Статистика и возможность обнаружения потухших радиопульсаров тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ФИЗИКО-ТЕХНИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ ФИЗИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им. П.Н. ЛЕБЕДЕВА РАН

На правах рукописи УДК 524.35

ЕЛИСЕЕВА Светлана Александровна

СТАТИСТИКА И ВОЗМОЖНОСТЬ ОБНАРУЖЕНИЯ ПОТУХШИХ РАДИОПУЛЬСАРОВ

Специальность 01.03.02 - Астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва 2005 г.

Работа выполнена в Физическом институте им П.Н.Лебедева Российской академии наук.

Научный руководитель: доктор физико-математических наук

В.С.Бескин

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

М.В.Попов

кандидат физико-математических наук Л.Р.Юнгельсон

Ведущая организация: Государственный астрономический

институт им. П.К.Штернберга

Защита состоится "_" _ 2005 г. в_часов

на заседании диссертационного совета Д.002.023.01 в Физическом институте им. П.Н.Лебедева РАН по адресу: 119991, Москва, Ленинский проспект, 53.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Физического института им.П.Н.Лебедева РАН.

Автореферат разослан "_" _ 2005 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д.002.023.01

доктор физико-математических наук Ю.А.Ковалев

бщая характеристика работы

Актуальность темы

Открытие в 1967 году нового класса источников космического импульсного излучения - радиопульсаров (Хьюиш, 1968) - без преувеличения можно назвать одним из крупнейших открытий астрофизики XX века. Стоит отметить, что исследования, проводимые после открытия радиопульсаров, достаточно быстро привели к значительным результатам. Так, очень скоро было доказано, что наблюдаемое явление импульсного излучения с удивительно стабильной частотой связано с нейтронными звездами, существование которых было предсказано еще в 30-х годах XX века (Бааде, Цвики, 1934).

Интересно, что к середине 70-х годов были прояснены основные физические процессы, определяющие наблюдаемую активность этих необычных объектов. В частности, практически сразу необычная регулярность пульсаций была отождествлена с вращением нейтронной звезды (Голд, 1968). Также в течение нескольких лет появилось объяснение механизма энерго-выдсления пульсаров и была построена модель "полого конуса" - основная рабочая модель радиоизлучения пульсаров.

Здесь необходимо подчеркнуть, что большинство действующих радиопульсаров относятся к молодым нейтронным звездам с характерным возрастом ~ 10 млн. лет. Поскольку время жизни радиопульсаров много меньше возраста Вселенной, то в нашей Галактике должны существовать до 109 нейтронных звезд, которые уже перестали излучать в радиодиапазоне. К настоящему времени прояснены ключевые моменты эволюции одиночных нейтронных звезд. Напомним, что можно выделить четыре основных этапа эволюции: эжектор, пропеллер, аккретор и георотатор.

Нейтронная звезда рождается на стадии эжектора, и на первом этапе эволюции она наблюдается как радиопульсар, ее вращение происходит в соответствии с магнитодипольной формулой. В качестве радиопульсара нейтронная звезда живет примерно 1-10 млн. лет. При этом практически все радиопульсары не зарегистрированы в других диапазонах электромагнитного спектра. Далее вращение нейтронной звезды замедляется, и она переходит на стадию пропеллера. На этой стадии притягивающаяся за счет гравитационных сил материя останавливается около магнитосферы нейтронной звезды и не проникает за барьер, созда! нййсцй^ййб4МсЯвй«ялой.

Библиотека 1

В конце концов, если пространственная скорость нейтронной звезды достаточно мала или магнитное поле достаточно мало, то звезда успевает перейти на стадию аккретора, когда притягиваемая материя может достигать ее поверхности. На этой стадии нейтронная звезда может наблюдаться как рентгеновский источник. Помимо этого со стадии эжектора одиночная нейтронная звезда может перейти на стадию георотатора, на которой грат витационное взаимодействие становится незначительным по сравнению с магнитным давлением. Взаимодействие магнитосферы нейтронной звезды с окружающей ее межзвездной средой на этом этапе эволюции становится подобным взаимодействию магнитосферы Земли с солнечным ветром.

Известно также, что в течение одной стадии эволюции процессы взаимодействия магнитосферы нейтронной звезды с окружающей ее межзвездной средой могут существенно изменяться со временем. Например, помимо действующих радиопульсаров к стадии эжектора относятся и так называемые потухшие радиопульсары, то есть такие нейтронные звезды, у которых еще важны происходящие в их магнитосфере электродинамические процессы, но уже нет когерентного радиоизлучения из-за отсутствия рождения вторичной плазмы. Другим не менее интересным примером являются две подстадии стадии пропеллера: сверхзвуковой пропеллер и дозвуковой пропеллер.

Одновременно с достаточно существенным прогрессом в теории с огромной скоростью растет и количество наблюдаемых радиопульсаров. Если к 1993 году было обнаружено около 400 подобных объектов, то к середине 1999 года это число выросло более чем в три раза. К настоящему времени в электронном каталоге ATNF (Манчестер, ATNF Catalog) содержатся данные более чем 1400 пульсаров.

Тем не менее, несмотря на столь стремительное развитие теории и увеличение наблюдательного материала, в настоящее время удалось с той или иной степенью надежности описать лишь основные элементы ключевых процессов, происходящих в магнитосфере нейтронных звезд. При этом ряд принципиальных вопросов, связанных с теорией строения магнитосферы пульсаров и особенно с теорией радиоизлучения, остается далеким от окончательного решения. Одним из таких открытых вопросов является величина работы выхода частиц с поверхности нейтронной звезды, существенно влияющая на структуру электрического поля. Неясность в этом вопро-

се по-прежнему сдерживает построение последовательной модели области ускорения (Бескин, 1999).

Здесь необходимо отметить, что в то время как наблюдения действующих радиопульсаров не дают однозначного ответа на вопрос о величине работы выхода частиц, наблюдения нейтронных звезд на последующих стадиях эволюции могло бы, по нашему мнению, стать прямым доказательством верности одной из моделей. При этом в настоящее время расчет характеристик излучения нейтронных звезд на стадии потухшего радиопульсара является весьма актуальным в связи с появлением приемников, способных зарегистрировать подобное излучение.

Цели и задачи исследования

Основной задачей данного исследования является расчет возможных характеристик излучения потухших радиопульсаров, а также статистического распределения таких звезд. Цель работы состоит в том, чтобы подтвердить или опровергнуть возможность наблюдения нейтронных звезд на стадии потухшего радиопульсара при помощи существующих в настоящее время приемников. Дополнительной задачей является получение статистического распределения нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию сверхзвукового пропеллера, и статистического распределения нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию ортогонального ротатора.

Научная новизна

В работе впервые получены характеристики гамма-излучения нейтронных звезд, находящихся на стадии потухших радиопульсаров. В отличие от многочисленных расчетов гамматизлучения нормальных радиопульсаров, у которых необходимо учитывать весь спектр вторичных частиц, излучение потухших радиопульсаров полностью определяется излучением первичных частиц за счет изгибных потерь. Следовательно, излучение потухших par диопульсаров следует ожидать только в высокоэнергичной части электромагнитного спектра.

Впервые показано, что для модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды обнаружение потухших радиопульсаров возможно при помощи современных приемников (например, с помощью

гамма-спектрометра SPI спутника INTEGRAL).

Анализ статистики нейтронных звезд, перешедших в область потухших радиопульсаров, проведен с учетом эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения нейтронной звезды. Впервые получены функции распределения нейтронных звезд с учетом эволюции угла наклона для области потухших радиопульсаров. При этом показано, что последовательный учет эволюции угла наклона для потухших радиопульсаров существенно влияет на статистическое распределение нейтронных звезд, находящихся на этой стадии.

Впервые получены функции распределения нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера, с учетом эволюции угла наклона осей в области потухших радиопульсаров (соответственно, изменение угла наклона учитывалось для границы перехода на стадию сверхзвукового пропеллера).

Также впервые найдено распределение нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию ортогонального ротатора.

