РЕНТГЕНОВСКИЕ ПУЛЬСАРЫ

РЕНТГЕНОВСКИЕ ПУЛЬСАРЫ

- источники переменного периодич. рентг. <излучения, представляющие собой вращающиеся нейтронные звёзды ссильным магн. полем, излучающие за счёт аккреции. Магн. поля наповерхности Р. п. ~ 10¹¹ -10¹⁴ Гс. Светимости большинства Р. п. от 10³⁵ до 10³⁹ эрг/с. Периодыследования импульсов Р от 0,07 с до неск. тыс. секунд. Р. п. входятв тесные двойные звёздные системы (см. Тесные двойные звёзды), вторымкомпонентом к-рых является нормальная (невырожденная) звезда, поставляющаявещество, необходимое для аккреции и нормального функционирования Р. п. <Если второй компонент находится на стадии эволюции, когда скорость потеримассы мала, нейтронная звезда не проявляет себя как Р. п. Рентг. пульсарывстречаются как в массивных молодых двойных звёздных системах, относящихсяк населению I Галактики и лежащих в её плоскости, так и в маломассивныхдвойных системах, относящихся к населению II Галактики и принадлежащихк её сферич. составляющей. Р. п. открыты также в Магеллановых Облаках. <Всего открыто ок. 30 Р. п.

Рис. 1. Запись излучения рентгеновского пульсара Кентавр Х-3, полученнаясо спутника «Ухуру» 7 мая 1971. По вертикальной оси - число отсчётов завременной интервал 1 бин = 0,096 с, по горизонтальной - время в бинах. <Регистрируемый поток максимален, когда источник находится в центре полязрения счётчика, ограниченного коллиматором. Из-за вращения спутника регистрируемыйсредний поток сначала нарастает, а затем спадает. На эту простую зависимостьот времени наложены периодические пульсации, связанные с собственной переменностьюисточника.

Рис. 2. Долгопериодическая переменность рентгеновского излученияисточника Кентавр- Х-3 (нижний график, N - число отсчётов, с ^-t).Видны характерные рентгеновские затмения. На верхнем графике приведеныизменения периода Р, доказывающие движение пульсара вокруг центра массдвойной системы (А 1,387-10^-3).

На нач. этапе исследований рентг. объектам присваивались наименованияпо созвездиям, в к-рых они находятся. Напр., Геркулес Х-1 означает первыйпо рентг. яркости объект в созвездии Геркулеса, Кентавр Х-3 - третий пояркости в созвездии Кентавра. Р. п. в Малом Магеллановом Облаке обозначаетсякак SMC Х-1, в Большом Магеллановом Облаке - LMC Х-4 [часто встречающаясяв обозначениях рентг. источников буква X - от англ. X-rays (рентг. лучи)].Обнаружение со спутников большого числа рентг. источников потребовало др. <системы обозначений. Напр., 4U 1900-40 соответствует обозначению Р. п. <Паруса Х-1 в четвёртом каталоге спутника «Ухуру» (США). Первые четыре цифрыобозначают прямое восхождение (19 ч 00 мин), вторые две вместе со знакомдают склонение объекта (см. Координаты астрономические). Аналогичныйсмысл имеют цифры в обозначении источников, открытых спутником «Ариэль»(Великобритания), напр. А0535 + 26. Обозначения типа GX1+4 относятся кисточникам в центр. области Галактики. Цифры соответствуют галактич. координатам l и b (в данном случае l =1°, b =+4°). Употребляютсяи др. обозначения. Так, открытый с борта советских АМС «Венера-11, -12»в эксперименте «Конус» вспыхивающий Р. п. с периодом около 8 секунд получилнаименование FXP0520-66.

Переменность излучения рентгеновских пульсаров. Короткопериодич. переменностьрентг. излучения Р. п. иллюстрирует рис. 1, на к-ром приведена запись излученияодного из первых открытых Р. п.- Кентавра Х-3 (май 1971, спутник «Ухуру»).Период следования импульсов Р =4,8 с.

