Рентгеновские пульсары

На начальном этапе исследований открываемым рентг. объектам присваивались наименования по созвездиям, в к-рых они находятся. Напр., Геркулес X-1 означает первый по рентг. яркости объект в созвездии Геркулеса, Кентавр Х-3 - третий по яркости в созвездии Кентавра. Р.п. в Малом Магеллановом Облаке обозначается как SMC X-1, в Большом Магеллановом Облаке - LMC X-4. Обнаружение со спутников большого числа рентг. источников потребовало др. системы обозначений. Напр., 4U 1900-40 соответствует обозначению Р.п. Паруса Х-1 в четывертом каталоге "Ухуру". Первые четыре цифры обозначают прямое восхождение (19 ч 00 мин), а вторые две вместе со знаком дают склонение объекта. Аналогичный смысл имеют цифры в обозначении источников, открытых спутником "Ариэль" (Великобритания), напр. A 0535+26. Обозначения типа GX 1+4 относятся к источникам в центральной области Галактики. Цифры соответствуют галактич. координатам (см. Координаты астрономические) l и b (в данном случае l=1^o, b=+4^o). Употребляются и др. обозначения. Так, открытый с борта советских АМС "Венера-11, -12" в эксперименте "Конус" вспыхивающий Р.п. с периодом 8 с (см. Гамма-всплески) получил наименование FXP 0520-66.

Переменность излучения Р.п.

Рис. 1. Запись излучения рентгеновского пульсара Кентавр Х-3, полученная со спутника "Ухуру" 7 мая 1971 г. По вертикальной оси - число отсчетов за временной интервал 1 бин=0,096 с, по горизонтальной - время в бинах. Регистрируемый поток максимален, когда источник находится в центре поля зрения счетчика, ограниченного коллиматором. Из-за вращения спутника регистрируемый средний поток сначала нарастает, а затем спадает. На эту простую зависимость от времени наложены периодические пульсации, связанные с собственой переменностью источника.

Короткопериодическая переменность рентг. излучения Р.п. иллюстрирует рис. 1, на к-ром приведена запись излучения одного из первых открытых Р.п. - Кентавр Х-3 (май 1971 г., спутник "Ухуру", США). Период следования импульсов P=4,8 с.

Рис. 2. Долгопериодическая переменность рентгеновского излучения источника Кентавр Х-3 (нижний график, N - число отсчетов, с-1). Видны характерные рентгеновские затмения. На верхнем графике приведены изменения периода P, доказывающие движение пульсара вокруг центра масс двойной системы (10-3).

На рис. 2 показана долгопериодич. переменность Р.п. Кентавр Х-3. Раз в двое суток Р.п. периодически "исчезает" (затмевается) на 11 ч (нижний график). Тщательные исследования показали также, P зависит от фазы двухдневного периода T=2,087 сут по гармонич. закону (верхний график): , где - изменение P, P₀ - невозмущенное значение P, A - амплитуда относит. изменения P, t₀ соответствует одному из моментов, когда отклонение периода максимально. Эти два факта интерпретируются однозначно: Р.п. входит в двойную систему с орбитальным периодом, равным T. "Исчезновения" объясняются затмениями Р.п. вторым компонентом двойной системы. По продолжительности затмения можно сдеалть вывод о том, что второй (затмевающий) компонент заполняет свою критическую полость Pоша. Периодич изменения P обусловлены Доплера эффектом при орбитальном движении Р.п. вокруг центра массдвойной системы. Амплитуда изменения периода , где i - угол наклонения орбиты двойной системы (в этой системе близок к 90^o), v - скорость орбитального движения Р.п.; vsin i=416 км/с, эксцентриситет орбиты мал. Рентг. затмения обнаружены далеко не во всех двойных системах с Р.п. (для наблюдения затмений необходимо, чтобы луч зрения был близок к плоскости орбиты двойной системы), а периодич. изменения P - в большинстве двойных систем с Р.п.

После открытия Р.п. в его окрестности обычно быстро находят переменную оптич. звезду (второй компонент двойной системы)Ю блеск к-рой меняется с периодм, равным орбитальному или в два раза меньшим (см. ниже). Кроме того, спектр. линии оптич. компонента испытывают доплеровский сдвиг, периодически изменяющийся с орбитальным периодом вдойной системы. Оптич. переменность двойных систем с Р.п. обусловлена двумя эффектами. Первй эффект (эффект отражения) наблюдается в системах, в к-рых светимость оптич. звезды меньше светимости Р.п. Сторона звезды, обращенная к Р.п., прогревается его рентг. излучением и в оптич. лучах оказывается ярче, чем противоположная сторона. Вращение двойной системы приводит к тому, что наблюдается то более яркая, то менее яркая сторона звезды. Такой эффект наиболее отчетливо проявляется в системе, включающей Р.п. Геркулес Х-1 и звезду HZ Геркулеса. На ед. поверхности этой звезды, обращенной к рентг. источнику, падает в тридцать раз больше энегрии в виде рентг. излучения, чем поступает из недр звезды. В результате амплитуда оптич. переменности превышает 2^m в фильтре B. Часть рентг. излучения отражается атмосферой звезды, но осн. доля поглощается ею и перерабатывается в оптич. излучение. Это излучение слабо пульсирует с периодом P. Часть энергии уходит на эффективное нагревание вещества на поверхности, сопровождающееся формированием т.н. индуцированного звездного ветра.