Научная и практическая ценность работы

Анализ излучения потухших радиопульсаров позволяет сделать вполне определенный вывод о величине работы выхода частиц с поверхности нейтронной звезды и, следовательно, получить независимую информацию о структуре области ускорения частиц вблизи магнитных полюсов радиопульсаров. В этой работе показано, что регистрация излучения потухших радиопульсаров свидетельствовала бы о верности модели со свободным выходом частиц и, таким образом, дала бы ответ на один из ключевых вопросов теории строения магнитосферы радиопульсаров.

Поскольку возможность наблюдения нейтронных звезд на стадии потухших радиопульсаров напрямую зависит от их полного числа в Галактике, а также от периода вращения, при котором звезда переходит на эту стадию, то большой интерес представляет статистическое распределение потухших радиопульсаров. В работе показана важность учета эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения звезды при анализе статистики потухших радиопульсаров.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Для модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды потухшие радиопульсары некоторое время после прохождения линии смерти еще могут наблюдаться как достаточно интенсивные источники гамма-излучения. В настоящее время существует возможность обнаружения потухших радиопульсаров на расстоянии не более 100 пк с помощью гамма-спектрометра SPI спутника INTEGRAL.

2. В модели с затрудненным выходом число частиц, покидающих магнитосферу пульсара, очень мало, и их излучение не может быть зарегистрировано современными приемниками.

3. Обнаружение излучения потухших радиопульсаров явилось бы прямым доказательством свободного выхода частиц с поверхности нейтронной звезды.

4. Последовательный учет эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения нейтронной звезды существенно влияет на статистическое распределение потухших радиопульсаров. Учет эволюции угла наклона приводит к уменьшению общего количества потухших радиопульсаров, но одновременно с этим для модели с затрудненным выходом возрастает количество потухших радиопульсаров с малыми периодами вращения Р ~ 2 — 4 с.

5. При учете эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения нейтронной звезды в области потухших радиопульсаров переход потухшего радиопульсара на стадию сверхзвукового пропеллера может происходить при достаточно малых периодах Р ~ 5 — 10 с.

6. При учете эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения в области потухших радиопульсаров возрастает общее количество нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера.

Основные результаты опубликованы в следующих работах:

1. Бескин B.C., Елисеева С.А., "Статистика нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера", Письма в Астрон. журн., в печати (2005): т.31, N9, стр.1-8.

2. Бескин B.C., Елисеева С.А., "Статистика потухших радиопульсаров", Письма в Астрон. журн., т.31, N4, стр.290-298 (2005).

3. Бескин B.C., Елисеева С.А., "О возможности детектирования потухших радиопульсаров", Письма в Астрон. журн., т.29, N1, стр.25-31 (2003).

4. Бескин B.C., Елисеева С.А., "Статистика потухших радиопульсаров", сборник тезисов конференции "Астрофизика Высоких Энергий Сегодня и Завтра НЕА-2003", 1-2, Москва, ИКИ РАН (2003).

5. Бескин B.C., Елисеева С.А., "К статистике потухших радиопульсаров", сборник тезисов XLVI научной конференции МФТИ "Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук", 40, Москва-Долгопрудный (2003).

6. Бескин B.C., Елисеева С.А., "К статистике потухших радиопульсаров", сборник тезисов конференции "Астрофизика Высоких Энергий Сегодня и Завтра НЕА-2002", 4-5, Москва, ИКИ РАН (2002).

7. Бескин B.C., Елисеева С.А., "Эволюция одиночных нейтронных звезд: стадия эжектора", сборник тезисов XLV научной конференции МФТИ "Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук", 34, Москваг Долгопрудный (2002).

8. Бескин B.C., Кононенко С.А., "О возможности детектирования потухших радиопульсаров", сборник тезисов конференции "Астрофизика Высоких Энергий Сегодня и Завтра НЕА-2001", 24, Москва, ИКИ РАН (2001).

9. Бескин B.C., Кононенко С.А., "О возможности детектирования потухших радиопульсаров", сборник тезисов школы-семинара молодых радиоастрономов "Радиотелескопы 21 века: научных перспективы и методика наблюдений и обработки", 14-15, Пущино (2001).

10. Бескин B.C., Кононенко С.А., "О возможности детектирования потухших радиопульсаров", сборник тезисов XLIV научной конференции МФТИ "Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук", 30, Москва-Долгопрудный (2001).

Апробация результатов

Результаты работы были представлены на следующих конференциях:

• "Актуальные проблемы внегалактической астрономии", Пущино, 2001, 2002.

• "Астрофизика Высоких Энергий Сегодня и Завтра", Москва, ИКИ РАН, 2001, 2002, 2003.

• Научные конференции МФТИ "Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук", Москва-Долгопрудный, 2001,2002,2003.

• Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Горизонты Вселенной", Москва, 2004.

А также на школе-семинаре молодых радиоастрономов 'Радиотелескопы 21 века: научные перспективы и методика наблюдений и обработки", Пущино, 2001.

Содержание диссертации

Диссертационная работа состоит из Введения, пяти глав и Заключения. Список цитируемой литературы содержит 95 наименований. Общий объем диссертации составляет 103 страницы. Работа содержит 24 рисунка.

Во Введении обосновывается актуальность работы, цели и задачи проводимого исследования. Описываются новые элементы, отличающие данное исследование от других работ, обсуждается научная и практическая значимость диссертации. Сформулированы положения, выносимые на защиту, приводится список работ, в которых опубликованы результаты данного исследования, а также список научных конференций, на которых были представлены отдельные результаты работы.

В первой главе приведены исторические факты открытия и исследования радиопульсаров, представлены основные характеристики нейтронных звезд, находящихся на стадии радиоизлучения. Также в этой главе были найдены распределения нормальных радиопульсаров по периоду и магнитному полю на основании данных для 1348 пульсаров, приведенных

в каталоге ATNF (Манчестер, ATNF Catalog). Ранее подобные распределения были получены в работе (Бескин и др., 1993) на основании статистики около 400 радиопульсаров.

Вторая глава посвящена исследованию возможности обнаружения так называемых потухших радиопульсаров, то есть нейтронных звезд, которые уже перестали излучать в радиодиапазоне. Все расчеты проведены для двух моделей области ускорения частиц: модели с затрудненным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды (впервые предложена Рудерма-ном и Сазерлендом, 1975) и модели со свободным выходом частиц (Ароне, 1981; Местел, 1999).

Полная интенсивность излучения потухших радиопульсаров связана с количеством заряженных частиц, попадающих в область сильных продольных электрических полей, что, в свою очередь, напрямую зависит от работы выхода частиц с поверхности нейтронной звезды. Таким образом, анализ излучения потухших радиопульсаров позволяет сделать вполне определенный вывод о величине работы выхода частиц с поверхности нейтронной звезды, а следовательно, и получить независимую информацию о структуре области ускорения частиц вблизи магнитных полюсов радиопульсаров.

В данной главе показано, что в том случае, если верна модель со свободным выходом частиц, потухшие радиопульсары некоторое время после прохождения линии угасания могут наблюдаться как достаточно интенсивные источники гамма-излучения. При этом для достаточно близких нейтронных звезд их обнаружение возможно с помощью современных приемников (в частности, при помощи гамма-спектрометра SPI спутника INTEGRAL). В то же время, для модели с затрудненным выходом число частиц, покидающих магнитосферу пульсара, оказывается очень малым, вследствие чего излучение таких звезд не может быть зарегистрировано современными приборами. Соответственно, обнаружение гамма-излучения потухших радиопульсаров современными приемниками могло бы стать прямым доказательством свободного выхода частиц с поверхности радиопульсаров.

Также в этой главе подчеркивается, что интенсивность излучения потухших радиопульсаров существенно зависит от периода вращения Р нейтронной звезды на этой стадии. Соответственно, не могут быть обнаружены пульсары с достаточно большим периодом вращения, то есть те нейтронные звезды, которые уже давно пересекли линию угасания, а также те звезды,

у которых период вращения был достаточно большим еще на стадии радиоизлучения.

