Тепловое излучение и атмосферы нейтронных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

2.1 Введение

2.2 Основные уравнения фотосферы барстера.

2.3 Модель изотермичной фотосферы с учетом томсоновского рассеяния

2.3.1 Излучение изотермической рассеивающей фотосферы

2.3.2 Определение параметров рентгеновских барстеров.

2.4 Интерпретация наблюдений вспышек рентгеновских барстеров с использованием упрощенной модели фотосферы.

2.4.1 Наблюдения.

2.4.2 МХВ 1728

2.4.3 МХВ 1730

2.4.4 Выводы из интерпретации наблюдений.

2.5 Комтонизация рентгеновского излучения в плазме аккрецирующих нейтронных звезд.

2.5.1 Излучение оптически толстой плазмы.

2.5.2 Качественный анализ.

2.5.3 Учет стимулированного рассеяния и методика расчета

2.5.4 Излучение плазменного слоя конечной толщины.

2.5.5 Обсуждение

2.6 Самосогласованная модель фотосферы барстера.

2.6.1 Границы области интегрирования и метод расчета.

2.6.2 Результаты моделирования.

2.6.3 Приближенное решение.

ДАРСТВЕННА 1ЯЗЗ

Содержание и 1 ^

1 Введение

1.1 Открытие нейтронных звезд и их наблюдательные проявления

1.2 Тепловое излучение нейтронных звезд и свойства вещества при экстремальных условиях.

1.3 Атмосферы нейтронных звезд - история и современный статус

1.4 Интерпретация наблюдений с использованием моделей атмосфер

3.2 Описание модели .83

3.2.1 Основные уравнения .'.83

3.2.2 Метод решения.85

3.2.3 Непрозрачности и уравнение состояния .88

3.2.4 Приближенные непрозрачности.89

3.3 Результаты.95

3.3.1 Атмосферная структура.96

3.3.2 Спектральные потоки.101

3.3.3 Спектральные и угловые распределения интенсивности.103

3.4 Обсуждение результатов.105

4 Конвективные модели атмосфер изолированных нейтронных звезд со слабым магнитным полем 111

4.1 Введение .111

4.2 Описание модели.112

4.3 Непрозрачности, теплопроводность и проводимость .115

4.4 О подавлении конвекции магнитным полем.117

4.5 Результаты.118

4.5.1 Возникновение конвекции и структура атмосферы.120

4.5.2 Спектральные потоки излучения.123

4.6 Обсуждение.124

5 Модели атмосфер изолированных нейтронных звезд с сильными магнитными полями 126

5.1 Введение .126

5.2 Основные уравнения и описание метода .129

5.2.1 Основные уравнения.129

5.2.2 Описание метода.131

5.3 Непрозрачности.133

5.4 Сходимость метода .140

5.5 Результаты.146

5.5.1 Спектры локальных потоков.146

5.5.2 Структура атмосферы .148

5.5.3 Излучение с видимой поверхности НЗ.150

5.5.4 Выводы и качественное сравнение с наблюдениями теплового излучения остывающих НЗ.156

5.6 Фотосферы магнитаров.159

5.6.1 Непрозрачности.159

5.6.2 Модель фотосферы. 161

5.6.3 Выводы и обсуждение.163

6 Модели атмосфер и интерпретация наблюдений теплового излучения остывающих нейтронных звезд 165

6.1 Введение .165

6.2 Эволюция тепловой структуры и спектра остывающей нейтронной звезды .166

6.2.1 Введение.166

6.2.2 Тепловая структура.167

6.2.3 Остывание.169

6.2.4 Эволюция спектра.170

6.3 О влиянии неоднородного магнитного поля на остывание нейтронных звезд.171

6.3.1 Введение.171

6.3.2 Распределение температуры.171

6.3.3 Расчет остывания и выводы.174

6.4 Влияние эффектов ОТО на тепловое излучение горячих полярных шапок на поверхности радиопульсаров.177

6.4.1 Введение.177

6.4.2 Общее описание модели.180

6.4.3 Результаты .186

6.4.4 Обсуждение.188

6.5 Остывание, спектр и кривые блеска теплового излучения нейтронной звезды с сильным магнитным полем с учетом эффектов ОТО.190

6.5.1 Введение.190

6.5.2 Результаты и обсуждения .190

6.6 Температура, расстояние и остывание пульсара Vela.194

6.6.1 Введение.194

6.6.2 Спектральная подгонка.195

6.6.3 Обсуждение .196

6.7 Тепловое рентгеновское излучение пульсара Геминга и структура его поверхности.198

6.7.1 Введение.198

6.7.2 Модель.201

6.7.3 Результаты.202

6.7.4 Обсуждение .204

6.7.5 Выводы.206

6.8 Современное состояние и перспективы наблюдений теплового излучения с поверхности изолированных нейтронных звезд. Сопоставление с теорией остывания.207

6.8.1 Сводка наблюдательных данных по остывающим нейтронным звездам.207

6.8.2 Кандидаты в остывающие нейтронные звезды.210

6.8.3 Тепловое излучение, несвязанное с остыванием.212

6.8.4 Сопоставление с теорией остывания .213

7 Заключение 216

7.1 Основные результаты, полученные в диссертации.217

7.2 Публикации по теме диссертации.219

7.3 Список литературы.224

1 Введение

Нейтронные звезды (НЗ) - одни из самых удивительных объектов во Вселенной. Их магнитные поля достигают ~ 1015 Гс и превосходят любые из известных в природе или созданных в лаборатории. Масса НЗ лишь немного превышает массу Солнца, но сосредоточена в ничтожном по астрофизическим меркам объеме с радиусом ~ 10 км. Тем самым радиус НЗ лишь в 2-3 раза больше ее гравитационного радиуса. Поэтому в жизни НЗ важны эффекты общей теории относительности (ОТО). Гравитационное ускорение на поверхности звезды составляет ~ (1-3) х 1014 см с-2. Вещество в ядре НЗ сжато до плотностей в несколько раз выше стандартной плотности ядерной материи, 2.8 х 1014 г см-3. Нейтроны и протоны в ядре НЗ могут переходить в сверхтекучее состояние при температурах ~ 108 — Ю10 К. Это самая высокотемпературная сверхтекучесть из известных в природе; сверхтекучесть протонов сопровождается (самой высокотемпературной) сверхпроводимостью. Таким образом, НЗ являются уникальными природными лабораториями для исследования вещества в экстремальных условиях, недостижимых в земных лабораториях (Шапиро и Тьюкольски 1983 [20]).

Одним из наиболее перспективных методов таких исследований является изучение теплового излучения с поверхности НЗ. Данная работа посвящена теоретическому исследованию и построению моделей атмосфер НЗ и применению этих моделей при интепретации наблюдений НЗ.

1.1 Открытие нейтронных звезд и их наблюдательные проявления

Нейтронные звезды были предсказаны Ландау в 1932 г. и Бааде и Цвики [30] в 1934 г. вскоре после открытия нейтрона. В 60-х годах были предприняты многочисленные попытки открыть нейтронные звезды в рентгеновском диапазоне с помощью наблюдений во время коротких ракетных запусков рентгеновских детекторов в верхнии слои атмосферы [87]. Однако НЗ были открыты совершенно случайно как радиопульсары Хьюишем и Белл в 1967 г [111].

Уже в первой работе о НЗ Бааде и Цвики выдвинули идею, впоследствии нашедшую теоретическое и наблюдательное подтверждение (см., например, [б, 20]), что нейтронные звезды образуются на заключительном этапе эволюции обычных звезд при коллапсе ядра звезды, сопровождающемся вспышкой сверхновой. В ходе коллапса вещество центральных слоев сжимается до ядерных плотностей и ней-тронизуется. В итоге образуется компактная НЗ с массой М ~ М& и радиусом R ~ 10 км. В той же пионерской работе Бааде и Цвики предположили, что ближайшие нейтронные звезды могут быть обнаружены посредством теплового излучения с их поверхности. Поэтому предполагалось, что первые компактные рентгеновские источники, открытые при ракетных запусках в 1962 г. [87], являются нейтронными звездами. Это было за несколько лет до открытия НЗ как радиопульсаров. К тому времени стало совершенно ясно, что изолированные НЗ, в противоположность обычным звездам, не имеют термоядерных источников энергии. Поэтому НЗ излучают главным образом благодаря тепловой энергии, запасенной в их недрах при рождении. Температура НЗ при рождении составляет порядка ~ 1011 К. Расчеты остывания НЗ, выполненные вскоре после тех первых рентгеновских наблюдений [278], показали, что НЗ охлаждаются очень быстро в течение сотен дней после рождения за счет мощного нейтринного излучения из внутренних слоев. После этого их поверхностные температуры под держиваются на уровне 105 — 10е К в течение характерного времени 104 — 106 лет [282]. Измеренные же рентгеновские потоки были гораздо больше и жестче, форма спектров отличалась от тепловой (спектра черного тела), так что в то время гипотеза об открытии НЗ как рентгеновских источников была на время отвергнута.

Только в 70-х, после запуска первого и второго поколений рентгеновских спутников (Uchuru, Hakucho, SAS-3, OSO-7, EXOSAT и т.д.), стало очевидно, что некоторые из компактных рентгеновских источников, обнаруженных при первых ракетных запусках, и целый ряд других объектов подобного типа, открытых позже (рентгеновские барстеры, пульсары, транзиенты), действительно являются нейтронными звездами [157]. Однако, обычно эти НЗ не являются одиночными как большинство радиопульсаров. Они сущесвуют в тесных двойных звездных системах, где второй компаньон является обычной звездой. Постоянное или пульсирующее рентгеновское излучение этих источников генерируется за счет аккреции газа с обычной звезды на поверхность НЗ с сильным (рентгеновский пульсар) или слабым (рентгеновский барстер) магнитным полем. Излучение фотосфер этих НЗ подвержено сильному влиянию аккреции. Дополнительный фон создает излучение от горячих областей аккрецирующего потока. Излучение с поверхности НЗ преобладает только при сильных рентгеновских вспышках, образующихся при взрывном термоядерном горении вещества на дне тонкого аккреционного слоя, накопившегося на поверхности НЗ со слабым магнитным полем (рентгеновский барстер). Горение приводит к внезапному увеличению температуры и радиуса фотосферы и поверхность НЗ становится "видна" в рентгеновском диапазоне в течение короткой 10 — 100 с) вспышки [157].

Невидимое протяженное гало вокруг нашей или других галактик из старых, холодных и высокоскоростных НЗ рассматривается как один из возможных источников космических гамма-всплесков. Эти события происходят непредсказуемо во времени и по их положению на небесной сфере. Они были открыты в 1967 г [130], но, несмотря на непрерывные интенсивные исследования при постоянном улучшении техники наблюдений, природа гамма-вспышек до сих пор неизвестна. После открытия в последние годы оптического и рентгеновского послесвечения [71] часть источников гамма-всплесков с большой вероятностью может быть локализована на космологических расстояниях. Однако не исключено, что можно выделить и семей

Рис. 1.1: Схематическое изображение маломассивной рентгеновской двойной 4И 1820-30, в которой НЗ проявлет себя как рентгеновский барстер. Для сравнения масштабов нарисованы край диска Солнца и Земля. На вставке представлены типичные масштабы рентгеновской вспышки. ство близких гамма-всплесков, возникающих в окрестности нашей галактики. Среди галактических объектов только НЗ с их экстремальными поверхностными гравитациями и магнитными полями могут обеспечить громадный выход энергии, необходимый для объяснения гамма-вспышек. В настоящее время эта гипотеза подтверждена только для узкого класса мягких повторяющихся гамма-всплесков (ЭСК) [169]. Координаты повторяющихся вспышек твердо установлены. Все они ассоциируются с остатками вспышек сверхновых. У трех источников найдены регулярные пульсации, типичные для нейтронных звезд в составе рентгеновских пульсаров [136]. Спектры во время всплесков близки к тепловыми с температурой > 108 К [169]. Имеются наблюдательные свидетельства, что источниками повторяющихся гамма-всплесков являются изолированными НЗ с рекордными даже для этих звезд магнитными полями ~ 1015 Гс. Такие НЗ получили название магнитаров, в отличии от обычных НЗ с типичными полями < 1013 Гс.

