Магнитогидродинамические процессы в нейтронных звездах тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Урпин, Вадим Алексеевич

• Урпин, Вадим Алексеевич
• доктор физико-математических наук
• 2009

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Урпин, Вадим Алексеевич

ГЛАВА 1. ВВОДНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ

1.1. Краткий обзор

1.2. Актуальность проблемы

1.3. Цели, задачи и методы исследования

1.4. Научная новизна •

1.5. Научная и практическая ценность

1.6. Структура и объем диссертации

1.7. Список статей по теме диссертации

1.8. Аппробация работы

ГЛАВА 2. МГД УСТОЙЧИВОСТЬ ПРОТО-НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД 20 2 1. Устойчивость прото-нейтронных звезд без магнитного поля

2.2. Анизотропия конвекции во вращающихся прото-нейтронных звездах

2.3. Диссипативные неустойчивости во вращающихся протонейтронных звездах

2.4. Магнитогидродинамические неустойчивости прото-нейтронных звезд

2.5. Магнитовращательная неустойчивость прото-нейтронных звезд

ГЛАВА 3. ТУРБУЛЕНТНОЕ ДИНАМО В ПРОТО-НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗДАХ

3.1. Крупномасштабное турбулентное динамо в прото-нейтронных звездах

3.2. Мелкомасштабное динамо в прото-нейтронных звездах

3.3. Динамо и свойства магнитных полей нейтронных звезд

3.4. Пульсары, магнетары и радиомолчащие рентгеновские нейтронные звезды

ГЛАВА 4. МГД ПРОЦЕССЫ В ДЖЕТАХ, ФОРМИРУЮЩИХСЯ

ПРИ РОЖДЕНИИ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД

4.1. Происхождение турбулентных движений в джетах

4.2. Генерация магнитных полей в джетах коллапсаров

ГЛАВА 5. УСТОЙЧИВОСТЬ МАГНИТНЫХ КОНФИГУРАЦИЙ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД

5.1. Устойчивость магнитных конфигураций, содержащих тороидальное и аксиальное магнитные поля

5.2. Неаксисимметричная неустойчивость аксисимметричных магнитных полей

ГЛАВА 6. ЭВОЛЮЦИЯ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ ОДИНОЧНЫХ

НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД

6.1. Магнитная и вращательная эволюция одиночных нейтронных звезд

6.2. Джоулев нагрев и тепловая эволюция старых нейтронных звезд

6.3. Джоулев нагрев в пульсарах с сильными магнитными полями

ГЛАВА 7. ЭВОЛЮЦИЯ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД

В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ

7.1. Магнитная и вращательная эволюция нейтронных звезд в маломассивных системах

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Урпин, Вадим Алексеевич

Все основные результаты, полученные нами для оболочечного вращения (уравнение (3.3.2)), качественно верны также и для цилиндрического вращения .(3.3.3), если ввести соответствующий параметр цилиндрического дифференци-яльного вращения qaji = Г^)/+ Поскольку при малых значениях qcyi дифференциальное вращение не играет существенной роли, основным механизмом генерации поля в этом случае является а2-динамо. Наоборот, если q^i > 1, динамо будет генерировать осциллирующие магнитные поля aQ-механизмом. Зависимость критического периода от параметра q^i показана на рис.19 для модели с Rc = 0.6R. Отметим, что при малых q^i, мода с т = 1 имеет больший критический период, чем мода с m = 0 и, следовательно, критическое значение ап/о для неаксиальносимметричных мод оказывается меньше, чем для ак-сиальносимметричных. Как результат, неаксиальносимметричные моды могут генерироваться более легко в этом случае.

На рис.20 показаны линии тороидального (Вф) и полоидального (Вр) магнитного поля для типичной модели прото-нейтронной звезды с цилиндрическим вращением. Отметим, что обе компоненты генерируются во внешней турбулентной зоне, неустойчивой по отношению к нейтронным пальцам, но турбулентная диффузия сравнительно эффективно переносит магнитное поле также во внутреннюю область. Однако, поле во внутренней области все же оказывается заметно слабее. Из наших расчетов видно, что если |g| < 1 и поле генерируется

1.0

0.8 о

О) с/о 0.6 о а,

0.4

0.2

-2 -1.0 1 2 q

1 sph

Рис. 18: Критический период как функция параметра дифференциального вращения qsph для F(r), описываемой моделью 3 на рис.15. Остальные параметры выбраны такими же, как и на рис.16 и 17.

1.5

1.0 о

Q) СО о

0.5

0.0

-4 -2 0 2 4 Я

Рис. 19: Критический период как функция параметра цилиндрического дифференциального вращения q^i для F(r), описываемой моделями (1) и (2) на рис.15 и для Rc/R = 0.6. благодаря а2-динамо, то Вф/Вр ~ 10, в то время как Вф/Вр ~ 100 — 200, если > 1 и аП-динамо ответственно за генерацию магнитного поля. И тот, и другой результат свидетельствуют в пользу того, что магнитные поля внутри нейтронных звезд могут быть значительно сильнее, чем наблюдаемые на поверхности поля. Тороидальные магнитные поля имеют тенденцию концентрироваться у полярных областей звезды, тогда как полоидальные поля более равномерно распределены по широте. Заметим, что в случае о;2-динамо, генерируемые магнитные поля проникают в конвективное ядро более эффективно [91].

3.3.4. Обсуждение результатов раздела

В прото-нейтронных звездах могут развиваться две существенно различные неустойчивости. Во внутренних областях звезды действует конвективная неустойчивость, а нейтронные пальцы развиваются, в основном во внешней области. Турбулентные движения* оказываются значительно более быстрыми в конвективной зоне, где число Россби велико, а аг-параметр, характеризующий' эффективность работы турбулентного динамо, скорее всего мал. В области, неустойчивой по отношению к нейтронным пальцам, характерное время оборота турбулентной ячейки значительно больше, чем в конвективной зоне, поэтому число Россби будет меньше и, как результат, а-параметр может быть достаточно велик, чтобы приводить к эффективной работе динамо.

Параметр а зависит от скорости вращения звезды и оказывается больше в быстровращающихся звездах. Наши вычисления показывают, что/динамо может работать даже в сравнительно медленно вращающихся прото-нейтронных звездах. При этом а2-динамо оказывается наиболее эффективным механизмом генерации как аксисимметричных, так и неаксисимметричных магнитных полей за исключением случая очень сильного дифференциального вращения. Рас-читанные нами критические значения периода вращения, которые определяют работает ли динамо в прото-нейтронных звездах или нет, равны по порядку величины Р0 ~ 1 с для широкого круга моделей. Это значение существенно больше, чем характерный период вращения' очень молодых пульсаров, полученный из наблюдений 50 — 100 мс). Поэтому, крупномасштабное турбулентное динамо может эффективно работать на ранней стадии жизни большинства прото-нейтронных звезд. Критические периоды не очень сильно отличаются при генерации аксисимметричных и неаксисимметричных магнитных полей и, следовательно, обе эти магнитные конфигурации могут генерироваться динамо механизмом. Генерация неаксисимметричных полей особенно важна для нейr/R r/R

Рис. 20: Линии тороидального (Вф) и полоидального (Вр) магнитных полей в различные моменты времени в ходе одной осцилляции для поля с т = 0 и модели с q т 2 (рис.19). Сплошные и пунктирные контуры соответствуют положительным и отрицательным значениям. Штрих-пунктирная линия показывает границу между зонами Rc — 0.6R. тронных звезд, поскольку большинство пульсаров имеют именно такие поля.

Динамо в прото-нейтронных звездах может работать, как в осциллирующем, так и в стационарном режиме. Неаксисимметричные поля обычно генерируются в осциллирующем режиме. С другой стороны, аксисимметричные поля могут генерироваться и в осциллирующем, и в стационарном режиме в зависимости от профиля параметра а в области, где развивается неустойчивость нейтронных пальцев, и толщины этой области. Типичный период динамо осцилляций можно оценить как ~ 0.1R2/r)nf ~ R2/r]c. В нашей модели этот период порядка ~ 1 с. Отметим, что с точки зрения пульсарного магнетизма, нет принципиальной разницы в каком режиме генерируется магнитное поле, осциллирующем или стационарном. Формирование коры в нейтронной звезде начинается почти сразу после того, как заканчивается гидродинамически неустойчивая стадия (а может быть и до того), и генерируемое поле будет вморожено в кору независимо от того, каким был режим генерации.

Неустойчивая стадия в прото-нейтронных звездах длится^ 30 — 40 с и, скорее всего, этого времени вполне достаточно, чтобы динамо вышло на нелинейный режим и достигло насыщения. Чтобы оценить величину поля, генерируемого динамо, мы будем использовать простейшую модель так называемого "глобального подавления "("global quenching"). В соответствии с этой моделью, генерация магнитного поля приводит к уменьшению динамо параметра а, и для описания уменьшения этого параметра используется простейшее возможное нелинейное выражение. Так, в области неустойчивой к нейтронным пальцам, нелинейный «-параметр предполагается равным

Qnl/B) =-^-, (3.3.9) nlv J 1 + вув2,' v 1 где В - характерное значение генерируемого поля, и Beq - значение магнитного поля, определяемое из равенства кинетической и магнитной энергии турбулентности (equipartition magnetic field). Тогда, поле в состоянии насыщения, Bsat, может быть определено, если мы предположим, что Oini(Bsat) равно критическому значению ао, при котором динамо начинает работать. Из этого условия мы получаем

Bsat ~ Bcq\j-± - 1, (3.3.10)

Если Р0 > Р > Ро/2, генерируемое магнитное поле оказывается слабее, чем турбулентное поле, Вед. Наоборот, поле в режиме насыщения больше, чем Beq, если Р < Ро/2, и Bsat может достигать больших значений, если звезда вращается быстро. Вероятнее всего, однако, что период вращения не может быть короче, чем ~ 1 мс, и, следовательно, максимальное поле, которое может генерироваться в прото-нейтронных звездах динамо механизмом, составляет ~ 30Bcq. В наших вычислениях генерируемое тороидальное поле обычно сильнее полои-дального. Поэтому, насыщение в основном определяется силой тороидального поля, и оценка (3.3.10) дает величину тороидального поля в насыщении. Так как в случае а2-динамо, полоидальное поле примерно в 5-10 раз слабее, мы получаем следующую оценку для полоидального поля

Полоидальное поле обычно сравнимо или оказывается слабее турбулентного поля Вед. Единственным исключением могут оказаться очень быстро вращающиеся прото-нейтронные звезды с периодом ~ 1 — 3 мс, где полоидальное поле может быть в несколько раз сильнее, чем мелкомасштабное турбулентное поле. В большинстве пульсаров, однако, мы можем ожидать, что крупномасштабное полоидальное поле (например, дипольное) не должно быть сильнее, чем мелкомасштабное поле. Отметим, что из-за высокой проводимости коры, турбулентные магнитные поля с масштабом > 1 км могут существовать в коре нейтронной звезды длительное время, соизмеримое с активным временем жизни радиопульсаров, ~ Ю0 Муг (см. раздел 2 данной главы).

