Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/ns_review/ns_rev.ps Дата изменения: Sat Jan 5 19:23:49 2002 Дата индексирования: Tue Oct 2 01:44:29 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: звезды типа t tauri

Одиночные нейтронные звезды,
неявляющиеся классическими радиопульсарами
С. Б. Попов 1 и М. Е. Прохоров 1
Аннотация
В этой работе дается обзор современного состояния теории и наблюдений одиночных
нейтронных звезд, непроявляющих обычной пульсарной активности в радиодиапазоне.
Мы отнесли к этому классу слабые рентгеновские источники, являющиеся кандидата-
ми в одиночные нейтронные звезды в диске Галактики и в шаровых скоплениях; ком-
пактные рентгеновские источники в остатках сверхновых, аномальные рентгеновские
пульсары, источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, объекты типа Геминги.
Также мы обсуждаем радиопульсары в остатках сверхновых.
В работе дана попытка анализа создания "единых теорий", описывающих некоторые
из перечисленных выше типов источников как последовательную эволюцию одиночных
нейтронных звезд.
Нами рассматриваются наборы начальных параметров одиночных нейтронных звезд,
позволяющие описать всю совокупность современных наблюдательных данных.
1 Россия, 119899 Москва, Государственный Астрономический Институт им.П.К.Штернберга
email:
С. Б. Попов: polar@sai.msu.ru
М. Е. Прохоров: mike@sai.msu.ru

Isolated neutron stars without classical radio pulsar
activity
S. B. Popov 1 и M. E. Prokhorov 1
Аннотация
In this paper we review recent results on evolution and properties of isolated neutron
stars, which are silent in radiowaves.
As the first step we discuss observational results on dim X-ray sources in the Galactic
disk and globular cluster, soft gamma-ray repeaters, anomalous X-ray pulsars and compact
X-ray sources and radiopulsars in supernova remnants, all of which are supposed to be INSs.
Then we briefly discuss main physical processes (spin period evolution, accretion, cooling
of NSs, magnetic field decay) connected with nature of cooling and accreting INSs.
After that we come to discussion of different interpretations of observations of INS can-
didates. This discussion is followed by presentation of results of population synthesis of INS
of different kinds.
Finally we try to conclude with discussion of "unified theories", which try to explain all
observed types of INSs from some general point of view.
1 Russia, 119899 Moscow, Sternberg Astronomical Institute
email:
S. B. Popov: polar@sai.msu.ru
M. E. Prokhorov: mike@sai.msu.ru

Содержание
1 Список основных обозначений 4
2 Введение 5
3 Наблюдения одиночных нейтронных звезд 5
3.1 Роль межзвездного поглощения . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
3.2 Наблюдения слабых рентгеновских источников в диске Галактики . . . . . . 7
3.3 Наблюдения слабых рентгеновских источников в шаровых скоплениях . . . . 7
3.4 Наблюдения компактных рентгеновских источников в остатках сверхновых . 8
3.5 Наблюдения источников повторяющихся мягких гамма-всплесков . . . . . . . 9
3.6 Наблюдения аномальных рентгеновских пульсаров . . . . . . . . . . . . . . . . 9
3.7 Геминга и гемингоподобные объекты . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
3.8 Ассоциации радиопульсаров с остатками сверхновых . . . . . . . . . . . . . . 10
4 Физические процессы, связанные с природой и эволюцией одиночных НЗ 11
4.1 Эволюция периодов НЗ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
4.2 Аккреция на одиночные НЗ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
4.3 Охлаждение НЗ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
4.4 Затухание магнитного поля НЗ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
4.5 Атмосферы и спектры НЗ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
5 Интерпретация наблюдений 20
5.1 Источники энергии . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
5.2 Возможная природа слабых источников в диске Галактики . . . . . . . . . . . 20
5.2.1 Охлаждающиеся молодые нейтронные звезды . . . . . . . . . . . . . . 20
5.2.2 Аккреция из околозвездного диска . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
5.2.3 Аккреция из межзвездной среды . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
5.3 Природа аномальных рентгеновских пульсаров и источников повторяющихся
гамма-всплесков . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
5.3.1 Магнитосферные гипотезы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
5.3.2 Аккреционные гипотезы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
5.4 Природа слабых рентгеновских источников в шаровых скоплениях . . . . . . 21
5.5 Компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых . . . . . . . . . 21
5.6 Роль затухания магнитного поля в объяснении свойств одиночных НЗ . . . . 22
6 Популяционный синтез одиночных НЗ 22
6.1 Популяционный синтез одиночных НЗ в диске Галактики . . . . . . . . . . . . 22
6.1.1 Исходные параметры . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
6.1.2 Параметры эволюции . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
6.1.3 Результаты расчетов . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
6.2 Популяционный синтез старых аккрецирующих нейтронных звезд в шаровых
скоплениях . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
6.3 Популяционный синтез радиопульсаров . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
6.4 Расчеты числа ассоциаций радиопульсаров с остатками сверхновых . . . . . . 25
7 Обсуждение 25
7.1 Физика сверхновых . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
7.2 Одиночные черные дыры . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
7.3 Свойства источников в остатках сверхновых  ключ к начальным параметрам
нейтронных звезд . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
7.4 Старые аккрецирующие и молодые горячие НЗ . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
7.5 Начальные и эволюционные параметры НЗ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
7.6 Возможность объяснения источников различных типов в рамках единой модели 27
8 Основные выводы 27
3

1 Список основных обозначений
R l = c=!  радиус светового цилиндра
R st  радиус остановки
RG = (2GM)=v 2  радиус гравитационного захвата
M  масса НЗ
c  скорость света
!  частота вращения НЗ
v 2 = v 2
1 + a 2
s
a s  скорость звука
v 1  скорость НЗ относительно МЗС
PE  период, разделяющий стадии Эжектора и Пропеллера
PA  период, разделяющий стадии Пропеллера и Аккретора
  магнитный дипольный момент НЗ
  плотность МЗС
_
M  R 2
G v  темп аккреции
R st  радиус остановки
_
p  производная периода НЗ
B = =R 3  магнитное поле НЗ
R  радиус НЗ
I  момент инерции НЗ
K sd  тормозящий момент сил
K turb  момент сил, возникающий из-за того, что МЗС может быть сильно турбулизована
P turb  характерный период старой аккреципующей одиночной НЗ
  проводимость
Q  параметр, характеризующий концентрации и заряды примесей в коре НЗ
f X  поток в рентгеновском диапазоне
NH  колонковая плотность
4

2 Введение
Наблюдения нейтронных звезд (НЗ) имеют уже почти 35-летнюю историю (Хьюиш, Белл
и др. 1968). Основная доля известных НЗ  радиопульсары (см. данные о недавних на-
блюдениях в Лоример и др. 1999, Д'Амико и др. 1999). В течение первых лет изучения
НЗ установилась картина эволюции этих объектов, в которой роль своеобразного стандарта
выполнял пульсар в Крабовидной туманности. Это НЗ, имеющая сейчас период вращения
около 0.033 секунд и магнитное поле  5:2
10 12 Гс. Период увеличивается с характер-
ным значением _
p  4:16
10 13 с/с в грубом соответствии с магнито-дипольной формулой.
Начальный период пульсара был порядка 0.020 секунд. Возраст НЗ  около 1000 лет.
Новые данные наблюдений, в первую очередь полученные в рентгеновском диапазоне,
существенно дополняют эту картину. Теперь пульсар в Крабовидной туманности потерял
свою роль полномочного представителя всей популяции НЗ. Об этом и пойдет речь в данной
статье.
Наблюдения в рентгеновском диапазоне, в первую очередь на спутнике РОСАТ (см.
например Мотч 2000), показали наличие популяции источников (а возможно и несколь-
ких различных популяций, см. ниже), отождествляемых с одиночными НЗ. Есть основания
предполагать, что часть из этих объектов генетически связана с т.н. аномальными рентге-
новскими пульсарами и источниками повторяющихся гамма-всплесков. Т.о. одиночные НЗ
становятся исключительно интересным объектом исследования.
Здесь мы исключаем из рассмотрения объекты, являющиеся обычными радиопульсара-
ми (см. общий обзор в статье Бескина 1999, а обзор рентгеновских наблюдений радиопуль-
саров см. в работе Бекера 2000).
Мы также не даем подробного введения в физику и астрофизику НЗ. Лишь кратко мы
описываем процессы абсолютно необходимые для нашего изложения: эволюция периодов
НЗ, аккреция на одиночные НЗ, затухание магнитного поля НЗ, охлаждение НЗ, атмосферы
НЗ.
Недавние обзоры теоретических моделей различных физических процессов, связанных
с НЗ, читатель может найти в материалах многочисленных недавних конференций (напри-
мер, Тренто-2000, Бонн-1999, Токио-1997), книгах  Саакян 1995, Липунов 1987, а также
в обзорах УФН (Яковлев и др. 1999, Яковлев, Каминкер и др. 2001). Особенно отметим
недавнюю работу Пракаша и др. (2000), посвященную эволюции НЗ с точки зрения их
внутреннего строения.
Мы обсудим 7 типов источников, в которых с большей или меньшей степенью досто-
верности находятся одиночные НЗ: слабые рентгеновские источники в диске Галактики,
аномальные рентгеновские пульсары (AXP), источники повторяющихся гамма-всплесков
(SGR), компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых, слабые рентгенов-
ские источники в шаровых скоплениях, объекты типа Геминги, радиопульсары в остатках
сверхновых. Разумеется, некоторые источники входят сразу в две популяции (например,
AXP в остатке сверхновой).
Уже в середине 90-х годов (см. Каравео и др. 1996) начало формироваться мнение о
радиотихих НЗ как о "новой астрономической реальности". В данной статье мы рассмат-
риваем различные гипотезы, объясняющие происхождение и свойства одиночных НЗ, неяв-
ляющихся классическими радиопульсарами. Перед обсуждением теоретических моделей
кратко суммируются основные наблюдательные данные по интересующим нас объектам.
В заключение мы обсуждаем взаимосвязь между различными популяциями НЗ.
3 Наблюдения одиночных нейтронных звезд
В этом разделе мы рассматриваем наблюдательные данные по 7 типам объектов: сла-
бым рентгеновским источникам в диске Галактики, аномальным рентгеновским пульсарам
(AXP), источникам повторяющихся гамма-всплесков (SGR), компактным рентгеновским
источникам в остатках сверхновых, слабым рентгеновским источникам в шаровых скопле-
ниях, объектам типа Геминги, радиопульсарам в остатках сверхновых.
5

До обсуждения данных по каждому из вышеперечисленных типов источников мы приво-
дим краткое обсуждение учета поглощения рентгеновского излучения в межзвездной среде.
3.1 Роль межзвездного поглощения
Некоторые из Рассматриваемых нами источников имеют максимумы излучения вблизи 0.1
кэВ. Спутники, с которых производят наблюдения этих объектов, работают в диапазонах
энергий  0:11 кэВ некоторые выше, до  10 кэВ. В этом интервале энергий поглощение
рентгеновского излучения в межзвездной среде достаточно велико и обязательно должно
учитываться.
В самом общем виде поглощение может быть описано формулой:
I = I 0 exp (  ISM (E; Z)
NH (n; r)) : (1)
Здесь I и I 0  интенсивности излучения на детекторе и у источника, соответственно,  ISM
 сечение поглощения приходящееся на один атом водорода и NH =
r
R
0
nH d`  количество
водорода на луче зрения между источником и приемником. Данная формула приведена
не столько для того, чтобы напомнить закон поглощения, сколько для явного указания
параметров от которых зависит данный процесс.
Удельное сечение поглощения  ISM в рассматриваемом нами диапазоне очень быстро
убывает с ростом энергии E и достаточно сильно зависит от химического состава ISM,
главным образом от содержания металлов Z в межзвездном газе. Сечение умножается на
колонковую плотность NH , которая зависит как от расстояния r до источника, так и от его
положения на небе (которое обозначалось единичным вектором n). Рассмотрим каждую из
величин подробнее.
В рассматриваемом спектральном диапазоне теоретические значения элементарных се-
чений фотоионизации различных атомов и молекул хорошо известны и вносят наименьшую
ошибку в соотношение (1). Сечение поглощения  ISM складывается из фотопоглощения на
атомах различных элементов и молекулах, поглощения на пыли, поглощения и рассеяния
на ионах и свободных электронах. В различных компонентах ISM (холодной, теплой, го-
рячей), оказывающихся на луче зрения, роль перечисленных процессов различны. Однако
оценки показывают [?], что вкладами теплой и горячей (ионизованной) фаз ISM можно
пренебречь, поскольку б
ольшая часть мезжвездной среды находится в слабоионизованном
состоянии. Такое допущение нельзя делать для источников в остатках сверхновых или если
на луче зрения оказывается мощная область ионизации.
В ISM для энергий E < 510 кэВ основную роль в поглощении играют процессы фото-
ионизации и сечение поглощения  bf быстро убывает с ростом E. Эта зависимость близка
к  bf / E 3 , поскольку суммарный коэффициент поглощения состоит из совокупности
фотоионизационных Кскачков для различных элементов за каждым из которых сечение
поглощения убывает приблизительно как / E 3 . Точнее, величина  bf E 3
keV изменяется от
 70
10 24 см 2 при E = 0:1 кэВ до  1000
10 24 см 2 при E = 10 кэВ (при Солнечном
химсоставе).
Суммарное сечение поглощения зависит от количества тяжелых элементов в ISM. Наи-
более простое предположение о химическом составе межзвездного газа является его совпа-
дение с Солнечным (см., например, [?] и ссылки в нем). Однако, измерения химического
состава среды вне Солнечной системы указывают, что обилие тяжелых элементов там ниже,
чем в Солнце и составляет  7080% от этого уровня для разных химических элементов
[?, ?]. Во столько же раз уменьшается сечение поглощения атомарного газа. Вероятно,
основной причиной недостатка тяжелых элементов в ISM по сравнению с Солнцем явля-
ется их частичная конденсация в виде межзвездной пыли, которая в Солнце полностью
испарена и перемешана с веществом.
Из межзвездных молекул следует принимать во внимание только молекулярный водо-
род H 2 . В среднем в ISM H 2 составляет 2025% от H I [?], однако это отношение обладает
как сильной систематической зависимостью от расстояния от центра Галактики, так и суще-
ственной переменностью на малых угловых масштабах. Указанное поведение вызвано тем,
6