На рис. 2 показана долгопериодич. переменность Р. п. Кентавр Х-3. Разв двое суток Р. п. периодически «исчезает» (затмевается) на 11 ч (ниж. <график). Тщательные исследования показали также, что Р зависит отфазы двухдневного периода Т= 2,087 сут по гармонич.закону (верх. график): где - изменение Р, Р ₀- невозмущённое значение Р, А - амплитуда относит. изменения Р, t₀ соответствуетодному из моментов, когда отклонение периода максимально. Эти два фактаинтерпретируются однозначно: Р. п. входит в двойную систему с орбитальнымпериодом, равным Т.«Исчезновения» объясняются затмениями Р. п. <вторым компонентом двойной системы. По продолжительности затмения можносделать вывод о том, что второй (затмевающий) компонент заполняет свою полость Роша. Периодич. изменения Р обусловлены эффектомДоплера при орбитальном движении Р. п. вокруг центра масс двойной системы. <Амплитуда изменения периода ,где i - угол наклонения орбиты двойной системы (в этой системе близокк 90°), v - скорость орбитального движения Р. п.; vsin i= 416 км/с, эксцентриситет орбиты мал. Рентг. затмения обнаружены далеконе во всех двойных системах с Р. п. (для наблюдения затмений необходимо, <чтобы луч зрения был близок к плоскости орбиты двойной системы), а периодич. <изменения Р- в большинстве двойных систем с Р. п.

Рис. 3. Упрощённая картина аккреции на замагниченную нейтронную звездув двойной системе. Газ поступает к звезде как в геометрически тонком диске, <так и сферически-симметричным образом. Реальная магнитосфера имеет болеесложную форму, чем это изображено на рис. а (и М - угловая скорость вращения и магнитный момент нейтронной звезды).Условия вмораживания плазмы в магнитосферу благоприятны не на всей её поверхности. <Вмороженная плазма течёт вдоль магнитных силовых линий к магнитным полюсам(стрелки). Вблизи полюсов аккреционный канал представляет собой незамкнутыйвенец (б).

После открытия Р. п. в его окрестности обычно быстро находят переменнуюоптич. звезду (второй компонент двойной системы), блеск к-рой меняетсяс периодом, равным орбитальному или в два раза меньшим (см. ниже). Крометого, спектральные линии оптич. компонента испытывают доплеровский сдвиг, <периодически изменяющийся с орбитальным периодом двойной системы. Оптич. <переменность двойных систем с Р. п. обусловлена двумя эффектами. Первыйэффект (эффект отражения) наблюдается в системах, в к-рых светимость оптич. <звезды меньше светимости Р. п. Сторона звезды, обращённая к Р. п., прогреваетсяего рентг. излучением и в оптич. лучах оказывается ярче, чем противоположнаясторона. Вращение двойной системы приводит к тому, что наблюдается то болееяркая, то менее яркая сторона звезды. Такой эффект наиб. отчётливо проявляетсяв системе, включающей Р. п. Геркулес Х-1 и звезду HZ Геркулеса. На единицуповерхности этой звезды, обращённой к рентг. источнику, падает в тридцатьраз больше энергии в виде рентг. излучения, чем поступает из недр звезды. <В результате амплитуда оптич. переменности превышает 2 ^т вфильтре В (см. Астрофотометрия). Часть рентг. излучения отражаетсяатмосферой звезды, но осн. доля поглощается ею и перерабатывается в оптич. <излучение, к-рое слабо пульсирует с периодом Р. Часть энергии уходитна эфф. нагревание вещества на поверхности, сопровождающееся формированиемт. н. индуциров. звёздного ветра. Второй эффект, называемый эффектомэллипсоидальности, связан с тем, что форма звезды, заполняющей полостьРоша, заметно отличается от сферической. В результате два раза за орбитальныйпериод к наблюдателю обращена б. ч. поверхности и два раза - меньшая. Такаяпеременность с периодом, вдвое меньшим орбитального периода, наблюдаетсяв двойных системах, где светимость оптич. компонента намного превышаетрентг. светимость Р. п. В частности, именно благодаря такой переменностибыл открыт нормальный компонент источника Кентавр Х-3.

Аккреция на нейтронную звезду с сильным магнитным полем. В тесных двойныхзвёздных системах возможны два осн. типа аккреции: дисковая и сферически-симметричная. <Если перетекание вещества идёт преим. через внутр. точку Лагранжа (см. <в ст. Полость Роша), то перетекающее вещество обладает значит. уд. <моментом кол-ва движения и вокруг нейтронной звезды образуется аккреционныйдиск. Если нормальная звезда теряет вещество посредством звёздного ветра, <то возможны формирование ударной волны и близкая к сферически-симметричнойаккреция за ней.

Рис. 4. Профили импульсов ряда рентгеновских пульсаров. Приведеныинтервалы энергий, для которых получены данные, и периоды Р.

Рис. 5. Зависимость профиля импульсов от энергии для двух рентгеновскихпульсаров.

Рис. 6. Спектры ряда рентгеновских пульсаров. Заметна рентгеновскаялиния железа с hv6,5- 7 кэВ.

