к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Рентгеновские пульсары
Рентгеновские пульсары - источники переменного периодич. рентг. излучения, представляющие собой вращающиеся нейтронные звёзды с сильным магн. полем, излучающие за счёт аккреции. Магн. поля на поверхности Р. п. ~ 10^11 -10^14 Гс. Светимости большинства Р. п. от 10^35 до 10^39 эрг/с. Периоды следования импульсов Р от 0,07 с до неск. тыс. секунд. Р. п. входят в тесные двойные звёздные системы (см. Тесные двойные звёзды ),вторым компонентом к-рых является нормальная (невырожденная) звезда, поставляющая вещество, необходимое для аккреции и нормального функционирования Р. п. Если второй компонент находится на стадии эволюции, когда скорость потери массы мала, нейтронная звезда не проявляет себя как Р. п. Рентг. пульсары встречаются как в массивных молодых двойных звёздных системах, относящихся к населению I Галактики и лежащих в её плоскости, так и в маломассивных двойных системах, относящихся к населению II Галактики и принадлежащих к 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, полученная со спутника «Ухуру» 7 мая 1971. По вертикальной оси - число отсчётов за временной интервал 1 бин = 0,096 с, по горизонтальной - время в бинах. Регистрируемый поток максимален, когда источник находится в центре поля зрения счётчика, 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 собственной переменностью источника. 

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

На нач. этапе исследований рентг. объектам присваивались наименования по созвездиям, в к-рых они находятся. Напр., Геркулес Х-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 Х-1, в Большом Магеллановом Облаке - LMC Х-4 [часто встречающаяся в 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 цифры обозначают прямое восхождение (19 ч 00 мин), вторые две вместе со знаком дают склонение объекта (см. Координаты астрономические ).Аналогичный смысл имеют цифры в обозначении источников, открытых спутником «Ариэль» (Великобритания), напр. А0535 + 26. Обозначения типа GX1+4 относятся к источникам в центр. области Галактики. Цифры соответствуют галактич. координатам l и b (в данном случае l = 1°, b = +4°). Употребляются и др. обозначения. Так, открытый с борта советских АМС «Венера-11, -12» в эксперименте «Конус» вспыхивающий Р. п. с периодом около 8 секунд получил наименование FXP0520-66. 

Переменность излучения рентгеновских пульсаров. Короткопериодич. переменность рентг. излучения Р. п. иллюстрирует рис. 1, на к-ром приведена запись излучения одного 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. Раз в двое суток Р. п. периодически «исчезает» (затмевается) на 11 ч (ниж. график). Тщательные исследования показали также, что Р зависит от фазы двухдневного периода Т = 2,087 сут по гармонич. закону (верх. график): где - изменение Р, Р_0 - невозмущённое значение Р, А - амплитуда относит. изменения Р, t_0 соответствует одному из моментов, когда отклонение периода максимально. Эти два факта интерпретируются однозначно: Р. п. входит в двойную систему с орбитальным периодом, равным Т. «Исчезновения» объясняются затмениями Р. п. вторым компонентом двойной системы. По продолжительности затмения можно сделать вывод о том, что второй (затмевающий) компонент заполняет свою полость Роша .Периодич. изменения Р обусловлены эффектом Доплера при орбитальном движении Р. п. вокруг центра масс двойной системы. Амплитуда изменения периода, где i - угол наклонения орбиты двойной системы (в этой системе близок к 90°), v - скорость орбитального движения Р. п.; v sin 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 Р - в большинстве двойных систем с Р. п. 

Рис. 3. Упрощённая 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 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 незамкнутый венец (б). 

