Magnetars

Gisela N. Ortiz LeonCRyA UNAM-Campus Morelia

Resumen

Las magnetars son objetos de mucho interes debido a que exhiben campos magneticos su-periores al valor crıtico de 4.4 × 1013 Gauss. Dos clases de pulsares de rayos X, los pulsaresanomalos de rayos X (AXPs) y los repetidores de rayos gamma suaves (SGRs) se han identifica-do como los candidatos mas prometedores para ser magnetars. En este reporte describimos laspropiedades observacionales y los modelos teoricos mas aceptados de estos objetos astrofısicos.

1. Introduccion

El termino estrella de neutrones se refiere a una estrella con una masa M del orden de 1.5 masassolares (M), un radio de ∼12 km y una densidad central que excede la de la materia nuclear,ρ0 = 2.8 × 1014 g cm−3. Aunque los neutrones dominan su composicion, tambien existen en suinterior protones (y suficientes electrones y muones para neutralizar la materia [7]). Desde supostulacion teorica en 1932 por Lev Landau, el hecho observacional mas notable acerca de estosobjetos astronomicos es el de su existencia y se debe al descubrimiento de alrededor de 1200 pulsareshasta hoy en dıa. Los pulsares son estrellas de neutrones de rotacion rapida con periodos P que vande 1.5 ms a 8.5 s y campos magneticos B muy intensos del orden de 1012 Gauss1 [1, 5]. El terminopulsar se debe a que en dichas estrellas los ejes magnetico y rotacional estan desalineados; por lotanto la emision de radiacion dipolar en forma de ondas de radio se observa como un destello que seprende y se apaga (pulsos) conforme el haz del pulsar que esta girando junto con la estrella barrela superficie de la Tierra. Los pulsares tambien arrojan vientos de partıculas cargadas y ondaselectromagneticas de baja frecuencia que se llevan consigo energıa y momento angular causandoque la tasa de giro de la estrella de neutrones decrezca gradualmente.

Con los detectores de rayos X puestos a bordo en satelites desde 1970 se ha descubierto quetambien existen pulsares de rayos X. La emision de estos pulsares esta asociada con la acrecionde materia en un sistema binario, es decir, la estrella de neutrones “traga” masa de una estrellacompanera masiva (M & 10 M). Dentro de los pulsares de rayos X existe ademas una subclase deobjetos denominada pulsares anomalos de rayos X (Anomalous X-ray Pulsars o AXPs), llamadosası porque muestran periodos de rotacion mayores que el de los pulsares “normales”, P ∼ 10 s,

1Para comparar, el campo magnetico del iman de un refrigerados es del orden de 100 Gauss.

1

2

Figura 1: Posibles candidatos a ser magnetars que se conocıan hasta el 2003, adaptado de [6].

mas una disminucion de su frecuencia de giro (spin-down) implicando la existencia de camposmagneticos aun mayores, B ∼ 1014 Gauss. Ademas en los AXPs hay una ausencia notable deevidencias de sistemas binarios.

De manera independiente a los AXPs se ha detectado otra clase de pulsares de rayos X conocidoscomo repetidores de rayos gamma suaves (Soft Gamma-ray Repeaters o SGRs) descubiertos a partirde la deteccion de estallidos (bursts) de duracion corta en el rango de los rayos X duros (E > 10keV) a rayos gamma suaves (E < 1 MeV).

Observaciones realizadas en los ultimos anos han mostrado muchas similaridades entre estas dosclases de objetos, proporcionando suficiente evidencia para la existencia de estrellas de neutronescon campos magneticos muy intensos en estas fuentes [8]. A los AXPs y SGRs se les conoce con elnombre comun de magnetars. Las magnetars son por lo tanto estrellas de neutrones con camposmagneticos al menos 100 a 1000 veces mas intensos que aquellos de las estrellas de neutrones tıpicasobservadas como radio pulsares o pulsares de rayos X.

Las magnetars han atraıdo la atencion de manera creciente en la ultima decada ya que son objetosextremadamente interesantes, tanto desde el punto de vista de la fısica como de la astronomıa. Per-miten observar y estudiar varios fenomenos que tienen lugar en campos magneticos con condicionesno disponibles en otra parte. Su importancia astrofısica se debe al hecho de que amplıan nuestravision de como se forman y evolucionan las estrellas de neutrones y son indicadores de que los radiopulsares clasicos descubiertos 40 anos atras son solamente una de las diversas manifestaciones deestas.

