Зоопарк нейтронных звезд Сергей Попов (ГАИШ МГУ) (

Основные обзоры Общее о НЗ: physics/ physics/ SGRs & AXPs: astro-ph/ Магнитары: oНаблюдения astro-ph/ astro-ph/ oТеория astro-ph/ astro-ph/ Центральные компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых: astro-ph/ Великолепная семерка: astro-ph/ RRATs: astro-ph/ astro-ph/ Охлаждение НЗ: astro-ph/ astro-ph/ Труды ГАИШ том 72 (2003)

Предсказание... Нейтронные звезды были предсказаны в 30-е гг. Л.Д. Ландау: Звезда-ядро Бааде и Цвикки: нейтронные звезды и сверхновые (Ландау) (Бааде) (Цвикки)

Нейтронные звезды Радиус 10 км Масса 1-2 солнечной Плотность порядка ядерной Сильные магнитные поля

Нейтронные звезды - 2 Сверхплотное вещество и сверхсильные магнитные поля

Зависимость масса-радиус

Старый зоопарк нейтронных звезд В 60-е гг. были открыты первые рентгеновские источники. Это были НЗ в тесных двойных системах, НО их «не узнали».... Сейчас известны сотни рентгеновских двойных с нейтронными звездами в нашей и других галактиках.

Ракетные эксперименты Sco X-1 Giacconi, Gursky, Hendel 1962 год В 2002 г. Р.Джиаккони получил Нобелевскую премию по физике.

UHURU Спутник запущен 12 декабря 1970 г. Закончил работу в марте 1973 г. Другое название SAS кэВ Первый полный обзор неба. 339 источника.

Аккреция в тесных двойных Аккреция – самый мощный источник энергии в мире из тех, что могут давать большой выход энергии. При падении вещества на нейтронную звезду выделяется до 10% от mc 2

Аккреционный диск Теория создана в гг. Н.И.Шакура и Р.А. Сюняев Аккреция важна не только для двойных систем, но и для активных ядер галактик и для других систем

Тесные двойные системы Около ½ массивных звезд входит в двойные системы. Сейчас в тесных двойных системах известны многие десятки нейтронных звезд. L=Mηc 2 Темп аккреции может достигать г/с; Эффективность аккреции – десяти процентов; Светимость – сотен тысяч светимостей Солнца.

Открытие !!!! 1967: Джоселин Белл. Радиопульсары. Серендипическое открытие.

Jocelyn Bell

Пульсар в Крабовидной туманности

Эволюция нейтронных звезд: вращение + магнитное поле Эжектор Пропеллер Аккретор Георотатор Липунов (1987) astro-ph/ – замедление вращения 2 – пролет молекулярного облака 3 – затухание магнитного поля

Магнитовращательная эволюция

Пульсар Vela 7 – джет Джеты (струи) наблюдаются у нескольких нейтронных звезд.

Новый зоопарк нейтронных звезд В последние 10 лет стало ясно, что нейтронные звезды могут рождаться очень разными, совсем непохожими на обычные радиопульсары типа Краба. oКомпактные рентгеновские источники в остатках сверхновых oАномальные рентгенов. пульсары oИсточники мягких повторяющихся гамма-всплесков oВеликолепная семерка oИсточники EGRET oТранзиентные радиоисточники

Компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых Cas ARCW 103

Puppis A Один из самых известных компактных рентгеновских источников в остатках сверхновых. Возраст около 3700 лет. Возможно, что прародителем была очень массивная звезда (около 30 масс Солнца).