Турбулентность является нестационарной. в обеих неустойчивых зонах и, поэтому, Beq в уравнениях (3.3.9)-(3.3.11) изменяется со временем. Ее интенсивность нарастает очень быстро вскоре после коллапса, достигая некоторого квази-стационарного состояния, а затем постепенно спадает по мере того, как температурный и лептонный градиент сглаживаются при остывании звезды. Полная длительность неустойчивой стадии составляет ~ 30 — 40 с. Характерное время, за которое турбулентная ячейка с масштабом £т совершает полный оборот может быть оценено как тт ~ тх£т/^т- Величина тт также изменяется со временем, но обычно она намного короче, чем характерное время остывания прото-нейтронной звезды, tcooi, исключая очень поздюю неустойчивую стадию, когда градиенты уже заметно сглажены и неустойчивости становятся менее эффективными. Поэтому турбулентность может рассмотриваться как квази-стационарная в продолжении почти всей неустойчивой фазы в прото-нейтронный звездах. Можно оценить Bcq в максимуме неустойчивой фазы как ~ 1016 Гс в конвективной зоне и как ~ (1 — 3) х 1014 Гс в области, где развиваются нейтронные пальцы (см. [185]). Однако, при уменьшении градиентов температуры и лептонной концентрации турбулентные скорости уменьшаются. Как следствие, убывает по сравнению с максимальным значением также и величина мелкомасштабного магнитного поля, генерируемого турбулентны

3.3.11) ми движениями. При этом время оборота турбулентных ячеек увеличивается. Крупномасштабное динамо, также как и мелкомасштабное, работают пока выполняется условие квази-стационарности rcooi ту. Мы предполагаем, что это условие нарушается в некоторый момент времени, в который т? становится соизмеримым со временем остывания: тт ~ rcoo;.' Турбулентная скорость в этот момент времени примерно равна ут ——. (3.3.12)

Tcool

Мы будем считать, что конечная величина магнитного поля, генерируемого динамо, определяется Beq в тот момент времени, когда нарушается условие квазистационарности. Тогда, мы получаем для конечной величины магнитного поля в равнораспределении

Вщ ~ yj47Гpvr ~ —-P^L (3.3.13)

Tcool

Конечная величина мелкомасштабного поля оказывается одной и той же в обеих неустойчивых зонах. Для наибольшего турбулентного масштаба, £т — L ~ 1 — 3 км, оценка (3.3.13) дает Beq ~3х 1013 Гс, если tcooi порядка нескольких секунд. Используя эту оценку Beq, мы можем заключить, что величина крупномасштабного полоидального поля (уравнение (3.3.10)), генерируемого динамо механизмом, находится в хорошем согласии с магнитными полями, наблюдаемыми у большинства пульсаров. Так, например, генерируемое полоидальное поле порядка ~ (1 — 2) х 1013 Гс, если вновь рожденная звезда вращалась с периодом ~ 100 мс. Отметим, что очень быстро вращающиеся прото-нейтронные звезды (Р ~ 1 мс) могут обладать значительно более сильными магнитными полями ~ (3 — 6) х 1014 Гс, которые сравнимы с полями магнетаров.

3.4. Пульсары, магнетары и радиомолчащие рентгеновские нейтронные звезды

3.4.1. Введение

Сильные магнитные поля нейтронных звезд могут генерироваться турбулентным динамо-эффектом в ходе гидродинамически неустойчивой стадии, которая длится ~ 30—40 с [25], [91], [95]. Неустойчивости в прото-нейтронных звездах обусловлены градиентами либо лептонной концентрации, либо энтропии, и, как следствие, две основных неустойчивости могут развиваться в этих звездах (см. раздел 2.1 данной диссертации). Конвекция определяется преимущественно градиентом энтропии, тогда как неустойчивость нейтронных пальцев зависит в основном от градиента лептонной концентрации. Неустойчивость нейтронных пальцев развивается с характерным временем ~ 30 — 100 мс, что примерно в ~ 10 — 100 раз больше, чем время роста конвективной неустойчивости [23]. Турбулентные движения, генерируемые этими неустойчивостями, в сочетании с быстрым вращением, которое обязательно должно присутствовать в большинстве прото-нейтронных звезд, делают турбулентное динамо одним из наиболее правдоподобных механизмов, ответственных за магнетизм пульсаров. Характер турбулентного динамо зависит от числа Россби, Ro = Р/т, где Р - период вращения звезды и г - время оборота турбулентной ячейки. Если Ro 1, влияние вращения на свойства турбулентности мало-и крупномасштабное динамо работает с малой эффективностью или не работает совсем. Наоборот, если Ro < 1, то турбулентность сильно модифицирована вращением, и крупномасштабное динамо может эффективно работать в прото-нейтронных звездах. Число Россби ~ 10 — 100 в конвективной зоне и, поэтому, крупномасштабное динамо не должно там работать. Наоборот, Ro ~ 1 в области, неустойчивой- по отношению к нейтронным пальцам (см. раздел 3.1), и такое значение числа Россби способствует эффективной работе динамо механизма. Мелкомасштабные магнитные доля могут генерироваться турбулентностью в обеих неустойчивых зонах.

Наш вывод о возможности работы крупномасштабного динамо в прото-нейтронных звездах расходится с ранее полученным Томпсоном и Данканом [25] результатом, что только мелкомасштабное динамо может работать в большинстве прото-нейтронных звезд. Аргументация этих авторов была основана на полном игнорирований неустойчивости нейтронных пальцев и на предположении, что вся звезда является конвективно неустойчивой с характерной скоростью турбулентных движений vt ~ Ю8 см/с. Так как Ro > 1 в конвективной зоне, Данкан и Томпсон [25], [187] пришли к выводу, что крупномасштабное динамо не может работать в прото-нейтронных звездах, исключая наиболее быстро вращающиеся звезды с Р ~ 1 мс. Турбулентное динамо в прото-нейтронных звездах исследовалось также в работе Рейнхардта и Гепперта [192], где турбулентные движения в конвективной зоне моделировались относительно сложным, но стационарным полем скоростей. В действительности,.поле скоростей меняется на временной шкале порядка времени жизни турбулентной ячейки т, что намного короче, чем время генерации крупномасштабного поля. Поэтому подход, использованный этими авторами, является неправильным в принципе так как не учитывает стохастическую природу турбулентного динамо. Фактически, авторы рассмотрели регулярное, а не турбулентное динамо и, как результат, получили ряд неправильных резельтатов. Так, в частности, в их модели крупномасштабный динамо эффект оказался возможным в конвективной зоне при числе Россби Ro 1, что противоречит результатам многих авторов, исследовавшим динамо эффект в различных астрофизических объектах (см., например, [25], [193]).

Если магнитные поля в прото-нейтронных звездах генерируются турбулентным динамо, то можно ожидать, что поля у пульсаров имеют сложную струкТУРУ> в которой представлены как крупномасштабные, так и мелкомасштабные компоненты. После завершения неустойчивой стадии, омическая диссипация приведет к более быстрому затуханию мелкомасштабных полей, причем поля с очень малым затухнут сравнительно быстро. Однако, турбулентные магнитные структуры с масштабом > 1 км могут выживать в течение времени порядка активного времени жизни пульсаров [185].

В этом разделе мы покажем, что динамо механизм в прото-нейтронных звездах может последовательно объяснять происхождение как "стандартных" магнитных полей радиопульсаров, так и сверхсильные поля в "магнетарах". Предложенная нами модель также предсказывает существование особого класса изолированных рентгеновских нейтронных звезд, которые обладают сильными мелкомасштабными магнитными полями, но не являются радиопульсарами, так.как ,не имеют крупномасштабного магнитного поля.

3.4.2. Постановка задачи и численные результаты

Постановка задачи для моделирования динамо эффекта была в деталях описана в предыдущем разделе. Мы моделировали прото-нейтронную звезду как сферу радиуса R, имеющую две турбулентные зоны с различными характеристиками и с границей между зонами, расположенной при г = Rc. Внутренняя турбулентная область (г < Rc) соответствует конвективной зоне, а внешняя область (Rc < г < R) - зоне, неустойчивой относительно нейтронных пальцев. Генерация поля описывается стандартным динамо уравнением с аг-слагаемым и турбулентной магнитной» вязкостью. Мы рассмотрим три возможных модели цилиндрического вращения, описываемых уравнением (3.3.3) раздела 3 с = 0,-1/2,-2/3 (модели а, Ь, с). Свойства турбулентности полагаются различными при 0 < г < Rc и Rc < г < R. Чтобы смоделировать это, мы предполагаем, что г\ в конвективной зоне и в области, где развивается неустойчивость нейтронных пальцев, равны соответственно т]с и rjnf. Параметр а мал в конвективной зоне и равен anf =const в области нейтронных паль

1.2 1.0

§ 0.8

0.6

С/) о" 0.4

0.2 0.0

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 s/R

Рис. 21: Зависимость угловой скорости, fi(s), от цилиндрического радиуса s для моделей (a), (b), and (с). цев, anf ~ Cli^W ln(/w2) [151]. Обозначая масштаб плотности L, мы получаем anf ~ lixeLjP где е = t\/L2. Так как максимальный масштаб неустойчивых возмущений ~ L, то е ~ 1. Решая уравнение динамо, мы можем определить критический период Рс = еР0, соответствующий переходу к динамо режиму; через Pq мы будем обозначать критический период при е = 1. Генерация возможна, если Р < Рс, а в звездах с Р > Рс крупномасштабное поле не может генерироваться. Критический период оказывается довольно большим (Ро ~ 1 s) и, следовательно, динамо может работать в большинстве прото-нейтронных звезд.