En este reporte se mencionaran las principales propiedades observacionales de las magnetars y losmodelos mas aceptados para su formacion.

2. Propiedades Observacionales de las magnetars 3

Tabla 1: Caracterısticas de AXPs y SGRs detectados. Adaptado de [8]Nombre Rayos X Rayos X Opticoa IRa Radioa Distancia Periodo de

durosa suavesa rotacion(> 10 keV) (< 10 keV ) (kpc) (segundos)

SGR 0526-66 - P - - - 55 8SGR 1900+14 D P - D? - 15 5.2SGR 1806-20 D P - D - 15 7.6SGR 1627-41 - D,T - - - 11 ?AXP 1E 2259+586 - P - D - 7.5 6.98AXP 1E 1048-59 D P - D - 9 6.45AXP 4U 0142+61 P P P D - 3.6 8.69AXP 1RXS J1708-40 P P - D? - 3.8 11.0AXP 1E 1841-045 P P - D? - 8.5 11.77AXP AX J1845-02b - P,T - - - 8.5 6.97AXP CXOU J1647-45 - P,T - - - 3.9 10.6AXP CXOU J0100-72 - P - - - 61 8.02AXP XTE J1810-197 - P,T - D P 3.1 5.54AXP 1E 1547-54 - P,T - - P 9 2.07

aD = deteccion; P = pulsaciones detectadas; T = transitoriobCandidato a AXP (no se ha medido P )

2. Propiedades Observacionales de las magnetars

En la tabla 1 se enlistan las magnetars y candidatas a magnetars hasta ahora descubiertas y en laFigura 1 la ubicacion de las detectadas hasta el 2003.

Las principales propiedades observacionales que llevaron al reconocimiento de los AXPs como unaclase homogenea, diferente a la de los pulsares comunes de rayos X propulsados por acrecion ensistemas binarios, son las siguientes:

a) ausencia de evidencias de sistemas binarios

b) mayor luminosidad que la debida a perdida de energıa rotacional

c) periodo de rotacion P en el rango de 5 a 12 s

d) desaceleracion en escalas de tiempo de 103 − 105 anos

e) sin (o muy poca) variabilidad a escalas de tiempo grandes (meses)

f) espectro de rayos X suaves

g) ausencia de emision en radio

h) (en algunos casos) asociacion con remanentes de supernova

Por su parte los SGRs estan caracterizados por periodos de actividad durante la cual emitennumerosos bursts de corta duracion en el rango de energıa comprendido entre rayos X duros y

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rayos gamma suaves. Los bursts tienen luminosidades maximas de hasta∼ 1042 erg s−1 y duracionestıpicas de en el rango de ∼ 0.01 − 1 s (Figura 2). La mayorıa de estos bursts consisten de pocospulsos con tiempos de ascenso menores que los tiempos de decaimiento.

Cuando se encontraron contrapartes permanentes (es decir no en forma de bursts) en rayos X enlos SGRs fue evidente que estos compartıan muchas de estas propiedades: luminosidades, periodosy cambios en el periodo (P ) similares a los AXPs. Ademas se reportaron posibles asociaciones conremanentes de supernovas para los cuatro SGRs.

Despues de mas de diez anos de observaciones extensivas a diferentes longitudes de onda, la mayorıade las propiedades mencionadas arriba se han consolidado. Por ejemplo se han confirmado losvalores caracterısticos de P y P de las magnetars, aunque no es obvia la razon de por que elrango de P es muy angosto. Por otra parte las propiedades (e) y (g) se han tenido que rectificarde forma inesperada. Respecto a (e), contrariamente a las estrellas de neutrones aisladas que sonaccionadas por energıa rotacional o calor residual, la emision en rayos X cuya fuente de energıason los campos magneticos en los AXPs y SGRs es variable en diferentes escalas de tiempo. Sehan observado variaciones a grandes escalas en casi todos los objetos para los que hay disponiblesmediciones precisas. En escalas de tiempo mas cortas, los bursts rapidos que en un principio fueroncaracterısticas unicas de los SGRs tambien se han visto en la mayorıa de los AXPs, aunque conmenor intensidad maxima y posiblemente con propiedades ligeramente diferentes. Otro resultadoinesperado es el descubrimiento de emision pulsada en radio en dos AXPs (ver tabla 1). La presenciade esta emision proporciona una nueva herramienta importante de diagnostico en otros aspectosen el estudio de las magnetars ya que posibilita la derivacion de distancias y posiciones y con ellola de movimientos propios.

