1 / 29

Атмосферы нейтронных звезд с сильным магнитным полем

Атмосферы нейтронных звезд с сильным магнитным полем. Валерий Сулейманов 1,2 и Klaus Werner 1. 1 -Astronomy and Astrophysics Institute, Tübingen, Germany 2 – Казанский Гос. Университет , Россия. ВАК – 2007 21 сентября 2007, Казань. План.

odysseus-grimes
Download Presentation

Атмосферы нейтронных звезд с сильным магнитным полем

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Атмосферы нейтронных звезд с сильным магнитным полем Валерий Сулейманов1,2 иKlaus Werner 1 1 -Astronomy and Astrophysics Institute, Tübingen, Germany 2 – Казанский Гос. Университет, Россия ВАК – 2007 21 сентября 2007, Казань

  2. План • Нейтронные звезды с сильным магнитным полем • Перенос излучения в замагниченной плазме • Метод моделирования атмосфер нейтронных звезд с сильным магнитным полем • Основные свойства атмосфер нейтронных звезд с сильным магнитным полем • Нерешенные проблемы

  3. Нейтронные звезды с сильным (B ≥ 1012 Гс) магнитным полем • Радиопульсары • Рентгеновские пульсары • Аномальные рентгеновские • пульсары (AXP) • Гамма- репитеры (SGR) • Компактные объекты в остатках • сверхновых (CCO) • одиночные нейтронные звезды • низкой светимости (DINS) Почему сильное магнитное поле ? Когерентные пульсации излучения Изменение периодав соответствии с формулой для магнито-дипольногоизлучения (для изолированных НЗ) Циклотронная линия в спектре ( ECe= 11.54 (B/1012 Гс) кэВ )

  4. Диаграмма температура-светимость для различных классов НЗ: AXPs (звездочки),CCOs (квадратики),XDINSs (кружки),и радиопульсары (ромбики) (из Mereghetti et al. 2002).

  5. Из : Возраст: Магнитное поле: AXP и SGR - B ≈ 1014 – 1015 Гс НО Lx >> LPuls Дополнительная светимость: - затухание магнитного поля - возвратная аккреция из Harding & Lai 2006

  6. Электронная циклотронная линия в спектре Her X-1 электронная циклотронная линия из Klochkov et al. (2007)

  7. Наблюдательные свойства одиночных нейтронных звезд («Великолепная семерка» = DINSs) Рентгеновский и оптический потоки не соответствуют друг другу RX J1856.5-3754 RX J0720.4-3125 D = 140 +/- 20 пк Robs> 17 км (Truemper et al. 2005) Прекрасно описывается черным телом!

  8. RX J1856.5-3754 hard BB kT=63 eV R = 4.4 km kT = 63 eV R = 12.3 km Двухкомпонентные модели - неоднородное температурное распределение ? пульсации + прецессия (RX J0720.4 – 3125) Тонкий плазменный слой над твердой поверхностью? жесткое излучение очень близко к функции Планка

  9. Абсорбционные особенности в спектрах – протонные циклотронные линии? 1Е 1210-5226 (ССО в остатке сверхновой) 0.7 и 1.4 кэВ Протонная циклотронная линия и ее гармоники ? B по линии не согласуется с B из Pdot Бленды спектральных линий высокозарядных ионовв сильном магнитном поле?

  10. В спектрах одиночных НЗ тоже бывают! черное тело без линии RX J0720.4-3125 В из Еline(5 1013 Гс) приблизительно согласуется с В из Pdot

  11. Наблюдательные свойства одиночных нейтронных звезд («Великолепная семерка» = DINSs) Объект F0.1-2 кэВ kТс Период ЕСр 10-12 сгс эВсеккэВ RX J1856.5-3754 14 62 7.05 - RX J0720.4-3125 11 85-95 8.37 0.28 RX J1605.3+3249 9 96 6.88 0.4 - 0.45 RX J0806.4-4123 3 96 11.37 0.3 -0.43 RX J0420.9-5022 1 44 22.69 0.33 RX J1308.8+2127 5 86 5.16 0.2 – 0.3 (RBS 1223) RX J2143.0+0654 9 102 9.44 0.75 (RBS 1774) ECe= 1154.0 (B/1014Гс) кэВ - электронная циклотронная линия ECp= 0.63 (B/1014 Гс) кэВ - протонная циклотронная линия

  12. Наблюдательные свойства одиночных нейтронных звезд («Великолепная семерка» = DINSs) Из Haberl 2007. Красные пустые ромбики – DINS из протонных циклотронных линий. Красные кружки – из Pdot.