На Рис. 1.1 -1.2 [73] представлены схематические изображения двух типов рентгеновских двойных, в которых НЗ про-явлет себя как рентгеновский барстер (4и 1820-30) и как рентгенов- Рис. 1.2: Схематическое изображение рентгеновской двойной с массив-ский пульсар ным компаньоном - Сегйаигив Х-3, в которой НЗ проявлет себя как рентге-(Се^аигив Х- НОВСКИЙ пульсар. На вставке представлена кривая блеска этого пульсара.

3). Условная схема магнитосферы одиночной НЗ - радиопульсара показана на Рис. 1.3 [73]. Таким образом, наблюдательные проявления НЗ очень разнообраз

Рис. 1.3: Схематическое изображение магнитосферы радиопульсара с обозначением областей радио и жеского гамма-излучения. иы - от радио- и рентгеновских пульсаров до источников повторяющихся гамма-всплесков [20]. Большинство из этих источников являются нетепловыми. Их спектры аппроксимируются степенным законом и генерируются релятивисткими частицами вне поверхности ИЗ, как это изображено, например, на Рис 1.3.

1.2 Тепловое излучение нейтронных звезд и свойства вещества при экстремальных условиях

Тепловое излучение с поверхности радиопульсаров давно привлекает внимание исследователей, поскольку наблюдение этого излучения может служить уникальным инструментом для экспериментального исследования фундаментальных свойств ве

Рис. 1.4: Современное представление о строение изолированной нейтронной звезды - радиопульсара. Температура неоднородна по поверхности и растет внутрь звезды. В коре (crust) звезды образуется ионный кристалл, нейтронно избыточные ядра атомов теряют сферическую симметрию. В ядре (core) нейтроны образуют сверхтекучую жидкость, а протоны становятся сверхпроводящими щества при экстремальных условиях.

Как уже отмечалось, ядра НЗ состоят из вещества с плотностью в несколько раз выше, чем в атомных ядрах (2.8 ■ 1014 г/см3). В НЗ можно условно выделить атмосферу и 4 внутренних области: внешнюю кору или оболочку, внутреннюю кору, внешнее ядро и внутреннее ядро, которые показаны на Рис. 1.4 [73].

Состав и уравнение состояния (EOS) сверхплотного вещества известны плохо. Они чувствительны к пока неизвестным деталям сильного взаимодействия частиц в плотном веществе. Точная теория отсутствует, но существует много теоретических моделей. Эти модели приводят к широкому разнообразию EOS, от очень мягкого до очень жесткого, и предсказывают совершенно различный состав внутренних слоев НЗ (гипероны или кварки, пионный или каонный конденсаты). Более того, нуклоны или другие барионы могут быть в сверхтекучем состоянии. Сверхтекучесть и образование куперовских пар происходит из-за притяжения нуклонов. Критическая температура возникновения сверхтекучести также сильно зависит от модели сверхплотного вещества. Ее теоретические значения варьируются в пределах 108--1011 К.

Свойства сверхплотного вещества (EOS, состав, сверхтекучесть и т.д.) представляют фундаментальный интерес для физики и астрофизики. Они влияют на структуру и эволюцию НЗ. В частности, они сильно влияют на остывание НЗ [192]. Это дает возможность экспериментального исследования свойств сверхплотного вещества путем сравнения теоретических моделей остывания с наблюдениями, путем измерения поверхностных температур НЗ разного возраста [220].

Тепловое излучение сильно зависит от магнитного поля НЗ. Теория предсказывает сильное изменение структуры атомов [223], сечений фотоионизации и связанно-связанных радиационных переходов [225], непрозрачностей, термодинамических и кинетических свойств вещества в поверхностных слоях НЗ [306]. Энергия связи атома увеличивается на порядок величины и магнитное поле сжимает атом. Например, порог фотоионизации для атома водорода смещается в диапазон мягкого рентгена (0.1 — 0.3 кэВ). Магнитное поле приводит к сильной анизотропии переноса тепла и температурной неоднородности по поверхности НЗ [306]. Величина и геометрия магнитного поля влияют на охлаждение НЗ [256]. Тепловое излучение сильно анизотропно и поляризовано. Его спектр отражает изменение атомной структуры и зависит от величины и направления магнитного поля [256]. Таким образом, наблюдения спектра, кривых блеска и поляризации теплового излучения вращающихся НЗ могут служить уникальным инструментом для исследования вещества в сверхсильных магнитных полях.

Первые указания на тепловую природу излучения с поверхности некоторых радиопульсаров были получены на космических обсерваториях Einstein и EXOSAT [193]. Однако, только после запуска в 1990 г обсерватории ROSAT, оснащенной гораздо более чувствительными рентгеновскими детекторами, эти указания были подтверждены и тепловое излучение было надежно детектировано по крайней мере с десятка НЗ [43]. Более того, временной и спектральный анализ данных с ROS AT привел к обнаружению синусоидальных пульсаций с периодом вращения пульсара. В мягком диапазоне энергии фотонов (< 0.5 кэВ) эти пульсации вероятнее всего объясняются неоднородностью температуры и (или) анизотропией поверхностного излучения в сильном магнитном поле. Наблюдения в более жестком диапазоне (>0.5 кэВ) указывают на существование более горячих полярных шапок на поверхности НЗ (см. Рис. 1.5,1.6 [73]). Шапки могут нагреваться релятивистскими частицами, падающими на поверхность из магнитосферы пульсара [47]. Полагают [38], что горячие полярные шапки являются наиболее вероятными источниками пульсирующего рентгеновского и ультрафиолетового теплового излучения, обнаруженного от объектов другого типа - миллисекундных пульсаров. Это очень старые НЗ, которые давно остыли в течение своей долгой и сложной жизни в двойных системах (больше 109 лет) [196]. Тепловое излучение было также детектировано от нескольких старых изолированных НЗ, которые, возможно, являются умершими пульсарами [299]. Поверхность этих холодных НЗ может нагреваться медленной аккрецией из межзвездной среды [310].

Вскоре после первых наблюдений ROSAT от нескольких пульсаров было обнаружено излучение в ультрафиолетовой области спектра с помощью спутника EUVE [133] и в оптическом диапазоне с помощью космического телескопа HST [215] и наземных телескопов ESO NTT [62], БТА [139]. Кроме пульсаров Vela и Crab, для которых оптическое излучение является нетепловым, оптических пульсаций от остывающих НЗ до недавнего времени зарегистрировано не было. Лишь совсем недавно они были открыты для PSR 0656+14 и Geminga [251, 252], которые являются хорошо известными источниками теплового ренгеновского излучения. Когерентные пульсации с периодом радио пульсара неопровержимо доказывают, что оптическое излучение действительно регистрируется от пульсара, а не от слабого звездообразного объекта, случайно проецирующегося на его положение.

Рис. 1.5: Увеличенное изображение кону- Рис. 1.6: Полярная шапка на поверхности сообразнай зоны открытых силовых линий радиопульсара магнитного поля радиопульсара и зоны радиоизлучения .

Некоторые из радиопульсаров также видны в жестком рентгеновском и гамма диапазонах с помощью обсерваторий ASCA, COMPTON и GRANAT. Но, наблюдаемый спектр, как правило, степенной. Излучение с таким спектрм может генерироваться только нетепловыми частицами, например, ускоренными в магнитосфере пульсара. Спектры, похожие на тепловые, наблюдаются от источников мягких повторяющихся гамма-всплесков, которые связывают, как уже отмечалось, с изолированными НЗ с сверх-сильными магнитными полями, ~ 1014 — 1016 Гс. Однако, типичная температура (10 - 30 кэВ), измеренная во время повторяющихся вспышек [169], много больше, чем для обычных остывающих НЗ. Природа этих вспышек пока неясна.

Наблюдения и теория радиопульсаров показывают, что радиоизлучение является также нетепловым. Оно генерируется в магнитосфере (Рис. 1.5 [73]), как правило, на расстояниях больше радиуса НЗ [26]. Таким образом, радионаблюдения, несмотря на огромное количество данных (в настящее время обнаружено более тысячи радиопульсаров [159]), не несут прямой информации о поверхности и внутреннем строении НЗ. Исключение составляет небольшое число радиопульсаров в двойных системах, где масса НЗ определяется либо из высокоточных радионаблюдений [272], или из оптических наблюдений компаньона [129]. Масса и радиус НЗ чувствительны к EOS вещества в ее недрах и эти измерения дают ограничения на модели сверхплотного вещества. Обычно радионаблюдения дают широкий набор астрономических данных (положение, скорость, расстояние, межзвездное поглощение, ориентации вращательной и магнитной осей НЗ, магнитный дипольный момент, возраст и т.д.), которые очень важны при интерпретации теплового излучения [314].

Массы нейтронных звезд могут также определяться из оптических наблюдений их компаньонов и определения орбитальных параметров рентгеновских двойных путем сопоставления оптических и рентгеновских данных. Спектры, наблюдаемые от рентгеновских барстеров в течение вспышек первого типа, указывают, что источником излучения является фотосфера НЗ. Это позволяет оценивать радиусы НЗ [123, 149, 291]. Однако, радиус фотосферы может увеличиться до десятков и даже сотен километров во время максимума мощной вспышки и возвращаться к исходной величине после ее затухания. В конце вспышки излучение фотосферы тонет в фоновом излучении аккреционного потока. Проблема заключается в том, как изменяющийся радиус фотосферы соотносится с радиусом стационарной НЗ. Это проблема будет нами подробно рассмотрена в главе 2. Вместе с тем здесь остается немало задач, которые еще должны быть разрешены. Например, мощная вспышка может сопровождаться ветром с поверхности НЗ из-за давления излучения [304, 191]; постоянное излучение с поверхности звезды между вспышками подвержено сильному влиянию аккреции; структура области излучения неясна; задача усложняется низкочастотными (порядка 10 Гц [284]) и высокочастотными (кГц [285]) квазипериодическими осцилляциями рентгеновского излучения, обнаруженными как во время вспышек, так и в постоянном излучении рентгеновских двойных. В какой мере эти пульсации затрагивают поверхность НЗ по не ясно.

Наблюдения электронной циклотронной линии в спектрах рентгеновских пульсаров дают инструмент для прямого измерения магнитного поля НЗ [277]. Однако, вещество полностью ионизовано в горячих (Т ~ 108 К) излучающих областях рентгеновских пульсаров. Поэтому эти наблюдения не позволяют исследовать структуру атомов в сильном магнитном поле. Рентгеновское и оптическое излучение от рентгеновских пульсаров может быть также использовано для определения массы-радиуса НЗ [60]. Однако, теория сложных излучающих областей этих объектов еще не закончена.

Среди пречисленных методов исследования вещества при экстремальных условиях НЗ, наблюдения и интерпретация теплового излучения с поверхности изолированных НЗ обладает рядом преимуществ. Во первых, это излучение образуется непосредственно на поверхности звезды и, следовательно, несет наиболее богатую информацию об этих условиях. Во вторых, в случае изолированных НЗ отсутсвуют сильные возмущающие факторы, такие как, как взрывное термоядерное горение, аккреция, квази-периодические осцилляции и т.д., которые затрудняют выделение составляющей излучения с поверхности НЗ в полном принимаемом потоке излучения от рентгеновских двойных. В третьих, последниие открытия обсерваторий ROSAT и ASCA теплового излучения с поверхности изолированных НЗ обеспечивают надежную начальную наблюдательную базу для исследований, которая постоянно пополняется. Существенным минусом является малость спектральных потоков излучения из-за малых размеров излучающей поверхности НЗ. Необходимо дальнешее улучшение чувствительности, спектрального и углового разрешения детекторов чтобы повысить качество данных. Это позволит получать новые более жесткие ограничения на свойства вещества при экстремальных физических условиях. Такие данные вскоре появятся после запуска рентгеновских телескопов нового поколения (AXAF, ХММ, ASTRO-E, Spectrum-X-Gamma). Для их интерпретации необходимо иметь надежные теоретические модели.

1.3 Атмосферы нейтронных звезд - история и современный статус

Атмосферой называется относительно тонкий поверхностный слой, в котором выходящий из звезды поток тепловой энергии трансформируется в наблюдаемое излучение.

