A. Treves, S.B. Popov "The isolated neutron star candidate 2XMM J104608.7-594306" A&A vol. 498, pp. 233-240 (2009)

5. M.S. Pshirkov, S.B. Popov

"Conversion of Dark matter axions to photons in manetospheres of neutron stars"

ЖЭТФ T. 108 стр. 384.388 (2009)

6. А.И. Богомазов, С.Б. Попов

"Магнитары, гамма-всплески и экстремально тесные двойные системы" АЖ т. 86, стр. 361-369 (2009)

7. S.B. Popov

"Tkachenko waves, glitches and precession in neutron stars" Ap&SS vol. 317, pp. 175-179 (2008)

8. B. Posselt, S.B. Popov, F. Haberl, J. Trumper, R. Turolla, R. Neuhauser "The needle in the haystack - Where to look for more isolated cooling neutron stars"

A&A vol. 482, pp. 617-630 (2008)

9. S.B. Popov

"Soft gamma repeaters activity in time" Astronom. Nachr. vol. 329, pp. 15-19 (2008)

10. B. Posselt, S.B. Popov, F. Haberl, R. Turolla, R. Neuhauser "The Magnificent Seven in the dusty prairie"

Ap&SS vol. 308, pp. 171-176 (2007)

11. S.B. Popov, D. Blaschke, H. Grigorian, M.E. Prokhorov "Neutron star masses: dwarfs, giants and neighbors"

Ap&SS vol. 308, pp. 381-384 (2007)

12. S.B. Popov, H. Grigorian, D. Blaschke

"Neutron star cooling constraints for color superconductivity in hybrid stars" Phys. Rev. C. vol. 74, 025803 (2006)

13. S.B. Popov, R. Turolla, A. Possenti

"A tale of two populations: Rotating Radio Transients and X-ray Dim Isolated Neutron Stars"

MNRAS vol. 369, pp. L23-L27 (2006)

14. S.B. Popov, M.E. Prokhorov

"Magnetars origin and progenitors with enhanced rotation" MNRAS vol. 367, pp. 732-736 (2006)

15. S.B. Popov, H. Grigorian, R. Turolla, D. Blaschke "Population synthesis as a probe of neutron star thermal evolution" A&A Vol. 448, pp.327-334 (2006)

16. S.B. Popov, B.E. Stern

"Soft gamma repeaters outside the Local group" MNEAS vol. 365, pp. 885-890 (2006)

17. S.B. Popov, M.E. Prokhorov "Trans-sonic propeller stage"

Astr. Astroph. Trans, vol. 24, pp. 17-23 (2005)

18. S.B. Popov, M.E. Prokhorov "Formation of massive skyrmion stars" A&A vol. 434, pp. 649-655 (2005)

19. S.B. Popov, R. Turolla, M.E. Prokhorov, M. Colpi, A. Treves "Young close-by neutron stars: the Gould Belt vs. the Galacic disc" Ap&SS vol. 299, pp. 117-127 (2005)

20. I. Bombaci, S.B. Popov

"On the nature of bimodal initial velocity distribution of neutron stars" A&A vol. 424, pp. 627-633 (2004)

21. S.B. Popov

"On the evolutionary states of neutron stars in pre-low-mass X-ray binaries" A&A vol. 418, pp. 699-703 (2004)

. 22. S.B. Popov, M. Colpi, M.E. Prokhorov, A. Treves, Turolla "Young isolated neutron stars from the Gould Belt" A&A vol. 406, pp. 111-117 (2003)

23. C.B. Попов, M.E. Прохоров

"Магнитные поля нейтронных звезд: указания на распад" Изв. РАН (Серия физическая) т. 67 стр. 317-321 (2003)

24. S.B. Popov, M.E. Prokhorov

"Evolution of isolated neutron stars in globular clusters: number of Accretors" Astr. Astroph. Trans, vol. 21, 217-221 (2002)

25. M.E. Прохоров, С.Б. Попов

"Близкие молодые одиночные черные дыры" ПАЖ т. 28, стр. 609-615 (2002)

26. M.E. Prokhorov, S.B. Popov, A.V. Khoperskov "Period distribution of old accreting isolated neutron stars" A&A vol. 381, pp. 1000-1006 (2002)

27. S.B. Popov, M.E. Prokhorov

"Restrictions on parameters of power-law magnetic field decay for accreting

isolated neutron stars"

Astr. Astroph. Trans, vol. 20, pp. 635-642 (2001)

28. S.B. Popov, M.E. Prokhorov

"ROSAT X-ray sources and exponential field decay in isolated neutron stars" A&A vol.357, pp. 164-168 (2000)

29. S.B. Popov, M. Colpi, M.E. Prokhorov, A. Treves, R. Turolla

"Log N - Log S distributions of accreting and cooling isolated neutron stars" ApJ vol. 544, L53-L56 (2000)

30. S.B. Popov

"Nature of the compact X-ray source in supernova remnant RCW103 and related problems"

Ap&SS vol. 274, pp. 285-290 (2000) Материалы конференций

1. S.B. Popov, K.A. Postnov

"Hyperflares of SGRs as an engine for millisecond extragalactic radio bursts" in: "Evolution of Cosmic Objects through their Physical Activity" Proc. of the Conference dedicated to Viktor Ambartsumian's 100th anniversary (Eds. H A Harutyunian, A M Mickaelian, Y. Terzian) (Yerevan, Gitutyun Publishing House of NAS RA, 2010) p. 129

2. S.B. Popov

"Scenarios for GCRT J1745-3009"

in: "Evolution of Cosmic Objects through their Physical Activity" Proc. of the Conference dedicated to Viktor Ambartsumian's 100th anniversary (Eds. H A Harutyunian, A M Mickaelian, Y. Terzian) (Yerevan, Gitutyun Publishing House of NAS RA, 2010) p. 105

3. S.B. Popov, B. Posselt, F. Haberl, J. Trumper, R. Turolla, R. Neuhauser "Space cowboys odyssey: beyond the Gould Belt"

in: Proc. of the conference "40 Years of Pulsars" AIP Conf. Proc. vol. 983 (Eds. C.G. Bassa, Z. Wang, A. Cumming, V.M. Kaspi) (2008) p. 357

4. M.E. Prokhorov, S.B. Popov "Trans-sonic propeller stage"

in: Proc. "Astrophysics and Cosmology After Gamow" (Eds. G.S. Bisnovaty-Kogan, S. Silich, E. Terlevich, R. Terlevich, A. Zhuk) (Cambridge Scientific Publishers, Cambridge, UK, 2007) p.343

5. S.B. Popov, D. Blaschke, H. Grigorian, B. Posselt

"Astronomy meets QCD: cooling constraints for the theories of internal structure of compact objects"

in: Proc. of the conference QUARKS-2006 (Eds. S V Demidov et al.) (INR, Moscow, 2007) p. 280 C. S.B. Popov

"Close by Compact Objects and Recent Supernovae in the Solar Vicinity" in: "Neutrinos and E'xplosive Events in the Universe" Proc. of the International School of Cosmic Ray Astrophysics, 14th Course (Eds. M.M. Shapiro, T. Stanev, J.P. Wefel) (NATO Science Series, II. Mathematics, Physics and Chemistry Vol. 209, 2005) p.119

7. S.B. Popov, H. Grigorian, R. Turolla, D. Blaschke

"Log N - Log S distribution as a new test for cooling curves of neutron stars" in: Astrophysical sources of high energy particles and radiation (Eds. T. Bulik, B. Rudak, G. Madejski) (AIP Conf. Proc., vol 801, 2005) p. 316

8. I. Bombaci, S.B. Popov

"On the bimodality of the kick velocity distribution of radio pulsars" in: "Supernovae as cosmological lighthouses" (Turatto M., Benetti S., Zampieri L., Shea W.) (ASP Conf. Ser. vol. 342, 2005) p. 433

9. S.B. Popov, A. Treves, R. Turolla

"Radioquiet isolated neutron stars: old and young, nearby and far away, dim and very dim"

in: Proc. of the 4th AGILE workshop (Eds. M. Tavani, A. Pellizzoni, S. Vercellone) (Aracne Editrice, 2004) p. 183

10. S.B. Popov, M.E. Prokhorov, M. Colpi, A. Treves, R. Turolla "Young compact objects in the solar vicinity"

in: "Relativistic Astrophysics and Cosmology" Proc. of the 13th Course of the International School of Cosmic Ray Astrophysics (Eds. M.M. Shapiro, T. Stanev, J.P. Wefel) (New Jersey, NJ: World Scientific Publishing, 2004) p. 101

11. S.B. Popov, M.E. Prokhorov, M. Colpi, A. Treves, R. Turolla "Young compact objects in the solar vicinity"

in: Proc. of the "Third International Sakharov Conference on Physics" (Eds. A Semikhatov et al.) (Scientific World, Moscow, Russia, 2002) p. 420

12. S.B. Popov

"Evolution of isolated neutron stars"

in: "Astrophysical sources of high energy particles and radiation" Proc. of the NATO Advanced Study Institute and 12th Course of the International School of Cosmic Ray Astrophysie (Eds. M.M. Shapiro, T. Stanev, J.P. Wefel) (NATO ASI series. II. Mathematics, Physics and Chemistry, vol 44) (Dordrecht: Kluwer Academic Publishers, 2001) p.101

2 Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из Введения, семи глав, Заключения, и библиографии. Общий объем диссертации — 340 страниц, включая 88 рисунков, 20 таблиц и 647 ссылок.

2.1 Содержание работы по главам

Во Введении дается краткая общая характеристика диссертации, формулируются основные цели работы, обосновывается ее актуальность, описывается личный вклад автора и приводятся списки публикаций по теме диссертации.

Глава I является обзорной. В ней описаны основные данные по наблюдениям одиночных нейтронных звезд. Большее внимание уделено молодым объектам, не являющимся стандартными радиопульсарами (раздел 1.1). Это магнитары (аномальные рентгеновские пульсары и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков), вращающиеся радио-транзиенты (ГШАТв), близкие остывающие нейтронные звезды ("Великолепная семерка") и центральные компактные объекты в остатках сверхновых. Приведены основные свойства каждого типа объектов и даны ссылки на обзоры и оригинальные публикации.

Также в этой главе кратко описывается магнито-вращательная и тепловая эволюция нейтронных звезд (раздел 1.2). Приведены данные по основным процессам, приводящим к ускорению или замедлению вращения нейтронных звезд. Обсуждается сценарий с уменьшающимся магнитным полем. Описываются основные процессы остывания компактных объектов. Приводятся результаты моделирования охлаждения нейтронных звезд и проводится сравнение с данными наблюдений.

В заключение главы (раздел 1.3) дано описание метода популяцион-ного синтеза, который активно используется в данной диссертации. Обсуждаются основные характеристики и особенности этого метода. Кратко описываются различные подходы. Несколько детальнее рассматривается моделирование методом Монте-Карло, применяющееся в данной диссертации. Отдельно обсуждаются трудности в использовании этого метода.

В Главе II мы приводим оригинальные результаты по исследованию различных аспектов магнито-вращательной эволюции нейтронных звезд. Исследована эволюция одиночных нейтронных звезд на большом мас-

штабе времени с затуханием магнитного поля. Изучено распределение по периодам вращения одиночных аккрецирующих нейтронных звезд с учетом турбулентности в межзвездной среде. Рассмотрен режим пропеллера. Исследовано влияние двойственности прародителей одиночных нейтронных звезд fia ряд параметров.

В разделе 2.1 рассмотрена эволюция нейтронных звезд с учетом затухания магнитного поля. Использованы две аналитические модели: экспоненциальный и степенной распад. Основной задачей является исследование длительности эволюции до стадии аккреции и выделение диапазона параметров, при которых нейтронная звезды не может начать аккреци-ровать вещество межзвездной среды.

При экспоненциальном распаде, начальных полях ~ 1012 Гс, характерном времени распада 107-108 лет и нижней границе поля ~ 109'5-10п Гс нейтронные звезды не успевают выйти на стадию аккреции за время меньшее нескольких миллиардов лет. С уменьшением величины начального поля область параметров, при которых не происходит выход на стадию аккреции, увеличивается. Звезды с более сильными начальными полями, наоборот, быстрее достигают стадии аккреции.

Для моделей из работы [23] можно показать, что нейтронные звезды со скоростями менее 200 км с-1 покидают стадию эжектора за время, меньшее времени жизни Галактики. В случае степенного закона затухания магнитного поля также можно выделить области параметров, при которых нейтронная звезда не уходит со стадии сверхзвукового пропеллера.

Раздел 2.2 посвящен поведению одиночных нейтронных звезд, аккрецирующих вещество турбулизованной межзвездной среды. Исследуется распределение по периодам вращения таких объектов.

Новизна рассмотрения состоит в том, что нами впервые был учтен ускоряющий момент при аккреции из межзвездной среды. В итоге появляется некий аналог равновесного периода, хорошо известного в двойных системах. Только в случае одиночных нейтронных звезд и турбулизованной межзвездной среды этот период будет флуктуировать. Можно выделить важный характерный масштаб - радиус гравитационного захвата (или радиус Бонди), Rq. Он определит величину характерного углового момента, приносимого аккрецируемым веществом: jt — vt(Rc) ■ Rc-

Важность турбулентности можно продемонстрировать таким образом. Внесем в турбулизованную среду невращающуюся нейтронную звезду. Из-за того, что аккрецируемое вещество обладает угловым моментом,

связанным с турбулентностью, звезда начнет вращаться. Вектор угловой скорости будет постоянно изменяться, в среднем его значение занулится, но в каждый данный момент модуль скорости будет не равен нулю, и эту эиолюцию можно описать.

. Нами численно была исследована эволюция периода одиночной нейтронной звезды после начала аккреции. Пока тормозящий момент много больше турбулентного, период монотонно растет: р ос Ь. Когда период приближается к характерной величине рст = 2тгц/СММ^, становится существенным влияние турбулентности.

Характерные периоды вращения одиночных нейтронных звезд после установления равновесия получаются очень большими - порядка дней или даже месяцев. Можно ожидать флуктуацию периодов на масштабе несколько месяцев (время пересечения турбулентной ячейки масштаба

До).

Разделы 2.3 и 2.4 посвящены стадии пропеллера. Вначале (раздел 2.3) мы рассматриваем короткую переходную стадию между сверхзвуковым и дозвуковым пропеллером. На этой стадии происходит перестройка оболочки вокруг магнитосферы нейтронной звезды. В нижней ее части условия уже таковы, как на стадии дозвукового пропеллера, а во внешней -такие, как на стадии сверхзвукового пропеллера. Перестройка происходит быстро, в динамической шкале.

В следующем разделе (2.4) рассмотрена эволюция нейтронной звезды в маломассивной двойной системе до начала сильной аккреции. В работе [24] обсуждались наблюдательные проявления и эволюция рентгеновских двойных систем на стадии, предшествующей классическим маломассивным рентгеновским двойным (ЬМХВ). Авторы назвали такие источники "до-маломассивные-рентгеновские-двойные" (рге-ЬМХВ). Это разделенные системы, в которых источником вещества является слабый звездный ветер еще непроэволюционировавших компонентов. Несмотря на низкий темп переноса вещества такие системы потенциально могут регистрироваться с помощью мощных рентгеновских детекторов.

Виллемс и Колб [24] в своей работе выявили два максимума в распределении рге-ЬМХВ по светимости. Первый соответствует ~ 1031, а второй - ~ 1028 эрг с-1 (это, кстати, соответствует ожидаемым светимостям при аккреции Бонди на одиночные нейтронные звезды из МЗС). Может возникнуть вопрос: а не могут ли объекты вообще избежать перехода на стадию аккреции при столь низком темпе переноса массы? Авторы [24] не обсуждают этот вопрос, принимал наличие режима аккреции как

данность. В рамках простой стандартной модели мы рассматриваем, как протекала эволюция рге-ЬМХВ, и могут ли эти системы находиться на стадии аккреции при низком темпе звездного ветра, или же они остаются на стадии пропеллера или даже эжектора. Мы приходим к выводу, что большинство нейтронных звезд в рге-ЬМХВв (по-крайней мере, пока нормальная звезда находится на стадии главной последовательности) не находятся на стадии аккреции из ветра. Аккреция возможна только для сильно замагниченных нейтронных звезд или в очень тесных системах.

В последнем разделе главы (раздел 2.5) мы изучаем влияние двойственности прародителей одиночных нейтронных звезд на свойства наблюдаемой популяции радиопульсаров. Основной задачей является исследование свойств распределения по углам между осью вращения и вектором пространственной скорости, 5. Наблюдения одиночных пульсаров [25, 26] говорят о том, что углы распределены не случайно: основная часть исследованных объектов имеет небольшие углы 6.

Тенденция к малым углам 8 может быть связана с тем, что направление вектора дополнительной скорости (кика) нейтронной звезды, получаемой при взрыве сверхновой, коррелировано с направлением оси вращения. Мы исследуем различные возможности, позволяющие описать наблюдаемые данные. Показано, что при стандартной величине кика без учета нейтронных звезд, родившихся в тесных двойных системах, трудно описать наблюдаемое распределение по углам 5. Нами выделяется область параметров, соответствующая доминированию нейтронных звезд, имеющих, соответственно, одиночных или двойных прародителей. Пульсары, возникшие в распавшихся двойных, чаще имеют углы > 15 — 20°, а также преобладают среди объектов со скоростями < 30 км с-1.

В Главе III рассматриваются близкие молодые компактные объекты. Мы описываем первые версии наших популяционных моделей для близких остывающих нейтронных звезд, обсуждаем роль начального распределения звезд-прародителей. В заключении главы рассмотрены близкие молодые черные дыры, возникшие в распавшихся массивных двойных системах, вторые компоненты которых мы наблюдаем как очень массивные убегающие звезды.

В разделе 3.1 мы приводим результаты расчетов пространственной плотности одиночных нейтронных звезд в Галактике (Рис. 1). Для окрестности Солнца получены значения ~ 310~4 пк-3 для двух вариантов начального распределения звезд-прародителей.

В разделе 3.2 суммированы результаты ранних расчетов распределе-

NJ

О Си

200

400

600

0

10000

R, рс

Рис. 1: На рисунке показано распределение нейтронных звезд всех возрастов в плоскости, перпендикулярной плоскости Галактики и проходящей через ее центр. Контуры проведены через 0.0001 пк-3. Темп рождения нейтронных звезд был принят ' пропорциональным квадрату локальной плотности МЗС. Рассматривались только | нейтронные звезды, родившиеся на расстояниях от 2 до 16 кпк от центра Галактики. , Распределение скоростей отдачи (kick) было взято из работы [27]. Результаты были нормированы на 5 ■ 108 нейтронных звезд, родившихся в данной области. На солнечном расстоянии (порядка 8 кпк) вблизи плоскости Галактики плотность составляет примерно 2.8 ■ Ю-4 НЗ на кубический парсек. Рисунок из работы [28].

!

ния Log N - Log S для одиночных нейтронных звезд. В ранних работах '

(в том числе в статьях автора) было показано, что типичной галактиче- |

ской плотности радиопульсаров недостаточно для описания данных по |

близким остывающим нейтронным звездам. Раздел 3.3 посвящен разрешению этой проблемы.

Мы впервые построили детальную популяционную модель для одиночных молодых нейтронных звезд в окрестности Солнца. Существен- j ным моментом, не учитывавшимся в ранних работах, является присут- | ствие Пояса Гулда - локальной (300-500 пк) структуры, сформированной ОВ-ассоциациями.

Результаты расчетов представлены на рисунке 2. Нижняя кривая со- [

ответствует расчету без учета вклада Пояса Гулда. Верхняя учитывает |

вклад Пояса. Также показано наблюдаемое распределение Log N - Log S. Видно, что основной вклад в наблюдаемую популяцию источников вносят именно объекты из Пояса Гулда.

Последний раздел главы III посвящен другому типу молодых компактных объектов в окрестности Солнца - черным дырам. Как и в случае нейтронных звезд, часть одиночных черных дыр формируется в двойных системах, распадающихся после взрыва сверхновой. Если это была

-2-10 1 Log S (cts/s)

Рис. 2: Распределение Log N - Log S для обзора всего неба с равномерным покрытием. Символами показаны наблюдательные данные. Вид символа отражает тил последней добавленной в распределение нейтронной звезды. Черными ромбами показаны объекты Великолепной семерки. Пустыми кружками - Геминга, "Три мушкетера" (три близких пульсара, для которых измерен тепловой поток от поверхности), PSR 1929+10 и т.н. "Вторая Геминга" (источник 3EG J1835+5918). Также показан предел, соответствующий каталогу ярких источников ROSAT (RBS) [29). Верхняя кривая: результаты модельных расчетов с учетом Пояса Гулда. Полный темп рождения равен 270 нейтронных звезд за миллион лет в рассматриваемой области (до 3 кпк). Нижняя кривая: результаты расчетов без учета вклада Пояса Гулда. Темп рождения нейтронных звезд - 250 за миллион лет. Рисунок из работы [30].

массивная система, то второй компонент может наблюдаться как т.н. "убегающая звезда". Зная положение убегающей звезды и ее собственное движение, можно промоделировать возможные траектории движения компактного объекта и определить его местоположение в настоящее время.

Мы используем данные по самым массивным убегающим звездам [31]. Моделируя распад двойной в предположении нулевого кика черной дыры, мы рассчитываем пучок вероятных траекторий. Это позволяет получить область возможной локализации объекта. Поскольку мы имеем дело с близкими источниками, области локализации велики. Однако в двух случаях получены достаточно компактные области локализации близких молодых черных дыр размером несколько десятков квадратных градусов.