что основная доля H 2 заключена в молекулярных облаках, а б
ольшая часть таких облаков
образует кольцо на расстоянии  5 кпк (????) от центра Галактики.
Поглощение вызываемое межзвездной пылью невелико, не более нескольких процентов
от полного сечения  ISM . Его зависимость от E примерно такая же как и при фотоабсорб-
ции [Ref???]. Исключение составляют ситуации, когда на луче зрения оказываются богатые
пылью молекулярные облака или протозвездные объекты.
Последний нерассмотренный компонент  ионизованная фаза ISM. Можно сразу ска-
зать, что в ISM для рентгеновского диапазона свободносвободное поглощение неважно
(см., например, [?, ?]). А вот Томсоновское рассеяние на электронах, которое практически
не зависит от E, необходимо учитывать для E > 10 кэВ или для NH >  10 22 см 2 ([?, ?]).
Осталось рассмотреть распределение NH по небу. Карты данной величины, построен-
ные на основе радио и оптических наблюдений, можно найти в [Ref???]. Они показывают
усредненное по площадкам в несколько квадратных градусов распределение NH . На них
видны изменения NH с долготой в плоскости Галактики, систематической убывание NH
высоких галактических широтах, а также некоторые крупномасштабные структуры, свя-
занные с окрестностями Солнца. Типичные для Галактики значения колонковой плотности
составляют NH = 10 20 10 22 см 2 . Следует заметить, что величина NH может испытывать
существенные локальные увеличения на малых угловых масштабах в отдельных точках
небесной сферы  если поток излучения от рентгеновского источника пересекает компакт-
ное уплотнение ISM, например, туманность, остаток сверхновой или молекулярное облако.
На Рис. ?? показана зависимость расстояния на котором мы сможем регистрировать
источник от энергии E для средней межзвездной среды. Расстояние определяется из ра-
венства единице оптической толщи:
(E; r)   ISM (E)
NH (r) :
Комментарий к рисунку ................
3.2 Наблюдения слабых рентгеновских источников в диске Галактики
В начале 90-х годов ожидалось (Тревес и Колпи 1991), что спутник РОСАТ увидит боль-
шое количество одиночных старых аккрецирующих НЗ. Последующие наблюдения на этом
спутнике показали наличие небольшой популяции слабых рентгеновских источников в диске
Галактики, которые по-видимому являются одиночными НЗ (охлаждающимися или аккре-
цирующими). Основным аргументом в пользу такой интерпретации является аномально
высокое отношение рентгеновской светимости к оптической. Отсутствие радиоизлучения,
а также тепловой спектр свидетельствует о том, что объекты не являются классическими
радиопульсарами.
У четырех из семи объектов, "великолепной семерки", (мы также будем включать ис-
точник MS 0317 в популяцию слабых рентгеновских источников-кандидатов в одиночные
НЗ, хотя по некоторым параметрам он "выпадает"из группы, так что под "великолепной се-
меркой"будем понимать 7 РОСАТовских объектов) наблюдаются пульсации рентгеновского
потока с периодами 5-20 секунд.
Для двух источников измерены производные периода. В работе Дзане и др. (2002) по-
лучено значение _
p  10 14 для источника RX J0720.4-3125. Хамбарян и др. (2001) приводят
значение (0:7 2:0)
10 11 для источника RBS1223.
3.3 Наблюдения слабых рентгеновских источников в шаровых скоплени-
ях
Пфал и Раппапорт (2000) сообщают о наблюдении порядка 30 слабых рентгеновских источ-
ников в ШС (см. также Вербунт 2000). Для них характерны светимости порядка 10 31 10 34
эрг/с. Источники концентрируются к центрам скоплений.
Источники характеризуются относительно мягкими спектрами kT  0:10:5 keV.
Ниже мы подробнее рассматриваем различные варианты объяснения природы таких
источников, в том числе и одиночные НЗ.
7

Таблица 1: Слабые рентгеновские источники в диске Галактики (из работы Тревес и др.
2000 с дополнениями)
Название источника Поток Эфф. Темп. NH log f X =f V Period
MS 0317.7-6647 0.03 200 40 > 1:8 
RX J185635-3754 3.64 57 2 4.9 
RX J0720.4-3125 1.69 79 1.3 5.3 8.37
RBS1223 (1RXS J130848.6+212708) 0.29 118  1 > 4:1 5.15
RBS1556 (RX J1605.3+3249) 0.88 100 < 1 > 3:5 
RX J0806.4-4123 0.38 78 2.5 > 3:4 
RX J0420.0-5022 0.11 57 1.7 > 3:3 22.7
RBS1774 (1RXS J214303.7+065419) 0.18 90 4.6 > 3 
3.4 Наблюдения компактных рентгеновских источников в остатках сверх-
новых
Для понимания ключевого вопроса о начальных параметрах НЗ крайне важным классом
объектов являются компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых (обзор по
механизмам вспышек см. в статье Имшенника (УФН 2000 N5)). По всей видимости эти
объекты являются молодыми НЗ, многие из которых не проявляют радиопульсарной ак-
тивности.
Выделяются следующие основные типы источников (кроме обычных радиопульсаров и
тесных двойных систем, например SS433): источники в плерионах (без феномена радио-
пульсара), радиотихие НЗ, AXP, SGR. Три последних типа ярко выделяются на фоне стн-
дартной картины эволюции молодой НЗ, которая подразумевает существование активного
радиопульсара. Количество радиотихих НЗ в остатках уже сравнимо с количеством радио-
излучающих НЗ в остатках.
В таблице мы приводим данные о компактных источниках в остатках сверхновых (за
исключением классических радиопульсаров).
Таблица 2: Компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых (из работы Чак-
рабарти и др. 2000 с дополнениями)
Название источника и остатка Тип источника Period, s Reference
Cas A Shell  [3]
1E 121348-5055 (RCW 103) Shell  [7]
1E 0820-4247 (Pup A) Shell 0.075 [10]
1E 1207.4-5209 (G296.5+10) Shell  [6]
AX J0851.9-4617.4 (G226.2-1.2) Shell  [1], [5]
PSR J1846-0258 (Kes 75) Shell 0.325 [8]
RX J(RCW 86) Shell  [9]
RX J0002+6246 (G117.7+0.6) Shell 0.242 [2]
RX J2020.2+4026 ( -Cyg) Shell  [2]
RX J0201.8+6435 (3C58) Plerion  [3]
RX J0007.0+7302 (CTA1) Plerion  [3]
1E 1841-045 (Kes 73) AXP 11.8
AX J1845-0258 (G29.6+0.1) AXP 6.97 [4]
1E 2259+586 (CTB 109) AXP 6.98
1900+14 (G42.8+0.6) SGR 5.16
0526-66 (N49) SGR 8
1627-41 (G337.0-0.1) SGR 6.41
References: [1] Slane et al. 2001; [2] Brazier, Johnston 1999; [3] Chakrabarty et al. 2000; [4]
Gaensler et al. 1999; [5] Mereghetti 2000; [6] Mereghetti et al. 1996; [7] Kaspi et al. 1998; [8]
Gotthelf et al. 2000; [9] Vink et al. 2000; [10] Petre et al. 1996; [11] Helfand 1998;
8

Таблица 3: Источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (из работы Харли 1999 с
дополнениями)
Название источника Period, s _
p
1900+14 (G42.8+0.6) 5.16 (5 14)
10 11
0526-66 (N49) 8
1627-41 (G337.0-0.1) 6.41
1806-20 7.47  8:3
10 11
3.5 Наблюдения источников повторяющихся мягких гамма-всплесков
Источники повторяющихся гамма-всплесков (SGR) представляют собой объекты, демон-
стрирующие случайные (непредсказуемые) периоды вспышечной активности в мягком (<
100 КэВ) гамма-диапазоне. Периоды активности длятся от дней до месяцев. Вспышки соот-
ветствуют светимости выше Эддингтоновской для объекта солнечной массы. Иногда проис-
ходят гигантские вспышки, которые характеризуются более жестким спектром и энергией
в тысячи раз больше, чем выделяется в обычной вспышке.
В спокойном состоянии SGR наблюдаются как относительно мягкие рентгеновские ис-
точники. Значительная часть из них находятся в остатках сверхновых. Всего на данный
момент известно 4 таких источника (см. обзоры в Харлей 1999 и Томпсон 2000).
Kaplan et al (2001.) высказывают предположение, что SGR 0526-66 не связан с наблюда-
ющимся поблизости остатком сверхновой, и факт отсутствия ассоциации приводит к сни-
жению оценки возраста до 10 3 лет, и уменьшения поля в  3 раза. Т.о. мы можем предпо-
ложить, что первоначальные оценки доли магнетаров в популяции НЗ,  10%, являются
заниженными. Объяснение магнетарами слабых источников диска (особенно с периодами
порядка 10 секунд) также требует (пусть и на малой статистике) б'ольшей доли магнетаров,
чем  10%.
Глитчи (Палмер 2001).
3.6 Наблюдения аномальных рентгеновских пульсаров
Аномальные рентгеновские пульсары (AXP) были выделены в отдельный класс в 1995 году
(Мерегетти, Стелла 1995, ван Парадайз, Таам, ван ден Хевел 1995).
Они характеризуются близкими периодами порядка 6-12 секунд, низкими светимостями
( 10 35 эрг с 1 ) и более мягким спектром, чем у обычных рентгеновских пульсаров в тесных
двойных системах, стабильной светимостью на больших масштабах времени (обычно для
рентгеновских пульсаров в тесных двойных системах характерна заметная переменность),
постоянным замедлением (т.е. отсутствим периодов уменьшения периода вращения) и от-
сутствием данных о наличии второго компонента системы (см. обзоры Мерегетти 1999 и
Томпсона 2000).
Сейчас уже не вызывает больших сомнений то, что AXP являются одиночными НЗ (не
исключены только очень маломассивные компаньоны). Однако, природа светимости (ак-
креция или тепловое излучение горячей звезды) остается неизвестной. Поэтому существует
по меньшей мере два способа связать эти объекты с SGR и слабыми рентгеновскими ис-
точниками диска Галактики.
Глитчи (Каспи и др. 2000)
В настоящее время известно 6 AXP (см. таблицу).
3.7 Геминга и гемингоподобные объекты
Объект Геминга (см. Каравео 2000, Биньями, Каравео 1996) был открыт в гамма диапазоне
в 1973 г. на спутнике SAS-2. В 1992 г. Хальперн и Холт объявили об открытии периода 237
мс. Однако в радиодиапазоне Гемингу удалось пронаблюдать лишь в 1997 г. (Малофеев и
Малов, Кузьмин и Лосовкский) и только на низких частотах  100 Мгц.
Источники данного типа очень трудно обнаружить. Поэтому доля подобных НЗ неиз-
вестна даже примерно.
9

