Зоопарк нейтронных звезд Сергей Попов ГАИШ МГУ www

Скачать презентацию Зоопарк нейтронных звезд Сергей Попов ГАИШ МГУ www

439ec2f7223b5337cdb6cf9e963d9b67.ppt

Количество слайдов: 88

Зоопарк нейтронных звезд Сергей Попов (ГАИШ МГУ) (www. bradcovington. com)

Основные обзоры • Общее о НЗ: physics/0503245 • SGRs & AXPs: astro-ph/040613 • Магнитары: o. Наблюдения o. Теория astro-ph/0505491 astro-ph/0504077 • Центральные компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых: astro-ph/0311526 • Великолепная семерка: astro-ph/0502457 • RRATs: Труды ГАИШ том 72 (2003) astro-ph/0511587 • Охлаждение НЗ: astro-ph/0508056 http: //xray. sai. msu. ru/~polar/sci_rev/ns. html

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

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

Нейтронные звезды - 2 Сверхплотное вещество и сверхсильные магнитные поля

Зависимость масса-радиус

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

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

UHURU Спутник запущен 12 декабря 1970 г. Закончил работу в марте 1973 г. Другое название SAS-1 2 -20 кэ. В Первый полный обзор неба. 339 источника.

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

Аккреционный диск Теория создана в 1972 -73 гг. Н. И. Шакура и Р. А. Сюняев Аккреция важна не только для двойных систем, но и для активных ядер галактик и для других систем

Тесные двойные системы Около ½ массивных звезд входит в двойные системы. Сейчас в тесных двойных системах известны многие десятки нейтронных звезд. • L=Mηc 2 Темп аккреции может достигать 1020 г/с; Эффективность аккреции – десяти процентов; Светимость – сотен тысяч светимостей Солнца.

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

Jocelyn Bell

Пульсар в Крабовидной туманности

Эволюция нейтронных звезд: вращение + магнитное поле Эжектор → Пропеллер → Аккретор → Георотатор 1 – замедление вращения 2 – пролет молекулярного облака 3 – затухание магнитного поля Липунов (1987) astro-ph/0101031

Магнитовращательная эволюция

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

Новый зоопарк нейтронных звезд В последние 10 лет стало ясно, что нейтронные звезды могут рождаться очень разными, совсем непохожими на обычные радиопульсары типа Краба. o. Компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых o. Аномальные рентгенов. пульсары o. Источники мягких повторяющихся гамма-всплесков o. Великолепная семерка o. Источники EGRET o. Транзиентные радиоисточники. . .

Компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых Cas A RCW 103

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

Магнитары u u d. E/dt > d. Erot/dt По определению: расходуется энергия магнитного поля НЗ P-Pdot Прямые измерения магн. поля (Ibrahim et al. ) Магнитные поля 1014– 1015 Гс http: //solomon. as. utexas. edu/magnetar. html

Известные магнитары AXPs (АРП) u CXO 010043. 1 -72 u 4 U 0142+61 u 1 E 1048. 1 -5937 u 1 RXS J 170849 -40 u XTE J 1810 -197 u 1 E 1841 -045 u AX J 1844 -0258 u 1 E 2259+586 SGRs (МПГ) u 0526 -66 u 1627 -41 u 1806 -20 u 1900+14 u +кандидаты u u (СТВ 109)

4 МПГ, 8 АРП, плюс в галактике Магнитары кандидаты, плюс радиопульсары с большими магнитн. полями … u Молодые объекты (около 104 лет). u Возможно около 10% всех НЗ. u

Исторические заметки 05 Марта 1979. Эксперимент Конус. Венера-11, 12 (Мазец и др. ) u Событие в БМО. SGR 0520 -66. u Флюэнс: около 10 -3 эрг/см 2 u Мазец и др. 1979

N 49 - Остаток сверхновой в Большом Магеллановом Облаке (G. Vedrenne И др. 1979)