В Главе IV обсуждается применение иопуляционного моделирования близких остывающих нейтронных звезд для тестирования теоретических моделей тепловой эволюции компактных объектов. Обсуждается роль различных параметров, в первую очередь - спектра масс. Приводится ряд вычислений с помощью нашего эволюционного сценария для различных вариантов внутреннего строения компактных объектов и для разного набора параметров, описывающих тепловую эволюцию.

Первый раздел главы посвящен использованию популяционных расчетов распределения Log N - Log S для близких остывающих нейтронных звезд как независимого теста тепловой эволюции компактных объектов.

Среди ряда ингредиентов, составляющих популяционную модель, именно кривые остывания являются хуже всего определенными. Соответственно, сравнение результатов расчетов с данными наблюдений может служить тестом этих кривых. Мы обосновываем идею такого теста и приводим два примера его применения.

В разделе 4.1 приведены результаты расчетов для ряда моделей нейтронных звезд. Из 11 моделей, успешно прошедших стандартный тест Возраст-Температура, лишь три удовлетворяют данным по Log N - Log S. Это демонстрирует высокую эффективность нового теста. Нами обсуждается, к каким параметрам тест наиболее чувствителен (в первую очередь, это параметры сверхтекучих щелей).

В разделе 4.2 проведены расчеты для нескольких моделей гибридных звезд. Это компактные объекты, в которых во внутреннем ядре произошел деконфайнмент, и вещество перешло в новую - кварковую - фазу. Мы рассматривали двухцветовую сверхпроводящую фазу (2SC) с добав-

лением дополнительной щели.

Мы моделируем распределения Log N - Log S для гибридных звезд и сравниваем полученные результаты с наблюдениями с целью выяснения вопроса о том, выполняется ли тест для рассмотренных наборов параметров. Кроме этого нами специально сконструированы примеры, когда модель тепловой эволюции проходит тест Log N - Log S, но не удовлетворяет данным на плоскости Возраст-Температура. Т.о., показано, что тесты взаимно дополняют друг друга. Также обсуждаются другие подходы для тестирования кривых остывания компактных объектов. Продемонстрирована необходимость комплексного подхода к тестированию моделей тепловой эволюции компактных объектов.

В разделе 4.3 мы обсуждаем роль спектра масс нейтронных звезд. Кривые остывания сильно зависят от массы объекта. Наблюдения и данные расчетов позволяют исключить спектры масс с большой долей звезд массивнее ~ 1.5 масс Солнца. Соответственно, модель остывания должна объяснять совокупность наблюдательных данных с использованием реалистичных распределений по массам. Мы называем это "ограничением по массе" на модели тепловой эволюции и предлагаем использовать в качестве дополнительного соображения, позволяющего выбраковывать модели тепловой эволюции.

Раздел 4.4 посвящен описанию модернизированной модели популяци-онного синтеза близких нейтронных звезд. Нами было сделано несколько существенных изменений в модели. В частности, было использовано новое, более детальное, распределение прародителей, а также уточнено трехмерное распределение плотности межзвездной среды. Для прародителей мы отказались от упрощенной модели плоского кольцеобразного Пояса Гулда. Вместо этого вплоть до расстояний 500 парсек от Солнца мы используем данные спутника Гиппаркос о распределении массивных звезд, а далее мы используем данные по ОВ-ассоциациям, считая, что большая часть нейтронных звезд рождается именно в них.

Новые расчеты демонстрируют эффекты от каждого из этих изменений. С помощью новой, более детальной, модели мы провели расчеты, позволяющие не только объяснить наблюдаемое распределение близких остывающих нейтронных звезд на небе (Рис. 3), но и сделать предсказания для поиска более слабых источников (Рис. 4). Кроме этого мы приводим распределения по возрастам и по расстоянию от Солнца для компактных объектов, потенциально наблюдаемых на разных потоках (мы нормируем наши расчеты на данные обзора на спутнике ROS AT).

вк и.г

Рис. 3: Ожидаемая плотность наблюдаемых остывающих одиночных нейтронных звезд (число звезд на квадратный градус). Показаны источники с ожидаемым РОСА-Товским потоком выше 0.05 отсчетов в секунду. Расчеты производились для нового пространственного распределения прародителей, нового обилия элементов, старого спектра масс и новой аналитической модели МЗС. Показаны наблюдаемые положения "Великолепной семерки" и пульсаров с тепловым излучением. Рисунок из работы [32].

Предсказание состоит в том, что новые (пока неотождествленные) источники типа "Великолепной семерки" будут обнаруживаться за Поясом Гулда в направлении богатых ОВ-ассоциаций. В среднем это будут более молодые и горячие источники, чем уже известные.

В Главе V мы рассматриваем взаимосвязи между различными наблюдающимися типами молодых нейтронных звезд. Основное содержание главы связано с комплексным популяционным синтезом, где в рамках единого сценария с учетом реалистичной модели затухания магнитного поля, мы изучаем остывающие нейтронные звезды, радиопульсары и магнитары. Описывается полученное нами начальное распределение по магнитным полям, удовлетворительно описывающее все упомянутые типы источников.

В разделе 5.1 анализируются возможные связи между объектами типа "Великолепной семерки" и ГШАТа. Получены оценки для темпа рождения источников разных типов. Для объектов типа "Великолепной семерки" темп рождения в Галактике составляет примерно 0.01 год"1. Для БЛАТв темп рождения также близок к этой величине. Это может служить косвенным указанием на эволюционную связь части источников типа Ш1АТз и источников типа "Великолепной семерки"

Основная часть главы (раздел 5.2) посвящена комплексному попу-

D.D L03S DC 3.1)15 1Q2 шь

Рис. 4: То же, что на рисунке 3, но для слабых источников с потоками от 0.001 до 0.01 отсчета в секунду. Отмечены области, соответствующие ОВ ассоциациям на расстояниях 1-2 кпк. Рисунок из работы [32].

ляционному синтезу молодых нейтронных звезд. В рамках сценария с затухающим магнитным полем мы исследуем популяцию близких остывающих нейтронных звезд, магнитары и радиопульсары. На рисунке 5 показаны эволюционные треки в нашей модели. Видно, что в использовавшемся сценарии изначально большие магнитные поля быстро затухают, а стандартные (10lz Гс) поля затухают слабо.

Моделируя близкие остывающие нейтронные звезды, мы сравнивали результаты расчетов с наблюдаемым распределением Log N - Log S. Для магнитаров нами строилось распределение Log N - Log L, и кроме данных по известным магнитарам мы использовали пределы на число магнитаров из работы [34]. Для радиопульсаров рассчитывалось несколько распределений (Р— Р, распределение по периодам, по магнитным полям и т.д.), которые сравнивались с данными наблюдений.

Нам удалось найти единое гладкое (лог-нормальное) распределение по начальным магнитным полям, которое позволяет удовлетворительно описать наблюдаемые свойства всех трех популяций в рамках одного сценария. В этой модели среднее начальное поле составляет ~ ю13'20 Гс, дисперсия а = 0.6. Нами получено ограничение на долю магнитаров среди нейтронных звезд. Число объектов этого типа не может превышать 10-20 процентов от всей популяции.

i-.'.;- - I

0.0 5.0 5.5 6.0 6.5

-2-1012 | Log10 P (s)

I

J

Рис. 5: Распределение P —P для 977 наблюдаемых радиопульсаров, использованных в нашем анализе. Показано несколько эволюционных треков для разных начальных магнитных полей. Для сравнения также показаны МПГ и АРП (пустые ромбы с тонкой границей), три из "Великолепной семерки" (треугольники), RRATs (пустые ромбы с более жирной границей). Штриховые линии соответствуют возрастам 104, 106 и 106 лет. Рисунок из работы [33].

Глава VI посвящена магнитарам. Во-первых, в разделе 6.1, рассмотрены данные по внегалактическим источникам мягких повторяющихся гамма-всплесков, демонстрирующих гигантские и гипер- вспышки. Для гипервспышек по анализу данных о коротких всплесках в направлении скопления в Деве получена оценка темпа ~ 1/1000 лет-1 на галактику. Для гигантских вспышек по анализу данных о близких галактиках с сильным звездообразованием получены оценки темпа 1/10 -1/30 лет-1 на галактику.

Во-вторых, в разделе 6.2, рассмотрены различные каналы образования быстровращающихся звезд в тесных двойных системах, которые могут быть прародителями магнитаров. В стандартной модели формирования магнитара требуется, чтобы коллапсирующее ядро быстро вращалось, т.к. магнитное поле будет усилено динамо-механизмом. В стандартных моделях звездной эволюции одиночные массивные звезды эффективно теряют угловой момент. Поэтому разумно предположить, что прародители магнитаров были раскручены в ходе эволюции в тесных

двойных системах. Однако нужно принять во внимание, что все известные кандидаты в магнитары (а их уже около двух десятков) являются одиночными объектами. Т.е., надо не только получить достаточный темп формирования нейтроных звезд из звезд, которые были раскручены аккрецией или синхронизацией в двойных системах, но и получить высокую долю одиночное™ у сформировавшихся магнитаров.

Нами показано, что при разумных дополнительных предположениях магнитары могут иметь происхождение в тесных двойных системах, где их прародители были раскручены синхронизацией или аккрецией. Мы рассматриваем несколько эволюционных сценариев. В некоторых из них для объяснения высокой доли одиночных магнитаров необходимо сделать дополнительные предположения об особенностях кика для быстро-вращающихся нейтронных звезд.

Затем; в разделе 6.3, рассмотрена эволюция темпа вспышек магнитаров и обсуждается гипотеза о связи этой эволюции с темпом глитчей.

Наконец, в завершение главы, мы описываем гипотезу, объясняющую внегалактический миллисекундный радиовсплеск, связывая его с гипервспышкой магнитара. Оценки темпа гипервспышек хорошо согласуются с оценками вспышек mERB. Временной масштаб всплеска и отсутствие одновременных всплесков в других диапазонах, также как и отсутствие хозяйской галактики до 18 звездной величины хорошо укладываются в рамки предложенной гипотезы.

В Главе VII после описания каналов эволюции двойных систем, приводящих к возникновению очень массивных (> 1.8 Ме) нейтронных звезд и расчета их спектра масс и темпа образования, мы переходим к рассмотрению ряда дискуссионных вопросов. Мы обсуждаем одиночные аккрецирующие нейтронные звезды, очень маломассивные (0.5 > М > 1 Mq) нейтронные звезды, дихотомию свойств кварковых и адронных компактных объектов, транзиентные и экзотические источники, а также связь наблюдающихся квазипериодических вариаций периодов одиночных нейтронных звезд с волнами Ткаченко. Глава завершается обсуждением возможных корреляций параметров нейтронных звезд, обычно неучитывающихся в популяционных моделях.

Расчеты показывают, что нейтронные звезды крайне редко могут рождаться с массами более 1.8 солнечных. Однако наблюдения указывают на то, что в двойных системах есть объекты с большими массами. Т.о., можно заключить, что увеличение массы идет за счет аккреции. В разделе 7.1 мы используем комплекс программ по моделированию эво-

Рис. 6: Распределение барионных масс нейтронных звезд для тяжелых объектов. Показаны только объекты массивнее 1.8 масс Солнца. Верхний предел массы условен, выше примерно 2-2.5 солнечных масс можно ожидать, что объекты являются черными дырами. Штриховая линия соответствует сценарию с нулевым киком. Сплошная - ненулевому кику. Левый пик для обоих распределений соответствует объектам, прошедшим один эпизод аккреции. Правые пики образованы объектами, имевшими также в качестве донора белые карлики. Распределения нормированы на единицу (площадь под каждой кривой равна единице). Рисунок из работы [35].

люции двойных систем - "Машина сценариев" - для построения спектра барионных масс и определения других параметров массивных нейтронных звезд. Спектр барионных масс показан на рисунке 6.

Раздел 7.2 посвящен одиночным аккрецирующим нейтронным звездам. Эти объекты до сих пор не обнаружены, но во-первых, нет больших сомнений, что рано или поздно пизкоскоростные нейтронные звезды с не слишком слабым начальным магнитным полем выходят на стадию аккреции, а во-вторых, открытие таких источников чрезвычайно важно для астрофизики нейтронных звезд.

После описания базовых формул и процессов, определяющих свойства одиночных аккрецирующих нейтронных звезд, мы приводим результаты расчетов в рамках стандартной консервативной картины (аккреция Бон-ди, постоянное магнитное поле). Одиночные аккреторы имеют светимости ~ 1029 - 1030 эрг с-1 и температуры порядка сотен эВ. Показано, что в рамках этой картины на потоках 10~13 - Ю-14 эрг с-1 одиночные аккре-

торы становятся более многочисленными, чем остывающие нейтронные звезды.

В разделе 7.3 рассматриваются различные экзотические объекты и процессы. Во-первых, обсуждается поиск сигнала от конвертации акси-онов в радиоизлучение (процесс Примакова) в магнитосферах нейтронных звезд. Показано, что наилучшими кандидатами для поиска такого сигнала являются объекты "Великолепной семерки", и сделаны оценки параметров сигнала для разных масс аксионов.

Затем обсуждаются очень маломассивные нейтронные звезды (менее 1 солнечной массы), которые могут формироваться в результате фрагментации быстровращающихся протонейтронных звезд. Показано, что такие объекты обладают пекулярными свойствами (высокая скорость, ориентация скорости перпендикулярно оси вращения, высокие температуры и светимости для данного возраста).

В параграфе 7.3.3 обсуждаются квартовые звезды и возможная дихотомия свойств компактных объектов, возникающая из-за сосуществования двух существенно различных типов компактных объектов (квартовые и адронные звезды).

Параграф 7.3.4 посвящен транзиентным и необычным объектам. Во-первых, рассматриваются модели, объясняющие свойства компактного источника в остатке сверхновой 11С\У103. В частности, предлагается модель, аналогичная т.н. "магнеторам", когда звезда-донор в двойной системе оказывается внутри магнитосферы компактного объекта. Такие системы известны в случае белых карликов, однако могут возникать и в системах с магнитарами. В таком случае можно объяснить и наблюдаемый у данного источника период 6.7 часов, и колебания рентгеновской светимости.

Затем рассматривается ряд моделей транзиенткого радиоисточника ССЕТ Л745-3009. Это модель одиночного магнитара на стадии транзи-ентного пропеллера, суперэжектор в двойной системе, а также модели пульсирующей и "уплывающей" каверны вокруг нейтронной звезды на стадии эжектора в двойной системе.

В заключении параграфа 7.3.4 рассмотрена прецессия нейтронных звезд и волны Ткаченко в их недрах. Для многих нейтронных звезд квазипериодические колебания, наблюдаемые в тайминге, совпадают по длительности с ожидаемыми периодами для волн Ткаченко. Предлагается модель, в которой резонанс между волной Ткаченко и прецессией приводит к прецессионному движению даже при наличии не слишком

эффективного подавления прецессии.

Последний параграф главы - 7.3.5 - посвящен обсуждению различных корреляций между ключевыми параметрами нейтронных звезд, которые пока не учитываются (или используются крайне редко) мри популяцион-ном синтезе. Корреляции возникают или из-за особенностей механизма формирования (например, в случае магнитаров), или из-за особенностей образовавшихся объектов (например, в случае кварковых звезд), или из-за процессов, следующих за взрывом сверхновой (возвратная аккреция - fall-back).

В Заключении кратко суммированы представленные в диссертации исследования и приведены выводы, выносящиеся на защиту, а также выражены благодарности коллегам.

Список литературы

[1] Manchester R N, Hobbs G B, Teoh A, Hobbs M, The Australia Telescope National Facility Pulsar Catalogue, Astron. J. 129 1993 (2005)

[2] Бескин В С, Радиопульсары Успехи Физ. Наук 1869 1169 (1999)

[3] Бескин В С, Магнитогидродинамические модели астрофизических струйных выбросов, Успехи Физ. Наук 180 1241 (2010)

[4] Mereghetti S, X-ray emission from isolated neutron stars, in: High-Energy Emission from Pulsars and their Systems (Astrophysics and Space Science Proc.) (Springer-Verlag, Berlin Heidelberg, 2011) p. 345

[5] Treves A, Popov S B, Colpi M, Prokhorov M E, Turolla R, The Magnificent Seven: Close-by Cooling Neutron Stars?, in: Proc. of "X-ray astronomy 2000" (Eds. R Giacconi, L Stella, S Serio, ASP Conf. Series vol. 234) (San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2001) p.225

[6] Kaplan D L, Nearby, Thermally Emitting Neutron Stars, in: "40 Years of Pulsars: Millisecond Pulsars, Magnetars and More" (ASP Conf. Series Vol. 983, Eds С Bassa, Z Wang, A Cumming, V M Kaspi) (2008) p. 331

[7] Halpern J P, Gotthelf E V, Spin-Down Measurement of PSR J1852+0040 in Kestevcn 79: Central Compact Objects-as Anti-Magnetars, Astrophys. J. 709 436 (2010)

[8] Mereghetti S, The strongest cosmic magnets: soft gamma-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars, Astron. Astrophys. Rev. 15 225 (2008)

[9] McLaughlin M A et al., Transient radio bursts from rotating neutron stars, Nature 439 817 (2006)

[10] Popov S B, Turolla R, Isolated neutron stars: An astrophysical perspective, in: Proceedings of the NATO Advanced Research Workshop On Superdense QCD Matter and Compact Stars (NATO Science Series. II. Mathematics, Physics and Chemistry. Eds. D. Blaschke and D. Sedrakian. Vol. 197) (2006) p. 53

[11] Popov S B, The zoo of neutron stars, Phys. Part. Nuc. 39 1136 (2008)

[12] Predehl P et al., eROSITA on SRG, in: Space Telescopes and Instrumentation 2010: Ultraviolet to Gamma Ray (Eds. M Arnaud, S S Murray, T Takahashi) (Proc. of the SPIE vol. 7732, 2010) p. 77320U

[13] Cappelluti N et al., cROSITA on SRG: a X-ray all-sky survey mission, arXiv: 1004.5219 (2010)

[14] Pavlinsky M et al., Spectrum-Roentgen-Gainma astrophysical mission, in: Space Telescopes and Instrumentation 2008: Ultraviolet to Оаттпа Ray (Eds. M J L Turner, К A Flannagan) (Proc. of the SPIE vol. 7011, 2008) p. 7011 OH

[15] Arefiev V et al., Hard x-ray concentrator experiment for Spectrum-X-Gamma mission, in: Space Telescopes and Instrumentation II: Ultraviolet to Gamma Ray (Eds. M J L Turner, G Hasinger) (Proc. of the SPIE vol. G26G, 2006) p. 62663L

[16] Попов С В, Прохоров М Е, Популяционный синтез в астрофизике Успехи Физ. Наук 177 1179 (2007)

[17] Потехин А Ю, Физика нейтронных звезд, Успехи Физ. Наук 180 1279 (2010)

[18] Lattimer J, Prakash М, What a Two Solar Mass Neutron Star Really Means arXiv: 1012.3208 (2010)

[19] Яковлев Д Г, Левенфиш К П, Шибанов Ю А, Остывание нейтронных звезд и сверхтекучесть в их недрах, Успехи Физ. Наук 169 825 (1999)

[20] Yakovlev D G, Gnedin О Y, Kaminker A D, Potekhin A Y, Cooling of superfluid neutron stars in: WE-Heraeus seminar on neutron stars, pulsars, and supernova remnants (MPE Report 278, Eds W Becker, H Lesch, J Trumper) (Garching bei München: Max-Plank-Institut fur extraterrestrische Physik, 2002) p.287

[21] Kaminker A D, Yakovlev D G, Gnedin О Yu, Three types of cooling superfluid neutron stars: theory and observations Astron. Astrophys. 383 1076 (2002)

[22] Popov S B, Grigorian H, Turolla R, Blaschke D, Population synthesis as a probe of neutron star thermal evolution, Astron. Astrophys. 448 327 (2006)

[23] Colpi M, Geppert U, Page D, Period clustering of the anomalous X-ray pulsars and magnetic field decay in magnetars Astrophys. J. 529 L29 (2000)

[24] Willems B, Kolb U, On the detection of pre-low-mass X-ray binaries, Mori. Not. R. Astron. Soc. 343 949 (2003)

[25] Ng C Y, Romani R W, Birth Kick Distributions and the Spin-Kick Correlation of Young Pulsars, Astrophys. J. 660 1357 (2007)

[26] Rankin J, Further Evidence for Alignment of the Rotation and Velocity Vectors in Pulsars, Astrophys. J. 664 443 (2007)

[27] Arzoumanian Z, Chernoff D F, Cordes J M, The Velocity Distribution of Isolated Radio Pulsars Astrophys. J. 568 289 (2002)

[28] Popov S B, Colpi M, Prokhorov M E, Treves A, Turolla R, Young close-by neutron stars: the Gould Belt vs. the Galacic disc, Astrophys. Space Sci. 299 117 (2005)

[29] Schwope A D, Hasinger G, Sehwarz R, Haberl F, Schmidt M, The isolated neutron star candidate RBS1223 (1RXS J130848.6+212708), Astron. Astrophys. 341 L51 (1999)

[30] Popov S B, Prokhorov M E, Colpi M, Treves A, Turolla R, Young isolated neutron stars from the Gould Belt, Astron. Astrophys. 406 111 (2003)

[31] Hoogerwerf R, de Bruijne J H J, de Zeeuw P T, On the origin of the O and B-type stars with high velocities..II. Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups, Astron. Astrophys. 365 49 (2001)

[32] Posselt B, Popov S B, Haberl F, Trumper J, Turolla R, Neuhauser R, Boldin P A, The needle in the haystack: where to look for more isolated cooling neutron stars (Corrigendum), Astron. Astrophys. 512 id.C2 (2010)

[33] Popov S B, Pons J A, Miralles J A, Boldin P, Posselt B, Population synthesis studies of isolated neutron stars with magnetic field decay Mon. Not. R. Astron. Soc. 401 2675 (2010)

[34] Muno M P, Gaensler B M, Nechita A, Miller J M, Slane P O, A Search for New Galactic Magnetars in Archival Chandra and XMM-Newton Observations Astrophys. J. 680 639 (2008)

[35] Popov S B, Prokhorov M E, Formation of massive skyrmion stars, Astron, Astrophys 434 649 (2005)

Подписано в печать:

23.06.2011

Заказ № 5697 Тираж -100 экз. Печать трафаретная. Типография «11-й ФОРМАТ» ИНН 7726330900 115230, Москва, Варшавское ш., 36 (499) 788-78-56 www.autoreferat.ru

Введение.