После открытия Р. п. в его окрестности обычно быстро находят переменную оптич. звезду (второй компонент двойной системы), блеск к-рой меняется с периодом, равным орбитальному или в два раза меньшим (см. ниже). Кроме того, спектральные линии оптич. компонента испытывают доплеровский сдвиг, периодически изменяющийся с орбитальным периодом двойной системы. Оптич. переменность двойных систем с Р. п. обусловлена двумя эффектами. Первый эффект (эффект отражения) наблюдается в системах, в к-рых светимость оптич. звезды меньше светимости Р. п. Сторона звезды, обращённая 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 наиб. отчётливо проявляется в системе, включающей Р. п. Геркулес Х-1 и звезду HZ Геркулеса. На единицу поверхности этой звезды, обращённой к рентг. источнику, падает в тридцать раз больше энергии в виде рентг. излучения, чем поступает из недр звезды. В результате амплитуда оптич. переменности превышает 2^т в фильтре В (см. Астрофотометрия ).Часть рентг. излучения отражается атмосферой звезды, но осн. доля поглощается ею и перерабатывается в оптич. излучение, к-рое слабо пульсирует с периодом Р. Часть энергии уходит на эфф. нагревание вещества на поверхности, сопровождающееся формированием т. н. индуциров. звёздного ветра. Второй эффект, называемый эффектом эллипсоидальности, связан с тем, что форма звезды, заполняющей полость Роша, заметно отличается от сферической. В результате два раза за орбитальный период к наблюдателю обращена б. ч. поверхности и два раза - меньшая. Такая переменность с периодом, вдвое меньшим орбитального периода, 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 звёздных 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 аккреционный диск. Если нормальная звезда теряет вещество посредством звёздного ветра, то возможны формирование ударной волны и близкая к сферически-симметричной аккреция за ней. 

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

Рис. 5. Зависимость профиля импульсов от энергии для двух рентгеновских пульсаров. 

Рис. 6. Спектры ряда рентгеновских пульсаров. Заметна рентгеновская линия железа с hv 6,5- 7 кэВ. 

Свободное падение (при сферически-симметричной аккреции) возможно лишь на 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 ( - плотность 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 счёт комптоновского рассеяния. Благодаря неустойчивости Рэлея- Тейлора 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 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 звезды гравитац. энергия связи на единицу массы . Поток выпадающего на звезду вещества, необходимый для поддержания светимости L_x ~ 10^35-10^39 эрг/с, равен в год. На 1 см^2 поверхности выпадает более тонны вещества в секунду. Скорость свободного падения составляет 0,4 с. 

В Р. п. со светимостью L_x < 10^36 эрг/с падающие протоны и электроны тормозятся в атмосфере (образованной веществом, выпавшим на нейтронную звезду за ничтожные доли секунды до этого) за счёт ядерных 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 рентгеновских пульсаров. 

В Р.п. со светимостью, близкой к 5*10^36 эрг/с, колоссальное энерговыделение в зоне магн. полюсов приводит к тому, что сила давления излучения (см. Давление света)на падающие электроны способна остановить поток аккрецирующего вещества. Вблизи поверхности нейтронной звезды (на высоте 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, обусловленной томсоновским рассеянием излучения, идущего снизу. Одновременно останавливаются связанные с электронами электростатич. силами протоны, несущие осн. кинетич. энергию. Эта энергия расходуется на увеличение энергии фотонов вследствие их многократных рассеяний на высокоскоростных электронах (комптонизации). Часть «жёстких» фотонов уходит к наблюдателю, а часть попадает в плотные слои атмосферы (нейтронной звезды), нагревая её. В этих слоях вследствие тормозного излучения рождаются многочисл. «мягкие» фотоны, к-рые, испытывая томсоновское рассеяние на падающих электронах, тормозят падающее вещество. 