Активность МПГ и исследования этих источников

Обычные (слабые) всплески МПГ и АРП u Типичные всплески от SGR 1806 -29, SGR 1900+14 и от AXP 1 E 2259+586 по данным RXTE (из статьи Woods, Thompson, 2004, astro-ph/0406133) (из статьи Woods, Thompson 2004)

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

Гигантская вспышка SGR 1900+14 (27 Августа 1998) Данные со спутника Улисс (рис. из Hurley et al. 1999 a) u Импульс 0. 35 сек u P=5. 16 сек u L>3 1044 эрг/с u ETOTAL>1044 эрг u Hurley et al. 1999

МПГ: периоды и гигантские вспышки P, сек Вспышки u 0526 -66 8. 0 5 Март 1979 u 1627 -41 6. 4 u 1806 -20 7. 5 24 Дек 2004 u 1900+14 5. 2 27 Авг 1998 18 Июнь 1998 (? ) +кандидаты См. обзор в Woods, Thompson astro-ph/0406133

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

Известные АРП Источник Период, сек CXO 010043. 1 -72 8. 0 4 U 0142+61 8. 7 1 E 1048. 1 -5937 6. 4 1 RXS J 170749 -40 11. 0 XTE J 1841 -197 5. 5 1 E 1841 -045 11. 8 AX J 1844 -0258 7. 0 1 E 2259+586 7. 0

Показаны профили импульсов нескольких АРП и МПГ

МПГ и АРП – близнецы-братья? Вспышки от АРП u Спектральные свойства u Неактивные периоды у МПГ (0525 -66 с 1983) u Gavriil et al. 2002

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

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

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

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

Основные типы активности МПГ u Слабые всплески. L<1041 эрг/с u Промежуточные. L=1041– 1043 эрг/с u Гигантские. L<1045 эрг/с u Гипервспышки. L>1046 эрг/с Распределение по мощности подобно распределению землетрясений по магнитуде Обзор в статье Woods, Thompson astro-ph/0406133

Гигантская вспышка источника МПГ u u 27 декабря 2004 гигантская вспышка SGR 1806 -20 была зарегистрирована множеством спутников: Swift, RHESSI, Konus-Wind, Coronas-F, Integral, HEND, … В 100 раз ярче, чем все предыдущие! Palmer et al. astro-ph/0503030

C O R O N A S F Integral RHESSI

27 Дек 2004 Гигантская вспышка SGR 1806 -20 Импульс 0. 2 сек u Флюэнс 1 эрг/см 2 u E(имп)=3. 5 1046 эрг u L(имп)=1. 8 1047 эрг/с u Длинный «хвост» (400 с) u P=7. 65 с u E(хвост) 1. 6 1044 эрг u Расстояние 15 кпк u

Данные Konus-Wind SGR 1806 -20 27 Дек 2004 Мазец и др. 2005

Миф о Медузе

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

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

Близкие радиотихие НЗ Открытие: Walter et al. (1996) u Собственное движение и расст: Kaplan et al. u Нет пульсаций u Тепловой спектр u Позже: шесть братьев u RX J 1856. 5 -3754

Родственники магнитаров? Источник Период, сек RX 1856 - RX 0720 Великолепная семерка 8. 39 RBS 1223 10. 31 RBS 1556 - RX 0806 11. 37 RX 0420 3. 45 RBS 1774 9. 44 Радиотихие Близкие Молодые Тепловое излучение Длинные периоды

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

Движение RX J 1856 -3754 Про этот объект мы теперь знаем уже много, однако он не слишком похож на шесть других.

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

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

P-Pdot диаграмма для RRATs Mc. Laughlin et al. 2006 Nature Оценки показывают, что в Галактике должно быть около 400 000 источников этого типа Молодые или старые? ? ?