1 Обзор

1.1 Нейтронные звезды. Основные свойства.

1.1.1 Основные тииы молодых одиночных нейтронных звезд

1.2 Эволюция нейтронных звезд.

1.2.1 Магнито-вращательная эволюция.

1.2.2 Затухание магнитного поля

1.2.3 Тепловая эволюция.

1.3 Популяционный синтез.

2 Магнито-вращательная эволюция нейтронных звезд

2.1 Эволюция одиночной нейтронной звезды с затуханием магнитного поля.

2.1.1 Экспоненциальное затухание ноля.

2.1.2 Затухание поля по степенному закону

2.2 Стохастическое поведение одиночных аккрецирующих нейтронных звезд.

2.2.1 Магнито-вращательная эволюция и одиночные ак-креторы.

2.2.2 Модель.

2.2.3 Расчеты и результаты.

2.2.4 Обсуждение и выводы.

2.3 Режим трансзвукового пропеллера

2.3.1 Некоторые особенности стадии пропеллера.

2.3.2 Почему должен существовать промежуточный режим?

2.3.3 Трансзвуковой пропеллер.

2.3.4 Обсуждение

2.3.5 Выводы.

2.4 Эволюция периодов нейтронных звезд и их эволюционный статус на стадии, предшествующей классическим маломассивным рентгеновским двойным.

2.4.1 Модель.

2.4.2 Результаты.

2.4.3 Обсуждение и подведение итогов.

2.5 Роль двойных систем в вопросе о корреляции между осью вращения и вектором пространственной скорости одиночных нейтронных звезд.

2.5.1 Популяционная модель.

2.5.2 Результаты расчетов

2.5.3 Обсуждение

6.1.2 Магнитарные вспышки из близких галактик.206

6.1.3 Гипервспышки на расстояниях до 50 Мпк: "фабрики сверхновых" и скопление в Деве.212

6.1.4 Обсуждение и итоги.215

6.2 Рождение магнитаров в двойных системах .215

6.2.1 Введение.216

6.2.2 Оптимистический расчет формирования магнитаров в двойных системах.218

6.2.3 Консервативный сценарий формирования магнитаров в двойных.227

6.2.4 Результаты.231

6.2.5 Дискуссия.236

6.2.6 Заключение.238

6.3 Глитчи и гигантские вспышки магнитаров.239

6.3.1 Введение.239

6.3.2 Возможная эволюция темпа гигантских вспышек МПГ240

6.3.3 Оценка АП/П .242

6.3.4 Результаты и обсуждение.242

6.3.5 Заключение.245

6.4 Миллисекундный внегалактический радиовсплеск как гигантская вспышка магнитара.245

6.4.1 Введение. 245

6.4.2 іпЕІІВ от МПГ.247

6.4.3 Обсуждение .248

7 Необычные источники и объекты с экстремальными параметрами 251

7.1 Очень массивные нейтронные звезды.251

7.1.1 Введение.251

7.1.2 Эволюционные каналы образования массивных нейтронных звезд.252

7.1.3 Результаты расчетов .257

7.1.4 Дискуссия.259

7.1.5 Возможные кандидаты.261

7.2 Одиночные аккреторы .262

7.3 Редкие объекты и нерешенные проблемы.268

7.3.1 Поиск реликтовых аксионов и одиночные нейтронные звезды.268

7.3.2 Маломассивные нейтронные звезды.276

7.3.3 Кварковые звезды.278

7.3.4 Транзиентные и редкие объекты.282

7.3.5 Корреляции параметров .290

Заключение.294

Библиография 298

Введение

Общая характеристика диссертации

Диссертация посвящена исследованию эволюции одиночных нейтронных звезд и связанным с этой проблематикой вопросам (в их ряду на первом месте в данной работе стоит эволюция тесных двойных систем, приводящая к формированию нейтронных звезд, в основном - одиночных). Представлены результаты, полученные разными методами: аналитические расчеты, нолуаналитические вычисления, качественные гипотезы и детальное компьютерное моделирование.

Главные результаты, представленные в диссертации, связаны с разработкой модели и созданием первого в мире комплекса программ для ио-пуляционного синтеза близких остывающих молодых нейтронных звезд. Развитие использованного нами оригинального подхода позволило создать подробную модель, описывающую локальную (несколько килопарсек) популяцию молодых нейтронных звезд. На основе комплексного подхода, включающего несколько разных популяций молодых компактных объектов, удалось получить непротиворечивое описание эволюции и наблюдательных проявлений радиопульсаров, магнитаров и остывающих нейтронных звезд.

Некоторые из полученных результатов представляют интерес не только для астрофизиков, но и для физиков, занимающихся вопросами поведения вещества при больших плотностях или в сильных магнитных полях. Первое связано с изучением популяций остывающих нейтронных звезд, чья тепловая эволюция определяется поведением сверхплотного вещества в недрах нейтронных звезд, а также со свойствами спектра масс компактных объектов. Второе - с исследованиями магнитаров, ко-юрым посвящена одна из глав диссертации.

Там, где это сейчас возможно, мы сравнивали результаты теоретических расчетов с данными наблюдений в разных диапазонах спектра. Кроме этого, в работе представлены модели, интерпретирующие данные наблюдений, а также делаются предсказания для будущих наблюдательных проекюв, в том числе, разрабатываемых в России.

В диссертацию включены результаты, опубликованные в 2000-2010 гг. Большая часть результатов, представленных в диссертации, описана в двух больших обзорах автора (в соавторстве с М Е. Прохоровым) на русском языке, опубликованных в 2003 и 2007 годах.

Цель диссертации

Цели настоящей диссертации таковы: а) Исследование плохо изученых аспектов магнито-вращательной эволюции нейтронных звезд и проведение расчетов на основе созданных моделей. б) Разработка популяционных моделей для одиночных нейтронных звезд разных возрастов. в) Применение построенных моделей для численного моделирования различных популяций нейтронных звезд, сравнения результатов расчетов с наблюдениями и предсказаний для планирования будущих наблюдательных проектов. г) Изучение особенностей эволюции двойных систем, порождающих компактные объекты, и рассмотрение влияния эволюции в двойных на параметры популяций одиночных нейтронных звезд. д) Иследование популяции магнитаров и определение ее связей с другими тинами нейтронных звезд.

Актуальность диссертации

Перечисленные задачи являются актуальными в первую очередь в свеге бурного развития техники наблюдений. Новые наземные установки и космические обсерватории дают большой поток информации по нейтронным звездам. Объяснение наблюдаемого многообразия объектов, выяснение особенностей эволюции, приводящих к появлению наблюдаемых популяций источников является важной современной задачей, над которой работают исследовательские группы во всем мире, в том числе в России. Планирование новых экспериментов (например, таких как российский спутник Спектр-РГ) требует предсказаний потенциально наблюдаемых популяций, расчетов их свойств. Для этого наиболее целесообразно применять метод понуляционного синтеза, развиваемый для ряда типов объектов в данной работе. Он позволяет, используя данные о начальных параметрах объектов и законах их эволюции, предсказывать наблюдательные проявления.

Популяционный синтез позволяет решать и обратную задачу: уточнить по известным наблюдательным проявлениям начальные параметры источников и их изменение со временем. В частности, необходимо определять и уточнять известные распределения по начальным параметрам для нейтронных звезд, поскольку регулярно появляются новые наблюдательные результаты. Это также делает актуальными вопросы, рассматриваемые в диссертации.

Кроме перечисленных астрофизических задач важно отметить, что нейтронные звезды представляют собой чрезвычайно интересный тип объектов с точки зрения физики. Так например, вещество в недрах нейтронных звезд находится в экстремальном состоянии, недоступном для исследования в наземных лабораториях, но представляющем чрезвычано большой интерес для ядерной физики. Для проверок физических теорий можно применять астрофизические данные. На этапе сравнения результатов расчетов с наблюдениями эффективно применение популяцион-ного синтеза. Разработанный в данной диссертации метод тестирования моделей тепловой эволюции нейтронных звезд представляет собой актуальную методику, применимую на стыке ядерной физики и астрофизики.

Научная новизна

Научная новизна состоит в создании новых популяционных моделей и воплощении их в виде компьютерных программ. Также впервые рассчитаны парахметры старых аккрецирующих нейтронных звезд с учетом турбулентности межзвездной среды. Впервые с помощью оригинального комплекса программ проведен популяционный синтез остывающих одиночных нейтронных звезд. Впервые изучена связь близкой популяции нейтронных звезд с ОВ-ассоциациями в окрестности Солнца. Впервые по данным каталога ВАТЗЕ получены оценки темпа гигантских вспышек магнитаров. Важным пунктом является первый комплексный популяционный синтез молодых нейтронных звезд разных типов (радиопульсары, магни!ары, остывающие нейтронные звзды) с учетом затухания магнитного поля. Впервые получено распределение по начальным магнитным полям нейтронных звезд, удовлетворяющее данным наблюдений сразу для трех разных популяции. Впервые в рамках количественной модели прослежены эволюционные связи между разными типами нейтронных звезд с сильным магнитным полем.

Практическая значимость полученных результатов, во-первых, связана с тем, что популяциопиые модели могут быть использованы для предсказания числа и свойств источников, которые могут быть обнаружены в планирующихся или начинающихся обзорных наблюдательных программах (например, на борту российского спутника Спектр-Рентген-Гамма). Во-вторых, предложенный в диссертации тест тепловой эволюции компактных объектов может быть использован для эффективной селекции моделей остывания нейтронных звезд, а также для выбора параметров в выбранных моделях на основе сравнения численных расчетов и данных наблюдений. В-третьих, полученные результаты могут быть использованы при создании новых популяционных моделей и расчетах эволюции нейтронных звезд, что является предметом исследования многих исследовательских групп в мире.

Структура диссертации

Диссертация состоит из Введения, семи глав, Заключения и списка литературы, включающего 650 названий.

Основные выводы данного раздела таковы:

1.) Роль двойных в формировании распределения пульсаров по скоростям мала (рис. 19).

2.) Характер распределения направления кика относительно оси вращения сильно влияет на вид распределения по углам между пространственной скоростью и осью вращения. Учет величины угла 5 позволяет статистически выделить компактные объекты с одиночными и двойными прародителями. Первые более вероятны при > 50 км с-1 и (< 10°) (Рис. 21). Вторые - при 5 > 15° и V > 100 км с-1, и в случае низкоскоростных пульсаров (< 30 км с-1) при любых значениях 8.

3.) Сравнение с данными наблюдений (углы 5) [235, 232] не позволяет уверенно выделить модель кика и ее параметры. Существенно, однако, что вид распределения по модулю скорости менее важен, чем параметр, характеризующий степень соосности кика и оси вращения.

Одни одиночные прародители (модель ЭЛ, Рис. 25) не могут описать данные наблюдений [232], а для данных [235] дают существенно худший фит, чем модели с добавлением большой доли двойных прародителей. Модель с исключительно двойными прародителями (ВВ, Рис. 25) может одинаково хорошо описать оба набора данных наблюдений при кике, сконцентрированном в узком конусе относительно оси вращения в ~ 5 — 20°. Модели ВАБ, ВВБ с равной долей двойных и одиночных прародителей одинаково хорошо описывают оба набора данных вне зависимости от распределения по отношению масс компонент /(<?) (Рис. 26). Модели без двойных прародителей очень плохо описывают данные при стандартном кике ур ~ 300 км с-1.

3 Популяционный синтез близких молодых компактных объектов

Сегодня, благодаря спутнику КОЭАТ, мы знаем более десятка горячих нейтронных звезд различной природы в солнечной окрестности (см. их список в [268]). Среди них присутствуют три нормальных радиопульсара (Вела, РЭЯ В1055-52, Рвй. В0656+14), Геминга плюс еще один похожий на нее источник (ЗЕО Л834 1-5918) и семь радиотихих нейтронных звезд (так называемая "Великолепная семерка"). Конечно, этот список неполон - в окрестности Солнца должно быть больше одиночных нейтронных звезд [105, 267]. Однако в плоскости Галактики отождествить подобные источники очень тяжело. Данный список источников можно считать однородным, поскольку все они были зарегистрированы на одном инструменте, и при этом существуют ограничения на максимальное расстояние, на котором можно увидеть такие объекты (за счет сильного поглощения мягкого рентгеновского излучения межзвездной средой). Это очень полезные при проведении популяциопиого синтеза свойства, поскольку данные источники буду г одинаково подвержены эффектам селекции, связанным непосредственно с процессом их детектирования.

Цель подобного исследования может быть двоякой: понять природу наблюдаемой группы источников и проверить, молено ли объяснить их наблюдаемые свойства с помощью теоретических кривых охлаждения. Первый вопрос исследовался в [268, 269], последний — в [270].

Для популяциониого синтеза данной группы источников необходимо задать следующие данные:

• начальное пространственное распределение нейтронных звезд (или породивших их массивных звезд);

• распределение пространственных скоростей;

• спектр масс нейтронных звезд;

• кривые охлаждения;

• излучаемые спектры нейтронных звезд;

• свойства межзвездной среды (для учета поглощения);

• параметры детектора, с наблюдениями на котором сравниваются результаты расчетов.

Некоюрые из этих соотношений известны достаточно хорошо, поскольку они исследовались независимо в связи с другими проблемами (например, распределение пространственных скоростей или структура локальной межзвездной среды), остальные — гораздо хуже. Например, спектр масс нейтронных звезд, чьи свойства крайне важны для рассматриваемого подхода, известен плохо. Поэтому в [269, 270] были сделаны оценки спектра масс на основе данных о массивных звездах в окрестностях Солнца и расчетов эволюции массивных звезд. Существенным свойством оказалась малая доля молодых нейтронных звезд в окрестности Солнца с массой более ~ 1.4 - 1.5 М0.

В этой и двух следующих главах описываются популяционные модели для разных популяций одиночных нейтронных звезд и рассматриваются результаты моделирования Кроме этого обсуждаются работы, непосредственно связанные с изучением рассмотренных популяций. Перечислим некоторые результаты, полученные методом популяционного синтеза, о которых речь пойдет в следующих параграфах этой главы, а также в четвертой и пяюй главах

I.) В [268] было показано, что локальная популяция горячих нейтронных звезд, от которых зафиксировано тепловое излучение, генетически связана с поясом Гулда. Это локальная структура, выделяющаяся повышенным числом массивных звезд (и, соответственно, молодых компактных объектов) в Солнечной окрестности (см., например, [271]). Вклад пояса Гулда не учитывался в ранних работах [31, 217], поэтому наблюдаемая популяция источников была трудно объяснимой, требовалось изменение параметров всей галактической популяции нейтронных звезд Выявление вклада пояса Гулда позволило разрешить эту проблему.

II.) В [270] предложено использовать распределение Log N - Log S как дополнительный независимый тест 'тепловой эволюции нейтронных звезд. Действительно, если считать, что все соотношения, используемые при популяционном синтезе, кроме кривых охлаждения, хорошо известны, то результаты популяционного синтеза можно использовать для проверки оставшегося соотношения.

Сегодня в основном используется один способ сравнения теоретического описания тепловой эволюции нейтронных звезд с наблюдениями-так называемая T-t диаграмма (температура-возраст). Этот самый естественный тест имеет ряд недостатков:

• существуют неопределенности в температурах и возрастах индивидуальных источников, т.к. оба параметра не наблюдаются непосредственно;

• тест имеет малую чувствительность для объектов с возрастами выше ста тысяч лет;

• тест использует неоднородный набор источников (нейтронные звезды различных типов).

Соотношение Log N - Log S удачно дополняет T-t тест.

• Используются только непосредственно наблюдаемые величины (т.е. меньше неопределенность данных);

• Для данного теста наблюдаемый набор источников является однородным (все объекты входят в синтезируемую популяцию нейтронных звезд);

• Тесг наиболее чувствителен как раз к звездам с возрастами большими нескольких сотен тысяч лет.

С другой стороны тест по распределению Log N - Log S обладает и собственными недостатками (подробнее см. [270]).

Предварительные результаты показывают, что Log N - Log S хорошо дополняет стандартный T-t тест (т.е. данные тесты надо использовать совместно, использование только Log N - Log S теста гораздо менее информативно). Это хороший пример того, как астрофизический попу-ляционный синтез может быть использован для исследования свойств вещества в экстремальных условиях.

III.) Исследована роль разных параметров в популяционных моделях. Особый интерес представляет распределение нейтронных звезд по массам, поскольку кривые остывания существенно зависят ог массы компактного объекта.

IV.) Рассчитано ожидаемое количество новых нейтронных звезд, которые могут быть обнаружены прибором eROSITA на борту будущего российского спутника Спектр-РГ,

V.) С помощью новой версии программы рассчитано детальное распределение близких остывающих нейтронных звезд по расстоянию от Солнца и по возрастам в зависимости от рентгеновских потоков.

VI.) Проведен многокомпонентный популяционный синтез: близкие остывающие нейтронные звезды, магнитары, радиопульсары. В модели с затуханием магнитного поля показано, что существует уникальная комбинация параметров для гауссового (в логарифмическом масштабе) распределения по начальным магнитным нолям, которая позволяет удовлетворительно описать сразу три популяции: близкие остывающие нейтронные звезды, магнитары, радиопульсары.

Кроме этого изучено пространственное распределение нейтронных звезд в Галактике; изучена возможность локализации близких молодых черных дыр, родившихся в массивных двойных системах, разрушившихся после взрыва сверхновой; исследована взаимосвязь между разными популяциями молодых одиночных нейтронных звезд, в первую очередь между объектами типа Великолепной семерки и ГШАТэ.

Начнем рассмотрение с моделирования пространственного распределения нейтронных звезд.

3.1 Пространственная плотность одиночных нейтронных звезд в Галактике

Начнем с обсуждения полной пространственной плотности одиночных нейтронных звезд в солнечной окрестности, включая очень старые объекты.

В литературе можно найти много различных расчетов плотности нейтронных звезд в Галактике (отметим работы [272, 273, 274], а также интересные полуаналитические расчеты Прохорова и Постнова [278]).

Гравитационный потенциал Галактики не, является критичным ингредиентом в таком расчете, т.к. во-первых, даже несложные модели хорошо описывают основные его свойства, а во-вторых, другие параметры известны гораздо хуже.

Для расчета необходимо задать распределение по начальным скоростям, темп рождения нейтронных звезд (туда войдет и полная нормировка числа этих объектов), и пространственное распределение мест рождения.

Для усредненных значений пространственной плотности в большой солнечной окрестности разные модели дают хорошо согласующиеся результаты (при одинаковой нормировке). В качестве иллюстрации приведем данные расчетов из работы [269].

В описываемой ниже нашей работе нами использовался гравитационный потенциал Миямото-Нагаи [279]. В качестве начального распределения по скоростям было использовано двухмодовое распределение из работы [5]. Темп рождения нейтронных звезд был постоянным. Рассматривались только звезды, рожденные в диапазоне расстояний от центра Галактики от 2 до 16 кик (основной целью было установление плотности в окрестности Солнца, а здесь вклад звезд из центральной области Галактики пренебрежим). Полное число таких объектов было выбрано равным 5 • 108. Нейтронные звезды рождались в тонком диске с полутолщиной 75 нк. Для начального распределения звезд вдоль радиуса ния относительно выхода на режим аккреции (игнорировался режим дозвукового пропеллера) и относительна темпа аккреции (использовалась формула Бонди). С другой стороны, не учитывались звезды с большим магнитным полем, которые быстрее выходят на аккреционную стадию. Это связано с тем, что в том время считалось, что доля таких объектов мала (см. подробнее Гл. 5 и 7). Кроме того, использовалось одномодовое максвелловское распределение но скоростям, в котором доля низкоско-росгных объектов меньше, чем, например, в двухмодовом распределении

5]

Для увеличения статистики рассматривались только звезды с низкими пространственными скоростями, которые только и могут стать достаточно яркими аккреторами. Рассчитывались светимости и эффективные температуры источников в предположении аккреции на полярную шапку. Типичный аккретор в модели имеет светимость порядка 1029 -Ю30 эрг с-1 (самые яркие имели светимость 1032 эрг с-1) и температуру ~ 400 эВ.

Для расчета Log N - Log S остывающих молодых нейтронных звезд была использована "игрушечная" модель, в которой кривая охлаждения представлялась ступенькой, соответствующей светимости 1032 эрг с-1 с длительностью 106 лет. Пространственное распределение было принято однородным вплоть до расстояния 450 пк от плоскости Галактики. Использовалось два значения пространственной плотности: 3.3 • Ю-3 и 3.3 • Ю-4 пк~3.

