Магнитогидродинамические процессы в нейтронных звездах

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®, 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®, 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 ~ Bcqj-± - 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/^тВеличина 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 ~3×1013 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, неустойчивойпо 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,-½,-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 ©. 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 режимучерез 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.

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/211 468.

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 explosiona 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, 14 003.

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, 213 200. 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. GENESISa 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 gammabursts // 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/701 847.

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, 66 301.

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, 609 320. 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.