У нас уже 176407 рефератов, курсовых и дипломных работ
Заказать диплом, курсовую, диссертацию


Быстрый переход к готовым работам

Мнение посетителей:

Понравилось
Не понравилось





Книга жалоб
и предложений

 





Название Расчет эволюции и наблюдательный проявлений нейтронный звезд и чернык дыр в двойнык системах
Количество страниц 124
ВУЗ МГИУ
Год сдачи 2010
Бесплатно Скачать 23128.doc 
Содержание Содержание
Введение 4

1 Радиопульсар в паре с Ве-звездой 18

1.1 Система PSR B1259-63 — Ве-звезда SS2883... 18

1.2 Модель ветра Ве-звезды ... 20

1.3 Параметры ветра SS2883... 23

1.4 Анизотропия излучения Ве-звезды ... 29

1.5 Пульсарный ветер... 30

1.6 Рентгеновская светимость ... 31

1.7 Переменность рентгеновского излучения... 33

1.8 Популяционный синтез... 37

1.9 Результаты... 39

1.10 Приложение ... 41

1.10.1 Форма вращающейся звезды... 41

1.10.2 Сечение Клейна-Нишины... 42

1.10.3 Принципы численного расчета... 43

2 Эволюция масс нейтронных звезд в двойных системах 46

2.1 Три режима набора массы аккрецирующими нейтронными звездами . 47

2.1.1 Аккреция ... 47

2.1.2 Супераккреция... 49

2.1.3 Гипераккреция... 50

2.2 Наблюдаемые массы и магнитные поля

нейтронных звезд... 51

2.3 Популяционный синтез... 57

2.3.1 Радиопульсары в двойных системах PSR+NS (популяционный синтез выполнен с учетом гипераккреции)... 58

2.3.2 Радиопульсары в двойных системах PSR+WD (популяционный синтез выполнен с учетом гипераккреции)...'. 61

2.3.3 Радиопульсары в двойных системах PSR+NS (популяционный синтез выполнен без учета гипераккреции)... 68

2.3.4 Радиопульсары в двойных системах PSR+WD (популяционный синтез выполнен без учета стадии общей оболочки)...70

2.3.5 Радиопульсары в двойных системах PSR+NS и PSR+WD (популяционный синтез выполнен с разбросом начальных параметров радиопульсаров, с учетом всех видов аккреции) ... 72

2.4 Результаты... 75

2.5 Приложение ... 77

3 Функция масс черных дыр в рентгеновских двойных системах и оценка возможного количества двойных радиопульсаров с черными дырами в Галактике 79

3.1 Наблюдательные данные ... 79

3.2 Популяционный синтез... 83

3.2.1 Общее описание моделей... 83

3.2.2 Сценарий эволюции А... 85

3.2.3 Сценарий эволюции В... 85

3.2.4 Сценарий эволюции С... 86

3.2.5 Сценарий эволюции W... 87

3.2.6 Минимальная масса черной дыры... 87

3.2.7 Расчет доли массы предсверхновой, уходящей под горизонт событий в процессе коллапса... 89

3.2.8 Спектры масс черных дыр в модели А... 91

3.2.9 Спектры масс черных дыр в модели С... 93

3.2.10 Спектры масс черных дыр в модели W... 96

3.3 Двойные радиопульсары с черными дырами... 99

3.3.1 Наблюдательные основания ...104

3.3.2 Популяционный синтез двойных радиопульсаров с черными дырами...106

3.4 Результаты...111

3.5 Приложение ...116

Заключение 120

Список литературы 124



Введение

Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца, не дает ни одному световому лучу достичь нас из-за своего тяготения: поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми.

Лаплас Пьер Симон, "Изложение систем мира", 1795

Существование черных дыр впервые было предсказано еще в XVIII столетии. Однако только в двадцатом веке с открытием Альбертом Эйнштейном общей теории относительности и развитием теории эволюции звезд было получено достаточное теоретическое обоснование возможности возникновения подобных объектов.

Черная дыра, • в отличие от нормальной звезды, не может быть обнаружена по собственному излучению. Открытие в последние несколько десятилетий первых кандидатов в черные дыры связано с началом эры внеатмосферной астрономии, когда стало возможным обнаружение рентгеновского излучения, возникающего в результате аккреции вещества на компактный объект в двойных системах.

