ПУЛЬСАРЫ

ПУЛЬСАРЫ

       

переменные источники косм. эл.-магн. излучения, открытые первоначально (1967, англ. учёный Э. Хьюиш с сотрудниками) как источники импульсного радиоизлучения с исключит. регулярно повторяющимися импульсами (рис. 1). Периоды повторения импульсов у известных радио-П. лежат в пределах от 33 мс у П. PSR 0531+21 в Крабовндной туманности до 4,3 с у PSR 1845—19 (буквы PSR — сокр. от англ. Pulsating Sources of Radioemission — пульсирующие источники радиоизлучения, цифры — координаты П.). Импульсы имеют сложное строение (рис. 2), можно выделить тонкую структуру импульса (субимпульсы) и микроструктуру с элементами =10-5 с. Со временем период П. медленно увеличивается, напр. у PSR 0531+21 на 3,8Х10-8 с/сут. Размеры излучающих областей П. можно оценить из условия, что такая область не может быть больше расстояния, к-рое проходит свет за время длительности микроимпульса (=10-5 с). Эти размеры, следовательно, не превышают 3 км. Расстояния до П. оценивают по времени запаздывания Dt длинноволновых импульсов по сравнению с коротковолновыми. Различие во времени прихода сигналов обусловлено рассеянием излучения на эл-нах межзвёздной среды. Концентрация эл-нов в межзвёздной среде известна, что позволяет по Dt определить расстояния до П. Для большинства П. расстояния заключены в пределах от 200 до 7000 световых лет, т. е. П. относятся к внутригалактич. источникам излучения.

Рис. 1. Сигналы от первого из открытых пульсаров PSR 1919+21 на частоте 72,7 МГц. Период пульсаций в момент открытия составлял 1,3370113 с, что сравнимо с точностью ат. эталонов времени.

Рис. 2. Тонкая структура импульса пульсара PSR 0950+0,8.

При галактич. расстояниях мощность и плотность потока радиоизлучения П. оказываются исключительно высокими: эффективная темп-ра источника излучения может достигать 1030 К, а плотность потока десятков МВт/см2 (эта величина для Солнца составляет =7000 Вт/см2). Нек-рые из радио-П., как оказалось, излучают также в видимом и рентг. диапазонах (напр., RSR 0531+21.), а в 70-х гг. 20 в. были открыты рентг. П. с периодами от неск. секунд до неск. сотен секунд. Светимость рентг. П. достигает 1036—1038 эрг/с (1029—1031 Вт), т. е. она в 103—105 выше полной светимости Солнца.

Согласно совр. представлениям, радио-П.— это нейтронные звёзды, к-рые при массе =1Mсолн имеют диаметры =20 км. Только компактные нейтронные звёзды могут сохранять свою целостность при вращении с периодом =0,01 с. Полагают, что нейтронные звёзды-П. имеют сильное дипольное магн. поле (=1012 Гс) с магн. осью, не совпадающей с осью вращения звезды. В области магн. полюсов происходит истечение заряж. ч-ц, к-рые в магн. поле звезды излучают либо в пределах узкого пространств. конуса (карандашная диаграмма направленности излучения вдоль магн. оси), либо веером, перпендикулярно магн. оси (ножевая диаграмма). При вращении звезды наблюдатель, попадающий периодически внутрь направленного пучка радиоволн, будет фиксировать импульсное излучение с периодом вращения звезды. Энергия излучения П. черпается из кинетич. энергии вращающейся нейтронной звезды. Потери энергии приводят к уменьшению скорости вращения и увеличению периода П. Механизм трансформации кинетич. энергии звезды в энергию эл.-магн. излучения пока ещё до конца не выяснен.

Для рентг. П. характерен иной механизм излучения — аккреционный (см. АККРЕЦИЯ). Рентг. П.— это, по-видимому, нейтронная звезда в тесной двойной системе, второй компонент к-рой — звезда-гигант, заполнившая Роша предел. В-во второй звезды перетекает на нейтронную звезду и образует вокруг неё газовый диск. В-во внутр. областей диска, перемещаясь вдоль силовых линий магн. поля нейтронной звезды, достигает её поверхности вблизи магн. полюсов (здесь располагаются т. н. горячие пятна звезды). Торможение падающего в-ва у поверхности звезды порождает направленное рентг. излучение, к-рое, поскольку звезда вращается, приходит к наблюдателю, как и в случае радио-П., в виде последовательности импульсов.