В результате были сформулированы три условия, необходимые для обнаружения потухших радиопульсаров: верность модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды, малый период вращения при переходе на стадию потухшего радиопульсара, а также относительно небольшое расстояние до таких звезд.

В третьей главе исследуется вопрос о статистическом распределении потухших радиопульсаров. Естественно, вероятность обнаружения такой звезды на расстоянии не более 100 пк от нас (максимально допустимое расстояние, на котором еще существует возможность зарегистрировать излучение потухших радиопульсаров при помощи гамма-спектрометра SPI спутника INTEGRAL) зависит от полного числа нейтронных звезд, для которых выполняются два других необходимых условия, в Галактике.

Важным элементом проведенного в этой главе исследования является последовательный учет эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения нейтронной звезды. Как и в предыдущей главе, все расчеты проведены для модели Рудермана-Сазерленда (модель с затрудненным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды) и модели Аронса (модель со свободным выходом частиц).

В результате найдено распределение потухших радиопульсаров в зависимости от периода вращения. Показано, что последовательный учет эволюции угла наклона осей при анализе статистики потухших радиопульсаров приводит к уменьшению общего числа таких нейтронных звезд, тем самым затрудняя возможность их обнаружения при помощи современной аппаратуры. Подобное уменьшение общего числа звезд, находящихся на стадии потухших радиопульсаров, в модели с учетом эволюции угла наклона по сравнению со стандартной моделью возникает в результате того, что при учете эволюции угла наклона осей переход нейтронной звезды на стадию сверхзвукового пропеллера может происходить уже при достаточно малых периодах Р ~ 5 — 10 с. Действительно, переход на стадию пропеллера происходит в тот момент, когда радиус Шварцмана, определяемый из баланса давления магнитодипольного излучения и внешнего давления, сравнивается с радиусом Бонди-Хойла. Но так как при малых углах наклона х магнитной оси к оси вращения магнитодипольные потери оказы-

ваются существенно подавлены, то переход на стадию сверхзвукового пропеллера будет иметь место уже при достаточно малых периодах вращения нейтронной звезды, а именно: Р^ = Ре(з1пх« Рвзгпх. При значении Ре ~ 100 с величина периода Ррг составляет примерно 5 — 10 с.

Также в данной главе показано, что одновременно с уменьшением общего количества потухших радиопульсаров число потухших радиопульсаров с периодами Р ~ 2—4 с при учете угла наклона магнитной оси к оси вращения нейтронной звезды для модели с затрудненным выходом оказывается даже большим, чем в стандартной модели.

Четвертая глава посвящена исследованию статистики нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера, для двух основных моделей: модели с затрудненным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды и модели со свободным выходом частиц. В обоих случаях с хорошей точностью можно предположить отсутствие эволюции угла наг клона магнитной оси к оси вращения на стадии сверхзвукового пропеллера. Так, для модели Рудермана-Сазерленда подобная ситуация возникает в результате того, что нейтронные звезды, переходящие из области потухших радиопульсаров на стадию сверхзвукового пропеллера, являются почти со-осными ротаторами. В то же время, в случае верности модели Аронса, для большинства нейтронных звезд к моменту перехода из области потухших радиопульсаров на стадию пропеллера угол х становится близким к 90°.

Важным элементом проведенного в этой главе исследования является то, что граница перехода нейтронной звезды со стадии эжектора на стадию пропеллера представлена с учетом эволюции угла наклона Х-

В данной главе получены функции распределения количества нейтронных звезд в зависимости от периода вращения Р. Все расчеты были проведены для обеих моделей области ускорения частиц.

В результате мы убедились в том, что последовательный учет эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения в области потухших радиопульсаров как для модели с затрудненным выходом частиц, так и для модели со свободным выходом ведет к увеличению общего числа нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера. Данное увеличение связано с тем, что при учете угла наклона х для эволюции нейтронных звезд в области потухших радиопульсаров и, следовательно, для границы перехода на стадию сверхзвукового пропеллера такой переход возможен

при меньших периодах вращения (Р ~ 5 — 10 с), чем это предполагается в стандартной модели.

Исследование статистики нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию ортогонального ротатора, проведено в пятой главе. В этой главе все расчеты проводятся только для модели со свободным выходом частиц (модели Аронса), так как именно в этом случае угол наклона магнитной оси к оси вращения х ПРИ эволюции нейтронной звезды стремится к 90°. В том же случае, если верна модель Рудермана-Сазерленда, угол будет уменьшаться с течением времени.

В результате найдена функция распределения нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию ортогонального ротатора, в зависимости от периода вращения нейтронной звезды Р. Полученная функция распределения отражает тот факт, что продолжительность существования нейтронной звезды на стадии ортогонального ротатора для большинства звезд намного 104) больше, чем продолжительность существования на стадии радиопульсаров. Также отмечено, что большинство нейтронных звезд, перешедших на стадию ортогонального ротатора из области потухших радиопульсаров, - это быстровращающиеся нейтронные звезды с периодами Р ~ 0.3 — 0.4 с.

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

Список литературы

[1] Ароне (J. Arons), Space Sei. Rev., 24, 437 (1979).

[2] Ароне, Шарлеманн (J. Arons, E.T. Scharlemann), Astrophys. J., 231, 854 (1979).

[3] Бааде, Цвики (W. Baade, F. Zwicky), Proc. Natl. Acad. Sei., 20, 254 (1934).

[4] Бескин B.C., Письма в Астрон. Журн., 16, 665 (1990).

[5] Бескин B.C., УФН, 169, 1169 (1999).

[6] Бескин B.C., УФН, 167, 689 (1997).

[7] Бескин и др (V.S. Beskin, A.V. Gurevich, Ya.N. Istomin), Astrophys. Space Sei., 98 (1984).

[8] Бескин и др. (V.S. Beskin, A.V. Gurevich, Ya.N. Istomin) Physics of the pulsar magnetosphere (Cambridge: Cambridge University Press, 1993).

[9] Бескин B.C., Елисеева С.А , Письма в Астрон. жури., 29, 25-31 (2003).

[10] Бескин B.C., Елисеева С.А., Письма в Астрон. жури., 31, 290-298 (2005а).

[11] Бескин В.С , Елисеева С.А., Письма в Астрон. журн., 31, 1-8 (20056).

[12] Бескин В С., Нохрина Е.Е , Письма в Астрон. журн., 30, 754-763 (2004).

[131 Бонда, Хойл (Н. Bondi, F. Hoyle), MNRAS, 104, 273 (1944).

[14] Бхаттачарья и др. (Bhattacharya D., Wijers R.A.M.J., Hartman J.W., Verbunt F.), Astron. Astrophys , 254, 198 (1992)

[15] Ванг (J. Wang.), Astrophys. J., 486, L119 (1997).

[16] Вербует (F. Verbunt.), In: Holt S., Day С. (eds.) The Evolution of X-ray Bmaries, AIP Publ. (1994).

[17] Вербует и др. (F Verbunt, J.W. Hartman, D. Bhattacharya, R.A.M.J. Wijers, G. Nelemans), In: Pulsar timvng, general relativity and the internal structure of neutron stars, Eds. Z. Arzoumanian, F. Van der Hooft, E.P.J, van den Heuvel (Koninklijke Nederlandse Akademie van Wetenschappen, Amsterdam), p.215 (1999).

[18] Ганн, Острайкер (J. Gunn, J. Ostriker), Astrophys. J., 160, 979 (1970).

[19] Гепперт и др. (U. Geppert, D. Page, T. Zanninias), Phys. Rev., D 61, 3004 (2000).

[20] Голд (Т. Gold), Nature (London), 218, 731 (1968).

[21] Голдрайх, Джулиан (P. Goldreich, W.H. Julian), Astrophys. J., 157, 869 (1969).

[22] Дзане и до. (S Zane, R. Turolla, L. Zampieri, M. Colpi, A. Treves), Astrophys. J., 451, 739 (1995).

