524.354.4-62 ихсанов назар робертович исследование наблюдательных проявлений компактных звездных объектов на пекулярных стадиях эволюции (01. 03. 02 – астрофизика, радиоастрономия)

На правах рукописи

УДК 524.354.4-327 + 524.354.4-62 Ихсанов Назар Робертович ИССЛЕДОВАНИЕ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ПРОЯВЛЕНИЙ КОМПАКТНЫХ ЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТОВ НА ПЕКУЛЯРНЫХ СТАДИЯХ ЭВОЛЮЦИИ (01. 03. 02 – астрофизика, радиоастрономия)

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико–математических наук

Нижний Архыз – 2008

Работа выполнена в Главной Астрономической Обсерватории Российской Академии Наук

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук профессор А.И. Цыган Физико-технический Институт им. А.Ф. Иоффе Российской Академии Наук доктор физико-математических наук профессор С.Н. Фабрика Специальная Астрофизическая Обсерватория Российской Академии Наук доктор физико-математических наук М.Е. Прохоров Государственный Астрономический Институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова

Ведущая организация: Санкт-Петербургский Государственный Университет

Защита состоится 15 апреля 2008 г. в 14 часов на заседании Диссертацион ного совета Д 002.203.01 при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу: 369167, КЧР, Зеленчукский район, пос. Нижний Архыз.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке САО РАН.

Автореферат разослан " " 2008 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ.- мат. наук МАЙОРОВА Е.К.

Общая характеристика работы

Актуальность темы Теория магниторотационной эволюции нейтронных звезд позволяет интер претировать многообразие наблюдаемых особенностей этих объектов в рам ках единого эволюционного трека, включающего в себя три основных со стояния: эжектор, пропеллер и аккретор. Молодые нейтронные звезды, об разующиеся в процессе вспышки сверхновой с коллапсирующим ядром, от личаются высокой температурой поверхности, сильным магнитным полем и высокой скоростью вращения. В ходе дальнейшей эволюции температура поверхности нейтронной звезды падает, происходит распад ее магнитного поля и уменьшение энергии вращения. Это приводит к изменению харак тера взаимодействия звезды с окружающей материей и, соответственно, механизма энерговыделения, ответственного за ее излучение.

Нейтронные звезды в состоянии эжектора и аккретора надежно отож дествлены, соответственно, с радио- (эжекционными) и аккреционными пульсарами и уже на протяжении нескольких десятков лет являются пред метом активного наблюдательного исследования. Наблюдательные особен ности нейтронных звезд в состоянии пропеллера до недавнего времени оста вались лишь темой теоретической дискуссии, одно из центральных мест в которой занимала проблема происхождения долгопериодических рентге новских пульсаров. Анализ возможных решений этой задачи показал, что прохождение нейтронной звездой стадии пропеллера является неминуемым, что количество нейтронных звезд нашей Галактики, которые в настоящее время находятся на этой стадии, является значительным и что класс про пеллеров не является однородным, но включает в себя по крайней мере два подкласса, получивших название сверхзвуковых и дозвуковых пропеллеров.

Наблюдательное отождествление пропеллеров стало возможным лишь несколько лет назад, благодаря стремительному прогрессу в чувствитель ности рентгеновских телескопов. Было показано, что характеристики рент геновского излучения, наблюдаемого в течение спокойной фазы ряда тран зиентных рентгеновских источников, отличаются от характеристик излу чения нейтронных звезд в состоянии эжектора или аккретора. Более того, огромная амплитуда изменения интенсивности рентгеновского излучения при переходе этих источников из спокойной фазы в активную и обратно находилась в хорошем соответствии с моделью, в которой транзиентный характер этих объектов интерпретировался в рамках перехода нейтронной звезды между состояниями пропеллера и аккретора, и позволяла исклю чить альтернативные объяснения. Вместе с тем, было отмечено, что спек тральные и временные характеристики излучения источников, являющих ся кандидатами в пропеллеры, отличаются от соответствующих характе ристик, предсказываемых теорией. Это указывет на необходимость пере смотра существующих представлений о механизме формирования излуче ния пропеллеров, а также на актуальность критического анализа основных временных и энергетических параметров этой пекулярной фазы эволюции нейтронных звезд.

Среди наблюдательных данных, свидетельствующих об актуальности критического анализа существующей модели магниторотационной эволю ции нейтронных звезд, следует также отметить:

1) открытие сверхдолгопериодических пульсаров, период вращения ней тронных звезд в которых лежит в пределах 1000–10000 секунд;

2) наблюдения ряда Ве/рентгеновских транзиентных источников в состоя нии аномально низкой рентгеновской светимости, представляющем собой симбиоз состояний пропеллера и аккретора низкой светимости, а также 3) отсутствие успеха в поиске старых изолированных нейтронных звезд, излучение которых обусловлено аккрецией материи межзвездной среды на их поверхность.

Интерпретация вышеперечисленных результатов представляется воз можной лишь в рамках эволюционных треков, включающих в себя фазу дозвукового пропеллера, которая до недавнего времени оставалась практи чески неисследованной.

Следует отметить, что методы, лежащие в основе магниторотационной модели эволюции нейтронных звезд, оказываются также эффективными в исследовании наблюдательных проявлений другого класса компактных звезд – белых карликов. В частности, анализ эволюции белых карликов, входящих в состав маломассивных тесных двойных систем, указывает, что наряду с состоянием аккретора, в котором эти объекты наблюдаются в мно гочисленном классе Взрывных (катаклизмических) Переменных звезд, со стояния пропеллера и эжектора также могут быть реализованы. Переход белых карликов в эти состояния возможен как вследствие интенсивной дис ковой аккреции вещества на их поверхность, так и слияния двух белых карликов на поздних стадиях эволюции двойной системы. Несмотря на от носительную многочисленность подобных объектов, предсказываемую тео рией, попытки их обнаружения в течение долгого времени успеха не имели.

Первый кандидат в этот класс объектов появился лишь в 1994 году: было показано, что темп замедления белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея, также как и наблюдаемая картина течения вещества в его полости Роша не могут быть интерперетированы в рамках канонической модели аккретора. На протяжении последующего десятилетия для иссле дования АЕ Водолея были привлечены лучшие телескопы мира, охватыва ющие все диапазоны электромагнитного спектра, что позволило получить обильный материал для теоретической интерпретации этого источника и, во многом благодаря исследованиям, представленным в настоящей диссер тации, продвинуть наши представления об этом объекте на качественно новый уровень. Знания, полученные в ходе этих исследований, заставляют нас пересмотреть границы применимости магниторотационной модели эво люции компактных звезд, что является актуальным в выборе правильной стратегии исследования этих объектов на современном этапе.