Совр. теория связывает явление радио-П. с начальным этапом жизни нейтронных звёзд. Напр., возраст П. в Крабовидной туманности, порождённого вспышкой Сверхновой звезды в 1054, составляет менее 1000 лет. Возникшая нейтронная звезда энергично излучает в радиодиапазоне за счёт эжекции в-ва в окружающее пр-во. Потери энергии приводят к замедлению вращения П., ослаблению эжекции и излучения. В результате на определённой стадии нейтронная звезда перестаёт быть радио-П. Она вновь становится П., но уже рентгеновским, когда период её вращения увеличивается до 1—10 с и магн. поле звезды уже не может сдерживать аккрецию в-ва. Падающее на звезду в-во второго компонента двойной системы попадает в горячие пятна на её поверхности, что приводит к появлению ударной волны и выделению гравитац. энергии. Практически вся гравитац. энергия аккрецирующего в-ва излучается в рентг. диапазоне. С наступлением фазы аккреции период вращения перестаёт увеличиваться и может даже начать уменьшаться, если аккрецирующее в-во передаёт звезде угловой момент. Не исключено, что фаза рентг. П. у нейтронных звёзд повторяется.

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

ПУЛЬСАРЫ

- космич. радиоисточники, излучение к-рых представляет собой периодич. последовательность импульсов. Первые П. открыты в кон. 1967 группой радиоастрономов Кембриджского ун-та (Великобритания) под руководством Э. Хьюиша (A. Hewish).

Данные наблюдений. Известно более 500 П. Периоды P следования импульсов излучения наблюдаемых П. заключены в интервале от ! 1,6 мс до ! 4,3 с.

Обозначение П. состоит из букв PSR (от англ. pulsar) и его экваториальных координат (см. Координаты астрономические)- прямого восхождения a в часах ( К )и минутах ( т )и склонения d в градусах. Напр., PSR 1919 + 21 обозначает П. с координатами d = +21°.

Периоды П. чрезвычайно стабильны. Напр., период первого открытого PSR 1919 + 21 равен 1,337301100168b7·10^-11 с. Однако достаточно длительные наблюдения (недели и месяцы) показали, что периоды П. медленно увеличиваются со временем. Характерное время удвоения периода ~10³ лет для самого молодого П. и ~10⁹ лет для наиб. старых П. Иногда у нек-рых П. наблюдаются резкие (за времена меньше суток) скачки периода. Впервые скачки периода зарегистрированы у двух самых молодых П. Относит. изменение периодов (DP/P) составляло ~3·10^-9 (PSR 0531 + 21 - П. в Крабовидной туманности) и 2·10^-6 (PSR0833-45 - П. в созвездии Парусов). У PSR 0833-45 скачки наблюдались примерно раз в 2 года и имели DP = Р₂ - P₁ < 0 (P_1,P₂ - периоды до и после скачка). У PSR 0531 + 21 скачки происходили в неск. раз чаще и имели как положительную, так и отрицат. величину DP. Впоследствии скачки периодов зарегистрированы и у старых П., причём у одного из них величина DP/P оказалась в ~100 раз большей, чем у PSR0531 + 21.

Отд. импульсы радиоизлучения данного П. совершенно непохожи друг на друга. Однако форма усреднённого импульса, полученная усреднением неск. сотен импульсов, весьма стабильна. Для подавляющего большинства П. ширина (длительность) Dt усреднённого импульса на уровне половины макс. интенсивности заключена в интервале (0,01-0,1)Р и в ср. равна 0,04 Р. Однако у неск. П. величина Dt сильно отличается от ср. значения. Так, напр., излучение PSR 1541 +09 длится почти половину его периода, у PSR 0826 - 34 - в течение всего периода. Отношение Dt/P зависит от частоты, на к-рой ведутся наблюдения.

У ряда П. профиль усреднённого импульса резко меняется, принимая на нек-рое время другую стабильную форму, затем также резко восстанавливает свою первонач. форму. Это явление наз. сменой моды излучения П. Длительность пребывания П. в той или иной моде обычно составляет от неск. минут до неск. часов. Иногда радиоизлучение П. резко пропадает, а затем скачком возвращается к нормальному значению. Интенсивность радиоизлучения П. при таком его замирании падает более чем в 100 раз. Характерная длительность замираний от 1P (отсутствует лишь один импульс) до неск. десятков Р.

Импульсы радиоизлучения П. состоят из одного или более субимпульсов. У большинства П. субимпульсы появляются хаотически в пределах усреднённого импульса. Однако у нек-рых П. субимпульсы в последо-ват. импульcах систематически дрейфуют через профиль усреднённого импульса. Скорость дрейфа субимпульсов такова, что через время ~(2-20) Р расположение субимпульсов периодически повторяется. Субимпульсы также имеют сложную временную структуру и состоят из отд. микроимпульсов. Так, напр., потоки радиоизлучения PSR 0950 + 08 и PSR 1133 + 16 являются сильно переменными на временах вплоть до предела разрешения ~10^-5 с.