Хорошо известно, что тепловое излучение с обычных звезд позволяет получать детальную информацию о свойствах звезд (эффективную температуру, химический состав, поверхностная гравитация, спектральный тип, магнитное поле, масса, радиус, возраст и т.д.). Эта информация обычно получается путем сравнения наблюдаемого спектрального потока и кривых блеска с теоретическими, получаемыми при моделировании звездных атмосфер, и далее с моделями звездной эволюции. Однако, этот метод до сих пор не применялся в полной мере к исследованию НЗ по двум причинам.

Во-первых, максимум потока излучения с поверхности охлаждающихся НЗ умеренного возраста (< 106 лет), которые достаточно горячи (105 — 106 К), чтобы быть наблюдаемыми, лежит в мягком рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазонах (0.01 — 1 кэВ). Из-за малой чувствительности и спектрального разрешения рентгеновских детекторов до запуска обсерватории ROSAT спектральные наблюдения теплового излучения с поверхности НЗ были проблематичными.

Во-вторых, хорошо развитые стандартные модели атмосфер обычных звезд не могут быть напрямую приложены к НЗ, поскольку условия в атмосферах НЗ существенно отличаются от обычных. Требовались специальные усилия для расчета непрозрачностей, EOS и создания надежных программ для численного расчета переноса излучения в атмосферах НЗ. ;

В отсутствии надежных атмосферных моделей до последнего времени для интерпретации существующих спектральных данных и оценки температур остывающих НЗ применялся простейший чернотельный спектр. Тот же самый метод обычно использовался и для рентгеновских барстеров, хотя наблюдательные данные для этих, более ярких объектов, гораздо богаче и лучшего качества [158].

Однако, нейтронные звезды, как и обычные звезды, не могут быть идеальными чернотельными излучателями. Свойства излучения НЗ должны определяться путем решения задачи переноса излучения в их атмосферах. Спектры выходящего излучения могут сильно отличаться от планковского спектра; они могут зависеть от распределения температуры, химического состава, магнитного поля, интенсивности теплового потока и гравитации в поверхностных слоях звезды [214].

Имеются, по крайней мере, два фактора, по которым атмосферы НЗ существенно отличны от обычных атмосфер: колоссальные гравитация и магнитное поле. Гравитация приводит к сильной неидеальности атмосферной плазмы, которая влияет на EOS и непрозрачность. Из-за сильной гравитации атмосферы НЗ являются необычайно тонкими. Высота однородной атмосферы варьируется в зависимости от температуры от 0.1 до 100 см, против 108 см для обычных звезд. Влияние сверхсильного магнитного поля на непрозрачность, EOS и строение атмосферы может быть еще большим. В частности, магнитное поле делает атмосферу НЗ сильно анизотропной.

Термин атмосфера по отношению к нейтронным звездам был впервые употреблен Зельдовичем и Шакурой в 1969 г. [322]. Они использовали простейшую модель изотермичной атмосферы для первых расчетов спектров аккрецирующих НЗ в рентгеновских двойных. Пятнадцатью годами позже Лондон, Таам и Ховард [161] построили первые реалистические атмосферные модели для горячих (107 К) немагнитных НЗ, чтобы описать спектры во время вспышек рентгеновских барстеров. В этих горячих атмосферах плазма полностью ионизована. Было показано, что при их моделировании важен учет комптонизации и силы радиационного давления. Авторы показали, что атмосферные спектры существенно отличаются от чернотельных при той же эффективной температуре. В дальнейшем был проведен расчет набора атмосферных моделей [162, 11, 77], а также анализ режима, наиболее важного для интерпретации наблюдений вспышек со светимостями, близкими к эдцингто-новской [33, 3, 208]. Вблизи эддингтоновского предела высокоэнергетичные хвосты атмосферных спектров могут быть с высокой точностью аппроксимированы дилю-тированным виновским спектром с температурой в полтора-два раза больше, чем эффективная температура. Был предложен метод [126] для измерения массы и радиуса НЗ, основанный на подгонке спектров сильных вспышек атмосферными моделями. Этот метод будет подробно изложен в главе 2 настоящей работы. Угловое распределение излучения для атмосфер барстеров было впервые рассчитано в работе [164]. Оно необходимо для получения потока с видимой поверхности НЗ, если распределение поверхностной температуры неоднородно и/или излучающая область частично затемнена аккрецирующим потоком.

Типичная продолжительность рентгеновской вспышки (несколько десятков секунд) много больше, чем время диффузии фотонов через атмосферу ( < Ю-5 сек).

Слои, где происходит термоядерное горение, лежат в глубоких податмосферных слоях с характерной поверхностной плотностью порядка > 106 г/см2) [122]. В соответствии с этим во всех цитируемых работах атмосферы рентгеновских барстеров рассматривались как классические модели звездных атмосфер: в приближении квазигидростатического и локального термодинамического равновесия. Динамические эффекты - такие как аккреция [22], возникновение ветра из-за силы давления излучения [191, 304] - не учитывались. Были лишь попытки построить упрощенные модели, учитывающие быстрое расширение на начальном этапе вспышки [149, 275], когда приближение плоско-параллельности и гидростатичности может нарушаться. Хотя комбинация гидростатической и упрощенной динамической моделей качественно описывает основные свойства рентгеновских барстеров, много работы еще предстоит сделать для создания самосогласованных моделей, которые будут самосогласованно учитывать взаимное влияние силы давления излучения, аккреции', термоядерного горения и динамической структуры расширяющейся и сжимающейся оболочки НЗ. Это необходимо, в частности, для корректного объяснения таких существенно динамических явлений, как квази-периодические осцилляции, наблюдаемые в постоянном излучении и во время вспышек рентгеновских барстерах [285, 150, 151].

Построение самосогласованных атмосферных моделей рентгеновских пульсаров (если сложные области излучения этих объектов вообще можно назвать атмосферами) представляет гораздо более сложную задачу. Рентгеновское излучение рентгеновских пульсаров возникает в результате аккреции вещества на магнитные полюса НЗ. Существующие модели могут быть разделены на два типа.

Первый тип проще и идеологически ближе к атмосферной философии. Эти модели могут описывать рентгеновские пульсары со слабой светимостью и низкими темпами аккреции. Их излучающие области не сильно подвержены действию давления излучения и падающая плазма в основном теряет свою энергию посредством мало-угловых кулоновских столкновений в более плотных податмосферных слоях. Потери энергии сопровождаются нагревом этих слоев вблизи магнитных полярных шапок до температур, определяемых скоростью аккреции [181]. На этой основе были созданы упрощенные модели атмосфер горячих полярных шапок в предположении о локальном тепловом и гидростатическом равновесии [14] с учетом комптонизации и анизотропии переноса излучения в горячей сильно замагниченной плазме [59, 60]. Эти модели были использованы для интерпретации рентгеновского излучения от двух пульсаров с низкой светимостью [60]. Для объяснения наблюдений были использованы дополнительные предположения о геометрии полярных шапок, о неоднородности их нагрева и магнитного поля и т.д. В моделях этого типа остаеься много вопросов, которые должны быть разрешены самосогласованными методами. В частности, не ясна форма полярных шапок (круг, кольцо или полумесяц); как она зависит от темпа аккреции и от величины и геометрии магнитного поля; какова роль теплопереноса в формировании структуры полярной шапки; какова эффективность аккреционного нагрева; как падающая плазма влияет на спектральный поток излучения и на магнитное поле НЗ и т.д.

Альтернативные модели рассматривают области излучения, где доминирует давление излучения. Эти модели должны соответствовать условиям в рентгеновских пульсарах с высокими темпами аккреции и светимостями [36, 75, 61]. Как полагают, в этом случае над магнитным полюсом вместо пятна формируется колонка из аккрецирущего излучающего вещества с ударной волной на ее вершине. Чтобы построить такие модели, необходимо решать трехмерную задачу радиационной магнитной гидродинамики в сильном магнитном поле. Окончательное решение до сих пор не получено из-за очевидных вычислительных трудностей. Последние двумерные радиационно-гидродинамические расчеты аккреции на магнитную НЗ были проведены Клейном и др. [131] без учета магнитного поля в переносе излучения. Авторы предсказали очень короткие, со временем 0.1-1 мс, осцилляции светимости рентгеновских пульсаров, связанных с образованием пузырьковых радиационно-доминируемых неустойчивостей. Имеются наблюдательные указания о существовании таких неустойчивостей у двух пульсаров с высокими светимостями [132].

Модели атмосфер были построены также для очень старых изолированных НЗ ("умерших" радио пульсаров), медленно аккрецирующих вещество при прохождении плотных областей межзвездного среды [308]. По структуре излучающей области эти объекты должны быть близки к рентгеновским пульсарам с малой светимостью, описанными выше. Аккрекция из межзвездной среды возможна, если НЗ обладает слабым магнитным полем и /или медленным вращением и малой собственной скоростью движения [196]. Аккрекция может нагревать подфотосферные слои. По этой причине, данные объекты могут быть видны в мягком рентгене и жестком УФ [308, 311]. Они могут также давать вклад в диффузный фон рентгеновского излучения нашей галактики [309, 311, 299].

Имеются попытки построить модели атмосфер НЗ-магнитаров [281, 179, 180, 48]. Как уже отмечалось, магнитарыД скорее всего являются источниками повто- is ряющихся мягких гамма-всплесков. Присутствие сильного магнитного поля было впервые обосновано Починским в 1992 г [199] для объяснения кажущейся сверх-эддингтоновской светимости этих удивительных объектов. Магнитное поле существенно уменьшает непрозрачности, ослабляет радиационную силу, что увеличивает критическую светимость по сравнению с немагнитным случаем. Таким образом, наблюдаемая светимость 1042 эрг/сек), хотя и много больше эддингтоновской светимости без магнитного поля, остается ниже критической с учетом сверхсильного поля. Согласно одним моделям, поляризация электрон-позитронного вакуума сильным магнитным полем может приводить к образованию линий поглощения в спектрах этих объектов [180]. Другие модели [48] показывают, что эта особенность ttf t сглаживается из-за градиента плотности в атмосфере. Вместо этого предсказыватся

2-4« (5"< У х образование глубоких ионно-циклотронной линии поглощения, которые могут быть наблюдаемы в рентгене при умеренном спектральном разрешении и позволяет напрямую измерить магнитное поле НЗ - магнитара [48]. Такие модели будут кратко рассмотрены в главе 5.

Первые сомосогласованные модели атмосфер изолированных остывающих НЗ со слабым магнитным полем (В < 108 — Ю10 Гс) были рассчитаны Романи в 1987 г [235]. В этих достаточно холодных атмосферах плазма частично ионизована и, в отличии от рентгеновских двойных, радиациионная сила и комптонизация несущественны. Сильное магнито-дипольное излучения радиопульсара и (или) высокая скорость НЗ препятствуют аккреции из межзвездной среды. Романи использовал в своих моделях старую библиотеку непрозрачностей, созданную в Лос-Аламосе. Он построил всего несколько моделей для ограниченного набора эффективных температур и химического состава. Его расчеты показали, что атмосферный спектр действительно отличается от чернотельного, особенно, для атмосфер, состоящих из легких элементов (Н, Не). Спектры атмосфер, состоящих из тяжелых элементов, в целом ближе к чернотельному спектру, однако, в районе фотоионизационных скачков и спектральных линий тяжелых ионов, отличие от чернотельного потока может быть существенным. Такие модели атмосфер применимы к миллисекундным пульсарам, а также к остывающим НЗ со слабыми магнитными полями, не проявляющими себя как радио пульсары ("радиомолчащим" НЗ в остатках сверхновых). Атмосферы НЗ со слабым магнитным полем будут подробно исследованы нами в главах 3-4.

Последующие усилия были направлены на создание моделей атмосфер остывающих НЗ с типичными магнитными полями В ~ 1011 —1013 Гс. Такие поля кардинальным образом изменяют непрозрачность атмосферы [14, 124, 178, 210, 211, 214]. До сих пор рассматривались только атмосферы, состоящие из чистого водорода. Это связано с отсутствием надежных расчетов непрозрачности частично ионизованной плазмы тяжелых элементов в сильном магнитном поле. Сильное магнитное поле не только существенно изменяет спектр, но и делает тепловое излучение сильно анизотропным и поляризованным. Модели атмосфер НЗ с сильным магнитным полем будут нами детально рассмотрены в главе 5.