Цель исследования Основными целями настоящей работы являются:

1. Построение эволюционного трека нейтронных звезд в долгопериоди ческих рентгеновских пульсарах. Анализ ключевых параметров ней тронных звезд и их компаньонов в тесных двойных системах, требуе мых для образования этих источников;

2. Исследование наблюдательных проявлений нейтронных звезд на ста диях сверхзвукового и дозвукового пропеллера с целью выработки кри териев для наблюдательного отождествления этих объектов;

3. Исследование наблюдаемых свойств одиночных нейтронных звезд на поздних стадиях эволюции при учете взаимодействия аккреционного потока с магнитосферой этих объектов. Определение критериев для наблюдательного отождествления этих объектов и оценка вероятности их обнаружения современными рентгеновскими телескопами;

4. Определение состояния нейтронной зведы в течение фазы аномально низкой светимости Ве/рентгеновского транзиента А 0535+26. Анализ механизмов энерговыделения, ответственных за высокоэнергичное из лучение системы, детектируемое в течение этой фазы;

5. Идентификация состояния белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея. Построение модели переноса массы между компонентами этой системы и, на основе этого, решение вопроса о механизмах энер говыделения, ответственных за наблюдаемое излучение. Определение эволюционного статуса источника;

6. Теоретический и наблюдательный анализ причин уникальной вспы шечной активности АЕ Водолея. Решение вопроса о локализации ис точника вспышечного излучения и его параметрах.

Научная новизна В диссертации представлены следующие новые результаты:

• Впервые показано, что происхождение известных на сегодня долго периодических рентгеновских пульсаров может быть объяснено в рам ках единого эволюционного трека, включающего в себя четыре основ ных состояния нейтронной звезды: эжектор, сверхзвуковой пропеллер, дозвуковой пропеллер и аккретор. Сформулированы основные условия реализации указанной эволюционной цепочки;

• Приведены исправленные величины основных параметров, определя ющих условие перехода компактной звезды между состояниями сверх звукового и дозвукового пропеллера и аккретора;

• Впервые сформулированы критерии идентификации нейтронных звезд в состоянии дозвукового пропеллера. Показано, что звезды в этом со стоянии проявляют себя как аккрецирующие рентгеновские пульсары с низкой светимостью и мягким спектром;

• Впервые показано, что учет взаимодействия аккреционного потока с магнитным полем изолированных нейтронных звезд, находящихся на поздней стадии эволюции, приводит к пересмотру вероятности обна ружения этих объектов в сторону понижения;

• Впервые показано, что нейтронная звезда, входящая в состав Ве/рент геновского транзиента А 0535+26, в течение спокойной фазы источника находится в пекулярном состоянии, идентичном состоянию дозвуково го пропеллера;

• Впервые показано, что наблюдаемые проявления белого карлика в тес ной двойной системе АЕ Водолея находятся в соответствии с иденти фикацией состояния этого объекта с состоянием эжектора. В рамках этой идентификации проведена оценка основных параметров системы и ее компонентов и выполнено моделирование процесса переноса мас сы.

Положения диссертации, выносимые на защиту 1. Решение проблемы происхождения долгопериодических рентгеновских пульсаров в рамках сценария магниторотационной эволюции нейтрон ных звезд в массивных тесных двойных системах, исходно предложен ного Дэвисом, Фабианом и Принглом и исправленного автором диссер тации.

2. Критерии наблюдательного отождествления нейтронных звезд в сос тоянии дозвукового пропеллера и результат их использования для идентификации состояния нейтронной звезды и моделирования ак креционного процесса в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости транзиентного источника A 0535+26.

3. Оценка вероятности наблюдательного отождествления изолированных нейтронных звезд с сильным магнитным полем, аккрецирующих мате рию на свою поверхность из межзвездной среды. Результаты расчета временных и энергетических характеристик излучения этих объектов на заключительном этапе эволюции.

4. Идентификация компактного компонента тесной двойной системы АЕ Водолея с белым карликом, находящимся в состоянии эжектора.

5. Результаты численного моделирования доплеровской H томограммы и построение картины течения вещества в системе АЕ Водолея. Опре деление относительного вклада механизмов эжектора и пропеллера в энергетический баланс системы.

6. Результаты фотометрических и поляриметрических наблюдений АЕ Во долея и их интерпретация. Определение энергетических и цветовых параметров вспышечного излучения системы.

7. Определение энергетических и пространственных параметров источни ков рентгеновского и гамма-излучения, связанных с белым карликом в состоянии эжектора.

Научная и практическая значимость работы 1. В диссертации приводится подробное описание исправленного единого эволюционного трека нейтронных звезд и критериев его применимо сти в зависимости от исходных параметров объекта и окружающей его материи. Эти данные могут быть использованы для идентификации эволюционного статуса компактных звезд и определения механизма энерговыделения, ответственного за излучение соответствующего ис точника;

2. Полученные критерии идентификации компактных источников в со стоянии пропеллера могут быть использованы для разработки страте гии их отождествления при составлении наблюдательных программ;

3. Учет рассмотренных в диссертации механизмов взаимодействия аккре ционного потока с магнитным полем компактного объекта необходим при моделировании рентгеновских вспышек в транзиентных источни ках и для определения параметров процесса обмена массой между ком понентами в этих двойных системах;

4. Результаты моделирования тесной двойной системы АЕ Водолея могут быть использованы для построения эволюционных треков компактных объектов, входящих в состав Взрывных Переменных, при расчетах эво люции магнитных полей белых карликов, а также для оценки достовер ности модели процесса энерговыделения, ответственного за излучение компактных звездных объектов, находящихся в состоянии эжектора;

5. Результаты фотометрических и поляриметрических наблюдений АЕ Во долея могут быть использованы при моделировании пекулярной вспы шечной активности этого объекта.

Апробация результатов Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на аст рофизических семинарах:

• Главной астрономической обсерватории РАН, Астрономического ин ститута им. В.В. Соболева СПбГУ, Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе, Теоретического отдела Физического института им.

П.Н. Лебедева РАН, Специальной астрофизической обсерватории РАН и Крымской Астрофизической Обсерватории;

• институтов им. Макса Планка, Германия: MPE, г. Мюнхен, (1996, 1999);

MPI, г. Бонн, (6 докладов в течение 1996–2007);

MPA, г. Мюнхен (2003);

Института астрономии Бонского Университета, г. Бонн, Герма ния (1995);

Института астрономии Мюнхенского Университета, г. Мюн хен, Германия (4 доклада в течение 1994–1999);

Института астрономии Кембриджского Университета, г. Кембридж, Англия (2003, 2005), Ко рейского института астрономии и космических исследований, г. Тэджон, Южная Корея (4 доклада в течение 2003–2005), Центра космических полетов им. Маршала, НАСА, г. Хантсвилл, США (2006), Астрономи ческого института Университета Северной Каролины, г. Гринсборо, США (2006), Автором было представлено 36 научных докладов на 24-х российских и международных конференциях:

• “X Ray Emission from Active Galactic Nuclei and the Cosmic X Ray Background”, Мюнхен, Германия, ноябрь 1991;

• “The cosmic dynamo”, Потсдам, Германия, сентябрь 1992;

• “Particle Acceleration Phenomena in Astrophysical Plasmas”, Мэриленд, США, январь 1993;

• “Cataclysmic Variables”, Терме, Италия, июнь 1994;

• IAU Colloquium 151: “Flares and Flashes”, Зоненберг, Германия, декабрь 1994;

• Seventeenth Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, Мюнхен, Германия, декабрь 1994;

• Cape Workshop on “Magnetic cataclysmic variables”, Кейптаун, Южная Африка, январь 1995;