Результаты показали, что во-первых, число аккреторов недостаточно для объяснения объектов "Великолепной семерки" (кроме того, аккре-торы должны быть более горячими источниками из-за выпадения вещества на относительно небольшие полярные шапки). Во-вторых, пространственной плотности 3.3-10-4 пк~3 также недостаточно для объяснения наблюдаемой популяции. Поэтому было высказано предположение, что солнечная окрестность обогащена (в несколько раз) молодыми остывающими нейтронными звездами. Последнее предположение оказалось верным и нашло свое подтверждение в более детальных расчетах нашей группы, о чем будет рассказно в следующем параграфе.

Согласно результатам нашим расчетов 2000 года, аккреторы становятся более обильными на низких рентгеновских потоках, что связано как с их большим полным числом (вкупе с относительно низкой светимостью), так и с тем, что будучи более жесткими источниками, они менее подвержены влиянию межзвездного поглощения, соответственно, кривая Log N - Log S для них более крутая.

3.3 Роль Пояса Гулда

Качественно новый шаг в исследовании популяции близких остывающих нейтронных звезд был сделан нами с разработкой нового пакета программ, который изначально включал подробные кривые остывания для компактных объектов разных масс и детальное начальное пространственное распределение. Касательно последнего, ключевым моментом стало включение в расчеты т.н. Пояса Гулда (см. подробное описание в [281]).

Пояс Гулда - это хорошо известная локальная структура, в основном сформированная ОВ-ассоциациями. Пояс представляет собой дискообразную структуру слегка вытянутой формы, наклоненную к галактической плоскости на 18-20 градусов (Пояс находится над плоскость Галактики в направлении ее центра). Внутри 600 пк примерно 2/3 массивных звезд относится к Поясу [282]. Соответственно, примерно две трети близких молодых компактных объектов рождается в Поясе, и, таким образом, относительно средней плотности молодых нейтронных звезд в солнечной окрестности мы имеем избыток примерно в три раза. Забегая вперед, можно сказать, что именно Пояс Гулда ответственен за тот избыток молодых остывающих компактных объектов, который был предложен в работе [280].

Мы рассчитали эволюцию локальной (< 3 кпк) популяции молодых (< неск. млн. лет) нейтронных звезд, учитывая наличие Пояса Гулда. Для сравнения данных расчета с наблюдениями мы использовали диаграмму Log N - Log S. Далее мы подробно описываем нашу модель и расчеты.

3.3.1 Модель

Наша первая модель популяционного синтеза близких одиночных остывающих нейтронных звезд [268] содержала следующие основные элементы:

• Начальное пространственное распределение.

• Темп образования нейтронных звезд.

• Распределение по начальным скоростям.

• Распределение по массам.

• Кривые остывания.

• Гравитационный потенциал Галактики.

• Распределение межзвездной среды.

• Поглощающие свойства межзвездной среды.

• Свойства детектора.

Соответственно, после того, как в программе разыграно место рождения нейтронной звезды и ее начальная скорость, рассчитывается движение компактного объекта в галактическом потенциале с шагом по времени, равным 10 ООО лет. На каждом шаге для восьми выбранных масс определяется температура, исходя из которой рассчитывается рентгеновская светимость. После учета поглощения в межзвездной среде определяется темп счета для детекторов ROSAT. Статистика аккумулируется. В конце производится нормализация на темп рождения нейтронных звезд разных масс и строится распределение Log N - Log S, которое сравнивается с наблюдаемым.

Самым ключевым моментом работы [268] был учет Пояса Гулда в начальном распределении звезд-прародителей. Нейтронные звезды рождаются в плоскости галактического диска и в Поясе Гулда (который представлен как плоский диск, см. рис 29) с постоянным темпом. Это разумное предположение, учитывая, что нас интересует относительно короткий промежуток времени (несколько миллионов лег).

Пояс Гулда в нашей модели имеет радиус 500 пк и наклонен к плоскости Галактики на 18 градусов. Солнце смещено относительно центра диска на 100 пк. В центральной части диска (150 пк) темп рождения нейтронных звезд принят равным нулю (см. [281] для детального описания Пояса Гулда и [282] - для краткого, об отсутствии массивных прародителей в непосредственно окрестности Солнца см. [304]).

Темп рождения нейтронных звезд на единиц}' площади в Поясе Гулда и в диске Галактики был принят постоянным и равномерно распределенным. Для оценки мы использовали следующие данные. Согласно [303] за один миллион лет в Поясе Гулда происходит 20-27 вспышек сверхновых. Мы ириняли, что число образующихся нейтронных звезд в Поясе равно 20 за миллион лет. Согласно [282] 2/3 массивных звезд внутри 600 пк от Солнца принадлежит Поясу Гулда. Соответственно, в галактическом диске плоть до расстояния 600 нк от Солнца темп рождения нейтронных звезд в расчетах соответствовал 10 объектам за миллион лет. Таким образом, внутри 600 пк полный темп составил 30 нейтронных звезд за миллион лет, что согласуется с темпом 2.9 х Ю-11 сверхновых за год на пк2 [354], предполагая, что нейтронные звезды образуются примерно в 90% взрывов.

Рис. 29: На рисунке показана R — z проекция начального пространственного распределения нейтронных звезд. Жирные линии показывают Пояс Гулда и часть диска Галактики (< 3 кик), где рождались нейтронные звезды, рассматриваемые в модели. Отметим две области, в которых темп рождения нейтронных звезд был положен равным нулю. Это область (окружность) в галактическом диске с радиусом 100 ик вокруг Солнца, и область с радиусом 150 пк в центре Пояса Гулда. Для удобства восприятия выделена сфера с радиусом 600 пк от Солнца.

Темп рождения нейтронных звезд в диске Галактики внутри 600 пк от Солнца - 10 нейтронных звезд за миллион лет - был экстраполирован на весь галактический диск в рассматривамой в задаче области (3 кпк от Солнца). В области от 600 пк до 3 кпк он составил 240 нейтронных звезд за миллион лет. Внутри 1 кпк мы получаем темп, находящийся в соответствии с результатами [354].

Т.о., в нашей модели в рассматриваемой области с радиусом 3 кпк за миллион лет рождается 270 нейтронных звезд. Из них 20 - лежат в Поясе Гулда, а 250 - в тонком галактическом диске. Такой подход несколько недооценивает число нейтронных звезд на больших расстояниях. Более детальные модели начального распределения (с учетом неравномерности распределения) рассмотрены ниже.

Для расчета движения нейтронных звезд в потенциале Галактики нами использовались те лее предположения, что и в наших ранних работах [217, 280]. Использовался трехкомпонептный потенциал (диск, балдж, гало), предложенный Миямото и Нагаи [279]. Именно этот вид применялся во многих работах по исследованию одиночных нейтронных звезд [26, 272, 25]. Разумеется, существуют более детализованные виды потенциала, однако для наших расчетов эти уточнения не имеют решающего значения, т.к. рассматриваются молодые объекты, и высокоточные кинематические характеристики или положения объектов не влияют на

Log Age (yr)

Рис. 30: Кривые остывания нейтронных звезд [165]. Показана температура, наблюдаемая "на бесконечности".

Мы считали, что спектр нейтронной звезды чернотельный, и что вся поверхность имеет одинаковую температуру. Т.к. нас интересует интегральный поток за много периодов вращения, это разумное предположение.

Поскольку максимум в спектре остывающей нейтронной звезды интересующего нас возраста приходится на мягкий рентгеновский диапазон (или даже на экстремально жесткий ультрафиолет), то крайне важно правильно учесть межзвездное поглощение. Для распределения межзвездной среды мы использовали модель, применявшуюся нами ранее [307, 217, 280]. Типичная колонковая плотность (число атомов на луче зрения) составляла Nu ~ 1019-1021 см-2. После расчета непоглощенного потока и определения колонковой плотности для текущего положения нейтронной звезды относительно Солнца нами применялась стандартная процедура по вычислению отсчетов спутника ROSAT с учетом межзвездного поглощении

3.3.2 Результаты расчетов и обсуждение

На основе описанной выше модели мы можем рассчитать распределение Log N - Log S отдельно для звезд, родившихся в галактическом диске и в Поясе Гулда Главным результатом является то, что подавляющая часть наблюдаемых остывающих нейтронных звезд в Солнечной окрестности генетически связана с Поясом Гулда.

На рисунке 31 показано два распределения Log N - Log S и наблюдательные данные. Данные относятся к двум основным тинам источников: объекты Великолепной семерки и радиопульсары. Если самый слабый объект на данном потоке является объектом Семерки, то символ черный, если же это радиопульсар, то символ белый. К радиопульсарам мы отнесли также Гемингу и источник 3EG J1835+5918 (т.н "вторая Гемин-га") [51, 277]. Первые демонстрируют чисто тепловой спектр, без примеси магнитосферного излучения. Последние имеют смешанный спектр, однако в области чувствительности спутника ROSAT вклад теплового излучения доминирует. Мы использовали для пульсаров полный поток. Однако очевидно, что незначительное уменьшение этой величины (при выделении чисто теплового вклада) не скажется на виде наблюдательного распределения, т.к. в интересующей нас области (от 0.1 до 10 отсчетов в секунду) самым ярким и самым слабым источников останутся объекты Семерки. "Усы" у точек соответствуют пуассоновским ошибкам, что хорошо отражает уровень неопределенности Log N - Log S. Расчетные кривые построены для большого числа модельных источников, т.о эти кривые не зашумлены

Видно, что без учета Пояса Гулда теоретическая кривая идет слишком низко (что впервые в рамках более простых моделей было показано в работах [31, 280]). Разница особенно велика на больших потоках (больше нескольких десятых отсчета в секунду), здесь полностью доминируют объекты, рожденные в Поясе Гулда. на слабых потоках разница между кривыми постепенно уменьшается. В конце концов (на графике не показано) кривые должны сойтись, т.к. на слабых потоках уже полностью доминируют звезды из далеких частей галактического диска. Детальный анализ пространственного распределения источников в разных диапазонов потоков приведен ниже.

С учетом вклада звезд, рожденных в Поясе Гулда, в рамках очень консервативной гипотезы нам удалось без подгонки описать наблюдательные данные. Разумеется, на низких потоках не все звезды отождествлены. Поэтому ниже примерно 0.1 отсчета в секунду рассчитанная кривая идет выше данных наблюдений.

Наши расчеты показали, что в данных ROSAT может быть 10-50 неотождествлениых остывающих нейтронных звезд на потоках > 0.015 отсч с-1. Это находится в хорошем согласии с верхним пределом, установленным в работе [305]. Он составляет 67 источников на потоках выше 0.05 отсчетов в секунду. Это могут быть как источники типа Великолепной семерки, так и радиопульсары, чей пучок радиоизлучения не попадает на Землю. Основная часть неидентифицированных источников должна находится на низких галактических широтах ± 20°. Возможно, данные гамма-обсерватории помогут в идентификации. Обнаружение новых источников представляется крайне важным, т.к. увеличение статистики позволит детальнее изучить модели остывания нейтронных звезд и свойства их атмосфер.

Из рисунка видно, что распределение Log N - Log S очень плоское. Для этого есть несколько причин. Первой является сильное поглощение в мягком рентгеновском диапазоне. Второй - плоское начальное распределение источников (галактический диск). Также кривая становится заметно более плоской, когды мы выходим за пределы Пояса Гулда.

Известно около 20 близких (менее 1 кпк) молодых (моложе 4.25 миллиона лет) нейтронных звезд. Они принадлежат, с наблюдательной точки зрения, к разным популяциям. Как было указано в работах [31, 280] число рентгеновских остывающих близких нейтронных звезд слишком велико, чтобы быть объясненным статистикой, основанной на усредненных данных по радиопульсарам. Высказывались различные идеи для объяснения этого противоречия. Здесь мы показали, что данные можно объяснить локальной "флуктуацией", связанной с присутствием Пояса Гулда, т.е. с избытком молодых массивных звезд в окрестности порядка 500 пк.

Суммарный вклад галактического диска и Пояса Гулда в популяцию близких молодых остывающих нейтронных звезд позволяет объяснить все яркие источники и не оставляет места для неотождествленных источников с потоком более 1 отсчета в секунду. Разумеется, модель не обладает абсолютной точностью. Поэтому нельзя исключить идентификацию 1-2 ярких источников в областях с большим числом объектов (что затрудняет идентификацию). Отсутствие источников ярче RX J1856 (Log S> 0.56) соответствует нашим результатам на уровне 2 а.

Мы пренебрегали в расчете звездами моложе 10 000 лет. При темпе рождения, использованном в нашей модели, одна такая звезда должны попадать в сферу с радиусом 2.5 кик. Влияние молодых звезд на яркий конец распределения Log N - Log S крайне маловероятно. Кривая Log

Log S (cts/s)

Рис 31: Распределение Log N - Log S для обзора всего неба с равномерным покрытием. Символами показаны наблюдательные данные. Вид символа отражает тип последней добавленной в распределение нейтронной звезды. Черными ромбами показаны объекты Великолепной семерки. Пустыми кружками - Геминга, "Три мушкетера" (три близких пульсара, для которых измерен тепловой поток от поверхности), PSR1929 1-10 и т.н. "Вторая Геминга" (источник 3EG J1835+5918). Также показан предел, соответствующий каталогу ярких источников ROSAT (RBS) [283]. Верхняя кривая: результаты модельных расчетов с учетом Пояса Гулда. Полный темп рождения равен 270 нейтронных звезд за миллион лет в рассматриваемой области (до 3 кпк). Нижняя кривая: результаты расчетов без учета вклада Пояса Гулда. Темп рождения нейтронных звезд - 250 за миллион лет.

N - Log S в любом случае может измениться за счет учета таких молодых звезд лишь незначительно. Различные неопределенности самой модели (детали спектра масс, неучет свойств атмосфер, статистические флуктуации и т.д.) могут оказывать более существенное влияние.

В работе 2003 года мы не проводили отдельный нонуляционный синтез радиопульсаров (см. ниже Гл. 5), однако полученные результаты позволили нам говорить о том, что заметная часть нейтронных звезд рождается со свойствами отличающимися от стандартных пульсарных. Согласно нашей модели, хорошо описывающей данные по остывающим нейтронным звездам, в области с радиусом около 1 кик должно быть около сотни нейтронных звезд с возрастом менее 4 миллионов лет. Даже учет направленности излучения пульсаров не позволяет говорить о том, что предсказываемое число находится в соответствии с числом обнаруженных объектов этого тина. Более современные и полные расчеты (см. раздел 5.2) подтверждают это.

3.4 Близкие молодые черные дыры

В настоящее время обнаружены черные дыры звездных масс в тесных двойных системах [284] и сверхмассивныс черные дыры в ядрах галактик [285]. Было бы крайне интересно обнаружить одиночную черную дыру звездной массы, однако это технически очень сложная задача. В связи с этим представляют интерес близкие одиночные черные дыры. Существуют различные подходы к поиску одиночных черных дыр [286, 287, 288]. Единственные кандидаты в объекты этого типа обнаружены с помощью микролинзирования [289, 290, 291]. Для обнаружения таких объектов было бы желательно уменьшить область поиска, т.е. заранее оценить координаты возможных источников. Ниже мы предлагаем метод такой оценки и иллюстрируем его на конкретных примерах.

В работе [292] мы кратко обсуждали близкие молодые компактные объекты (нейтронные звезды и черные дыры) и предположили связь радиотихих нейтронных звезд в солнечной окрестности с недавними вспышками сверхновых, породившими структуры в локальной межзвездной среде (Local Bubble, Loop I и др.). Рассмотрим близкие молодые черные дыры более детально, следуя работе [293].

Основная идея нашей работы состоит в следующем. Мы оцениваем современные координаты близких (г < 1 кпк) молодых (возраст < 6 миллионов лет) черных дыр, образовавшихся в тесных двойных системах с массивными вторыми компонентами, распавшихся после первого взрыва сверхновой. После распада системы появляется т.н. "убегающая звезда" [294]. Зная современные координаты и скорость убегающей звезi

126

Заключение

Диссертация посвящена моделированию эволюции одиночных нейтронных звезд и связанным проблемам. Ключевым является построение моделей эволюции одиночных нейтронных звезд и проведение численных расчетов с помощью этих моделей. Наиболее существенные результаты связаны с рассмотрением популяции близких молодых нейтронных звезд. В одном из разделов также рассмотрены близкие молодые черные дыры.

С точки зрения приложений важно, что популяционный синтез близких остывающих нейтронных звезд может использоваться как тест теоретических кривых остывания этих объектов. Это делает данную методику востребованной различными исследовательскими группами, и мы ведем работу по созданию он-лайновой версии программы популяциои-иого синтеза [346].

Наиболее продвинутой реализацией популяционного подхода в этой диссертации является комплексное рассмотрение эволюции молодых нейтронных звезд нескольких типов (остывающие компактные объекты, радиопульсары, магнитары) в рамках единой модели с затуханием магнитного поля. Удалось выделить начальное распределение но магнитным полям, удовлетворительно описывающее наблюдательные проявления всех расмотренных типов объектов. Это распределение может быть использовано в ряде приложений.

В диссертации рассмотрены некоторые аспекты эволюции нейтронных звезд в двойных системах и проведены соответствующие расчеты. Изучены каналы рождения магнитаров в двойных системах, которые соответствуют стандартной модели, в которой большие поля нейтронных звезд генерируются динамо-механизмом, для чего необходимо очень быстрое начальное вращение. Также исследована роль двойственности прародителей нейтронных звезд для формирования распределений по некоторым параметрам.

Нами были изучены некоторые аспекты магнито-вращательной эволюции нейтронных звезд, существенные для популяционных расчетов и расчетов распределений параметров этих объектов.

Также в диссертации обсуждаются неопределенности эволюционных сценариев, сложности создания популяционных моделей и некоторые экзотические возможности, связанные с наблюдательными проявлениями нейтронных звезд или могущие повлиять на распределение параметров.

На защиту выносятся следующие результаты:

1. Разработана оригинальная модель, описывающая популяцию близких молодых нейтронных звезд. На ее основе создан комплекс программ для популяционных расчетов эволюции близких одиночных остывающих нейтронных звезд и произведены расчеты. а) Сравнением результатов расчетов с данными наблюдений продемонстрировано, что основная часть близких молодых остывающих нейтронных звезд имеет происхождение в Поясе Гулда. б) Предложен новый тест моделей тепловой эволюции нейтронных звезд, основанный на расчете распределения Log N - Log S этих объектов в окрестности Солнца и сравнении с данными наблюдений. С помощью численного моделирования продемонстрирована эффективность нового метода. Показано, что он компенсирует недостатки традиционного подхода проверки моделей тепловой эволюции. Для ряда моделей рассчитаны диапазоны параметров, позволяющие описать наблюдаемую популяцию. в) Сделаны предсказания для поиска одиночных остывающих нейтронных звезд с помощью будущих рентгеновских обзоров. Новые источники на более низких потоках будут иметь более высокие температуры, чем объекты "Великолепной семерки" - порядка 200 эВ, и будут располагаться за Поясом Гулда в направлении на богатые ОВ-ассоциации.

2. Проведен комплексный популяционный синтез молодых одиночных нейтронных звезд в модели с затуханием магнитного поля. Исследована эволюционная связь между популяциями одиночных нейтронных звезд. Исследовано начальное распределение по магнитным полям. Доля магиигаров ограничена величиной порядка 10%. Выделено лог-нормальное распределение по начальным магнитным полям, удовлетворительно описывающее одновременно популяции близких остывающих нейтронных звезд, магнитаров и радиопульсаров. В этой модели среднее поле составляет Ю13,25 Гс, дисперсия сг = 0.6.

3. Исследованы особенности магнито-вращательной эволюции старых одиночных нейтронных звезд и получены следующие результаты. а) Рассчитаны модели эволюции одиночных нейтронных звезд с затуханием магнитного поля на большом масштабе времени для разных моделей затухания. Для разных моделей затухания выделены диапазоны параметров, при которых нейтронные звезды выходят на стадию аккреции из межзвездной среды за время меньше времени жизни Галактики. При экспоненциальном распаде, начальных полях порядка 1012 Гс, характерном времени распада 107-108 лет и нижней границе поля порядка 109,5-10и Гс нейтронные звезды не успевают выйти на стадию аккреции за время меньшее нескольких миллиардов лет. б) Рассчитано распределение по периодам вращения старых одиночных аккрецирующих нейтронных звезд при постоянном магнитном поле с учетом турбулентности межзвездной среды. Характерные периоды составляют несколько месяцев для реалистичных распределений по магнитным полям и скоростям. Для самых ярких низкоскоростных звезд периоды составляют порядка нескольких суток.

4. Исследована роль двойных систем в формировании параметров одиночных компактных объектов и получены следующие результаты. а) Изучены каналы образования быстро вращающихся ядер звезд, которые могут быть прародителями магнитаров, в тесных двойных системах. Показано, что при сохранении ядром звезды-прародителя значительной части приобретенного углового момента удается объяснить как количество магнитаров, так и факт их одиночное™. В рамках сценария с заметной потерей углового момента в процессе эволюции необходимо сделать дополнительные предположения о параметрах дополнительной скорости (кике) при рождении нейтронной звезды. Необходим кик перпендикулярно плоскости орбиты с величиной > 400 км с-1. б) Рассмотрено влияние двойственности звезд-прародителей на распределение углов между осью вращения и направлением пространственной скорости для разных параметров кика. Рассчитано, в каких областях на плоскости угол-скорость доминируют одиночные пульсары, родившиеся в двойных системах. Такие источники чаще имеют углы > 15 — 20°, а также преобладают среди объектов со скоростями < 30 км с-1.