В таблице 2 мы сравнили значения Pq для моделей прото-нейтронных звезд с различными г)с и профилями угловой скорости. В вычислениях, мы полагали Rc/R = 0.6 и rjnf — 1011 см2с-1. Зависимость Pq от профиля угловой скорости, 77с и азимутального волнового числа т оказывается довольно слабой. Очевидно, большие значения тус увеличивают скорость диффузии магнитного поля из области нейтронных пальцев, где происходит генерация и, как результат, уменьшают критический период. Однако, обычно это уменьшение незначительно, и Ро ~ 1 с для всех рассмотренных моделей.

Геометрия генерируемых магнитных полей оказывается довольно сложной.

Рис. 22: Радиальная зависимость отношения Bt/Bp для £ = 1, Vnf/Vc = О-для полярного угла в = 60° (сплошные линии) и 20° (штриховые линии). r/R

Рис. 23: To же чтои на рис.22, но для rjnf/r}c = 0.02.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В заключение сформулируем основные положения, выносимые на защиту:

1. Разработана теории генерации магнитных полей нейтронных звезд под действием турбулентного динамо-эффекта на ранней стадии их эволюции, когда эти звезды являются гидродинамически неустойчивыми. Изучены свойства генерируемых магнитных полей и показано, что должен существовать класс нейтронных звезд, которые не излучают в радиодиапазоне, поскольку не имеют крупномасштабного (дипольного) магнитного поля, но могут демонстрировать периодические пульсации в рентгеновском излучении из-за наличия сравнительно мелкомасштабных магнитных пятен на поверхности.

2. Показано, что магнитные поля нейтронных звезд могут иметь сложную геометрию с сильной мелкомасштабной составляющей как на поверхности, так и внутри звезды. У многих звезд мелкомасштабные поля могут быть далее сильнее, чем дипольное поле, ответственное за магнито-дипольное излучение и замедления вращения. Происхождение мелкомасштабных полей связано с МГД неустойчивостями, которые развиваются на самом раннем эволюции вскоре после коллапса. Такие поля могут выживать в течение всего активного времени жизни пульсаров.

3. Предложен и разработан механизм ускоренной диссипации магнитного поля, обусловленный разогревом коры при аккреции вещества на нейтронные звезды в двойных системах. Этот механизм может объяснять относительно слабые магнитные поля у многих нейтронных звезд, которые в ходе эволюции подвергались интенсивной и продолжительной аккреции.

4. Предложены и разработаны механизмы генерации турбулентности и магнитного поля в джетах, образующихся при рождении нейтронной звезды. Эти механизмы являются универсальными и могут работать в других типах джетов. Предложенный механизм генерации магнитного поля является принципиально новым типом турбулентного динамо-эффекта, который может работать даже в среде с зеркально симметричной турбулентностью.

5. Разработан механизм дополнительного нагрева нейтронных звезд, связанный с омической диссипацией магнитного поля. Этот механизм эффективно работает либо в молодых, либо в относительно старых нейтронных звездах, и слабо влияет на тепловую эволюцию звезд среднего возраста. Предложенный механизм может объяснить нагрев звезд с сильным магнитным полем (магнетаров) до наблюдаемых поверхностных температур за счет джоулева тепла.

6. Разработана теории эволюции магнитного поля в одиночных и входящих в двойные системы нейтронных звездах. В рамках этой теории предложено объяснение свойств миллисекундных пульсаров и предсказано существование ряда новых типов рентгеновских источников.

Автору приятно выразить глубокую благодарность всем, кто помог ему в написании этой работы. Моя научная работа всегда была связана с сектором теоретической астрофизики ФТИ им. А.Ф.Иоффе и за время, проведенное в контакте с сотрудниками сектора, я многому у них научился. Без их помощи и участия моя работа вряд ли была бы возможна. Особенно важным для данной работы было сотрудничество с Д.Ю.Коненковым. Большую пользу я извлек из общения и работы с другими моими соавторами: А.Муслимовым, К.Ван Райпером, Г.Чанмугамом, И.Сангом, У.Геппертом, Д.Баттачария, С.Конар, А.Бранденбургом, Х.Мираллесом, Г.Рюдигером, Х.Понсом, М.Алоем, Х.Ибаньесом, А.Бонанно, Л.Реццолла, Р.Арлтом, Г.Бельведере - я искренне благодарен им.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Урпин, Вадим Алексеевич, 2009 год

1. Pacini F. Energy emission from a neutron star // 1967. Nature, 216, 567

2. Ostriker J., Gunn J. On the nature of pulsars // 1969. ApJ, 157, 1359

3. Clark G., Woo J., Nagase F., et al. Discovery of a cyclotron absorption line in the spectrum of 4U1538-52 // 1990. ApJ, 353, 274

4. Nagase F., Dotani Т., Tanaka Y., et al. Cyclotron line features in the spectrum of X0115+634 // 1991. ApJ, 375, L49

5. Coburn W., Kretschmar P., Kreykenbohm J., et al. Discovery of the cyclotron line in Her X-l // 2007. AdSpR, 38, 2747

6. Haberl F., Zavlin V., Trumper J., Burwitz V. An absorbtion line in the spectrum of RXJ0720.4-3125 // 2004. A&A, 419, 1077

7. Chanmugam G. Magnetic fields of degenerate stars // 1992. ARA&A, 30, 143

8. Trumper J., Pietsch W., Reppin C., et al. Evidence for strong cyclotron line emission in the spectrum of Her X-l // 1978. ApJ, 219, L105

9. Murakami Т., Fujii M., Hayashida K., et al. Evidence for cyclotron absorbtion in gamma-ray bursts // 1988. Nature, 335, 234

10. Sanwal D., Pavlov G., Zavlin V., Teter M. Discovery of absorption features in the spectrum of an isoleted neutron star // 2002. ApJ, 574, L61

11. Beker W., Swartz D., Pavlov G., Eisner D., Grindlay J., Mignani S., Tennant A., Backer D., Weisskopf M. 2002. astro-ph/0211468

12. Woltjer L. X-rays and type i Supernova Remnants // 1964. ApJ, 140, 1309

13. Verbunt F., van den Heuvel E. 1993. "X-ray binaries" (eds. W.Lewin, J. van Paradijs, E. van den Heuvel), Cambridge Univ. Press, 13

14. Schwarzschild M. 1958. Structure and Evolution of the Stars (Princeton: UP)

15. Хохлова В.JT. Магнитные звезды // 1983. Итоги науки и техники, 24, 233

16. Levy Е.Н., Rose W.K. Production of magnetic fields in the interiors of stars // 1974. ApJ, 193, 419

17. Ruderman M., Sutherland P. Magnetic fields possible origin in neutron stars and white dwarfs // 1973. Nature, 246, 93

18. Epstein R. Lepton-driven convection in supernova // 1979. MNRAS, 188, 305

19. Colgate S., Petschek A. Explosive supernova core overturn and mass ejection // 1980. ApJ, 238, L115

20. Burrows A., Lattimer J. The birth of neutron stars // 1986. ApJ, 307, 178

21. Burrows A., Lattimer J. Convection, type II supernova, and early evolution of neutron stars // 1988. Phys. Rep., 163, 151

22. Bruenn S., Mezzacappa A. Prompt convection in core collapse supernova // 1994. ApJ, 433, L45

23. Miralles J., Pons J., Urpin V. Convective instability in proto-neutron stars // 2000. ApJ, 543, 1001

24. Miralles J., Pons J., Urpin V. Hydromagnetic stability of proto-neutron stars // 2002. ApJ, 574, 356

25. Thompson C., Duncan R. Neutron star dynamos and the origin of pulsar magnetism // 1993. ApJ, 408, 194

26. Tidman D., Shanny R. Field-generating thermal instability in laser-heated plasma // 1974. Phys. Fluids, 17, 1207

27. Долгинов A.3., Урпин В. Термомагнитная неустойчивость неоднородной плазмы // 1979. ЖЭТФ, 77, 1921

28. Blandford R., Applegate J., Hernquist L. Thermal origin of neutron star magnetic fields // 1983. MNRAS, 204, 1025

29. Urpin V., Levshakov S., Yakovlev D. Generation of neutron star magnetic field by thermomagrietic effects // 1986. MNRAS, 219, 703

30. Geppert U., Wiebicke H. Amplification of neutron star magnetic fields by thermoellectric effects. I // 1991. A&AS, 87, 217

31. Wiebicke H., Geppert U. Amplification of neutron star magnetic fields by thermoelectric effects. II // 1991. A&A, 245, 331

32. Бисноватый-Коган Г., Комберг Б. Пульсары в тесных двойных системах // 1974. АЖ, 51, 373

33. Bhattacharya D., van den Heuvel Т. Formation and evolution of binary and millisecond radio pulsars // 1991. Phys. Rep., 203, 1

34. Negele J,. Vautherin D. Neutron star matter at sub-nuclear densities // 1973. Nucl. Phys., A207, 298

35. Haensel P., Zdunik J. Non-equilibrium processes in the crust of an accreting neutron star // 1990. A&A, 227, 431

36. Slattery V., Doolen G., De Witt H. Improved equation of state for the classical one-component plasma // 1980. Phys. Rev., A21, 2087