Несколько групп источников: Центр. комп. , В 7, Заключение МПГ, АРП. . . u Магнитары (? ) u Значительная доля всех новорожденных НЗ u Вопросы: 1. Есть ли связь? 2. Причины различий u

Dorothea Rockburne

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

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

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

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

Log N – Log S как дополнительный тест u Стандартный тест: Возраст – Температура – Чувствителен к возрастам <105 лет – Неопределенности в возрасте и температ. – Неоднородная выборка u Log N – Log S – Чувствителен к возрастам >105 лет – Точные N (число) и S (поток) – Однородная выборка u Нужно использовать оба теста вместе!!! A&A 448, 327 (2006) astro-ph/0411618

Log of the number of sources brighter than the given flux Log N – Log S calculations -3/2 sphere: number ~ r 3 flux ~ r-2 -1 disc: number ~ r 2 flux ~ r-2 Log of flux (or number counts)

Популяционный синтез НЗ: ингредиенты u Темп рождения u Начальное распределение u Пространственная скорость (кик) u Спектр масс u Тепловая эволюция u Межзвездное поглощение u Свойства детектора Краткое введение и обзор по популяционному синтезу в астрофизике: astro-ph/0411792 См. также сайт Астронет

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

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

Модель II u u u Без пионов Щели (гэпы) из работы Yakovlev et al. (2004), 3 P нейтронный гэп 2 подавлен 0. 1 TНе может воспроизвести Log N – Log S s-Tin из Tsuruta (1979)

Модель III u u u Пионы Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0. 1 Ts-Tin из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель IV u u u Без пионов Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0. 1 Ts-Tin из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Log N – Log S Не может воспроизвести

Модель V Пионы u Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0. 1 Не может воспроизвести Log N – Log S u Ts-Tin из Tsuruta (1979) u

Модель VI u u u Без пионов Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0. 1 Ts-Tin из Yakovlev et al. (2004) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель VII u u u Пионы Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0. 1, 1 P протонный гэп 0 подавлен 0. 5 Ts-Tin из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004) Не может воспроизвести Log N – Log S

Модель VIII u u u Пионы Щели (гэпы) из Yakovlev et al. (2004), 3 P 2 нейтронный гэп подавлен 0. 1, 1 P протонный гэп 0 подавлен 0. 2 и 1 P нейтронный гэп 0 подавлен 0. 5. Ts-Tin из Blaschke, Grigorian, Voskresenky (2004)Log N – Log S Может воспроизвести

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

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

Brightness constraint Эффекты коры (envelope) u Подгонкой свойств коры можно выполнить T-t тест … u …но не второй: Log N – Log S !!! u (H. Grigorian astro-ph/0507052)

Чувствительность Log N – Log S очень чувствует щели u Log N – Log S плохо чувствует кору, если применяется к старым НЗ (>104 -5 лет) u Log N – Log S не очень чувствителен к наличию пионов u Model I (YCA) Model II (NDB) Model III (YCB) Model IV (NCB) Model V (YDB) Model VI (NEB) Model VII(YCB’) Model VIII (YCB’’) Model IX (NCA) Резюме: тесты дополняют друга

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

Массы важны для расчетов остывания нейтронных звезд! Каминкер и др. 2001

Спектр масс НЗ u u u Спектр масс близких молодых НЗ может отличаться от среднего по Галактике Данные спутника Hipparcos по близким массивным звездам Соответствие масс прародителей и НЗ: Timmes et al. (1996); Woosley et al. (2002) (двойные пульсары) astro-ph/0305599

Progenitor mass vs. NS mass Woosley et al. 2002

Core mass vs. initial mass Woosley et al. 2002

Mass constraint • При обсуждении охлаждения НЗ необходимо учитывать спектр масс • Редкие массы не должны использовать для объяснения типичных источников • Большинство точек на графике T-t должна объясняться масами <1. 4 Msun В частности: • Вела и Геминга не могут быть очень массивными Subm. to Phys. Rev. C nucl-th/0512098 (published as a JINR [Dubna] preprint)

ВОТ И ВСЕ! СПАСИБО!

NS+NS binaries Pulsar mass Companion mass 1. 44 1. 35 1. 33 1. 34 1. 40 1. 39 1. 36 1. 35 1. 25 1. 18 B 1913+16 B 2127+11 C B 1534+12 J 0737 -3039 J 1756 -2251 (PSR+companion)/2 J 1518+4904 J 1811 -1736 J 1829+2456 (David Nice, talk at Vancouver) (back) 1. 35 1. 30 1. 25