Возможность существования другого важного класса компактных объектов - нейтронных звезд - была предсказана Л.Д. Ландау в начале 30-х годов прошлого века [1]. Открытие в 1967 году радиопульсара в Крабовидной туманности подтвердило предсказание Л.Д. Ландау. Следующим шагом в исследовании нейтронных звезд стало открытие переодических источников рентгеновского излучения, названных рентгеновскими пульсарами, спутником "Ухуру", который

был запущен в 1970 году [2]. Впоследствии рентгеновские пульсары были отождествлены с нейтронными звездами в двойных системах.

Некоторые рентгеновские источники не обладает периодичностью рентгеновских импульсов и имеют в диапазоне 2-10 кэВ рентгеновский спектр, который заметно отличается от спектра рентгеновских пульсаров [3]. Часть таких объектов связывают с наблюдательным проявлением черных дыр, возможность наблюдений которых обоснована Я.Б. Зельдовичем [4] и Е.Е. Солпитером [5], предсказавшими мощное энерговыделение при несферической аккреции вещества на черную дыру.

Термин "черная дыра"сразу следует оговорить. Если быть точным, то существование черных дыр окончательно не доказано, но для известных кандидатов в черные дыры, представленных в табл. 3.1 (см. Глава 3), выполняются все необходимые наблюдательные проявления черных дыр. Именно к таким системам в дальнейшем будет применяться термин "черная дыра".

Благодаря успешной работе орбитальных рентгеновских обсерваторий "BeppoSAX", "МИР-КВАНТ", "ГРАНАТ", "ROSAT", "CHANDRA", "GRO", "RXTE", "XMM-Newton", "BATSE"h "INTEGRAL" к настоящему времени в нашей и ближайших галактиках открыто около тысячи источников рентгеновского излучения [3, 6]. Большинство из них являются тесными двойными системами, в которых оптический компонент поставляет вещество на нейтронную звезду или черную дыру. Аккреция с субрелятивистскими скоростями на поверхность нейтронной звезды приводит к гигантскому выделению энергии в рентгеновском диапазоне со светимостью порядка 1036 - 1037 эрг/с [4, 5, 7, 8, 9].

К настоящему времени на наблюдательном материале, поступающем от орбитальных рентгеновских телескопов, разработаны критерии, позволяющие идентифицировать рентгеновский объект как нейтронную звезду или черную дыру. Рентгеновские спектры аккрецирующих черных дыр имеют степенные "хвосты", которые тянутся до энергий ~ 1 МэВ [10, 11, 12, 13, 14], в то время как спектры аккрецирующих нейтронных звезд, как правило, имеют завал на энергиях 60-100 кэВ [14]. Различие в наблюдательных проявлениях аккрецирующих нейтронных

звезд и черных дыр в рентгеновских новых во время вспышки позволило выработать ряд косвенных критериев. На их основе модель черной дыры считается более предпочтительной, если наблюдаются:

1. Бимодальное спектральное поведение со сверхмягким очень высоким состоянием и очень низким жестким состоянием;

2. Ненасыщенный комптонизированный жесткий хвост в распределении энергии в спектре вплоть до очень высоких значений ~ 1 МэВ;

3. Быстрые флуктуации интенсивности рентгеновского излучения в жестком диапазоне на временах до 1 мкс.

Эти критерии носят статистический характер, поскольку, например, феномен рентгеновского барстера 1-го типа наблюдается у рентгеновской двойной системы Cir X-1, которая, тем не менее, показывает быструю переменность жесткого рентгеновского излучения и бимодальное спектральное поведение. Кроме того, даже наличие жесткого степенного спектра в рентгеновском диапазоне не является однозначным признаком аккрецирующей черной дыры, поскольку степенной хвост, тянущийся вплоть до энергий <~ 150 кэВ, был обнаружен у рентгеновского барстера 1-го типа KS 1731-260 [15].

Таким образом, на основе анализа рентгеновского излучения тесной двойной системы невозможно однозначно установить природу релятивистского объекта. Главным критерием идентификации релятивистского объекта является его масса. Максимально возможная масса нейтронной звезды на основе жесткого уравнения состояния достигает З.ОМ© [16]. Объекты с массой, превышающей З.ОМ©, являются кандидатами в черные дыры. Окончательным доводом, подтверждающим наличие в двойной звездной системе черной дыры, стало бы прямое измерение радиуса компактного объекта, но современный уровень технических возможностей этого сделать не позволяет. Поэтому при идентификации нейтронных звезд и черных дыр на передний план выходит разработка точных методов определения масс релятивистских объектов в тесных двойных системах.