5. Исследованы некоторые аспекты эволюции массивных двойных систем и получены следующие результаты. а) Предложена методика поиска близких молодых черных дыр, образовавшихся в распавшихся после взрыва сверхновой двойных системах, по убегающим звездам. Рассчитаны области локализации для четырех объектов. б) Построен и проанализирован спектр масс массивных нейтронных звезд в двойных системах, выделены типы систем, в которых наиболее вероятно их появление. Темп формирования нейтронных звезд с массой > 1.8 М© составляет примерно (6 — 7) Ю-7 в год.

6. По результатам обработки каталога ВАТЭЕ даны оценки темна гигантских вспышек магнитаров. Темп вспышек с энерговыделением в начальном импульсе > 0.5 1044 эрг составляет < 1/10 — 1/30 в год на Галактику. Теми вспышек с энерговыделением в начальном импульсе > 1046 эрг составляет < 1/1000 в год на Галактику.

В заключение я хотел бы поблагодарить своих соавторов и коллег в России и других странах. Особая благодарность моим соавторам но многим публикациям, вошедшим в диссертацию: Давиду Блашке, Хови-ку Григоряну, Монике Колпи, Беттине Посселт, Андреа Поссенти, Михаилу Прохорову, Альдо Тревесу и Роберто Туролле. Также я хотел бы поблагодарить Павла Болдина, Сергея Блинникова, Хосе Понса, Хуана Мираллеса, Александра Куранова, Константина Постнова, Максима Пширкова, Алексея Богомазова, Френка Хаберла, Иоахима Трюмпера, Ральфа Нейхаузера, Бориса Штерна, Игнасио Бомбачи, Алексея Хопер-скова, Владислава Кодратьева и Адриану Пирес, работа с которыми над совместными проектами была плодотворной и доставила мне искреннее удовольствие.

На разных этапах моя работа поддерживалась фондом "Династия", Российским Фондом Фундаментальных Исследований, Федеральной Целевой Программой "Научные и педагогические кадры инновационной России", фондом Ы8С1 и фондом ШТАБ. Я благодарен университету Падуи (Италия), университету и обсерватории Кальяри (Италия), университету Аликанте (Испания), университету Комо (Италия), университетам Милана (Италия) и обсерватории Иены за поддержку и гостеприимство. Работа неоднократно поддерживалась различными стипендиями и грантами Московского Государственного университета для молодых ученых.

Моя работа по изучению одиночных нейтронных звезд и применению иопуляциопного синтеза началась под руководством Владимира Липу-нова, сыгравшего большую роль в становлении меня как ученого.

Также я хочу выразить признательность своей жене, без чьей поддержки эта работа никогда не была бы закончена.

1. Потехин А Ю, Физика нейтронных звезд, Успехи Физ. Наук 180 1279 (2010)

2. Popov S В, The zoo of neutron stars, Phys. Part. Nuc. 39 1136

3. Baym G, Lamb F K, Neutron Stars, in:Encyclopedia of Physics, 3rd edition (Eds R G Lerner and G L Trigg) (2005) p. 1721

4. Woosley S E, Heger A, Weaver T A, The evolution and explosion of massive stars, Rev. Mod. Phys. 74 1015 (2002)

5. Arzoumanian Z, Chernoff D F, Cordes J M, The Velocity Distribution of Isolated Radio Pulsars Astrophys. J. 568 289 (2002)

6. Hobbs G, Lorimer D R, Lyne A G, Kramer M, A statistical study of 233 pulsar proper motions, Mon. Not. R. Astron. Soc. 360 963 (2005)

7. Zhang W, Woosley S E, Heger A, Fallback and Black Hole Production in Massive Stars, Astrophys. J. 679 639 (2008)

8. Lattimer J, Prakash M, What a Two Solar Mass Neutron Star Really Means arXiv: 1012.3208 (2010)

9. Valentim R, Rangel E, Horvath J E, On the mass distribution of neutron stars, arXiv: 1101.4872 (2010)

10. Faucher-Giguier C-A, Kaspi V, Birth and Evolution of Isolated Radio Pulsars, Astrophys. J. 643 332 (2006)

11. Гинзбург В JI, О магнитных полях коллапсирующих мае и сверхновых звезд ДАН СССР 156 43 (1964)

12. Thompson С, Duncan R С, Neutron star dynamos and the origins of . pulsar magnetism Astrophys. J. 408 194 (1993)

13. Hewish A, Bell S J, Pilkington J D H, Scott P F, Collins R A, Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source, Nature 217 709 (1968)

14. Manchester R N, Hobbs G B, Teoh A, Hobbs M, The Australia Telescope National Facility Pulsar Catalogue, Astron. J. 129 1993 (2005)

15. Mereghetti S, X-ray emission from isolated neutron stars, arXiv: 1008.2891 (2010)

16. Haberl F, The magnificent seven: magnetic fields and surface temperature distributions, Astrophys. Scape. Sci 308 181 (2007)

17. Kaplan D L, Nearby, Thermally Emitting Neutron Stars, in: c%0 Years of Pidsars: Millisecond Pulsars, Magnetars and More" (ASP Conf. Series Vol. 983, Eds С Bassa, Z Wang, A Cumming, V M Kaspi) (2008) p. 331

18. Turolla R, Isolated Neutron Stars: The Challenge of Simplicity, in: Neutron Stars and Pulsars (Astrophysics and Space Science Libiary, Vol. 357) (Springer Berlin Heidelberg, 2009) p. 141

19. Попов С Б, Прохоров М Е, 'Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнитары", Труды ГАИШ 72 (2003)

20. Bhatt Н С Astron. Astrophys. 232 367 (1990)

21. Pires А М, Motch С, Turolla R, Treves A, Popov S В The isolated neutron star candidate 2XMM J104608.7-594306 Astron. Astrophys. 498 233 (2009)

22. Treves A, Colpi, M, Astron. Astrophys. 241 107 (1991)

23. Blaes O, Rajagopal M, Ast/ophys. J 381 210 (1991)

24. Blaes O, Madau P, Astrophys. J 403 690 (1993)

25. Manning R A, Jeffries R D, Willmore A P Are there any isolated old neutron stars in the ROSAT Wide Field Camera survey? Mon. Not. R. Astron. Soc. 278 577 (1996)

26. Colpi M, Campana S, Treves A, The observability of old isolated neutron stars with ROSAT. 2: Molecular clouds and deep fields Astron. Astrophys. 278 161 (1993)

27. Haberl F, Motch C, Pietsch W, Astron. Nachr. 319 97 (1998)

28. Treves A, Turolla R, Zane S, Colpi M, Publ. Astron. Soc. Pac. 112 297 (2000)

29. Neuhauser R, Triimper J E, Astron. Astrophys. 343 151 (1999)

30. Walter F, Wolk S J, Neuhauser R, Nature 379 233 (1996)

31. Zampieri L, Cainpana S, Turolla R, Chieregato M, Falomo R, Fugazza D, Moretti A, Treves A, Astron. Astrophys. 378 L5 (2001)

32. Mereghetti S, Stella L, The very low mass X-ray binary pulsars: A new class of sources? Astrophys. J. 442 L17 (1995)van Paradijs J, Taam R E, van den Heuvei E P J, On the nature of the "anomalous" 6-s X-ray pulsars, Astron. Astrophys. 299 L41 (1995)

33. Woods P M, Thompson C, in: Compact stellar X-ray sources (Cambridge Astrophysics Series, No. 39., Eds W Lewin, M van der Klis) (Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2006) p. 547

34. Mereghetti S, The strongest cosmic magnets: soft gamina-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars, Astron. Astrophys. Rev. 15 225 (2008)

35. Camilo F et al. IE 1547.0-5408: A Radio-emitting Magnetar with a Rotation Period of 2 Seconds Astrophys. J. Lett. 666 L93 (2007)

36. Halpern J P, Gotthelf E V, The Fading of Transient Anomalous X-Ray Pulsar XTE J1810-197, Astrophys. J. 618 874 (2005)

37. Rea N, Esposito P, Magnetar outbursts: an observational review, arXiv: 1102.4472 (2011)

38. Mazets E P, Golentskii S V, Il'inskii V N, Aptekar R L, Guryan Iu A Nature 282 587 (1979)

39. Ведренне Г, Зенченко В М, Курт В Г, Ниел М, Харлей К, Эсту-лин И В, Наблюдения рентгеновского баретера 0525.9-66.1, Письма Астрон. Ж. 5 588 (1979)

40. Duncan R С, Thompson С, Magnetars, in: High velocity neutron stars and gamma-ray bursts (AIP Conf. Proc. Vol. 366, Eds. R E Rothschild, R.E. Lingenfelter) p. Ill (1996)

41. Gavriil F P, Kaspi V M, Long-term RXTE monitoring of anomalous X-ray pulsars, Astrophys. J. 567 1067 (2002)

42. Caraveo P A, in: Pulsar astronomy 2000 and beyond: Proc. of IAU Coll. 177 (ASP Conf. Series Vol. 202, Eds M Kramer, N Wex, R Wielebinski) (San Francisco, 2000) p. 289

43. Bignami G F, Caraveo P A, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 34 331 (1996)

44. Jackson M S, Halpern J P, Gotthelf E V, Mattox J R, Astrophys. J 587 935 (2002)

45. Malofeev V M, Malov О I, Detection of Geminga as a radio pulsar, Nature 389 697 (1997)

46. Mirabal N, Halpern J P, Astrophys. J 547 L137 (2001)

47. Halpern J P, Gotthelf E V, Mirabal N, Camilo F, Astrophys. J 573 L41 (2002)

48. Trepl L et al., Multiwavclengtli properties of a new Geminga-like pulsar: PSRJ2021+4026, Mon. Not. R. Astron. Soc. 405 1339 (2010)

49. Caraveo P et al., X-ray pulsations from the radio-quiet gamma-ray pulsar in СТА 1, Astrophys. J. 725 L6 (2010)

50. McLaughlin M A et al., Transient radio bursts from rotating neutron stars, Nature 439 817 (2006)

51. Halpern J P, Gotthelf E V, Spin-Down Measurement of PSR J1852+0040 in Kesteven 79: Central Compact Objects as Anti-Magnetars, Astrophys. J. 709 436 (2010)

52. Halpern J P, Gotthelf E V, Camilo F, Seward F D, X-Ray Timing of PSR J1852+0040 in Kesteven 79: Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth, Astrophys. J. 665 1304 (2007)

53. Keane E F, Transient Radio Neutron Stars, arXiv: 1008.3693 (2010)

54. Halpern J P, Camilo F, Gotthelf E V, Ilelfand D J, Kramer M, Lyne A G, Leighly К M, Eiacleous M, Astrophys. J 552 L125 (2001)

55. Colpi M, Possenti A, Popov S B, Pizzolato F, Spin and magnetism in old neutron stars, in: Physics of Neutron Star Interiors (Eds. D Blaschke, N К Glendenning, A Sedrakian, Lecture Notes in Physics, Vol. 578) (Springer-Verlag, Berlin, 2001) p. 440

56. Бескин В С, Радиопульсары Успехи Физ. Наук 1869 1169 (1999)

57. Бескин В С, Магнитогидродииамические модели астрофизических струйных выбросов, Успехи Физ. Наук 180 1241 (2010)

58. Pacini F, Energy Emission from a Neutron Star, Nature 216 567 (1967)van der Swalluw E, Wu Y, Astrophys. J 555 L49 (2001)

59. Regimbau T, de Freitas Pacheco J A, Astron. Astrophys. 374 181 (2001)

60. Tauiis T M, Manchester R N, On the Evolution of Pulsar Beams, Mon. Not. R. Astron. Soc. 298 625 (1998)

61. Chevalier R A, Emmering R T, Astrophys. J 304 140 (1986)

62. Gotthelf E V, Vasisht G, Dotani T, Astrophys. J 522 L49 (1999)

63. Migliazzo J M, Gaensler В M, Backer D C, Stappers В W, van der Swalluw E, Strom R G, Astrophys. J 567 L141 (2002)

64. Andersson N, Jones D I, Kokkotas К D, Stergioulas N, Astrophys. J 543 L75 (2000)

65. Owen-В J, Lindblom L, Cutler C, Schutz В F, Vecchio A, Andersson N, Phys. Rev. D58 084020-1/15 (1998)

66. Брагинский В Б, Успехи Физ. Наук 170 743 (2000)

67. Грихдук Л П, Липунов В М, Постнов К А, Прохоров М Е, Сатья-пракаш Б С, Успехи Физ. Наук 171 3 (2001)

68. Giazotto A, Bonazzola S, Gourgoulhon Е, Phys. Rev. D55 2014 (1997)

69. Bastíukov S, Podgainy D, Yang J, Weber F, in: Soft Gamma Repeaters: The Rome 2000 Mini- Workshop Mem. Soc. Astron. It. 73 522 (Eds M Feroci, S Mereghetti) (2002)

70. Lindblom L, in: Gravitational Waves: A Challenge to Theoretical Astrophysics (ICTP Lecture Notes Series Volume III, Eds V Ferrari, J С Miller, L Rezzolla, ICTP Lecture Notes Series Vol. Ill) (2001); astro-ph/0101136

71. Липунов В M, Астрофизика нейтронных звезд (М.: Наука 1987)

72. Lipunov V М, Postnov К A, Prokhorov М Е, The Scenario Machine: Binary Star Population Synthesis Astrophys. Space Phys. Rev. 9 1 (1996)

73. Arons J, in: Pulsar astronomy 2000 and beyond: Proc. of IA U Coll. 177 {ASP Conf. Ser., Vol. 202, Eds M Kramer, N Wex, R Wielebinski) (San Francisco, 2000) p. 449

74. Chen K, Ruderman M, Astrophys. J 402 264 (1993)

75. Illarionov A F, Syunyaev R A, Astron. Astrophys. 39 185 (1975)

76. Шварцман В Ф, Изв. ВУЗов, серия Радиофизика 13 1852 (1970)

77. Toropina О D, Romanova М М, Toropin Yu М, Lovelace R V Е, Propagati on of magnetized neutron stars through the interstellar medium Astrophys. J. 561 964 (2001)

78. Rutledge R E, Astrophys. J. 553 796 (2001)

79. Beskin V S, Gurevich A V, Istomin Ya N, Physics of pulsar magnctosphere (Cambridge University Press, 1993)

80. Goldreich P, Neutron star crusts and alignment of magnetic axes in pulsars, Astrophys. J. 160 Lll (1970)

81. Davis L, Goldstein M, Magnetic-dipole alignment in pulsars, Astrophys.1. J. 159 L81 (1970)

82. Macy W W, Pulsar magnetic axis alignment and counteralignment, Astrophys. J. 190 153 (1974)

83. Candy В N, Blair D G, The evolution of radio pulsars, Astrophys. J. 307 535 (186)

84. Jones P В, Pulsar magnetic alignment — The critical period and integrated pulse width, Astruphys. J. 209 602 (1976)

85. Jones P B, Pulsar magnetic alignment — A classification of pulsars, Mon. Not. R. Astron. Soc. 178 87 (1977)

86. Липунов В M, Попов С Б Астрон. Ж. 72 711 (1995)

87. Colpi М, Turolla R, Zane S, Treves A, Astrophys. J. 501 252 (1998)

88. Livio M, Xu C, Frank J, Astrophys. J. 492 298 (1998)

89. Popov S B, Prokhorov M E, Astron. Astrophys. 357 164 (2000)

90. Treves A, Colpi M, Lipunov V M, The observability of old isolated neutron stars with ROSAT. 2: Molecular clouds and deep fields Astron. Astrophys. 269 319 (1993)

91. Ikhsanov N R On the accretion luminosity of isolated neutron stars Astron. Astrophys. 399 1147 (2003)

92. Davis R E, Pringle J E, Spindown of neutron stars in close binary systems-II Mon. Not. R. Astron. Soc. 196 209 (1981)

93. Wang Y-M, Robertson J A, "Propeller" action by rotating neutron stars Astron. Astrophys. 151 361 (1985)

94. Toropin Yu M, Toropina О D, Savelyev V V, Romanova M M, Chechetkin V M, Lovelace R V E, Spherical Bondi accretion onto a magnetic dipole Astrophys. J. 517 906 (1999)

95. Prokhorov M E, Popov S B, Khoperskov A V, Period distribution of old accreting isolated neutron stars Astron. Astrophys. 381 1000 (2002)

96. Wang J, Evidence for magnetic field decay in RX J0720.4-3125 Astrophys. J. 486 L119 (1997)

97. Коненков Д Ю, Попов С Б, RX J0720.4-3125 как возможный пример затухания магнитного поля нейтронных звезд Письма в Астрон. Ж. 23 569 (1997)

98. Taylor J H, Manchester R N, Lyne A G, Catalog of 558 pulsars, Astrophys. J. Supp. 88 529 (1993)

99. Либерман M А, Йоханссои В, Вещество в сверхсилыюм магнитном поле и структура поверхности нейтронных звезд Успехи Физ. Наук 165 121 (1995)

100. Thompson С, Duncan R С, The soft gamma repeaters as very strongly magnetized neutron stars-I. Radiative mechanism for outbursts Mon. Not. R. Astron. Soc. 275 255 (1995)

101. Heyl J S, Hernquist L, Powering anomalous X-ray pulsars by neutron star cooling Astrophys. J. 489 L67 (1997)

102. Rudermal M arXiu: astro-ph/0510623 (2005)

103. Chanmugam G, Magnetic fields of degenerate stars Ann. Rev. Astron. Astrophys. 30 143 (1992)

104. Tauris T M, Konar S, Torgue decay in the pulsar (p, p) diagram. Effects of crustal ohinic dissipation and alignment Astron. Astrophys. 376 543 (2001)

105. Ostriker J P, Gunn J E, On the nature of pulsars. I. Theory Astrophys. J. 157 1395 (1969)

106. Urpin V, Konenkov D, Magnetic and spin evolution of isolated neutron stars with the crustal magnetic field Mon. Not. R. Astron. Soc. 295 167 (1997)

107. Урпин В А, Муслимов А Г, Эволюция магнитного поля в коре и охлаждение нейтронных звезд Астрон. Ж. 69 1028 (1992)

108. Geppert U, Page D, Zanninias Т, Magnetic field decay in neutron stars. Analysis of general relativistic effects Phys. Rev. D 61 3004 (2000)

109. Page D, Geppert U, Zannias T, General relativistic treatment of the thermal, magnetic and rotational evolution of isolated neutron stars with crustal magnetic fields Astron. Astrophys. 360 1052 (2000)

110. Pethick С J, Cooling of neutron stars Rev. Mod. Phys. 64 1133 (1992)

111. Zdunik J L, Haensel P, Paczynski B, Miralda-Escude J, Thermal structure of neutron stars with very low accretion rates Astrophys. J. 384 129 (1992)

112. Geppert U, Urpin V, Konenkov D, Wind accretion and magnetorotational evolution of neutron stars in binaries Astron. Astrophys. 307 807 (1996)

113. Бисноватый-Когаи Г С, Комберг Б В, Пульсары и тесные двойные системы Астрой. Ж. 51 373 (1974)

114. Choudhuri A R, Konar S, Diamagnetic screening of magnetic field in accreting neutron stars Mon. Not. R. Astron. Soc. 332 933 (2002)

115. Konar S, Choudhuri A R, Diamagnetic screening of magnetic field in accreting neutron stars II — The effect of polar cap widening arXiv: astro-ph/0304490 (2003)

116. Муслимов А Г, Цыган А И, Сверхпроводимость и сверхтекучесть нейтронных звезд и затухание магнитных полей пульсаров Письма в Астрон. Ж. 11 196 91985)

117. Konenkov, D.Yu., Geppert, U, The evolution of core and surface magnetic field in isolated neutron stars Mon. Not. R. Astron. Soc. 325 426 (2001)

118. Konenkov, D.Yu., Geppert, U, On the nature of the residual magnetic fields in millisecond pulsars Astron. Astrophys. 372 583 (2001)

119. Konenkov D Yu, Geppert U, The effect of the neutron-star crust on the evolution of a core magnetic field Mon. Not. R. Astron. Soc. 313 66 (2000)

120. Geppert U, Rheinhardt M, Non-linear magnetic field decay in nautron stars — Theory and observations Astron. Astrophys. 392 1015 (2002)

121. Johnston S, Galloway D, Pulsar braking indices revisited Mon. Not. R. Astron. Soc. 306 L50 (1999)

122. Hollerbach R, Rudiger G, The influence of Hall drift on the magnetic fields of neutron stars Mon. Not. R. Astron. Soc. 337 216 (2002)

123. Mandal S, Chakrabarty S, Pauli paiamagnetism of neutron star matter and the upper limit for neutron star magnetic fields arXiv: astro-ph/0209015 (2002)

124. Colpi M, Geppert U, Page D, Period clustering of the anomalous X-ray pulsars and magnetic field decay in magnetars Astrophys. J. 529 L29 (2000)

125. Урпин В А, Яковлев Д Г, Термогальваномагнитные эффекты в белых карликах и нейтронных звездах Астрон. Ж. 57 738 (1980)

126. Urpin V A, Levshakov S A, Iakovlev D G, Generation of neutron star magnetic fields by thermomagnetic effects Mon. Not. R. Astron. Soc. 219 703 (1986)

127. Blandford R D, Applegate J H, Hernquist L, Thermal origin of neutron star magnetic fields Mon. Not. R. Astron. Soc. 204 1025 (1983)