Магнитары dE/dt > dE rot /dt dE/dt > dE rot /dt По определению: расходуется энергия магнитного поля НЗ По определению: расходуется энергия магнитного поля НЗ P-Pdot P-Pdot Прямые измерения магн. поля (Ibrahim et al.) Прямые измерения магн. поля (Ibrahim et al.) Магнитные поля –10 15 Гс

Известные магнитары SGRs (МПГ) SGRs (МПГ) кандидаты +кандидаты AXPs (АРП) AXPs (АРП) CXO CXO U U E E RXS J RXS J XTE J XTE J E E AX J AX J E E (СТВ 109)

Магнитары в галактике 4 МПГ, 8 АРП, плюс кандидаты, плюс радиопульсары с большими магнитн. полями … 4 МПГ, 8 АРП, плюс кандидаты, плюс радиопульсары с большими магнитн. полями … Молодые объекты (около 10 4 лет). Молодые объекты (около 10 4 лет). Возможно около 10% всех НЗ. Возможно около 10% всех НЗ.

Исторические заметки 05 Марта Эксперимент Конус. Венера-11,12 (Мазец и др.) 05 Марта Эксперимент Конус. Венера-11,12 (Мазец и др.) Событие в БМО. SGR Событие в БМО. SGR Флюэнс: около эрг/см 2 Флюэнс: около эрг/см 2 Мазец и др. 1979

N49 - Остаток сверхновой в Большом Магеллановом Облаке (G. Vedrenne И др. 1979)

Активность МПГ и исследования этих источников

Обычные (слабые) всплески МПГ и АРП Типичные всплески от SGR , SGR и от AXP 1E по данным RXTE (из статьи Woods, Thompson, 2004, astro-ph/ ) Типичные всплески от SGR , SGR и от AXP 1E по данным RXTE (из статьи Woods, Thompson, 2004, astro-ph/ ) (из статьи Woods, Thompson 2004)

Промежуточные всплески МПГ Примеры четырех промежуточных всплесков. Однако иногда четвертый (правый нижний) некоторые считают гигантским (из статьи Woods, Thompson) Примеры четырех промежуточных всплесков. Однако иногда четвертый (правый нижний) некоторые считают гигантским (из статьи Woods, Thompson) (из статьи Woods, Thompson 2004)

Гигантская вспышка SGR (27 Августа 1998) Данные со спутника Улисс (рис. из Hurley et al. 1999a) Данные со спутника Улисс (рис. из Hurley et al. 1999a) Импульс 0.35 сек Импульс 0.35 сек P=5.16 сек P=5.16 сек L> эрг/с L> эрг/с E TOTAL >10 44 эрг E TOTAL >10 44 эрг Hurley et al. 1999

МПГ: периоды и гигантские вспышки кандидаты P, сек Вспышки Март Авг Дек Июнь 1998 (?) См. обзор в Woods, Thompson astro-ph/

Аномальные рентгеновские пульсары Выделены в отдельную группу в 1995 г. (Mereghetti, Stella 1995 Van Paradijs et al.1995) Близкие периоды (5-10 секунд) Постоянное замедление Отсутствие оптических компаньонов Относительно слабая светимость Постоянная светимость

Известные АРП CXO U E RXS J XTE J E AX J E Источник Период, сек

Показаны профили импульсов нескольких АРП и МПГ

МПГ и АРП – близнецы-братья? Вспышки от АРП Вспышки от АРП Спектральные свойства Спектральные свойства Неактивные периоды у МПГ ( с 1983) Неактивные периоды у МПГ ( с 1983) Gavriil et al. 2002

Теория магнитаров Thompson, Duncan ApJ 408, 194 (1993) Thompson, Duncan ApJ 408, 194 (1993) Конвекция в молодой НЗ приводит к генерации сильного магнитного поля Конвекция в молодой НЗ приводит к генерации сильного магнитного поля Перестройка структуры магнитного поля Перестройка структуры магнитного поля (Рисунки с веб-страницы Дункана)

Генерация магнитного поля Механизм генерации магнитных полей нейтронных звезд остается неизвестным. Турбулентное динамо α-Ω динамо (Duncan,Thompson) α 2 динамо (Bonanno et al.) или их комбинация В любом случае критическим параметром является начальный темп вращения нейтрон. звезды.

Альтернативная теория Остаточный диск Остаточный диск Mereghetti, Stella 1995 Mereghetti, Stella 1995 Van Paradijs et al.1995 Van Paradijs et al.1995 Alpar 2001 Alpar 2001 Marsden et al Marsden et al Проблемы ….. Проблемы ….. Как сгенерировать сильные всплески? Как сгенерировать сильные всплески?