Свободное падение (при сферически-симметричной аккреции) возможно лишьна больших расстояниях R от звезды. На расстоянии Л _м~ 100-1000 км (радиус магнитосферы) давление магн. поля нейтронной звезды сравнивается с давлением аккрецирующего потока вещества ( - плотностьвещества) и останавливает его. В зоне R < R_M формируетсязамкнутая магнитосфера нейтронной звезды (рис. 3, а), вблизи R_M возникает ударная волна, в к-рой плазма охлаждается излучением Р. п. засчёт комптоновского рассеяния. Благодаря неустойчивости Рэлея- Тейлорастановится возможным проникновение капель плазмы внутрь магнитосферы, гдепроисходит их дальнейшее дробление и вмораживание в магн. поле. Магн. полеканализирует поток аккрецирующей плазмы и направляет её в область магн. <полюсов (рис. 3, б). Зона, на к-рую выпадает вещество, по-видимому, <не превышает по площади 1 км ². На поверхности нейтронной звездыгравитац. энергия связи на единицу массы . Поток выпадающего на звезду вещества, необходимый для поддержания светимостиL_x ~ 10³⁵-10³⁹ эрг/с, равен в год. На 1 см ² поверхности выпадает более тонны вещества всекунду. Скорость свободного падения составляет 0,4 с.

В Р. п. со светимостью L_x < 10³⁶ эрг/спадающие протоны и электроны тормозятся в атмосфере (образованной веществом, <выпавшим на нейтронную звезду за ничтожные доли секунды до этого) за счётядерных и кулоновских столкновений. Выделяющаяся энергия излучается слоем, <поверхностная плотность к-рого ок. 10-20 г/см ², а толщина -неск. метров. Существует предположение, что может возникнуть тонкая (неск. <см) бесстолкновительная ударная волна, в к-рой выделяется вся кинетич. <энергия аккрецирующего потока.

Рис. 7. Зависимость периода Р (в с) от времени для ряда рентгеновскихпульсаров.

В Р. <п. со светимостью, близкой к 5*10³⁶ эрг/с, колоссальноеэнерговыделение в зоне магн. полюсов приводит к тому, что сила давленияизлучения (см. Давление света )на падающие электроны способна остановитьпоток аккрецирующего вещества. Вблизи поверхности нейтронной звезды (навысоте меньше 1 м) может сформироваться радиац.-доминиров. ударная волна. <В такой ударной волне давление излучения намного превышает давление плазмы. <Падающие на звезду электроны тормозятся силой давления излучения, обусловленнойтомсоновским рассеянием излучения, идущего снизу. Одновременно останавливаютсясвязанные с электронами электростатич. силами протоны, несущие осн. кинетич. <энергию. Эта энергия расходуется на увеличение энергии фотонов вследствиеих многократных рассеяний на высокоскоростных электронах (комптонизации).Часть «жёстких» фотонов уходит к наблюдателю, а часть попадает в плотныеслои атмосферы (нейтронной звезды), нагревая её. В этих слоях вследствиетормозного излучения рождаются многочисл. «мягкие» фотоны, к-рые, испытываятомсоновское рассеяние на падающих электронах, тормозят падающее вещество.

Если светимость Р. п. превышает 10³⁷ эрг/с, то над поверхностьюнейтронной звезды в районе магн. полюсов формируется аккреционная колонка. <Радиац. доминиров. ударная волна возникает на большой высоте над поверхностьюнейтронной звезды (сотни метров и даже километров). В ней происходит торможениепотока. Под ударной волной осуществляется режим оседания. Излучение уходитчерез боковую поверхность колонки, вещество же в ней медленно оседает, <выделяя гравитац. энергию, превращающуюся в тепло и излучение. Силам гравитациипротиводействует градиент давления излучения, запертого в радиац.-доминиров. <колонке. Колонка может обеспечить светимость, намного превышающую критическуюсветимость, т. к. с боков она удерживается магн. полем, а не силамигравитации. Более того, если магн. поле нейтронной звезды превышает 10¹³ Гс, то в основании колонки темп-pa плазмы и излучения достигает 10¹⁰ К. При таких темп-pax происходят процессы рождения и аннигиляции электрон-позитронныхпар. Нейтрино, образующиеся в реакции , уносят осн. долю светимости. Рентг. светимость (превышающая критическую)составляет малую долю нейтринной светимости , причём светимости SMC Х-1 и LMC Х-4 ~ 10 ^м эрг/с, т. е. намногопревышают критическую. Эти объекты имеют, по-видимому, и значит. нейтриннуюсветимость. Излучаемые нейтрино прогревают недра нейтронной звезды и, поглощаясьв недрах нормального компонента двойной системы, дают малый вклад в егооптич. светимость. Поток аккрецирующего вещества в таких объектах можетдостигать (10^-6-10^-5)в год. В этом случае возможна ситуация, когда за 10⁶-10⁵ лет «работы» Р. п. на нейтронную звезду выпадает ок. 1вещества, будет превышен предел устойчивости для нейтронных звёзд, произойдёт гравитационный коллапс, сопровождаемый взрывом сверхновой звезды редко встречающегося типа и образованием чёрной дыры. Это можетпроизойти лишь при дисковой аккреции, когда давление излучения не препятствуетаккреции на больших расстояниях от тяготеющего центра.