Если светимость Р. п. превышает 10^37 эрг/с, то над поверхностью нейтронной звезды в районе магн. полюсов формируется аккреционная колонка. Радиац. доминиров. ударная волна возникает на большой высоте над поверхностью нейтронной звезды (сотни метров и даже километров). В ней происходит торможение потока. Под ударной волной осуществляется режим оседания. Излучение уходит через боковую поверхность колонки, вещество же в ней медленно оседает, выделяя гравитац. энергию, превращающуюся в тепло и излучение. Силам гравитации противодействует градиент давления излучения, запертого в радиац--доминиров. колонке. Колонка может обеспечить светимость, намного превышающую критическую светимость, т. к. с боков она удерживается магн. полем, а не силами гравитации. Более того, если магн. поле нейтронной звезды превышает 10^13 Гс, то в основании колонки темп-pa плазмы и излучения достигает 10^10 К. При таких темп-pax происходят процессы рождения и аннигиляции электрон-позитронных пар. 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. намного превышают критическую. Эти объекты имеют, по-видимому, и значит. нейтринную светимость. Излучаемые нейтрино прогревают недра нейтронной звезды и, поглощаясь в недрах нормального компонента двойной системы, дают малый вклад в его оптич. светимость. Поток аккрецирующего вещества в таких объектах может достигать (10^-6-10^-5) в год. В этом случае возможна ситуация, когда за 10^6-10^5 лет «работы» Р. п. на нейтронную звезду выпадает ок. 1 вещества, будет превышен предел устойчивости для нейтронных звёзд, произойдёт гравитационный коллапс ,сопровождаемый взрывом сверхновой звезды редко встречающегося типа и образованием чёрной дыры. Это может произойти лишь при дисковой аккреции, когда давление излучения не препятствует аккреции на больших расстояниях от тяготеющего центра. 

Формирование профилей импульсов и спектры излучения рентгеновских пульсаров. Выделение энергии в огранич. зоне вблизи полюсов нейтронной звезды в совокупности с её вращением приводит к феномену пульсара: наблюдатель видит излучающую зону под разными углами и принимает переменный во времени поток рентг. излучения. Период Р равен периоду вращения нейтронной звезды. Наличие сильного магн. поля может приводить к направленности излучения. В зависимости от соотношения между энергией фотонов hv, напряжённостью магн. поля H и температурой плазмы Т_е могут формироваться как «карандашная», так и «ножевая» диаграммы направленности. Важнейший параметр - гирочастота (циклотронная частота) электрона . Степень направленности является функцией отношений. Диаграмма направленности определяет форму профиля импульсов Р. п. Профили импульсов ряда Р. п. приведены на рис. 4. Вид профилей у многих Р. п. изменяется с увеличением энергии фотонов (рис. 5). 

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

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

Важнейшим этапом в изучении Р. п. явилось открытие гиролинии [спектральной линии, 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. Геркулес Х-1 соответствует hv_H = 56 кэВ. Согласно соотношению hv_H = 1,1 (H/10^11 Гс) кэВ, напряжённость магн. поля на поверхности этой нейтронной звезды 5*10^12 Гс. 

Ускорение и замедление вращения нейтронных звёзд. В отличие от радиопульсаров (нек-рые из них, в частности пульсары в Крабе и Парусах, излучают в рентг. диапазоне), излучающих за счёт энергии вращения замагниченной нейтронной звезды и увеличивающих свой период со временем, Р. п., излучающие за счёт аккреции, ускоряют своё вращение. Действительно при дисковой аккреции вещество, выпадающее на магнитосферу, имеет заметный уд. момент кол-ва движения. Вмораживаясь в магн. поле, аккрецирующая плазма движется к поверхности звезды и передаёт ей свой момент кол-ва движения. В результате вращение звезды ускоряется и период следования импульсов уменьшается. Этот эффект характерен для всех Р. п. (рис. 7). Однако иногда наблюдается и замедление вращения. Это возможно в случае, если изменяется темп аккреции либо направление момента кол-ва движения аккрецирующего вещества. Среди механизмов, приводящих к увеличению периода, обсуждается т. н. пропеллерный механизм. Предполагается, что асимметричная атмосфера нейтронной звезды вращается в атмосфере, созданной аккрецирующим со звуковой скоростью газом, при этом генерируются звуковые или ударные волны, возбуждаются конвективные течения, отводящие момент количества движения от магнитосферы к звёздному ветру, обтекающему нейтронную звезду. Р. А. Сюняев. 

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