Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Rudnickij/6.htm
Дата изменения: Fri May 11 04:51:52 2007 Дата индексирования: Mon Oct 1 19:59:05 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: звездных скоплений |
6.1. Молекулярные оболочки звезд поздних спектральных классов
6.3. Радиоизлучение сверхновых и их остатков
Многие звезды-гиганты
поздних спектральных классов с околозвездными оболочками излучают в
спектральных линиях молекул, как тепловым механизмом (линии CO, SiO, CN и
др.), так и мазерным (линии OH,
H2O, SiO, HCN). Эти звезды находятся на поздней стадии эволюции. К этой
стадии звезда главной последовательности (например, типа Солнца), вследствие
развития мощной конвективной зоны, увеличивает свой радиус с 1011 см
до ~3ћ1013 см и превращается в красный гигант. Многие звезды
становятся пульсационно неустойчивыми. В оптическом диапазоне это проявляется в
виде долгопериодической переменности. Звезды классифицируются как переменные
типа Миры Кита или полуправильные типов SRb, SRc,
с периодами или характерными временами вариаций блеска от 100 до ~600 суток. Амплитуды
переменности особенно велики у мирид и достигают в полосе V 11 звездных величин (звезда c Cyg).
Пульсации звезд создают ударные волны, которые ускоряют атмосферный газ наружу
и увеличивают протяженность атмосферы. На больших расстояниях от звезды
происходит конденсация пылевых частиц. Частицы подхватываются световым
давлением и также ускоряются наружу, увлекая газ. Указанные эффекты приводят к
потере вещества звездой со скоростью ~10-6-10-5
в год. Таким образом,
звезда с M ~ 1
может за несколько сот тысяч лет растерять большую часть
вещества. Потерянное вещество образует околозвездную газопылевую оболочку
радиусом до 1016 см, расширяющуюся со скоростью 3-30 км/с. Условия в
оболочке благоприятны для образования пыли и молекул. Пыль переизлучает видимый
свет звезды в ИК-диапазоне, создавая избыток ИК-излучения; красные гиганты -
яркие ИК-источники. В то же время в оптическом диапазоне околозвездная оболочка
проявляет себя слабо: лишь у некоторых ярких поздних сверхгигантов (a Ori,
a Sco)
оболочка прослеживается по рассеянному околозвездному излучению в резонансной
линии калия. Основные возможности исследования оболочек дают радио- и
ИК-астрономия.
Звезда, теряя внешние слои, за относительно короткое время (<106 лет) становится белым карликом. Белый карлик ионизует своим УФ-излучением околозвездную оболочку, которая превращается в планетарную туманность. Так протекает эта очень короткая, но важная стадия эволюции после главной последовательности для звезд типа Солнца или несколько более массивных.
Температуры фотосфер звезд 2000-3000 K, в их атмосферах водород не ионизован, много молекул, полосы которых наблюдаются в оптических спектрах. В зависимости от химсостава, красные гиганты принадлежат к спектральным классам M, S или C. Большинство относится к классу M. Это звезды, богатые кислородом, отношение чисел атомов C/O < 1. Кислород связывает практически все наличные атомы углерода в молекулы CO, а оставшиеся атомы O образуют кислородосодержащие молекулы: OH, H2O, SiO и другие, в оптических спектрах наиболее заметны полосы TiO. Около 10% красных гигантов богаты углеродом, у них C/O > 1 - углеродные звезды класса C. У них в CO связан весь кислород, а оставшийся углерод образует такие молекулы, как C2, CN, HCN и др. Наконец, звезды с C/O ~ 1 - промежуточные, их относят к классу S. В оптических спектрах наиболее заметны линии ZrO. S-звезды малочисленны.
Гидроксил. Наблюдается мазерное излучение главным образом в
сателлитной линии 1612 МГц. Излучение 1665 и 1667 МГц более слабое (хотя
встречаются звезды с более интенсивным излучением и в главных линиях). Типичный
профиль линии 1612 МГц ИК-звезды IRC+10011 показан на рис. 6.1. Профиль отражает расширение оболочки, скорость
расширения равна полуразности скоростей двух максимумов, скорость звезды V* - в центре профиля. Два пика (по аналогии с
оптикой - "синий" и "красный") образуются на ближней и
дальней сторонах оболочки. На промежуточных скоростях (близких к лучевой
скорости звезды V*) эмиссия более слабая:
здесь велик градиент лучевой скорости вдоль луча зрения, и коэффициент
мазерного усиления меньше. Эта модель подтверждается данными интерферометрии. На
рис. 6.2 представлены карты излучения в линии 1612 МГц OH для M-сверхгиганта (полуправильной
переменной звезды) VY
Большого Пса. Для крайних скоростей профиля источники эмиссии - небольшие
пятна, совпадающие с направлением на звезду, а вблизи V* видна лимбовая часть оболочки.