Значения масс радио и рентгеновских пульсаров важны для понимания физики состояния вещества при плотностях ~ 1014~15 г/см3

(~ ядерной). Так, до сих пор неизвестно, жесткому или мягкому уравнению состояния подчиняется вещество в недрах нейтронных звезд. Близость средней массы радиопульсаров 1.35М© ± 0.04 [17] к Чандрасекаровскому пределу возможно говорит в пользу мягкого уравнения состояния. Однако, отсутствие радиопульсаров с частотой вращения выше 1 КГц противоречит мягкому уравнению состояния и является аргументом в пользу жесткого уравнения состояния [18]. Обнаружение в рентгеновских двойных системах Vela X-1 и 4U 1700-37 компактных объектов с массами 1.88 ± 0.13 [19] и 2.44 ± 0.27 [20] стало еще одним аргументом в пользу жесткого уравнения состояния. Однако, сложность определения массы рентгеновских пульсаров в системах с ОВ-гигантами, каковыми являются Vela X-1 и 4U 1700-37 требует серьезной проверки выполненных оценок масс [21].

Сложность выявления характера распределения релятивистских объектов по массам прежде всего связана с ошибками в определении масс. Неопределенность динамической оценки массы заключена и в методах определения наклонения орбиты ТДС, и в методах интерпретации кривой лучевых скоростей. Систематические ошибки, вносимые газовыми структурами в кривую блеска, не позволяют точно определить наклонение орбиты ТДС, а обычно применяемая при анализе кривой лучевых скоростей модель точечных масс не позволяет учесть взаимное влияние компонентов.

Одним из важнейших достижений естествознания XX века является открытие ядерной эволюции вещества. Поскольку почти все светящееся вещество Вселенной сосредоточено в звездах, то речь идет в первую очередь о звездной эволюции. Нормальные звезды, ближайшие из которых видны на ночном небосклоне, светят благодаря термоядерному синтезу, протекающему в их недрах, и, следовательно, продолжительность их жизни определяется и ограничивается запасами водорода, гелия и более тяжелых элементов вплоть до железа [22]. Жизнь звезды малой или средней массы (< 10М©) завершается сжатием в компактное, размером с Землю, плотное образование - белый карлик (WD). Гравитационное поле массивных (ЮМ© < М < 20 — ЗОМ©) звезд делает

смерть звезды катастрофически быстрым явлением, сопровождающимся коллапсом центральной ее части в нейтронную звезду (NS). Наружная часть "умирающей"звезды сбрасывается в межзвездное пространство в виде остатка сверхновой. Наконец, если масса звезды выше некоторого критического значения (> 20—ЗОМ©), то в конце ее эволюции образуется черная дыра (ВН).

Приблизительно половина звезд входит в состав двойных систем [23]. За счет гравитационных сил они могут обмениваться друг с другом массой, делая возможным невозможное: те из них, которые, будучи одиночными, могли произвести лишь белые карлики, теперь в двойной системе могут рождать NS и даже ВН. Обменом масс объясняется один из краеугольных парадоксов классической астрономии - парадокс Алголя, открытый советскими исследователями А.Г. Масевич и П.П. Паренаго еще в сороковые годы прошлого века. Он состоит в том, что менее массивная звезда в двойных системах может опережать в эволюции свою массивную соседку.

Картина эволюции двойных звезд неизмеримо сложнее, чем одиночных, и до конца еще не выяснена, поэтому приходится говорить не о законах их эволюции, а об эволюционных сценариях

- последовательности эволюционных стадий, проходимых звездами в зависимости от начальных параметров: масс, большой полуоси двойной системы, магнитных полей и других параметров.

В начале восьмидесятых годов прошлого века понимание эволюции звезд основывалось на пионерских работах Пачинского [24], Тутукова и Юнгельсона [25], ван ден Хойвела и Хейзе [26]. Это позволило сконструировать общий эволюционный сценарий, который успешно объяснял происхождение хорошо изученных нормальных звезд и предлагал потенциальное объяснение возникновения рентгеновских источников, открытых космическими аппаратами. Было понято, что эволюция похожа на ветвящееся генеалогическое древо, узлы которого

- важные физические процессы, такие, как обмен масс между компонентами двойной, стадия с общей оболочкой (СЕ), потеря орбитального углового момента излучением гравитационных волн и т.д.

