\documentstyle{article}
\begin{document}
\baselineskip=1.4\baselineskip

\begin{center}
            НОВОРОЖДЕННЫЕ НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ
\end{center}

\vskip 0.2cm

{\bf
 Вот уже более 30 лет нейтронные звезды не сходят с астрофизической сцены,
оставаясь на одной 
из ведущих ролей в современной астрофизике. Однако, до сих пор
наблюдается лишь малая их часть, и остается неясным какими же
нейтронные звезды рождаются.
}

\vskip 0.2cm

 Существование нейтронных звезд
было предсказано еще  в 30-е годы нашего века, а открыты они были
в 1967 году как радиопульсары -- периодические источники радиоимпульсов.
Долгое время считалось, что радиопульсары -- это самые
типичные молодые нейтронные звезды, т.е. что все они проходят через
стадию радиопульсара. Исходя из этого и рассуждали о начальных параметрах
нейтронных звезд, т.е. основных их свойствах сразу после рождения.
(Будем считать моментом рождения не взрыв сверхновой, а
немного более позднюю стадию, когда горячая ``протонейтронная звезда``,
остыв и уменьшившись в размерах в 2-3 раза,
переходит в ``долгоживущее`` состояние обычной нейтронной звезды).

Периоды радиопульсаров лежат в основном в диапазоне 0.1--1 секунды
(рис. 1, 3).
Пульсары с самыми короткими периодами (менее 30 миллисекунд), 
т.н. миллисекундные пульсары, при ближайшем рассмотрении
оказываются не самыми молодыми, как можно было бы ожидать, а
самыми старыми. Они образуются в двойных системах, где аккреция раскручивает
нейтронные звезды.
У этих пульсаров самые слабые магнитные поля, порядка $10^8-10^9$ Гс. 
У обычных же радиопульсаров поля порядка $10^{12}$ Гс (рис. 2).

 Из разнообразных параметров нейтронных звезд наибольший интерес
представляют их начальные периоды вращения, p
(обычный радиопульсар в течении своей жизни замедляет вращение),
начальное магнитное поле, B,
начальная скорость, v (нейтронная звезда может приобрести огромную скорость
вплоть до тысяч км/с за счет асимметричного взрыва сверхновой или, 
распада двойной системы, если она возникла в двойной 
и двойная система в результате взрыва сверхновой распалась),
начальная масса, M, и состояние вещества
внутри звезды, т.е. т.н. уравнение состояния. Мы в основном поговорим о первых
трех из этих параметров.

 Почему же эти параметры представляют такой интерес? Дело здесь не только в
самостоятельном интересе данной проблемы, который связан со сложными 
физическими процессами,
предшествующими образованию нейтронной звезды. Важно, что нейтронные звезды
связаны со многими интересными астрофизическими объектами (например, с
двойными рентгеновскими источниками в двойных системах).
Для расчета эволюции таких тесных двойных систем необходимо хорошо
знать начальные параметры нейтронных звезд. Например, если вы хотите рассчитать
количество рентгеновских пульсаров в нашей Галактике
(о подобных расчетах см., например, "Земля и Вселенная" N5, 1995), 
то для этого вам
нужно знать с какими периодами и особенно с какими магнитными полями
и скоростями рождаются нейтронные звезды, входящие в данные системы.

 Прежде чем переходить к обсуждению начальных параметров давайте рассмотрим
каналы рождения нейтронных звезд, т.к. история, предшествовавшая взрыву
сверхновой (см. рис. 4),
наследственность нейтронной звезды, может оказывать влияние
на всю ее последующую жизнь.

%\vskip 0.2cm

%\vskip 0.2cm

\newpage

{\bf Как рождаются нейтронные звезды}

\vskip 0.2cm

 Как известно, белые карлики не могут иметь массу больше некоторой предельной,
называемой чандрасекхаровским пределом в честь знаменитого индийского
астрофизика Субраманьяна Чандрасекхара (1910-1995), получившего в 1983 году
за свои выдающиеся работы в области релятивистской астрофизики нобелевскую
премию по физике ("Земля и Вселенная", 1986, N3). 