128. Spruit, H, Gamma-ray bursts from X-ray binaries Astron. Astrophys. 341 LI (1999)

129. Pizzochero P M, Neutron Stars, the Most Exotic Nuclear Lab in the Universe, arXiv: 1001.1272 (2010)

130. Schmitt A, Dense matter in compact stars A pedagogical introduction, arXiv: 1001.3294 (2010)

131. Яковлев Д Г, Левенфиш К П, Шибанов Ю А, Остывание нейтронных звезд и сверхтекучесть в их недрах, Успехи Физ. Наук 169 825 (1999)

132. Ferrari V, Miniutti G, Pons J A, Gravitational waves from newly born, hot neutron stars Mon. Not. R. Astron. Soc. 342 629 (2003)

133. Hirata K, Kajita T, Koshiba M, Nakahata M, Oyama Y, Observation of a neutrino burst from the supernova SN1987 Phys. Rev. Lett. 58 1490 (1987)

134. Bionta R M, Blewitt G, Bratton С В, Caspere D, Ciocio A, Observation of a neutrino burst in coincidence with supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud Phys. Rev. Lett. 58 1494 (1987)

135. Имшенник В С, Надежны Д К, Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке: наблюдения и теория Успхи Физ. Наук 156 561 (1988)

136. Page D, Geppert U, Weber Nuclear Physics A 777 497 (2006)

137. Tsuruta S, Cameron A G W, Cooling of neutron stars Nature 207 364 (1965)

138. Bahcall J N, Wolf R A, An observational test of theories of neutron star cooling Astrophys. J. 142 1254 (1965)

139. Thorne К S, The rclativistic equations of stellar structure and evolution Astrophys. J. 212 825 (1977)

140. Левенфиш К П, Шибанов Ю А, Яковлев Д Г, Простая модель остывающей нейтронной звезды со сверхтекучим ядром: сравнение с наблюдениями Письма в Астрон. Ж. 25 491 (1999)

141. Gnedin О Y, Yakovlev D G, Potekhin A Y, Thermal relaxation in young neutron stars Mon. Not. R. Astron. Soc. 324 725 (2001)

142. Gusakov M E, Neutrino emission from superfluid neutron-star cores: various types of neutron pairing Astron. Astrophys. 389 702 (2002)

143. Gamow G, Schoenberg M, Neutrino theory of stellar collapse Phys. Rev. 59 539 (1941)

144. Пинаев В С, О некоторых процессах образования нейтринных пар в звездах ЖЭТФ 45 548 (1963)

145. Lattimer J М, Prakash М, Pethick С J, Haensel Р, Direct URCA process in neutron stars Phys. Rev. Lett. 66 2701 (1991)

146. Leinson L B, Direct Urea processes on nucleons in cooling neutron stars Nucl.Phys. A707 543 (2002)

147. Chiu H-Y, Salpeter E E, Surface X-ray emission from neutron stars Phys. Rev. Lett. 12 413 (1964)

148. Friman В L, Maxwell 0, Neutrino emissivities of neutron stars Astrophys. J. 232 541 (1979)

149. Kaminker A D, Haensel P, Neutrino emission due to electron bremsstrahlung in superfluid neutron-star cores Acta. Phys Polonica 30 1125 (1999)

150. Flowers E G, Rudcrman M, Sutherland P G, Neutrino pair emission from finite-temperature neutron superfluid and the cooling of young neutron stais Astrophys. J. 205 541 (1976)

151. Воскресенский Д H, Сенаторов А В, Ядерная физ. 45 657 (1987)

152. Arretche F, Natale A A, Voskresensky D N, Medium effects in the pion pole mechanism (photon photon -> pion-zero -> neutrino-R antineutrino-L (neutrino-L antineutrino-R)) of neutron star cooling Phys. Rev. С 68 035807 (2003)

153. Lattimer J M, Prakash M, Neutron star structure and the equation of state Astrophys. J. 550 426 (2001)

154. Kaminkei A D, Yakovlev D G, Gnedin О Yu, Three types of cooling superfluid neutron stars: theory and observations Astron. Astrophys. 383 1076 (2002)

155. Svidzinsky A A, Radiation of neutron stars produced by superfluid core Astrophys. J. 590 386 (2003)

156. Воскресенский Д H, Сенаторов А В, Излучение нейтрино нейтронными звездами ЖЭТФ 90 1505 (1986)

157. Bejger, М., Yakovlev, D.G., Gnedin, O.Y, Cooling of superfluid neutron stais with muons Acta Physica Polonica Б 34 233 (2002)

158. Kubis, S, Kutschera M, Kaon condensates, nuclear symmetry energy and cooling of neutron stars Nucl. Phys. A 720 189 (2003)

159. Shovkovy I A, Ellis P J, Quark color superconductivity and the cooling of compact stars arXiv: astro-ph/0207346 (2002)

160. Blaschke D, Grigorian H, Voskresensky D N, Cooling of hybrid neutron stars and hypothetical self-bound objects with superconducting quark cores Astron. Astrophys. 368 561 (2001)

161. Marshall H L, Schulz N S, Using high resolution X-ray spectrum of PSR B0656+14 to constrain the chemical composition of the neutron star atmosphere Astrophys. J. 574 377 (2002)

162. Zavlin V E, Pavlov G G, Trumper J, The neutron star in the supernova remnant PKS 1209-52, Astron. Astrophys. 331 821 (1998)

163. Zavlin V E, Trumper J, Pavlov G G, X-ray emission from radio-quiet, neutron star in Puppis A, Astrophys. J. 525 959 (1999)

164. Zavlin V E, Pavlov G G, частное сообщение (1999)

165. Pavlov G G, Zavlin V E, Sanwal D, Burwitz V, Garmire G P, The X-ray spectrum of the Vela pulsar resolved with the Chandra X-ray observatory, Astrophys. J. 552 L129 (2001)

166. Possenti A, Mereghetti S, Colpi M, The pulsed soft X-ray emission from PSR 0656 (-14, Astron. Astrophys. 313 565 (1996)

167. Halpern J P, Wang F Y-H, A broadband X-ray study of the Geminga pulsar, Astrophys. J. 477 905 (1997)

168. Ogelman H, X-ray observations of cooling neutron stars, in: Lives of neutron stars (Eds. M A Alpar, U Kiziloglu, J van Paradijs) (NATO ASI Ser., Kluwer, Dordrecht, 1995) p. 101

169. Pons J A, Walter F M, Lattimer J M, Prakash M, Neuhauser R, An P, Toward a mass and radius determination of the nearby isolated neutron star RX J185635-3754, Astrophys. J. 564 981 (2001)

170. Drake J J, Marshall H L, Dreizler S, Freeman P E, Fruscione A, Juda M, Kashyap V, Nicastro F, Pease D O, Wargelin В J, Werner K, Is RX J18563.5-3754 a quark star?, ApJ 573, 996 (2002)

171. Slane P, Hughes J P, Edgar R J, Plucinsky P P, Miyata E, Aschenbach B, Nonthermal X-ray emission from G226.2-1.2 (RX J0852.0-4622), Astrophys. J. 548 814 (2001)

172. Craig W W, Hailey Ch J, Pisarski R L, ROSAT observations of the supernova remnant CTB 1, Astrophys. J. 488 307 (1997)

173. Lyne A G, Pritchard R S, Graham-Smith P, Camilo F, Very low braking index foi the Vela pulsar, Nature 381, 497 (1996)

174. Potekhin A Y, Yakovlev D G, Cliabrier G, Gnedin О Y, Thermal structure and coolin of superfluid neutron stars with accreted maznetized envelopes in: "Neutron stars and pulsars (Eds N Shibazaki et al.) (Tokyo: Universal Academy Press, 2003) p. 161

175. Schaab Ch, Sedrakian A, Weber F, Weigel M К Impact of internal heating on the thermal evolution of neutron stars Astron. Astrophys. 346 465 (1999)

176. Yakovlev D G, Kaminker A D, Gnedin О Y, Haensel P, Neutrino emission from neutro stars Phys. Rept. 354 1 (2001)

177. Tsuruta S, Teter M A, Takatsuka T, Tatsumi T, Tamagaki R, Confronting neutron star cooling theories with new observations Astrophys. J. 571 L143 (2002)

178. Попов С Б, Прохоров М Е Успехи физ. наук 177 1179 (2007)

179. Fritze-v.Alvensleben U, in Stars, Gas and Dust in Galaxies: Exploring the Links, ASP Conference Proceedings Vol.221 (Ed. D Alloin, К Olsen, G Galaz) (2000) p.179; astro-ph/0009290

180. Cid Fernandes R, Sodre L Jr, Schmitt H R, Leao J R S Mon. Not. R. Astron. Soc. 325 60 (2001)

181. Maraston С Mon. Not. R. Astron. Soc. 362 799 (2005)

182. Bruzual G, Chariot S, Mon. Not. R. Astron. Soc. 344 1000 (2003)

183. Maraston C, in Extragalactic Globular Cluster Systems (Ed. M Kissler-Patig) (Springer-Verlag, 2003) p. 237; astro-ph/0301419

184. Verbunt F, Hartman J W, Bhattacharya D, Wijers R A M J, Nelemans G in Pulsar timing, general relativity and the internal structure of neutron stars (Ed. Z Arzoumanian, F Van der Hooft, E P J van den Heuvel) (1999) p. 215

185. Cervino M, Valls-Gabaud D Mon. Not. R. Astron. Soc. 338 481 (2003)

186. Cervifio M, Luridiana V Astron. Astrophys. 413 145 (2004)

187. Cervino M, Luridiana V , astro-ph/0510411 (2005)

188. Lipunov V M, Postnov К A, Prokliorov M E Astrophys. and Space Science Rev. 9 1 (1996)

189. Taam R E, Sandquist E L Ann. Rev. Astron. Astrophys. 38 113 (2000)

190. Webbink R F Astrophys. J. 227 355 (1984)203. de Kool H Astrophys. J. 358 189 (1990)

191. Nelemans G, Verbunt F, Yungelson L R, Portegies Zwart S F Astron. Astrophys. 360 1011 (2000)

192. Попов С Б, Прохоров М Е, Магнитные ноля нейтронных звезд: указания на распад, Изв. РАН (Серия физическая) 67 317 (2003)

193. Popov S В, Prokhorom М Е, Restrictions on parameters of power-law magnetic field decay for accreting isolated neutron stars, Astron. Astrophys. Trans. 20 635 (2001)

194. Goldreich P, Reisenegger A Magnetic field decay in isolated neutron stars Astrophys. J. 395 250 (1992)

195. Ostriker J P, Rees M J, Silk J Astrophys. Lett. 6 179 (1970)

196. Motch С in: Proceedings of X-ray Astronomy '999 — Stellar End,points, AGN and the Diffuse Background^Eds G Malaguti, G Palumbo, N White) (Gordon & Breach, Singapore, 2001)

197. Попов С Б, Коненков Д Ю Изв. ВУЗов, серия "Радиофизика" 41 28 (1998)

198. Falgaione Е, Philips Т G Astropys. J. 359 344 (1990)

199. Blaes О, Warren О, Madau Р Ang, isolated neutron stars. III. Preheating of infalling gas and cometary HII regions Astropys. J. 454 370 (1995)

200. Рузмайкин А А, Соколов Д Д, Шукуров A M Магнитные поля галактик (Наука, Москва) (1988)

201. Hoyle F, Littleton R A Evolution of stars Proc. Camb. Phil. Soc. 35 592 (1939)

202. Bondi H, Hoyle F On the mechanism of accretion by stars Mon. Not. P. Astron. Soc. 104 273 (1944)

203. Popov S В, Colpi M, Treves A, Tuiolla R, Lipunov V A4, Prokhorov M E Astrophys. J. 530 896 (2000)

204. Loinmen A N, Zepka A, Backer D C, McLaughlin M, Cordes J M, Arzoumanian Z, Xilouris К New Pulsars from an Arecibo Drift Scan Search Astrophys. J. 545 1007 (2000)

205. Ghosh P, Lamb, F К Astrophys. J. 232 256 (1979)

206. Lipunov V M, Popov S В Astron. Astroph. Transactions 8 221 (1995)

207. Popov S В, Prokhorov M E, Trans-sonic propeller stage, Astron. Astroph. Trans. 24 17 (2005)

208. Prokhorov M E, Popov S В, Trans-sonic propeller stage, in: Proc. "Astrophysics and Cosmology After Gamow" (Eds. G.S. Bisnovaty-Kogan, S. Silich, E. Terlevich, R. Terlevich, A. Zhuk) (Cambridge Scientific Publishers, Cambridge, UK, 2007) p.343

209. Davies R E, Fabian A C, Pringle J E Mon. Not R. Astron. Soc. 186 779 (1979)

210. Ikhsanov N R Astron. Astrophys. 368, L5 (2001)

211. Popov S В, On the evolutionary states of neutron stars in pre-low-mass X-ray binaries, Astron. Astrophys. 418 699 (2004)

212. Willems B, Kolb U, On the detection of pre-low-inass X-ray binaries, Mon. Not. R. Astron. Soc. 343 949 (2003)

213. Belczynski K, Taam R E Astrophys. J. 616 1159 (2003)

214. Шакура H И Письма о Астрон. Ж. 1 23 (1975)

215. Perna R. et al. Astrophys. J. 594 936 (2003)

216. Popov S В, Treves A, Turolla R, Radioquiet isolated neutron stars: old and young, nearby and far away, dim and very dim, in: Proceedings of the 4th AGILE workshop (Eds M Tavani, A Pellizzoni, S Vercellone) (Aracne Editrice 2004) p. 183

217. Johnston J, Hobbs G, Vigeland S, Kramer M, Lyne A G Mon. Not. R. Astron. Soc. 364 1397 (2005)

218. Rankin J, Further Evidence for Alignment of the Rotation and Velocity Vectors in Pulsars, Astrophys. J. 664 443 (2007)

219. Kuranov A G, Popov S B, Postnov К A Mon. Not. R. Astron. Soc. 395 2087 (2009)

220. Ng С Y, Romani R W Astrophys. J. 601 479 (2004)

221. Ng С Y, Romani R W Birth Kick Distributions and the Spin-Kick Correlation of Young Pulsars, Astrophys. J. 660 1357 (2007)

222. Bombaci I, Popov S В On the nature of bimodal initial velocity distribution of neutron stars Astron. Astrophys. 424 627 (2004)

223. Lai D, Chernoff D F, Cordes J M Astrophys. J. 549 1111 (2001)

224. Postnov К A, Yungelson L R Living Rev. Relat. 9 6 (2006)

225. Шкловский И С Астрон. Ж. 562 (1970)

226. Scheck L, Plewa T, Janka H-Th, Kifonidis K, Müller E Phys. Rev. Lett. 92 011103 (2004)

227. Scheck L, Kifonidis K, Janka H-Th, Müller E Astron. Astrophys. 457 963 (2006)

228. Чугай H H Письма в Астрон. Ж. 10 87 (1984)

229. Bisnovatyi-Kogan G S Astr. Astrophys. Trans. 3 287 (1993)

230. Khokhlov A et al. Astrophys. J. 524 L107 (1999)

231. Akiyama S et al., Astrophys. J. 564 954 (2003)

232. Harrison E R, Tademaru E Astrophys. J. 201 447 (1975)

233. Berezinskii V S, Castagnoli C, Dokuchaev V I et al. Nuovo Cimento С 11 287 (1988)

234. Имшенник В С, Надежны Д К Письма в Астрон. Ж. 18 79 (1992)

235. Имшенник В С Письма Астрон. Ж. 18 489 (1992)

236. Pinsonneault М Н, Stanek К Z Astrophys. J. 639 L67 (2006)

237. Spruit Н С, Phinney Е S Nature 393 139 (1998)

238. Постнов К А, Прохоров М Е Письма Астрон. Ж. 24 586 (1998)

239. Poelarends A J T, Herwig F, Langer N, Heger A Astrophys. J. 675 614 (2008)

240. Wang C, Lai D, Han J L Astrophys. J. 656 399 (2007)

241. Yakovlev D G, Pethick С J Ann. Rev. Astron. Astrophys. 42 169 (2004)

242. Lequeux J Astron. Astrophys. 80 35 (1979)

243. Stone R С Astron. J. 102 333 (1991)

244. Hills J G Astrophys. J. 267 322 (1983)

245. Kalogera V Astrophys. J. 541 319 (2000)

246. Zahn J-P Astron. Astrophys. 57 3S3 (1977)

247. Johnston J, Kramer M, Karasterigiou A, Hobbs G, Ord S, Wallman J Mon. Not. R. Astron. Soc. 381 1625 (2007)

248. Mason В D, Gies D R, Hartkopf W I et al. Astron. J. 115 821 (1998)

249. Gies D R, in: "Massive Star Formation: Observations Confront Theory" (ASP Conf. Ser. Vol. 387, Eds H Beuther, H Linz, T Henning) (San Francisco: Astron. Soc. Рас., 2008) p.93

250. Popov S B, Prokhorov M E, Colpi M, Treves A, Turolla R, Young isolated neutron stars from the Gould Belt, Astron. Astrophys. 406 111 (2003)

251. Popov S B, Colpi M, Prokhorov M E, Treves A, Turolla R, Young close-by neutron stars: the Gould Belt vs. the Galacic disc, Astrophys. Space Sci. 299 117 (2005)

252. Popov S B, Grigorian H, Turolla R, Blaschke D, Population synthesis as a probe of neutron star thermal evolution, Astron. Astrophys. 448 327 (2006)

253. Прохоров M E, Попов С Б, в Физика космоса (Ред. П Е Захарова) (Екатеринбург: Изд. Уральского Гос. Университета, 2002) с. 80

254. Paczynski В, A test of the Galactic origin of gamma-ray bursts Astrophys. J. 348 485 (1990)

255. Ofek E О Space and Velocity Distributions of Galactic Isolated Old Neutron Stars Astron. J. 121 814 (2009)

256. Sartore N, Ripainonti E, Treves A, Turolla R Galactic neutron stars. I. Space and velocity distributions in the disk and in the halo Astron. Astrophys. 510 A23 (2010)

257. Boldin P A, Popov S В Evolution of isolated neutron stars till accretion. The role of initial magnetic field Mon. Not. Royal Astron. Soc. 407 1090 (2010)

258. Halpern J P, Camilo F, Gotthelf E V The Next Geminga: Search for Radio and X-Ray Pulsations from the Neutron Star Identified with 3EG J1835+5918 Astrophys. J. 668 1154 (2007)

259. Prokhorov M E, Postuov K A, Astron. Astrophys. 286 437 (1994)

260. Miyamoto M, Nagai R Publ. Astron. Soc. Jap. 27 533 (1975)

261. Popov S B, Colpi M, Prokhorov M E, Treves A, Turolla R Astrophys. J. 544 L53 (2000)

262. Poppel W The Gould Belt system and the local instellar medium Fund. Cosm. Phys. 18 1 (1997)

263. Torra J, Fernandez D, Figueras F Astron. Astrophys. 359 82 (2000)

264. Schwope A D, Hasinger G, Schwarz R, Haberl F, Schmidt M, The isolated neutron star candidate RBS1223 (1RXS J130848.6+212708), Astron. Astrophys. 341 L51 (1999)

265. Paredes J M, Black Holes in the Galaxy, in: Compact Objects and their emission Proc. of The First La Plata International School on Astronomy and Geophysics (Eds. G E Romero, P Benaglia) (2009)

266. Shankar F, The demography of supermassive black holes: Growing monsters at the heart of galaxies, New Astron. Rev. 53 57 (2009)

267. Agol E, kamionkowski M, X-rays from isolated black holes in the Milky Way, Mon. Not. R. Astron. Soc. 334 553 (2002)

268. Chisholm J R, Dodelson S, Kolb E W, Stellar-Mass Black Holes in the Solar Neighborhood, Astrophys. J. 569 437 (2003)

269. Maccarone T J, Using radio emission to detect isolated and quiescent accreting black holes, Mon. Not. R. Astron. Soc. 360 L30 (2005)

270. Agol E, Kamionkowski M, Koopmans L V E, Blandford R D, Finding Black Holes with Microlensing, Astrophys. J. 576 L131 (2002)

271. Mao S et al., Optical Gravitational Lensing Experiment OGLE-1999-BUL-32: the longest ever microlensing event evidence for a stellar mass black hole? Mon. Not. R. Astron.' Soc. 329 349 (2002)

272. Bennett D P et al., Gravitational Microlensing Events Due to Stellar-Mass Black Holes, Astrophys. J. 579 639 (2002)

273. Popov S B, Prokhorov M E, Colpi M, Treves A, Turolla R Young close isolated compact objects Gravitation & Cosmology 8 Suppl. II, 133

274. Прохоров М Е, Попов С Б Близкие молодые черные дыры Письма Астрой. Ж. 28 609 (2002)

275. Blaauw A Bull. Astron. Inst. Netherlands 15 265 (1961)

276. Grenier I A, Peirot С A, Neutron star contribution to the Galactic unidentified EGRET sources Gamma-2001 (AIP Conf. Proc. Vol. 587 Eds. S. Ritz, N. Gehrels, C.R. Shrader) (New York: Melville, 2001) p. 649

277. Hoogerwerf R, de Bruijne J H J, de Zeeuw P T, On the origin of the О and B-type stars with high velocities. II. Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups, Astron. Astrophys. 365 49 (2001)

278. White N E, van Paradijs J Astrophys. J. Lett. 473 L25 (1996)

279. Fryer С L Astrophys. J. 522 413 (1999)

280. Бисноватый-Коган Г С, Астрофизика 4 221 (1968)