Излучение звездных мазеров OH переменно,
переменность линий OH, как правило, коррелирует с кривой блеска центральной
звезды. "Синий" пик (на VR < V*) меняется практически синхронно с ИК-излучением
(что указывает на ИК-накачку мазера), а вариации "красного" (VR > V*), дальнего
от наблюдателя пика отстают по фазе на величину Dt = 2d/c, где d - размер
оболочки вдоль луча зрения, c
-скорость света. Таким методом получены размеры оболочек OH вокруг нескольких десятков звезд, для
них d ~ (1-40)ћ1016 см. В сочетании с РСДБ-данными о
структуре оболочки в картинной плоскости и об ее угловом размере q, можно (в
предположении о сферической симметрии оболочки) оценить расстояние до звезды D = d/q.
При сплошных обзорах неба в линии OH 1612 МГц найдено большое число источников с профилем вида рис. 6.1, не имевших отождествлений с оптическими объектами. В дальнейшем оказалось, что это также поздние звезды с очень толстыми оболочками, практически непрозрачными в видимой области, но яркими в ИК-диапазоне. Эти звезды были названы "OH/ИК-звезды". Они также переменны, но их периоды длиннее, чем у классических мирид, до 3000 суток. Они продолжают популяцию мирид в область больших звездных масс. Звезда IRC+10011 (WX Psc, рис. 6.1) -пример объекта этого типа.
Вода (H2O). Вслед за обнаружением мазеров во вращательной линии H2O 616-523 на волне 1.35 см (n = 22235.08 МГц, рис. 5.18) в областях звездообразования, в 1969 г. были открыты мазеры H2O в оболочках звезд поздних классов. Излучение H2O в поздних звездах также испытывает сильную переменность, коррелирующую с кривой блеска звезды. Мазеры H2O расположены ближе к поверхности звезд, так как требуют для накачки более высокой плотности и температуры: накачка производится столкновениями в среде с T ~ 1000 K и n ~ 109 см-3.
Окись
кремния (SiO). Наблюдаются во внутренних областях околозвездных оболочек во
вращательных переходах J=1-0, (l = = 7 мм), 2-1 (3.5 мм) и т.д.
Отличительная особенность мазера SiO состоит в том, что наблюдаются переходы в
возбужденных колебательных состояниях v = 1, 2, 3 (рис. 6.3).
Соответствующие переходы в состоянии v = 0 - немазерные.
Мазеры SiO наблюдаются только в околозвездных оболочках красных гигантов классов M и S. Единственное исключение - мазер SiO в Туманности Ориона. Мазеры SiO располагаются в непосредственной близости от фотосфер звезд, так как требуют для своего возбуждения еще большей энергии, чем мазеры H2O (возбуждение колебательного состояния v = 3 соответствует температуре 5250 K), поэтому модели накачки мазеров SiO включают в себя воздействие ударных волн от звезды.
Цианистый водород. Цианистый водород наблюдается как по тепловым линиям излучения, так и в мазерной линии J=1-0 (l = = 3.4 мм) возбужденного колебательного состояния (0 20 0) в нескольких углеродных звездах. Как и мазеры SiO, мазеры HCN требуют высокого возбуждения при участии ударных волн вблизи фотосфер звезд.
Тепловое излучение околозвездных оболочек в молекулярных радиолиниях. Большинство известных источников, связанных с поздними звездами, излучают в линиях CO J = 1-0, 2-1 и др. У кислородных звезд спектральных классов M найдено тепловое (немазерное) излучение во вращательных линиях основного колебательного состояния v = 0 молекулы SiO. Наблюдаются и другие линии: в частности, у углеродных звезд HCN, CN и молекулы ряда цианополиинов HC2n+1N. Для теплового излучения молекул (особенно когда одновременно удается наблюдать несколько вращательных переходов одной и той же молекулы) можно с большей определенностью найти физические условия в околозвездной оболочке, чем в случае мазера. С помощью тепловых молекулярных линий можно достаточно надежно измерить такие параметры, как скорость расширения оболочки (по общей ширине профиля линии) и скорость потери массы звездой.
В непрерывном радиоспектре большинство "нормальных" звезд являются слабыми радиоисточниками. Полный список известных радиозвезд приводится в каталоге Wendker H.J.:
ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/pub/cats/II/199A/
Наблюдались следующие виды звездного радиоизлучения в континууме (см. спектры на рис. 6.4):
1) тепловое излучение нормальных звездных фотосфер, спектр подчиняется закону Рэлея-Джинса: Sn ч n+2;
2) тепловое тормозное (свободно-свободное) излучение околозвездной среды и звездных выбросов в форме звездного ветра, оболочки и джеты, Sn ч n+1;
3) нетепловое синхротронное и гиросинхротронное излучение вспыхивающих звезд, активных двойных систем, звезд до главной последовательности (PMS) и рентгеновских двойных, Sn ч n-1;
4) пульсары (см. 6.4), Sn ч n-2.
Радиоизлучение
звездных фотосфер. Излучение соответствует оптически толстому тепловому
источнику и имеет спектр Sn ч
n2.
В принципе возможно наблюдение излучения фотосфер звезд любых спектральных
классов. Реально наблюдались фотосферы у некоторых красных гигантов и
сверхгигантов (o Cet,
R Cas, W Hya, a Ori, a Tau, a Sco).