• Vulcano Workshop on “High Energy Astrophysics and Particle Physics”, Вулкано, Италия, июнь 1997;

• ESO Workshop on “Cyclical Variability in Stellar Winds: Recent Develop ments and Future Applications”, Мюнхен, Германия, октябрь 1997;

• “BL LAC Phenomenon”, Турку, Финляндия, июнь 1998;

• “Highlights in X-ray astronomy”, Мюнхен, Германия, июнь 1998;

• IAU Colloquium 177, “Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond”, Бонн, Гер мания, август 1999;

• ESO Workshop on “Black Holes in Binaries and Galactic Nuclei”, Мюнхен, Германия, сентябрь 1999;

• Съезд Европейского астрономического общества JENAM-2000, Москва, Россия, май 2000;

• Съезд Европейского астрономического общества JENAM-2001, Мюн хен, Германия, сентябрь 2001;

• Третья Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) “Вселенная и мы”, Москва, Россия, июнь 2004;

• IAU Symposium 223, “Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity”, Санкт-Петербург, Россия, июнь 2004;

• “The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects”, Страс бург, Франция, июль 2004;

• “Astrophysics and cosmology after Gamow - theory and observations”, Одесса, Украина, август 2004;

• Annual meeting of Korean Physical Society, Джеджу, Южная Корея, октябрь 2004;

• “Cosmology and High Energy Astrophysics (Zeldovich-90)”, Москва, Рос сия, декабрь 2004;

• COSPAR Colloquium on: “Spectra & Timing of Accreting X-ray Binaries”, Бомбей, Индия, январь 2005;

• “Isolated Neutron Stars: from the Interior to the Surface”, Лондон, апрель, 2006;

• 363. WE-Heraeus Seminar on: “Neutron Stars and Pulsars”, Бад-Хоннеф, Германия, май 2006.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из Введения, трех глав, заключения, списка литерату ры (260 наименований) и приложения. Она содержит 21 рисунок и 15 таб лиц. Общий объем диссертации – 282 страницы.

Краткое содержание диссертации Во Введении обосновывается актуальность темы, обсуждаются основные цели исследования, отмечается научная новизна и практическая значи мость представленных результатов, дается краткое изложение содержания диссертации, указывается, где диссертация прошла апробацию и форму лируются основные положения, выносимые на защиту. Там же приводится список опубликованных работ автора по теме диссертации с указанием его непосредственного вклада в работы, выполненные с соавторами.

Первая глава посвящена решению проблемы происхождения долгопе риодических рентгеновских пульсаров.

В § 1.1 приводятся определения основных параметров, используемых в теории магниторотационной эволюции компактных звездных объектов, об суждаются базовые принципы классификации состояний нейтронной звез ды по характеру ее взаимодействия с окружающей материей и подроб но описывается постановка задачи о происхождении долгопериодических рентгеновских пульсаров. Сравнительный анализ наблюдаемых параметров долгопериодических пульсаров и параметров, ожидаемых в различных мо делях этих объектов, позволяет сделать вывод, что равенство коротацион ного (Rcor ) и магнитосферного (Rm ) радиусов нейтронной звезды не может являться достаточным условием перехода звезды в состояние аккретора.

Там же показано, что данное утверждение остается справедливым в широ ком спектре возможных величин параметров нейтронной звезды (включая предположение о сверхкритической величине ее исходного магнитного по ля) и звездного ветра ее нормального компаньона.

§ 1.2 посвящен анализу геометрии аккреционного потока в долгоперио дических пульсарах. Сравнение параметров эволюции периода вращения нейтронных звезд, ожидаемых в случае дисковой аккреции, с величиной соответствующих параметров, полученных из наблюдений, позволяет сде лать вывод об отсутствии развитого постоянного аккреционного диска в этих объектах. Вследствие этого, эволюционный трек нейтронных звезд, входящих в состав долгопериодических пульсаров, следует моделировать в рамках предположения о сферической геометрии аккреционного потока.

В § 1.3 проводится критический анализ сценария эволюции нейтронной звезды в массивной тесной двойной системе, предложенного в работах Дэ виса, Фабиана и Прингла (см. Davies et al. 1979) и Дэвиса и Прингла (см.

Davies & Pringle 1981) (ДФП-сценарий). Авторами этого сценария было показано, что условие Rm Rcor в случае сферической геометрии аккре ционного потока не является достаточным условием перехода нейтронной звезды в состояние аккретора. Для реализации такого перехода необходимо также, чтобы темп охлаждения плазмы на границе магнитосферы звезды превышал темп ее нагрева вследствие эффекта пропеллера. Однако, как было отмечено автором диссертации, величина периода вращения звезды, при котором это дополнительное условие оказывается выполненным, в ра боте Davies & Pringle (1981), вычислена неверно. Исправленная величина этого периода определяется выражением:

5/ 16/ M15 m4/21 c, Pbr 450 µ30 (1) где µ30 и m – дипольный магнитный момент и масса нейтронной звезды, выраженные в единицах 1030 Гс · см3 и 1.4 M, соответственно, и M15 – мак симально возможный темп захвата массы нейтронной звездой из ветра ее массивного компаньона, выраженный в единицах 1015 г/с.

Автором диссертации также было получено, что условие самосогла сованности модели сверхзвукового пропеллера, полученное в рамках ДФП сценария в работе Davies & Pringle (1981), нуждается в поправке. С учетом этого обстоятельства было показано, что ДФП-сценарий может быть ис пользован для описания эволюции нейтронных звезд в массивных тесных двойных системах при условии:

3.5 1017 m V8 г/с, M0 Mcr (2) которое для известных на сегодняшний день долгопериодических пульсаров выполняется с большим запасом. Здесь V8 – скорость движения нейтронной звезды относительно материи, окружающей ее на радиусе гравитационного захвата, выраженная в единицах 108 см/с.

В § 1.4 показано, что периоды вращения большинства нейтронных звезд, проявляющих себя как долгопериодические рентгеновские пульсары, нахо дятся в достаточно хорошем соответствии с предсказаниями исправленного ДФП-сценария магниторотационной эволюции компактных звездных объ ектов. Привлечение дополнительного предположения о сверхкритической величине исходного магнитного поля медленно вращающихся нейтронных звезд в рамках построенного эволюционного трека не является необходи мым. Вместе с тем, наилучшего соответствия между наблюдаемыми и пред сказываемыми величинами периода удается достичь, предположив, что па раметры нейтронных звезд в этих системах соответствуют жесткому урав нению состояния.

Во второй главе анализируется возможность наблюдательного отож дествления нейтронных звезд в состояниях сверхзвукового и дозвукового пропеллера, предсказаных в рамках ДФП-сценария, а также рассматрива ются приложения этого сценария к исследованию эволюции изолированных нейтронных звезд.