В последние годы атмосферные модели охлаждающихся НЗ со слабым магнитным полем были существенно улучшены за счет включения новых микроскопических данных по непрозрачности и уравнению состояния, полученным в рамках проекта OPAL [238, 239] (Ливерморская лаборатория) и ОР [116] (Международный проект). Отметим, что группа OPAL специально провела расчеты непрозрачности для условий атмосфер НЗ. Эти данные использовались независимо двумя группами, в Стэнфордском университете [231] и ФТИ им. А.Ф.Иоффе [317]. При этом эти группы использовали различные методы моделирования атмосфер. Для спектральных потоков результаты обеих групп в целом сходятся, хотя в ФТИ применялся более современный метод моделирования, тогда как Стенфордская группа использовала при решении уравнения переноса диффузионный приближение. Наш метод подробно изложен в данной работе [317]. Он позволяет получать угловое распределение выходящего из атмосферы излучения. В этом его главное преимущество (детальнее см. главы 3-4). Интенсивности излучения даже незамагниченной атмоферы оказываются анизотропными (классический для атмосфер эффект потемнения звезного диска к краю) с анизотропией, зависящей от энергии фотонов, от химсостава и эффективной температуры атмосферы. Это явление необходимо учитывать для корректного расчета спектральных потоков и кривых блеска НЗ с неоднородным распределением температуры по поверхности. Конвективный и электронный теплопереносы, которые могут быть важны в глубоких слоях атмосфер холодных НЗ, также были включены в моделирование (глава 4). Таким образом, построение атмосфер НЗ со слабыми магнитными полями приближается к финальной стадии. Эти модели могут быть использованы для интерпретации теплового излучения миллисекундных пульсаров, радиомолчащих изолированных НЗ и(или) в комбинации с магнитными моделями для интерпретации излучения НЗ с очень неоднородными поверхностными магнитными полями, например, напоминющими картину магнитных пятен на Солнце [203, 216] (см. главу 6).

Существующие модели магнитных атмосфер НЗ являются достаточно надежными только при температурах, > 10е К, когда плазма полностью ионизована [218] (подробнее см. главу 5). Для меньших температур эти модели являются приближенными из-за неучета эффектов движения атомов поперек магнитного поля, существенно влияющих на непрозрачности и ионизационное равновесие [210, 223, 226, 49]. Расчет таких непрозрачностей производится в настоящее время [226, 228].

1.4 Интерпретация наблюдений с использованием моделей атмосфер

Атмосферные спектры существенно отличаются от черноте л ьного. Поэтому параметры НЗ, полученные из подгонки наблюдаемых спектров НЗ с использованием планковского спектра (например, [174, 40, 39]), могут измениться. Действительно, применение моделей атмосфер, состоящих из легких элементов, приводит к приблизительно в два раза меньшей температуре поверхности НЗ (см. главы 2 и 6). Это кардинально изменяет выводы о тепловой эволюции и структуре НЗ. Уменьшение температуры, например, может указывать на более быстрое остывание НЗ из-за присутствия в их ядрах экзотического вещества (каоны, кварки и т.д.) или из-за включения нейтринных потерь при прямом урка-процессе. Более высокие температуры, получаемые с использованием спектров черного тела или железных атмосфер, обычно лучше согласуются со стандартными моделями остывания.

Химсостав поверхности НЗ зараннее неизвестен. Согласно расчетам взрывов сверхновых, поверхность НЗ должна быть покрыта железом. Однако, легкие элементы могут попадать на поверхность НЗ из-за обратного падения вещества оболочки сверхновой или аккреции из окружающей межзвездной среды. Из-за сильной гравитации происходит быстрая стратификация вещества на поверхности НЗ [21]. Легкие элементы стремятся вверх, и поверхность может быть покрыта чистым водородом или гелием. Спектральные линии и фотоионизационные скачки, предсказываемые моделями атмосфер с различным химсоставом, до сих пор ненаблюдаемы, т.к. спектральное разрешение детекторов (ROSAT) не превышало 40% при 1 кэВ. Однако, даже умеренное разрешение современных CCD рентгеновских детекторов (3-30 %) вполне достаточно, чтобы разрешить главные спектральные особенности, проявляющиеся, например, в спектре железной немагнитной атмосферы. Поэтому наблюдения мягкого рентгеновского излучения изолированных НЗ с помощью обсерваторий нового поколения и использование моделей атмосфер при интерпретации этих наблюдений может позволить непосредственно определить химсостав поверхности НЗ. В том случае, когда линии и скачки не наблюдаются или не разрешаются, модели с разным химсоставом могут одинаково хорошо объяснять данные в узком спектральном диапазоне (например в рентгеновском). Чтобы избежать неопределенности, необходимы многоволновые наблюдения - от оптики до рентгена. Такие наблюдения были бы также полезны для уточнения значения поверхностной температуры НЗ (см. главу 6).

Заметим, что химсостав поверхности влияет также и на остывание НЗ. Внешние оболочки НЗ, состоящие из легких элементов, обладают худшими теплоизолирующими свойствами, чем железные и увеличивают температуру поверхности НЗ на нейтринной стадии остывания [63]. Это необходимо учитывать при согласованной интерпретации спектров и тепловой эволюции НЗ [255] (глава 6).

Дополнительная информация может быть получена из временного анализа наблюдений. Атмосферные модели предсказывают различные особенности формы кривых блеска теплового излучения в зависимости от температуры, магнитного поля и химсостава. Кривые блеска, в частности, значение пульсирующей фракции, очень чувствительны к эффектам гравитационного искривления траекторий фотонов вблизи поверхности НЗ. Это позволяет оценивать соотношение массы и радиуса НЗ (глава 6).

Модели магнитных атмосфер предсказывают образование ионной циклотронной линии поглощения в тепловом излучениии радио пульсаров, которая может наблюдаться в оптическом - жестком УФ диапазонах. Это дает инструмент для прямого измерения магнитного поля пульсаров. Атомные линии и фотоионизационные скачки в спектрах атмосфер с неполной ионизацией позволяют исследовать структуру атомов и вещества в сильном магнитном поле НЗ и дают дополнительную возможность измерять его величину. Измерение поляризации дает возможность изучать распределение магнитного поля по поверхности, которое, в свою очередь, влияет на распределение температуры и на остывание НЗ [256].

Число объектов, для объяснения наблюдений которых могут быть приложены модели атмосфер НЗ постоянно расширяется. В последнем параграфе главы б приведен наиболее полный на начало 1999 г. список изолированных НЗ - источников теплового излучения, - который дополнен кратким перечнем тепловых источников - кандидатов в изолированные НЗ, требующих дополнительных наблюдений для получения более детальных данных.

В данной работе изложены результаты теоретического анализа и расчета непрозрачности атмосфер НЗ. Непрозрачности использованы для построения и исследования самосогласованных моделей атмосфер НЗ разных типов - горячих, холодных, со слабым, сильным и сверхсильным магнитным полем. При помощи построеных моделей атмосфер с учетом эффектов ОТО вычислены спектры и кривые блеска теплового излучения НЗ, принимаемого удаленным наблюдателем. Исследована их зависимость от параметров НЗ и результаты применены к интерпретации теплового излучения конкретных объектов - рентгеновских барстеров и остывающих изолированных НЗ. Работы, включенные в диссертацию, выполнены автором в последние десять - двадцать лет. Материал расположен в хронологическом порядке - от ранних работ к более поздним.

Конечные результаты - модели атмосфер НЗ - широко используются при интерпретации наблюдений. Рассчитанные модели систематизированы и представлены в электронной базе данных " Модели атмосфер нейтронных звезд" с удобным пользовательским интерфейсом и открытым доступом через Интернет: http:// Stella, ioffe. rssi. ru/Stars.

Некоторые из представленных здесь результатов, особенно в главе 2, имеют в настоящее время чисто методическое значение и использовались в свое время в качестве необходимого шага на пути к построению более реалистических моделей. Из-за недостатка места некоторые работы изложены или упомянуты в сокращенном виде, например, о поляризации и коэффициентах поглощения нормальных волн в сильно замагниченной плазме и др.

Основные выводы и полный список работ по диссертации, представлены в Заключении .

2 Излучение и фотосферы рентгеновских барстеров

2.1 Введение

Данная глава посвящена моделированию фотосфер рентгеновских барстеров и построена следующим образом. Вначале представлены общие уравнения фотосферы рентгеновского барстера, применимые в условиях вспышек 1-го типа (§ 2.1). Далее рассмотрены различные упрощенные варианты общей модели, позволяющие выделить и исследовать основные особенности фотосферы. В § 2.2 рассмотрена упрощенная модель изотермической фотосферы. Учтено влияние томсоновского рассеяния и эффектов ОТО на излучение фотосферы барстера и изложена методика применения упрощенной модели к интерпретации наблюдений барстеров. Результаты интерпретации наблюдений орбитальной обсерваторий АСТРОН двух барстеров во время вспышек 1-го типа с использованием этой методики представлены в § 2.3. Показаны преимущества фотосферной интерпретации по сравнению с стандартно используемой моделью излучения черного тела. Обнаружен эффект расширения внешней оболочки нейтронной звезды во время мощных вспышек 1-го типа и получены ограничения на параметры НЗ, входящих в состав рассмотренных рентгеновских барстеров. Следующий § 2.4 посвящен детальному анализу влияния важного в условиях барстеров эффекта комптонизации излучения. Рассмотрен перенос и комптониза-ция излучения в однородной полубесконечной среде и в плазменном слое конечной толщины, подсвечиваемым излучением, падающим извне. В последнем § 2.5 представлены результаты численного моделирования самосогласованной модели фотосферы барстера и простые аппроксимационные формулы, удобные для интерпретации спектров излучения барстеров во время мощных вспышек со светимостями вблизи эддингтоновского предела. Описана методика применения этих формул при интерпретации наблюдаемых спектров барстеров и определения параметров нейтронных звезд с учетом эффектов ОТО. В заключение (§ 2.5) кратко резюмирован современный статус и перечислены различные аспекты дальнейшего развития моделей фотосфер барстеров и их применения для интепретации наблюдений и получения надежной информации о параметрах НЗ в маломассивных двойных звездных системах.

7.1 Основные результаты, полученные в диссертации.

1. Выполнен расчет и произведено исследование непрозрачности атмосфер НЗ со слабым (В < 109 Гс), сильным (В > 10й Гс) и сверхсильным (В > 1014 Гс) магнитным полем с учетом эффектов неидеальности плазмы. В том числе разработана оригинальная модель непрозрачности водородно-гелиевой атмосферы со слабым магнитным полем, результаты которой хорошо согласуются с непрозрачностью плотной плазмы, взятой из библиотеки OPAL. Изучена зависимость непрозрачности атмосферы НЗ с сильным и сверхсильным магнитным полем от энергии, направления распространения и поляризации фотонов.

2. Построены самосогласованные модели атмосфер НЗ в широком?'диапазоне эффективных температур поверхности, ускорений силы тяжести, магнитных полей и для различного химического состава атмосферной плазмы. Модели можно использовать для интерпретации теплового излучения обычных радио пульсаров, милисекундных пульсаров, изолированных НЗ, транзиентов, рентгеновских бар-стеров и магнитаров. Параметры излучения, выходящего из атмосфер, значительно отличаются от параметров чернотельного излучения с той же эффективной температурой.

3. Создана электронная база данных "Модели атмосфер нейтронных звезд" с удобным пользовательским интерфейсом и открытым доступом через Интернет. База данных широко используется астрофизиками ведущих научных центров для интерпретации наблюдений теплового излучения НЗ, а также специалистами смежных областей, например, по физике сильно неидеальной плазмы.

4. Проделаны расчеты спектров и кривых блеска теплового излучения остывающей НЗ с учетом эффектов общей теории относительности, влияющих на распространив излучения вблизи НЗ. Расчеты учитывают неоднородность температуры поверхности НЗ с сильным магнитным полем, а также нагрев полярных шапок радио пульсара релятивисткими частицами из магнитосферы. Расчеты дают качественное объясненение основных свойств наблюдаемого теплового рентгеновского излучения пульсаров РБИ 0656+14, РБИ 1055-52, РБИ 1929+10, Геминга, Вела, 10437-472.