Измерения магнитного поля Прямые измерения магнитного поля МПГ Прямые измерения магнитного поля МПГ Замедление вращения Замедление вращения Длинные периоды вращения Длинные периоды вращения Ibrahim et al. 2002

Основные типы активности МПГ Слабые всплески. L

Гигантская вспышка источника МПГ 27 декабря 2004 гигантская вспышка SGR была зарегистрирована множеством спутников: Swift, RHESSI, Konus-Wind, Coronas-F, Integral, HEND, … 27 декабря 2004 гигантская вспышка SGR была зарегистрирована множеством спутников: Swift, RHESSI, Konus-Wind, Coronas-F, Integral, HEND, … В 100 раз ярче, чем все предыдущие! В 100 раз ярче, чем все предыдущие! Palmer et al. astro-ph/

Integral RHESSI CORONAS-FCORONAS-F

27 Дек 2004 Гигантская вспышка SGR Импульс 0.2 сек Импульс 0.2 сек Флюэнс 1 эрг/см 2 Флюэнс 1 эрг/см 2 E(имп)= эрг E(имп)= эрг L(имп)= эрг/с L(имп)= эрг/с Длинный «хвост» (400 с) Длинный «хвост» (400 с) P=7.65 с P=7.65 с E(хвост) эрг E(хвост) эрг Расстояние 15 кпк Расстояние 15 кпк

Данные Konus-Wind SGR Дек 2004 Мазец и др. 2005

Миф о Медузе

Связь с массивными звездами Westerlund 1 Есть основания полагать, что магнитары (АРП и МПГ) связаны с массивными звездами.

Популяция одиночных нейтронных звезд: в Галактике и по соседству ОНЗ могут проявляться как источники разных типов ОНЗ могут проявляться как источники разных типов –Радиопульсары –Аномальные рент. пульсары –Источники МПГ –Центр. Источники в ОС –Радиотихие нейтр. звезды Местная популяция молодых одиночных нейтронных звезд Радиопульсары Геминга+ Радиотихие НЗ

Близкие радиотихие НЗ Открытие: Walter et al. (1996) Открытие: Walter et al. (1996) Собственное движение и расст: Kaplan et al. Собственное движение и расст: Kaplan et al. Нет пульсаций Нет пульсаций Тепловой спектр Тепловой спектр Позже: Позже: шесть братьев шесть братьев RX J

Родственники магнитаров? Источник Период,сек RX RX RBS RBS RX RX RBS Радиотихие Близкие Молодые Тепловое излучение Длинные периоды Великолепная семерка

ROSAT ROentgen SATellite Запущен 01 июня 1990г. Программа была успешно завершена 12 февраля 1999 г. Немецкий спутник (при участии США и Великобритании).

Движение RX J Про этот объект мы теперь знаем уже много, однако он не слишком похож на шесть других.

Неотождествленные источники EGRET Grenier (2000), Gehrels et al. (2000) Неотождествленные источники формируют несколько групп. Одна из них показывает пространственное распределение, подобное объектам, входящим в Пояс Гулда. Предполагается, что GLAST (а также, возможно, AGILE) смогут внести ясность в этот вопрос. Тема активно изучается (например, работы Harding, Gontier)

Открытие быстрых радиотранзиентов McLaughlin et al. открыли новый тип источников – RRATs (Rapid Radio Transients). Быстрые рентгеновские транзиенты. У нескольких источников обнаружены периоды порядка нескольких секунд. Источники были открыты в 2005 г. в ходе Парксовского (Parkes) обзора Галактической плоскости. Эти источники могут быть родственниками Великолепной семерки. Планируются радионаблюдения Великолепной семерки. В Пущино уже было обнаружено радиоизлучение от одного из «братьев».

P-Pdot диаграмма для RRATs McLaughlin et al Nature Оценки показывают, что в Галактике должно быть около источников этого типа Молодые или старые???