Aunque la ausencia de identificaciones en el optico obstaculiza la estimacion precisa de distancias deestos objetos, es claro a partir de sus propiedades colectivas (alta absorcion de rayos X y distribucionen el plano galactico) que tienen distancias caracterısticas de al menos unos pocos kpc. Tales valoresapoyados en algunos casos por la distancia estimada de los remanentes de supernovas a los queestan asociados, implica luminosidades tıpicas en el rango de 1034−36 erg s−1, que son mas grandesque la perdida de energıa rotacional inferida de su periodo y valores de P . Tambien hay evidenciade que los SGRs pueden tener una luminosidad ligeramente mas alta que la de los AXPs.

El descubrimiento de que los AXPs tambien emiten bursts cortos (ver tabla 1) similares a aquellosde los SGRs, confirmo el vınculo entre estas dos clases de objetos y corroboro la aplicacion delmodelo de magnetars a los AXPs. Las propiedades de los bursts sugieren que estos pueden presen-tarse en dos tipos distintos. Los bursts del tipo A con perfiles cortos y simetricos y los bursts tipoB con colas extendidas que duran de decenas a cientos de segundos. Aunque los bursts del tipo Ase observan tıpicamente en SGRs, al menos un AXP (1E 2259 + 586) presenta ambos tipos.

En algunos SGRs se han observado rafagas gigantes (giant flares) que se caracterizan por unaliberacion subita de una cantidad enorme de energıa (∼ (2− 500)× 1044 erg s−1), de la cual unafraccion se escapa directamente como un plasma relativista en expansion de electrones y positrones,mientras la parte restante se radia gradualmente por un bolido termico atrapado en la magnetosfera.Esto les da a las rafagas gigantes un espectro unico y senal temporal que consiste de un pico intensode corta duracion seguido por una cola larga de pulsos (Figura 3). El pico inicial de la radiacion

2. Propiedades Observacionales de las magnetars 5

Figura 2: Bursts cortos provenientes del SGR 1806-20. En los paneles superiores las curvas de luz son dela emision en el rango de energıa comprendido entre 15 y 40 keV mientras que en los paneles inferiores enel rango de 40 a 100 keV.

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Figura 3: Curvas de luz de tres rafagas gigantes de SGRs (izquierda). SGR 0526-66 (arriba), SGR 1900+14(en medio) y SGR 1806-20 (abajo). Los picos iniciales de SGR 0526-66 y SGR 1806-20 quedan fuera laescala vertical. A la derecha se muestran dos curvas de luz de rafagas intermedias provenientes del SGR1900+14. Arriba la detectada el 29 de agosto de 1998 y abajo el 18 de abril de 2001.

3. Teorıa de magnetars 7

intensa alcanza una luminosidad maxima mayor a ∼ 4×1044 erg s−1 (hasta 1047 erg s−1 en el SGR1806-20). El tiempo de ascenso caracterıstico es del orden de unos milisegundos y de una duracionde unas pocas decenas de segundos. Dado que la mayorıa de los detectores se saturan por el enormeflujo de fotones en estos eventos, resulta particularmente difıcil medir de manera fidedigna el flujomaximo y reconstruir la forma exacta de la curva de luz.

Otros bursts que involucran energıas menores a las rafagas gigantes pero definitivamente muchomas energıa que los bursts cortos normales, y por lo tanto conocidos como rafagas intermedias(intermediate flares), se han detectado en algunos SGRs. El mas intenso, con una duracion apro-ximadamente de 40 s, se observo el 18 de abril de de 2001 proveniente del SGRs 1900+14. Estarafaga se caracterizo por la presencia de pulsaciones de periodo igual al de la rotacion de la estrellade neutrones, como en el caso de las colas de las llamaradas gigantes, pero si algun pico inicialintenso (Figura 3).