Таблица 4: Аномальные рентгеновские пульсары (из работы Мерегетти 1999 с дополнения-
ми)
Название источника и остатка Period, s _
p
1E 1841-045 (Kes 73) 11.77 4:1
10 11
AX J1845-0258 (G29.6+0.1) 6.97
1E 2259+586 (CTB 109) 6.98  5
10 13
4U 0142+61.5 8.69 2
10 12
1E 1048-59.37 6.44 (1:5 4)
10 11
RX J1708.49-400.90 11.00  2
10 11
3.8 Ассоциации радиопульсаров с остатками сверхновых
Радиопульсары в остатках сверхновых являются подклассом наиболее молодых пульсаров,
и потому чрезвычайно важны для определения начальных параметров НЗ. Однако, до сих
пор неясно какая доля сверхновых порождает радиопульсары (см. ниже результаты попу-
ляционного синтеза радиопульсаров в остатках сверхновых).
Таблица 5: Proposed Rotation-Powered Pulsar/Supernova Remnant Associations. (из работы
Каспи 1998)
PSR SNR Type  d  v t E Refs
(kyr) (kpc) ( km/s)
B0531+21 Crab P 1.3/0.9 2/2 0 125 1 1
B0540 69 SNR0540 693 P 1.7/0.6 50/50 0 0 1 2
J0537 6910 N157B C 5/4 50/50 0.5 600 1 38
B0833 45 Vela C 11/18 0.6/0.5 0.3 170 1 32
B1509 58 MSH 1552 C 1.7/10 5.7/4.2 0.2 3000? 2 27
B1757 24 G5.4 1.2 C 16/14 4.6/5 1.2 1600 2 5,6
B1853+01 W44 S 20/10 3/3.1 0.6 250 2 7
B1951+32 CTB 80 C 107/96 2.4/3 0 300 2 8
J1341 6220 G308.8 0.1 C 12/32 8.7/7 0.35 600 3 3,4
B1800 21 G8.7 0.1 S 16/15-28 4/3.2-4.3 0 0 3 33,34
B1823 13 X-ray nebula P 21/? 2.5/? 0 0 3 28
J0538+2817 S147 S 600/80-200 1.8/0.81.6 0.4 30 3 26
B1643 43 G341.2+0.9 C 33/- 6.9/8.3-9.7 0.7 475 3 29
B2334+61 G114.3+0.3 C 41/10-100 2.4/1.8 0.1 <50 3 9
B1758 23 W28 C 58/35-150 13.5/2 1.0 200 3 10,11
J1811.5 1926 G11.2 0.3 C -/2 -/>5 <1 ? 4 35
B1610 50 Kes 32 S 7.5/5 7/3-7 1.5 1600 4 12,13
J1617 5055 RCW 103 S 8/4 7/3.3 1.5 800 4 36,37
B1727 33 G354.1+0.1 ? 26/- 4.2/- 0 460 4 29
J1105 6107 G290.1 0.8 S 63/? 7/7 2.9 650 4 25
B1830 08 W41 S 148/<50 4-5/4.8 1.6 200 4 14,15
B1855+02 G35.6 0.5 ? 160/- 9/4 or 12 0.4 100 4 16
J1627 4845 G335.2+0.1 S 2700/- 6.8/6.5 0.4 70 4 17
B1706 44 G343.1 2.3 C 17.5/- 2.4-3.2/3 1.0 <50 4 29,30,31
B1930+22 G57.3+1.2 ? 40/- 9.6/4.5 0.5 750 5 18
B0611+22 IC 443 S 89/65 4.7/1.5 1.7 110 5 19
B0656+14 Monogem S? 110/60-90 0.8/0.3 0.5 250 5 20
B1832 06 G24.7+0.6 C 120/12 6.3/4.4 1.6 360 5 15
J2043+2740 Cygnus Loop S 1200/20 1.1/0.6 2.5 1500 5 21
B1154 62 G296.8 0.3 S 1600/25 10/4 1.4 550 5 22
B0458+46 G160.9+2.6 S 1800/30-100 1.8/1-4 0.3 <150 5 23,24
10

Таблица 6: Proposed Rotation-Powered Pulsar/Supernova Remnant Associations: continue (по
новым материалам).
PSR SNR Type  d  v t E Refs
(kyr) (kpc) ( km/s)
J1119-6127 G292.2-0.5 39
J1845-0258 G29.6+0.1 40
J0215+6218 G132.7+1.3 41
J1957+2831 G65.1+0.6 41
J1016-5857 G284.3-1.8 42
Refs to the table: [1] Staelin & Reifenstein (1968) [2] Seward et al. (1984) [3] Kaspi et al.
(1992), [4] Caswell et al. (1992) [5] Frail & Kulkarni (1991) [6] Manchester et al. (1991)
[7] Wolszczan et al. (1991) [8] Kulkarni et al. (1988) [9] Kulkarni et al. (1993) [10] Kaspi
et al. (1993) [11] Frail et al. (1993) [12] Caraveo (1993) [13] Johnston et al. (1995) [14]
Clifton & Lyne (1986) [15] Gaensler & Johnston (1995a) [16] Phillips & Onello (1992) [17]
Kaspi et al. (1996) [18] Routledge & Vaneldik (1988) [19] Davies, Lyne & Seiradakis (1972)
[20] Thompson & Cordova (1994) [21] Ray et al. (1996) [22] Large & Vaughan (1972) [23]
Damashek et al. (1978) [24] Leahy & Roger (1991) [25] Kaspi et al. (1997) [26] Anderson et
al. (1996) [27] Seward & Harnden (1982) [28] Finley, Srinivasan & Park (1996) [29] Frail,
Goss, & Whiteoak (1994) [30] McAdam, Osborne & Parkinson (1993) [31] Nicastro et al. (1996)
[32] Large, Vaughan & Mills (1968) [33] Kassim & Weiler (1990) [34] Finley & 
Ogelman (1994)
[35] Torii et al. (1997) [36] Torii et al. (1998) [37] Kaspi et al. (1998) [38] Marshall et al. (1998)
[39] Pivovaroff et al. (2001) [40] Gotthelf et al.(2000) [41] Lorimer et al. (1998) [42] Camilo et
al. (2001)
4 Физические процессы, связанные с природой и эволюцией
одиночных НЗ
НЗ можно было бы назвать "астрономическими объектами физических исследований". Фи-
зика, связанная с НЗ сложна и многообразна. Здесь мы ограничимся кратким описанием
процессов, необходимых для интерпретации рентгеновских наблюдений.
4.1 Эволюция периодов НЗ
Из всех параметров НЗ наиболее точно измеряются периоды их вращения. Кроме этого
измерения периодов являются модельно независимыми (в отличии от температуры поверх-
ности, массы одиночных НЗ и т.д.). Поэтому необходимо иметь хорошее описание эволюции
этого параметра.
Разумно выделить 4 основные стадии эволюции НЗ: Эжектор, Пропеллер, Аккретор и
Георотатор (см. Липунов 1987, Липунов и др. 1996).
Конкретное состояние НЗ определяется соотношениями между четыремя характеристи-
ческими радиусами: R l = c=!  радиусом светового цилиндра, R st  радиусом остановки,
RG = (2GM)=v 2  радиусом гравитационного захвата и R co = (GM=! 2 ) 1=3  радиусом ко-
ротации. Здесь M  масса НЗ, c  скорость света, !  частота вращения, v 2 = v 2
1 + a 2
s , a s 
скорость звука, v 1  скорость НЗ относительно МЗС.
Соотношение между радиусами определяет два критических периода: PE и PA , разде-
ляющих различные стадии эволюции НЗ. Эти периоды могут быть оценены по формулам
(Липунов, 1987):
PE = 2
 2 k t
c 4
 1=4

 2
v _
M
! 1=4
; R l < RG ; (2)
11

PA = 2 5=14 (GM) 5=7

 2
_
M
! 3=7
; RA < RG : (3)
Здесь   магнитный дипольный момент, _
M  R 2
G v  темп аккреции,   плотность МЗС,
k t  безразмерная константа порядка единицы.
Если p < PE , то НЗ находится на стадии эжектора; если PE < p < PA , мы имеем НЗ на
стадии пропеллера; наконец, если p > PA и R st < RG , то НЗ является аккретором.
В некоторых случаях возможна ситуация, когда p > PA , но R st > RG и аккреция невоз-
можна, т.к. образуется геоподобная магнитосфера. Однако нас стадия георотатора интере-
совать не будет, т.к. мы рассматриваем аккрецирующие нейтронные звезды, для которых
заведомо R st < RG . Кроме того, количество ИНЗ на стадии Георотатора мало (Попов и
др. 2000а, см. также ниже рис. 9). Заметим лишь, что замедление на стадии Георотатора
подобно замедлению на стадии Пропеллера (см. ниже). Численно стадия Георотатора ис-
следовалась в работе (Торопина и др. 2001). Также некоторые аспекты рассматривались в
(Рутлеге 2001).
На стадии эжектора эволюция периода определяется потерями энергии вращения ИНЗ
на магнитодипольное излучение:
_
p =
8 2 R 6
3c 3 I

B 2 (t)
p
; (4)
где R  радиус НЗ, I  момент инерции, B = =R 3  магнитное поле.
Существуют различные интерпретации этого замедления (см. Бескин и др. 1993). Од-
нако, во всяком случае магнитодипольная формула хорошо описывает наблюдения.
На стадии пропеллера НЗ замедляется из-за передачи углового момента окружающему
веществу (Шварцман 1970г, Илларионов, Сюняев, 1975).
Существует множество формул, описывающих замедление на стадии Пропеллера (см.
Липунов 1987, Липунов, Попов 1995a). Фактически все они сводятся к виду:
d!I
dt = k t
 2
R 3
A
: (5)
Множитель k t будет различным в разных моделях, в том числе он может зависить от ча-
стоты вращения НЗ.
Численное исследование стадии пропеллера было проведено в работе (Торопин и др.
1999).
В работе (Липунов, Попов 1995а) было сформулировано важное утвеждение: для по-
стоянного магнитного поля длительность стадии Эжектора всегда больше длительности
стадии Пропеллера. В случае затухания поля это может быть не так. Распад магнитного
поля может как увеличить количество ИНЗ на стадии Пропеллера (Колпи и др. 1998, Ливио
и др. 1998), так и уменьшить его, если распад очень быстрый и идет до низких значений
полей (Попов, Прохоров 2000).
На стадии аккретора на НЗ действуют два момента сил:
d(2I=p)
dt = K sd +K turb ; (6)
K sd = k t
 2
R 3
co
:
Здесь K sd  тормозящий момент сил, связанный с магнитным полем НЗ, а K turb  момент
сил, возникающий из-за того, что МЗС может быть сильно турбулизована. K turb действует
случайно, и может как ускорять, так и замедлять НЗ (см. Липунов, Попов 1995а).
Изменение периода аккрецирующей ИНЗ связано со взаимодействием с турбулизован-
ной МЗС. Это привносит свою специфику в задачу об эволюции периода. Если принять ги-
потезу об ускорении нейтронной звезды в турбулизованной межзвездной среде (Липунов,
Попов 1995a), то возникает новый характерный период, p turb . Он определяется условием
квазиравновесия замедления (оно определяется как торможением за счет магнитного поля
12

t
lg p
t t
p
p
p
p
p
Propeller
e cr
0
e
A
cr
eq
dt= R G /v
lg
Рис. 1: Evolution of an isolated NS in turbulized interstellar medium. After spin-down at the
Ejector stage (spin-down up to p = PE ) and short Propeller stage (shown with a circle) the NS
appears as accretor (p > PA ). Initialy magnetic breaking is mor important than accretion of the
angular momentum from the interstellar medium, and the NS constantly spins down. Then at
t = t cr magnetic breaking and turbulent spin-up/spin-down become comparable, and spin period
starts to fluctuate coming to some average ("equilibrium") value, P turb . Typical timescale for
fluctuations is dt = RG =v, RG  radius of gravitational capture, v  spatial velocity.
НЗ, так и аккрецируемым моментом) и ускорения (определяется аккрецируемым момен-
том).
В реальной ситуации (Прохоров, Попов, Хоперсков 2002) квазиравновесие не достигается
(рис. 2). И для определения распределения ИНЗ по периодам надо решать дифференци-
альное уравнение, используя реалистичные распределения ИНЗ по скоростям и магнитным
полям.
Расчеты для постоянного магнитного поля и максвелловского распределения ИНЗ по
скоростям показали наличие широкого максимума в распределении вблизи периодов 10 6 10 7
секунд (Прохоров, Попов, Хоперсков 2002). Распределение для разных параметров показано
на рис.3. Т.о. в такой модели следует ожидать отсутствия наблюдений периодов вращения
аккрецирующих ИНЗ (типичное время наблюдения на рентгеновском спутнике порядка 10 4
секунд).
Однако, в случае распада поля ситуация будет совсем иной (Ванг 1997, Коненков, Попов
1997). Период "застынет", запомнив значение, соответствующее начальному полю (см. ниже
рис. 7), и можно ожидать появления аккрецирующих ИНЗ с периодами порядка 10 секунд.
Качественная картина эволюции периода показана для случая постоянного поля на рис.
1
4.2 Аккреция на одиночные НЗ
Аккрецию на одиночные НЗ начали рассматривать еще в самом начале 70-х гг. (см. Шварц-
ман 1970г, Острайкер и др. 1970), когда стало очевидным, что аккрецирующие НЗ являются
источниками рентгеновского излучения.
Физика аккреции на одиночные объекты несколько отличается от аккреции в двойных.
Во-первых, отсутствует орбитальный момент. Во-вторых, чаще всего темп аккреции неве-
лик.
В начале рассмотрим самые общие свойства сферической (v < a s , аккреция Бонди (Бон-
ди, Хойл 1944)) и цилиндрической (v > a s , аккреция Бонди-Хойла-Литлтона (Хойл, Лит-
тлтон 1939)) аккреции, следуя книге (Липунов 1987 глава II). Затем рассмотрим влияние
излучения НЗ на аккреционный поток, следуя статьям (Шварцман 1970а, Блаез и др. 1995).
И в заключение обсудим результаты численного моделирования аккреции на одиночные за-
магниченные НЗ, полученные в работах (Торопин и др. 1999, Торопина и др. 2001).
Мы не затрагиваем в этом пункте дисковую аккрецию, хотя она может иметь место и
для ИНЗ (например, в некоторых моделях SGR, AXP и компактных источников в остатках
13