[23] Джахан Мири, Бхаттачарья (Jahan Miri M., D. Bhattacharya), MNRAS, 269, 455 (1994).

[24] Динг и др. (К. Ding, К. Cheng, Н Chau), Astrophys. J., 408, 167 (1993).

[25] Дэвис и др. (R.E. Davies, A.C. Fabian, J.E. Pringle), MNRAS, 186, 779 (1979).

[26] Дэвис, Прингл (R.E. Davies, J.E. Pringle), MNRAS, 196, 209 (1981).

[27] Железняков B.B., Электромагнитные волны в космической плазме (генерация и распространение) (М.:Наука, 1977).

[28] Илларионов А.Ф., Сюняев P.A. (A.F. Elarionov, R.A. Syunyaev), Astron. Astrophys., 39, 185 (1975).

[29] Истомин Я.Н , Мосягин Д В , Письма в Астрой, журн,, 72, 826 (1995).

[30] Ихсанов Н.Р. (N.R. Ikhsanov), Astron. Astrophys., 399, 1147 (2003).

[31] Ихсанов Н.Р. (N.R Ikhsanov), Astron. Astrophys., 375, 944-949 (2001).

[32] Кадомцев Б.Б., Вопросы, теории плазмы (под редакцией М.А. Леонтовича), т.4 (М.:Атомиздат, 1964).

[33] Камило и др. (F. Camilo, A.G. Lyne, R.N. Manchester, et al.), In Pulsar Astronomy-2000 and Beyond, Ed. M. Kramer, R. Wex, and R. Wielebinski (San. JYancisco: Publ. Astron. Soc. Pacific, 2000), p.3.

[34] Каспи, Хелфанд (V.M. Kaspi, D.J. Helfand), In "Neutron Stars in Supernova Remnants"(ASP Conference Proceedings), eds P.O. Slane and B.M. GaeDsler, (2002).

[35] Колпи и др. (M. Colpi, R. Turolla, S Zane, and A. Trevis), Astrophys J., 501, 252 (1998).

[36] Колпи и др. (M. Colpi, U. Geppert, D. Page), Astrophys. J., 529, L29 (2000).

[37] Коненков, Гепперт (D.Yu. Konenkov, U. Geppert), MNRAS, 325, 426 (2001).

[38] Коненков, Гепперт (D.Yu Konenkov, U. Geppert), MNRAS, 313, 66 (2000).

[39] Коненков Д.Ю., Попов С.Б., Письма в Астрон. журн., 23, 569 (1997).

[40] Лайн (A.G. Lyne), Birth and evolution of massive stars and stellar groups; Proceedings of the Symposium, Dvnngeloo, Netherlands, September 34-&6, 1984, (Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1985), p. 189-193.

[41] Лайн, Грэхем-Смит (A.G. Lyne, F. Graham-Smith) Pulsar Astronomy, Cambridge: Cambridge University Press, 1998).

[42] Лайн, Лоример (A.G. Lyne, D.R. Lorimer), Nature, 369, 127 (1994).

[43] Лайн (A.G. Lyne), Nature, 381, 497 (1999).

[44] Ландау Л.Д., Лифшиц E.M., Теория поля (М.:Наука, 1988).

[45] Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М., Электродинамика сплошных сред (М.:Наука, 1992).

[46] Латтимер, Пракаш (J.M. Lattimer, М. Prakash), Astrophys. J., 550, 426 (2001).

[47] Ливио и др. (М. Livio, С. Xu, J. Frank), Astrophys. J., 492, 298 (1998).

[48] Ляпунов В.М., Астрофизика нейтронных звезд (М.:Наука, 1987).

¡49] Ляпунов и др. (V М. Lipunov, К.A. Postnov, М.Е. Prokhorov) The Scenario Machine: Binary Star Population Synthesis (Astroph. Space Phys., 9, 1-178 (1996).

[50] Липунов B.M., Попов С.Б., Астрон Журн., 71, 711 (1995).

[51] Лоример и др., (D.R. Lorimer, М. Bailes and Р.А. Harrison), MNRAS, 289, 592 (1997).

[52] Любарский (Yu.E Lyubarsky), Astrophysics and space physics reviews, Ed. R.A. Sunyaev, 9, part 2 (1995).

[53] Манчестер (R.N Manchester), ATNF Catalog, www.atnf.csiro.au/research/pulsar.

[54] Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики (М.: Наука, 1988).

[55] Майкель (F.C. Michel) Theory of Neutron Star Magnetosohere, (Chicago: University of Chicago Press, 1991).

[56] Майкель (F.C. Michel), Astrophys. J., 180, 207 (1973).

[57] Марочник Л.С, Сучков A.A., Галактика (М.:Наука, 1984).

[58] Местель (L. Mestel), Stellar Magnetism (Oxford: Oxford University Press, 1999).

[59] Местель (L. Mestel), Astrophys Space Sci, 28, 289 (1973).

[60] Муслимов А.Г., Цыган А.И., Астрон. журн., 67, 263 (1990).

[61] Муслимов, Цыган (A.G. Muslimov, A.I. Tsygan), MNRAS, 256, 61 (1992).

[62] Мэннинг и др. (R.A. Manning, R.D. Jeffries, A.P. WiUmore), MNRAS, 278, 577 (1996).

[63] Новиков И Д., Фролов В П , Физика черных дыр (М.: Наука, 1986).

[64] Попов (S.B. Popov), In Astrophysical sources of high energy particles and radiation, Eds. M.M. Shapiro, T. Stanev, J.P. Wefel, NATO Science Series, II. Mathematics, Physics, Chemistry, vol.44, p.101 (2001).

[65] Попов и др. (S B. Popov, M. Colpi, A. Treves), Astrophys. J., 530, 896 (2000).

[66] Попов С,В., Прохоров М.Е. (S.B. Popov, М.Е. Prokhorov), Astron. Astrophys., 357, 164-168 (2000).

[67] Попов СБ., Прохоров М.Е., Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнетары, Труды государственного института им. П.К.Штернберга, том LXXII (Москва 2003).

[68] Попов (S B. Popov), Eds. M.M. Shapiro, T. Stanev, J.P. Wefel, NATO Science Series, II. Mathematics, Physics, Chemistry, 44, 101 (2001).

[69] Пракаш и др. (M. Prakash, J.M. Lattimer, J.A. Pons, A.W. Steiner, S. Reddy), In: Physics of neutron star interiors, Eds. D. Blaschke, N.K. Glendenning and A. Sedrakian (Springer), Lecture Notes in Physics, 578, 364 (2001).

[70] Прохоров и др. (M.E. Prokhorov, S.B. Popov, A.V. Khoperskov), Astron. Astrophys., 381, 1000 (2002).

[71] Раджагопал, Романи (M. RajagopaJ, R.W. Romani), Astrophys. J., 461, 327 (1996).

[72] Регимбау, де Фрейтас Пачеко (Т Regimbau, J.A. de FVeitas Pacheco), Astron. Astrophys., 374, 182 (2001).

[73] Романова и др. (M.M. Romanova, O.D. Toropina, Yu.M. Toropin, R.V.E. Lovelace), astro-ph/0209548 (2002).

[74] Рудерман, Сазерленд (M.A. Ruderman, P.G. Sutherland), Astrophys. J., 196, 51 (1975).

[75] Саакян Г.С. Физика нейтронных звезд (Дубна, 1995).

[76] Сэнг, Чэнмагэм (Y. Sang, G. Chanmugam), Astrophys. J., 363, 597 (1990).

[77] Таурис, Манчестер (Т.М. Tauris, R.N. Manchester), MNRAS, 306, 50, (1999).

[78] Тейлор и др. (J.H. Taylor, R.N. Manchester, A.G. Lyne), Astrophys. J. Supp., 88, 529 (1993).

[79] Тревес, Колпи (A. Treves, M. Colpi), Astron. Astrophys., 241, 107 (1991).

[80] Урпин B.A., Муслимов А.Г., MNRAS, 256, 261 (1992).