С другой стороны, было понятно, что новые открытые катастрофические процессы должны происходить после образования компактной звезды (WD, NS или ВН) в двойной системе. Очень важно принимать во внимание описанные в предыдущем абзаце процессы в случае белых карликов и нейтронных звезд, так как они имеют сильные магнитные поля и быстро вращаются. Здесь был открыт новый феномен в звездной эволюции - эволюция гравимагнитиых ротаторов. Развитие этой идеи восходит к первоначальным работам В.Ф. Шварцмана [27, 28], Илларионова и Сюняева [29], Бисноватого-Когана и Комберга [30], Шакуры [31], Викрамасингха и Велана [32], Липунова и Шакуры [33], Савонийе и ван ден Хойвела [34], Липунова [35]. Астрофизические проявления замагниченных компактных звезд определены в основном их взаимодействием с окружающей плазмой посредством двух видов физических полей: электромагнитного и гравитационного, их собственная эволюция представляет собой постепенное изменение характера этого взаимодействия. Универсальность такого подхода не только в его способности дать очевидное объяснение таким различающимся объектам, как радиопульсары, рентгеновские пульсары, рентгеновские барстеры, катаклизмические переменные, поляры, тран-зиентные рентгеновские источники и многие другие, но и в возможности предсказать совершенно новые, пока не открытые объекты.

Поэтому реалистичный сценарий эволюции двойных звезд должен включать оба типа эволюции: ядерную эволюцию нормальной звезды, а также эволюцию замагниченного компактного объекта. Это усложняет древо сценария до такой степени, что еще около двадцати лет назад стала очевидной необходимость создания специального инструмента для численного исследования эволюции двойных [36, 37]. Так появилась "Машина сценариев"[38]. В настоящее время это сложный программный комплекс для проведения популяционного синтеза двойных звезд, учитывающий множество физических процессов, влияющих на эволюцию и наблюдательные проявления самых разнообразных объектов.

моделирования (метод Монте-Карло), в котором начальные параметры звезд (массы, большие полуоси орбит, магнитные поля и т.д.) выбираются случайным образом в соответствии с принятыми модельными распределениями (рис. 1). Расчет ведется следующим образом: в начальный момент компьютерного времени рождается двойная звезда со случайной массой первичного (более массивного) компонента, соответствующей экспериментально открытому закону Солпитера. Масса вторичного компонента определеятся также случайно (по функции распределения по отношению масс компонентов системы). Большая полуось двойной системы - еще один параметр системы, определяемый случайным образом - имеет плоское распределение в логарифмическом масштабе [39]. Далее включается блок законов, описывающий ядерную эволюцию и процессы обмена масс звездами. После рождения компактной звезды подключается блок, рассчитывающий эволюцию замагниченных вращающихся компактных звезд. Когда проходит заданный промежуток времени (обычно он принимается равным возрасту Вселенной), расчет эволюции данной системы прекращается. По ходу вычислений в память компьютера могут записываться все необходимые физические параметры расчитываемых объектов. Для проведения популяционного синтеза "Машина сценариев" рассчитывает значительное количество двойных звезд (как правило, один миллион, но, если в решаемой задаче требуется выявить очень редкие события или типы систем, это число увеличивают), затем, если требуется узнать число объектов или событий определенного типа в Галактике, результат нормируется на истинное число звезд в Млечном Пути.

Подробнее о работе "Машины сценариев "написано в [38]. Далее в настоящей работе будут описываться только те принципы построения эволюционного сценария, которые являются существенными для исследуемых процессов.

К основным результатам использования "Машины сценариев "относятся не только объяснение известных эволюционных стадий двойных систем, но и изучение связи между различыми видами двойных звезд, предсказание новых, еще не открытых типов двойных объектов [40].

