Рентгеновские пульсары (часть 1)



Рентгеновские пульсары (часть 1)Рентгеновские пульсары — это тесные двойные системы, в которых одна из звезд является нейтронной, а другая — яркой звездой-гигантом. Известно около двух десятков этих объектов. Первые два рентгеновских пульсара — в созвездии Геркулеса и в созвездии Центавра — открыты в 1972 г. (за три года до обнаружения барстеров) с помощью американского исследовательского спутника «Ухуру»). Пульсар в Геркулесе посылает импульсы с периодом 1,24 с. Это период вращения нейтронной звезды. В системе имеется еще один период — нейтронная звезда и ее компаньон совершают обращение вокруг их общего центра тяжести с периодом 1,7 дня. Орбитальный период был определен в этом случае благодаря тому (случайному) обстоятельству, что «обычная» звезда при своем орбитальном движении регулярно оказывается па луче зрения, соединяющем нас и нейтронную звезду, и потому она заслоняет на время рентгеновский источник. Это возможно, очевидно, тогда, когда плоскость звездных орбит составляет лишь небольшой угол с лучом зрения. Рентгеновское излучение прекращается приблизительно на 6 часов, потом снова появляется, и так каждые 1,7 дня.

(Между прочим, наблюдение рентгеновских затмений для барстеров до последнего времени не удавалось. И это было странно: если орбиты двойных систем ориентированы в пространстве хаотически, то нужно ожидать, что из более чем трех десятков барстеров по крайней мере несколько имеют плоскости орбитального движения, приблизительно, параллельные лучу зрения (как у пульсара в Геркулесе), чтобы обычная звезда могла периодически закрывать от нас нейтронную звезду. Только в 1982 г., т. е. через 7 лет после открытия барстеров, один пример затменного барстера был, наконец, обнаружен.)

Длительные наблюдения позволили установить еще один — третий — период рентгеновского пульсара в Геркулесе: этот период составляет 35 дней, из которых 11 дней источник светит, а 24 дня нет. Причина этого явления остается пока неизвестной.

Пульсар в созвездии Центавра имеет период пульсаций 4,8 с. Период орбитального движения составляет 2,087 дня — он тоже найден по рентгеновским затмениям. Долгопериодических изменений, подобных 35-дневному периоду пульсара в созвездии Геркулеса, у этого пульсара не находят.

Компаньоном нейтронной звезды в двойной системе этого пульсара является яркая видимая звезда-гигант с массой (10-20) М(•).

В большинстве случаев компаньоном нейтронной звезды в рентгеновских пульсарах является яркая голубая звезда-гигант. Этим они отличаются от барстеров, которые содержат слабые звезды-карлики. Но как и в барстерах, в этих системах возможно перетекание вещества от обычной звезды к нейтронной звезде, и их излучение тоже возникает благодаря нагреву поверхности нейтронной звезды потоком аккрецируемого вещества. Это тот же физический механизм излучения, что и в случае фонового (не вспышечного) излучения барстера.



У некоторых из рентгеновских пульсаров вещество перетекает к нейтронной звезде в виде струи (как в барстерах). В большинстве же случаев звезда-гигант теряет вещество в виде звездного ветра — исходящего от ее поверхности во все стороны потока плазмы, ионизованного газа. (Явление такого рода наблюдается и у Солнца, хотя солнечный ветер и слабее — Солнце не гигант, а карлик.) Часть плазмы звездного ветра попадает в окрестности нейтронной звезды, в зону преобладания ее тяготения, т. е. в полость Роша нейтронной звезды, где и захватывается ее полем тяготения.

Однако при приближении к поверхности нейтронной звезды заряженные частицы плазмы начинают испытывать воздействие еще одного силового поля — магнитного поля нейтронной звезды-пульсара. Магнитное поле способно перестроить аккреционный поток, сделать его не сферически-симметричным, а направленным. Как мы сейчас увидим, из-за этого и возникает эффект пульсаций излучения, эффект маяка.

Есть все основания полагать, что нейтронные звезды рентгеновских пульсаров обладают очень сильным магнитным полем, достигающим значений магнитной индукции 108 — 109 Тл, что в 1012 — 1013 раз больше среднего магнитного поля Солнца. Но такие поля естественно получаются в результате сильного сжатия при превращении обычной звезды в нейтронную. Согласно общим соотношениям электродинамики магнитная индукция B поля, силовые линии которого пронизывают данную массу вещества, усиливается при уменьшении геометрических размеров R этой массы: B ∞ R−2

Это соотношение следует из закона сохранения магнитного потока. Стоит обратить внимание на то, что магнитная индукция нарастает при сжатии тела точно так же, как и его частота вращения Ω.

При уменьшении радиуса звезды от значения, равного, например, радиусу Солнца, R(•) ≈ 109 м, до радиуса нейтронной звезды, R ≈ 104 м, магнитное поле усиливается на 10 порядков. Магнитное поле с индукцией B ≈ 10−4 Тл, сравнимое с полем Солнца, считается более или менее типичным для обычных звезд; у некоторых «магнитных» звезд обнаружены поля в несколько тысяч раз большие, так что вполне можно ожидать, что определенная (и не слишком малая) доля нейтронных звезд действительно должна обладать очень сильным магнитным полем.

К такому заключению пришел советский астрофизик С. Кардашев еще в 1964 г.

Читать продолжение — Рентгеновские пульсары (часть 2)

Связанные записи

Метки: , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,

Оставить комментарий