Излучение П., как правило, сильно поляризовано. Степень линейной поляризации радиоизлучения нек-рых П. (напр., PSR 0833-45) близка 100%. У ряда П. наблюдается также круговая поляризация радиоизлучения, достигающая 30-50%.

Радиоизлучение П. исследовалось в диапазоне частот от неск. десятков МГц до ~10 ГГц. Хотя для разд. П. спектры сильно отличаются, они обладают рядом общих свойств. а именно: на частотах ниже ~100 МГц и выше неск. ГГц наблюдается, как правило, сильное уменьшение плотности потока радиоизлучения, т. е. имеет место т. н. завал спектра; внутри же данного интервала частот спектр излучения степенной, со спектральным индексом от 0,6 до !3.

От неск. П. наблюдается не только радио-, но и более высокочастотное излучение. Среди них особое место занимает молодой PSR 0531 + 21 (возраст ~10³ лет), от к-рого зарегистрировано импульсное излучение практически во всём доступном для наблюдений диапазоне: от ДВ-радиоизлучения (частота v ~ 30 МГц) до сверхжёсткого g-излучения (v ~ 10²⁷ Гц, hv ~~10¹² эВ). В этом диапазоне частот фазы максимумов импульсов излучения совпадают (рис.). Мощность излучения PSR 0531 + 21 ок. 10³⁰ эрг/с в радиодиапазоне, ~10³³ эрг/с в оптич. диапазоне, 10³⁶ эрг/с в рентг. диапазоне и 10³⁵ эрг/с в g-диапазоне. Т. о., осн. излучение этого П. сосредоточено в рентг. и гамма-диапазонах, в радиодиапазоне испускается лишь ничтожная (~10^-6) доля излучения. Аналогичная ситуация имеет место и для остальных П., от к-рых наблюдается ВЧ-излучение.

Профили усреднённых импульсов излучения PSR 0531 + 21 в гамма (а), рентгеновском (б), оптическом (в) и радиодиапазонах (г).

Оказалось, что молодые П., возраст к-рых не превосходит существенно 10⁴ лет, расположены внутри остатков вспышек сверхновых (связь с остатками сверхновых надёжно установлена для восьми П.). Следовательно, все П. либо значит. часть их образуются при вспышках сверхновых звёзд. Отсутствие оболочек вокруг подавляющего большинства П. связано с тем, что за время их жизни (~10⁶-10⁷ лет) окружавшие П. оболочки уже рассеялись.

Ок. 4% П. входят в двойные системы. В 1986 обнаружено излучение звёзд, являющихся компаньонами PSR 0655 + 64 и PSR 0820 + 02. Обе звезды оказались белыми карликами. Тот факт, что один из этих белых карликов очень старый (его возраст превосходит 2·10⁹ лет), радикально повлиял на совр. представления об эволюции П. Ранее считалось, что П. по истечении времени ~2t₀ выключается как радиоисточник [t₀ ! !(2- 3) ·10⁶ лет - ср. возраст П.]. Согласно теории тесных двойных звёзд, П. должны образоваться раньше, чем белый карлик. Следовательно, PSR 0655 + 64, входящий в двойную систему со старым белым карликом, должен иметь возраст 2·10⁹ лет, т. е. более чем в 100 раз больше ср. возраста П.

П. концентрируются к плоскости Галактики. Пространственная плотность П. r изменяется с расстоянием z от галактич. плоскости по закону: r(z) = = r₀ ехр(-|z|/230). Здесь z в пк, r₀ - плотность П. в плоскости Галактики.

Одним из замечат. свойств П., отличающих их от остальных астр, объектов, является чрезвычайно высокая яркостная температура их радиоизлучения. Действительно, размер l области излучения не превышает величину сDt ~ 3·10⁶ - 3·10⁸ см (Dt = = 10^-4 - 10^-2 с - длительность импульса), т. е. меньше диаметра Земли. При радиосветимости П.~ 10²⁵ - 10³⁰ эрг/с это соответствует яркостной темп-ре 10²⁵- 10²⁷ К. У объектов, известных до открытия П., величина Т _b не превосходила 10¹⁵ - 10¹⁶ К. Во время коротких всплесков радиоизлучения П. их яркостная темп-ра достигает значений 10³⁰-10³¹ К. Столь высокая яркостная темп-pa указывает на то, что радиоизлучение П. генерируется за счёт какого-то когерентного механизма.