[81] Федоренко Р.П., Введение в вычислительную физику (М.: Издательство МФТИ, 1994).

[82] Физика космоса (маленькая энциклопедия). Под ред. С.Б. Пикельнера. М., Советская энциклопедия, 1976.

[83] Хансен, Финней (В.М S. Hansen, E.S. Phinney), MNRAS, 291, 569 (1997).

[84] Хардинг и др. (А.К. Harding, A.G. Muslimov, В. Zhang), Astrophys. J., 576, 366-375 (2002).

[85] Хартман (J.W. Hartman), Astron. Astrophys., 322, 127 (1997).

[86] Хартман и др. (J W. Hartman, F. Verbunt, D. Bhattacharya, R.A.M.J. Wijers, In: Johnston S., Walker M.A., Bailes M. (eds.) Pulsars: problems and progress. Proceedings of the 160th IAU colloquium, ASP Conference Series 105, 47 (1996).

[87] Хейл (J.S Heyl), MNRAS, 317, 310 (2000).

[88] Хьюиш (A. Hewish), Nature (London), 217, 708 (1968).

[89] Чен, Рудерман (К. Chen, M. Ruderman), Astrophys. J., 402, 264 (1993).

[90] Шапиро С , Тьюколгки С Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды (М.-Мир, 1985).

[91] Шварцман В.Ф., Изв ВУЗов, серия Радиофизика, 13, 1852 (1970).

[92] Шибанов и др. (Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin, G.G. Pavlov), In: Proc. NATO ASI The lives of the neutron stars, Eds. M.A. Alpar, U. Kiziloglu, J. van Paradijs (Kluwer Academic, Dordrecht), p.91 (1995).

[93] Шукри, Радхакришнан (C.S Shukre and V. Radhakrishnan), Astrophys. J., 258,121 (1982).

[94] Яковлев и др. (D.G. Yakovlev, A.D. Kaminker, O.Y. Gnedin, P. Haensel), Phys. Rept., 354, 1 (2001).

[95] Яковлев Д Г, Левенфиш К П , Шибанов Ю.А., УФН, 169, 825 (1999).

¿мюбА

ш?-

»-"2227

Подписано в печать 2005г.

Формат 60x84/16. Заказ №<Ц..Тираж Зо экз. П.л.<,0 . Отпечатано в РИИС ФИАН с оригинал-макета заказчика. 119991 Москва, Ленинский проспект, 53. Тел. 132 51 28

Введение

1 Нормальные радиопульсары

1.1 Основные характеристики нейтронной звезды на стадии радиопульсара.

1.2 Статистика радиопульсаров.

2 О возможности детектирования потухших радиопульсаров

2.1 Модель с затрудненным выходом частиц с поверхности пульсара

2.2 Модель со свободным выходом частиц с поверхности пульсара - качественное рассмотрение.

2.3 Более точное решение для модели со свободным выходом

2.4 Результаты и выводы

3 Статистика потухших радиопульсаров

3.1 Основные уравнения.

3.2 Расчет для модели с затрудненым выходом частиц с поверхности нейтронной звезды.

3.3 Расчет для модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды.

3.4 Результаты и выводы

4 Статистика нейтронных звезд, находящихся на стадии пропеллера

4.1 Основные уравнения.

4.2 Расчет для модели с затрудненым выходом частиц с поверхности нейтронной звезды.

4.3 Расчет для модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды.

Актуальность темы

Открытие в 1967 году нового класса источников космического импульсного излучения - радиопульсаров (Хьюиш, 1968) - без преувеличения можно назвать одним из крупнейших открытий астрофизики XX века. Стоит отметить, что исследования, проводимые после открытия радиопульсаров, достаточно быстро привели к значительным результатам. Так, очень скоро было доказано, что наблюдаемое явление импульсного излучения с удивительно стабильной частотой связано с нейтронными звездами, существование которых было предсказано еще в 30-х годах XX века (Бааде, Цвики, 1934).

Интересно, что к середине 70-х годов были прояснены основные физические процессы, определяющие наблюдаемую активность этих необычных объектов. В частности, практически сразу необычная регулярность пульсаций была отождествлена с вращением нейтронной звезды (Голд, 19G8). Также в течение нескольких лет появилось объяснение механизма энерговыделения пульсаров и была построена модель "полого конуса" -основная рабочая модель радиоизлучения пульсаров.

Здесь необходимо подчеркнуть, что большинство действующих радиопульсаров относятся к молодым нейтронным звездам с характерным возрастом ~ 10 млн. лет. Поскольку время жизни радиопульсаров много меньше возраста Вселенной, то в нашей Галактике должны существовать до 109 нейтронных звезд, которые уже перестали излучать в радиодианазоне. К настоящему времени прояснены ключевые моменты эволюции одиночных нейтронных звезд. Напомним, что можно выделить четыре основных этапа эволюции: эжектор, пропеллер, аккретор и георотатор.

Нейтронная звезда рождается на стадии эжектора, и на первом этапе эволюции она наблюдается как радиопульсар, ее вращение происходит в соответствии с магнитодипольной формулой. В качестве радиопульсара нейтронная звезда живет примерно 1-10 млн. лет. При этом практически все радиопульсары не были зарегистрированы в других диапазонах электромагнитного спектра. Далее вращение нейтронной звезды замедляется, и она переходит на стадию пропеллера. Па этой стадии притягивающаяся за счет гравитационных сил материя останавливается около магнитосферы нейтронной звезды и не проникает за барьер, созданный центробежной силой. В конце концов, если пространственная скорость нейтронной звезды достаточно мала или магнитное поле достаточно велико, то звезда успевает перейти на стадию аккретора, когда притягиваемая материя может достигать ее поверхности. На этой стадии нейтронная звезда может наблюдаться как рентгеновский источник. Помимо этого со стадии эжектора одиночная нейтронная звезда может перейти на стадию георотатора, на которой гравитационное взаимодействие становится незначительным по сравнению с магнитным давлением. Взаимодействие магнитосферы нейтронной звезды с окружающей ее межзвездной средой на этом этапе эволюции становится подобным взаимодействию магнитосферы Земли с солнечным ветром.

Известно также, что в течение одной стадии эволюции процессы взаимодействия магнитосферы нейтронной звезды с окружающей ее межзвездной средой могут существенно изменяться со временем. Например, помимо действующих радиопульсаров к стадии эжектора относятся и так называемые потухшие радиопульсары, то есть такие нейтронные звезды, у которых еще важны происходящие в их магнитосфере электродинамические процессы, но уже нет когерентного радиоизлучения из-за отсутствия рождения вторичной плазмы. Другим не менее интересным примером являются две подстадии стадии пропеллера: сверхзвуковой пропеллер и дозвуковой пропеллер.

Одновременно с достаточно существенным прогрессом в теории с огромной скоростью растет и количество наблюдаемых радиопульсаров. Если к 1993 году было обнаружено около 400 подобных объектов, то к середине 1999 года это число выросло более чем в три раза. К настоящему времени в электронном каталоге ATNF (Манчестер, ATNF Catalog) содержатся данные около 1500 пульсаров.

Тем не менее, несмотря на столь стремительное развитие теории и увеличение наблюдательного материала, в настоящее время удалось с той или иной степенью надежности описать лишь основные элементы ключевых процессов, происходящих в магнитосфере нейтронных звезд. При этом ряд принципиальных вопросов, связанных с теорией строения магнитосферы пульсаров и особенно с теорией радиоизлучения, остается далеким от окончательного решения. Одним из таких открытых вопросов является величина работы выхода частиц с поверхности нейтронной звезды, существенно влияющая на структуру электрического поля. Неясность в этом вопросе по-прежнему сдерживает построение последовательной модели области ускорения (Бескин, 1999).

Здесь необходимо отметить, что в то время как наблюдения действующих радиопульсаров не дают однозначного ответа на вопрос о величине работы выхода частиц, наблюдения нейтронных звезд на последующих стадиях эволюции могло бы, по нашему мнению, стать прямым доказательством верности одной из моделей. При этом в настоящее время расчет характеристик излучения нейтронных звезд на стадии потухшего радиопульсара является весьма актуальным в связи с появлением приемников, способных зарегистрировать подобное излучение.