37. Yakovlev D.G., Pethick C. Neutron star cooling // 2004. ARA&A, 42, 169

38. Tsuruta S. Neutron star thermal evolution theories // 2007. ASPC, 362, 111

39. Gusakov M., Kaminker A., Yakovlev D., Gnedin O. 2005. MNRAS, 363, 555

40. Urpin V., Van Riper K. Crustal magnetic field decay in neutron stars and the nature of superdense matter // 1993. ApJ, 411, L87

41. Brown E., Bildstein L. The ocean and crust of rapidly accreting neutron stars // 1998, ApJ, 496, 915

42. Bildsten L. 1998. The Many Faces of Neutron Stars (Eds. A. Alpar, R.Bucchery, and J.van Paradijs), Dordrecht: Kluwer

43. Taam R., van den Heuvel E. Magnetic field decay and the origin of neutron star binaries // 1986. ApJ, 305, 235

44. Bildsten L., Cutler C. 1995. Nonradial oscillations in neutron star oceans // ApJ, 449, 800

45. Rai Choudhuri A., Konar S. Diamagnetic screening of the magnetic field in accreting neutron stars // 2002. MNRAS, 332, 933

46. Urpin V. Instability, turbulence, and mixing in the ocean of accreting neutron stars // 2005. A&A, 438, 643

47. Piro A., Bildsten L. Turbulent mixing in the surface layers of accreting neutron stars // 2007. ApJ, 663, 1252

48. Casella P., Altamirano D., et al. Discovery of coherent millisecond X-ray pulsations in Aquila X-l // 2008. ApJ, 674, L41

49. Altamirano D., Casella P., et al. Intermitent millisecond X-ray pulsations from SAX J1748.9-2021 // 2008. ApJ, 674, L45

50. White N.E., Nagase F., Parmar A.N. 1995, in "X-ray Binaries"(eds. W.Lowin, J.van Paradijs & E.P.J. van den Heuvel), Cambridge Univ. Press, 1

51. Hailey C., Mori K. Evidence of a mid-atomic atmosphere in the neutron star IE 1207.4-5209 // 2002. ApJ, 578, L138

52. Aguilera D., Pons J., Miralles J. 2D cooling of magnetized neutron stars // 2008. A&A, 486, 255

53. Livio M., Buchler J., Colgate S. Rayleigh-Taylor driven supernova explosion -a two-dimensional numerical study // 1980. ApJ, 238, L139

54. Smarr L., Wilson J., et al. Rayleigh-Taylor overturn in suoernova core collapse // 1981, ApJ. 246, 515

55. Lattimer, J.M., Mazurek, T.J. Leptonic overturn and shocks in collapsing stellar core // 1981. ApJ, 246, 955

56. Burrows A., Fryxell B. A convective trigger for supernova explosions // 1993. ApJ, 418, L33

57. Janka H.-T., Muller E. Neutron star recoils from anisotropic supernova // 1994. A&A, 290, 460

58. Hillebrandt W. 1987. in High Energy Phenomena around Collapsed Stars (ed. F.Pacini), Dordrecht, Reidel, 73

59. Bruenn S., Mezzacappa A., Dineva T. Dynamic and diffusive instabilities in core collapse supernova // 1995. Phys. Rep., 256, 69 1

60. Keil W., Janka H.-T. Hadronic phase transition and delayd collapse of the newly formed neutron star // 1995. A&A, 296, 145

61. Sumiyoshi K., Suzuki H., Toki H. Influence of the symmetry eneigy on the birth of neutron stars // 1995. A&A, 303, 475

62. Pons J.A. et al. Evolution of proto-neutron stars // 1999. ApJ, 513, 780

63. Keil W., Janka H.-T., Muller E. Ledoux convection in proto-neutron stars // 1996. ApJ, 473, Llll

64. Mezzacappa A., Calder A.C., et al. An investigation of neutrino-driven convection and the core collapse supernova mechanism // 1998. ApJ, 493, 848

65. Grossman S.A., Narayan R., Arnett D. A theory of nonlocal mixing-lendth convection // 1993. ApJ, 407, 284

66. Bruenn S., Dineva T. The role of double diffusive instabilities in the core collapse supernova mechanism // 1996. ApJ, 458, L71

67. Imshennik V.S., Nadezhin D.K. Neutrino thermal conductivity in collapsing stars // 1972. Sov. Phys. JETP, 36, 821

68. Landau L., Lifshitz E. 1987. Fluid Mechanics, London, Pergamon j i

69. Aleksandrov A.D., Kolmogorov A.N., Laurentiev M.A. 1985. Mathematics: Its Content, Methods, and Meaning, MIT, Cambridge

70. Goodwin В., Pethick C. Transport properties of degenerate neutrinos in dense matter // 1982, ApJ, 253, 812

71. Arnett, W. D. Supernova theory and supernova 1987A // 1987, ApJ, 319, 136i

72. Zwerger, T. Miiller, E. Dynamics and gravitational wave signature of axisymmetric rotational core collapse // 1997, A&A, 320, 209

73. Rampp, M., Miiller, E., Ruffert, M. Simulations of non-axisymmetric rotational core collapse // 1998, A&A, 332, 969

74. Liu, Y. Dynamical instability of newborn neutron stars // 2002. Phys. Rev. D, 65, 14003

75. Dimmelmeier H., Font J. A., Miiller, E. Relativistic simulations of rotational core collapse // 2002, A&A, 393, 523

76. Miiller E. et al. Toward gravitational wave signals from realistic core collapse supernova models // 2004, ApJ, 603, 221

77. Villain L. et al. Evolutionary sequences of rotating protoneutron stars // 2004, A&A, 418, 283

78. Fryer С. Core-collapse simulations of rotating stars // 2000. ApJ, 541, 1033

79. Miralles J., Pons J., Urpin V. Anisotropic convection in rotating proto-neutron stars // 2004, A&A, 420, 245

80. Goldreich P., Schubert G. Differential rotation in stars // 1967, ApJ, 150, 571I

81. Tassoul J.-L. 2000, Stellar Rotation, Cambridge Univ. Press, Cambridge

82. Komatsu H., Eriguchi Y., Hachisu I. Rapidly rotating general relativistic stars // 1989, MNRAS, 239, 153

83. Randers G. On rotation of stars with convective core // 1942, ApJ, 95, 454

84. Janka H.-Th., Keil W. 1997, in Supernovae and Cosmology, Proc. of the Colloquium in Honor of Prof. G. Tammann, Augst, Switzerland, June 13, 1997

85. Janka H.-Th., Kifonidis K., Rampp M. Supernova explosions and neutron star formation // 2001, Lect. Notes Phys. 578, 333

86. Miiller E., Rampp M., Buras R., Janka H.-T.,Shoemaker D. Toward gravitational wave signals from core-collapse supernova // 2003. ApJ, 603, 221

87. Akiyama S., Wheeler J. C., Meier D., Lichtenstadt I. The MRI in core-collapse supernova esplosion // 2003, ApJ, 584, 954

88. Bonanno A., Rezzolla L., Urpin V. Mean-field dynamo action in proto-ncutron stars // 2003, A&A, 410, L33

89. Dessart L., Burrows A., Livne E., Ott C.D. Multidimensional radiation hydrodynamic simulations of proto-neutron star convcction // 2006, ApJ, 645, 534

90. Keil W., Janka H.-T., Muller E. Ledoux convection in proto-neutron stars // 1996, ApJ, 473, Llll

91. Mezzacappa A., Calder A., Bruenn S., Blondin J., Guidry M., Strayer M.,i I

92. Umar A. An investigation! of neutrino-driven convection // 1998, ApJ, 493, 848

93. Bonanno A., Urpin V., Belvedere G. Protoneutron star dynamos and pulsar magnetism // 2005, A&A, 440, 199

94. Thompson Т., Quataert E., Burrows A. Viscosity and rotation in core-collapse supernova // 2005, ApJ, 620, 861

95. Masada Y., Sano Т., Takabe H. Nonaxisymmetric MRI in protoneutron stars // 2006, ApJ, 641, 447

96. Masada Y., Sano Т., Shibata K. The effect of neutrino radiation on MRI in protoneutron stars // 2007. ApJ, 665, 447

97. Zwerger Т., Miiller E. Dynamics and gravitational wave signature of rotational core collapse // 1997, A&A, 320, 209

98. Bondi H. On spherically symmetrical accretion // 1952. MNRAS, 112, 195

99. Lamers H. Mass loss from О and В stars // 1981. ApJ, 245, 593

100. Kotake K., Sawai H., Yamada S. Magnetorotational effects on neutrino emission and convection in core collapse supernova // 2004, ApJ, 608, 391

101. Sawai H., Kotake K., Yamada S. Core-collapse supernova with nonuniform magnetic fields // 2005, ApJ, 631, 446

102. Monchmeyer R., Miiller E. 1989. In "Timing Neutron Stars" (ed. H. Ogelman к E.P.J, van den Heuvel), NATO ASI Ser. С 262, Dordrecht: Kluwer, 549

103. Acheson D. On the instability of toroidal magnetic fields and differential rotation in stars // 1978, Phil. Trans. R. Soc. London, Ser. A, 289, 459

104. Konenkov D., Urpin V. The strong magnetic fields of the X-ray pulsars Her X-l and 4U 1626-67 // 1998. MNRAS, 301, 175