5. Выполнены самосогласованные расчеты временной эволюции спектра излучения и температуры поверхности изолированной НЗ в процессе ее остывания. Рассмотрены модели НЗ с сильным и слабым магнитным полем и различным химическим составом поверхностных слоев. В частности, эволюция спектра НЗ со слабым магнитным полем и внешней оболочкой, состоящей из водорода или гелия, значительно отличается от эволюции спектра НЗ с оболочкой из железа. При этом эволюция спектров в оптическом и рентгеновском диапазонах заметно различна, что открывает дополнительные возможности для получения информации о химическом составе поверхности НЗ из наблюдений в широком диапазоне длин волн.

6. Модели атмосфер горячих НЗ со слабым магнитным полем использованы для интерпретации наблюдений вспышек двух рентгеновских барстеров. Результаты показали, что во время мощных вспышек фотосфера барстера сильно раздувается. Установлены ограничения на массы и радиусы НЗ, расстояния до НЗ, и химический состав атмосфер. Результаты согласуются с результатами численного моделирования вспышек барстеров и подтверждены более поздними исследованиями других авторов.

7. Разработанные модели атмосфер изолированных НЗ использованы для интерпретации наблюдений теплового излучения пульсаров Вела и Геминга. Наблюдаемая зависимость пульсаций рентгеновского излучения Геминги от энергии фотонов указывает на сильную неоднородность магнитного поля на поверхности Геминги, возможно, как следствие тектонической активности на поверхности этой звезды. Интерпретация наблюдений Велы с помощью моделей водородных атмосфер дает значения расстояния до Велы и лучевой концентрации поглощающего вещества до нее, которые хорошо согласуются с данными независимых наблюдений в других длинах волн.

8. Выполнено сравнение температур поверхности ряда изолированных НЗ, полученных путем интерпретации наблюдений с помощью моделей атмосфер, со значениями температур поверхности, даваемыми теорией остывания НЗ со сверхтекучими ядрами. Все температуры поверхности разных НЗ, определенные с помощью атмосферных моделей, можно объяснить стандартным или ускоренным остыванием НЗ с умеренно жестким уравнением состояния вещества и вполне определенными критическими температурами сверхтекучести нейтронов и протонов в ядрах НЗ (разными для стандартного и ускоренного остывания). Это открывает принципиальную возможность накладывать жесткие ограничения на такие фундаментальные свойства вещества сверхъядерной плотности в ядрах НЗ, как критические температуры нуклонов.

7.2 Публикации по теме диссертации Литература

1] Г.Г. Павлов, Ю.А. Шибанов. Тепловое излучение оптически толстой плазмы с сильным магнитным полем, Астрон. Ж., т. 55 (1978), стр. 373-389

2] Г.Г. Павлов, Ю.А. Шибанов. Влияние поляризации вакуума магнитным полем на распространение электромагнитных волн в плазме, ЖЭТФ, т. 76 (1979), стр. 1457-1473

3] G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, D.G. Yakovlev. Quantum effects in cyclotron plasma absorption, Astrophys. Space Sci., v. 73 (1980), p. 33-62

4] A.D. Kaminker, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov. Radiation from a strongly magnetized plasma: The case of prédominant scattering, Astrophys. Space Sci., v. 86 (1982), p. 249-297

5] A.D. Kaminker, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov. Spectra of radiation from a strongly magnetized plasma, Astrophys. Space Sci, v. 91 (1983), p. 167-214

6] Г.Г. Павлов, Ю.А. Шибанов. Излучательная способность оптически толстой плазмы в сильном магнитном поле и светимость аккрецирующих нейтронных звезд, Астрон. Ж., т. 62 (1985), стр. 43-53

7] G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, N.A. Silant'ev, W. Nagel. The anisotropic radiative transfer problem in optically thick, strongly magnetized plasma: a comparison of results, Astrophys. J., v. 291 (1986), p. 170-177

8] Э.Н. Колесникова, Г.Г. Павлов, Ю.А. Шибанов. Направленность и спектр излучения равномерно нагретой по поверхности нейтронной звезды с сильным магнитным полем, Астрофизика, т. 25 (1986), стр. 207-215

9] А.Д. Каминкер, Г.Г. Павлов, Ю.А. Шибанов. Влияние томсоновского рассеяния на спектры рентгеновских барстеров, Астрон. Ж., т. 65 (1988), стр. 753-763

10] A.D. Kaminker, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, V.G. Kurt, A.S. Smirnov, V.M. Shamolin, I.F. Kopaeva, E.K. Sheffer. Spectral evolution of a burst from MXB 1728-34 and constraints on burster parameters, Astron. Astrophys., v. 220 (1989), p. 117-127

11] P. Meszaros, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov. The effect of stimulated scattering in compact sources, Astrophys. J., v. 337 (1989), p. 426-431

12] G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, P. Meszaros. Comptonization in strongly magnetized and nonmagnetized plasmas, Physics Rep., v. 182 (1989), 187-210

13] B.E. Завлин, Ю.А. Шибанов. Комптонизация рентгеновского излучения в плазме аккрецирующих нейтронных звезд, Астрон. Ж., т. 66 (1989), стр. 983-995

14] A.D. Kaminker, G.G. Pavlov, Yu.A Shibanov, V.G. Kurt, E.Yu. Shafer, A.S. Smirnov, V.M. Shamolin, I.F. Kopaeva, E.K. Sheffer. ASTRON observations of the rapid burster MXB 1730-335 and constraints on burster parameters from spectra of trailing bursts, Astrophys. Space Sci, v. 173 (1990), p. 171-189

15] В.Е. Завлин, Ю.А. Шибанов. Модели фотосфер рентгеновских барстеров вблизи эдцингтоновского предела, Астрон. Ж., т. 68 (1991), стр. 999-1008

16] G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin. Spectra of X-ray bursts at near-Eddington luminosities, MNRAS, v. 253 (1991), p. 193-197

17] Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin, G.G. Pavlov, J. Ventura. Model atmospheres of magnetic neutron stars: I. The fully ionized case, Astron. Astrophys., v. 266 (1992), p. 313-320

18] V.E. Zavlin, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov. Effects of microfield distributions and ionization lowering potential on ionization equilibrium, opacity and spectra of radiation from cooling neutron stars. In: H. Van Horn, S. Ichimaru (eds), "Strongly Coupled Plasma Physics", Rochester University Press, Rochester (1992) p. 101-104

19] Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin, G.G. Pavlov, J. Ventura, A.Y. Potekhin. Atmosphere models of magnetic neutron stars. In: K.A. Van Riper, R. Epstein and С. Ho (eds), "Isolated Pulsars", Cambridge University Press, Cambridge (1993), p. 174-181

20] J. Ventura, Yu.A. Shibanov, G.G. Pavlov, V.E. Zavlin. Modelling anisotropic thermal emission from pulsars. In: K.A. Van Riper, R. Epstein and С. Ho- (eds), "Isolated Pulsars", Cambridge University Press, Cambridge (1993), p. 168-173

21] G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, J. Ventura, V.E. Zavlin. Model atmospheres and radiation of magnetic neutron stars: anisotropic thermal emission, Astron. Astrophys., v. 289 (1994), p. 837-845

22] V.E. Zavlin, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov. Photsphere models of neutron stars, Astron. Astrophys. Trans., v. 4 (1994), p. 307-312

23] Yu.A. Shibanov, G.G. Pavlov, V.E. Zavlin, J. Ventura. Model atmospheres of neutron stars. In: M.A. Alpar, U. Kiziloglu and J. van Paradijs (eds), "The Lives of the Neutron Stars", Kluwer, Dordrecht (1995), p. 91-95

24] G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin, R.D. Meyer. Neutron star atmospheres. In: M.A. Alpar, U. Kiziloglu and J. van Paradijs (eds), "The Lives of the Neutron Stars", Kluwer, Dordrecht (1995), p. 71-90

25] D. Page, Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin. Geminga's soft X-ray emission and the structure of its surface, Astrophys. J., v. 451 (1995), p. L21-L24

26] Yu.A. Shibanov, G.G. Pavlov, V.E. Zavlin, L. Qin, S. Tsuruta. Anisotropic cooling and atmospheric radiation of neutron stars with strong magnetic field. In: H. Böhringer, J. Trümper, G. Morfill (eds), " 17th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmologf, Ann. New York Acad. Sei., v. 759 (1995), p. 291-294

27] B.E. Завлин, Ю.А. Шибанов, Г.Г. Павлов. Влияние гравитационного поля нейтронной звезды на излучение горячих пятен на поверхности радиопульсаров, Письма Астрон. Ж., т. 21 (1995), стр. 168-178

28] Ю.А. Шибанов, В.Е. Завлин. Расчет фотосфер магнитных нейтронных звезд, Письма Астрон. Ж., т. 21 (1995), стр. 5-12

29] V.E. Zavlin, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, J. Ventura. Thermal radiation from rotating neutron star: effect of magnetic Geld and temperature distribution, Astron. Astrophys., v. 297 (1995), p. 441-450

30] V.E. Zavlin, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov. Effect of the gravitational deflection of photons on the light curves of radiation from hot polar caps of radio pulsars. In: W. Voges, G Wiedenmann, G.E. Morfill, J. Trümper (eds), 1117th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology", MPE Report 261 (1996), p. 49-51

31] V.G. Bezchastnov, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin. Radiative opacities and photosphere models for soft gamma-ray repeaters. In: C. Kouveliotou, M.F. Briggs, G.J. Fishman (eds), AIP Conference Proceedings, v. 384, "The 3rd Huntsville Gamma-Ray Symposium", Woodbury, New York (1996), p. 907-911

32] D. Page, Yu.A. Shibanov, V.E. Zavlin. Temperature, distance and cooling of the Vela pulsar. In: H.U. Zimmermann, J.E. Trümper, H. Yorke (eds), "Röntgenstrahlung from the Universe", MPE Report v. 263 (1996), p. 173-176

33] V.E. Zavlin, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, F. Rogers, C.A. Iglesias. X-ray spectra from convective photospheres of neutron stars. In: H.U. Zimmermann, J.E. Trümper, H. Yorke (eds), "Röntgenstrahlung from the Universe", MPE Report v. 263 (1996), p. 209-212

34] V.E. Zavlin, G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov. Model neutron star atmospheres with low magnetic Gelds: I. Atmospheres in radiative equilibrium, Astron. Astrophys., v. 315 (1996), p. 141-152

35] Yu.A. Shibanov, D.G. Yakovlev. On cooling of magnetized neutron stars, Astron. Astrophys., v. 309 (1996), p. 171-178

36] Ю.А. Шибанов. Обеспечение интерактивного доступа к базам данных ФТИ им. А.Ф. Иоффе "Технологии интеграции вычислительных, телекоммуникационных ресурсов Санкт-Петербурга", СПбГУ (1997), стр. 2

37] Yu.A. Shibanov, A.Y. Potekhin, D.G. Yakovlev, V.E. Zavlin. Evolution of thermal structure and radiation spectrum of cooling neutron stars. In: R. Buccheri, J. van Paradijs, M.A. Alpar (eds), 11 The Many Faces of Neutron Stars", Kluwer, Dordrecht (1998), p. 553-556

В заключение, автор искренне признателен Вентуре Д., Колесниковой Э.Н. Ме-сжаросу П., Потехину А.Ю., Курту В.Г., Шефферу Е.К., а в особенности Завлину В.Е., Каминкеру А.Д., Левенфиш К.П., Павлову Г.Г., Пажу Д. и Яковлеву Д.Г. за тесное и плодотворное сотрудничество в решении различных задач, связанных с тепловым излучением нейтронных звезд. Автор также благодарит всех сотрудников сектора теоретической астрофизики ФТИ им Иоффе за многичисленные полезные обсуждения физики нейтронных звезд, а также сотрудников сектора информатики ФТИ Вылегжанина A.B., Соколова А.Н. и Кузмина A.M. за помощь в создании электронного архива по моделям атмосфер нейтронных звезд. Особая благодарность Д.А. Варшаловичу за стимулирование написания данного труда и Е.П. Савостьяновой и Н.Ю. Шибановой за помощь при его оформлении.

7 Заключение

В настоящей работе показано, что, как и для обычных звезд, интерпретация теплового излучения с поверхности НЗ должна проводиться, с использованием реалистических моделей атмосфер. Так же как и для обычных звезд, использование при интерпретации грубой модели излучения черного тела может приводить к совершенно неадекватным результатам. С другой стороны, применений моделей атмосфер в сочетании с разрабатываемыми моделями внутренней структуры и остывания НЗ открывает новые возможности более детального теоретического и экспериментального исследования свойств вещества в экстремальных условиях путем анализа наблюдений теплового излучения с поверхности НЗ.