En resumen los SGRs y los AXPs forman parte de una clase distinta de entre la creciente poblacionde estrellas de neutrones aisladas. Giran relativamente lento con un periodo de rotacion en elestrecho rango de P ∼ 5 − 12 s y muestran una desaceleracion considerablemente importante,P ∼ 10−11 s s−1. Poseen poca actividad en radio, son fuentes permanentes de rayos X (L ∼1034 − 1036 erg s−1) con la propiedad unica de mostrar emision esporadica mediante bursts cortos(< 0.1 s) y superbrillantes (Lmax > LEdd) de rayos X y rayos gamma suaves.

3. Teorıa de magnetars

3.1. ¿Como se forma una estrella de neutrones?

En una estrella muy masiva (una que posee una masa mayor a 10 veces la masa del Sol), lasreacciones nucleares son tan intensas que llegan a producir hierro en sus nucleos [9]. Cuando laestrella entra en su etapa final de vida, el nucleo de hierro empieza a colapsarse debido a que elcombustible nuclear se ha agotado y la presion degenerativa (es decir aquella producida por efectoscuanticos, a saber, por el principio de exclusion de Pauli) ejercida por los electrones es incapaz decontrarrestar a la gravedad. La temperatura aumenta de forma incontrolada y como consecuenciase llevan a cabo reacciones de fotodesintegracion del nucleo de hierro,

56Fe→ 13 4He + 4n− 100 MeV. (1)

Tal reaccion es altamente endotermica, es decir, requiere energıa para mantenerse, contrario a unareaccion termonuclear normal, la cual genera energıa. La perdida de energıa acelera el colapso yel incremento en la temperatura. Los rayos gamma que se producen debido a la liberacion enormede energıa gravitacional son capaces de romper los nucleos de helio en protones y neutrones. Dadoque esta reaccion impone una absorcion de energıa incluso mayor, el nucleo se contrae aun mas.Eventualmente la densidad se vuelve lo suficientemente alta como para que los protones librescapturen a los electrones libres y se transformen en neutrones. Tal proceso ademas de absorberenergıa disminuye el numero de partıculas. Entonces la presion cae y el colapso del nucleo continua.

8 3.2. ¿De donde vienen los intensos campos magneticos de las magnetars?

Finalmente el gas de neutrones se vuelve degenerado lo que ocurre a una densidad de alrededorde 1015 g cm−3 y genera suficiente presion para detener el colapso. Por lo tanto se crea un nucleode neutrones de densidad similar a la de un nucleo atomico y de un diametro de alrededor deunos 40 km. Cuando esto sucede, el nucleo “rebota” y la materia que esta arriba del mismo eslanzada a velocidades del orden de 104 km s−1. La rapida liberacion de energıa y su recombinacionsubsecuente origina un destello altamente luminoso que llega a tener una luminosidad en el opticode ∼ 109 L. A este fenomeno se le denomina Supernova (tipo II). Con la expulsion de la envolventeen una explosion de supernova, el nucleo de neutrones se convierte en una estrella de neutrones.

3.2. ¿De donde vienen los intensos campos magneticos de las magnetars?

Se han propuesto diversos mecanismos para la generacion de campos magneticos muy intensos enlas magnetars. La mayorıa de los astronomos suponen que el campo magnetico es una reliquiaproveniente de la transformacion de la estrella en una supernova [6]. Todas las estrellas poseencampos magneticos debiles y estos campos se pueden amplificar simplemente mediante compresion.De acuerdo a las ecuaciones de Maxwell, cualquier objeto magnetizado que se contrae por unfactor de dos, su campo magnetico se intensifica por un factor de cuatro. El nucleo de una estrellamasiva se colapsa un factor de 105 durante la formacion de una estrella de neutrones por loque su campo magnetico se intensificarıa 1010 veces. Si el campo magnetico inicialmente poseesuficiente intensidad, esta compresion podrıa explicar el magnetismo de los pulsares, sin embargo,esta hipotesis no se puede probar de manera facil debido a que resulta difcil medir el campo en elinterior de la estrella.