В § 2.1 отмечено, что в силу того, что проводимость плазмы аккрецион ного потока не бесконечна, темп ее проникновения в магнитосферу и, соот ветственно, темп аккреции на поверхность звезды, находящейся в состоянии дозвукового пропеллера, ненулевой. Аккреционный процесс в данном слу чае обусловлен диффузией плазмы оболочки в магнитное поле звезды на границе ее магнитосферы. Характерное время аккреции определяется вре менем остывания плазмы в магнитопаузе. В рамках рассматриваемой зада чи аккреционная светимость дозвукового пропеллера оценивается выраже нием:

13/ Rns M 2/ Lsp 1032 µ30 m4/7 эрг/с, (3) x 106 см 1015 г/с где M0 = RG Vrel – максимально возможный темп захвата материи ней тронной звездой, двигающейся через среду, средняя плотность которой, с относительной скоростью Vrel, а RG = 2GMns /Vrel – радиус гравитацион ного захвата нейтронной звезды с массой Mns. Таким образом, нейтронная звезда на стадии дозвукового пропеллера может проявлять себя подобно ак креционному рентгеновскому пульсару низкой (или умеренной) светимости.

Вместе с тем, существует ряд критериев, позволяющих отличить дозвуко вые пропеллеры от аккреторов низкой светимости.

К ним, в частности, относятся следующие:

1. ограничение на область допустимых величин периодов вращения дозву ковых пропеллеров;

2. мягкий рентгеновский спектр, обусловленный бльшей площадью горя о чих пятен в области магнитных полюсов дозвукового пропеллера по срав нению с аккретором той же светимости;

3. высокий темп замедления вращения нейтронной звезды, находящейся в состоянии дозвукового пропеллера.

Следует особо отметить, что радиус магнитосферы нейтронной звезды p в состоянии дозвукового пропеллера, Rm, меньше радиуса магнитосферы a аккретора, Rm, имеющего ту же рентгеновскую светимость:

12/ a Rm M 4/ m22/ 17 µ30. (4) p 1015 г/с Rm Это обстоятельство следует учитывать при оценке радиуса магнитосферы нейтронной звезды по рентгеновской светимости пульсирующего источни ка. В противном случае возможно возникновение парадоксальной ситуации, при которой радиус магнитосферы нейтронной звезды, аккрецирующей ве щество на свою поверхность, оказывается превосходящим ее радиус коро тации. С другой стороны, именно факт возникновения такого парадокса является наиболее веским аргументом в пользу идентификации состояния нейтронной звезды с состоянием дозвукового пропеллера.

В § 2.2 рассматривается задача об идентификации состояния нейтронной звезды в течение фазы аномально низкой светимости транзиентного рентге новского источника A 0535+26. Модуляция рентгеновского излучения, на блюдаемого в течение этой фазы, с периодом вращения нейтронной звезды ( 103 – 104 с) и отождествление источника пульсирующего компонента с горячими (Tp 1.3 кэВ) пятнами, радиус каждого из которых Rp 0.1 км, оставляют мало сомнений в том, что наблюдаемое излучение имеет аккре ционную природу и генерируется на поверхности нейтронной звезды. В то же время, предположение о том, что нейтронная звезда в течение этой фазы находится в состоянии аккретора приводит к противоречию: радиус магни тосферы звезды в этом случае оказывается существенно больше ее радиуса коротации, что соответствует состоянию сверхзвукового пропеллера, в те чение которого стационарная аккреция на поверхность нейтронной звезды невозможна.

Данное противоречие, однако, не возникает в том случае, если нейтрон ная звезда в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости переходит в состояние дозвукового пропеллера. Значительное уменьшение рентгеновской светимости объекта в рамках такого подхода происходит вследствие изменения геометрии аккреционого потока от дисковой к сфери ческой и, как следствие этого, уменьшения темпа проникновения плазмы в магнитное поле звезды на границе ее магнитосферы. Расчеты показывают, что основные характеристики рентгеновского излучения, ожидаемые в рам ках этой модели, находятся в хорошем соответствии с наблюдаемыми. Сле дует также обратить внимание на то, что оптические наблюдения A 0535+ в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости свидетельству ют о существенном изменении структуры ветра массивного компаньона: в течение этой фазы экваториальный истекающий диск у Ве-компонента от сутствует, и, таким образом, звезда теряет вещество преимущественно в форме высокоскоростного звездного ветра. Проведенные оценки указыва ют, что предположение об изменении геометрии аккреционного потока при этих условиях является реалистичным.

В § 2.3 рассматривается магниторотационная эволюция изолированных нейтронных звезд в рамках ДФП-сценария. Ранние исследования этого во проса показали, что изолированные нейтронные звезды, обладающие до статочно сильным магнитным полем, на заключительном этапе своей эво люции могут переходить в состояние аккретора. При этом максимально возможный темп захвата вещества этими объектами из межзвездной среды оказывается настолько высоким, что если бы все захваченное вещество до стигало поверхность звезды, то соответствующий рентгеновский источник мог бы быть зарегистрирован современными рентгеновскими телескопами.

В частности, ожидалось, что телескопы Chandra и XMM-Newton будут в состоянии зарегистрировать излучение от 10000 аккрецирующих изоли рованных нейтронных звезд, находящихся на удалении 5 кпк от Земли.

Однако наблюдения не подтвердили это предсказание: ни одного рентгенов ского источника, ассоциированного с аккрецирующей изолированной ней тронной звездой, до настоящего времени обнаружено не было.

Подход, представленный в этом параграфе, отличается от предшество вавших исследований учетом взаимодействия аккреционного потока с маг нитным полем нейтроной звезды. В нем показано, что в условиях, реали зуемых в задаче, аккреционный поток является сферическим и, следова тельно, для описания эволюции изолированных нейтронных звезд следует использовать ДФП-сценарий, включающий в себя дополнительное состоя ние дозвукового пропеллера. Соответствующая модификация эволюцион ного трека изолированных нейтронных звезд позволяет сделать вывод о том, что эти звезды могут перейти в состояние аккретора лишь по дости жении периода вращения 15/ Vrel 16/ INS 5 5/7 34/ Pbr 10 c µ30 n m, (5) 107 см/с где n – концентрация газа в межзвездной среде, выраженная в единицах одного атома водорода на кубический сантиметр. Однако даже при усло INS вии Ps Pbr характерное время аккреционного процесса на поверхность звезды оказывается ограниченным снизу временем охлаждения плазмы на границе магнитосферы, которое для условий рассматриваемой задачи опре деляется выражением 1/2 T (Rm ) Ne (rm ) tbr (rm ) 10 лет, (6) 300 см 107 K и, таким образом, существенно превосходит время свободного падения, 9/ Vrel 6/7 3/7 11/ t (rm ) 740 c µ30 n m. (7) 7 см/с В силу этого обстоятельства процесс аккреции на поверхность изолирован ной нейтронной звезды будет носить нестационарный характер: соответ ствующие источники будут проявлять себя в виде барстеров, длительность и рекуррентное время вспышек которых: tburst 30 минут и trec 105 лет соответственно. Количество объектов такого типа, которое могло бы быть зарегистрировано телескопами Chandra и XMM-Newton, определяется вы ражением N (0) tburst trep N 105, (8) 3 104 105 лет 30 минут что почти на девять порядков величины меньше количества этих объектов, предсказанного ранее (N (0) 3 104 ) в рамках модели, не учитываю щей взаимодействие аккреционного потока с магнитным полем нейтронной звезды. Таким образом, отсутствие успеха в поиске изолированных ней тронных звезд, аккрецирующих вещество из межзвездной среды на свою поверхность, в свете рассмотренной нами модели является закономерным.