10 3 10 4 10 5
Periods, s
0.0001
0.001
0.01
0.1
1
Рис. 2: Evolution of the period distribution in time;  = 10 30 G cm 3 , n = 1 cm 3 , v NS =
10 km s 1 . Curves are plotted for 4 different moments from 1:72
10 9 yrs to 9:8
10 9 yrs (t A for
chosen parameters is equal to ' 1:7
10 9 yrs). An AINS crosses the horizontal part from ' 10 2 s
to 10 4 s in  6
10 7 yrs. Curves were normalized to 1 in the maximux for the highest curve.
10 2 10 3 10 4 10 5 10 6 10 7 10 8
Periods, s
0.0001
0.001
0.01
0.1
1
Рис. 3: Period distribution for populations of AINSs evolving in the ISM with number density
n = 1 cm 3 (upper solid curve) and n = 0:1 cm 3 (the second dotted curve). Lower curves
show results for low velocity part of AINS population for n = 0:1 cm 3 (v < 60; 30; 15 km s 1
correspondently). Curves for normalized to 1 in maximum for the highest curve.
14

сверхновых). Соответствующие понятия и процессы рассматриваются в разделах, посвя-
щенных моделям, включающим дисковую аккрецию. Также мы не касаемся аккреции на
черные дыры (однако, см. ниже раздел 6.2).
Для астрофизических приложений ключевым вопросом является определение темпа ак-
креции, _
M . Все рассмотрение проводится для столкновительной среды, что всегда выпол-
няется в случае аккреции на ИНЗ из МЗС.
Очевидно, что темп аккреции можно записать в виде: _
M = 1 v 1 . Определим сечение
. В случае сферической аккреции радиус гравитационного захвата будет равным:
RG = 2GM=a 2
s : (7)
Т.о. _
M = R 2
G 1 a s / a 3
s . Отметим сильную зависимость темпа аккреции от температу-
ры _
M / T 3=2
1 . Поэтому вопрос о прогреве МЗС излучением ИНЗ является исключительно
важным. Остановить аккрецию прогрев не может (Бисноватый-Коган, Блинников 1979),
однако может заметно уменьшить темп. Влияние прогрева будет рассмотрено ниже.
В случае цилиндрической аккреции (v > a s ) изменяется формула для радиуса гравита-
ционного захвата:
RG = 2GM=(a 2
s + v 2
1 ): (8)
И т.о. для темпа аккреции имеем:
_
M = k (2GM) 2
(a 2
s + v 2
1 ) 3=2 1 : (9)
Коэффициент пропорциональности, k, зависит от скорости ИНЗ. Грубо можно положить
его равным единице. Точные аналитические решения в данном случае отсутствуют. Важным
также оказывается учет влияния магнитосферы ИНЗ (Торопина и др. 2001).
Обратное влияние излучения аккрецирующего объекта на аккреционный поток не раз
рассматривалось разными авторами, начиная с Шварцмана (1970а). В случае ИНЗ свети-
мость далека от Эддингтоновской, L < 10 4 LE . Однако, как показано в работе Блаез и др.
(1995) прогрев может уменьшить темп аккреции в несколько раз, что может многократно
уменьшить число наблюдаемых ИНЗ.
За счет жесткого излучения ИНЗ вокруг нее возникает кометообразная туманность раз-
мером порядка 10 17 см для самых низкоскростных ИНЗ при плотности порядка 10 24 г см 3
(Блаез и др. 1995). При движении в среде с плотностью порядка 10 24 г см 3 уменьшение
темпа аккреции составляет от 30 раз при скорости порядка 20 км с 1 до 3 раз при ско-
рости 40 км с 1 , при скоростях > 60 км с 1 отличия становятся несущественными. Также
различие становится менее существенным при больших плотностях МЗС.
Численное моделирование сферической и цилиндрической аккреции на НЗ проводилось
неоднократно. остановимся на недавних расчетах аккреции на ИНЗ с учетом магнитного
поля (Торопин и др. 1999, Торопина и др. 2001).
В случае сферически-симметричной аккреции в расчетах было получено уменьшение
темпа аккреции примерно в 2 раза по-сравнению с формулой Бонди. Темп аккреции на
магнитный диполь зависит от магнитного поля НЗ и от магнитной проницаемости среды:
_
M dip /  0:38
m ; _
M dip / ( _
MB = 2 ), где  m  магнитная проницаемость, а _
MB  темп аккреции
Бонди.
В случае цилиндрической аккреции показано, что при наличии магнитного поля темп
аккреции уменьшается в несколько раз по-сравнению с незамагниченной НЗ. Чем больше
магнитное поле, тем меньше темп аккреции: _
M / B 1:3 .
4.3 Охлаждение НЗ
НЗ рождаются горячими. Первые 10 5 10 6 лет пока температура внутри НЗ превосходит
10 8 K охлаждение связано с излучением нейтрино. Затем более существенным становится
фотонное охлаждение. Поскольку НЗ являются достаточно яркими для их регистрации
в рентгеновском диапазоне не более 10 6 лет, то ниже рассматривается лишь нейтринное
охлаждение.
15

Рис. 4: From Yakovlev et al. 1999. Redshifted surface temperature T 1
s versus stellar age t
according to Page and Applegate (1992) for non-superfluid NS models of different mass.
Магнитное поле, превосходящее  10 12:5 Гс, может влиять на темп охлаждения НЗ.
Кроме этого дополнительное тепло может возникать из-за распада магнитного поля. Од-
нако, для многих молодых НЗ должно выполняться условие B < 10 12:5 Гс и распад поля
(по наблюдениям радиопульсаров) несущественен на ранних стадиях эволюции многих НЗ.
Поэтому представляется важным рассмотреть охлаждение НЗ без усложняющего влияния
магнитного поля, а также эффектов, связанных с увеличением периода вращения (трение).
Существенным элементом расчетов охлаждения НЗ является учет сверхтекучести в
недрах НЗ. В дальнейшем мы следуем обзору (Яковлев и др. 1999) и работе (Паж и др.
2000, см. также Шааб и др. 1999).
"Стандартное"остывание НЗ определяется модифицированными урка-процессами (MURCA)
и тормозным излучением нейтринных пар при рассеянии нуклона на нуклоне. При этом
прямые (direct) урка-процессы (DURCA) считаются подавленными.
Однако, в ядрах массивных звезд DURCA оказываются разрешенными. Т.о. НЗ рас-
падаются на две ветви: массивные, в которых разрешены DURCA, и маломассивные, где
DURCA подавлены (см. рис. 4).
Очень важными для расчетов остывания оказываются процессы, связанные со сверхте-
кучестью в ядре НЗ. Из-за куперовского спаривания протонов или нейтронов может возник-
нуть сильное излучение нейтрино. Остывание за счет этих процессов при некотором наборе
параметров оказывается намного более эффективным, чем "стандартное"остывание. При
этом также существует зависимость от массы НЗ. На рис. 5 показаны результаты расчетов
остывания для НЗ различных масс в сравнении с данными наблюдений.
Детальный учет эффектов ОТО при остывании НЗ обсуждается, например, в работе
Паж и др. (2000).
4.4 Затухание магнитного поля НЗ
Затухание магнитного поля становится все более стандартным предположением при рас-
смотрении эволюции НЗ и описании их свойств. Однако, вопрос о механизме диссипации
поля остается открытым. Прежде всего необходимо понять сконцентрировано ли магнитное
поле в коре НЗ, или же пронизывает и ее ядро.
Механизмы, ответственные за эволюция поля в коре и ядре НЗ, различны. Возможен
также механизм, в котором поле из ядра НЗ "выталкивается"(expelled) в кору за счет вра-
щения или архимедовой силы (buoyancy) (см. Муслимов и Цыган 1985), и там уже затухает
16

Рис. 5: From Kaminker et al. (astro-ph/0105047). Observational data (error bars) on surface
temperatures of eight NSs as compared with theoretical cooling curves obtained for proton and
neutron superfluidities (SFs). All cooling curves (except dotand-dashed ones) are calculated for
the same proton SF. Solid lines  no neutron SF for NS models with masses (from top to bottom)
1.3, 1.36, 1.4, 1.46, 1.47, and 1.5 M . Dashed lines and dotted lines correspond to neutron SFs
for M = 1:3 and 1:4 M . Dashed-and-dot lines are for non-superfluid 1:3 M and 1:5 M NSs.
за счет омических потерь. Недавно вычисления для этого механизма были проведены Ко-
ненковым и Геппертом (2000). Ниже мы рассматриваем поле, сконцентрированное в коре
НЗ.
Наиболее полное исследование распада поля в коре (без учета эффектов ОТО) было
проведено в работе (Урпин, Коненков 1997). В описании диссипации магнитного поля в
коре НЗ мы следуем изложению, приведенному в работе (Коненков, Попов 1997).
Распад поля в коре определяется уравнением (Урпин и Муслимов 1992):
@B
@t =
c 2
4
r
 1

rB

+r (v B) ; (10)
где   проводимость, v  скорость движения коры, v = 0 на стадиях эжектора и пропел-
лера. На стадии аккретора v = ( v r ; 0; 0),
v r =
_
M
4r 2 (z)
;
где r  расстояние до центра НЗ, (z)  плотность вещества на глубине z = R r. Уравнение
(10) сильно упрощается в случае дипольного поля и сводится к одномерному параболическо-
му уравнению для вектор-потенциала. Граничные условия ставятся так же, как и в работе
Урпина и Муслимова (1992).
Проводимость  определяется в основном рассеянием электронов на фононах и приме-
сях:
1
 = 1
 ph
+ 1
 imp
:
Фононная проводимость  ph , зависящая от плотности и температуры, доминирует при вы-
соких температурах и не очень больших плотностях. При более низких температурах и
более высоких плотностях доминирует примесная проводимость  imp . Примесная проводи-
мость не зависит от температуры, но зависит от концентрации и заряда примесей, которые
характеризуются параметром Q:
Q =
1
n
X
n 0
n 0 (Z Z 0 ) 2 ;
где n и Z  концентрация и заряд основного сорта ионов, n 0 и Z 0  концентрация и за-
ряд примеси, суммирование ведется по всем сортам примесей. Аналитическая формула для
17

0,01 0,1 1 10 100
7
8
9
10
11
12
13
9.5
9.4
9.3
9 u
u
u
u
u
u
u
u
u
u
9.7
9.5
9.4
9.3
9
8
5
4
3
u
u
u
u
u
u
u u
u
u
u
u
u
u а)
2
1
lg
B,
Гс
P, c
0,01 0,1 1 10 100
7
8
9
10
11
12
13
9.7
9.5
9.3
9
8
5
9.7
u
u
u
u u u
u
u
u
u
9.5
9.3
9
6
4
3
P, c
б)
2
1
Рис. 6: The change of the surface magnetic field of the isolated neutron star with time for the
model of standard cooling. Curves 1, 2, and 3 correspond to the initial depths of the current
layer, 10 11 , 10 12 , and 10 13 g cm 3 , respectively. The solid curves correspond to Q = 0.001; the
dashed curves, to Q = 0.01; the dot-dashed curves, to Q = 0.1.
примесной проводимости была получена Яковлевым и Урпиным (1980), фононную прово-
димость приведена в работе Ито и др. (1993). Начальное поле может считаться локализо-
ванным в поверхностном слое некоторой толщины. Плотность вещества  0 на внутренней
границе этого слоя является параметром задачи. Величина Q считается не зависящей от
глубины.
Основные результаты расчета распада дипольного магнитного поля ИНЗ таковы. Дис-
сипация магнитного поля оказывается тесным образом связаной с тепловой эволюцией НЗ.
Для стандартного остывания, при котором нейтринная светимость НЗ определяется в
основном модифицированными урка-процессами (Петик, 1992), за первый миллион лет по-
ле распадается в 2-1000 раз в зависимости от начальной глубины залегания и уравнения
состояния в ядре звезды (Урпин, Коненков, 1997). По мере остывания НЗ проводимость
увеличивается, и распад поля замедляется. Скорость распада на поздней стадии зависит
от  imp и, следовательно, от Q. Например, при Q = 0:01 поле практически не уменьшается
за последующие 10 8 лет. Однако как только магнитное поле продиффундирует через всю
кору и достигнет сверхпроводящего ядра (за 2
10 9 лет при Q = 0:01), распад становится
экспоненциальным.
Аккреция оказывает влияние на эволюцию поля. Во-первых, она нагревает кору ней-
тронной звезды (Ждуник и др., 1992), уменьшая тем самым проводимость. Во-вторых,
возникает поток вещества, направленный к центру звезды, который стремится перенести
поле в более глубокие слои. Как показывают расчеты (Урпин, Гепперт, Коненков, 1996), ак-
креция с темпом _
M < 10 14 M = незначительно ускоряет распад поля. Т.о. для ИНЗ этим
эффектом можно пренебречь.
Расчеты затухания поля, сосредоточенного в коре, с учетом эффектов ОТО приведены
в (Geppert et al. 2000; Page et al. 2000).
4.5 Атмосферы и спектры НЗ
Для построения спектров излучения поверхности одиночной НЗ необходимо учитывать вли-
яние ее атмосферы (Romani 1987). Несмотря на малую толщину (порядка сантиметров)
атмосфера вносит существенные поправки в спектр. При этом необходимо принять во вни-
мание химический состав атмосферы и величину магнитного поля (Шибанов и др. 1992).
18