Цели и задачи исследования

Основной задачей данного исследования является расчет возможных характеристик излучения потухших радиопульсаров, а также статистического распределения таких звезд. Цель работы состоит в том, чтобы подтвердить или опровергнуть возможность наблюдения нейтронных звезд на стадии потухшего радиопульсара при помощи существующих в настоящее время приемников. Дополнительной задачей является получение статистического распределения нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию сверхзвукового пропеллера, и статистического распределения нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию ортогонального ротатора.

Научная новизна .

В работе впервые получены характеристики гамма-излучения нейтронных звезд, находящихся на стадии потухших радиопульсаров. В отличие от многочисленных расчетов гамма-излучения нормальных радиопульсаров, у которых необходимо учитывать весь спектр вторичных частиц, излучение потухших радиопульсаров полностью определяется излучением первичных частиц за счет изгибных потерь. Следовательно, излучение потухших радиопульсаров следует ожидать только в высокоэнергичной части электромагнитного спектра.

Впервые показано, что для модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды обнаружение потухших радиопульсаров возможно при помощи современных приемников (например, с помощью гамма-спектрометра SPI спутника INTEGRAL).

Анализ статистики нейтронных звезд, перешедших в область потухших радиопульсаров, проведен с учетом эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения нейтронной звезды. Впервые получены функции распределения нейтронных звезд с учетом эволюции угла наклона для области потухших радиопульсаров. При этом показано, что последовательный учет эволюции угла наклона для потухших радиопульсаров существенно влияет на статистическое распределение нейтронных звезд, находящихся на этой стадии.

Впервые получены функции распределения нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера, с учетом эволюции угла наклона осей в области потухших радиопульсаров (соответственно, изменение угла наклона учитывалось для границы перехода на стадию сверхзвукового пропеллера).

Также впервые найдено распределение нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию ортогонального ротатора.

Научная и практическая ценность работы

Анализ излучения потухших радиопульсаров позволяет сделать вполне определенный вывод о величине работы выхода частиц с поверхности нейтронной звезды и, следовательно, получить независимую информацию о структуре области ускорения частиц вблизи магнитных полюсов радиопульсаров. В этой работе показано, что регистрация излучения потухших радиопульсаров свидетельствовала бы о верности модели со свободным выходом частиц и, таким образом, дала бы ответ на один из ключевых вопросов теории строения магнитосферы радиопульсаров.

Поскольку возможность наблюдения нейтронных звезд на стадии потухших радиопульсаров напрямую зависит от их нолного числа в Галактике, а также от периода вращения, при котором звезда переходит на эту стадию, то большой интерес представляет статистическое распределение потухших радиопульсаров. В работе показана важность учета эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения звезды при анализе статистики потухших радиопульсаров.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Для модели со свободным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды потухшие радиопульсары некоторое время после прохождения линии смерти еще могут наблюдаться как достаточно интенсивные источники гамма-излучения. В настоящее время существует возможность обнаружения потухших радиопульсаров на расстоянии не более 100 пк с помощью гамма-спектрометра SPI спутника INTEGRAL.

2. В модели с затрудненным выходом число частиц, покидающих магнитосферу пульсара, очень мало, и их излучение не может быть зарегистрировано современными приемниками.

3. Обнаружение излучения потухших радиопульсаров явилось бы прямым доказательством свободного выхода частиц с поверхности нейтронной звезды.

4. Последовательный учет эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения нейтронной звезды существенно влияет на статистическое распределение потухших радиопульсаров. Учет эволюции угла наклона приводит к уменьшению общего количества потухших радиопульсаров, но одновременно с этим для модели с затрудненным выходом возрастает количество потухших радиопульсаров с малыми периодами вращения Р ~ 2 — 4 с.

5. При учете эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения нейтронной звезды в области потухших радиопульсаров переход потухшего радиопульсара на стадию сверхзвукового пропеллера может происходить при достаточно малых периодах Р ~ 5 — 10 с.

6. При учете эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения в области потухших радиопульсаров возрастает общее количество нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера.

Основные результаты опубликованы в следующих работах:

1. Бескин B.C., Елисеева С.А., "Статистика нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера", Письма в Астрон. журн., в печати (2005): Г. 31, UB, с г/>. 4-6

2. Бескин B.C., Елисеева С.А., "Статистика потухших радиопульсаров", Письма в Астрон. журн., т.31, N4, стр.290-298 (2005).

3. Бескин B.C., Елисеева С.А., "О возможности детектирования потухших радиопульсаров", Письма в Астрон. журн., т.29, N1, стр.2531 (2003).

4. Бескин B.C., Елисеева С.А., "Статистика потухших радиопульсаров", сборник тезисов конференции "Астрофизика Высоких Энергий Сегодня и Завтра НЕА-2003", 1-2, Москва, ИКИ РАН (2003).

5. Бескин B.C., Елисеева С.А., "К статистике потухших радиопульсаров", сборник тезисов XLVI научной конференции МФТИ "Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук", 40, Москва-Долгопрудный (2003).

6. Бескин B.C., Елисеева С.А., "К статистике потухших радиопульсаров", сборник тезисов конференции 'Астрофизика Высоких Энергий Сегодня и Завтра НЕА-2002", 4-5, Москва, ИКИ РАН (2002).

7. Бескин B.C., Елисеева С.А., "Эволюция одиночных нейтронных звезд: стадия эжектора", сборник тезисов XLV научной конференции МФТИ "Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук", 34, Москва-Долгопрудный (2002).

8. Бескин B.C., Кононенко С.А., "О возможности детектирования потухших радиопульсаров", сборник тезисов конференции "Астрофизика Высоких Энергий Сегодня и Завтра НЕА-2001", 24, Москва, ИКИ РАН (2001).

9. Бескин B.C., Кононенко С.А., "О возможности детектирования потухших радиопульсаров", сборник тезисов школы-семинара молодых радиоастрономов "Радиотелескопы 21 века: научных перспективы и методика наблюдений и обработки", 14-15, Пущино (2001).

10. Бескин B.C., Кононенко С.А., "О возможности детектирования потухших радиопульсаров", сборник тезисов XLIV научной конференции МФТИ "Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук", 30, Москва-Долгопрудный (2001).

Апробация результатов

Результаты работы были представлены на следующих конференциях:

• "Актуальные проблемы внегалактической астрономии", Пущино, 2001, 2002.

• "Астрофизика Высоких Энергий Сегодня и Завтра", Москва, ИКИ РАН, 2001, 2002, 2003.

• Научные конференции МФТИ "Современные проблемы фундаментальных и прикладных наук", Москва-Долгопрудный, 2001, 2002, 2003.

• Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Горизонты Вселенной", Москва, 2004.

А также на школе-семинаре молодых радиоастрономов "Радиотелескопы 21 века: научные перспективы и методика наблюдений и обработки", Пущино, 2001.

Содержание диссертации

Диссертационная работа состоит из Введения, пяти глав и Заключения. Список цитируемой литературы содержит 95 наименований. Общий объем диссертации составляет 103 страницы. Работа содержит 24 рисунка.

Основные результаты, полученные в диссертационной работе:

1. Уточнены полученные ранее в работе (Бескин и др., 1993) функции распределения действующих радиопульсаров по периоду вращения и магнитному полю. Новые функции распределения построены на основании характеристик 1348 пульсаров, представленных в каталоге ATNF (Манчестер, ATNF Catalog).

2. Показано, что в случае верности модели с затрудненным выходом частиц (Рудермаи, Сазерленд, 1975; Бескин и др., 1993) излучение потухших радиопульсаров не может быть зарегистрировано современными приемниками, так как число частиц, покидающих магнитосферу нейтронной звезды, в этой модели оказывается очень малым.