В работе вычислены непрозрачности вещества для экстремальных условий атмосфер НЗ. Полученные непрозрачности использованы для построения и подробного исследования моделей атмосфер для четырех типов нейтронных звезд: рентгеновских барстеров во время вспышек и изолированных нейтронных звезд со слабыми, сильными и сверхсильными (магнетары) магнитными полями. Во всех случаях спектры и угловые распределения излучения атмосфер существенно отличны от чернотельных, до сих пор использумых при интерпретации теплового излучения с поверхности НЗ. Проведены самосогласованные расчеты остывания, спектральной эволюции и кривых блеска теплового излучения атмосфер остывающих НЗ с сильными и слабыми магнитными полями. Исследовано влияние эффектов ОТО вблизи поверхности НЗ на кривые блеска и спектры теплового излучения, принимаемого удаленным наблюдателем. Создана и постоянно обновляется электронная база данных " Модели атмосфер нейтронных звезд". База снабженна удобным пользовательским интерфейсом и открытым доступом через Интернет. Разработанные модели использованы для интерпретация спектров и кривых блеска теплового излучения, наблюдаемого во время вспышек рентгеновских барстеров и с изолированных НЗ. Проведено сравнение результатов интерпретации с моделями взрывного термоядерного горения в рентгеновских барстерах и моделями остывания изолированных НЗ. Получены новые данные о параметрах этих объектов. Предложены пути дальнейшего усовершенствования моделей атмосфер. Проанализированы имющиеся наблюдательные данные и рассмотрены ближайшие перспективы наблюдений теплового излучения с поверхности НЗ, открывающиеся с запуском космических рентгеновских обсерваторий и вводом в стой наземных телескопов следующего поколения. Построение реалистических моделей атмосфер НЗ и их использование при интерпретация имеющихся, и в особенности будущих, наблюдений становится неотемлемой частью астрофизических исследований для получения надежной информации о фундаментальных свойствах вещества в экстремальных условиях нейтронных звезд.

1. 2]И7.12 1314 15

2. Гнедин Ю.Н., Павлов Г.Г., 1973, ЖТЭФ, 65, 11, 1806.

3. Завлин В.Е., Шибанов Ю.А., 1989, Астрон. ж., 66, 983.

4. Завлин В.Е., Шибанов Ю.А., 1991, Астрон. ж., 68, 999.

5. Илларионов А.Ф., Сюняев P.A., 1972, Астрон. ж., 49, 58.

6. Илларионов А.Ф., Сюняев P.A., 1974, Астрон. ж., 51, 698.

7. Имшенник B.C., Надежин Д.К, 1982, Итоги науки и техники, Сер. Астрономия (Под ред. Сюняева P.A.), 21, 63.

8. Имшенник B.C., Надежин Д.К., 1988, УФН, 156, 561.

9. Левенфиш К П, Шибанов Ю А, Яковлев Д Г Письма в Астрон. ж. (1999) 25, No. 6

10. Колесникова Э.Н., Павлов Г.Г., Шибанов Ю.А. 1986, Астрофизика, 25, 207-215 Компанеец A.C., 1956, ЖЭТФ, /bf 31, 876.

11. Лапидус И.И., Сюняев P.A., Титарчук Л.Г., 1986, Письма в Астрон. ж., 12, 918.1. Михалас Д. М., 1982, Мир.

12. Огелман и др. (Ögelman Н., Finley J., Zimmerman H.U.) 1993, // Natura, V. 361 P. 136.

13. Павлов Г.Г., Шибанов Ю.А., 1979, ЖЭТФ, 76, 1457.

14. Поздняков Л.А., Соболь И.М., Сюняев P.A., 1982, Итоги науки и техники. Астрономия. М. ВИНИТИ 21, 238

15. Соболев В.В., 1985, М.: Наука.

16. Титарчук Л.Г., 1988, Письма в Астрой, ж., 14, 537.

17. Титарчук Л.Г., 1988, Физика нейтронных звезд. Пульсары и барстеры, Л.: изд. ФТИ им. А.Ф. Иоффе, 56.

18. Титарчук Л.Г., 1988, Астрофизика, 29, 369.

19. Шапиро С., Тьюколски С. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды, 1985 (М.: Мир) т. 1 и 21. References

20. Alcock С., Illarionov A.F., 1980, ApJ, 235, 534.

21. Alme M., Wilson J., 1973, ApJ, 186, 1015.

22. Alpar M A, Nandkumar R, Pines D Astrophys. J. 288 191 (1985)

23. Anderson S B, Cordova F A, Pavlov G G, Robinson С R, Thompson R J Astrophys. J. 414 867 (1993)

24. Arnett W.D., Bowers R.L., 1977, Astrophys. J. Suppl. Ser., 33, 415.

25. Arons J., 1981, Astrophys. J., 248, 1099.

26. Aschenbach В., Egger R., Trtimper J., 1995, Nature 373, 587

27. Auer L. H., Mihalas, D., 1968, ApJ, 151, 311

28. Auer L. H., 1976, JQSRT, 16, 931

29. Baade W., Zwicky F., 1934, Phys. Rev., 45, 138.

30. Baan W. A., 1977, ApJ, 214, 245.

31. Baan W. A., 1979, ApJ, 227, 987.

32. Babul A., Paczynski В., 1987, ApJ, 323, 582.

33. Basinska E.H, Lewin W.H.G., Sztajno M., Cominsky L.R., Marshall F.J., 1984, ApJ, 281, 337.

34. Barr P., White N. E., Haberl F., Stella L., Pollard G., Gottwald M., Parmar A.N., 1987, Astfon. Astrophys., 176, 69.

35. Basko M., Sunyaev R., 1976, MNRAS, 175, 395.

36. Baym G., Pethic C., 1979, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 17, 415.

37. Becker W., Trümper J., 1993, Nature, 6446, 528.

38. Becker W., in: H. Böhringer, G. Morfill, J. Trümper, (eds). The Annals of the 17th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, 1995a, v.759, 250.

39. Becker W., Investigation of rotation powered pulsars with ROSAT., thesis, 1995b, Ludwig-Maximilians-University München, MPE-Report, 260.

40. Becker W, Aschenbach B The Lives of Neutron Stars (Eds Alpar M A et al) (Kluwer, Dordrecht, 1995) p. 47

41. Becker W., in: U. Zimmermann, J. Trümper, H. Yorke, (eds). Röntgenstrahlung from the Universe, 1996a, MPE-Report, 263, 103.

42. Becker W., 1998, in: Buccheri R., van Paradijs J., Alpar M.A. (eds). The Many Faces of Neutron Stars, Kluwer, Dordrecht.

43. Becker W, Trümper J Astron. Astrophys. 326 682 (1997)

44. Becker W, Trümper J. Astron. Astrophys. (1999) 341 803

45. Bergeron, P., Wesemael, F., k Fontaine, G. 1992. ApJ, 387, 288

46. Beskin V., Gurevich A., Istomin Ya., 1993, Physics of the Pulsar Magnetosphere., Cambridge Univ. Press, Cambridge.

47. Bezchastnov V., Pavlov G., Shibanov Yu., Zavlin V., 1996, in: C. Couveliotou, M.F. Briggs, G.J. Fishman (eds). AIP Conference Proceedings 384 of the 3rd49 50 [51 [5253 54 [55 [56 [57 [58 [59 [6061 62 [63

48. Huntsville Gamma-Ray Bursts Symposium held at Huntsville, Alabama, USA, October 25-27, 1995, Woodbury, NY, p. 907.

49. Bezchastnov V., Potekhin A., 1994, J. Phys., B 27, 3349.

50. Bezchastnov V G, Pavlolv G G, Ventura J Phys. Rev. A58 180 (1998)

51. Bhattacharya D., van den Huevel E., 1991, Phys. Rep., 203, 1.

52. Bhattacharya D., 1995, b in: Alpar M. A., Kiziloglu U., van Paradijs J. (eds). The Lives of the Neutron Stars. Kluwer, Dordrecht, p. 153

53. Bignami G., Caraveo P., Mignani R., Edelstein J., Bowyer S., 1996, ApJ, 456, Llll.

54. Bildstein L., Salpeter E. E., Wasserman I., 1992, ApJ, 384, 143

55. Bildstein L., Salpeter E. E., Wasserman, I., 1994, ApJ, 406, 615

56. Brinkmann W., Ögelman H., 1987, A&A, A 182, 74.

57. Brown R.L., Gould R.J., 1970, Phys. Rev., Dl, 2252.

58. E.F. Brown, L. Bildsten, R.E. Rutledge, 1998, ApJ, 504, L95

59. Bulik T., 1993, Ph.D. thesis, Penn. St. Univ.

60. Bulik T., Riffert H., Meszaros P., Makashima K., Mihara T., Thomas B., 1995, ApJ, 444, 405.

61. Burnard D., Arons J., Klein R., 1991, ApJ, 367, 575.

62. Caraveo P., Bignami G., Mignani R., Taff L., 1996, ApJ, 461, L91.

63. Chabrier G., Potekhin A., Yakovlev D., 1997, ApJ Lett., 477.

64. Chadraksekhar S., 1961, Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability (Oxford: Clarendon)

65. Cheng A.F., Ruderman M.A., 1980, Astrophys. J., 235, 576.

66. Chiu H.Y., 1964, Ann. Phys., 26, 364.

67. Chevalier R.A., 1996, ApJ, 459, 322.

68. Cordova F., Hjellming R., Mason K., Middleditch J., 1989, ApJ, 423, L125.

69. Craig W W, Hailey Ch J, Pisarski R L Astrophys. J. 48 8 307 (1997)

70. Cox, J. P., & Giuli, R. T, 1968, Principles of Stellar Structure (New York: Gordon and Breach)

71. Costa E. et al., 1997, preprint astro-ph/9706065

72. Czerny M., Sztaino M., 1983, Acta Astronomica, 33, 213.73. http://www.astroscu.unam.mx/neutrones/NS-Picture/NS-Picture.html

73. Dappen W., Anderson L.S., Mihalas D., 1987, ApJ, 319, 195.

74. Derner C., Sturner S., 1991, ApJ, 382, L23.

75. Ebisuzaki T., Hanawa T., Sugimoto D., 1984, Publ. Astron. Soc. Japan, 36, 551.

76. Ebisuzaki T., 1987, Publ. Astron. Soc. Japan, 39, 287.

77. Edelstein J., Foster R. S., Bowyer, S., 1995, ApJ, 454, 442

78. Ergma E.V., 1983, in R.A. Sunyaev (ed.), Soviet Sei. Reviews, Astrophysics and Space Physics, Vol. 2, p. 163.

79. Finley J., Ogelman H. in: The Physics of Isolated Pulsars, eds. K.A. van Riper, R.I. Epstein, C. Ho. Proc. Los Alamos Workshop, 1993, Cambridge, UK, 110.

80. Fruscione A., Hawkins I., Jelinsky P., Wiercigroch, A., 1994, ApJS 94, 127

81. Foster R.S., Edelstein J., Bowyer S., 1996, Proc. IAU Colloq. 152. Kluwer, Dordrecht, p. 437.

82. Fox D.V., et al., 1999, AAS, HEAD-meetin 31, 38.02.

83. Fujimoto M.Y., 1985, ApJ, 293, L13.

84. Fujimoto M.Y., Taam R.E., 1986, ApJ, 305, 246.

85. Fujimoto M.Y., Gottwald M., 1989, EXOSAT Preprint, No. 68.

86. Giacconi R., Gursky H., Paolini F., Rossi B., 1962, Phys. Rev. Lett., 9, 439.

87. Gotthelf E V, Vasisht G Astrophys. J. Lett. 486 L133 (1997)

88. Gotthelf E V, Petre R, Hwang U Astrophys. J. Lett. 487 L175 (1997)

89. Gotthelf E V, Petre R, Vasisht G Astrophys. J. Lett, accepted (1999) (astro-ph/9901371)

90. Ginzburg V.L. & Ozernoy L.M. 1964. Zh. Eksper. Teor. Fiz. 47, 1030

91. Gnedin O.Y., Yakovlev D.G. & Shibanov Yu.A. 1994, Astron. Lett., 20, 409

92. Goldanskii V.I, Kutsenko A.V., Podgoretskii M.I., 1959, Counting statistics in detecting nuclear particles (in Russian), Fizmatgiz, Moscow.