Предельная масса вычисляется по следующей простой формуле:

$$
  M_{Ch}=5.83\cdot\mu_e^{-2}\cdot M_{\odot},
$$
где $\mu_e$ -- молекулярная масса, приходящаяся на один электрон
(эта величина связана с химическим составом звезды),
а $M_{\odot}$ -- масса солнца.

Как видно, предел зависит от химического состава белого карлика,
и для реальных параметров тяжелых карликов составляет около 1.4 массы солнца.
При большей массе объект становится нейтронной звездой.
Таким образом, мы сразу приходим к мысли, что если в природе
существуют процессы, при которых постепенно
увеличивается масса белого карлика, то он может
в определенный момент превратится в нейтронную звезду.
Это событие будет сопровождаться взрывом свехновой типа Ia
(считается, что при этом возможно также, 
что компактный остаток вообще не образуется).

Единственный способ увеличить массу белого карлика -- это аккреция.
Белый карлик может захватывать вещество прямо из межзвездной среды.
Падая на него вещество будет разогревать поверхность белого карлика,
т.к. будет выделяться потенциальная энергия падающего вещества, 
и это не даст карлику сильно охладиться. 
Но темп аккреции из межзвездной среды очень низкий, не более
$10^{10}$ г/с, что позволило бы набрать массу солнца лишь примерно за
$10^{16}$ лет, а даже хаббловское время (т.е. время расширения Вселенной)
на 6 порядков меньше.
Поэтому единственный способ заставить белый карлик существенно 
``поправиться`` -- это аккреция в тесной двойной системе.

Пускай белый карлик входит в тесную двойную систему.
Когда второй компонент заполняет свою полость Роша, поток вещества
устремляется на белый карлик, и его масса может существенно увеличиться всего,
скажем, за миллион лет. Если масса достигнет чандрасекхаровского предела,
произойдет переход белого карлика в нейтронную звезду.
 Это один из возможных каналов образования нейтронных звезд. Многие системы
могут возникать только благодаря такому процессу. Нейтронные звезды,
образующиеся при этом могут отличаться от тех, которые образуются через
более известный канал -- взрыв массивной звезды.

 Известно, что тяжелые звезды в процессе своей эволюции, пережигая все
более тяжелые элементы, подходят к моменту потери устойчивости. И происходит
фантастический по своей мощности взрыв -- вспышка сверхновой. Выделяется
(в основном в виде нейтрино) энергия порядка $10^{53}$ эрг, а кинетическая
энергия разлетающегося вещества достигает $10^{51}$ эрг. В итоге может
образоваться нейтронная звезда или черная дыра (так же может
образоваться т.н. ``кварковая`` или ``странная`` звезда, если такие
объекты действительно существуют в природе, а не только в статьях теоретиков,
или же после взрыва может вообще не остаться никакого компактного остатка).

Пока точно неизвестно
из каких звезд образуются нейтронные звезды, а из каких -- черные дыры.
Но хорошей оценкой является следующее условие: если масса звезды
на главной последовательности лежала в интервале от 10 до 40 солнечных
масс, то образуется нейтронная звезда, а если масса была больше -- то
черная дыра. Скорее всего реальность окажется немного сложнее, и в 
зависимости от различных параметров звезд в одном
и том же интервале масс могут осуществляться оба варианта.

 Таким образом нейтронная звезда может образоваться или из белого
карлика в двойной системе, или из массивной звезды. Добавим, что и
массивная звезда может входить в тесную двойную систему. 
Причем и  здесь возможны два варианта: может взрываться
изначально более массивная компонента двойной, часть вещества которой
перетекла на соседку. И может взрываться соседка, на которую натекло вещество.
Неизвестно, оказывает ли это существенное воздействие на параметры 
рождающейся нейтронной звезды, но это не исключено. 