105. Fricke K. Instabilities of rotating stars in the presence of magnetic fields // 1969, A&A, 1, 388

106. Schwarzschild M. 1958. Structure and Evolution of the Stars, Princeton Univ. Press, Princeton

107. Arlt R., Urpin V. Simulations of vertical shear instability in accretion disks // 2004, A&A, 426, 755

108. Fryer C., Holz D., Hughes S. Gravitational waves from stellar collapse // 2004, ApJ, 609, 288

109. Ginzburg V. The magnetic field of collapsing masses // 1964. Doklady Akad. Nauk, 156, 43

110. Ginzburg V., Ozernoy L. 1964, Sov. Phys. ZhETF, 47, 1030

111. Shapiro S., Teukolsky S. 1983, Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars, John Wiley & Sons, Inc

112. Zeldovich Ya.; Novikov I. 1971, Stars and Relativity, Univ. Chicago Press, Chicago

113. Ardelyan N., Bisnovatyi-Kogan G., Popov Y. The magnetorotational explosion of supernova in cylindrical geometry // 1979, Sov. Astron., 23, 705

114. Chandrasekhar S. 1961, Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability, Oxford, Clarendon

115. Yakovlev D., Shalybkov D. Electrical conductivity of neutron star cores in the presence of the magnetic field // 1991, Ap&SS, 176, 2

116. Urpin V., Konenkov D., Geppert U. Evolution of neutron stars in high mass X-ray binaries // 1998. MNRAS, 299, 73

117. Khokhlov, A. et al. Jet-induced explosion in core-collapse supernova // 1999, ApJ, 524, L107

118. Wheeler, J., Meier, D., Wilson, J. Asymmetric supernova from magnetocentrifugal jets // 2002, ApJ, 568, 807

119. Meier, D., Koide, S., Uchida, Y. Magnetohydrodynamic production of relativistic jets // 2001, Science, 291, 84

120. Hwang, U., Holt, S., Petre, R. Mapping the X-ray-emitting ejecta in Cassiopeia A // 2000, ApJ, 537, L119

121. Bisnovatyi-Kogan, G. The explosion of rotating stars as a supernova mechanism // 1971, Sov. Astron., 14, 652

122. Kundt, W. Are supernova explosions driven by magnetic fields // 1976, Nature, 261, 673

123. Ardelyan, N., Bisnovatyi-Kogan, G., Moiseenko, S. Magnetorotational supernova // 2005, MNRAS, 359, 333

124. Wheeler J. et al. Asymmetric supernova: pulsars, magnetars, and gamma-ray bursts // 2000, ApJ, 537, 810

125. Savonije G. Roche-lobe overflow in X-ray binaries // 1978. A&A, 62, 37

126. Takiwaki T. et al. Magneto-driven shock waves in core collapse supernova // 2004, ApJ, 616, 1086

127. Thompson Т., Quataert E., Burrows A. Viscosity and rotation in core collapse supernova // 2005, ApJ, 620, 861

128. Moiseenko S., Bisnovatyi-Kogan G., Ardelyan N. A magnetorotational core-collapse model with jets // 2006. MNRAS, 370, 501

129. Velikhov E. 1959. Sov. Phys.JETP, 9, 995

130. Balbus S., Hawley J. A powerful local shear instability in weakly magnetized disk // 1991. ApJ, 376, 214

131. Tayler R. The stability of stars containing magnetic fields // 1973. MNRAS, 161, 365

132. Alpar M.A. et al. A new class of radiopulsars // 1982. Nature, 300, 728

133. Sawai H., Kotake K., Yamada S. Numerical simulations of magnetorotational supernova // 2008, ApJ, 672, 465

134. Fryer C., Warren M. Collapse of rotating massive stars in 3D // 2004. ApJ, 601, 391

135. Urpin V. On hydrodynamic stability of weakly magnetized stellar radiative zones // 1996. MNRAS, 280, 149

136. Urpin V., Brandenburg A. Nagnetic and vertical shear instabilities in accretion disks // 1998. MNRAS, 294, 399

137. Urpin V. Mixing zones in magnetized differentially rotating stars // 2006. A&A, 447, 285

138. Balbus, S. General local stability criteria for stratified, weakly magnetizes rotating systems // 1995, ApJ, 453, 380

139. Villain L. et al. Evolutionary sequences of protoneutron stars // 2004, A&A, 418, 283

140. Tassoul, J.-L., 2000. Stellar Rotation, Cambridge Univ. Press, Cambridge

141. Miiller, E., Rampp, M., Buras, R., Janka, H.-T., & Shoemaker, D. 2004, ApJ, 603, 221

142. Sanwal D. et al. Discovery of absorption features in the X-ray spectrum of an Isolated neutron star // 2002, ApJ, 574, L61

143. Pavlov G. et al. !E 1207,4-5209: the puzzling pulsar at the center of the supernova remnant // 2002, ApJ, 569, L95

144. Becker W. et al. Chandra X-ray observations of the globular cluster M28 and nillisecond pulsar PSR 1821-24 // 2003, ApJ, 594, 798

145. Gil J., Mitra D. Vacuum gaps in pulsars // 2001. ApJ, 550, 383

146. Gil J., Melikidze G. Formation of vacuum gaps in pulsars//2002, ApJ,577,909

147. Narayan R. The initial spin period of radiopulsars // 1987, ApJ, 319, 162

148. Dimmelmeier H., Font J., Muller E. Relativistic simulations of the rotational core-collapse // 2002, A&A, 393, 523

149. Rudiger G., Kitchatinov L. ce-effect and a-quenching // 1993. A&A, 269, 581

150. Bonanno A. et al. Parity properties of advection dominated solar alpha-dynamo // 2002. A&A, 390, 673

151. Rudiger G. et al. Do spherical alpha2 dynamo oscillate // 2003, A&A, 406, 15

152. Haberl F. et al. A broad absorption feature in the X-ray spectrum of RBS 1223 // 2003. A&A, 403, 19L

153. Arons J., Scharlemann E. Pair formation above pulsar polar caps // 1979. ApJ, 231, 854

154. Arons J. Magnetic field topology in pulsars // 1993. ApJ, 408, 160

155. Gil J., Sendyk M. Drifting subpulses in PSRB0943+10 // 2003. ApJ,585,453

156. Gil J., Melikidze G., Mitra D. Vacuum gap model for PSR B0943+10 // 2002. A&A, 388, 246

157. Deshpande A., Rankin J. Pulsar magnitospheric emission mapping// 1999, ApJ, 524, 1008

158. Deshpande A.A., Rankin J.M., 2001, MNRAS, 322, 438

159. Cheng K., Ruderman M. Pulsar death line and death valley// 1993, ApJ,402,264

160. Ruderman M., Zhu T, Cheng K. Neutron star magnetic field evolution, crust movement, and glitches // 1998, ApJ, 492, 267

161. Cheng R., Zhang L. Multicomponent X-ray emission from the pulsar surface // 1999, ApJ, 515, 337

162. Rampp M., Janka H.-T. Spherical simulations of core-collapse with Boltzmann neutrino transport // 2000, ApJ, 539, L33

163. Rampp M. et al. Simulations of non-axisymmetric rotational core collapse // 1998, A&A, 332, 969

164. Baym G., Pethick C., Sutherland P. The ground state of matter at high densities // 1971. ApJ, 170, 299

165. Cutler C., Lindblom L., Splinter R. Damping times for neutron star oscillations // 1990. ApJ, 230, 847

166. Kazantsev A. Enhansement of magnetic field by conductive fluid //1968. JETP, 26, 1031

167. Kraichnan R. Diffusion of magnetic fields by isotropic turbulence // 1976. JFM, 75, 657

168. Kulsrud R., Anderson S. The spectrum of random magnetic fields in the mean field dynamo theory // 1992. ApJ, 396, 606

169. Schekochihin A., Boldyrev S., Kulsrud R. Spectra and growth rate of fluctuating magnetic fields in the kinematic dynamo theory // 2002. ApJ, 567, 828

170. Iroshnikov R.S. 1963. Sov. Astron., 7, 566

171. Kraichnan R.H. Inertial-range spectrum of hydromagnetic turbulence //1965. PF, 8, 1385

172. Kida S. et al. Statistical properties of MHD turbulence //1991. PF, A3, 457

173. Haugen N. et al. High-resolution simulation of nonhelical MHD turbulence // 2004. Ap&SS, 292, 53

174. Negele J., Vautherin D. Neutron star matter at subnuclear densities // 1973. Nucl. Phys., A207, 298

175. Haensel P., Zdunik J. Non=equilibrium processes in the crust of accreting neutron stars // 1990. A&A, 227, 431

176. Baiko D., Yakovlev D. Thermal and electric conductivities of Coulomb crystalls in the inner crust of a neutron star // 1996. Astr. Lett., 22, 708

177. Urpin V., Konenkov D. Magnetic and spin evolution of isolated neutron stars with the crustal magnetic field // 1997. MNRAS, 292, 167

178. Urpin V., Van Riper K. Crustal magnetic field decay in neutron stars and the nature of superdense matter // 1993. ApJ, 411, L87

179. Yakovlev D., Urpin V. Thermal and electrical conductivity in white dwarfs and neutron stars // 1980. SvA, 24, 303

180. Pandharipande V.R., Pines D., Smith R. Neutron star structure: theory, observations, and speculations // 1976. ApJ, 208, 550

181. Gil J., Melikidze G. Geppert U. Drifting subpulses and inner acceleration region in radiopulsars // 2003, A&A, 407, 315

182. Gil J., Melikidze G., Mitra D. Modelling of the surface magnetic field in radiopulsars // 2002. A&A, 388, 235

183. Urpin V., Gil J. Convection in protoneutron stars and the structure of the surface magnetic field in radiopulsars // 2004. A&A, 415, 305

