Нейтронные звезды были предсказаны в 30-е годы нашего века и открыты в 1967 году как радиопульсары - периодические источники радиоимпульсов. В течение долгого времени было привычным считать, 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. Здесь мы 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.
Основные параметры наблюдаемых радиопульсаров можно увидеть на рисунках 1-3. Периоды лежат в основном в диапазоне 0.1-1 секунды. Пульсары с самыми короткими периодами (менее 30 миллисекунд), т.н. миллисекундные пульсары, оказываются не самыми молодыми, а самыми старыми и происходят из двойных систем, где аккреция раскручивает уже немолодые нейтронные звезды. У этих пульсаров самые слабые магнитные поля. У обычных же радиопульсаров поля порядка Гс.
Из разнообразных параметров нейтронных звезд наибольший интерес представляют их начальные периоды вращения, p (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 взрыва сверхновой и распада двойной, если взорвалась звезда, входившая в двойную систему), начальная масса, M, и состояние вещества внутри звезды, т.е. т.н. уравнение состояния. Мы в основном поговорим о первых трех из этих параметров.
Figure 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.
Почему же эти параметры представляют такой интерес? Дело здесь не только в самостоятельном интересе данной проблемы, связанном со сложными процессами, предшествующими образованию нейтронной звезды. Поскольку нейтронные звезды связаны со многими интересными астрофизическими объектами такими как, например, двойные рентгеновские источники, то для расчета эволюции последних необходимо знать начальные параметры нейтронных звезд. Например, если вы хотите рассчитать количество рентгеновских пульсаров в нашей Галактике (о подобных расчетах см., например, статьи В.М. Липунова в журнале "Звездочет" и Соросовском образовательном журнале N6, 1998 и статью автора в журнале "Земля и Вселенная" N5, 1995, стр. 17-24), то для этого вам нужно знать с какими периодами и особенно с какими магнитными полями и скоростями рождаются нейтронные звезды, входящие в данные системы.
Figure 2: График период - магнитное поле. Магнитные поля определены по
темпу замедления вращения радиопульсаров в предположении магнито-дипольного
излучения.
Figure 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
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.
Figure 4: Вспышка сверхновой 1987А в Большом Магеллановом облаке.