Итак, мы рассмотрели возможные варианты образования нейтронных звезд.
Что же при этом получается?

%\vskip 0.2cm

%\vskip 0.2cm

\newpage

{\bf Зачем теоретикам нужны разные нейтронные звезды?}

\vskip 0.2cm

 Так или иначе образовавшаяся нейтронная звезда начинает жить, 
эволюционировать. Изменяется ее период (на различных этапах
он может и уменьшаться, и увеличиваться), изменяется магнитное поле.
При этом звезда проходит различные стадии, проявляя себя как тот или иной
астрофизический объект. Если бы мы знали, какими нейтронные звезды рождаются,
то могли бы предсказать, какие объекты из них получатся в будущем.
Но реально все выглядит по-другому. Наблюдатели открывают новые
астрономические
источники, и для их объяснение теоретикам приходится придумывать эволюцию и
начальные параметры нейтронных звезд. Для этого и нужны разные нейтронные
звезды.

 Напомним читателям, что астрономия принципиально отличается от других
естественных наук тем, что не может проводить эксперименты непосредственно
с объектами
своих исследований. Звезду нельзя положить в пробирку! Астрономы могут
только ``подсматривать`` за природой. 
При этом многое приходится домысливать, что порождает как правило
несколько сценариев объяснения одного и того же явления.
Это делает астрономию
более интересной, но также доставляет и множество трудностей.

 Для нашей истории это важно вот почему. Мы конечно же наблюдаем те
нейтронные звезды, которые легче всего увидеть. И даже здесь
можно придумывать разные варианты. Видим мы лишь малую
(примерно 1/1000000) часть нейтронных звезд:
около 1000 из $10^8---10^9$ в Галактике. И объяснять невидимые объекты
можно самыми разнообразными способами. А как раз неизвестные
начальные параметры
в основном и будут определять наблюдательные проявления нейтронных
звезд.

 Чтобы рассмотреть различные идеи о начальных параметрах,
поговорим, например, о ``ненаблюдаемых`` нейтронных звездах
в остатках сверхновых. Естественно предположить, что в подавляющем
большинстве остатков должны наблюдаться радиопульсары, поскольку
звезд в ``нейтроннообразующем интервале масс`` примерно в 10 раз
больше, чем звезд в ``чернодырнообразующем интервале``. Однако,
из примерно 200 остатков только около 30 имеют вблизи себя пульсары.
Причем, как показали многочисленные исследования, большая часть таких
ассоциаций должна быть просто случайным совпадением. И лишь около 7
пар пульсар-- остаток сверхновой реальны.  Рассмотрим вначале
самые естественные объяснения этого факта.

 Во-первых, узконаправленный пучок излучения пульсара 
может просто проскальзывать мимо наблюдателей. т.е. мимо Земли.
Действительно, вследствие этого эффекта
мы можем видеть лишь около трети пульсаров. 
Во-вторых, за счет больших скоростей (а скорости пульсаров
порядка сотен км/с) нейтронные звезды могут успеть убежать далеко от
остатка породившей их сверхновой. Но эти два явления, которые безусловно
существуют, не могут объяснить столь значительного дефицита пульсаров.
Требуется предположить, что не все нейтронные звезды в своей молодости
оказываются пульсарами, или что эта стадия у некоторых из них оказывается
чрезвычайно короткой (для сравнения: самые старые остатки сверхновых имеют
возраст порядка $10^5--10^6$ лет).

 Возможны следующие варианты, при которых предположение выполняется:

1. Большие начальные периоды (больше 2 секунд).

2. Маленькие начальные магнитные поля (меньше $10^8$ Гс).

3. Очень большие начальные магнитные поля (больше $10^{14}$  Гс).

