Затухание магнитного поля в коре нейтронных звезд и их эволюция Коненков, Денис Юрьевич

Введение к работе

Актуальность работы

Магпн гниє поля нейтронных звезд лежат н интервале от 10^х Гс до 3 К)^1,1 Гс и являются самыми сильными из известных в природе. Они влияют почти на все аспекты эволюции нейтронной звезды: па продол жителі,пості, стадии радиопульсара, на распределение пульсаров по еветимостям и периодам, на остывание нейтронных звезд, на процессы ускорения и замедления их вращения в двойных системах. Эволюционная связь между молодыми нейтронными звездами, нейтронными звездами в двойных системах и радиопульсарами, раскрученными аккрецией н двойных системах, также зависит от эволюции магнитного поля нейтронных звезд. Эволюция поля определяется электропроводностью слоев, в которых расположены токи-источники поля, и конфигурацией токов. Поэтому, изучая эволюцию магнитного поля, можно получать информацию о свойствах вещества в недрах нейтронных звезд.

Таким образом, исследование магнитных полей нейтронных звезд является актуальным направлением в современной астрофизике.

Цель настоящей работы -- исследование эволюции одиночных нейтронных звезд и нейтронных звезд в двойных системах в рамках гипотезы о том, что магнитное поле локализовано в их коре.

Научная новизна

Проведены расчеты эволюции магнитного поля в коре нейтронной звезды для различных уравнений состояния и сценариев остывания. Показано, что лучшего согласия с наблюдениями можно достичь, если нейтронные звезды имеют протяженные оболочки (жесткие уравнения состояния). Впервые рассчитано влияние омической диссипации магнитного поля на остывание нейтронных звезд. Впервые выполнены расчеты эволюции в тесных двойных системах нейтронных звезд с полем, локализованным в их коре. Показано, что при этом естественным образом формируются мнллисекундные пульсары. Расчет магнитовращательной эволюции изолированной нейтронной звезды в межзвездной среде впервые использован для объяснения наблюдаемого периода и температуры источника RX.1 0720.4-3125 единственного пульсирующего кандидата в старые изолированные аккрецирующие нейтронные звезды.

Выводы, выносимые на защиту

1. Модель эволюции нейтронных звезде магнитным полем, локализованным н их коре, хорошо описывает нею совокупность наблюдательных данных но периодам вращения и магнитным полям, при условии, что их ядра имеют жесткое уравнение, состояния.

2. Рассмотренная модель омического затухания магнитного поля в коре нейтронной звезды естественным образом объясняет различие между магнитными полями пульсаров в остатках сверхновых и пульсаров основной популяции. Теоретически предсказано замедление распада поля при t > 10^е лет, что согласуется с наблюдательными данными по основной популяции пульсаров. Модель распада поля в коре нейтронных звезд объясняет тот факт, что число наблюдаемых старых (/. ~ 10⁹ лет) аккрецирующих нейтронных звезд гораздо меньше, чем предполагалось. В рамках модели определено магнитное поле и период вращения кандидата в аккрецирующие нейтронные звезды пульсирующего источника RXJ 0720.4-3125.

3. Теоретически предсказано, что старые радиопульсары должны быть теплыми, если токи, поддерживающие магнитную конфигурацию, находятся в их коре. Выделение тепла при диссипации токов заметно подогревает поверхности нейтронных звезд на поздней стадии остывания ( > 10^е лет). Поверхностная температура Т, > КУ¹ К в этом случае поддерживается на временах 10⁸ — 10⁹ лет, сравнимых со временем распада поля. Такая температура существенно превышает температуру, предсказываемую стандартными сценариями остывания без дополнительных источников подогрева нейтронной звезды. Измеряя поверхностную температуру, можно в принципе анализировать конфигурацию магнитного поля и свойства коры нейтронных звезд.

4. Рассмотренная модель эволюции магнитного поля нейтронных звезд объясняет образование миллисекундных пульсаров и маломассивных рентгеновских двойных системах. За несколько миллиардов лет эволюции компаньона на главной последовательности поле распадается в 100 1000 раз (в зависимости от параметров модели), за последующие 10 -10⁷ лет переполнения компаньоном полости Роша еще в 10-100 раз (период вращения пульсара Р при этом уменьшается до 10 100 миллисекунд). После этого распад резко замедляется. Кроме того,

объясняется происхождение пульсаров, которые на диаграмме магнитное поле период вращения [И - Р диаграмме) находятся меж;гу мнллнеекунднимн пульсарами и основной пу.тьелрной популяцией. Объясняется существование пульсирующих и ненульсируїоїцих маломассивных рентгеновских двойных систем, предсказывается существование миллисекундных пульсаров с Н < К)" Гг.

Г). 1І])Єдложенная модель объясняет широкий спектр наблюдаемых периодов нейтронных звезд в массивных двойных рентгеновских системах. Естественным образом объясняется существование, пульсирующих и непульенрующпх истопников этого типа. Рассчитанные величины магнитных нолей нейтронных звезд. входящих в массивные дойные системы, согласуются с наблюдениями.

Научная и практическая ценность

Результаты диссертации необходимы для исследования фундаментальных свойств вещества в нейтронных звездах, для моделирования популяций различных классов нейтронных звезд методом популяционногосинтеза и для адекватной интерпретации наблюдений их периодов вращения и магнитных полей.

Апробация

Результаты, обсуждаемые в диссертации, неоднократно докладывались на семинарах сектора теоретической астрофизики ФТИ им. А.Ф. Иоффе РАН, на семинарах Университета Ньюкастла, Института астрофизики (Потсдам), сектора астрономии и астрофизики Университета Валенсии, Университета Рикио (Rikio), Университета РНКЕН (RIKEN) в Токио, а также на конференции " Предсверхновые, сверхновые, и остатки сверхновых" (Пущино, 1997); международной школе НАТО "Многоликие нейтронные звезды" (NATO ASI "The many faces of neutron stars" Липари, Италия. 199G); на 4-м рабочем совещании по физике нейтронных звезд (Санкт-Петербург, 1997); на международной школе по физике плазмы Волга-97 (Нижний Новгород, 1997); на международном симпозиуме "Нейтронные звезды и пульсары" (Токио, 1997).

Структура и объем диссертации