3. Показано, что для модели со свободным выходом (Ароне, 1979; Ме-стел, 1999) и число частиц и мощность излучения потухших радиопульсаров достаточно велики. Таким образом, существует возможность детектировать такие источники при помощи гамма-спектрометра SPI спутника INTEGRAL.

4. Показано, что в выражении для мощности излучения потухших радиопульсаров в случае модели со свободным выходом очень сильна зависимость от периода вращения пульсара. Нейтронные звезды, которые перестали существовать как радиопульсары достаточно давно или такие, у которых период вращения был сравнительно большим еще на стадии радиоизлучения, не могут быть обнаружены при помощи современных детекторов.

5. Сформулированы условия, при которых возможно обнаружение потухших радиопульсаров: верность модели со свободным выходом частиц, малый период вращения нейтронной звезды и относительно небольшое расстояние до таких объектов (менее 100 пк).

6. Найдены распределения потухших радиопульсаров с учетом эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения в зависимости от периода Р. Все расчеты были проведены для двух моделей области ускорения: модели с затрудненным выходом частиц с поверхности нейтронной звезды и модели со свободным выходом частиц. При этом показано, что в обоих случаях:

• все детали расчета, такие, как линия смерти действующих радиопульсаров, граница перехода потухших радиопульсаров на стадию сверхзвукового пропеллера, а также эволюция потухших радиопульсаров действительно требуют учета эволюции угла наклона

• последовательный учет эволюции угла наклона осей при анализе статистики потухших радиопульсаров ведет к уменьшению общего числа таких объектов, тем самым затрудняя возможность их обнаружения

• при учете эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения количество потухших радиопульсаров с периодами

Р ~ 2—4 с в случае затрудненного выхода частиц оказывается даже большим, чем в стандартной модели.

7. Получены функции распределения нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера, в зависимости от периода вращения Р для модели Рудермана-Сазерленда и модели Арон-са. Оба распределения получены с учетом влияния эволюции угла наклона магнитной оси к оси вращения на границу перехода нейтронных звезд из области потухших радиопульсаров на стадию пропеллера. При этом показано, что

• при учете эволюции угла наклона х Для области потухших радиопульсаров общее количество нейтронных звезд, находящихся на стадии сверхзвукового пропеллера, оказывается большим, чем в стандартной модели. Данное утверждение верно и для затрудненного и для свободного выхода частиц с поверхности пульсара

• увеличение общего количества нейтронных звезд на стадии сверхзвукового пропеллера при учете угла наклона для области потухших радиопульсаров (и, следовательно, для границы перехода на стадию пропеллера) связано с тем, что такой переход становится возможным при гораздо меньших периодах вращения (Р ~ 5 — 10 с), чем это предполагается в стандартной модели.

8. Для модели со свободным выходом частиц найдено статистическое распределение нейтронных звезд, перешедших из области потухших радиопульсаров на стадию ортогонального ротатора. Полученное распределение:

• отражает тот факт, что продолжительность жизни нейтронных звезд на стадии ортогонального ротатора больше жизни на стадии радиоизлучения примерно в 104 раз имеет максимум при периодах Р ~ 0.3 — 0.4 с существенно зависит от величины предельного периода

Благодарности

В первую очередь хочется выразить огромную признательность научному руководителю Бескину Василию Семеновичу за интересную совместную работу, мудрое руководство, чуткость и понимание. Также очень признательна Истомину Якову Николаевичу за разумную критику, многочисленные полезные советы и замечания.

Хочу отдельно поблагодарить Попова Сергея Борисовича и Прохорова Михаила Евгеньевича за их интерес к данной работе, очень ценные советы и разъяснения.

Очень благодарна всем сотрудникам кафедры Проблем физики и астрофизики за плодотворные дискуссии и содействие в работе над диссертацией. Также хочу сказать огромное спасибо моему мужу за терпение и поддержку, а также за помощь при подготовке этой работы.

Заключение

1. Ароне (J. Arons), Space Sci. Rev., 24, 437 (1979).

2. Ароне, Шарлеманн (J. Arons, E.T. Scharlemann), Astrophys. J., 231, 854 (1979).

3. Бааде, Цвики (W. Baade, F. Zwicky), Proc. Natl. Acad. Sci., 20, 254 (1934).

4. Бескин B.C., Письма в Астрон. Журн., 16, 665 (1990).

5. Бескин B.C., УФН, 169, 1169 (1999).

6. Бескин B.C., УФН, 167, 689 (1997).

7. Бескин и др. (V.S. Beskin, A.V. Gurevich, Ya.N. Istomin), Astrophys. Space Sci., 98 (1984).

8. Бескин и др. (V.S. Beskin, A.V. Gurevich, Ya.N. Istomin) Physics of the pulsar magneto sphere (Cambridge: Cambridge University Press, 1993).

9. Бескин B.C., Елисеева С.А., Письма в Астрон. журн., 29, 25-31 (2003).

10. Бескин B.C., Елисеева С.А., Письма в Астрон. журн., 31, 290-298 (2005а).

11. Бескин B.C., Елисеева С.А., Письма в Астрон. журн., в печати (20056).

12. Бескин B.C., Нохрина Е.Е., Письма в Астрон. журн., 30, 754-763 (2004).

13. Бонди, Хойл (Н. Bondi, F. Hoyle), MNRAS, 104, 273 (1944).

14. Бхаттачарья и др. (Bhattacharya D., Wijers R.A.M.J., Hartman J.W., Verbunt F.), Astron. Astrophys., 254, 198 (1992).

15. Ваиг (J. Wang.), Astrophys. J., 486, L119 (1997).

16. Вербунт (F. Verbunt.), In: Holt S., Day C. (eds.) The Evolution of X-ray Binaries, AIP Publ. (1994).

17. Ганн, Острайкер (J. Gunn, J. Ostriker), Astrophys. J., 160, 979 (1970).

18. Генперт и др. (U. Geppert, D. Page, T. Zanninias), Phys. Rev., D 61, 3004 (2000).

19. Голд (Т. Gold), Nature, (London), 218, 731 (1968).

20. Голдрайх, Джулиан (P. Goldreich, W.H. Julian), Astrophys. J., 157, 869 (1969).

21. Дзане и др. (S. Zane, R. Turolla, L. Zampieri, M. Colpi, A. Treves), Astrophys. J., 451, 739 (1995).

22. Джахан Мири, Бхаттачарья (Jahan Miri M., D. Bhattacharya), MNRAS, 269, 455 (1994).

23. Динг и др. (К. Ding, К. Cheng, Н. Chau), Astrophys. J., 408, 167 (1993).

24. Дэвис и др. (R.E. Davies, A.C. Fabian, J.E. Pringle), MNRAS, 186, 779 (1979).

25. Дэвис, Прингл (R.E. Davies, J.E. Pringle), MNRAS, 196, 209 (1981).

26. Железняков В.В., Электромагнитные волны в космической плазме (генерация и распространение) (М.:Наука, 1977).

27. Илларионов А.Ф., Сюняев Р.А. (A.F. Illarionov, R.A. Syunyaev), Astron. Astrophys., 39, 185 (1975).

28. Истомин Я.Н., Мосягин Д.В., Письма в Астрон. журн., 72, 826 (1995).

29. Ихсанов Н.Р. (N.R. Ikhsanov), Astron. Astrophys., 399, 1147 (2003).

30. Ихсанов Н.Р. (N.R. Ikhsanov), Astron. Astrophys., 375, 944-949 (2001).

31. Кадомцев Б.Б., Вопросы теории плазмы (под редакцией М.А. Леонтовича), т.4 (М.:Атомиздат, 1964).

32. Камило и др. (F. Camilo, A.G. Lyne, R.N. Manchester, et al.), In Pulsar Astronomy-2000 and Beyond, Ed. M. Kramer, R. Wex, and R. Wielebinski (San. Francisco: Publ. Astron. Soc. Pacific, 2000), p.3.

33. Каспи, Хелфанд (V.M. Kaspi, D.J. Helfand), In "Neutron Stars in Supernova Remnants"(ASP Conference Proceedings), eds P.O. Slane and B.M. Gaensler, (2002).