 Первая гипотеза, в частности, связывается со следующей интересной идеей,
выдвинутой Спруитом и Финней (H. Spruit, E.S. Phinney). 
Поскольку для объяснения больших скоростей
пульсаров требуется асимметричный взрыв сверхновой (заметим, однако, что
этот факт оспаривается, хотя и является сейчас общепринятым), то разумно
предположить, что действие его на нейтронную звезду
будет несимметричным, и тогда взрыв не только ускорит движение нейтронный
звезды, но и ее вращение, т.е. ``подкрутит`` нейтронную звезду.
Стало быть, короткопериодические нейтронные звезды могут иметь
большие скорости и наблюдаться как радиопульсары, а долгопериодические
могут иметь маленькие скорости (что хорошо для эволюции двойных) и
не будут давать радиоимпульсов, поскольку причина у больших скоростей
и коротких периодов одна и та же. Модификация данной гипотезы позволяет 
даже уничтожить зависимость период -- скорость, т.е. и долгопериодические
и короткопериодические пульсары могут иметь практически любые скорости.
Однако, заметим, что, как показано в работе М.Е. Прохорова и К.А. Постнова
(ГАИШ МГУ), асимметричный взрыв сверхновой может наоборот сделать
быстровращающейся молодую нейтронную звезду, чья скорость вращения
первоначально была невелика.

 Вторая гипотеза (которую частично разделяет и автор данной статьи)
имеет то преимущество, что не требует дополнительной
гипотезы о распаде магнитного
поля нейтронной звезды для объяснения маленьких магнитных полей рентгеновских
барстеров и некоторых рентгеновских источников, демонстрирующих
квазипериодические осцилляции. Кроме этого, гипотеза легко объясняет тот
факт, что спутник ROSAT не наблюдает большого числа одиночных
аккрецирующих нейтронных звезд ("Земля и Вселенная" N3, 1994). 
Радиопульсар не возникает именно из-за
слишком слабого магнитного поля, даже если он имел короткий период вращения 
(звезда оказалась бы в правой нижней части
рисунка 1 или 2, где нет пульсаров).

 Третья гипотеза была предложена Томпсоном и Дунканом в 1992 г.
для объяснения источников повторяющихся гамма-всплесков.
Теперь эта гипотеза также применяется
к одиночным нейтронным звездам с относительно большими периодами вращения
(порядка 10 секунд, что значительно больше периодов пульсаров).
Примером такого источника является объект RX J0720.4-3125 с периодом
8.39 секунды. Альтернативным объяснением свойств этого объекта, предложенным
Денисом Коненковым и автором данной статьи
(и чуть позже независимо Вангом в США),
является как раз затухание магнитного поля нейтронной звезды в процессе
ее эволюции. Наблюдения рентгеновских пульсаров подтверждают, что
нейтронные звезды могут иметь большие магнитные поля, более $10^{13}$ Гс.
Темп замедления вращения  нейтронных звезд в этих двойных системах показывает,
что они обладают мощными магнитосферами. В рамках этой гипотезы пульсар может
возникнуть, но очень быстро замедлится из-за больших потерь на излучение.

Нейтронные звезды с экстремально большими магнитными полями
получили название "магнет\`ары".
Косвенно данную гипотезу поддерживают открытия компактных рентгеновских
источников в остатках сверхновых, хотя иногда эти источники 
могут быть связаны не с молодыми, а со старыми нейтронными звездами, как
это видимо происходит в остатке сверхновой RCW 103.

 Как видно, каждая из гипотез объясняет сразу несколько явлений,
и выбор между ними чрезвычайно затруднителен. В идеале
необходимо каким-то образом получить непосредственную информацию о
свойствах нейтронных звезд сразу после рождения. Сделать это
можно, по всей видимости, только с помощью детекторов гравитационных волн,
которые донесут до нас первый крик новорожденной нейтронной звезды.