Ademas de la compresion, la conveccion juega un papel importante en la formacion del campomagnetico. Duncan & Thompson ([2]) notaron que la conveccion energica debido a la difusionde neutrinos en un nucleo colapsandose en una supernova puede provocar un efecto dınamo si elnucleo gira rapidamente. La teorıa del efecto dınamo describe el proceso a traves del cual un fluidoconvectivo, con rotacion y electricamente conductor actua para mantener un campo magnetico, yutiliza las ecuaciones de la magnetohidrodinamica para investigar como el fluido puede regenerarcontinuamente el campo magnetico. Debido a que el gas ionizado es un buen conductor, algunaslıneas del campo magnetico que penetran el gas son arrastradas conforme este se mueve. Por lotanto el campo puede ser reprocesado y algunas veces amplificado. El efecto dınamo puede operardurante cada fase de la vida de una estrella masiva siempre que el nucleo turbulento este rotandolo suficientemente rapido. Ademas, durante un periodo corto despues de que el nucleo de la estrellase transforma en una estrella de neutrones, la conveccion se vuelve especialmente violenta.

Duncan & Thompson ([2]) encontraron que un campo magnetico con una intensidad tan alta como3 × 1017(Pi/1 ms)−1 Gauss se podrıa generar a traves de este mecanismo, de tal manera que lasestrellas de neutrones que inicialmente rotan con periodos Pi de unos pocos ms podrıan, en lossegundos posteriores a su nacimiento adquirir campos arriba de 1015 Gauss. Usov ([11]) sugirio otromecanismo por el cual si una enana blanca magnetica que posee un campo de alrededor de 109

Gauss se somete a un colapso de acrecion inducida formarıa, por conservacion del flujo, una estrellade neutrones con un campo magnetico de ∼ 1015 Gauss. Tambien postulo que la energıa del ordende 1031 ergs que se libera durante los primeros segundos de la desaceleracion inicial podrıa producir

3. Teorıa de magnetars 9

Figura 4: Evolucion de dos tipos de estrellas de neutrones (adaptado de [6]). 1. Se piensa que la mayorıa delas estrellas de neutrones nacen de una estrella masiva de entre 8 y 20 M. 2. Las estrellas masivas muerenen una explosion de supernova tipo II. 3 A) Si la estrella de neutrones naciente gira lo suficientementerapido, entonces genera un campo magnetico intenso. Las lıneas del campo dentro de la estrella se tuercen.B) Si la estrella de neutrones naciente rota lentamente, su campo magnetico no alcanzara intensidadescomo en las magnetars. 4. A) La magnetar se asienta en capas ordenadas, con las lıneas del campo torcidasdentro y las lıneas suaves fuera de la estrella. Puede presentarse emision de un haz estrecho en ondas deradio. B) Un pulsar maduro es mas frıo que una magnetar de la misma edad y emite un haz amplio enradio que es facilmente detectado con radiotelescopios. 5. A) La magnetar evolucionada se ha enfriado yha disipado gran parte de su magnetismo, por lo que emite muy poca energıa. B) El pulsar viejo se haenfriado y no emite mas haces de radio.

un burst clasico de rayos gamma a distancias cosmologicas.

En la figura 4 se describen brevemente las principales diferencias en la evolucion de una estrella deneutrones “normal” y una magnetar.

3.3. Spin down

El campo magnetico actua como un freno muy fuerte en la rotacion de una magnetar. A medidaque el campo evoluciona, este cambia de forma, llevando corrientes electricas a lo largo de las lıneasde campo fuera de la estrella. Estas corrientes, a su vez, generan rayos X. Mientras tanto, conformeel campo magnetico se mueve a traves de la corteza solida de una magnetar, lo tuerce y extiende.Este proceso calienta el interior de la estrella y ocasionalmente rompe la corteza a traves de un

10 3.4. Decaimiento del campo magnetico

“estrellamoto”. La liberacion de energıa magnetica que acompana este evento crea una nube deelectrones y positrones ası como un burst repentino de rayos gamma suaves.

Las magnetars se desaceleran mas rapido que aquellas que poseen campos magneticos en el rangonormal de 1011 − 1013 Gauss. La escala de tiempo de la desaceleracion o edad caracterıstica seobtiene al integrar la tasa de perdida de energıa rotacional para la radiacion dipolar magnetica,ED = IΩΩ ∝ Ω4, que resulta ser

τSD =P

P= 1600

(P

B14

)2

anos, (2)

donde B14 es el campo superficial en unidades de 1014 Gauss, I es el momento de inercia, y P yΩ son el periodo y la frecuencia de rotacion actuales de la estrella de neutrones. Esto predice quelas magnetars alcanzaran periodos relativamente grandes del orden de 10 s en un tiempo de variosmiles de anos.