В частности, при помощи "Машины сценариев"было предсказано существование двойных радиопульсаров с ОВ-звездой. Первая двойная система, состоящая из радиопульсара и Ве-звезды, была открыта более десяти лет назад на Паркском радиотелескопе [41, 42]. Это система PSR B1259-63, в которой пульсар движется по сильно вытянутой орбите (е > 0.87) вокруг компаньона - Ве-звезды 10-ой звездной величины SS2883.

Впервые теоретическая оценка числа таких систем была проведена в 1983-1987 гг. с использованием "Машины Сценариев"[3б, 37, 43, 44] и показала, что из примерно 700 наблюдаемых радиопульсаров один должен иметь в качестве компаньона ОВ-звезду. Обнаружение системы В1259-63 не только подтвердило эволюционный сценарий, который был получен авторами этих работ, но и, как и предсказывалось ими же [45], дало мощный инструмент для исследования характера звездных ветров.

В 1997-1998 годах для системы В1259-63 при помощи "Машины Сценариев "были рассчитаны возможные эволюционные треки [46]. Вычисления базировались на эволюционном сценарии, предсказывающем существование систем, включающих в себя радиопульсар и массивный оптический компонент. Высокий эксцентриситет орбиты был объяснен толчком во время анизотропного взрыва сверхновой, в результате которого возник радиопульсар. Также были получены возможные величина и направление скорости толчка в системе В1259-63 [47].

Ве-звезда определена как звезда главной последовательности спектрального класса В, которая имеет в спектре одну или более эмиссионную линию серии Бальмера [48]. Эти линии обычно имеют два пика. Еще Струве в 1931 году предположил, что эта спектральная особенность может быть объяснена излучением вращающегося диска, связанного с Ве-звездой. К настоящему времени эти диски наблюдались в оптическом, инфракрасном и радиодиапазонах. Они состоят из плотного, медленно вращающегося вещества, находящегося в плоскости экватора Ве-звезды или близко к ней. Кроме того, Ве-звезды обладают и ветром с малой плотностью и высокой скоростью.

Наблюдения прохождений пульсара В1259-63 стали уникальной возможностью для изучения характеристик диска Ве-звезды благодаря изменению потока радиоизлучения, линейной поляризации, меры вращения и задержке импульсов. Это стало возможным, поскольку диск SS2883 наклонен относительно плоскости орбиты компаньона и происходят затмения пульсара диском.

Предпринимались попытки построить модель ветра Ве-звезды и сравнить рассчитанные параметры с наблюдаемыми значениями меры дисперсии, меры вращения и времени задержки импульсов. В [49] рассмотрена дисковая модель с экспоненциальным падением электронной плотности с расстоянием от Ве-звезды и с высотой над плоскостью диска.

Более обоснованной, однако, представляется модель степенного падения плотности в диске [50]. Эта модель при определенных параметрах позволила авторам объяснить изменение меры дисперсии вблизи периастра. Также развита модель клочковатого дискового ветра Ве-звезды [51, 52] (не отменяющая, а дополняющая степенной диск). Быстро распространяющиеся пузыри (со скоростью « 2000 км/с) с электронной плотностью (пе ~ 106/см3, размер образований < 1010см на расстоянии 20-50 радиусов звезды), отличной от электронной плотности в окружающем пространстве, создают значительные флуктуации электронной плотности по лучу зрения, и, как следствие, флуктуируют поток, мера дисперсии и мера вращения.

Авторы работ [49, 50, 51, 52] проводили сравнение вычисленных и наблюденных значений меры дисперсии для определения концентрации электронов и меры вращения для оценки параметров магнитного поля в ветре SS2883. В работах [49, 50] делается заключение, что затмение пульсара вызывается свободно-свободным поглощением радиоизлучения в диске Ве-звезды. Оптическая толщина для радиоизлучения использовалась для того, чтобы согласовать вычисленное время начало затмений в модели ветра, полученной с использованием зависимости меры дисперсии от положения пульсара относительно компаньона, но сравнения рассчитанной и наблюдательной кривых блеска в радиодиапазоне ими не проводилось.

При помощи пульсарного тайминга была предпринята попытка установить положение плоскости орбиты пульсара В1259-63 относительно экватора SS2883 [53, 54]. Однако, из-за шума и длительных затмений пульсирующего радиоизлучения оказалось невозможным построить однозначную модель системы.