2 4 6 8 10
0,0001
0,001
0,01
0,1
1
lg(B/B
0
)
lg t, годы
1
2
3
Рис. 7: The evolutionary tracks of the neutron star for the accretion rates _
M = 10 15 M yr 1
(a) and _
M = 10 16 M yr 1 (b). The model parameters are described in the text. The dashed
lines correspond to p = PE ; the dot-dashed lines, to p = PA . The dashed line in Fig. 2a shows
for the second track the neutron star evolution with no acceleration in the turbulized intestellar
medium. The numbers near the marks in tracks denote the logarithm of the neutron star age in
years. The observed radio pulsars are indicated by dots (Taylor et al., 1993).
19

10 26 10 27 10 28 10 29
Bottom magnetic moment
10 7
10 8
10 9
10 10
Decay
time
scale,
yrs
Рис. 8: The characteristic time scale of the magnetic field decay, t d , vs. bottom magnetic moment,
 b . In the hatched region Ejector life time, t E , is greater than 10 10 yrs. The dashed line corresponds
to t H = t d
ln ( 0 = b ), where t H = 10 10 years. The solid line corresponds to p E ( b ) = p(t = t cr ),
where t cr = t d
ln ( 0 = b ). Both the lines and hatched region are plotted for  0 = 10 30 Gcm 3 .
The dash-dotted line is the same as the dashed one, but for  0 = 5
10 29 Gcm 3 . The dotted line
shows the border of the forbidden region for  0 = 5
10 29 Gcm 3 .
Недавний обзор см. в (Вентура и Потехин 2001), а недавние расчеты в (Хо, Лай 2001).
5 Интерпретация наблюдений
Существуют противоречивые модели, описывающие результаты наблюдений одиночных
НЗ. В первую очередь противоречия касаются источника энергии излучения.
5.1 Источники энергии
Можно выделить два основных механизма, являющиеся причиной возникновения мягко-
го рентгеновского излучения одиночных НЗ: аккреция и тепловое излучение поверхности
(остывание НЗ, а также выделение энергии за счет трения в случае замедления НЗ внешней
силой).
Для аккреционного механизма можно выделить два подтипа: аккреция из межзвездной
среды и аккреция вещества остатка сверхновой (fall-back).
В случае излучения поверхности остывающей звезды также возможно два подтипа: из-
лучение запасов тепловой энергии и "подпитка"энергией за счет распада магнитного поля.
5.2 Возможная природа слабых источников в диске Галактики
До сих пор неясна природа слабых рентгеновских источников в диске Галактики. Более
того, неясно даже являются ли они единой популяцией. Было выдвинуто три основные
гипотезы: молодые горячие НЗ, излучающие свою тепловую энергию (см. например Хейл
и Хернквист 1998), старые НЗ, аккрецирующие вещество из межзвездной среды (Тревес
и Колпи 1991), молодые НЗ, аккрецирующие вещество из диска, образовавшегося после
вспышки сверхновой (см. например Альпар 2000, Марсден и др.).
5.2.1 Охлаждающиеся молодые нейтронные звезды
Молодая НЗ обладает большим запасом тепловой энергии. В течение  10 6 лет НЗ может
иметь светимость около 10 32 эрг/с за счет внутреннего тепла. Т.о. слабые рентгеновские
20

источники с тепловым спектром можно объяснить в рамках этой гипотезы.
Однако, для объяснения количества наблюдаемых объектов требуется большая (больше
чем у радиопульсаров) пространственная плотность этих объектов (см. ниже). Кроме этого,
существование периодов вращения порялка 10 сек не укладывается в стандартную картину
(Краб) эволюции НЗ.
5.2.2 Аккреция из околозвездного диска
Неоднократно предлагались различные варианты гипотезы (см. Альпар 2000, Перна и др.
2001) об аккреции на одиночную молодую НЗ из диска, образовавшегося после взрыва
сверхновой.
5.2.3 Аккреция из межзвездной среды
Аккреция вещества МЗС как источник рентгеновской светимости одиночных НЗ была пред-
ложена еще в начале 70-х годов ().
5.3 Природа аномальных рентгеновских пульсаров и источников повто-
ряющихся гамма-всплесков
AXP и SGR в последнее время рассматриваются как тесно связаннаые популяции НЗ,
поэтому мы изложим гипотезы, описывающие их природу, совместно.
По типу энерговыделения гипотезы можно разделить нв две основные группы: маг-
нитосферные и аккреционные. Первые из них так или инача связаны с (сверхсильным)
магнитным полем НЗ, вторые  с аккрецией из МЗС, остатка сверновой или с компонента
двойной системы на НЗ. Ниже мы рассматриваем каждую из этих групп подробнее.
5.3.1 Магнитосферные гипотезы
5.3.2 Аккреционные гипотезы
5.4 Природа слабых рентгеновских источников в шаровых скоплениях
Возможны различные объяснения природы этих источников: катаклизмические звезды,
транзиенты в спокойном состоянии и т.п. Пфал и Раппапорт выдвинули гипотезу о том,
что данные объекты являются одиночными аккрецирующими НЗ.
5.5 Компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых
Можно выделить три основные гипотезы, объясняющие появление компактных рентгенов-
ских источников в остатках сверхновых: тепловое излучение поверхности молодой горячей
НЗ, нетепловое излучение молодого пульсара (в этом случае следует ожидать если не реги-
страции самого пульсара, то хотя бы возникновения плериона), аккреция на молодую НЗ
(или черную дыру?) вещества остатка сверхновой (fall-back). Отметим также экзотическую
гипотезу, предложенную для интерпретации источника в остатке RCW 103 (Попов 1998):
аккрецию на старую НЗ, компаньона двойной системы (второй компонент и породил на-
блюдаемый остаток). Очевидно, что столь экзотическая гипотеза не может претендовать на
объснение значительного числа источников.
В этом пункте рассмотрим подробно лишь радиотихие НЗ (аномальные пульсары и SGR
рассматриваются в соответствующих разделах, а обычные радиопульсары и источники в
плерионах мы обходим здесь молчанием).
Важными наблюдательными фактами являются наличие периодов и переменность рент-
геновского потока.
Периоды AXP и SGR лежат в диапазоне 5-12 секунд. Другие источники обладают ко-
тоткими периодами от 0.075 с (Pup A) до 0.325 (Kes 75).
Источники в RCW 103 и G29.6+0.1 показывают существенную переменность рентгенов-
ского излучения на больших временах. Поток может изменяться на порядок.
21

Рассмотрим трудности в интерпретации радиотихих источников на конкретных приме-
рах.
Cas A. Наблюдения на спутнике Чандра дали много новых данных. Собственно компакт-
ный источник был открыт во время первых наблюдений на этом спутнике (август 1999).
Здесь мы следуем работам Павлов и др. 2000, Чакрабарти и др. 2001.
Расстояние до источника порядка 3.4 кпк. Радиус остатка около 2 пк. Возраст оценива-
ется в несколько сотен лет (есть указания, что вспышка наблюдалась Флемстедом в 1680
г.). Это самый молодой из известных остатков в нашей Галактике.
Компактный источник расположен очень близко к центру остатка (остаток весьма сим-
метричен).
Оптические и ИК наблюдения дают только верхние пределы на излучение компактного
объекта.
Сложности начинаются уже при определении светимости. В зависимости от модели
спектра (чернотельный или степенной) светимость оценивается от  2
10 33 эрг с 1 до
 6
10 35 эрг с 1 .
Важной особенностью является маленькая площадь ( 1 км) излучающей поверхности
во всех вариантах интерпретации спектра.
RCW 103.
5.6 Роль затухания магнитного поля в объяснении свойств одиночных
НЗ
Подчернем упомянутый выше процесс затухания магнитного поля НЗ, как принципиаль-
ный и для магнетарной, и для аккреционной гипотезы. Существование объектов с перио-
дами порядка 10 сек требует затухания поля в случае аккреции. Значительные светимости,
необеспечиваемые запасом тепловой энергии, требуют диссипации поля в тепло для магне-
таров.
6 Популяционный синтез одиночных НЗ
В последнее время популяционный синтез стал популярным методом в различных обла-
стях астрофизики. В первую очередь он применяется для изучения эволюции двойных и
одиночных звезд (см. Липунов и др. 1996).
Обычно моделирование проводится методом Монте-Карло. Задаются начальные пара-
метры объектов и законы их изменения. В идеале стремятся получить все эти данные в
аналитической форме, однако часто используют затабулированные данные.
Сравнение с наблюдениями может проводиться как на уровне параметров отдельных
объектов, так и на уровне интегральных параметров, например, интегральный спектр га-
лактики.
Как правило в популяционных моделях эволюционный трек отдельного члена популя-
ции не имеет очень высокой точности. Однако, большая совокупность объектов позволяет
судить о таких важных параметрах как распределение начальных параметров, а также
делать предсказания, касающиеся популяции вцелом.
В последующих пунктах мы рассматриваем популяциооный синтез одиночных НЗ в
диске Галактики, аккрецирующих одиночных НЗ в шаровых скоплениях, популяционный
синтез радиопульсаров и ассоциаций радиопульсаров с остатками сверхновых.
6.1 Популяционный синтез одиночных НЗ в диске Галактики
Метод популяционного синтеза дает существенные преимущества по-сравнению с исследо-
ванием свойств индивидуальных объектов (см. например Липунов и др. 1996). Различные
популяции изолированных НЗ не раз изучались с помощью данного метода (см. Бхатача-
рья и др., Мадау и Блаез, Маннинг и др.). Детальное изучение НЗ в применении к слабым
рентгеновским источникам было недавно проведено в (Попов и др. 2000a, 2000b).
Ниже мы описываем параметры модели эволюции одиночных НЗ в галактическом диске,
следуя работам (Попов и др. 2000a, 2000b). И приводим результаты данных расчетов.
22

6.1.1 Исходные параметры
Для проведения расчетов нам необходимо задать как параметры популяции нейтронных
звезд, так и параметры Галактики: гравитационный потенциал и распределение МЗС.
Потенциал был задан в форме, предложенной Миямото и Нагаи (1975):
 = ::: (11)
Выбор был обусловлен тем, что такую же форму потенциала использовали в своих рас-
четах эволюции НЗ Пачинский (1990), Блаез и Мадау (1993), Блаез и Раджагопал (1991).
Распределение МЗС (см. рис) было взято из книги Бочкарева (1992). Оно характеризу-
ется молекулярным кольцом на расстоянии 4-6 кпк от центра Галактики. Отметим, что при
разумных параметрах НЗ подобную торообразную структуру имеет и их пространственное
распределение (Прохоров, Постнов 1993, 1994). Следовательно, пространственное распре-
деление аккреционной светимости одиночных НЗ будет иметь довольно острый максимум
в этой области (Попов, Прохоров 1998, 1999).
НЗ полагались идентичными друг другу с массами 1:4 M , радиусами 10 км, и началь-
ными периодами вращения 0.020 секунд. Все они рождались в плоскости Галактики. На-
чальное распределение НЗ по радиусу Галактики в расчетах пропорционально квадрату
плотности МЗС (Кокс 1983, Фирмани, Тутуков 1994).
Использовалось два значения начального магнитного поля. Также в расчетах учитывал-
ся распад поля, задаваемый в экспоненциальной форме.
Начальная скорость выбиралась из максвелловского распределения. Средняя скорость
в различных прогонах программы варьировалась от 0 до  550 км с 1 .
6.1.2 Параметры эволюции
6.1.3 Результаты расчетов
0.0 200.0 400.0 600.0
Velocity, km/s
1
10
100
Accretors
0.0 200.0 400.0 600.0
0.0
20.0
40.0
60.0
80.0
100.0
Ejectors
0.0 200.0 400.0 600.0
Velocity, km/s
0.00
0.20
0.40
0.60
Georotators
0.0 200.0 400.0 600.0
0.00
0.05
0.10
0.15
0.20
0.25
Propellers
Рис. 9: Fractions of NSs (in percents) on different stages vs. the mean kick velocity for two values
of the magnetic moment:  30 = 0:5 (open circles) and  30 = 1 (filled circles). Typical statistical
uncertainty for ejectors and accretors is  1-2%. Figures are plotted for constant magnetic field.
6.2 Популяционный синтез старых аккрецирующих нейтронных звезд в
шаровых скоплениях
В шаровых скоплениях (ШС) известно множество рентгеновских источников (см., напри-
мер, Вербунт (2001)). Значительная часть из них является тесными двойными системами.
Это рентгеновские барстеры, катаклизмические переменные и т.п. Однако, не все слабые
источники, L  10 31  10 34 эрг с 1 , можно объяснить двойными системами различных
типов.
23