Теория пульсаров. Сразу после открытия П. было высказано предположение о том, что они являются вращающимися нейтронными звёздами с магн. полем на их поверхности ~10¹² Гс. Данная модель П. обще-признана. Согласно этой модели, излучение П. сильно анизотропно и испускается в малом телесном угле. При вращении нейтронной звезды наблюдатель, попадающий в диаграмму направленности излучения П., видит импульсы излучения, повторяющиеся с периодом, равным периоду вращения звезды. Высокой стабильностью периода вращения нейтронной звезды и объясняется высокая стабильность периода повторения импульсов излучения П. Медленное увеличение периода П. обусловлено потерей энергии вращения нейтронной звезды:

где = IW²/2 - кинетич. энергия вращения нейтронной звезды с моментом инерции I (~10⁴⁵ г·см ²), вращающейся с угл. скоростью W = 2p/Р. Эта энергия трансформируется в энергию нетеплового излучения П. в следующей последовательности процессов: вращение нейтронной звезды; возникновение вследствие униполярной индукции сильного электрич. поля в окрестности нейтронной звезды; ускорение частиц в электрич. поле до ультрарелятивистских энергий; генерация g-излучения при движении ультрарелятивистских частиц вдоль искривлённых магн. силовых линий (см. Изгиб-ное излучение);поглощение g-квантов в сильном магн. поле и рождение электрон-позитронных пар; развитие плазменных неустойчивостей в сильнонеравновесной ультрарелятивистской электрон-позитронной плазме; генерация нетеплового излучения П. Концентрация электрон-позитронной плазмы вблизи поверхности П. ~10¹³-10¹⁹ см ^-3 и убывает при удалении от П. пропорционально напряжённости его магн. поля. Энергии электронов и позитронов плазмы от 10 т _е с ² до 10⁴ т _е с ². Ультрарелятивнстская плазма пронизывается либо электронным, либо позитронным пучком частиц с энергией (10⁶-10⁷)m _е с ² и концентрацией в 10³-10⁴ раз меньшей, чем концентрация плазмы. В сильном магн. поле П. электроны и позитроны плазмы и пучка из-за потерь на синхротронное излучение практически мгновенно теряют перпендикулярную магн. полю составляющую импульса и истекают из окрестностей нейтронной звезды, двигаясь почти вдоль магн. силовых линий. Т. о., электроны и позитроны имеют сильнонеравновесные одномерные ф-ции распределения по импуль-

сам. В такой плазме могут, в принципе, развиваться двухиотоковая, циклотронная, филаментационная, дрейфовая и др. неустойчивости плазмы. Пока неясно, какие неустойчивости развиваются в действительности и приводят к генерации радиоизлучения.

Наблюдения П. используются для решения большого числа актуальных проблем физики и астрофизики. Напр., при наблюдении PSR 1913 + 16, входящего в тесную двойную систему, впервые было получено косвенное подтверждение генерации гравитационных волн. Вследствие потерь энергии двойной системой на гравитац. излучение происходит сближение PSR 1913 +16 и его звезды-компаньона. При этом орбитальный период системы уменьшается. Это уменьшение происходит в соответствии с общей теорией относительности, чем и подтверждается применимость данной теории для описания процесса генерации гравитац. волн. Из анализа времени прихода импульсов оптич. излучения PSR 0531 + 21 на разных частотах был получен верх. предел на изменение скорости света с изменением частоты: . Этот предел на

неск. порядков ниже полученного в лаб. условиях. По запаздыванию импульсов радиоизлучения PSR 0531 + + 21 на разных частотах получено также ограничение на массу покоя реального фотона: г. Данное ограничение более слабое, чем полученное из анализа земного магн. поля, однако анализ земного магнетизма даёт ограничение на массу виртуальных фотонов. Благодаря широкополосности, сильной линейной поляризации и импульсному характеру излучения П. являются идеальными зондами для исследования межзвёздной среды, самой природой разбросанными по объёму Галактики. С помощью наблюдений П. было найдено, напр., что ср. кон-центрация электронов в межзвёздной среде равна 0,03 b 0,1 см ^-3. Выло установлено также, что галактич. магн. поле однородно в масштабах > 1 кпк и в ср. составляет (2,2 b 0,4)·10^-5 Гс.

Лит.: Манчестер Р., Тейлор Д., Пульсары, пер. с англ., М., 1980; Taylor J. H., Stinebring D. R., Recent progress in the understanding of pulsars, "Ann. Rev. Astr. Ast-roph.", 1986, v. 24, p. 285. В. В. Усов.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.