34. Колпи и др. (M. Colpi, R. Turolla, S. Zane, and A. Trevis), Astrophys. J., 501, 252 (1998).

35. Колпи и др. (M. Colpi, U. Geppert, D. Page), Astrophys. J., 529, L29 (2000).

36. Коненков, Гепперт (D.Yu. Konenkov, U. Geppert), MNRAS, 325, 426 (2001).

37. Коненков, Гепперт (D.Yu. Konenkov, U. Geppert), MNRAS, 313, 66 (2000).

38. Коненков Д.Ю., Попов С.Б., Письма в Астрон. жури., 23, 569 (1997).

39. Лайн (A.G. Lyne), Birth and evolution of massive stars and stellar groups; Proceedings of the Symposium, Dwingeloo, Netherlands, September 24-26, 1984, (Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1985), p. 189-193.

40. Лайн, Грэхем-Смит (A.G. Lyne, F. Graham-Smith) Pulsar Astronomy, Cambridge: Cambridge University Press, 1998).

41. Лайн, Лоример (A.G. Lyne, D.R. Lorimer), Nature, 369, 127 (1994).

42. Лайн (A.G. Lyne), Nature, 381, 497 (1999).

43. Ландау Л.Д., Лифшиц E.M., Теория поля (М.:Наука, 1988).

44. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М., Электродинамика сплошных сред (М.:Наука, 1992).

45. Латтимер, Пракаш (J.M. Lattimer, М. Prakash), Astrophys. J., 550, 426 (2001).

46. Ливио и др. (М. Livio, С. Xu, J. Frank), Astrophys. J., 492, 298 (1998).

47. Липунов В.М., Астрофизика нейтронных звезд (М.:Наука, 1987).50 515253 54 [5556 57 [58 [59 [60 [61 [6263

48. Липунов и др. (V.M. Lipunov, К.A. Postnov, М.Е. Prokhorov) The Scenario Machine: Binary Star Population Synthesis (Astroph. Space Phys., 9, 1-178 (1996).

49. Липунов B.M., Попов С.Б., Астрон. Журн., 71, 711 (1995).

50. Лоример и др., (D.R. Loriraer, М. Bailes and P.A. Harrison), MNRAS, 289, 592 (1997).

51. Любарский (Yu.E. Lyubarsky), Astrophysics and space physics reviews, Ed. R.A. Sunyaev, 9, part 2 (1995).

52. Манчестер (R.N. Manchester), ATNF Catalog, www.atnf.csiro.au/research/pulsar.

53. Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики (М.: Наука, 1988).

54. Майкель (F.C. Michel) Theory of Neutron Star Magnetosohere, (Chicago: University of Chicago Press, 1991).

55. Майкель (F.C. Michel), Astrophys. J., 180, 207 (1973).

56. Марочник Л.С, Сучков А.А., Галактика (М.:Наука, 1984).

57. Местель (L. Mestel), Stellar Magnetism (Oxford: Oxford University Press, 1999).

58. Местель (L. Mestel), Astrophys Space Sci, 28, 289 (1973).

59. Муслимов А.Г., Цыган А.И., Астрон. журн., 67, 263 (1990).

60. Муслимов, Цыган (A.G. Muslimov, A.I. Tsygan), MNRAS, 255, 61 (1992).

61. Мэннинг и др. (R.A. Manning, R.D. Jeffries, A.P. Willmore), MNRAS, 278, 577 (1996).

62. Новиков И.Д., Фролов В.П., Физика черных дыр (М.: Наука, 1986).

63. Попов (S.B. Popov), In Astrophysical sources of high energy particles and radiation, Eds. M.M. Shapiro, T. Stanev, J.P. Wefel, NATO Science Series, II. Mathematics, Physics, Chemistry, vol.44, p.101 (2001).

64. Попов и др. (S.B. Popov, M. Colpi, A. Treves), Astrophys. J., 530, 896 (2000).

65. Попов С.Б., Прохоров М.Е. (S.B. Popov, М.Е. Prokhorov), Astron. Astrophys., 357, 164-168 (2000).

66. Попов С.Б., Прохоров М.Е., Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнетары, astro-ph/0205298 (2002).

67. Попов (S.B. Popov), Eds. М.М. Shapiro, Т. Stanev, J.P. Wefel, NATO Science Series, II. Mathematics, Physics, Chemistry, 44, 101 (2001).

68. Пракаш и др. (M. Prakash, J.M. Lattimer, J.A. Pons, A.W. Steiner, S. Reddy), In: Physics of neutron star interiors, Eds. D. Blaschke, N.K. Glendenning and A. Sedrakian (Springer), Lecture Notes in Physics, 578, 364 (2001).

69. Прохоров и др. (М.Е. Prokhorov, S.B. Popov, A.V. Khoperskov), Astron. Astrophys., 381, 1000 (2002).

70. Раджагопал, Романи (M. Rajagopal, R.W. Romani), Astrophys. J., 461, 327 (1996).

71. Регимбау, де Фрейтас Пачеко (Т. Regimbau, J.A. de Freitas Pacheco), Astron. Astrophys., 374, 182 (2001).

72. Романова и др. (М.М. Romanova, O.D. Toropina, Yu.M. Toropin, R.V.E. Lovelace), astro-ph/0209548 (2002).

73. Рудерман, Сазерленд (M.A. Ruderman, P.G. Sutherland), Astrophys. J., 196, 51 (1975).

74. Саакян Г.С. Физика нейтронных звезд (Дубна, 1995).

75. Сэнг, Чэнмагэм (Y. Sang, G. Chanmugam), Astrophys. J., 363, 597 (1990).

76. Таурис, Манчестер (Т.М. Tauris, R.N. Manchester), MNRAS, 306, 50, (1999).

77. Тейлор и др. (J.H. Taylor, R.N. Manchester, A.G. Lyne), Astrophys. J. Supp., 88, 529 (1993).

78. Тревес, Колпи (A. Treves, M. Colpi), Astron. Astrophys., 241, 107 (1991).

79. Урпин В.А., Муслимов А.Г., MNRAS, 256, 261 (1992).

80. Федоренко Р.П., Введение в вычислительную физику (М.: Издательство МФТИ, 1994).

81. Физика космоса (маленькая энциклопедия). Под ред. С.Б. Пикельнера. М., Советская энциклопедия, 1976.

82. Хансен, Финней (В.M.S. Hansen, E.S. Phinney), MNRAS, 291, 569 (1997).

83. Хардинг и др. (А.К. Harding, A.G. Muslimov, В. Zhang), Astrophys. J., 576, 366375 (2002).

84. Хартмап (J.W. Hartman), Astron. Astrophys., 322, 127 (1997).

85. Хартман и др. (J.W. Hartman, F. Verbunt, D. Bhattacharya, R.A.M.J. Wijers, In: Johnston S., Walker M.A., Bailes M. (eds.) Pulsars: problems and progress. Proceedings of the 160th IAU colloquium, ASP Conference Series 105, 47 (1996).

86. Хейл (J.S. Heyl), MNRAS, 317, 310 (2000).

87. Хьюиш (A. Hewish), Nature (London), 217, 708 (1968).

88. Чен, Рудерман (К. Chen, M. Ruderman), Astrophys. J., 402, 264 (1993).

89. Шапиро С., Тьюколски С.Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды (М.: Мир, 1985).

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

91. Шибанов и др. (Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin, G.G. Pavlov), In: Proc. NATO ASI The lives of the neutron stars, Eds. M.A. Alpar, U. Kiziloglu, J. van Paradijs (Kluwer Academic, Dordrecht), p.91 (1995).

92. Шукри, Радхакришнан (C.S. Shukre and V. Radhakrishnan), Astrophys. J., 258, 121 (1982).

93. Яковлев и др. (D.G. Yakovlev, A.D. Kaminker, O.Y. Gnedin, P. Haensel), Phys. Rept., 354, 1 (2001).

94. Яковлев Д.Г., Левенфиш К.П., Шибанов Ю.А., УФН, 169, 825 (1999).