184. Radler K.-H. 1973. Astron. Nachr. Bd. 294

185. Duncan R., Thompson C. Formation of a strongly magnetized neutron stars // 1992. ApJ, 392, L9

186. Wheeler J.C. et al. Asymmetric supernova, pulsars, magnetars, and gamma-ray bursts // 2000. ApJ, 537, 810

187. Wheeler J.C., Meier D., Wilson J.R. Asymmetric supernova from magnetocentrifugal jets // 2002. ApJ, 568, 807

188. Bonanno A., Urpin V, Belvedere G. Pulsar magnetism and dynamo action // 2005. AIPC, 751, 202

189. Phinney E.,Kulkarni S.Binary and millisecond pulsars//1994.ARA&A, 32,591

190. Rheinhardt M.,Geppert U.The proto-neutron star dynamo//2005.A&A,435,201

191. Chabrier G.,Ktiker M.Large-scale a2-dynamo in low mass stars// 2005.A&A,426,1027

192. Reiners A., Schmitt J. Differential rotation in rapidly rotating F-stars // 2003. A&A, 398, 647

193. Kiiker M., Riidiger G. Differential rotation on the low main sequence // 2005. A&A, 433, 1023

194. McLaughlin M. A. et al. PSR J1847-0130: radiopulsar with magnetar spin characteristic // 2003. ApJ, 591, L135

195. Kaspi V., McLaughlin M. Chandra X-ray detection of the high magnetic Field pulsar PSR J1718-3718 // 2005. ApJ, 619, L41

196. Miralles J., Urpin V., Konenkov D. Joule heating and the thermal evolution of old neutron stars // 1998. ApJ, 503, 368

197. Potekhin A., Yakovlev D. Thermal structure and cooling of neutron stars with magnetized envelops // 2001. A&A, 374, 213200. van Putten M.H.P.M. Gamma-ray bursts: LIGO/VIRGO sourses of gravitational radiation // 2001, Phys. Reports, 345, 1

198. Meszaros P. Theories of gamma-ray bursts //2002. ARA&A, 40, 137

199. Paszynski B. 1986, ApJ, 308, L43

200. Eichler D. et al. Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars // 1989, Nature, 340, 126

201. Mochkovitch R. et al. Gamma-ray bursts as collimated jets from neutron star/black hole mergers // 1993, Nature, 361, 236

202. Bulik Т., Belczynski K., Zbijewski W. Distribution of compact object mergers aroun galaxies // 1999, MNRAS, 309, 629

203. Bloom J.S., et. al. 1999, Nature, 401, 453

204. Hanlon L. et al. 2000, A&A, 349, 941

205. Reeves J. et al. The signature of supernova ejecta in the X-ray afterglow of the gamma-ray burst // 2002, Nature, 416, 512

206. Woosley S. Gamma-ray bursts from stellar mass accretion disks around black holes // 1993, ApJ, 405, 273

207. MacFadyen A.I., Woosley S.E. Collapsars: gamma-ray bursts and explosions in failed supernova // 1999, ApJ, 524, 262

208. Aloy M.A. et al. Relativistic jets from collapsars. 2000, ApJ, 531, L119

209. Aloy M.A. et al. GENESIS; a high resolution code for 3D relativistic hydrodynamics // 1999. ApJS, 122, 151

210. Cavallo G., Rees M. A qualitative study of fireballs and gamma-ray bursts // 1978, MNRAS, 183, 359

211. Piran Т. Gamma-ray bursts and the fireball model//1999, Phys.Rep.,314, 575

212. Rees M., Meszaros P. Relativistic fireballs energy conversion and time-scales // 1992, MNRAS, 258, 41

213. Rees M., Meszaros P. Outflow models for gamma-bursts// 1994,ApJ, 430,L93

214. Daigne F, Mockkovitch R. Gamma-ray bursts from internal shocks in a relativistic wind: temporal and spectral properties // 1998, MNRAS, 296, 275

215. Daigne F, Mockkovitch R. Gamma-ray bursts from internal shocks in a relativistic wind: a hydrodynamical study // 2000, A&A, 358, 1157

216. Meszaros P., Rees M., Wijers R. Veiwing angle and environment effects in gamma-ray bursts // 1998, ApJ, 499, 301

217. Meszaros P., Rees M. Relativistic fireballs and their impact on external matter // 1993, ApJ, 405, 278

218. Band D. et al.BATSE observations of gamma- bursts // 1993.ApJ, 413,281

219. Meszaros P., Rees M., Papathanassiou H. Spectral properties of blast-wave models of gamma-ray burst sources // 1994. ApJ, 432, 181

220. Birkinshaw M. The Kelvin-Helmholtz instability for relativistic particle beams // 1984, MNRAS, 208, 887

221. Birkinshaw M. The Kelvin-Helmholrz instability for relativistic particle beams // 1991, MNRAS, 252, 505

222. Birkinshaw M. 1997. In "Advanved Topics on Astrophysical and Space Plasmas"(Eds. E. Gouveia Dal Pino, A.Peratt), Dordrecht: Kluwer

223. Hardee P., Norman M. Spatial stability of the slab jet // 1988, ApJ, 334, 70

224. Zhao J.-H. et al. Instabilities in astrophysical jets. I // 1992. ApJ, 387, 69

225. Hanasz M., Sol H. Kelvin-Helmholtz instability of jets// 1996, A&A, 315, 355

226. Hardee P. et al. Spatial stability of the magnetized jet// 1992.ApJ, 399,478

227. Hardee P. et al. Time-dependent structure of perturbed relativistic jets // 1998, ApJ, 500, 599

228. Bodo G. et al. 3D simulations of jets // 1998. A&A, 333, 1117

229. Micono M. et al. Kelvin-Helmholz instability in jets// 2000, A&A, 360,795

230. Agudo I. et al. Jet stability and the generation of superluminal and stationary components // 2001. ApJL, 549, 183

231. Urpin V. Instability of relativistic sheared jets // 2002, A&A, 385, 14

232. Aloy M. et al. Stability analysis of jets from collapsars// 2002, A&A, 396, 693

233. Witti J., Janka H.-T., Takahashi K. Nucleosynthesis in neutrino-driven wind from protoneutron stars // 1994, A&A, 286, 841

234. Weinberg S. 1972, Gravitation and Cosmology. New York: Wiley

235. Landau L., Lifshitz E. 1981, Quantum Mechanics, Moscow: Nauka

236. Glatzel W. Sonic instability in supersonic shear flow// 1988,MNRAS, 231,795

237. Wu D., Wang D. The Kelvin-Helmholz instability of a cylindrical flow with a shear layer // 1991, MNRAS, 250, 76

238. Kobayashi S., Piran Т., Sari R. Can internal shocks produce the variability in gamma-ray bursts ? // 1997, ApJ, 490, 92

239. Kobayashi S., Sari R, Ultraefficient internal shocks // 2001. ApJ, 551, 934

240. Fishman G., Meegan C. Gamma-ray bursts // 1995, ARA&A, 33, 415

241. Hughes P.A., ed. 1991. Beams and Jets in Astrophysics, Cambridge: UP

242. Blandford R. 1993. In "Astrophysical Jets"(Eds. D.Burgarella, M.Livio & C.P.O'Dea), Cambridge: UP

243. Konigl A., Pudritz R. 1999. In "Protostars and Planets III"(Eds. V.Mannings, A.Boss & S.Russell), Tucson: University of Arizona Press

244. Cawthorne T. et al. Milliarcsecond polarization structure of bright extragalactic radio sources // 1993.ApJ, 416, 496

245. Leppanen K., Zensus A., Diamond P. 1995. AJ, 110, 2479

246. Gabuzda D. 1999. In "Plasma Turbulence and Energetic Particles in Astrophysics" (Eds. M.Ostrowski, R.Schlickeiser), Krakow: Universytet Jagiellonski

247. Krause M. The magnetic field along the jet NGC4258// 2004. A&A, 420, 115

248. Laing R.A. 1993. In "Astrophysical Jets" (Eds. D.Burgarella, M.Livio & C.P.O'Dea), Cambridge: UP

249. Ghisellini G., Tavecchio F., Chiaberge M. Structured jets in TeV BL Lac objects and radiogalaxies // 2005. A&A, 432, 401

250. Kataoka J., Stawarz L. X-ray emission properties of large-scale jets, hot sports, and lobes in AGN // 2005. ApJ, 622, 797

251. Stawarz L. et al. The magnetic field in kilo-parsec scale jets of the radio galaxy M87 // 2005. ApJ, 626, 120

252. Chan K.L., Henriksen R.N. On the supersonic dynamics of magnetized jets in radio galaxies // 1980. ApJ, 241, 534

253. Laing R.The magnetic field in extragalactic radio sources// 1981.ApJ, 248,87

254. Laing R.A. 1999. In "Energy Transport in Radio Galaxies and Quasars" (Eds. P.Hardee, A.Bridie & J.Zensus), San Francisco: ASP

255. Canvin J. Relativistic model for radiojet NGC315// 2005.MNRAS,363,1223

256. Hirabayashi H. et al. 1998. Science, 281, 1825

257. Gabuzda D., Murray E., Cronin P. Helical magnetic fields associated with the relativistic jets of four BL Lac objects // 2004. MNRAS, 351, 89L

258. Blandford R., Payne D. Hydromagnetic flows from accretion disks and the production of radio jets // 1982. MNRAS, 199, 883

259. Romanova M., Lovelace R. Magnetic fields, reconnection, and particle acceleration in extragalactic jets // 1992. A&A, 262, 26