281. Hills J G Astrophys. J. 267 322 (1983)

282. Lyne A G, Lorimer D R Nature 369 127 (1994)

283. Tauris T M, Takens R J Astron. Astrophys. 330 1047 (1998)

284. Grenier I A Astron. Astroph. 364 L93 (2000)

285. Maiz-Apellaniz J Astron. J. 121 2737 (2001)

286. Rutledge R E, Fox, D W, Bogosavljevic M, Mahabal A A Limit on the Number of Isolated Neutron Stars Detected in the ROSAT Bright Source Catalogue Astrophys. J. 598 458 (2003)

287. Prakash M, Ainsworth T L, Lattimer J M Phys. Rev. Lett. 61, 2518 (1988)

288. Popov S B, Prokhorov M E Astron. Astrophys. 331 535 (1998)

289. Шварцман В Ф Астрой. Ж. 48 479 (1971)

290. Gruzinov A Astrophys. J. 501 787 (1998)

291. Gruzinov A, arXiv: astro-ph/9908101 (1999)

292. Prokhorov M E, Postnov К A Odessa Astron. Publ. 14, 78 (2001)

293. Blaschke D, Grigorian H, Voskresensky D N, Cooling of neutron stars: Hadronic model Astron. Astrophys. 424 979 (2004)

294. Grigorian H, Brightness constraint for cooling models of young neutron stars, Phys. Rev. C 74 025801 (2006)

295. Takatsuka, T., Tamagaki, R. 2004, Prog. Theor. Phys., 112, 37

296. Tsuruta, S. 1979, Phys. Rep., 56, 237

297. Yakovlev, D.G., Levenfish, K.P., Potekhin, A.Y. et al. 2004, A&A, 417, 169

298. Popov S B, Grigorian H, Blaschke D Phys. Rev. C 74 025803 (2006)

299. Popov S B, Blaschke D, Grigorian H, Posselt B, in: Quarks-2006 (Eds V Rubakov et al.) (Moscow: INR, 2007) p. 280

300. Blaschke D, Voskresensky D N, Grigorian H, Cooling of neutron stars with color superconducting quark cores arXiv: hep-ph/0510368 (2005)

301. Abuki H, Kitazawa M, Kunihiro T, How do chiral condensates affect color superconducting quark matter under charge neutrality constraints? Phys. Lett. В 615 102 (2005)

302. Blaschke D, Predriksson S, Grigorian H, Öztas A M, Sandin F, The phase diagram of three-flavor quark matter under compact star constraints Phys. Rev. D 72 065020 (2005)

303. Rüster S B, Werth V, Buballa M, Shovkovy I A, Rischke D H, The phase diagram of neutral quark matter: Self-consistent treatment of quark masses Phys. Rev. D 72 034004 (2005)

304. Aguilera D N, Blaschke D, Grigorian H, How robust is a 2SC quark matter phase under compact star constraints? Nucl. Phys. A 757 527 (2005)

305. Gocke C, Blaschke D, Khalatyan A, Grigorian H, Equation of state for strange quark matter in a separable model arXiv: hep-ph/0104183 (2004)

306. Steiner A W, Reddy S, Prakash M, Color-neutral superconducting quark matter Phys. Rev. D 66 094007 (2002)

307. Neumann F, Buballa M, Oertel M, Mixed phases of color superconducting quark matter Nucl. Phys. A 714 481 (2003)

308. Buballa M, NJL model analysis of quark matter at large density Phys. Rept. 407 205 (2005)

309. Akmal A, Pandharipande V R, Ravenhall D G, The equation of state for nucléon matter and neutron star structure Phys. Reu. С 58 1804 (1998)

310. Heiselberg H, Hjorth-Jensen M, Phase Transitions in Neutron Stars and Maximum Masses Astrophys. J. Lett. 525 L45 (1999)

311. Grigorian H, Voskresensky D N, Medium Effects in Cooling of Neutron Stars and 3P2 Neutron Gap Astron. Astrophys. 444, 913 (2005)

312. Schwenk A, Friman B, Polarization contributions to the spin-dependence of the effective interaction in neutron matter Phys. Rev. Lett. 92, 082501 (2004)

313. Воскресенский Д H, Коломейцев E E, Кампфер Б ЖЭТФ 87 211 (1998)

314. Blaschke D, Klähn T, Voskresensky D N, Diquark condensates and compact star cooling Astrophys. J. 533, 406 (2000)

315. Jaikumar P, Prakash M, Neutrino pair emission from Cooper pair breaking and recombination in superfluid quark matter Phys. Lett. В 516, 345 (2001)

316. Grigorian H, Blaschke D, Voskresensky, D N, Cooling of neutron stars with color superconducting quark cores Phys. Rev. С 71, 045801 (2005)

317. Page D, Lattimer J M, Prakash M, Steiner A W, Minimal cooling of neutron stars: A new paradigm Astrophys. J. Suppl. 155 623 (2004)

318. Page D, U. Geppert and F. Weber, The Cooling of Compact Stars arXiv: astro-ph/0508056 (2005)

319. Timmes F X, Woosley S E, Weaver T A The Neutron Star and Black Hole Initial Mass Function Astrophys. J. 457 834 (1996)

320. The Hipparcos and Tycho Catalogues ESA SP-1200 (1997)

321. Heger A, Woosley S E, Spruit H С Presupernova Evolution of Differentially Rotating Massive Stars Including Magnetic Fields Astrophys. J. 626 350 (2005)

322. Posselt B, Popov S B, Haberl F, Triimper J, Turolla R, Neuhauser R The Magnificent Seven in the dusty prairie Astrophys. Space Sci. 308 171 (2007)

323. Posselt B, Popov S B, Haberl F, Triimper J, Turolla R, Neuhauser R The needle in the haystack: where to look for more isolated cooling neutron stars Astron. Astrophys. 482 617 (2008)

324. Posselt B, Popov S B, Haberl F, Triimper J, Turolla R, Neuhauser R, Boldin P A, The needle in the haystack: where to look for more isolated cooling neutron stais (Corrigendum), Astron. Astrophys. 512 id.C2 (2010)

325. Boldin P A, Popov S B, TetzlaiT N, A web-tool for population synthesis of near-by cooling neutron stars: An on-line test for cooling curves, Astron. Nach. 332 122 (2011)

326. Wilms J, Allen A, McCrat R Astrophys. J. 542 914 (2000)

327. Blaha C, Humphreys R M A comparison of the luminosity functions in U, B, and V and their relationship to the initial mass function for the Galaxy and the Magellanic Clouds Astron. J. 98 1598 (1989)

328. Мельник A M, Ефремов IO H Новый список OB ассоциаций в нашей Галактике Письма Астрой. Ж. 21 13 (1995)

329. Дамбис А К, Мельник А М, Расторгуев А С Письма Астрон. Ж. 27 58 (2001)351. de Zeeuw Р Т, Hoogerwerf R, de Bruijne J Н J, Brown A G A, Blaauw A, A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations Astron. J. 117 (1999)

330. Fux R, Martinet L The disc scale length of the Galaxy Astron. Astrophys. 287 L21 (1994)

331. Kent S M, Dame T M, Fazio G Galactic structure from the Spacelab infrared telescope. II Luminosity models of the Milky Way Astrophys. J. 378 131 (1991)

332. Tainmann G A, Loeffler W, Schroeder A The Galactic supernova rate Astrophys. J. Supp. 92 487 (1994)

333. Lallement R, Welsh В Y, Vergely J L, Crifo F, Sfeir D 3D mapping of the dense interstellar gas around the Local Bubble Astron. Astrophys. 411 447 (2003)

334. Hakkila J, Myers J M, Stidham В J, Hartmann D H A Computerized Model of Large-Scale Visual Interstellar Extinction Astron. J. 114 2043 (1997)

335. Piskunov A E, Kharchenko N V, Roser S, Schilbach E, Scholz R-D Revisiting the population of Galactic open clusters Astion. Astrophys. 445 545 (2006)

336. Kharchenko N V, Piskunov A E, Roser S, Schilbach E, Scholz R-D Astrophysical parameters of Galactic open clusters Astron. Astrophys. 438 (2005)

337. Kharchenko N V, Piskunov A E, Roser S, Schilbach E, Scholz R-D 109 new Galactic open clusters Astron. Astrophys. 440 403 (2005)

338. Motch C, Pires A M, Haberl F, Schwope A Measuring proper motions of isolated neutron stars with Chandra Astrophys. Space Sci. 308 217 (2007)

339. Agüeros M A et al. Candidate Isolated Neutron Stars and Other Optically Blank X-Ray Fields Identified from the ROSAT All-Sky and Sloan Digital Sky Surveys Astron. J. 131 1740 (2006)

340. Chieregato M, Campana S, Treves A, Moretti A, Mignani R P, Tagliaferri G Blank field sources in the ROSAT HRI Brera multiscale wavelet catalog Astroii. Astrophys. 444 69 (2005)

341. Болдин П А, Попов С Б, Популяционныи синтез одиночных остывающих нейтронных звезд: что увидит eROSITA?, Тезисы конференции НЕ А-2009 (2010) стр. 13

342. Gavriil F P et al. Magnetar-Like Emission from the Young Pulsar in Kes 75 Science 319 1802 (2008)

343. Ng C-Y, Kaspi V M, High Magnetic Field Rotation-powered Pulsars, arXiv: 1010.4592 (2010)

344. Ilalpern J P, Gotthelf E V, Reynolds J, Ransom S M, Camilo F, Outburst of the 2 s Anomalous X-Ray Pulsar IE 1547.0-54OS Astrophys. J. 676 1178 (2008)

345. Camilo F, et al. Transient pulsed radio emission from a magnetar Nature 442 892 (2006)

346. Deneva J S et al. Arecibo Pulsar Survey Using ALFA: Probing Radio Pulsar Intermittent^ And Transients Astrophys. J. 703 2259 (2009)

347. McLaughlin M A et al., Timing observations of rotating radio transients, Mon. Not. R. Astron. Soc. 400 1431 (2009)

348. Reynolds S P et al. Discovery of the X-Ray Counterpart to the Rotating Radio Transient J1819-1458 Astrophys. J. Lett. 639 L71 (2006)

349. Popov S B, Turolla R, Possenti A A tale of two populations: rotating radio transients and X-ray dim isolated neutron stars Mon. Not. R. Astron. Soc. 369 L23 (2006)

350. Vranesevic N et al. Pulsar Birthrates from the Parkes Multibeam Survey Astrophys. J. Lett. 617 L139 (2004)

351. Lorimer D R Binary and Millisecond Pulsars Living Reviews in Relativity 8 7 (2005)

352. Popov S B, Pons J A, Miralles J A, Boldin P, Posselt B Population synthesis studies of isolated neutron stars with magnetic field decay Mon. Not. R. Astron. Soc. 401 2675 (2010)

353. Diehl R et al. Nature 439 45 (2006)

354. Kondratiev V I et al. New Limits on Radio Emission from X-ray Dim Isolated Neutron Stars Astrophys. J. 702 692 (2009)

355. Predehl P et al., eROSITA on SRG, in: Space Telescopes and Instrumentation 2010: Ultraviolet to Gamma Ray (Eds. M Arnaud, S S Murray, T Takahashi) (Proc. of the SPIE vol. 7732, 2010) p. 77320U

356. Cappelluti N et al., eROSITA on SRG: a X-ray all-sky survey mission, arXiv: 1004.5219 (2010)

357. Pavlinsky M et al., Spectrum-Roentgen-Gamma astrophysical mission, in: Space Telescopes and Instrumentation 2008: Ultraviolet to Gamma Ray (Eds. M J L Turner, IC A Flannagan) (Proc. of the SPIE vol. 7011, 2008) p. 70110II

358. Kaspi V M Recent progress on anomalous X-ray pulsars Astrophys, Space Sci. 308 1 (2007)

359. Zane S Neutron star surface emission: Beyond the dipole model Astrophys. Scape. Sci 308 259 (2007)

360. Rea N Rotating RAdio Transients: multiwavelength observations in: Astrophysics of Compact Objects (AIP Conf. Ser. vol. 968, Eds. Yuan Y-F, Li X-D, Lai D) (2008) p. 151

361. Kaspi V M Grand unification of neutron stars Proceedings of the National Academy of Science 107 7147 (2010)

362. Kumar H S, Safi-Harb S Variability of the High Magnetic Field X-Ray Pulsar PSR J1846-0258 Associated with the Supernova Remnant Kes 75 as Revealed by the Chandra X-Ray Observatory Astrophys. J. Lett. 678 L43 (200S)

363. Peina R, Pons J A, A unified model of the magnetar and radio pulsar bursting phenomenology , arXiv: 1102.1098 (2010)

364. Keane E F, Kramer M On the birthrates of Galactic neutron stars Mon. Not. R. Astron. Soc. 391 2009 (2008)

365. Geppert U, Kiiker M, Page D Temperature distribution in magnetized neutron star crusts Astron. Astrophys. 426 267 (2004)

366. Geppert U, Kiiker M, Page D Temperature distribution in magnetized neutron star crusts. II. The effect of a strong toroidal component Astron. Astrophys. 457 937 (2006)

367. Pérez-Azorín J F, Miralles J A, Pons J A Anisotropic thermal emission from magnetized neutron stars Astron. Astrophys. 451 1009 (2006)

368. Pérez-Azorín J F, Miralles J A, Pons J A Thermal radiation from magnetic neutron star surfaces Astron. Astrophys. 433 275 (2005)

369. Pons J A, Link B, Miralles J A, Geppert U Evidence for Heating of Neutron Stars by Magnetic-Field Decay Physical Review Letters 98 071101 (2007)

370. Aguilera D N, Pons J A, Miralles J A Astron. Astrophys. 486 255 (2008)

371. Aguilera D N, Pons J A, Miralles J A The Impact of Magnetic Field on the Thermal Evolution of Neutron Stars Astrophys. J. Lett. 673 L167 (2008)

372. Pons J A, Miralles J A, Geppert U, Magneto-thermal evolution of neutron stars Astron. Astrophys. 496 207 (2009)

373. Aguilera D N, Cirigliano V, Pons J A,Reddy S, Sharma R, Superfluid Heat Conduction and the Cooling of Magnetized Neutron Stars Phys. Rev. Lett. 102 091101 (2009)

374. Gezerlis A, Carlson J, Strongly paired ferinions: Cold atoms and neutron matter Phys. Rev. С 77 032801 (2008)

375. Douchin F, Haensel P, A unified equation of state of dense matter and neutron star structure Astron. Astrophys. 380 151 (2001)

376. Yakovlev D G, Pethick С J Neutron Star Cooling Ann. Rev. Astron. Astrophys. 42 169 (2004)

377. Page D, Geppert U, Weber F, Nuclear Physics A 777 497 (2006)

378. Haberl F et al. The isolated neutron star X-ray pulsars RX J0420.0-5022 and RX J0806.4-4123: New X-ray and optical observations Astron. Astrophys. 424 635 (2004)

379. Page D, Lattimer J M, Prakash M, Steiner A W, Neutrino Emission from Cooper Pairs and Minimal Cooling of Neutron Stars Astrophys. J. 707 1131 (2009)

380. Muno M P, Gaensler В M, Nechita A, Miller J M, Slane P О A Search for New Galactic Magnetars in Archival Chandra and XMM-Newton Observations Astrophys. J. 680 639 (2008)

381. Arefiev V et al., Hard x-ray concentrator experiment for Spectrum-X-Gamma mission, in: Space Telescopes and Instrumentation II: Ultraviolet to Gamma Ray (Eds. M J L Turner, G Iiasinger) (Proc. of the SPIE vol. 6266, 2006) p. 62663L

382. Kuijken K, Gilmore G, The Mass Distribution in the Galactic Disc -Part III the Local Volume Mass Density Mon. Not. R. Aston. Soc. 239 651 (1989)

383. Carlberg R G, Innanen K A, Galactic chaos and the circular velocity at the sun Astron. J. 94 666 (1987)

384. Lyne A G, Parkes 20-cm Multibeam Pulsar Surveys in: Jj.0 Years of Pulsars: Millisecond Pulsars, Magnetars and More (ASP Conf. Series Vol. 983, Eds C Bassa, Z Wang, A Cumming, V M Kaspi) (2008) p. 561

385. Gill R, Heyl J, The birthrate of magnetars Mon. Not. R. Astron. Soc. 381 52 (2007)

386. Helfand D J et al. VLB A Measurement of the Transverse Velocity of the Magnetar XTE J1810-197 Astrophys. J. 662 1198 (2007)

387. Motch C, Pires A M, Haberl F, Sclnvope A, Zavlin V E Proper motions of thermally emitting isolated neutron stars measured with Chandra Astron. Astrophys. 497 423 (2009)

388. Ciolfi R, Ferrari V, Gualtieri L, Pons J A Mon. Not. R. Astron. Soc. 821 (2009)

389. Lander S K, Jones D I Mon. Not. R. Astron. Soc. 395 2162 (2009)

390. Baldo M et al. Phys. Rev. (7 58 1921 (1998)

391. Evans D et al. IAUC 3356 (1979)

392. Cheng B, Epstein R I, Guyer R A, Young A C Nature 382 518 (1996)

393. Gogti§ E, Woods P M, Kouveliotou C, van Paradijs J Astrophys. J. 532 L121 (2000)

394. Aptekar R.L. et al., Konus Catalog of Soft Gamma Repeater Activity: 1978 to 2000 , Astrophys. J. Suppl. 137 227 (2001)

395. Mazets E et al. GCN 2922 (2004)

396. Popov S B arXiv: astro-ph/0502391 (2005)

397. Popov S B, Stern B E Mon. Not. R. Astron. Soc. 365 885 (2006)

398. Heckman T, in: Origins (ASP Conference Series, Vol. 148, Eds. C E Woodward, J M Shull, H A Thronson, Jr.) (1998) p.127

399. Engelbracht С W, Rieke M J, Rieke G H, Kelly D M, Achtermann J M, Astrophys. J. 505 639 (1998)422 423 [424425426 427428 429430 431432 433 [434 [435 [436 [437 [438 [439 [440

400. Pietsch W ct al. Astron. Astrophys. 365 L174 (2001)

401. Bregman J D, Temi P, Rank D, Astron. Astrophys. 355 525 (2000)

402. Golentskii S V, Mazets E P, Il'inskii V N, Guryan Iu A, Soviet Astron. Let. 5 340 (1979)

403. Feniinore E E, Klebesadel R W, Laros J G Astrophys. J. 460, 964 (1996)

404. Pendleton G N et al. Astrophys. ,J. 512 362 (1999)

405. Bisnovatyi-Kogan G S, in: Proe. 20th Texas Symposium on relatwistic astrophysics (AIP conference pioceedings, Vol. 586, Eds J Craig Wheeler, H Martel) (2001) p.611

406. Hurley К et al. Nature 434 1098 (2005)

407. Duncan R C, in: Proc. 20th Texas Symposium on relatioistic astrophysics (AIP conference proceedings, Vol. 586, Eds. J Craig Wheeler, H Martel, 2001) p. 495

408. Brinchmann J ct al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 351 1151 (2004)

409. Gallego J, Zamorano J, Aragon-Salamanca A, Rego M Astrophys. J. 455 LI (1995)

410. Popov S B, Prokhorov M E Mon. Not. R. Astron. Soc. 367 732 (2006) Богомазов А И, Попов С Б Астрой. Ж. 86 361 (2009) Duncan R С, Thompson С Astrophys. J. 392 L9 (1992) Woosley S E Astrophys. J. 405, 273 (1993)

411. Богомазов А И, Липунов В М, Тутуков А В Астпрон. Ж. 85 520 (2008)

412. Тутуков А В, Черепащук А М Астпрон. Ж. 81 43 (2004)

413. Богомазов А И, Липунов В М, Тутуков А В Астпрон. Ж. 84 3452007)

414. Meszäros Р Rep. Prog. Phys. 69 2259 (2006)

415. Metzger В D, Quataert E, Thompson T A Mon. Not. R. Astron. Soc. 385 1455 (2008)

416. Komissarov S, Barkov M, Mon. Not. R. Astron. Soc. 382 1029 (2007)

417. Тутуков А В, Астпрон. Ж. 80 692 (2003)

418. Heger A, Woosley S Е, Langer N, Spruit H С, in: Stellar evolution" (Proc. of IAU Symp. 215, Eds Maeder A, Eenes P) (ASP, San Francisco, 2004) p. 291

419. Meynet G, Maeder A Astron. Astrophys. 429 581 (2005)

420. Blondin J M, Mezzacappa A Nature 445 58 (2007)

421. Ferrario L, Wickramasinghe D Mon. Not. R. Astron. Soc. 389 L662008)

422. Soderberg A, in: SUPERNOVA 1987A: 20 YEARS AFTER. Supernovae and Gamma-Ray Bursters. (AIP Conference Proceedings 937, 2007) p. 492

423. Metzger В D, Quataert E, Thompson T A Mon. Not. R. Astron. Soc. 385 1455 (2008)

424. Bucciantini N, Quataert E, Arons J et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 383 L25 (2008)

425. Thompson C, Murray N Astrophys. J. 560 339 (2001)

426. Langer N, Yoon S-C, Petrovic J, Heger A arXiv: astro-ph/0302232 (2003)

427. Thompson T A, Chang P, Quataert E, Astrophys. J. 611 380 (2004)

428. Fryer С L, Heger A, Astrophys. J. 623 302 (2005)

429. Shore S, in: Interacting binaries (Saas-Fee Advanced Course 22, Eds Nussbaumer H, Orr A) (Berlin: Springer, 1994)

430. Vanbeveren D, de Donder E, van Bever J, van Rensbergen W, de Loore C, New Astronomy 3 443 (1998)

431. Maeder A, Meynet G Ann. Rev. Aastron. Astrophys. 38 143 (2000)

432. Kouveliotou C, Dieters S, Strohmayer T, et al. Nature 393 235 (1998)

433. Figer D F, Najarro F, Geballe T R, Blum R D, Kudritzki R P

434. Astrophys. J. 622 L49 (2005)

435. Gaensler В M, McClure-Griffiths N M, Oey M S et al. Astrophys. J. 620 L95 (2005)

436. Cameron P B, Chandra P, Ray A et al. Nature 434 1112 (2005)

437. McClure-Griffiths N M, Gaensler В M Astrophys. J. 630 L161 (2005)

438. Muno M P, Clark J S, Crowther P A et al. Astrophys. J. 636, L41 (2006)

439. Lipunov V M, Postnov К A, Prokhorov M E Astron. Astrophys. 310 489 (1996)

440. Ляпунов В M, Постнов К А, Прохоров М Е, Богомазов А И Астрон. Ж. 86 985 (2009)