93. Goldman I., 1979, Astron. Astrophys., 78, L15.

94. Golinskaya I.M, Diachkov A.B, Kurt V.G., Miziakina T.A., Smirnov A.S., Shamolin V.M., Shafer E.Yu., Sheffer E.K., 1984, Adv. Space Res., v. 3, p. 539.

95. Grindlay J.E., Marshall H.L., Hertz P., Soltan A., Weisskopf M.G, Eisner R.F, Ghosh P., Darbro W., Sutherland P.G., 1980, ApJ, 240, L121.

96. Grindlay J.E., Hertz P., 1981, ApJ, 247, L17.

97. Greenstein, G., & Hartke, G. J. 1983. Astrophys J. 271: 283.

98. Gupta Y., 1995, ApJ, 451, 717

99. Haberl F., Titarchuk L., 1995, Astron. and Astrophys., 299, 414.

100. Haberl F et al. Astron. Astrophys. 326 662 (1997)

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

102. Haensel P., Urpin B.A., Yakovlev D.G., 1990, Astron. and Astrophys., 220,133.

103. Hailey Ch J, Craig W W Astrophys. J. Lett. 455 L151 (1995)

104. Halpern J., Martin C., Marshall H., 1996a, ApJ, 473, L37.

105. Halpern J., Martin C., Marshall H., 1996b, ApJ, 462, 908.

106. Halpern J P, Wang F Y-H (1997) Astrophys. J. 477 905

107. Halpern, J. P., & Ruderman, M. 1993, ApJ, 415, 286

108. Hansen J.-P., 1973, Phys. Rev., A8, 3096.

109. Hanawa T., Hirotani K., Kawai N., 1989, ApJ, 336, 920.

110. Hewish A., Bell S., Pilkington J., Scott P., Collins R., 1968, Nature, 217, 709.

111. Heyl J S, Hernquist L Astrophys. J. Lett. 491 L95 (1997)

112. Hoffman J.H., Lewin W.H.G., Primini F.A, Wheaton W.A., Swank J.H., Boldt E.A., Holt S.S., Seriemitsos P.J., Share G.H., Wood K., Yentis D., Evans W., Matteson J.L, Gruber D.E., Peterson L.E., 1979, ApJ, 233, L51.

113. Hoshi R., 1981, ApJ, 247, 628.

114. Hubbard W.B., Lampe M., 1969, ApJ SS, 163, 297. Ap

115. Hummer D.G., Mihalas D., 1988, Astrophys. J., 331, 794.

116. Hurley K et al A giant, periodic flare from the soft gamma-repeater SGR 1900+14 (http://xxx.lanl.gov/astro-ph/9811443) Nature (1999) submitted

117. Iglesias C.A., Hooper C.F., De Witt H.E., 1983, Phys. Rev. An., 28, 361.

118. Iglesias C. A., Rogers F. J., Wilson B. G., 1992, ApJ, 397, 717

119. Inoue H., Waki I., Koyama K., Matsuoka M., Ohashi T., Tanaka Y., Tsunami H., 1984, Publ. Astron. Soc. Japan, 36, 831.

120. Joss P.C., 1977, Nature, 270, 310.

121. Joss P.C., Rappoport S., 1984, ARA&A, 22, 537.

122. Kaminker A.D., Pavlov G.G., Shibanov Yu.A., 1982, Astrophys. Sp. Sei., 86, 249.

123. Kaminker A.D., Pavlov G.G., Shibanov Yu.A., 1983, Astrophys. Sp. Sei., 91, 167.

124. Kaminker A.D., Pavlov G.G., Shibanov Yu.A. (KPS), 1988, Astron. Zh. 65, 753.

125. Kaminker A.D., Pavlov G.G., Shibanov Yu.A., Kurt V.G., Smirnov A.S., Shamolin V.M., Kopaeva I.F., Sheffer E. K., 1989, Astron. Astrophys., 220, 117.

126. Kaminker A.D., Pavlov G.G., Shibanov Yu.A., Kurt V.G., Shafer E.Yu., Smirnov A.S., Shamolin V.M., Kopaeva I.F., Sheffer E.K., 1990, Astrophys. Space Sei., 173, 171-189

127. Kerkijk M., Kulkarni S., 1995, ApJ, 454, L141.

128. Klebesadel R., Strong I., Olson R., 1973, ApJ, 1 82, L85.

129. Klein R., Arons J., Jernigan J., Hsu J., 1996a, ApJ, 457, L85.

130. Klein R., Jernigan J., Arons J., Morgan E., Zhang W., 1996b, ApJ, 469, L119.

131. Korpela E J, Bowyer S. Astron. Astrophys. Suppl. 188 4301 (1996)

132. Kouveliotou C. et al., 1994, Nature, 368, 728.

133. Kouveliotou C, Fishman G J, Woods P, Kippen M I AU Circular 7003 (1998)

134. Kouveliotou C., Dieters S., Strohmayer T., van Paradijs J., Fishman G.J., Meegan C.A., Hurley K., Kommers J., Smith I., Frail D., Murakami T., Nature, 1998, 393, 235

135. Kulkarni S R, van Kerkwijk M H Astrophys. J. Lett. 507 L49 (1998)

136. Kurt V.G., Bürgin M.S., Golinskaya I.M., Gurin L.S, Diachkov A.B., Zenchenko V.M., Kopaeva I.F., Miziakina T.A., Rubanovskaya V.l., Savelieva N.A., Skliankin V.A, Smirnov A.S., Shamolin V.M., Shafer E.Yu., Sheffer E.K., 1986, Astron. Zh, 32, 946.

137. Kurt V., Komberg B., Sokolov V., Zharikov S., Pavlov G., 1997, IAU Circ. No. 6533.

138. Kunieda H., Tawara Y., Hayakawa S., Nagase F., Inoue H., Kawai N., Makino F., Makishima K., Matsuoka M., Murakami T., Oda M., Ogawara Y., Ohashi T., Tanaka Y., Waki I., 1984b, Publ. Astron. Soc. Japan, 36, 807.

139. Lai, D., Salpeter, E. E. & Shapiro, S. L. 1992, Phys. Rev., A45, 4832

140. Lamb F.K., Fabian A.C., Pringle J.E., Lamb D.Q., 1977, ApJ, 217, 197.

141. Lamb D.Q., Lamb F.K., 1978, Astrophys. J., 220, 291.

142. Lamb F.K., Pethick C.J., Pines D.A., 1973, Astrophys. J., 184, 271.

143. Landau L., 1938, Nature, 141, 333.

144. Langmeier A., Sztajno M., Hasinger G., Trümper J., Gottwald M., 1987, ApJ, 323, 288.

145. Lapidus I.I., Sunyaev R.A., 1985, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 217, 219.

146. Lapidus I.I., 1991, ApJ, 377, L93.

147. Lapidus I.I., Nobile L., Turolla R., 1994, ApJ, 431, L103.

148. Madej J., 1991, ApJ, 376, 161.

149. Martin C, Halpern J P, Schiminovich D Astrophys. J. Lett. 494 L211 (1998) Marshall H.L., 1982, ApJ, 260, 815.

150. Marshall H.L., Ulmer M.P., Hoffman J.A., Doty J., Lewin W.H.G., 1979, ApJ, 227, 555.

151. Maxwell O., Weise W., 1976, Phys. Lett. 62B, 159.

152. Mazets E., Golenetskii S., Ilyinskii V., Aptekar R., Guryan Y., 1979, Nature, 282, 587.170171172173174175176177178179180181 182183184185

153. Mereghetti S, Israel G L, Stella L MNRAS 296 689 (1998) Meszaros R, Nagel W., 1985, ApJ, 298, 147.

154. Meszaros P., Pavlov G.G., Shibanov Yu.A., 1989, Astrophys. J., 337, 426.

155. Meszaros P., 1992, High energy radiation from magnetized neutron stars, Univ. Chicago Press.

156. Meyer R., Pavlov G., Meszaros P., 1994, ApJ, 433, 265. Mihalas, D. 1965, ApJ, 141, 546 Michel F.C., 1977, ApJ, 216, 838.

157. Mignani R., Caraveo P., Bignami G., 1997, ApJ, 474, L47. Miller C., 1992, MNRAS, 255, 109. Miller C., 1995, ApJ, 448, L29.

158. Miller C., Bulik T., 1996, in: C. Couveliotou, M.F. Briggs, G.J. Fishman (eds). AIP Conference Proceedings 384 of the 3rd Huntsville Gamma-Ray Bursts Symposium held at Huntsville, Alabama, USA, October 25-27, 1995, Woodbury, NY.

159. Miller C., Wasserman I., Salpeter E., 1989, ApJ, 346, 405.

160. Mijamoto S., 1978, Astron. and Astrophys., 63, 69.

161. Miralles J.A., Urpin V.A., Van Riper K., Astrophys. J., 1997, 480, 358

162. G. Mitrofanov and G.G Pavlov, MNRAS 200, 1033 (1982).

163. Miralles J A, Urpin V A, Konenkov D Yu Astrophys. J. 503 368 (1998)

164. Mazzitelli I., D'Antonia F. In: 7th European Workshop on White Dwarfs, eds. G. Vauclair, E.M. Sion (NATO ASI Series), 1991 (Dordrecht: Kluwer) 305

165. Muslimov, A. & Page, D. 1995, ApJ, 440, L77

166. Narayan R., Ostriker J., 1990, Astrophys. J., 352, 222.

167. Neuhaüser D., Langanke K., Koonin S.E., 1986, Phys. Rev. A, 33, 2084.

168. Neuhäuser R, Trümper J E Astron. Astrophys. 343 151 (1999)

169. Nobile L., Turolla R., Lapidus I., 1994 ApJ, 433, 276.

170. Ostriker J., Rees M., Silk J., 1970, Astrophys. Lett. 6, 179.

171. Paczynski B., 1983, Astrophys. J. 267, 315.

172. Paczynski B., Anderson N., 1986, Astrophys. J., 302, 1.

173. Paczynski B., 1992, Acta Astron., 42, 145.

174. Page D., 1995, ApJ, 442, 273.

175. Page D, Shibanov Yu A, Zavlin V E Röntgenstrahlung from the Universe (Eds Zimmermann H U, Trümper J E, Yorke H) (Max-Planck Institute für Extraterrestrische Physik, Garching, 1996) p. 173

176. Page D., Applegate J.H., 1992, ApJ, 394, L17.

177. Page D., Shibanov Yu., Zavlin V., 1995, ApJ, 451, L21.

178. Pandharipande V.R., Smith R.A., 1975, Nucl. Phys., A237, 507.

179. Pavlov G.G., Panov A.N., 1976, Sov.Phys. JTRP, 44, 300

180. G.G. Pavlov, Yu.A. Shibanov, D.G. Yakovlev. Astrophys. Space Sei., v. 73 (1980), p. 33-62

181. Pavlov G.G.,Shibanov Yu.A.,Meszaros P., 1989, Physics Rep., 182, 187-210

182. Pavlov G.G., Shibanov Yu.A., Zavlin V.E., 1991, Mon. Not. R. Ast. Soc., 253, 193.

183. Pavlov G.G. in: Proc. IAU Colloquium no. 128, The Magnetospheric Structure and Emission Mechanisms of Radio Pulsars, eds. T.H. Hankins, J.M. Rankin, G.A. Gil, 1992, Pedagogical University Press, Zielona Gora, Poland.

184. Pavlov G., Meszaros P., 1993, ApJ, 416, 752.

185. Pavlov G., Potekhin A., 1995, ApJ, 450, 883.

186. Pavlov G.G, Shibanov Yu.A., 1985, Astron. Zh., 62, 43.

187. Pavlov G., Shibanov Yu., Ventura J., Zavlin V., 1994, A&A, 289, 837.

188. Pavlov G., Shibanov Yu., Zavlin V., Meyer R., 1995, in: Alpar M., Kiziloglu Ü., van Paradijs J., (eds). The Lives of the Neutron Stars. Kluwer, Dordrecht, p. 71.