260. Koide S., Shibata K., Kudoh T. GR MHD simulations of jets from black hole accretion disks // 1998. ApJ, 495, L63

261. Begelman M. et al.Theory of extragalactic radio sources// 1984.RMP,56,255

262. Spruit H. et al. Collimation of magnetically driven jets from accretion disks // 1997. MNRAS, 288, 333

263. Begelman M. Instability of toroidal magnetic field in jets// 1998.ApJ,493,291

264. Honda M., Honda Y. Self-collimation and magnetic field generation in jets // 2002. ApJ, 569, L39

265. Blandford R., Pringle J. Kelvin-Helmholz instability of relativistic beams // 1976. MNRAS, 176, 443

266. Ray T. Kelvin-Helmholz instabilities of radio jets // 1981. MNRAS, 196, 195

267. Payne D., Cohn H. The stability of confined jets // 1985, ApJ, 291, 635

268. Zhao J. et al. Instabilities in astrophysical jets linear analysis of body and surface waves // 1992. ApJ, 387, 69

269. Bodo G. et al. Kelvin-Helmholz instability of hydrodynamic supersonic jets // 1994. A&A, 283, 655

270. Koide S. et al. 2D simulations of magnetized jets // 1996. ApJ, 463, L71

271. Nishikawa K.-I., Koide S., Sakai J., Christodoulou D., Sol H., Mutel R. 1998. ApJ, 498, 166

272. Hardee P. et al.3D structure of relativistic perturbed jets//1998.ApJ,500,599

273. Gvaramadze V. et al. Turbulent generation of magnetic fields in astrophysical jets // 1988. Ap&SS, 140, 165

274. Urpin V. Mean electromotive force and dynamo action in turbulent flow// 1999. A&A, 347, L47

275. Urpin V. Mean electromotive force in turbulent shear flow//2002. PRE,65,6301

276. Hanasz M., Sol H. Kelvin-Helmholz instability of jets//1996. A&A, 315, 355

277. Stawarz L., Ostrowski M. Radiation from relativistic jets: the role of a shear layer // 2002. ApJ, 578, 763

278. Melia F., Konigl A. Radiative deceleration of relativistic jets in AGN //1989. ApJ, 340, 162

279. Konigl A., Kartje A. Disk-driven hydromagnetic winds // 1994. ApJ, 434, 446

280. Sol H. et al. Two-flow model for extragalactic jets // 1989. MNRAS, 237, 411

281. Marscher A., Gear W., Travis J. 1992. In "Variability of Blazars"(Eds. E.Valtaoja & M.Valtonen), Cambridge: UP

282. Massaro E. et al. 1999. In "Plasma Turbulence and Energetic Particles in Astrophysics"(Ed. M.Ostrowski), Krakow: Universytet Jagiellonski

283. Krause F., Radler K.-H. 1980. Mean-field magnetohydrodynamics and dynamo theory. Akademie-Verlag, Berlin

284. Gradshtein I., Ryzhik I. 1965. Table of integrals, series, and productions. Academic Press: New York

285. Riidiger G. 1989. Differential rotation and convection. Gordon & Breach, NY

286. Payne D., Cohn H. The stability of confined jets // 1985. ApJ, 291, 635

287. Aloy M. et al. GENESIS: a high resolution code for 3D relativistic hydrodynamics // 1999. ApJS, 122, 151

288. Aloy M.High-resolution 3D simulations of relativistic jets//1999. ApJ,523,L125

289. Schekochihin A. et al. Small-scale magnetic fields in the kinematic dynamo theory // 2002. PRE, 65, 6305

290. Tayler R. The adiabatic stability of stars containing magnetic fields. II. // 1980. MNRAS, 191, 151

291. Longaretti P.-Y. Pressure-driven instabilities in astrophysical jets // 2008. astro-ph /0806.4230

292. Balbus S. Hawley J. Instability, turbulence, and enhanced transport in accretion disks //1998, RvMP, 70, 1

293. Borra E., Landstreet J., Mestel L. Magnetic stars // 1982. ARA&A, 20, 191

294. Mestel, L. 1999. Stellar Magnetism (Oxford: Clarendon)

295. Tayler, R. The adiabatic stability of stars containing magnetic fields // 1973, MNRAS, 161, 365

296. Chanmugam G. Stability of toroidal magnetic fields in differentially rotating stars // 1979. MNRAS, 187, 769

297. Gilman P.Instability of stellar interiors from magnetic buoyancy//1970,ApJ,162,1019

298. Parker, E.N. Formation of Sunsports from the toroidal magnetic field // 1955, ApJ, 121, 491

299. Acheson D. Instability of toroidal magnetic fields and differential rotation in stars // 1978, RSPTA, 289A, 459

300. Spruit H. Differential rotation and magnetic fields in stellar interiors// 1999, A&A, 349, 189

301. Braithwaite J. The stability of toroidal fields in stars // 2006, A&A, 453, 687

302. Kitchatinov L., Riidiger G. Stability of toroidal magnetic fields in rotating stellar interiors // 2007, astro-ph/0701847

303. Terquem C., Papaloizou J. On the stability of accretion disks containing the toroidal magnetic field // 1996, MNRAS, 279, 767

304. Papaloizou J., Terquem C. On the stability of accretion disks containing the toroidal magnetic field: the effect of resistivity // 1997, MNRAS, 287, 771

305. Wright G. Pinch instabilities in magnetic stars // 1973. MNRAS, 162, 339

306. Markey P. Tayler R. The adiabatic stability of stars containing magnetic fields. II // 1973, MNRAS, 163, 77

307. Markey P. Tayler R. The adiabatic stability of stars containing magnetic fields. Ill // 1974, MNRAS, 168, 505

308. Van Assche W.Unstable poloidal magnetic fields in stars// 1982,A&A,109,166

309. Braithwaite J., Spruit H. Evolution of the magnetic field in magnetars// 2006, A&A, 450, 1097

310. Howard L., Gupta A. On the hydrodynamic and hydromagnetic stability of swirling flows // 1962, JFM, 14, 463

311. Knobloch E. On the stability of magnetized accretion disks//1992.MNRAS,255,25

312. Dubrulle В., Knobloch E. On instabilities in magnetized accretion disks // 1993, A&A, 274, 667

313. Bonanno A., Urpin V. Hydrodynamic instability in differentially rotating flows// 2006. PRE, 73, 066301

314. Prendergast K. The equilibrium of magnetic stars //1956. ApJ, 123, 498

315. Braithwaite J., Nordlund A. Stable magnetic fields in stellar interiors// 2006. A&A, 450, 1077

316. Acheson D. Hydromagnetic wavelike instabilities in rotating fluids // 1973. JFM, 61, 609320. van den Heuvel E., Bitzaraki O. Evolution of binaries with neutron stars // 1995. A&A, 297, L40

317. Morse, P., & Feshbach, H. 1953. Methods of Theoretical Physics (New York: McGraw-Hill)

318. Olver, F.W.J. 1970. In "Handbook of Mathematical Functions" (Eds. M.Abramovitz & I.Stegun), New York: Dover Publications

319. Haensel P., Zdunik L. Non-equilibrium processes in the crust of accreting neutron stars // 1990. A&A, 227, 431

320. Press W.H., Teukolsky S.A., Vetterling W.T., Flannery B.P. 1992. Numerical Recipies in FORTRAN. The art of scientific computing (Cambridge: UP)

321. Braithwaite J. The stability of poloidal magnetic fields in rotating stars // 2007, A&A, 469, 275

322. Tayler R.Hydromagnetic instability of ideal conducting fluid// 1957, PPSB,70,31

323. Bonanno A., Urpin V. Stability of magnetic configurations containing toroidal and axial fields // 2008. A&A, 477, 35

324. Jahan Miri M., Bhattacharya D. Magnetic evolution of neutron stars in wide low-mass binary systems // 1994. MNRAS, 269, 455

325. Bonanno A., Urpin V. Non-axisymmetric instability of axisymmetric magnetic fields // 2008. A&A, 488, 1

326. Braithwaite, J. On non-axisymmetric magnetic equilibria in stars // 2008. MNRAS, 386, 1947

327. Van Riper K.A. Neutron star thermal evolution // 1991, ApJS, 75, 449

328. Yakovlev D., Pethick C. Neutron star cooling // 2004, ARA&A, 42, 169

329. Sang Y., Chanmugam G. Ohmic decay of crustal neutron star magnetic fields // 1987, ApJ, 323, L61

330. Sang Y., Chanmugam G. Pulsar statistics with non-exponential field decay // 1990, ApJ, 363, 597

331. Urpin V. Magnetic field decay in the crust of neutron star//1992,SvA, 36,393

332. Urpin V., Muslimov A. Evolution of magnetic field in the crust of a neutron star // 1992, SvA, 36, 530

333. Urpin V., Chanmugam G., Sang Y. Long-term evolution of crustal neutron star magnetic fields // 1994, ApJ, 433, 780

334. Urpin V., Muslimov A. Crustal magnetic field decay and neutron star cooling // 1992, MNRAS, 256, 261

335. Urpin V. 1994, in NATO ASI "Lives of Neutron Stars" (Eds. A.Alpar & J. Van Paradijs), Kluwer Ac. Pr., p.193

336. Urpin V., Koncnkov D. 1998, in "Neutron Stars and Pulsars" (Eds. N.Shibazaki & S.Shibata), Universal Ac. Pr., p.171

337. Page D., Geppcrt U., Zannias T. 2000, A&A, 360, 1052

338. Urpin V., Muslimov A. Magnetic field decay and evolutionary tracks of pulsars // 1994, Astron. Rep., 38, 225

339. Urpin V. Magnetorotational evolution of neutron stars // 1994, AAT, 4, 236

340. Yakovlev D., Urpin V. Thermal and electrical conductivities in neutron stars and white dwarfs // 1980, SvA, 24, 303

341. Itoh N., Hayashi H., Kohyama Y. Electrical and thermal conductivities of dense matter in crystalline lattice phase // 1993, ApJ, 418, 405

342. Bhattacharya D., Srinivasan G. 1991, in "Neutron Stars: Theory and Observations" (eds. J.Ventura & D.Pines), Kluwer, Dordrecht, p.219

343. Bhattacharya D. et al. On the decay of magnetic fields of radio pulsars // 1992, A&A, 254, 198

344. Wakatsuki S. et al. Nonexponential evolution of pulsar magnetic fields // 1992, ApJ, 392, 628

345. Hartman J. et al. A study of the evolution of radio pulsars through improved population syntesis // 1997, A&A, 322, 477

346. Lorimer D. et al. Pulsar statistics the birthrate and initial spin period of radio pulsars // 1993, MNRAS, 263, 403

347. Han J. Slowly rotating pulsars and magnetic field decay//1997, A&A, 318,485

348. Lyne A. 1994. In "The Lives of the Neutron Stars" (Eds. A.Alpar, A.Kiziloglu,and J.van Paradijs), Kluwer: Dordrecht, p.213