  13. Моделирование атмосфер магнитных НЗ Цели Сравнение с наблюдаемыми спектрами Параметры атмосфер (Teff, log g,химсостав) Фундаментальные параметры магнитных НЗ ( RNSи MNS) Физика (уравнение состоянияи т.д.)

  14. Перенос излучения в плазме с сильным магнитным полем Поле излучения в терминах электромагнитного поля Интенсивностьсоответствует вектору Пойнтинга Непрозрачностьсоответствует - комплексный индекс преломления, зависящий от (диэлектрическая постоянная ) Континуум диэлектрический тензор Излучение поляризовано - I,Q,U,V (Параметры Стокса) при Если тогда Две моды - необыкновенная (X-mode) - обыкновенная (O-mode)

  15. Перенос излучения в плазме с сильным магнитным полем Непрозрачность (Ventura 1979, Kaminker et al. 1982,1983, Lai et al. 2001-2007) Простейший случай Сильная угловая зависимость

  16. Перенос излучения в плазме с сильным магнитным полем Непрозрачность Протонная циклотронная линия Поляризация вакуума Вакуумный резонанс

  17. Моделирование атмосфер магнитных НЗ Shibanov et al. 1992, Pavlov et al. 1995, Özel 2001, Lai, Hoet al. 2001- 2007 Основные уравнения Гидростатическое равновесие Перенос излучения Лучистое равновесие Полностью ионизованный водород + законы сохранения

  18. Моделирование атмосфер магнитных НЗ Решение уравнения переноса излучения Для 40 углов Два метода решения • метод Фотрие • метод коротких характеристик Оба метода дают идентичные результаты

  19. Моделирование атмосфер магнитных НЗ Метод температурной коррекции Использовались три процедуры коррекции Модифицированная интегральная лямбда-итерация (поверхностные слои) Основана на другой форме уравнения лучистого равновесия: Поверхностная температурная коррекция Потоковая коррекция (Эвретта-Крука) (оптически толстые слои)

  20. Моделирование атмосфер магнитных НЗ Модели магнитных атмосфер: • Имеют две фотосферы,соответствующие • потокам в двух модах • излучение формируется в более глубоких • слоях по сравнению с немагнитными • атмосферами • поток в X-mode доминирует • излучение сильно поляризовано

  21. Моделирование атмосфер магнитных НЗ X- mode O- mode Выходящее излучение имеет сильную угловую зависимость, которая противоположна для X- и O- мод

  22. Моделирование атмосфер магнитных НЗ Протонная циклотронная линия изменяет выходящий спектр, если она расположена вблизи максимума распределения энергии

  23. Моделирование атмосфер магнитных НЗ Поляризация вакуума подавляет протонную циклотронную линию, Если резонансные слои лежат вблизи фотосферы X-моды ( B > 1014 G )

  24. Моделирование атмосфер магнитных НЗ X- mode O- mode Поляризация вакуума изменяет угловое распределение выходящего излучения (особенно для X-моды)

  25. Моделирование атмосфер магнитных НЗ Тонкая атмосфера над твердой поверхностью Используется для объяснения соотношения между рентгеновским и оптическим потоками Ho et al. 2007

  26. Нерешенные проблемы Частично ионизованные атмосферы (особенно длятяжелых элементов) Проблемы с уравнением состояния и непрозрачностями Mori & Ho 2007

  27. Нерешенные проблемы Модели атмосфер с наклонным магнитным полем. Релятивистское описание моделей атмосфер. (См. Zane et al 1996 и Özel 2001)

  28. Спасибо!

  29. Unresolved problems Radiation transfer at the plasma frequency All opacities are calculated with assumption that But in NS atmospheres plasma frequency is reached above X-mode photosphere at photon energies ~ 0.1 -0.01 keV !

More Related