441. Wang С, Lai D, Han J Astrophys. J. 639 1007 (2006)

442. Ardeljan N V, Bisnovatyi-Kogan G S, Moiseenko S G Mon. Not. R. Astron. Soc. 359 333 (2005)

443. Scheck L, Kifonidis K, Janka H-Th, Müller E Astron. Astrophys. 457 963 (2006)

444. Масевич А Г, Тутуков А В Эволюция звезд: теория и наблюдения (М.: Наука, 1988)

445. Zahn J-P, arXiv: arXiv:0807.4870 (2008)

446. Maeda К, Nomoto К, Tominaga N, et al. Astrophys. J. 666 1069 (2007)476. van den Heuvel E P J in: Interacting Binaries (Eds S N Shore, M Livio, E P J van den Heuvel) (Springer-Verlag, 1994) p. 103

447. Petit V, Wade G A, Drissen L, et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 387 L23 (2008)478 479480 481 [482483484485 486487 488 [489 [490491492493 494 [495

448. Vink J, Kuiper L, Mon. Not. R. Astron. Soc. 370 L14 (2006)

449. Spruit H C, in: 40 YEARS OF PULSARS: Millisecond Pulsars, Magnetars and More (AIP Conference Proceedings vol. 983) p. 391 (2008)

450. Gelfand J D, Gaensler B M, Astrophys. J. 667 1111 (2007)

451. Kumar H S, Safi-Harb S, Astrophys. J. 678 L43 (2008)

452. Gavriil F P, Gonzalez M E, Gotthelf E V, et al. Science 319 1802 (2008)

453. Holland S T, Barthelmy S D, Baumgartner W H et al. GRB Coordinates Network, Circular Service 8112 1 (2008)

454. Barthelmy S D, Beardmore A P, Burrows D N et al. GRB Coordinates Network Circular Service 8113 1 (2008)

455. Reisenegger A Astron. Astrophys. 499 557 (2009)

456. Pizzolato F, Colpi M, De Luca A, Mereghetti S, Tiengo A Astrophys. J. 681 530 (2008)

457. Popov S B Astron. Nach. 329 15 (2008)

458. Radhakrishnan V, Manchester R N Nature 222 228 (1969)

459. Reichley P E, Downs G S Nature 222 229 (1969)1.ne A G, Shemar S L, Graham Smith F Mon. Not. R. Astron. Soc. 315 534 (2000)

460. Kaspi V, Gavriil F P, Woods P M, Jensen J B, Roberts M S E, Chakrabarty D Astrophys. J. 588 L93 (2003)

461. Woods P M, Kaspi V M, Thompson C et al. Astrophys. J. 605 378 (2004)

462. Thompson C, Duncan R Astrophys. J. 543 322 (1996) Janssen G H, Stappers B W Astron. Astrophys. 457 611 (2006) Ruderman M Nature 223 597 (1969)496 497 [498 [499500 501502 503504 505 [506507 508509 510 [511 [512513 514 [515

463. Anderson P W, It oh. N Nature 256 25 (1975)

464. Alpar M A, Baykal A Mon. Not. R. Astron. Soc. 269 849 (1994)

465. Cheng К S, Chi X Astron. Astrophys. 306 326 (1996)

466. Prakash M, Lattimer J M, Pons J A, Steiner A W, Reddy S, in: Physics of neutron star interiors (Eds Blaschke D, Glendenning N K, Sedrakian A, 2001) p.364

467. Alpar M А, Но С Mon. Not. R. Astron. Soc. 204 655 (1983)1.zzati D, Ghirlanda G, Ghisellini G Mon. Not. R. Astron. Soc. 361 L8 (2005)

468. Ofek E Astrophys. J. 659 339 (2007)

469. Frederiks D D, Palshin V D, Aptekar R L et al. Письма в acmpon. ж. 33 19

470. Ofek E O, Kulkarni S R, Nakar E et al. Astrophys. J. 652 507 (2006)

471. Golenetskii S, Aptekar R, Mazets E et al. GCN 6088 (2007)

472. Stella L, Dall'Osso S, Israel G L, Vecchio A Astrophys. J. 634 L165 (2005)

473. Pons J, Geppert U Astron. Astrophys. 470 303 (2007)

474. Crider A, in: Gamma-Ray Bursts in the Swift Era (AIP Conference Proceedings Vol. 836, Eds Holt S S, Gehrels N, Nousek J A) (Melville, NY: American Institute of Physics, 2006) p.64

475. Eichler D arXiv: astro-ph/0504452 (2005)

476. Singh S, Ma C-P, Arons J Phys. Rev. D 69 063003 (2004)

477. Cordes К M, McLaughlin M A Astrophys. J. 596 1142 (2003)1.rimer D R, Bailes M, McLaughlin M A, Narkevic D J, Crawford F Science 318 777 (2007)1.punov V M, Panchenko I E Astron. Astrophys. 312 937 (1996)

478. Vietri M Astrophys. J. 471 L95 (1996)

479. Hansen В M S, Lyutikov M Mon. Not. R. Astron. Soc. 322 695 (2001)

480. Блинников С И, Новиков И Д, Переводчикова Т В, Полнарев А Г Письма в астрой, ж. 10 177 (1984)

481. Rezzoila L et al., The missing link: Merging neutron stars naturally produce jet-like structures and can power short Gamma-Ray Bursts, arXiv: 1101.4298 (2011)

482. Nakar E Phys. Rep. 442 166 (2007)

483. Popov S В, Postnov К A arXiv: arXiv:0710.2006 (2007)

484. Nakar E, Gal-Yam A, Piran T, Fox D В Astrophys. J. 640 849 (2006)

485. Lyutikov A Astrophys. J. 580 L65 (2002)

486. Lyutikov M Mon. Not. R. Astron. Soc. 367, 1594 (2006)

487. Gögü§ E et al. Astrophys. J. 526 93 (1999)

488. Balsano R J et al., in: Fourth Huntsville gamma-ray burst symposium (AIP Conference Proceedings Vol. 428, 1998) p. 585

489. Katz С A, Hewitt J N, Moore С В, Corey В E, in: Fourth Huntsville gamma-ray burst symposium (AIP Conference Proceedings Vol. 428, 1998) p. 591

490. Burgay M et al., Mon. Not. R. Astron. Soc. 372 410 (2006)

491. Crawford F, Hessels J W T, Kaspi V M, Astrophys. J. 662 1183 (2007)

492. Gaensler В M et al. Nature 434 1104 (2005)

493. Granot J et al. Astrophys. J. 638 391 (2006)

494. Demorest P B, Pennucci T, Ransom S M, Roberts M S E, Hessels J W T A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay Nature 467 1081 (2010)

495. Popov S В, Prokhorov M E, Formation of massive skyrmion stars, Astron, Astrophys 434 649 (2005)

496. Ouyed R, Butler M, Skyrmion Stars Astrophys. J. 522 453 (1999)

497. Ouyed R, From the Skyrme model to hypothetical Skyrmion stars: Astrophysical implications arXiv: astro-ph/0402122 (2004)

498. Thorsett S E, Chakrabarty D Astrophys. J. 512 288 (1999)

499. Quaintrell H, Norton A J, Ash T D С et al. Astron. Astrophys. 401 313 (2003)

500. Clark J S, Goodwin S P, Crowther P A et al. Astron. Astrophys. 392 909 (2002)

501. Shahbaz T, Casares J, Watson С et al. The Massive Neutron Star or Low-Mass Black Hole in 2S 0921-630 Astrophys. J. 616 123 (2004)

502. Haensel P in: Final Stages of Stellar Evolution (Eds С Motch, J-M Hameury) (EAS Publications Series 7, 2003) p. 249

503. Bagchi M, The role of binding energies of neutron stars on the accretion driven evolution, arXiv: 1102.2912 (2011)

504. Тутуков А В, О происхождении вращения и пространственной скорости радиопульсаров, Асгпрон. Ж. 82 616 (2005)

505. Popov S В, Prokhorov М Е, Colpi М, Treves A, Turolla R, in: Proc. of the Third International Sakharov Conference on Physics (Eds. A Semikhatov et al. , Scientific World) (Moscow, 2002) p. 420

506. Orosz J A, McClintock J E, Remillard R A, Corbel S Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650-500 Astrophys. J. 616 376 (2004)

507. Иногамов H А, Сюняев P А Письма в Астрой. Ж. 25 269 (1999)

508. Горбацкий В Г Космическая газодинамика (М. Наука, 1977)

509. Popov S В, Prokhorov М Е, Spatial distribution of the accretion luminosity of isolated neutron stars and black holes in the Galaxy Astron. Astrophys. 331 535 (1998)

510. Bisnovatyi-Kogan G S, Blinnikov S I, Spherical accretion on to compact X-ray sources with preheating No thermal limit for the luminosity Mon. Not. R. Astron. Soc. 191 711 (1980)

511. Шварцман В Ф, Зоны ионизации вокруг нейтронных звезд, Астрой. Ж. 47 824 (1970а)

512. Бочкарев Н Г, Основы физики межзвездной среды (Москва, Издательство МГУ, 1992)

513. Toropina О D, Romanova М М, Toropin Yu М, Lovelace R V Е, Magnetic inhibition of accretion and observability of isolated old neutron stars Astrophys. J. 593 472 (2003)

514. Mock P C, Joss P C, Limits on energy storage in the crusts of accreting neutron stars Astrophys. J. 500 374 (1998)

515. Blaes O, Blandford R D, Goldreich P, Koonin S E, Slowly accreting neutron stars and the origin of gamma-ray bursts Astrophys. J. 363 612 (1990).

516. Pfahl E, Rappaport S Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion Model for Low-Luminosity X-Ray Sources in Globular Clusters Astrophys. J. 550 172 (2001)

517. Popov S B, Prokhorov M E Evolution of isolated neutron stars in globular clusters: number of accretors Astron. Astrophys. Trans. 21 217 (2002)

518. Knapp G R, Gunn J E, Bowers P F, Vasquez Poritz J F, Limits on Ionized Gas in Globular Clusters Astrophys. J 462 231 (1996)

519. Сажин M В, Возможность обнаружения сверхдлинноволновых гравитационных волн, Астрой. Ж. 55 36 (1978)

520. Manchester R N Detection of Gravitational Waves using Pulsar Timing arXiv: 1004.3602 (2010)

521. Pshirkov M S, Popov S В, ЖЭТФ 108 384 (2009)

522. Peebles P J E Int. J. Mod. Phys. A 16 4223 (2001)

523. Kamionkowski M arXiv: 0706.2986 (2007)

524. Peccei R D, Quinn H R Phys. Rev. D 16 1791 (1977)562 563564 565566 567568 569 [570 [571572 573 [574 [575 [576577 578579580 581

525. Primakoff H, Phys. Rev. 81 899 (1951)

526. Eleftheriadis С et al. (CAST Collaboration) arXiv: astro-ph/0305534 (2003)1.oue Y, Namba T, Moriyama S et al. Phys. Lett. В 536 18 (2002)

527. Zioutas К, Thompson D J, E.A. Paschos E A, Phys. Lett. В 443 201 (1998)

528. Davoudiasl H, Huber P, Phys. Rev. Lett. 97 id. 141302 (2006)

529. Duffy L, Sikivie P, Tanner D В et al., Phys. Rev. Lett. 95 id.091304 (2005)

530. Гнедин Ю H, Красников С В ЖЭТФ 102 1729 (1992)

531. Gnedin Yu N Astron. Astrophys. Trans. 5 163 (1994)

532. Sikivie P arXiv: hep-ph/0606014 (2006)

533. Khlopov M Yu, Sakharov A S, Sokoloff D D Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.) 72 105 (1999)

534. Sikivie P Phys. Rev. Lett. 51 1415 (1983)

535. Gotz D et al. Astron. Astrophys. 449 L31 (2006)

536. Goldreich P, Julian W H Astropys. J. 157 869 (1969)

537. Goldman I, Nussinov S Phys. Rev. D 40 3221 (1989)

538. Malofeev V M, Malov О I, Teplykh D A Astrophys. Space Sci. 308 211 (2007)

539. Joshi et al. Постериый доклад на конференции COSPAR-2008.

540. Popov S В, Blaschke D, Grigorian H, Prokhorov M E, Neutron star masses: dwarfs, giants and neighbors Astrophys. Spacc Sci. 308 381 (2007)

541. Popov S В, On the mechanism of low-mass compact object formation arXiv: astro-ph/0403710 (2004)

542. Carriere J, Horowitz С J, Piekarewicz J Astrophys. J. 593 463 (2003)

543. Fryer С L, Kalogera V Astrophys. J. 554 548 (2001)

544. Xu R X it Mon. Not. R. Astron. Soc. 356 359 (2005)

545. Имшенпик В С Успехи. Физ. Наук 180 1121 (2010)

546. Colpi M, Wasserman I Astrophys. J. 581 1271 (2002)

547. Houser J L, Ceiitrella J M, Smith S С Phys. Rev. Lett. 72 1314 (1994)

548. Bombaci I, Popov S В, On the bimodality of the kick velocity distribution of radio pulsars, in: "Supernovae as cosmological lighthouses" (Turatto M., Benetti S., Zampieri L., Shea W.) (ASP Conf. Ser. vol. 342, 2005) p. 433

549. Berezhiani Z, Bombaci I, Drago A, Frontera F, Lavagno A Astrophys. J. 586 1250 (2003)

550. Benvenuto О G, Horvath J E Phys. Rev. Lett. 63 716 (1989)

551. Hong D K, Hsu SDH, Sannino F Phys. Lett. B516 362 (2001)

552. Bombaci I, Parenti I, Vidana I Quark Deconfinemenl and Implications for the Radius and the Limiting Mass of Compact Stars Astrophys. J. 614 314 (2004)

553. Bombaci I, Datta В Astrophys. J. 530 L69 (2001)

554. Salmonson J D, Wilson J R Astrophys. J. 517 859 (1999)

555. Lyne A G et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 295 743 (1998)

556. Rutledge R E, Fox D B, Shevchuk A H, Discovery of an Isolated Compact Object at High Galactic Latitude, Astrophys. J 672 1137 (2008)

557. Zane S et al., Discovery of 59 ins pulsations from 1RXS J141256.0+792204 (Calvera), Mon. Not. R. Aston. Soc. 410 2428 (2010)

558. Gotthelf E V, Petre R, Hwang U, The Nature of the Radio-quiet Compact X-Ray Source in SNR RCW 103, Astrophys. J. 475 L175 (1997)

559. Popov S B, "On the nature of the compact X-ray source inside ROW 103", Astron. Astrophys. Trans. 17 35 (1998)

560. Pizzolato F, Colpi M, De Luca A, Mereghetti S, Tiengo A, IE 1613485055 in the Supernova Remnant ROW 103: A Magnetar in a Young Low-Mass Binary System?, Astrophys. J. 681 530 (2008)

561. Hyman S D, Lazio T J W, Kassim N E, Ray P S, Markwardt C B, Yusef Zadeh F, A powerful bursting radio source towards the Galactic Centre, Nature 434 50 (2005)

562. Ray P.S., et al., A Bursting Radio Transient in the Direction of the Galactic Center arXiv: 0808.1899 (2008)

563. Hyman S D, Lazio T J W, Roy S, Ray P S, Kassim N E, A New Radio Detection of the x Transient Bursting Source GCRT J1745-3009 Astrophys. J. 639 348 (2006)

564. Hyman S D et al., A Faint, Steep-Spectrum Burst from the Radio Transient GCRT J1745-3009, Astrophys. J. 660 L121 (2007)

565. Rutledge B E, Magnetically Accreting Isolated Old Neutron Stars, Astrophys. J. 553 796 (2001)

566. Lipunov V M, Prokhorov M E Astrophys. Space Sei. 98 221 (1984)

567. Brown W R, Geller M J, Kenyon S J, Kurtz M J, Discovery of an Unbound Hypervelocity Star in the Milky Way Halo, Astrophys. J. 622 L33 (2005)

568. Brown W R, Geller M J, Kenyon S J, Kurtz M J, Bromley B C, Hypervelocity Stars. II. The Bound Population, Astrophys. J. 660 311 (2007)

569. Link В, in: Radio Pulsars (ASP Conf. Ser. vol. 302, Eds. M Bailes, D J Nice, S E Thorsett) (San Francisco, 2003) p. 241

570. Ruderman M, Gil J, Astron. Astrophys. 460 L31 (2006)

571. Akgün T, Link B, Wasserman I, Mon. Not. R. Astron. Soc. 365 653 (2006)

572. Шапиро С JI, Тьюколски С А, Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды (М. Мир, 1985)

573. Alpar А М, Ógelman Н, Astron. Astrophys. 185 196 (1987)

574. Link В, Astrophys. Space Sci. 308 435 (2007)

575. Shaham J, Astrophys. J. 214 251 (1977)

576. Stairs I H, Lyne A G, Shemar S L, Nature 406 484 (2000)

577. Hobbs G, Lyne A G, Kramer M, An analysis of the timing irregularities for 366 pulsars, Mon. Not. R. Astron. Soc. 402 1027 (2010)

578. Weisberg J M et al., A search for neutron star precession and interstellar magnetic field variations via multiepoch pulsar polarimetry, Astrophys. J. 721 1044 (2010)

579. Hohle M et al., Spectral and temporal variations of the isolated neutron star RX J0720.4-3125: new XMM-Newton observations, Astron. Astrophys. 498 811 (2009)

580. Hohle M et al., Updated phase coherent timing solution of the isolated neutron star RX J0720.4-3125 using recent XMM-Newton and Chandra observations, Astron. Astrophys. 521 11 (2010)

581. Link В, Incompatibility of long-period neutron star precession with creeping neutron vortices, Astron. Astrophys. 458 881 (2006)

582. Glampedakis K, Andersson N, Jones D I, Stability of Precessing Superfluid Neutron Stars, Phys. Rev. Lett. 100(8), 081101 (2008)

583. Popov S В, Tkachenko waves, glitches and precession in neutron stars, Astrophys. Space Sci. 317 175 (2008)

584. Ткаченко В К, Устойчивость вихревых решеток, Ж. Эксп. Теор. Физ. 50 1573 (1966)

585. Andereck С D, Glaberson W I, Tkachenko waves, Low Temp. Phys. 48 257 (1982)

586. Ruderman M, Long Period Oscillations in Rotating Neutron Stars, Nature 225 619 (1970)

587. Дайсои Ф, в кн.: Нейтронные звезды и пульсары (М. Мир, 1973)

588. Noronha J, Sedrakian A, Tkachenko modes as sources of quasiperiodic pulsar spin variations, Phys. Rev. D 77 023008 (2008)

589. Jones P B, Comment on "Constraining Hadronic Superfluidity with Neutron Star Precession", Phys. Rev. Lett. 92 149001 (2004)

590. Yuan J P et al., A very large glitch in PSR B2334+61, Astrophys. J. 719 Llll (2010)

591. Shabanova T V, Observations of three slow glitches in the spin rate of the pulsar B1822-09, Mon. Not. R. Astron. Soc. 356 1435 (2005)

592. Haskell B, Tkachenko modes in rotating neutron stars: the effect of compressibility and implications for pulsar timing noise, arXiv: 1011.1180 (2010)

593. Podsiadlowski Ph et al., The double pulsar J0737-3039: testing the neutron star equation of state, Mon. Not. R. Astron. Soc. 361 1243 (2005)

594. Kulkarni S R, Frail D A, Kassim N E, Murakami T, Vasisht G, The radio nebula of the soft gamma-ray repeater 1806 20, Nature 368 129 (1994)

595. Sawai H, Kotake K, Yamada S, Numerical Simulations of Equatorially Asymmetric Magnetized Supernovae: Formation of Magnetars and Their Kicks, Aslrophys J. 672 465 (2008)

596. Helfand D J et al., VLBA Measurement of the Transverse Velocity of the Magnetar XTE J1810.197, Astrophys. J. 662 1198 (2007)

597. Rea N et al., A Low-Magnetic-Field Soft Gamma Repeater, Science 330 944 (2010)

598. Ciolfi R, Ferrari V, Gualtieri L, Pons J A, Relativistic models of magnetars: the twisted torus magnetic field configuration, Mon. Not. R. Astron. Soc. 397 913 (2009)

599. Ciolfi R, Ferrari V, Gualtieri L, Structure and deformations of strongly magnetized neutron stars with twisted-torus configurations, Mon. Not. R. Astron. Soc. 406 2540 (2010)

600. Lander S K, Jones D I, Magnetic fields in axisymmetric neutron stars, Mon. Not. R. Astron. Soc. 395 2162 (2009)

601. Ho W C G, Evolution of a buried magnetic field in the central compact object neutron stars, arXiv: 1002.4870 (2011)