349. Taylor J. et al. Catalog of 558 pulsars // 1993, ApJS, 88, 529

350. Frail D. et al. The radio lifetime of supernova remnants//1994, ApJ, 437, 781

351. Lyne A., Ritchings В., Smith F. The period derivatives of pulsars // 1975, MNRAS, 171, 579

352. Verbunt F., Wijers R., Burn H. Evolutionary scenarios of binary pulsars 4U1626-67 and Her X-l // 1990, A&A, 234, 195

353. Nomoto K., Tsuruta S. Cooling of neutron stars // 1987, ApJ, 312, 711

354. Schaaf M.E. Surface-to-core temperature variations of magnetized neutron stars // 1990, A&A, 227, 61

355. Narayan R., Ostriker J. Pulsar populations and their evolution//1990,ApJ,352,222

356. Becker W., Triimper J. X-ray luminocity of rotation-powered pulsars// 1997, A&A, 326, 682

357. Pavlov G. et al. Hubble space telescope observations of isolated pulsars // 1996, ApJ, 467, 370

358. Mignani R., Caraveo P.A., Bignami G. Hubble telescope discovers optical emission from the radio pulsar PSR 1055-52 // 1997, ApJ, 474, L51

359. Shibazaki N., Lamb D. Power spectra of quasi-periodic oscillations in luminous X-ray stars // 1989, ApJ, 346, 808

360. Umeda H. et al. Thermal evolution of neutron stars with frictional heating // 1993, ApJ, 408, 186

361. Urpin V., Geppert U., Konenkov D. Magnetic and spin evolution of neutron stars in close binaries // 1998, MNRAS, 295, 907

362. Sang Y., Chanmugam G. Ohmic decay of crustal neutron star magnetic field // 1987, ApJ, 323, L61

363. Itoh N., Hayashi H., Kohyama Y. 1993, ApJ, 418, 405

364. Van Riper K. Magnetic neutron star atmospheres // 1988, ApJ, 329, 339

365. Friedman В., Pandharipande V. Hot and cold, nuclear and neutron matter // 1981, Nucl.Phys.A, 361, 502

366. Pandharipande V. et al. Neutron star structure: theory, observations, and speculations // 1976, ApJ, 208, 550

367. Flowers E.,Ruderman M.Evolution of pulsar magnetic fields//1977, ApJ,215,302

368. Chevalier R. Neutron star accretion in a supernova // 1989, ApJ, 346, 847

369. De Blasio F. Crustal impurities and internal temperature of a neutron star // 1998, MNRAS, 299, 118

370. Potekhin A. et al. Thermal structure and cooling of neutron stars with accreted magnetized envelopes // 2003, ApJ, 594, 404

371. Perez-Azorin J.F., Miralles J.A., Pons J. Anisotropic thermal emission from magnetized neutron stars // 2006, A&A, 451, 1009

372. Page D., Geppert U., Zannias T. 2000, A&A, 360, 1052

373. Konar S.Magnetic field decay in accreting neutron stars//2002,MNRAS,333,475

374. Bonanno A., Urpin V., Belvedere G. Proto-nevitron star dynamos // 2006, A&A, 451, 1049

375. Sengupta S. Evolution of crustal magnetic fields in neutron stars // 1998, ApJ, 501, 792

376. Mitra D., Konar S., Bhattacharya D. Evolution of multipolar magnetic fields in neutron stars // 1999, MNRAS, 307, 459

377. Pons J., Geppert U. Magnetic field dissipation in neutron star crust: from magnetars to isolated pulsars // 2007, A&A, 470, 303

378. Shalybkov D. Urpin V.Hall effect and decay of magnetic fields//1997,A&A, 321, 685

379. Hollerbach R., Riidiger, G. The influence of Hall drift on the magnetic field of neutron stars // 2002, MNRAS, 337, 216

380. Hollerbach R., Riidiger G. Hall drift in the stratified crust of neutron stars // 2004, MNRAS, 347, 1273

381. Naito Т., Kojima Y. Magnetic field evolution with Hall drift in neutron stars// 1994, MNRAS, 266, 597

382. Muslimov A. Magnetic field evilution in neutron stars: coupling between poloidal and toroidal components in the crust //'1994, MNRAS, 267, 523

383. Geppert U., Urpin V., Konenkov D. Wind accretion and magnetorotational evolution of neutron stars in binaries // 1996. A&A, 307, 807

384. Cumming A., Arras P., Zweibel E. Magnetic field evolution in neutron star crusts due to the Hall effect and ohmic dissipation // 2004, ApJ, 609, 999

385. Geppert U., Rheinhardt M. Non-linear field decay in neutron stars. Theory and observationa // 2002, A&A, 392, 1015

386. Geppert U., Rheinhardt M., Gil J. Spot-like structures of neutron star surface magnetic fields // 2003, A&A, 412, L33

387. Regimbau Т., de Freitas Pacheco J. Population synthesis of pulsars: magnetic field effects // 2001, A&A, 374, 182

388. Faucher-Giguere C., Kaspi V. Birth and evolution of isolated radio pulsars // 2006, ApJ, 643, 332

389. Jones P.B. Disoder resistivity of neutron star matter//2004, PRL, 93, 1101

390. Strohmayer T. et al. The shear modulus of the neutron star crust // 1991, ApJ, 375, 679

391. Kaminker A. et al. Magnetars as cooling neutron stars with internal heating // 2006, MNRAS, 371, 477

392. Pons J. et al. Evidence for heating of neutron stars by magnetic field decay // 2007, Phys. Rev. L, 98, 1101

393. Zavlin V., Truemper J., Pavlov G. X-ray emission from radio quiet neutron star in Puppis A // 1999, ApJ, 525, 959

394. Pavlov G., Zavlin V., Truemper J. X-ray pulsations from central source in Puppis A // 1999, ApJ, 511, 45

395. Zavlin V., Pavlov G., Sanwal D. Variations in the spin period of the radio quiet pulsar IE 1207.4-5209 // 2004, ApJ, 606, 444

396. Gotthelf E., Halpern J. Precise timing of the X-ray pulsar IE 1207.4-5209: a steady neutron star weakly magnetized at birth // 2007, ApJ, 664, L35

397. Page D. et al. Minimal cooling of neutron stars: a new paradigm // 2004, ApJS, 155, 623

398. Lewandowski W. et al. Arecibo timing and single-pulse observations of 18 pulsars // 2004, ApJ, 600, 905

399. De Luca et al. On the polar caps of three musketeers // 2005, ApJ, 623, 1051

400. McGowan K. et al. Evidence for surface cooling emission of the X-ray pulsar PSR B2334+61 // 2006, ApJ, 639, 377

401. Kaspi V., McLaughlin M. Chandra X-ray detection of high magnetc field pulsar PSR J1718-3718 // 2005, ApJ, 618, L41

402. Gonzalez M. et al. Unusual pulsed X-ray emission from the young, high magnetic field pulsar PSR J1119-6127 // 2005, ApJ, 630, 489

403. Reynolds S. et al. Discovery of the X-ray counterpart to the rotating radio transient J1819-1458 // 2006, ApJ, 639, L71

404. Zavlin V. X-ray observations of the pulsar J1357-5429// 2007.ApJ, 665, L143

405. Potekhin A., Urpin V., Chabrier G. The magnetic structure of neutron stars and their surface-to-core temperature relation // 2005, A&A, 443, 1025

406. Taam R., van den Heuvel E.P.J. Magnetic fiel decay and the origin of neutron star binaries // 1986, ApJ, 305, 235

407. Bhattacharya D., van den Heuvel E. Formation and evolution of binary and millisecond pulsars // 1991, Phys.Rep., 203, 1412. van den Heuvel E.P.J., Bitzaraki O. 1995, A&A, 297, L41

408. Geppert U., Urpin V. Accretion-driven magnetic field decay in neutron stars // 1994, MNRAS, 271, 490

409. Urpin V., Geppert U. Accretion and evolution of neutron star magnetic fields // 1995, MNRAS, 275, 1117

410. Urpin V., Geppert U. Non-steady state accretion and evolution of Her X-l like systems // 1996, MNRAS, 278, 471

411. Urpin V., Geppert U. Accretion and magnetic field decay in neutron stars entering binaries // 1995, Ann. of New York Acad, of Sci., 759, 287

412. Fujimoto M.Thermal evolution of accreting neutron stars//1984.ApJ, 278,813

413. Bisnovatyi-Kogan G, Komberg B.Pulsars and close binary systems//1974,AZh, 51, 373

414. Cumming A., Zweibel E., Bildsten L. Magnetic screening in accreting neutron stars // 2001, ApJ, 557, 958

415. Alpar M.A. et al. A new class of radio pulsars // 1982, Nature 300, 728

416. Pringle J, Rees M.Accretion disc model for compact X-ray sources//1972, A&A, 21, 1

417. Illarionov A., Sunyaev R. Why the number of galactic X-ray stars is so small // 1975, A&A, 39, 185

418. Miralda-Escude J., Haensel P., Paczynski B. Thermal structure of accreting neutron stars and strange stars // 1990, ApJ, 362, 572

419. Urpin V., Konenkov D. Spin and magnetic evolution of accreting neutron stars in close binaries // 1997. MNRAS, 284, 741

420. Urpin V., Geppert U., Konenkov D. Magnetic and spin evolution of neutron stars in close binaries // 1998, MNRAS, 295, 907

421. Urpin V., Geppert U., Konenkov D. On the origin of millisecond pulsars // 1998, A&A, 331, 244

422. Konar S., Bhattacharya D., Urpin V. Evolution of the magnetic field in accreting neutron stars // 1995. Journ. Astron. Astrophys., 16, 249

423. Zdunik J. et al. Thermal structure of neutron stars with very low accretion rates // 1992, ApJ, 384, 129

424. Bondi H. On spherically symmetric accretion // 1952. MNRAS 112, 195