Система PSR B1259-63 неоднократно наблюдалась и в рентгеновском диапазоне. Было показано, что рентгеновское излучение данной системы возникает, по видимому, в результате обратного эффекта Комптона [55, 56]. Пульсар является источником релятивистских протонов и электронов, массивная оптическая звезда - источником мягких фотонов. В результате обратного комптоновского рассеяния мягких фотонов оптической звезды на релятивистских частицах пульсарного ветра наблюдается широкополосное рентгеновское излучение.

Ве-звезда - быстро вращающийся объект, для которого становится существенной зависимость температуры поверхности от ускорения свободного падения по теореме фон Цейпеля [48].

Следовательно, даже на одинаковом расстоянии от звезды, но в разных направлениях, плотность мягкого излучения не будет одной и той же, а, значит, должна существовать и зависимость жесткого излучения от положения точки, в которой происходит обратный комптон-эффект, что и показано в настоящей работе.

За последние годы измерены массы свыше десяти радио и рентгеновских пульсаров и с каждым годом количество оценок масс нейтронных звезд растет. С целью прогноза возможных значений наблюдаемых масс и магнитных полей нейтронных звезд в тесных двойных системах на "Машине сценариев "был проведен популяционный синтез.

По современным представлениям в зависимости от параметров двойной системы, темпа потери массы оптической звездой помимо обычной аккреции вещества на нейтронную звезду может иметь место супер- и гипераккреция. Рентгеновская светимость при супераккреции достигает Эдингтоновского предела светимости и тем самым ограничивает дальнейшее выпадение вещества. Это имеет место при темпах аккреции М ~ 10~4 — 10~5М©/год. В работе Р.А. Шевалье [57] показано, что в случае более высокого темпа выпадения вещества на поверхность нейтронной звезды М ~ 10~2 — 10"3М©/год, его высвечивание будет происходить не посредством высокоэнергетичных фотонов, а посредством нейтрино. Таким образом, за характерную длительность стадии гипераккреции ~ 102 лет на поверхности нейтронной звезды может осесть до ~ 1МО.

Однако, поскольку к настоящему времени получены оценки масс всего около тридцати нейтронных звезд и двадцати черных дыр, полученного числа измерений, к сожалению, недостаточно для надежных статистических выводов о характере распределения масс релятивистских объектов.

Так, по причине недостаточно большой статистики и точности оценок масс нейтронных звезд и черных дыр, до сих пор не выявлен спектр масс компактных объектов. В наблюдаемом распределении по массам нейтронных звезд и черных дыр обращает на себя внимание факт дефицита компактных объектов в интервале 2 — 6Mq. Этот провал особенно удивителен в свете новых данных о распределении масс СО-ядер звезд Вольфа-Райе в конце эволюции [58], которые лежат в широком интервале масс Мсо = (1—2) —(20—44)М© и распределены непрерывно. Поскольку звезды Вольфа-Райе по современным представлениям [25, 26, 59] являются производителями релятивистских объектов, столь сильное различие в распределении конечных масс СО-ядер звезд Вольфа-Райе и масс порождаемых ими релятивистских объектов требует объяснения. Поэтому с целью прогноза возможного значения масс черных дыр, а также вида спектра масс компактных объектов до и после аккреции вещества оптического спутника в работе на "Машине сценариев"был выполнен популяционный синтез.

Следует отметить, что фунции масс нейтронных звезд и черных дыр уже были построены, например, в работах [60, 61]. Однако, в указанных работах, во-первых, это начальные функции масс без учета времен жизни на стадиях "компактный объект+нормальная звезда", во-вторых, не учтена возможность аккреционно-индуцированного коллапса нейтронных звезд.

Особенный интерес представляло бы открытие двойных, состоящих из радиопульсара и черной дыры. Это явилось бы фундаментальным подтверждением существования черных дыр, а также прекрасной возможностью для исследования точных эффектов общей теории относительности [62, 63]. В таких системах параметры черных дыр -такие, как масса, параметр Керра - были бы измерены с точностью, на порядки превосходящей нынешние косвенные оценки их у кандидатов в черные дыры в рентгеновских двойных [64, 65]. Более того, если взаимное положение черной дыры и радиопульсара является подходящим, то можно будет наблюдать распространение радиоизлучения сколь угодно близко к горизонту событий. Первые оценки числа двойных радиопульсаров с черной дырой были проведены одиннадцать лет назад и показали, что эти системы могут наблюдаться современными радиоастрономическими средствами [63].