В третьей главе диссертации представлены результаты комплексного теоретико-наблюдательного исследования новоподобной звезды АЕ Водо лея, являющейся одной из наиболее уникальных представителей класса Взрывных (катаклизмических) Переменных.

В § 3.1 отмечено, что классификация состояний компактных звездных объектов, принятая в рамках магниторотационной модели нейтронных звезд, в полной мере может быть использована и в отношении белых карли ков. Состояние аккретора имеет надежное наблюдательное подтверждение:

белые карлики в этом состоянии отождествлены с компактными компо нентами большинства маломассивных тесных двойных систем, входящих в состав класса Взрывных Переменных. Перенос массы в этих системах обусловлен заполнением нормальным компонентом своей полости Роша и происходит в форме струи, текущей через первую точку Лагранжа. По ха рактеру течения вещества внутри полости Роша белого карлика различают три основных подкласса Взрывных Переменных: немагнитные системы (аккреция из диска, внутренний радиус которого порядка радиуса белого карлика), промежуточные поляры (аккреция из диска, внутренний радиус которого ограничен снизу радиусом магнитосферы, превосходящим ради ус белого карлика) и поляры (каналированная аккреция без образования диска).

Белых карликов в состоянии эжектора и пропеллера до недавнего време ни обнаружено не было. Вместе с тем, наблюдаемые величины магнитных полей и периодов вращения белых карликов, а также результаты модели рования эволюционных треков маломассивных двойных систем указывают на высокую вероятность существования этих объектов в нашей Галактике.

Как было показано Усовым (Усов 1988, Usov 1993), белые карлики в состо янии эжектора могут являться источниками нетеплового гамма-излучения и теплового пульсирующего рентгеновского/ультрафиолетового излучения, генерируемого в области их магнитных полюсов. При этом темп потери вра щательной энергии этими объектами оказывается существенно превосходя щим их светимость в наблюдаемой части электромагнитного спектра. Сре ди изученных на сегодня белых карликов лишь один объект отвечает вы шеперечисленным характеристикам. Им является белый карлик, входящий в состав маломассивной тесной двойной системы АЕ Водолея (AE Aquarii).

В § 3.2 кратко описывается история исследований АЕ Водолея и эволю ция теоретических представлений о природе этого источника. Отмечается, что этот объект на протяжении уже почти 80-ти лет продолжает занимать одно из центральных мест в наблюдательных программах ведущих теле скопов во всех областях электромагнитного спектра. Вследствие этого он является одним из наиболее полно изученных объектов, традиционно от носящихся к классу Взрывных Переменных. АЕ Водолея был первым ис точником среди этого класса объектов, разрешенным как тесная двойная система. На протяжении долгого времени он был также известен как про межуточный поляр, в состав которого входит белый карлик с самым ко ротким периодом вращения ( 33 с). В течение последних 30-ти лет он был утвержден в статусе “всеволнового” источника, излучение которого во всех диапазонах спектра от радио до рентгена носит переменный вспышечный характер, не имеющий аналогов среди всех известных на сегодня астрофи зических объектов. Наконец, в течение последних 15-ти лет было показано, что характеристики излучения, наблюдаемого от АЕ Водолея в оптическом, УФ и рентгеновском диапазонах радикально отличаются от соответству ющих характеристик излучения объектов класса Взрывных Переменных звезд и не могут быть интерпретированы в рамках модели аккреции ве щества на поверхность белого карлика. Таким образом, белый карлик в АЕ Водолея находится в состоянии, отличном от состояния аккретора.

В § 3.3 дается детальное описание параметров системы и ее компонен тов, а также обсуждается постановка задачи теоретического моделирования процесса энерговыделения в этом источнике. Мы показываем, что основной особенностью АЕ Водолея и, в то же время, ключем к пониманию природы этого объекта является быстрое замедление вращения белого карлика, про исходящее с темпом P0 = 5.641014 с/с. Это означает, что темп потерь вра щательной энергии белым карликом в 120–300 раз превышает светимость системы в ультрафиолетовой и рентгеновской частях спектра (в зависимо сти от вспышечного/спокойного состояния объекта) и по крайней мере в 5 раз выше ее болометрической светимости (с учетом вклада нормального компонента). Кроме того, распределение температуры по поверхности бе лого карлика неоднородно: при средней температуре поверхности 10000 – 16000 К обнаруживается присутствие двух горячих ( 20000 – 50000 К) пя тен, локализованных в области магнитных полюсов. Анализ наблюдений, выполненных на телескопе XMM-Newton (см. Itoh et al. 2006), приводит к выводу, что происхождение этих пятен не связано с процессом аккреции ве щества на поверхность звезды: пространственный масштаб рентгеновского источника x 2 1010 см, что почти на два порядка превышает ради ус белого карлика, а концентрация излучающей плазмы, nx 1011 см3, на несколько порядков меньше типичной концентрации частиц в ударной волне у поверхности аккрецирующих белых карликов. Все вышеприведен ные результаты позволяют отклонить гипотезу об аккреционной природе излучения системы и, таким образом, исключить состояние аккретора из списка возможных состояний белого карлика.

Свидетельство того, что белый карлик в АЕ Водолея выполняет функ цию пропеллера, отбрасывая из системы материю, притекающую к его маг нитосфере от нормального компаньона, было получено из анализа доппле ровской H томограммы системы. Теоретическое моделирование процесса течения вещества в системе на основе полученной из наблюдений томо граммы показало, что материя, текущая через внутреннюю точку Лагран жа, не аккрецирует на поверхность белого карлика и не аккумулируется в диске вокруг его магнитосферы, а, напротив, покидает систему в виде струи, двигаясь в полости Роша белого карлика со скоростью 550 км/с.

Однако интерпретация быстрого замедления вращения белого карлика в терминах эффекта пропеллера оказывается затруднительной: требуемый темп переноса массы в системе в этом случае оказывается существенно вы ше верхней оценки величины этого параметра, полученного из наблюдений системы в оптической и ультрафиолетовой областях спектра. Кроме того, допплеровская H томограмма, расчитанная на основе модели пропеллера, содержит высокоскоростную петлю (V 1000 км/с), явно отсутствующую на наблюдаемой томограмме. Наконец, в рамках модели пропеллера ока зывается крайне затруднительным ответить на вопросы об источнике рент геновского излучения в системе и причине появления в области магнитных полюсов белого карлика горячих пятен.

Здесь же показано, что попытки интерпретации быстрого замедления белого карлика в терминах модифицированной модели пропеллера (так на зываемый “МГД-пропеллер”) или источника интенсивного гравитационного излучения основаны на явно нереалистичных или просто ошибочных пред положениях. Наконец, предсказания моделей, согласно которым компакт ным объектом системы является дифференциально вращающийся белый карлик или легкая нейтронная звезда, также входят в противоречие с на блюдаемыми свойствами системы.