189. Pavlov G., Stringfellow G., Cordova F., 1996, ApJ, 467, 370.

190. Pavlov G., Zavlin V., Trümper J., Neuhaüser R., 1996, ApJ, 472, L33.

191. Pavlov G.G., Zavlin V.E., Astrophys. J. Lett., 1997, 490, L91

192. Pavlov G G, Zavlin V E Neutron Stars and Pulsars (Eds Shibazaki N et al) (Universal Academy Press, Tokyo, 1998) p. 327

193. Pechenick K.R., Placlas C., Cohen J.M., 1983, Astrophys. 274, 846

194. Pethick C.J., 1992, Rev. Mod. Phys., 64, 1133.

195. Phillips J.A., 1990, Astrophys. J. (Letters), 361, L57.

196. Potekhin A.Yu., Pavlov G.G., 1993, Astrophys. J., 407, 330.

197. Potekhin A., 1994, J. Phys., B 27, 1073.

198. Potekhin A.Y. 1996, Physics of Plasmas, 3, 4156

199. Potekhin A., Pavlov G., Ventura J., 1997, A&A, 317, 618.

200. Potekhin A., Pavlov G., 1997, ApJ, 483, 414.

201. Potekhin A., Chabrier G., Yakovlev D., 1997, A&A, 323, 415.

202. Potekhin A., Chabrier G., Shibanov Yu., Ventura J., 1999, in Proc. of the Workshop on Nonideal Plasmas PNP-9, Rostock, Germany, Sept. 7-11, 1998, Contrib. Plasma Physics, 39, 101

203. Potekhin A., Yakovlev D., 1996, A&A, 314, 341.

204. Possenti A, Mereghetti S, Colpi M Astron. Astrophys. 313 565 (1996)

205. Rajagopal M., Romani R., 1996, ApJ, 461, 327.

206. Rajagopal M., Romani R., Miller C., 1996, ApJ, 189, 9204R.

207. Riffert, Meszaros P., 1988, Astrophys. J. 325, 207

208. Rohlfs K., Chini R., Wink J.E., Böhme R., 1986, Astron. Astrophys., 158, 181.

209. Romani R.W., 1987, Astrophys. J., 313, 718.

210. Romani R.W. in: The Physics of Isolated Pulsars, eds. K.A. van Riper, R.I. Epstein, C. Ho. Proc, Los Alamos Workshop, 1993, Cambridge, UK, 75.

211. Romani R.W., Rajagopal M., Rogers F.J., Iglesias C.A., 1996, in: Bowyer S., Malina R.F., (eds). IAU Colloquium 152, Astrophysics in the Extreme Ultraviolet. Kluwer, Dordrecht, p. 443.

212. Rogers F.J., 1986, ApJ, 310, 723.

213. Rogers F.J., Iglesias C.A., 1994, Science, 263, 50.

214. Ruderman, M. 1974, in IAU Symposium 53 Physics of Dense Matter, ed. C. J. Hansen (Dordrecht: D. Reidel Publishing Company), 117241 242243244 245246 247 [248 [249250251

215. Ruderman, M., 1991 ApJ, 382, 587

216. R.E. Rutledge, L. Bildsten, E.F. Brown, G.G. Pavlov, V.E. Zavlin, 1998, ApJ, accepted, astro-ph/9810288

217. Rybicki G.B., Lightman A.P., 1979, Radiative Processes in Astrophysics. N.Y., Wiley, Ch. 7

218. Rybicki G. B., Hummer D. G., 1991, A&A, 245, 171

219. Schwope A D, Hasinger G, Schwarz R, Haberl F, Schmidt M Astron. Astrophys. (Lett.) (1999) in press

220. Seaton M.J., 1991, J. Phys. B. 23, 3255

221. Shaaf M., 1990, A&A, 235, 499.

222. Shakura N.I., Sunayev R.A., 1973, Astron. and Astrophys., 24, 337.

223. Shapiro S., Teukolsky S., 1983, Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars, Wiley-Interscience, NY.

224. Shearer A., Redfern M., Gorman G., Butler R., O'Kane P., Golden A., Beskin G., Neizvestny S., Neustroev V., Plokhotnichenko V., 1996, IAU Circ., No 6502.

225. Shearer A., Redfern R.M., Gorman G., Butler R., O'Kane P., Beskin G.M., Neizvestny S.I., Neustroev V.V., Plokhotnichenko V.L., Cullum M., 1997, Astropys. J. Lett., 487, L181.

226. Shearer A., Golden A., Harfst S., Butler R., Redfern R.M., O'Sullivan C.M.M., Beskin G.M., Neizvestny S.I., Neustroev V.V., Plokhotnichenko V.L., Cullum M., Dunks A., 1998, Astron. Astrophys., 335, L21.

227. Shibanov Yu., Pavlov G., Zavlin V., Qin L., Tsuruta S., 1995, in: Bohringer H., Trlimper J., Morfill G., (eds). The Annals for the 17th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics, v. 759, p. 291.

228. Shibanov Yu.A., Zavlin V.E., Pavlov G.G., Ventura J., 1992, Astron. and Astrophys., 266, 313.

229. Shibanov Yu., Potekhin A., Yakovlev D., Zavlin V., 1998, in: R. Buccheri, J. van Paradijs J., M.A. Alpar (eds). The Many Faces of Neutron Stars. Kluwer, Dordrecht, p. 553.

230. Shibanov Yu., Yakovlev D., 1996, A&A, 309, 171.

231. Shibanov Yu., Zavlin V., Pavlov G., Ventura J., Potekhin A., 1993, in: van Riper K.A., Epstein R.I., Ho C., (eds). Isolated Pulsars. Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. 174.

232. Shibanov Yu., Zavlin V., 1995a, Astron. Let., 21, 3.

233. Shibanov Yu., Zavlin V., Pavlov G., Ventura J., 1995b, in: Alpar M.A., Kiziloglu U., van Paradijs J., (eds). The Lives of the Neutron Stars. Kluwer, Dordrecht, p. 91.

234. Sibazaki N., Lamb F.K., 1989, Astrophys. J., 346, 808.

235. Silantev N.A., Yakovlev D.G., 1980, Astrophys. Spac. Sci., 71, 45.

236. Stella L., Parmar A.N., White N.E., 1985, IAU Circ., No. 4102.

237. Stella L., Haberl F., Lewin W.H.G., Parmar A.N., van Paradijs J., White N.E., 1988, ApJ, 324, 379.

238. Stocke J.T., Wang Q.D., Perlman E.S., Donahue M.E., Schachter J.F., 1995, AJ, 109, 1199.

239. Sugimoto D., Ebisuzaki T., Hanawa T., 1984, Publ. Astron. Soc. Jap., 36, 839.

240. Sunyaev R.A., Titarchuk L.G., 1980, Astron. and Astrophys., 86, 121.

241. Sunyaev R.A., Titarchuk L.G., 1986, Pis'ma Astron. Zh. 12, 857.

242. Sztajno M., Triimper J., Langmeier A., 1985a, in X-Ray Astronomy '84, eds. M. Oda and R. Giacconi.

243. Sztajno M., van Paradijs J., Lewin W.H.G., Triimper J., Stollman G., Pietsch W., van der Klis M., 1985b, ApJ, 299, 487.

244. Sztajno M., Fujimoto M.Y., van Paradijs J., Vacca W.D., Lewin W.H.G., Penninx W., Triimper J., 1987, Mon.Not.R.astr. Soc., 226, 39.

245. Tawara Y., Hayakawa S., Kunieda H., Makino F., Nagase F., 1982, Nature, 299, 38.

246. Taylor J., Weisberg J., 1982, ApJ, 253, 908.

247. Taylor J. H., Manchester R. N., Lyne A. G., 1993, ApJS, 88, 529

248. Thompson C, Duncan R C Astrophys. J. 473 322 (1996)

249. Titarchuk L., 1994, ApJ, 429, 340.

250. Toor A., Seward F.D., 1974, Astron. J., 79, 995.

251. Triimper J. et al., 1978, ApJ, 219, L105.

252. Tsuruta S., Cameron A., 1965, Nature, 207, 364.

253. Tsuruta, S., & Qin, L. 1995. In: H. Bohringer, J. Triimper, G. Morfill (eds), "17th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology''. Ann. New York Acad. Sci., v. 759, p. 303 .

254. Ulmer A., Fenimore E., Epstein R., Ho C., Klebesadel R., Laros J., Delgato F., 1993, ApJ, 418, 395.

255. Ulmer M., 1994, ApJ, 437, Llll.

256. Umeda H., Tsuruta S., Nomoto K., 1994, ApJ, 433, 256.

257. Van Riper, K.A. 1988, ApJ, 329, 339293. van Riper K., 1991, ApJ, S 75, 449.

258. Vasisht G, Gotthelf E V. Astrophys. J. Lett. 486 L129 (1997)

259. Ventura J., Shibanov Yu., Pavlov G., Zavlin V., 1993, in: van Riper K.A., Epstein R.I., Ho C., (eds). Isolated Pulsars. Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. 168.

260. Verner D.A. Ferland G.J. Korista K.T. Yakovlev D.G. ApJ, 465, 487297 298299 300 [301302 303 [304 [305 [306307 308 [309 [310 [311 [312

261. Vincke M., Le Dourneuf M:, Baye D., 1992, J. Phys. B., 25, 2787.

262. Waki I., Inoue H., Koyama K., Matsuoka M., Murakami T., Ogawara Y., Ohashi T., Tanaka Y., Hayakawa S., Tawara Y., Miyamoto S., Tsunemi H., Kondo I., 1984, Publ. Astron. Soc. Japan, 36, 819.

263. Walter F.M., Wölk S.J., Neuhaüser R., 1996, Nature, 379, 233. Walter F M, Matthews L D Nature 389 358 (1997)

264. White N.E., Peacock A., Hasinger G., Mason K.O., Manzo G., Taylor B.G., Branduardi-Raymont G., 1986, Mon. Not. R. astr. Soc., 218, 129.

265. White N.E., Stella L., Parmar A.N., 1988, Astropys. J., 324, 363.

266. Wijnands R., van der Klis M., 1998, Nature bf 394, 344

267. Yahel Z., Brinkmann W., Braun A., 1985, ApJ, 299, 479.

268. Yakovlev D., 1984, Ap. Sp. Sei., 98, 37.

269. Yakovlev D., Kaminker A., 1994, in: Equation of State in Astrophysics, Chabrier G., Schatzman E., (eds). Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. 214.

270. Yankopoulos S., Hamilton T.T, Helfand D., 1994, ApJ, 429, 832.

271. Zampieri L., Turolla R., Zane S., Treves A., 1995, ApJ, 439, 849.

272. Zane S., Turolla R., Zampieri L., Colpi M., Treves A., 1995, ApJ, 451, 739.

273. Zane S., Zampieri L., Turolla R., Treves A., 1996a, A&A, 309, 469.

274. Zane S., Zampieri L., Turolla R., Treves A., 1996b, ApJ, 471, 248.

275. Zavlin V.E., Pavlov G.G., Shibanov Yu.A., in: Strongly coupled plasma physics, eds. H. van Horn, S. Ichimaru, 1992, Rochester University Press.

276. Zavlin V. E., Pavlov G. G., Shibanov Yu. A., 1994, Astron. Astrophys. Transact., 4, 307

277. Zavlin V., Shibanov Yu., Pavlov G., 1995a, Astron. Let., 21, 149.

278. Zavlin V., Pavlov G., Shibanov Yu., Ventura J., 1995b, A&A, 297, 441.

279. Zavlin V., Pavlov G., Shibanov Yu., Rogers F., Iglesias C., 1996a, in: H.U. Zimmermann, J. Trümper, H. Yorke, (eds). Röntgenstrahlung from the Universe. MPE report 263, p. 209.

280. Zavlin V., Pavlov G., Shibanov Yu., 1996b, A&A, 315, 141.

281. Zavlin V.E., Pavlov G.G. Astron. Astrophys., 1998, 329, 583

282. Zavlin V E, Pavlov G G, Trümper J Astron. Astrophys. 331 821 (1998)

283. Zavlin V E, Pavlov G G, Trümper J (1999) (submitted to Astrophys. J.)

284. Zavlin V E, Trümper J, Pavlov G G (1999) (to be submitted to Astrophys. J.)

285. Zeldovich Y., Shakura N., 1969, Sov. Astron. Zh., 46, 225.