Тем не менее, хотя число наблюдаемых радиопульсаров удвоилось за последнее десятилетие и достигло N^s ~ 1500, ни один из них не имел в качестве компаньона черную дыру [66, 67, 68, 69, 70]. Кроме того, за последние десять лет существенно изменились представления об эволюции звезд, способных дать черную дыру. В частности, были получены соображения в пользу более высокого темпа потери массы такими звездами, появились подробные вычисления, учитывающие новые факторы [71, 72, 73].

Эволюционный сценарий содержит много ключевых параметров, слабо описанных теорией (величина звездного ветра, начальная масса звезды, способной дать черную дыру, начальное распределение отношения масс в двойных системах, скорость отдачи во время формирования релятивистской звезды, эффективность стадии с общей оболочкой, доля массы звезды, уходящей под горизонт событий во время коллапса). Поэтому, с целью установить возможность наблюдения двойных радиопульсаров с черными дырами, учитывая новые представления о звездной эволюции, на "Машине Сценариев "был проведен популяционныи синтез при самых широких предположениях о возможных значениях параметров эволюционного сценария.

Из сказанного ясно, что исследование эволюции и наблюдательных проявлений нейтронных звезд и черных дыр является важным и актуальным и может не только углубить наши знания о природе релятивистских объектов и физических процессов, связанных с ними, по и послужить проверкой различных сценариев эволюции нормальных звезд.

Цель диссертации. В работе преследовались следующие цели:

1. Учесть свободно-свободное поглощение радиоизлучения пульсара В1259-63 в ветре Ве-звезды SS2883 и получить параметры ветра в двухкомпонентной модели.

2. Установить возможность наблюдения в будущем переменности рентгеновского излучения, возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния анизотропного излучения Ве-звезды на релятивистских частицах радиопульсара.

3. Рассчитать спектр масс нейтронных звезд с учетом аккреции, супераккреции и гипераккреции при различных предположениях о времени затухания магнитного поля нейтронных звезд.

4. Рассчитать спектр масс черных дыр в рентгеновских двойных

Краткое содержание диссертации. Первая глава посвящена системе В1259-63 — SS2883. Исследуются параметры ветра оптической звезды в двухкомпонентной модели, для чего используется изменение характеристик радиоизлучения пульсара, затмеваемого в периастре диском Ве-звезды SS2883. Далее в этой главе рассмотрен эффект переменности рентгеновского излучения, возникающего в результате обратного комптоновского рассеяния анизотропного излучения Ве-звезды на релятивистских частицах радиопульсара. Также, на "Машине сценариев"проведен популяционный синтез для оценки возможности наблюдения указанного эффекта в будущем.

Во второй главе представлены результаты популяционного синтеза, проведенного на "Машине сценариев", целью которого является построение функции масс нейтронных звезд при различных предположениях о времени затухания магнитного поля нейтронных звезд. Проведена оценка возможного роста массы нейтронной звезды под действием аккреции, супераккреции и гипераккреции, показан тип двойных систем, в которых существует вероятность обнаружения нейтронной звезды, набравшей массу.

В третьей главе представлены результаты популяционного синтеза, проведенного на "Машине сценариев", целью которого является построение функции масс черных дыр в рентгеновских двойных. Также проводится исследование возможного числа двойных систем "черная дыра+радиопульсар"при самых широких предположениях относительно параметров эволюционного сценария. Построены функции масс черных дыр, отвечающие наиболее вероятным параметрам эволюционного сценария и наиболее полно соответствующие современным наблюдательным данным.
Список литературы
Цена, в рублях:

(при оплате в другой валюте, пересчет по курсу центрального банка на день оплаты)		 1425
Скачать бесплатно 23128.doc 





Найти готовую работу


ЗАКАЗАТЬ

Обратная связь:


Связаться

Доставка любой диссертации из России и Украины

Вход для партнеров

Регистрация

Восстановить доступ

Материал для курсовых и дипломных работ


Ссылки:

Выполнение и продажа диссертаций, бесплатный каталог статей и авторефератов

Счетчики:

Besucherzahler
счетчик посещений

© 2006-2022. Все права защищены.
Выполнение уникальных качественных работ - от эссе и реферата до диссертации. Заказ готовых, сдававшихся ранее работ.