En las edades tempranas la energıa magnetica de una magnetar domina sobre la energıa rotacional,

τB ' 1.5× 105

(B0

1014 Gauss

)−4

anos, (3)

y se convierte en una fuente abundante de energıa para provocar tanto los bursts como la emisionactiva que se observa en los SGRs.

3.4. Decaimiento del campo magnetico

Los campos magneticos de las magnetars pueden decaer en escalas de tiempo relativamente cortasy este decaimiento puede considerarse como el mecanismo por medio del cual se libera la energıanecesaria para iniciar la actividad solar. La difusion ambipolar, en la cual el flujo magnetico trans-porta partıculas cargadas conforme se mueve hacia afuera del nucleo de la estrella de neutronespuede actuar en escalas de tiempo cortas como las requeridas para la generacion de energıa. Ladifusion ambipolar calienta el nucleo mediante la liberacion de energıa magnetica y al mismotiempo este experimenta un enfriamiento dominado por la emision de neutrinos via el mecanismomodificado de URCA2,

n + n → n + p + e− + νe, (4)

yn + p + e− → n + n + νe. (5)

Por lo tanto uno puede encontrar la temperatura de equilibrio en el nucleo que establece la escalade tiempo de la difusion al balancear las tasas de calentamiento y enfriamiento.

Goldreich y Reisnegger ([3]) notaron que el flujo de partıculas cargadas se podıa separar en dos mo-dos con diferentes tasas de crecimiento: irrotacional y solenoidal. Sin embargo, Thompson y Duncan

2URCA tiene un significado similar a ladron en la lengua rusa.

REFERENCIAS 11

([10]) argumentaron que solamente el modo irrotacional de la difusion ambipolar es importante enlos campos magneticos, encontrando una escala de tiempo para la difusion de

τdec ' 104

(Bnucleo

5× 1015 Gauss

)−14

anos. (6)

donde Bnucleo es la intensidad del campo en el nucleo que puede ser mayor que el de la superficie.Esta expresion depende fuertemente del campo magnetico en el nucleo y proporciona un rangomuy pequeno de campos en magnetars que tienen escalas de tiempo interesantes. Sin embargoGoldreich y Reisnegger ([3]) derivaron las escalas de tiempo para ambos modos y encontraron queel aumento de la escala de tiempo del modo irrotacional esta limitado por gradientes de presion,de tal manera que su valor mınimo es

τmındec ' 105

(Bnucleo

1015 Gauss

)−2

anos. (7)

Las escalas de tiempo estimadas para el decaimiento magnetico por difusion ambipolar en camposintensos como en las magnetars parecen caer en el rango de las edades caracterısticas derivadasde los SGRs y AXPs. El decaimiento del campo magnetico es por lo tanto una fuente de energıaprometedora para estos objetos.

Lo que hace que la teorıa sea difıcil de entender es que en los campos magneticos mas intensosque el umbral electromagnetico cuantico de 4 × 1013 Gauss pueden ocurrir fenomenos exoticos.Los fotones de rayos X se pueden dividir en dos facilmente o bien pueden fusionarse; el vacıo sepolariza y los atomos se deforman en cilindros largos de diametro menor que la longitud de ondarelativista-cuantica de un electron.

4. Conclusiones

La consolidasion de los AXPs y SGRs como una clase distinta de estrellas de neutrones ha permitidoentender una parte de la evolucion de estos objetos. La teorıa de la formacion de las magnetars aunesta en debate y su dificultad se presenta debido a los fenomenos exoticos que ocurren en camposmagneticos tan intensos. Sin embargo el paisaje se muestra prometedor debido a la mejora de losdetectores y la correlacion con la emision en otras bandas, por lo que nuevas observaciones puedenser importantes en el entendimiento de la fısica presente en las magnetars.

Referencias

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12 REFERENCIAS

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[5] Heiselberg H. & Pandharipande V. 2000, Annu. Rev. Astron. & Astrophys. 50, 481

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[10] Thompson C. & Duncan R. C. 1996, ApJ. 473, 322

[11] Usov V. V. 1992, Nature. 357, 472