 Неизвестно также и с какими скоростями рождаются нейтронные звезды. 
Наблюдения радиопульсаров указывают на большие скорости, oднако,
скорости пока измерены лишь для очень небольшого числа пульсаров,
и на наблюдаемое распределение существенно влияют различные селекционные
эффекты. Кроме этого, как мы уже видели, 
пульсары могут быть не самыми типичными
представителями мира нейтронных звезд.

 Рассмотрение нейтронных звезд, входящих в тесные двойные системы,
говорит о меньших скоростях, чем это получается по наблюдениям
радиопульсаров. Некоторым авторам удается согласовать наблюдения даже с
гипотезой об отсутствии дополнительной скорости, связанной с
ассиметричным взрывом
сверхновой, а все высокоскоростные пульсары объясняются разрывом
тесных двойных систем. 

 Таким образом и здесь можно объяснить наблюдения тем, что свойства
небольшого числа наблюдаемых нейтронных звезд (в первую очередь
радиопульсаров) существенно отличаются от свойств основной массы нейтронных
звезд.  

%\vskip 0.2cm

%\vskip 0.2cm

\newpage

{\bf Далеко ли падает яблоко от яблони или
поиски черной кошки в темной комнате}

\vskip 0.2cm

 Итак, мы еще не слышали первых криков нейтронных звезд: у нас нет
детекторов гравитационных волн, мы не видим радиопульсаров в самых
молодых остатках сверхновых (тех, которые
моложе Крабовидной туманности (рис. 5): например,
галактические сверхновые 1181 г., 1572 г., 1604 г., 1658 г. и 
сверхновая в Большом Магеллановом облаке 1987А). 
Значит, нам остается восстанавливать параметры новорожденных
нейтронных звезд по наблюдениям уже заметно постаревших объектов.
Но это совсем не просто, т.к. параметры могут сильно 
изменяться со временем, и
старые нейтронные звезды будут совсем непохожи на молодые,
или же звезды могут прятаться от нас, практически не излучая.

 Пока решить проблему начальных параметров нейтронных звезд
не удалось. Нейтронные звезды рождаются
очень разными, а видим мы лишь самые заметные. Многообразие идей
показывает, что до окончательного ответа еще далеко.

\vskip 0.2cm

                            канд физ-мат наук Сергей Б. Попов\\

                            мл. науч. сотр. ГАИШ МГУ\\

\newpage

ПОДПИСИ К РИСУНКАМ.

\vskip 0.2cm

Рисунок 1. По горизонтальной оси отложены периоды радиопульсаров, P.
По вертикальной оси --- производные периодов, Pdot. В левой нижней части
рисунка сгруппировались миллисекундные пульсары. По производной периода
определяют магнитное поле пульсара.

\vskip 0.2cm

Рисунок 2. Распределение радиопульсаров
на плоскости период -- магнитное поле. Магнитные поля определены по
темпу замедления вращения радиопульсаров в предположении магнито-дипольного
излучения, поэтому рисунок очень похож на рисунок 1.

\vskip 0.2cm

Рисунок 3. Гистограмма распределения пульсаров по периодам. Гистограмма
построена для четырех интервалов периодов: от 0.001 секунды до 0.01,
от 0.01 до 0.1, от 0.1 до 1 и от 1 до 10 секунд. По вертикальной оси
отложено количество пульсаров в каждом из интервалов.

\vskip 0.2cm

Рисунок 4. Вспышка сверхновой 1987А в Большом Магеллановом облаке.
Несмотря на несколько ``сигналов ложной тревоги``,
прозвучавших в статьях разных авторов, до сих пор пульсар там
не обнаружен. Кольца, изображенные на фотографии, являются областями
повышенной плотности, возникающими из-за взаимодействия потоков
вещества, двигающихся с разными скоростями. Часть вещества была сброшена
до взрыва сверхновой, а часть была выброшена в результате взрыва.
\vskip 0.2cm

Рисунок 5. Крабовидная туманность, в которой находится самый
знаменитый радиопульсар с периодом 0.033 секунды.

\end{document}