Заключение Несколько групп источников: Несколько групп источников: Центр. комп., В7, Центр. комп., В7, МПГ, АРП... МПГ, АРП... Магнитары (?) Магнитары (?) Значительная доля всех новорожденных НЗ Значительная доля всех новорожденных НЗ Вопросы: Вопросы: 1. Есть ли связь? 1. Есть ли связь? 2. Причины различий 2. Причины различий

Dorothea Rockburne

Основные обзоры Общее о НЗ: physics/ physics/ SGRs & AXPs: astro-ph/ Магнитары: oНаблюдения astro-ph/ astro-ph/ oТеория astro-ph/ astro-ph/ Центральные компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых: astro-ph/ Великолепная семерка: astro-ph/ RRATs: astro-ph/ astro-ph/ Охлаждение НЗ: astro-ph/ astro-ph/ Труды ГАИШ том 72 (2003)

Два теста кривых охлаждения Возраст - Температура & Log N – Log S

Эволюция нейтронных звезд: охлаждение Яковлев и др. (1999) УФН

Остывание НЗ Прямые URCA процессы Прямые URCA процессы Модифицированные URCA процессы Модифицированные URCA процессы Нейтринное тормозное излучение Нейтринное тормозное излучение Сверхтекучесть Сверхтекучесть Экзотическое вещество (пионы, кварки, гипероны и т.д.) Экзотическое вещество (пионы, кварки, гипероны и т.д.) Каминкер и др. (2001)

Стандартный тест: Возраст - Температура Каминкер и др. (2001)

Log N – Log S как дополнительный тест Стандартный тест: Возраст – Температура Стандартный тест: Возраст – Температура –Чувствителен к возрастам 10 5 лет –Точные N (число) и S (поток) –Однородная выборка Нужно использовать оба теста вместе!!! Нужно использовать оба теста вместе!!! A&A 448, 327 (2006) astro-ph/

Log N – Log S Log of flux (or number counts) Log of the number of sources brighter than the given flux -3/2 sphere: number ~ r 3 flux ~ r disc: number ~ r 2 flux ~ r -2 calculations

Популяционный синтез НЗ: ингредиенты Темп рождения Темп рождения Начальное распределение Начальное распределение Пространственная скорость (кик) Пространственная скорость (кик) Спектр масс Спектр масс Тепловая эволюция Тепловая эволюция Межзвездное поглощение Межзвездное поглощение Свойства детектора Свойства детектора Краткое введение и обзор по популяционному синтезу в астрофизике: astro-ph/ См. также сайт Астронет

Список моделей (Blaschke et al. 2004) Model I. Пионы Model I. Пионы Model II. Нет пионов Model II. Нет пионов Model III. Пионы Model III. Пионы Model IV. Нет пионов Model IV. Нет пионов Model V. Пионы Model V. Пионы Model VI. Нет пионов Model VI. Нет пионов Model VII. Пионы Model VII. Пионы Model VIII.Пионы Model VIII.Пионы Model IX. Пионы Model IX. Пионы Blaschke et al. использовали 16 наборов кривых Они отличались по трем основным критериям: 1. Наличие или отсутствие пионного конденсата 2. Различные щели (гэпы) для сверхтекучих протонов и нейтронов 3. Различные T s -T in

Модель I Пионы Пионы Щели (гэпы) из работы Takatsuka & Tamagaki (2004) Щели (гэпы) из работы Takatsuka & Tamagaki (2004) T s -T in из работы Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) T s -T in из работы Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Может воспроизвести Log N – Log S

Модель II Без пионов Без пионов Щели (гэпы) из работы Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 Щели (гэпы) из работы Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 T s -T in из Tsuruta (1979) T s -T in из Tsuruta (1979) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель III Пионы Пионы Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель IV Без пионов Без пионов Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель V Пионы Пионы Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 T s -T in из Tsuruta (1979) T s -T in из Tsuruta (1979) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель VI Без пионов Без пионов Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1 T s -T in из Yakovlev et al. (2004) T s -T in из Yakovlev et al. (2004) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель VII Пионы Пионы Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1, Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1, 1 P 0 протонный гэп подавлен P 0 протонный гэп подавлен 0.5 T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель VIII Пионы Пионы Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1, 1 P 0 протонный гэп подавлен 0.2 и 1 P 0 нейтронный гэп подавлен 0.5. Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0.1, 1 P 0 протонный гэп подавлен 0.2 и 1 P 0 нейтронный гэп подавлен 0.5. T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Может воспроизвести Log N – Log S