100 1000
Tcap eV
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
fraction
Temperature distribution
-16 -14 -12 -10
log S
10 -3
10 -1
10
10
10
N
(>S)
Log N - Log S for accretors
Polar caps
Total flux
10 10 8 10 9 10 10 10 11 10 12
Accretion rate g/s
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
fraction
Accretion rate distribution
0 50 100 150
Velocity km/s
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
fraction
Velocity distribution
-3/2
-1
Рис. 10: Upper left panel: the log N  log S distribution for accretors within 5 kpc from the Sun.
The two curves refer to total emission from the entire star surface and to polar cap emission
in the range 0.5-2 keV; two straight lines with slopes -1 are also shown for comparison. From
top right to bottom right: the velocity, effective temperature and accretion rate distributions of
accretors; all distributions are normalized to their maximum value.
Пфал и Раппапорт (2001) в своей работе выдвинули идею о том, что по-крайней мере
часть слабых рентгеновских источников в ШС являются аккрецирующими одиночными НЗ.
Попов и Прохоров (2001) провели качественный анализ данной ситуации с целью проверки
гипотезы Пфала и Раппапорта.
Для оценки числа ИНЗ на стадии аккреции использовались данные детальных расчетов
для диска галактики (Попов и др. 2000а). Затем в рамках упрощенной модели сравнивалась
эффективность появления Аккреторов в диске и в ШС. После этого детальные результаты
для диска переводились на случай типичного ШС.
Также количество Аккреторов можно оценить на основе известной фуекции масс (ис-
пользовалась Солпитеровская функция) и рассчитанной доли Аккреторов среди всех обра-
зующихся НЗ. Для последней величины авторы получили приближенное значение 0.25%.
Результаты простейшего численного моделирования и полуаналитических оценок пока-
зали, что можно ожидать порядка 0.5-1 аккрецирующей одиночной НЗ на типичное ШС с
массой 10 5 M, что соответствует наблюдениям.
В расчетах использовалось высокое значение плотности МЗС в ШС, n = 100 см 3 ,
предложенное Пфалом и Раппапортом (2001). Если это значение является существенно
завышенным, то оценка количества Аккреторов должна быть соответствующим образом
уменьшена.
При равных скоростях и магнитных полях аккрецирующие одиночные НЗ в ШС при
плотности МЗС 100 см 3 должны иметь примерно на порядок более короткие периоды,
чем НЗ в диске Галактики. Отсутствие пульсаций у наблюдаемых кандидатов возможно
указывает на распад магнитного поля в старых одиночных НЗ ШС.
Отметим, что Аккреторы в ШС могут иметь в среднем более сильные магнитные поля,
чем Аккреторы в диске Галактики, т.к. в ШС условия для начала мягче аккреции (больше
плотность МЗС), а кроме того НЗ, оставшиеся в ШС, имеют очень низкие скорости.
6.3 Популяционный синтез радиопульсаров
Эволюция двойных и одиночных радиопульсаров неоднократно исследовалась методом по-
пуляционного синтеза. Здесь мы не будем рассматривать миллисекундные радиопульсары
(см. Поссенти и др. 1999). А обратимся к эволюции одиночных пульсаров, следуя серии
работ (Вербунт и др. 1999, Бхатачарья и др. 1992, Хартман и др. 1997).
Одним из ключевых вопросов в эволюции НЗ является проблема распада магнитного
поля. Если в двойных системах распад может быть ускорен аккрецией вещества (см. Урпин
и др. 1996), то в одиночной НЗ распад обусловлен только внутренними причинами. Поэтому
24

именно исследование изолированных объектов представляет особый интерес (Попов, Про-
хоров 2000). Поскольку до недавнего времени только радиопульсары удовлетворяли этому
требованию, неудивительно, что авторы работ (Вербунт и др. 1999, Бхатачарья и др. 1992,
Хартман и др. 1997) обратились именно к ним.
Специфическая трудность заключена в сравнении результатов с наблюдениями. Дело в
том, что пульсарные данные подвержены множеству селекционных эффектов. Для срав-
нения расчетов с данными наблюдений неоюходимо ввести критерий детектируемости для
моделируемых НЗ. Кроме этого, данные по расстояниям до пульсаров не обладают высокой
степенью надежности (например, в 1994 году они были существенно пересмотрены (Лайн,
Лоример 1994)).
Кроме изменения периода вращения и величины магнитного поля в расчетах необходимо
учитывать движение НЗ в Галактике, т.к. за время жизни пульсар может существенно
удалиться от места своего рождения.
Наилучшего согласия с данными наблюдений авторы достигли использую следующий
набор параметров:   10 8 лет, log B 0 = 12:34; B = 0:34. Здесь B = B i exp( t=), а распре-
деление начальных полей соответствует распределению B = 1=(
p
(2) B )
exp( 1=2 ((logB i
logB 0 )= B )).
6.4 Расчеты числа ассоциаций радиопульсаров с остатками сверхновых
Впервые к вопросу о малом числе ассоциаций PSR+SNR обратились в конце 80-х (Браун и
др. 1989, Нараян, Шаудт 1988). Нараян и Шаудт предположили, что пульсары не наблю-
даются в некоторых остатках из-за того, что магнитное поле слишком слабо или период
вращения НЗ слишком велик, т.е. пульсар находится или очень близко к линии смерти или
же уже за ней (о линии смерти см. Чен и Рудерман 1993, Аронс 2000).
В связи с малым числом ассоциаций PSR+SNR проводились расчеты этой величины
методом Монте-Карло (Генслер, Джонстон 1995a,b,c).
Максимальное время жизни остатка сверхновой составляет (Лозинская 1986):
t max = R max (P 0 = 0 ) 1=2 = 7
10 6 E 0:32
51 n 0:34
0 P 0:70
04 (12)
Однако, поиск радиопульсаров актуален только для относительно молодых остатков с
возрастом менее нескольких сотен тысяч лет, причем для старых остатков пульсар должен
находиться вне сам
ой оболочки (Генслер, Джонстон 1995a).
Основной вывод работы Генслера и Джонстона (1995c) заключается в том, что даже если
каждая сверхновая порождает радиопульсар, то число ассоциаций будет меньше наблюда-
емого. Т.е. среди имеющихся пар PSR+SNR часть является лишь результатом проекции.
7 Обсуждение
В этой части мы подводим итоги и обсуждаем взаимосвязь рассмотренных источников
с другими типами НЗ, возможно являющихся одиночными: источниками повторяющихся
мягких гамма-всплесков, аномальными рентгеновскими пульсарами и радиотихими НЗ ти-
па Геминги.
7.1 Физика сверхновых
Поскольку НЗ является одним из результатов взрыва сверхновой, то, разумеется, свойства
молодых НЗ несут информацию о породивших их сверхновых.
Особенно интересна в этой связи проблема fall-back, падения на НЗ вещества остатка
сверхновой. Существует ряд моделей (см. Альпар 2000), объясняющих природу АРП, SGR,
слабых рентгеновских источников в диске Галактики и компактных рентгеновских источни-
ков в остатках сверхновых выпадением вещества, выброшенного при взрыве, на поверхность
НЗ.
25

10 -3 10 -2 10 -1 10 10 1
counts/s
10 -2
10 -1
10
10
10
10
10
N
(>S)
per
steradian
Log N - Log S
ROSAT points
absorbed coolers
RBS limits
Polar caps accretion
P2000 point (r<140 pc)
-14 -13 -12 -11
-1
-3/2
Рис. 11: Comparison of the log N  log S distributions for accretors and coolers together with
observational points, the naive logN  logS from P2000a and the ROSAT Bright Survey (RBS)
limit. The scale on the top horizontal axes gives the flux in erg cm 2 s 1 .
7.2 Одиночные черные дыры
Различные аспекты, связанные с аккрецией на одиночные черные дыры звездных масс
изучались уже 30 лет назад (см. Шварцман 1971).
Недавно аккреция из МЗС на одиночные черные дыры была рассмотрена Фуджитой и
др. (1998).
Балберг и Шапиро (2001) рассчитали темп образования черных дыр после вспышек
сверхновых.
7.3 Свойства источников в остатках сверхновых  ключ к начальным
параметрам нейтронных звезд
Взаимосвязи НЗ и остатков сверхновых было посвящено несколько специальных конферен-
ций (см. например Elba-1998).
Сейчас представляется очевидным (см. например Готтхелв и Васишт 2000), что значи-
тельная часть НЗ (более половины) рождаются со свойствами отличными от считавшегося
ранее прототипом всех молодых НЗ пульсара в Крабовидной туманности.
Основные аргументы таковы:
 малое количество достоверных ассоциаций радиопульсаров с остатками сверхновых (на
220 остатков и > 1200 радиопульсаров приходится около десятка достоверных ассоциаций,
см. например Каспи 1998).
 отсутствие указаний на существование активного радиопульсара во многих остатках сверх-
новых.
 параметры, наблюдающихся в остатках молодых НЗ (прежде всего периоды >> 1 с.
Проводились специальные обзоpы с целью обнаружения радиопульсаров в остатках (см.
Лоример и др. 1998, где описан обзор 33 остатков сверхновых).
Наблюдения молодых НЗ, неявляющихся радиопульсарами, крайне затруднено. Т.к. они
не являются яркими источниками в каком бы то ни было диапазоне спектра. В связи с этим
особое значение приобретают источники в остатках сверхновых.
7.4 Старые аккрецирующие и молодые горячие НЗ
В этом пункте мы рассматриваем кривые Log N  Log S для одиночных аккрецирующих и
молодых остывающих НЗ, следуя работам (Попов и др. 2000б, Нейхаузер и Трюмпер 1999).
7.5 Начальные и эволюционные параметры НЗ
По сю пору стандартным набором начальных параметров НЗ является следующий:
 M = 1:4 M ,
 R = 10 км,
 I = 10 45 г см 2 ,
 p = 0:020 с (или с некоторым распределением, где < p > 1 с, типа распределения,
26

предложенного в работе Spruit and Phinney 1998),
 B  10 12 Гс (или с распределением подобным распределению магнитных полей у радио-
пульсаров)
 начальные скорости, v, задаются с максвелловским или подобным ему распределением
(см, например, Липунов и др. 1996)
Однако очевидно, что такой "минимальный"выбор параметров, характеризующий в пер-
вую очередь начальные свойства радиопульсаров, не может объяснить всего многообразия
наблюдаемых НЗ.
7.6 Возможность объяснения источников различных типов в рамках еди-
ной модели
Важной целью является описание свойств всех рассмотренных выше типов источников в
рамках единого подхода.
Один из таких подходов (наиболее популярный в настоящее время) связан с магнетара-
ми. Как было указано выше магнетары могут объяснить наблюдаемые периоды (порядка
5-23 секунд) у AXP, SGR, и у двух слабых рентгеновских источников в диске Галактики.
Однако, в рамках этой гипотезы до сих пор не было проведено популяционных исследо-
ваний. Необходимо показать, что без неестественных предположений (например, два острых
максимума в распределении НЗ по начальным магнитным полям), можно получить доста-
точное количество соответствующих одиночных НЗ, не вступая в противоречие с наблюда-
емыми свойствами радиопульсаров и источников в ТДС.
Другая единая модель была предложена Али Альпаром (2000). В данном подходе клю-
чевую роль играет аккреция на молодую НЗ вещества остатка сверхновой (fall-back).
Альпар пытается связать в единую картину AXP, рентгеновские источники в остатках
сверхновых и слабые источники в диске. Для SGR не предлагается конкретного механизма
генерации собственно гамма-всплесков, однако можно описать их свойства (близкие к AXP)
в спокойном состоянии.
Автор полагает, что различия между источниками разных типов связано с различием
темпов аккреции и возраста. Слабые источники диска (наиболее многочисленные) являются
НЗ на стадии пропеллера. Источников светимости является диссипация энергии (трение)
внутри НЗ. Компактные источники в SNR характеризуются наибольшим темпом аккреции.
С этим связано и отсутствие измеренных периодов (комптонизация уменьшает модуляцию
сигнала и эффект пульсара не наблюдается). Если же изначально темп аккреции мал, то
наблюдается обычный радиопульсар. При этом предполагается, что все НЗ рождаются с
"нормальными"магнитными полями  10 12 Гс.
Модель Альпара обладает рядом недостатков. .....
Вообще все аккреционные гипотезы сталкиваются с серьезными проблемами из-за жест-
ких ограничений на светимость диска в оптическом и примыкающих к нему диапазонах.
Приходится признать, что пока не удалось доказать, что какая-то из предложенных
единых моделей может описать все типы источников, не используя предположения ad hoc,
которые как Deus ex machina спасают положение.
8 Основные выводы
В будущем можно ожидать появление новых каналов информации о НЗ. Это детекторы
гравитационных волн (см. Брагинский 2000, Грищук и др. 2001), которые вероятно да-
дут возможность получить параметры новорожденных НЗ путем регистрации сигнала от
вспышек сверхновых; радиотелескопы нового поколения (например, Square Kilometer Array,
см. Браун 1996), которые смогут регистрировать практически все (направленные на нас)
радиопульсары в нашей Галактике; большие нейтринные телескопы, которые могут дать
возможность наблюдать потоки нейтрино, сопровождающие образование НЗ во вспышках
сверхновых. В настоящее же время важнейшим источником данных по НЗ являются рентге-
новские наблюдения, дающие возможность изучать объекты, отличающиеся от "стандарт-
ных"радиопульсаров.
27