Формирование профилей импульсов и спектры излучения рентгеновских пульсаров. <Выделение энергии в огранич. зоне вблизи полюсов нейтронной звезды в совокупностис её вращением приводит к феномену пульсара: наблюдатель видит излучающуюзону под разными углами и принимает переменный во времени поток рентг. <излучения. Период Р равен периоду вращения нейтронной звезды. Наличиесильного магн. поля может приводить к направленности излучения. В зависимостиот соотношения между энергией фотонов hv, напряжённостью магн. поля H и темп-рой плазмы Т _е могут формироваться как«карандашная», так и «ножевая» диаграммы направленности. Важнейший параметр- гирочастота (циклотронная частота) электрона . Степень направленности является ф-цией отношений .Диаграмма направленности определяет форму профиля импульсов Р. п. Профилиимпульсов ряда Р. п. приведены на рис. 4. Вид профилей у многих Р. п. изменяетсяс увеличением энергии фотонов (рис. 5).

Спектр излучения нейтронной звезды должен быть многокомпонентным. Излучаютударная волна, аккреционная колонка, поверхность нейтронной звезды вблизиоснования колонки, плазма, текущая по магнитосфере к полюсам нейтроннойзвезды. Эта плазма поглощает жёсткое излучение колонки и переизлучает егов «мягком» рентг. диапазоне как в континууме (непрерывном спектре), таки в рентг. линиях (характеристических и резонансных) ионов тяжёлых элементов. <Спектры (рис. 6) решающим образом зависят от светимости Р. п. и напряжённостимагн. поля, поэтому они сильно отличаются друг от друга.

Если потоки плазмы на магнитосфере Р. п. высокой светимости не покрываютвсю её поверхность, то образуются «окна», в к-рые свободно выходит «жёсткое»излучение, в то время как др. направления для него закрыты из-за большойоптич. толщи потоков плазмы. Вращение нейтронной звезды должно приводитьк пульсациям излучения. Это ещё один механизм формирования профиля рентг. <импульсов.

Важнейшим этапом в изучении Р. п. явилось открытие гиролинии [спектральнойлинии, обусловленной циклотронным излучением (либо поглощением) электронов]в спектре Р. п. Геркулес Х-1. Открытие гиролинии дало метод прямого эксперим. <определения магн. полей нейтронных звёзд. Гиролиния в спектре Р. п. ГеркулесХ-1 соответствует hv_H= 56 кэВ. Согласно соотношению hv_H =1,1 (H/10¹¹ Гс) кэВ, напряжённостьмагн. поля на поверхности этой нейтронной звезды 5*10¹² Гс.

Ускорение и замедление вращения нейтронных звёзд. В отличие от радиопульсаров(нек-рые из них, в частности пульсары в Крабе и Парусах, излучаютв рентг. диапазоне), излучающих за счёт энергии вращения замагниченнойнейтронной звезды и увеличивающих свой период со временем, Р. п., излучающиеза счёт аккреции, ускоряют своё вращение. Действительно при дисковой аккрециивещество, выпадающее на магнитосферу, имеет заметный уд. момент кол-вадвижения. Вмораживаясь в магн. поле, аккрецирующая плазма движется к поверхностизвезды и передаёт ей свой момент кол-ва движения. В результате вращениезвезды ускоряется и период следования импульсов уменьшается. Этот эффектхарактерен для всех Р. п. (рис. 7). Однако иногда наблюдается и замедлениевращения. Это возможно в случае, если изменяется темп аккреции либо направлениемомента кол-ва движения аккрецирующего вещества. Среди механизмов, приводящихк увеличению периода, обсуждается т. н. пропеллерный механизм. Предполагается, <что асимметричная атмосфера нейтронной звезды вращается в атмосфере, созданнойаккрецирующим со звуковой скоростью газом, при этом генерируются звуковыеили ударные волны, возбуждаются конвективные течения, отводящие моментколичества движения от магнитосферы к звёздному ветру, обтекающему нейтроннуюзвезду. Р. А. Сюняев.

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