Модель IX Без пионов Без пионов Щели (гэпы) из работы Takatsuka & Tamagaki (2004) Щели (гэпы) из работы Takatsuka & Tamagaki (2004) T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) T s -T in из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Может воспроизвести Log N – Log S

УРА!!!! Log N – Log S может отбирать модели!!!!! Лишь три (или даже одна!) прошла второй тест! …….однако………… можно ли улучшить тест температура-возраст??? Может быть нет нужды в Log N – Log S ? Попробуем!!!!

Brightness constraint Эффекты коры (envelope) Эффекты коры (envelope) Подгонкой свойств коры можно выполнить T-t тест … Подгонкой свойств коры можно выполнить T-t тест … …но не второй: Log N – Log S !!! …но не второй: Log N – Log S !!! (H. Grigorian astro-ph/ )

Чувствительность Log N – Log S Log N – Log S очень чувствует щели Log N – Log S очень чувствует щели Log N – Log S плохо чувствует кору, если применяется к старым НЗ (> лет) Log N – Log S плохо чувствует кору, если применяется к старым НЗ (> лет) Log N – Log S не очень чувствителен к наличию пионов Log N – Log S не очень чувствителен к наличию пионов Резюме: тесты дополняют друг друга Model Model I (YCA) Model II (NDB) Model III (YCB)Model Model III (YCB) Model Model IV (NCB) Model V (YDB) Model VI (NEB)ModelModel VI Model Model VII(YCB) Model VIII (YCB) Model IX (NCA)ModelModel IX

Соседи: молодые и худые Спектр масс НЗ неизвестен Особенно интересен спектр масс близких НЗ Он может отличаться от среднего Мы делаем оценку спектра масс и … Предлагаем mass constraint, которое … Важно для проверок кривых охлаждения

Каминкер и др Массы важны для расчетов остывания нейтронных звезд!

Спектр масс НЗ Спектр масс близких молодых НЗ может отличаться от среднего по Галактике Спектр масс близких молодых НЗ может отличаться от среднего по Галактике Данные спутника Hipparcos по близким массивным звездам Данные спутника Hipparcos по близким массивным звездам Соответствие масс прародителей и НЗ: Timmes et al. (1996); Woosley et al. (2002) Соответствие масс прародителей и НЗ: Timmes et al. (1996); Woosley et al. (2002) astro-ph/ (двойные пульсары)

Woosley et al Progenitor mass vs. NS mass

Woosley et al Core mass vs. initial mass

Родственники магнитаров? Источник Период,сек RX RX RBS RBS RX RX RBS Радиотихие Близкие Молодые Тепловое излучение Длинные периоды Великолепная семерка ХУДЫЕ!

Mass constraint При обсуждении охлаждения НЗ необходимо учитывать спектр масс Редкие массы не должны использовать для объяснения типичных источников Большинство точек на графике T-t должна объясняться масами

ВОТ И ВСЕ! СПАСИБО!

Основные обзоры Общее о НЗ: physics/ physics/ SGRs & AXPs: astro-ph/ Магнитары: oНаблюдения astro-ph/ astro-ph/ oТеория astro-ph/ astro-ph/ Центральные компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых: astro-ph/ Великолепная семерка: astro-ph/ RRATs: astro-ph/ astro-ph/ Охлаждение НЗ: astro-ph/ astro-ph/ Труды ГАИШ том 72 (2003)

NS+NS binaries Pulsar Pulsar mass Companion mass B B C B J J (PSR+companion)/2 J J J (David Nice, talk at Vancouver) (back)