Мы выражаем признательность нашим соавторам: M. Colpi, Д.Ю. Коненкову, В.М. Ли-
пунову, A. Treves, R. Turolla.
Также мы благодарим за дискуссии и комментарии .....
Работа была поддержана грантами ....
Список литературы
1. Alpar, A., 2000, "On young neutron stars as propellers and accretors with conventional mag-
netic fields", astro-ph/0005211
2. Andersson, N., Jones, D.I., Kokkotas, K.D., Stergioulas, N., 2000, "R-mode runaway and
rapidly rotating neutron stars", astro-ph/0002114
3. Arons, J, 2000, "Pulsar death line at an advanced age", in Pulsar Astronomy - 2000 and
Beyond, Eds. M.Kramer, N.Wex, and R. Wielebinski, astro-ph/9911478
4. Balberg, S., Shapiro S.L., 2001, "Rates of observable black hole emergence in supernovae",
astro-ph/0104215
5. Baring, M.G., Harding, A.K., 1995, "Photon splitting in soft gamma repeaters", astro-
ph/9507059
6. Becker, W., 2000, "X-ray emission characteristics of Pulsars"in Proceedings of IAU 195, p.
49, Eds. P.C.H. Martens, S. Tsuruta, M.A. Weber
7. Beskin, V.S., Gurevich, A.V., Istomin, Ya.N., 1993, "Physics of pulsar magnetosphere", Cam-
bridge University Press
8. Bhattacharya, D., Wijers, R.A.M.J., Hartman, J.W., Verbunt, F., 1992, "On the decay of the
magnetic fields of single radio pulsars", A&A 254, 198-212
9. Bignami, G.F., Caraveo, P.A., 1996, "Geminga, its fenomenology, its fraternity and its
physics", ARAA, v. 34, p. 331
10. Blaes, O., & Madau, P. 1993, ApJ 403, 690
11. Blaes, O., & Rajagopal, M. 1991, ApJ 381, 210
12. Blaes, O., Warren, O., Madau, P. 1995, "Accreting, isolated neutron stars. III. Preheating
of infalling gas and cometary HII regions", ApJ 454, 370-381
13. Bochkarev, N.G. , 1992, Basics of the ISM Physics (Moscow: Moscow University Press)
14. Bondi, H., & Hoyle, F. 1944, MN 104, 273
15. Braginskii, UFN N7 2000, "Gravitational-wave astronomy: new methods of measurement"
16. Braun, R. 1996, "The Square Kilometer Array Interferometer", in "Continuing Adventure in
Radio Astronomy", Eds. E. Raimond and R. Genee, Dordrecht: Kluwer Academic Publishers,
Astrophysics and Space Science Library (ASSL) Vol. 208, p.167
17. Braun, R., Goss, W.M., Lyme, A.G., 1989, "Three fields containing young pulsars: the ob-
servable lifetime of supernova remnants", ApJ 340, 355-361
18. Brazier, Johnston, 1999, MNRAS, v.305, p.671 "The implications of radio-quiet neutron
stars"
19. F. Camilo, J. F. Bell, R. N. Manchester, A. G. Lyne, A. Possenti, M. Kramer, V. M. Kaspi, I.
H. Stairs, N. D'Amico, G. Hobbs, E. V. Gotthelf, and B. M. Gaensler 2001, "PSR J1016-5857:
a young radio pulsar with possible supernova remnant, X-ray, and gamma-ray associations",
astro-ph/0107180
28

20. Caraveo, P.A., 2000, in Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond, Eds. M.Kramer, N.Wex, and
R. Wielebinski, "A Sociological Study of the Optically Emittimg Isolated Neutron Stars"
21. Caraveo, P.A., Bignami, G.F., Trumper, J.E., 1996, "Radio-silent isolated neutron stars as
a new astronomical reality", Astron. Astrophys. Rev. v.7, p.209
22. Carter, B., 2000, "Superconducting superfliuds in neutron stars", astro-ph/0010109
23. Chakrabarty, D., et al. 2000, ApJ in press (astro-ph/0001026)
24. Chatterjee, S., Corder, J.M., Lazio, T.J.W., Goss, W.M., Fomalont, E.B., Benson, J.M.
2001, "Parallax and kinematics of PSR B0919+06 from VLBA astrometry and interstellar
scintillometry", ApJ 550, 287-296
25. Chen, K., Ruderman, M., 1993, "Pulsar death lines and death valley", ApJ 402, 264-270
26. Chevalier, R.A., 1989, "Neutron star accretion in a supernova", ApJ 346, 847-859
27. Chevalier, R.A., Emmering, R.T., 1986, "Are pulsars born as slow rotators?", ApJ 304,
140-153
28. Colpi, M, Campana, S., & Treves, A. 1993, A&A 278, 161
29. Colpi, M., Turolla, R., Zane, S., & Treves, A. 1998, ApJ 501, 252
. Colpi, M., Geppert, U., Page, D. 2000 "Period Clustering of the Anomalous X-Ray Pulsars
and Magnetic Field Decay in Magnetars", ApJ 529, L29-L32
30. Cordes, J.M. 1998, in Neutron Stars and Pulsars, eds N. Shibazaki, N. Kawai, S. Shibata, &
T. Kifune, Universal Academy Press, Tokyo, p. 19-26
31. Cordes, J.M., & Chernoff, D.F. 1997, ApJ 482, 971
32. Cordes, J.M., & Chernoff, D.F. 1998, "Neutron star population dynamics. II. Three-
dimensional space velocities of young pulsars", ApJ 505, 315
33. Cox, D.P., 1983, ApJ, 265, L61
34. D'Amico, N., Lyne, A.G., manchester, R.N., Camilo, F.M., Kaspi, V.M., Bell, J., Stairs, I.H.,
Crawford, F., Morris, D., Possenti, A., 1999, "The Parkes multibeam pulsar survey: preliminary
results", astro-ph/9911482
35. Dar, A., De R
ujula, 2000, "Soft gamma ray repeaters and anomalous X-ray pulsars: magne-
tars or young quark stars?", astro-ph/0002014
36. Duncan, R.C., 2000, "Physics in ultra-strong magnetic fields", astro-ph/0002442
37. Ergma, E., van den Heuvel, E.P.J., 1998, "From which stars black holes and neutron stars
may form?", Physica Scripta T77, 76-78
38. Ergma, E., van den Heuvel, E.P.J., 1998, "On the initial progenitor masses of stellar mass
black holes and neutron stars", A& A 331, L29-L32
39. Firmani, C., & Tutukov, A.V., 1994, A&A, 288, 713
40. Fritze-v. Alvensleben, U., 2000, "Modelling tools: population and evolutionary synthesis",
astro-ph/0009290
41. Fujita, Y., Inoue, S., Nakamura, T., Manmoto, T., Nakamura, K. E., 1998, "Emission from
Isolated Black Holes and MACHOs Accreting from the Interstellar Medium", ApJ 495, L85-L88
42. Haberl, F., Motch, C., & Pietsch, W. 1998, Astron. Nachr. 319, 97
43. Hansen, B.M.S., & Phinney, E.S. 1997, "The pulsar kick velocity distribution", MNRAS
291,569
29

44. Hartman, J.W. 1997, A&A, 322, 127
45. Hartman, J.W., Bhattacharya, D., Wijers, R.A.M.J., & Verbunt, F. 1997, "A study of the
evolution of radio pulsars through improved population synthesis"A&A, 322, 477
46. Helfand, D.J., 1998, "A cradle census evidence for young neutron stars in supernova rem-
nants", Mem. Soc. Astron., Ital. 69, 791
47. Heyl, J.S., Hernquist, L., 1997, "The thermal evolution of ultramagnetized neutron stars",
ApJ 491, L95-L98
48. Ho, W.C.G., Lai, D., 2001, "Atmospheres and Spectra of Strongly Magnetized Neutron
Stars", astro-ph/0104199
49. Houck, J.C., Chevalier, R.A., 1991, "Steady spherical hypercritical accretion onto neutron
stars", ApJ 376, 234-244
50. Hoyle, F., & Littleton, R.A. 1939, Proc. Camb. Phil. Soc. 35, 592
51. Gaensler, B.M., Johnston, S., 1995a, "The case for associations between old pulsars and
supernova remnants", MNRAS 275, L73-L75
52. Gaensler, B.M., Frail, D.A., 2000, "A large for the pulsar B1757-24 from an upper limit on
its proper motion", Nature 406, 158
53. Gaensler, B.M., Johnston, S., 1995b, "Do we expect to see young pulsars outside their parent
shells?", Publ. Astron. Soc. Aust. 12, 76-80
54. Gaensler, B.M., Johnston, S., 1995c, "The pulsar/supernova remnant connection", MNRAS
277, 1243-1253
55. Gaensler, B.M., Gotthelf, E.V., Vasisht, G., 1999, "A supernova remnant coincident with
the slow X-ray pulsar AX J1845-0258", ApJ 526, L37-40, astro-ph/9909400
56. Gavriil, F.P., Kaspi, V.M. 2001, "Long-term RXTE monitoring of anomalous x-ray pulsars",
astro-ph 0107422
57. Geppert, U., Page, D., Zanninias, T., 2000, "Magnetic Field Decay in Neutron Stars. Analysis
of General Relativistic Effects"Phys. Rev. D15 (astro-ph/0005313);
58. Giazotto, A., Bonazzola, S., Gourgoulhon, E., 1997, "Gravitational waves emitted by an
ensemble of rotating neutron stars", Phys. Rev. D 55 2014-2023
59. Горбацкий, В.Г., 1977, "Космическая газодинамика"М. Наука
60. Gotthelf, E.V., Vasisht, G., Dotani, T., 1999, "On the spin history of the X-ray pulsar Kes
73: further evidence for an ultramagnetized neutron star", ApJ 522, L49
61. Gotthelf, E.V., Vasisht, G., 2000, "A new view on young pulsars in supernova remnants:
slow, radio-quiet & X-ray bright", in Proceedings of IAU Coll. 177, "Pulsar Astronomy  2000
and Beyond", 2000, ASP Conf. Series v.202 (San Francisco), Eds. M. Kramer, N. Wex, N.
Wielebinski
62. Gotthelv, E.V., Vasisht, G., Boylan-Kolchin, M., Torii, K., 2000, "A 700 year-old pulsar in
supernova remnant Kes 75", astro-ph/0008097
63. Halpern, J.P., Holt, S.S., 1992, "Discovery of soft X-ray pulsations from the gamma-ray
source Geminga", Nature 357, 222-224
64. Hurley, K., 1999, in "Gamma-ray Bursts", 5th Huntsville Symposium, Eds. R. M. Kippen,
R. S. Mallozzi, G. J. Fishman. Published by American Institute of Physics, Melville, New York,
p.763. astro-ph/9912061 "The 4.5 +/- 0.5 Soft Gamma Repeaters in Review"
30