Таким образом, каноническая аккреционная модель, разработанная для интерпретации Взрывных Переменных звезд в приложении к АЕ Водолею оказывается не в состоянии ответить на следующие вопросы:

• вследствие какого механизма происходит замедление вращение белого карлика ?

• по какой причине в системе отсутствует аккреционный диск и почему скорость вещества, текущего в виде струи через полость Роша белого карлика, не превосходит 500–600 км/с ?

• что является причиной образования горячих (Tp (2 5) 104 К) пятен в области магнитных полюсов белого карлика ?

• где локализован источник рентгеновского излучения системы ?

• вследствие какого механизма в системе происходит генерация реляти вистских частиц, ответственных за нетепловое излучение системы ?

• каков эволюционный статус системы и что является причиной уни кальности этого источника ?

• что является причиной необычной вспышечной активности системы ?

Все это указывает на необходимость поиска альтернативных путей модели рования системы АЕ Водолея.

В § 3.4 представлена модель АЕ Водолея, построенная на основе пред положения о том, что белый карлик в этой системе находится в состоянии эжектора и, таким образом, что механизм его замедления идентичен ме ханизму потерь вращательной энергии радиопульсарами. В рамках такого предположения величина дипольного магнитного момента белого карлика оценивается следующим образом:

2 1/ Ps Lsd Гс · см3, µ0 1.5 10 (9) 33 эрг/с 33 c 6 где Ps и Lsd означают, соответственно, период вращения белого карлика и темп потери им своей вращательной энергии. Из этого следует, что на пряженность магнитного поля на поверхности звезды в области магнитных полюсов B0 100 МГс и в области магнитного экватора B0 /2 = 50 МГс.

С точки зрения современных представлений о допустимой величине маг нитного поля белых карликов приведенная выше оценка является вполне реалистичной. Однако, величина B0, вычисленная в рамках модели эжек тора, почти на два порядка превосходит оценку напряженности магнитного поля белого карлика, принятую в более ранних исследованиях этой систе мы. Это обстоятельство заставляет обратиться к анализу достоверности ранее выполненных оценок величины магнитного поля.

Прежде всего, необходимо обратить внимание на то, что классификация АЕ Водолея как промежуточного поляра является не более чем традицион ной и, вероятно, ошибочной: во всех своих проявлениях источник является ярким исключением из этой группы объектов. Поэтому предположение о том, что величина магнитного поля белого карлика в этой системе сопо ставима с величиной магнитного поля белых карликов, входящих в состав Промежуточных поляров, не имеет под собой достаточных оснований.

Следует отметить, что оценка магнитного поля белого карлика на основе измерений степени круговой поляризации оптического излучения АЕ Водо лея, выполненная ранее на основе аккреционной модели системы, являет ся ошибочной. Этот вывод базируется на результатах проведенных авто ром наблюдений круговой поляризации оптического излучения объекта в Крымской астрофизичекой обсерватории, и выводах теоретических расче тов верхнего предела круговой поляризации оптического излучения, испус каемого с поверхности белого карлика в АЕ Водолея. Они, в частности, позволяют исключить горячие пятна, расположеные в областях магнитных полюсов белого карлика из списка возможных источников поляризованного излучения со средней степенью круговой поляризации 0.06 ± 0.01%, пока зывая, что в противном случае степень собственной поляризации в таком источнике должна превышать 100%. Численный расчет степени круговой поляризации излучения, генерируемого в атмосфере белого карлика вслед ствие линейного и квадратичного эффектов Зеемана, показывает, что либо напряженность магнитного поля на поверхности белого карлика превыша ет 50 МГс, либо источник поляризованного излучения не связан с белым карликом. Таким образом, оценка напряженности магнитного поля белого карлика, полученная в рамках модели эжектора, не противоречит данным поляриметрических наблюдений системы.

Дополнительным аргументом в пользу реалистичности полученной вы ше оценки магнитного поля белого карлика является результат численного моделирования течения вещества в системе, проведенного в рамках моде ли эжектора. Допплеровская H томограмма системы, полученная в ходе этого моделирования, находится в хорошем соответствии с наблюдаемой томограммой. В используемой в этих расчетах модели струя плазмы, те кущая через первую точку Лагранжа, приближается к белому карлику на расстояние RA (3 5) 1010 см (определяемое альвеновским радиусом звезды), вследствие чего ее скорость в системе не превосходит 600 км/с. При этом согласия между наблюдаемой и расчетной томограммами удается до стичь без привлечения большинства дополнительных (и по большей части спорных) предположений, лежащих в основе моделирования системы как Промежуточного поляра.

Обращаясь к вопросу о природе горячих пятен, локализованных в маг нитных полюсах белого карлика и являющихся основным источником пуль сирующего ультрафиолетового и оптического излучения системы, следует прежде всего заметить, что их происхождение не может быть связано с аккрецией материи на поверхность белого карлика. Проведенные автором расчеты показали, что данное утверждение справедливо в отношении как модели эжектора, так и более ранней модели АЕ Водолея, в которой предпо лагалось, что белый карлик находится в состоянии пропеллера. На этом же основании отвергается гипотеза о том, что рентгеновское излучение систе мы имеет аккреционную природу и его источник находится на или вблизи поверхности белого карлика (данный результат был пятью годами позже подтвержден в ходе анализа рентгеновских данных, полученых на телеско пе XMM-Newton).

В рамках модели эжектора локальный нагрев поверхности белого кар лика может быть интерпретирован в терминах диссипации токов, текущих в его магнитосфере. Для параметров рассматриваемой задачи энергия за ряженных частиц, ускоряемых в магнитосфере белого карлика, может до стигать 3 ТэВ, а темп их эжекции из магнитосферы Lkin 2 1032 эрг/с.

Поток гамма-излучения, ожидаемый вследствие радиационных потерь этих частиц (на изгибное излучение и обратное Комптоновское рассеяние на оп тических фотонах, излучаемых с поверхности нормального компонента и струи плазмы, двигающейся через полость Роша белого карлика), суще ственно ниже порога чувствительности современных детекторов. Это, в частности, объясняет отсутствие успеха в попытках детектирования гамма излучения системы телескопами CGRO и Wipple. Вместе с тем, ожидаемая площадь и температура горячих пятен на поверхности белого карлика, об разующихся вследствие диссипации обратного тока, замыкающего токовую цепочку в магнитосфере эжектора, оказываются близки к величинам соот ветствующих параметров, определенных из наблюдений системы телеско пом им. Хаббла.

Наконец, при анализе результов наблюдений системы телескопом XMM Newton, было получено, что источник, ответственный за непульсирующий компонент рентгеновского излучения, находится за пределами двойной си стемы и, по-видимому, является продуктом взаимодействия струи плазмы, покидающей систему вследствие эффекта пропеллера, с релятивистским ветром, эжектируемым из магнитосферы белого карлика.