Второй эффект, называемый эффектом эллипсоидальности, связан с тем, что форма звезды, заполняющей критич. полость Роша, заметно отличается от сферической. В результате два раза за орбитальный период к наблюдателю обращена большая часть поверхности и два раза меньшая. Такая переменность с периодом, вдвое меньшим орбитального периода двойной системы, наблюдается в двойных системах, где светимость оптич. компонента намного превышает рентг. светимость Р.п. В частности, именно благодаря такой переменности был открыт нормальный компонент источника Кентавр Х-3.

Аккреция на нейтронную звезду с сильным магнитным полем.
В тесных двойных звездных системах возможны два осн. типа аккреции: дисковая и сферически-симметричная. Если перетекание вещества идет преимущественно через внутр. точку Лагранжа, то перетекающее вещество обладает значит. уд. моментом количества движения и вокруг нейтронной звезды образуется аккреционный диск. Если норм. звезда теряет вещество посредством звездного ветра, то возможно формирование ударной волны и близкая к сферически-симметричной аккреции за ней.

Рис. 3. Упрощенная картина аккреции на замагниченную нейтронную звезду в двойной системе. Газ поступает к звезде как в геометрически тонком диске, так и сферически-симметричным образом. Реальная магнитосфера имеет более сложную форму, чем изображено на рис. а (, M - угловая скорость вращения и магнитный момент нейтронной звезды). Условия вмораживания плазмы в магнитосферу благоприятны не на всей ее поверхности. Вмороженная плазма течет вдоль линий к магнитным полюсам (стрелки). Вблизи полюсов аккреционный канал представляет собой незамкнутый венец (б).

Свободное падание (при сферически-симметричной аккреции) возможно лишь на больших расстояниях от звезды. Вблизи радиуса R_M~ 100-1000 км (радиус магнитосферы) давление магн. поля нейтронной звезды сравнивается с давлением аккрецирующего потока вещества и останавливает его. В зоне R < R_M формируется замкнутая магнитосфера нейтронной звезды (рис. 3, а), вблизи R_M возникает ударная волна, в к-рой плазма охлаждается излучением Р.п. за счет комптонизации. Благодаря Рэлея-Тейлора неустойчивости становится возможным проникновение капель плазмы внутрь магнитосферы, где происходит их дальнейшее дробление и вмораживание в магн. поле. Магн. поле канализирует поток аккрецирующей плазмы и направляет ее в область магн. полюсов (рис. 3, б). Зона, на к-рую выпадает вещество, по-видимому, не превышает по площади 1 км². На поверхности нейтронной звезды гравитац. энергия связи на ед. массы , поток выпадающего вещества, необходимый для поддержания светимости L_X ~ 10₃₅-10₃₉ эрг/с Р.п. равен в год. На 1 см² поверхности выпадает более тонны вещества в секунду. Скорость свободного падения составляет 0,4 c, при этом кинетич. энергия падающего протона вблизи поверхности нейтронной звезды достигает 140 МэВ.

В Р.п. со светимостью L_X < 10₃₆ эрг/с падающие протоны и электроны тормозятся в атмосфере (образованной веществом, выпавшим на нейтронную звезду за ничтожные доли секунды до этого) за счет ядерных и кулоновских столкновений. Выделяющаяся энергия излучается слоем, поверхностная плотность к-рого ок. 10-20 г/см², а толщина неск. метров. Существует предположение, что может возникнуть тонкая (несколько см) бесстолкновительная ударная волна, в к-рой будет выделяться вся кинетич. энергия аккрецирующего потока.

В Р.п. со светимостью, близкой к эрг/с, колоссальное энерговыделение в зоне магн. полюсов приводит к тому, что сила давления излучения на падающие электроны способна остановить поток аккрецирующего вещества. Вблизи поверхности нейтронной звезды (на высоте 1 м) может сформироваться радиационно-доминированная ударная волна. В такой ударной волне давление излучения намного превышает давление плазмы. Падающие на звезду электроны тормозятся силой давления излучения, обусловленной томсоновским рассеянием излучения, идущего снизу. Одновременно останавливаются связанные с электронами элестростатич. силами протоны, несущие основную кинетич. энергию. Эта энергия расходуется на увеличение энергии фотонов, вследствие их многократных рассеяний