65. Kaplan, D.L., Kulkarni, S.R. et al., 2001, astro-ph/0103179 "HST Observations of SGR
0526-66: New Constraints on Accretion and Magnetar Models"
66. Kaplan, D.L., Kulkarni, S.R., van Kerkwijk, M.H., Rothschild, R., Lingenfelter, R.L., Mars-
den, D., Danner, D., Murakami, T., 2001, "HST observations of SGR 0526-66: New constraints
on accretion and magnetar models", astro-ph/0103179
67. Kaspi, V.M., 1996, in Pulsars: Problems and Progress, Johnston, S., Bailes, M., & Walker
M., ASP Conference Series Vol. 105, p. 375
68. Kaspi, V.M., Crawford, F., Manchester, R.N., Lyne, A.G., Camilo, F., D'Amico, N.,
Gaensler, B.M., 1998, "The 69ms radio pulsar near the supernova remnant RCW 103", astro-
ph/9806328
69. Klu
zniak, W., 2000, "Neutron stars and strong-field effects of general relativity", astro-
ph/0012548
70. Konenkov, D.Yu., & Popov, S.B. 1997, PAZh, 23, 569
71. Konenkov, D.Yu., Geppert, U., 2001, "The evolution of core and surface magnetic field in
isolated neutron stars", MNRAS 325, 426, astro-ph/0103060
72. Kuzmin, A.D., Losovski, B. Ya., 1997, PAZh 23, 323 "Detection of the radio pulsar PSR
J0633+1746 in Geminga"
73. Lorimer, D.R., Kramer, M., Muller, P., Wex, N. Jessner, A., Lange, C., Wielebinski, R.,
2000, "A 1400-Nhz pilot search for young pulsars"A&A 358, 169
74. Langlois, D., 2000, "Superfluidity in relativistic neutron stars", astro-ph/0008161
75. Levenfish, K.P., Shibanov, Yu.A., Yakovlev, D.G., 1999, "A simple model of cooling neutron
stars with superfluid cores: comparison with observations", astro-ph/9903098
76. Lindblom, L., 2001, "Neutron stars pulsations and instabilities", astro-ph/0101136
77. Lipunov, V.M., "Astrophysics of Neutron Stars"(Springer-Verlag: Berlin)
78. Lipunov, V.M., Postnov, K.A., Prokhorov, M.E., 1996 "The Scenario Machine: binary star
population synthesis"Astrophysics and space physics reviews, Ed. R.A. Sunyaev, V.9 part 4
79. Lipunov, V.M., & Popov, S.B. 1995, AZh, 71, 711
80. Lorimer, D.R., Lyne, A.G., Camilo, F., 1998, "A search for pulsars in supernova remnants",
A&A 331, 1002
81. Lorimer, D.R., Bailes, M. Harrison, P.A., 1997, "Pulsar statistics - IV. Pulsar velocities",
MNRAS 289, 592-604
82. Лозинская, Т.А., 1986, "Сверхновые звезды и звездный ветер. Взаимодействие с газом
Галактики", М. Наука
83. Lyne, A.G., & Lorimer, D.R. 1994, Nature, 369, 127
84. Madau, P., & Blaes, O. 1994, ApJ, 423, 748
85. Manning, R.A., Jeffries, R.D., & Willmore A.P. 1996, MNRAS 278, 577
86. Malofeev, V.M., Malov, O.I., 1997, "Detection of Geminga as a radio pulsar", Nature 389,
697-699
87. Marsden, D., Lingenfelter, R., Rothschild, R., Higdon, J., 1999, "Environmental influences
in SGRs and AXPs", astro-ph/9912315
31

88. Marsden, D., Lingenfelter, R.E., Rothschild, R.E., 2000, "The cause of the age discrepancy
in Pulsar B1757-24?", astro-ph/0008300
89. Menou, K., Perna, R., Hernquist, L., 2001, "Stability and evolution of supernova fallback
disks", astro-ph/0102478
90. Mereghetti, S., 1999, astro-ph/9911252 "The Anomalous X-ray Pulsars"
91. Mereghetti, S., 2000, astro-ph/0011554, "The X-ray sources at the center of the supernova
remnant RX J0852.0-4622 "
92. Mereghetti, S.,Stella, L., 1995, ApJ 442, L17-L20
93. Merehgetti, S., Bignami, G.F., Caraveo, P.A., 1996, "The X-ray source at the center of
G296.5+10.0 as a young isolated neutron star", ApJ 464, 842-846
94. Mitra, D., Konar, S., Bhattacharya, D., Hoensbroech, A.V., Seiradakis, J.H., Wielebinski,
R., 2000, in Proceedings of IAU Coll. 177, "Pulsar Astronomy  2000 and Beyond", ASP Conf.
Series v.202 (San Francisco), Eds. M. Kramer, N. Wex, N. Wielebinski "Evolution of multipolar
magnetic fields in isolated neutron stars and its effect on pulsar radio emission",
95. Motch, C., 2000, astro-ph/0008485 "Isolated neutron stars discovered by ROSAT"
96. Narayan, R., Schaudt, K.J., 1988, "Pulsars and supernova remnants", ApJ 325, L43-L46
97. Neuhauser, R., & Trumper, J.E. 1999, A&A, 343, 151
98. "Neutron stars and Pulsars", 1998, Universal Academy Press (Tokyo), Eds. N. Shibazaki,
N. Kawai, S. Shibata, T. Kifune
99. Owen, B.J., Lindblom, L., Cutler, C., Schutz, B.F., Vecchio, A., Andersson, N., 1998, "Grav-
itational waves from hot young rapidly rotating neutron stars", Phys. Rev. D, 58, 084020-1/15
Paczy
nski 1990. Paczy
nski, B., 1990, ApJ, 348, 485
Paczy
nski 2001. Paczy
nski, B., 2001, "Can HST measure the mass of the isolated neutron star
RX J185635-3754?", astro-ph/0107443
100. Page, D., Geppert, U., Zannias, T., 2000, A&A 360, 1052-1066 "General relativistic treat-
ment of the thermal, magnetic and rotational evolution of isolated neutron stars with crustal
magnetic fields"
101. Paul, B., Kawasaki, M., Dotani, T., Nagase, F., 2000, "Study of long term stability of two
anomalous X-ray pulsars 4U 0142+61 and 1E 1048.1-5937 with ASCA", astro-ph/0002220
102. Pavlov, G.G., Zavlin, V.E., Aschenbach, B., Trumper, J, Sanwal, D., 2000, "The compact
central object in Cas A: a neutron star with hot polar caps or a black hole?", ApJ 531, L53
103. Perna, R., Heyl, J.S., Hernquist, L.E., 2001, "Anomalous X-ray Pulsars and soft -ray
repeaters: spectral fits and the magnetar model", astro-ph/0103275
104. Petre, R., Becker, C.M., Winkler, P.F., 1996, "A central stellar remnant in Puppis A", ApJ
465, L43-L46
105. "Physics of Neutron star interiors"2001, Springer (Berlin), Eds. D. Blaschke, N.K. Glen-
denning, A.D. Sedrakian
106. Popov, S.B., & Prokhorov, M.E. 2000, A&A 357, 164
107. Popov, S.B., Colpi, M., Treves, A., Turolla, R., Lipunov, V.M., & Prokhorov, M.E. 2000,
ApJ 530, 896 (P2000a)
108. Popov, S.B., Colpi, M., Prokhorov, M.E., Treves, A., & Turolla, R., 2000, "Log N  Log S
distributions of accreting and cooling isolated neutron stars"ApJ 544, L53-56 (P2000b)
32

109. Possenti, A., Colpi, M., Geppert, U., Burderi, L., D'Amico, N., 1999, "Recycling Neutron
Stars to Ultrashort Periods: A Statistical Analysis of Their Evolution in the -P Plane", ApJ
Suppl. 125, 463
110. Prakash, M., Lattimer, J.M., Pons, J.A., Steiner, A.W., Reddy, S., 2000, "Evolution of a
neutron star from its birth to old age", astro-ph/0012136
111. Proceedings of IAU Coll. 177, "Pulsar Astronomy  2000 and Beyond", 2000, ASP Conf.
Series v.202 (San Francisco), Eds. M. Kramer, N. Wex, N. Wielebinski
112. Prokhorov, M.E., Popov, S.B., Khoperskov, A.V. 2002, "Period distribution of old accreting
isolated neutron stars", A&A (in press)
113. Ramachandran, R., 1999, "Kinematics of radio pulsars", astro-ph/9911083
114. Romani, R.W., 1987 ApJ 313, 718-726
115. Reimer, O., Brazier, K.T.S., Carraminana, A., Kanbach, G., Nolan, P.L., Thompson, D.J.,
2001, "Multifrequency studies of the enigmatic gamma-ray source 3EG J1835+5918", astro-
ph/0102150
116. "The relationship between neutron stars and supernova remnants"Mem. Soc. Astr. It. Vol.
69, N4 1998, Eds. R. Bandiera, E. Masini, F. Pacini, M. Salvati, L. Woltjer
117. Rutledge, R.E., 2001, "Magneticaly accreting isolated old neutron stas"ApJ, astro-
ph/0101550
118. Schaab, Ch., Sedrakian, A., Weber, F., Weigel, M. K., 1999, "Impact of internal heating
on the thermal evolution of neutron stars", A&A, 346, 465
119. Shibanov, Yu.A., Zavlin, V.E., Pavlov, G.G., Ventura, J., 1992, A&A 266, 313-320
120. Slane, P., Hughes, J.P., Edgar, R.J., Plucinsky, P.P., Miyata, E., Aschenbach, B., 2001,
"Nonthermal X-ray emission from G226.2-1.2 (RX J0852.0-4622)", astro-ph/0104353
121. Spruit, H., & Phinney, E.S., 1998, "Birth kicks as the origin of pulsar rotation", Nature,
393, 139
122. Tauris, T.M., Konar, S., 2001, "Torgue decay in the pulsar (p, _
p) diagram. Effects of crustal
ohmic dissipation and alignment", astro-ph/0101531
123. Thompson, C., 2000, "Astrophysics of the soft gamma repeaters and anomalous X-ray
pulsars", astro-ph/0010016
124. Toscano, M., Britton, M.C., Manchester, R.N., Bailes, M., Sandhu, J.S., Kulkarni, S.R.,
Anderson, S.B. 1999, "Parallax of PSR J1744-1134 and the local interstellar medium", ApJ
523, L171-L175
125. Toropin, Yu.M., Toropina, O.D., Savelyev, V.V., Romanova, M.M., Chechetkin, V.M., &
Lovelace, R.V.E., 1999, "Spherical Bondi accretion onto a magnetic dipole", ApJ, 517, 906
126. Treves, A., Colpi, M., & Lipunov, V.M., 1993, "Old isolated neutron stars: fire burns and
cauldron bubbles", A&A, 269, 319
127. Treves, A., Colpi, M., Turolla, R., & Zane, S., 1998, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 69, 249
128. Treves, A., & Colpi, M. 1991, A&A, 241, 107
129. Treves, A., Turolla, R., Zane, S., Colpi, M., 2000, "Isolated neutron stars: Accretors and
Coolers"PASP v.112, p.297-314
130. Turolla, R., Zampieri, L., Colpi, M., Treves, A., 1994, "Spherical accretion onto neutron
stars revisited: are hot solutions possible?", ApJ
33

131. Urpin, V., Gepeprt, U., Konenkov, D., 1996, A&A 307, 807
132. Urpin, V., Konenkov, D., 1997, "Magnetic and spin evolution of isolated neutron stars with
the crustal magnetic field", MNRAS 295, 167
133. Урпин, В.А., Муслимов, А.Г., 1992, АЖ 69, 1028
134. van Paradijs, J., Taam, R.E., van den Heuvel, E.P.J., 1995, A& A 299, L41
135. vad der Swalluw, E., Wu., Y., 2001, "Inferring initial spin periods for neutron stars in
composite remnants", astro-ph/0104390
136. Ventura, J., Potekhin, A.Y., 2001, astro-ph/0104003 "Neutron star envelopes and thermal
radiation from the magnetic surface"
137. Verbunt, F., Hartman, J.W., Bhattacharya, D., Wijers, R.A.M.J., Nelemans, G., 1999,
"Applications of Radio Pulsar Population Synthesis", in "Pulsar Timing, General Relativity
and the Internal Structure of Neutron Stars", Edited by Z. Arzoumanian, F. Van der Hooft, and
E. P. J. van den Heuvel. Published by Koninklijke Nederlandse Akademie van Wetenschappen,
Amsterdam, The Netherlands, p.215
138. Vink, J., Bocchino, F., Damiani, F., Kaastra, J.S., 2000, "An unresolved x-ray source inside
the supernova remnant RCW 86", A&A 362, 711-714
139. Wang, J. ApJ 486, L119 (1997)
140. Wilms, J., Allen, A., McCray, R., 2000, "On the absorption of X-rays in the interstelalr
medium"astro-ph/0008425
141. Zampieri, L., Turolla, R., Zane, S., & Treves, A., 1995, "X-ray spectra from neutron stars
accreting at low rates", ApJ, 439, 849
142. Zampieri, L., S. Campana, R. Turolla, M. Chieregato, R. Falomo, D. Fugazza, A. Moretti,
A. Treves 2001, "1RXS J214303.7+065419/RBS 1774: A New Isolated Neutron Star Candi-
date", A&A, astro-ph/0108456
143. Zane, S., Turolla, R., & Treves, A. 1999, "Old isolated neutron stars: the diffuse X-ray
emission from the galactic center", ApJ
144. Zane, S., Turolla, R., Zampieri, L., Colpi, M., Treves, A., 1994, "Old isolated neutron stars:
contribution to the soft X-ray background in the 0.5-2 keV band", ApJ
145. Zane, S., Turolla, R., Stella, L., Treves, A., 2001, "Proton cyclotron features in thermal
spectra of ultra-magnetized neutron stars", astro-ph/0103316
146. Zdunik J.L., Haensel P., Paczy
nski B., Miralda-Escude J., 1992, ApJ 384, 129
147. Г.С. Саакян "Физика нейтронных звезд", 1995, Дубна
148. Шварцман, В.Ф., 1970а, "Зоны ионизации вокруг нейтронных звезд", АЖ 47, 824-831
149. Шварцман, В.Ф., 1970б, "О влиянии звездного ветра на аккрецию", АЖ 47, 660-662
150. Шварцман, В.Ф., 1970в, "О гамма- и радиоизлучении нейтронных звезд, находящихся
в состоянии аккреции", Астрофизика 6,
151. Шварцман, В.Ф., 1970г, "Два поколения пульсаров", Изв. ВУЗов, серия Радиофизика
13,
152. Шварцман, В.Ф., 1971, "Ореолы вокруг черных дыр", АЖ 48,
34