В § 3.5 рассматривается возможный сценарий происхождения быстро вращающегося белого карлика, обладающего сильным магнитным полем, и обсуждается эволюционный статус системы. Несоответствие между воз растом белого карлика, оцениваемым по температуре его поверхности ( 108 лет) и характерным временем его замедления (Ps /P 3 107 лет), за ставляет обратиться к гипотезе о том, что в предшествующую эпоху пери од вращения белого карлика уменьшался вследствие дисковой аккреции на его поверхность. Однако для реализации такой гипотезы в рамках модели эжектора необходимо, чтобы было выполнено одно из следующих условий:

а) аккреция в эпоху раскрутки происходила в сверх-Эддингтоновском ре жиме, либо б) дипольный магнитный момент белого карлика в течение предыдущей эпохи был существенно меньше величины его дипольного магнитного мо мента, оцениваемого по формуле для магнито-дипольного излучения в рам ках модели эжектора.

Сценарий сверх-Эддингтоновской аккреции в случае АЕ Водолея явля ется маловероятным. С другой стороны, ограничение на величину µ озна чает, что либо замедление вращения белого карлика, наблюдаемое в на стоящую эпоху, не связано с эффектом эжектора, либо магнитный момент белого карлика в течение предыдущей эпохи также эволюционировал в сто рону увеличения. Это могло быть связано с переходом в дифференциаль ный режим вращения по мере того, как звезда достигает критического пе риода, который для Mwd 0.8 0.9 M лежит в пределах 15 20 с (Chanmugam et al. 1987). Генерация магнитного поля в области диффи ренциального вращения, его всплытие на поверхность звезды и укрупнение масштаба (вследствие диффузии оснований трубок вдоль поверхности звез ды и перезамыкания силовых линий) приводят к увеличению дипольного магнитного момента звезды.

Выполненные автором оценки показывают, что описанный выше сце нарий может быть использован для моделирования эволюционного трека АЕ Водолея при условии, что область усиления магнитного поля в белом карлике (в течение фазы его дифференциального вращения) находилась в области, являющейся промежуточной между его вырожденным ядром и невырожденной оболочкой. В этом случае возможная история АЕ Водолея может быть представлена в виде следующей цепочки: а) система в ее исход ном состоянии была типичным представителем класса немагнитных Взрыв ных Переменных;

б) период вращения белого карлика вследствие дисковой аккреции на его поверхность монотонно возрастал до критической вели чины, при которой его вращение перешло в дифференциальный режим;

в) вследствие генерации магнитного поля в области дифференциального вращения до современной величины, белый карлик перешел в состояние эжектора.

В § 3.6 подробно описываются и обсуждаются результаты фотометри ческих наблюдений АЕ Водолея, выполненные нами в 1994 году на пяти канальном фотометре-поляриметре Хельсинского университета, установ ленном на 1.25-метровом телескопе АЗТ-11 Крымской Астрофизической Обсерватории. Основной целью этих наблюдений было определение па раметров источника, ответственного за вспышечное излучение системы в ближней ультрафиолетовой и оптической областях спектра (заметим, что максимум интенсивности излучения вспышечного источника в АЕ Водо лея приходится именно на ближний ультрафиолетовый диапазон спектра).

В ходе анализа цветовых и спектральных характеристик излучения систе мы, зарегистрированного в течение наиболее мощных вспышек, было уста новлено, что излучение вспышечного источника может быть хорошо ап проксимировано чернотельным излучением газа, нагретого до температуры 17500 К. При этом эффективная площадь вспышечного источника оце нивается как S 2.8 1020 см2, что соответствует площади сферы радиуса Rare 5 109 см.

Этот результат позволяет исключить как поверхность белого карлика, так и внутреннюю область магнитосферы (определяемую неравенством R Rare ) из списка возможных областей локализации вспышечного ис точника. Он также говорит о том, что вспышечная активность объекта не связана ни с аккрецией материи на поверхность белого карлика, ни с какими-либо другими процессами энерговыделения (к примеру, перезамы канием силовых линий магнитного поля), происходящими вблизи поверх ности компактного компонента.

С другой стороны, цветовые характеристики вспышек в АЕ Водо лея существенно отличаются от соответствующих характеристик магнито активных красных карликов. Это исключает возможность локализации вспышечного источника на поверхности нормального компонента системы.

Следующие аргументы дополнительно подтверждают этот вывод:

– характерные времена роста и затухания вспышек, наблюдаемых в АЕ Во долея, сравнимы по величине, в то время как в случае вспышек на оди ночных магнито-активных звездах время нарастания блеска, как правило, намного меньше времени затухания;

– корреляции вспышечной активности с фазой орбитальной периода не на блюдается;

– нет также свидетельств облучения поверхности красного карлика высо коэнергичным электромагнитным излучением или релятивистскими части цами;

– наблюдается значительный фазовый сдвиг кривой радиальных скоростей эмиссионных линий относительно кривой радиальных скоростей абсорбци онных линий красного карлика;

– аномально высокая частота вспышек в АЕ Водолея (рекурентное время между сериями вспышек 20-180 минут) является нетипичной для одиноч ных магнито-активных звезд;

– отсутствие импульса высокоэнергичного (рентгеновского) излучения, предшествующего оптической вспышке, свидетельствует о том, что наблю даемая вспышечная активность не связана с процессами энерговыделения в областях перезамыканий силовых линий магнитного поля.

Наконец, моделирование процесса переноса массы в системе и резуль таты анализа возможной локализации рентгеновского источника, пред ставленные выше, указывают на то, что источник вспышечного излуче ния АЕ Водолея не может быть связан с материей, движущейся в полости Роша белого карлика. Это позволяет сделать вывод о том, что генерация вспышечного излучения происходит за пределами системы и, скорее всего, связана с процессом энерговыделения в веществе, истекающем из системы вследствие эффекта пропеллера. Энергетические параметры вспышек при этом могут быть интерпретированы в терминах взаимодействия истекаю щего вещества с релятивистским ветром белого карлика.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ формулируются основные научные результаты и общие выводы, полученные в диссертационной работе.

В ПРИЛОЖЕНИИ приводятся материалы, детализирующие матери ал, изложенный в третьей главе диссертации.

Публикации по теме диссертации Результаты, представленные в диссертации, изложены в 38 работах, в том числе 28 статей опубликованы в ведущих отечественных и зарубежных ре ферируемых журналах.

1. Ихсанов, Н.Р. “Генерация синхротронного излучения инфракрасного диапазона в двойных рентгеновских источниках”, // Письма в Астро номический Журнал, 1989, 15, 513– 2. Гнедин, Ю.Н., Ихсанов, Н.Р. “Механизм генерации высокоэнергичных частиц и образование корон в двойных рентгеновских источниках”, // Письма в Астрономический Журнал, 1989, 15, 918– 3. Гнедин, Ю.Н., Ихсанов, Н.Р. “Механизм генерации гамма-квантов сверхвысоких энергий в аккрецирующих рентгеновских пульсарах”, // Астрономический Журнал, 1990, 67, 1165– 4. Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. “U BV RI Photometry of AE Aquarii in July-August 1994”, // Lecture Notes in Physics, 1995, 454, 276– 5. Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A. “Cessation of the Optical Pulsations in AE Aqr”, // Astrophysics and Space Science Library, 1995, 205, 368– 6. Ikhsanov, N.R. “The nature of the primary in AE Aquarii”, // Astronomy and Astrophysics, 1995, 300, 207– 7. Ikhsanov, N.R. “Is AE Aquarii a System with a Neutron Star?”, // ASP Conference Series, 1995, 85, 400– 8. Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. “Measure ment of Circular Polarization and U BV RI photometry of AE Aqr”, // ASP Conference Series, 1995, 85, 364– 9. Bruch, A., Beskrovnaya, N., Ikhsanov, N., Borisov, N. “AE Aquarii in 1993:

Cessation of the 33s Oscillations?”, // Information Bulletin on Variable Stars, 1995, 3996, 1– 10. Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. “Photo metric and polarimetric analysis of the aring activity in AE Aqr”, // Astronomy and Astrophysics, 1996, 307, 840– 11. Ikhsanov, N., Pustilnik, L.A. “Stability of the magnetospheric boundary of a neutron star undergoing spherical accretion”, // Astronomy and Astrophysics, 1996, 312, 338– 12. Ikhsanov, N.R. “Spindown of the primary in AE Aquarii”, // Astronomy and Astrophysics, 1997, 325, 1045– 13. Ikhsanov, N.R. “The pulsar-like white dwarf in AE Aquarii”, // Astronomy and Astrophysics, 1998, 338, 521– 14. Ikhsanov, N.R. “Rapid spindown of fast-rotating white dwarfs in close binary systems as a result of magnetic eld amplication”, // Astronomy and Astrophysics, 1999, 347, 915– 15. Ikhsanov, N.R. “A simple solution of the spindown problem in AE Aquarii”, // Mem. Soc. Astron. Ital., 1999, 70, 1005– 16. Ikhsanov, N.R. “Signs of a dead disk in AE Aquarii”, // Astronomy and Astrophysics, 2000, 358, 201– 17. Ikhsanov, N.R. “On the origin and parameters of the pulsar-like white dwarf in AE Aquarii” // in “Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond”, ASP Conference Series, Vol. 202 Eds. M. Kramer, N. Wex, and N. Wielebinski, 2001, p. 605– 18. Ikhsanov, N.R. “On the origin of quiescent X-ray emission from A0535+26”, // Astronomy and Astrophysics, 2001, 367, 549– 19. Ikhsanov, N.R. “On the duration of the subsonic propeller state of neutron stars in wind-fed mass-exchange close binary systems”, // Astronomy and Astrophysics, 2001, 368, L5–L 20. Ikhsanov, N.R. “Can the 33 s pulsations observed from AE Aquarii be explained in terms of accretion onto the white dwarf surface ?”, // Astronomy and Astrophysics, 2001, 374, 1030– 21. Ikhsanov, N.R. “On the state of low luminous accreting neutron stars”, // Astronomy and Astrophysics 2001, 375, 944– 22. Ikhsanov, N.R., Larionov, V.M., Beskrovnaya, N.G. “On the accretion ow geometry in A0535+26”, // Astronomy and Astrophysics, 2001, 372, 227– 23. Ikhsanov, N.R. “Supersonic propeller spindown of neutron stars in wind-fed mass-exchange close binaries” // Astronomy and Astrophysics, 2002, 381, L61–L 24. Ikhsanov, N.R., Beskrovnaya, N.G. “Can the Rapid Braking of the White Dwarf in AE Aquarii Be Explained in Terms of the Gravitational-Wave Emitter Mechanism?”, // Astrophysical Journal, 2002, 576, L57–L 25. Ikhsanov, N.R., Jordan, S., Beskrovnaya, N.G. “On the circularly polarized optical emission from AE Aquarii”, // Astronomy and Astrophysics, 2002, 385, 152– 26. Ikhsanov, N.R. “On the accretion luminosity of isolated neutron stars”, // Astronomy and Astrophysics, 2003, 399, 1147– 27. Ихсанов, Н.Р., Неустроев, В.В., Бескровная, Н.Г. “Белый карлик в со стоянии эжектора”, // Письма в Астрономический Журнал, 2004, 30, 743– 28. Ikhsanov, N.R. “On the induced activity of red dwarfs in close binary systems”, // in “Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity”, IAU Symposium, Vol. 223. Eds. A.V. Stepanov, E.E. Benevolenskaya, and A.G.

Kosovichev, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2004., p.683– 29. Ikhsanov, N.R., Neustroev, V.V., Beskrovnaya, N.G. “On the mass transfer in AE Aquarii”, // Astronomy and Astrophysics, 2004, 421, 1131– 30. Ikhsanov, N.R., Neustroev, V.V., Beskrovnaya, N.G. “Simulation of H Doppler Tomogram of AE Aquarii”, // ASP Conference Series, 2005, 330, 397– 31. Ихсанов, Н.Р. “Нейтронные звезды в состоянии дозвукового пропелле ра”, // Астрофизика, 2005, 48, 477– 32. Ихсанов, Н.Р. “Критерии идентификации дозвуковых пропеллеров”, // Письма в Астрономический Журнал, 2005, 31, 656– 33. Ikhsanov, N.R. “On a Site of X-Ray Emission in AE Aquarii”, // Astrophysical Journal, 2006, 640, L59–L 34. Ikhsanov, N.R., Choi, C.-S. “Appearance of neutron stars in the state of subsonic propeller”, // Advances in Space Research, 2006, 38, 2901– 35. Ikhsanov, N.R., Biermann, P.L. “High-energy emission of fast rotating white dwarfs”, // Astronomy and Astrophysics, 2006, 445, 305– 36. Ikhsanov, N.R., Biermann, P.L. “Accreting isolated neutron stars”, // MPE Reports, 2007, 291, 165– 37. Ikhsanov, N.R. “The origin of long-period X-ray pulsars” // MNRAS, 2007, 375, 698– 38. Ikhsanov, N.R. “Accretion by isolated neutron stars” // Astrophys. Sp. Sci., 2007, 308, 137– Личный вклад автора Большинство публикаций по теме диссертации выполнено автором без со авторов. Личный вклад автора диссертации в работах 2 и 3 состоит в про ведении расчетов и изложении результатов в форме статьи. В работах 4 и 30–38 автором диссертации была поставлена задача, выработан алгоритм расчетов и подготовлен текст статьи. В работах 7, 8 и 11–13 основной вклад автора диссертации состоит в теоретической интерпретации результатов, полученных в ходе наблюдений, проведенных на основе поставленной им задачи и при его непосредственном участии.

Список литературы Усов В.В., “Генерация гамма-излучения вращающимися магнитными белы ми карликами”, // Письма в Астрономический журнал, 1988, 14, 606– Chanmugam, G., Rao, M., Tohline, J.E. “Lower bounds on the masses of rapidly rotating white dwarfs”, // Astrophysical Journal, 1987, 319, 188– Davies, R.E., Fabian, A.C., Pringle, J.E. “Spindown of neutron stars in close binary systems”, // MNRAS, 1979, 186, 779– Davies, R.E., Pringle, J.E. “Spindown of neutron stars in close binary systems – II”, // MNRAS, 1981, 196, 209– Itoh, K., Okada, S., Ishida, M., Kunieda, H. “Density Diagnostics of the Hot Plasma in AE Aquarii with XMM-Newton”, // Astrophysical Journal, 2006, 639, 397– Usov, V.V. “High-frequency emission of X-ray pulsar 1E 2259+586”, // Astrophysical Journal, 1993, 410,