Звезды с ионизованными околозвездными оболочками. Сюда относятся
звезды ранних спектральных классов (Вольфа-Райе - WR и спектральных классов OB),
симбиотические звезды, звезды до главной последовательности (PMS), новые,
планетарные туманности. Звезды теряют вещество со скоростью , причем плотность ионизованного газа при постоянной величине
падает с расстоянием
как n(r) ч r-2.
В этом случае разные слои околозвездной ионизованной оболочки становятся
оптически толстыми на разных частотах, и низкочастотный спектр уплощается по
сравнению с рэлей-джинсовским (Sn ч
n0.6-1.5).
Красные карлики. К этому классу относятся вспыхивающие звезды типа UV Cet (примеры: сама звезда UV Cet, а также AD Leo, YZ CMi). Известно более 700 звезд типа UV Cet. Все они очень слабы (абсолютные величины MV от 8m до 16m), поэтому большинство обнаруженных звезд типа UV Cet расположено в пределах 10 пк от Солнца. Большая часть звезд принадлежит к спектральным классам dMe. В оптическом диапазоне наблюдаются вспышки от нескольких секунд до нескольких минут, наиболее интенсивные в полосах U и B. Полная энергия вспышки в этих полосах может достигать 1034 эрг.
К классу "радиозвезд" принадлежат также звезды до главной последовательности (Pre-Main Sequence - в первую очередь звезды типа T Tau), новые звезды и рентгеновские двойные системы.
Вспышка сверхновой звезды - одно из самых мощных явлений в астрофизике, когда в результате взрыва звезды ее светимость на короткое время сравнивается со светимостью целой галактики. Подавляющее большинство сверхновых (SN) можно классифицировать в один из двух типов: SNI и SNII (таблица 7). Главный признак, по которому ведется классификация, - наличие в оптическом спектре эмиссий водорода (тип SNI) или их отсутствие (тип SNII). Имеются различия в кривых блеска. Физически SNI и SNII - также разные типы объектов.
Таблица 7
Средние параметры Сверхновых
Параметр |
I
тип |
II
тип |
Амплитуда
визуального блеска DmV |
>23m |
>23m |
Абсолютная
величина в максимуме блеска Mmax |
-16m:-19m |
-16:-18m |
Энергия
вспышки |
1050
эрг |
1050-1051
эрг |
Масса звезды-предшественника |
~1.5 |
~10 |
Сброшенная
масса |
~0.5 |
~1 |
Скорость
выброса |
15000-20000
км/с |
~6000
км/с |
Локализация |
Вспыхивают
в галактиках всех типов |
Вспыхивают
только в спиральных галактиках (Sb, Sc) |
Примеры
остатков |
Тихо
(1572), Кеплера (1604), Краб, 1006 г. н.э. |
Cas
A(?) |
Всего известно около 100 нетепловых галактических радиоисточников, отождествляемых с остатками вспышек сверхновых (SNI и SNII). Все они излучают синхротронным механизмом и имеют степенные спектры в широком диапазоне частот.
Cassiopeia
A. На высоких частотах спектр представляется степенной функцией S ч n-a,
a ~ 0.8. (n < 15 МГц) имеет место завал спектра. Угловой размер ~6¢.
Структура остатка оболочечная. Есть конденсации размером ~7².
Скорость расширения всей системы конденсаций 6000-7000 км/с. В пределах одной
конденсации дисперсия скоростей ~200 км/с. Время жизни отдельных конденсаций
~10 лет. В оптических спектрах конденсаций наблюдаются запрещенные линии [OI] и
[OIII]. Расстояние определено по лучевой скорости объекта и по собственному движению
конденсаций: D = 3.4 кпк. Диаметр
остатка 4 пк. Высота над плоскостью Галактики z ~ 100 пк. Сверхновая, породившая остаток Cas A, вспыхнула в 1658 + 3 г.
н. э., однако по каким-то причинам вспышка не была замечена.
Остатки Сверхновых Тихо и Кеплера. Представляют собой остатки исторических
сверхновых, возраст которых хорошо известен. Они довольно слабы в оптическом
диапазоне. Радиоспектры хорошо представляются степенной зависимостью со спектральным
индексом a
= 0.67 (Тихо) и 0.62 (Кеплер). Оба остатка имеют ясно выраженную оболочечную
структуру. Расстояния до этих остатков ~3000 пк (Тихо) и ~3300 пк (Кеплер).
Кроме того, наблюдается ряд еще более старых остатков с возрастом в десятки тысяч лет (Петля в Лебеде и др.).
У излучения ОСН наблюдается линейная
поляризация. На более низких частотах плоскость поляризации повернута на
некоторый угол (~25њ).
Небольшая величина поворота свидетельствует о том, что вращение происходит в
межзвездной среде (фарадеевское вращение из-за различиях в показателях
преломления среды для обыкновенной и необыкновенной волн):
y = 2.54×104 L sina HNen-2 радиан, (6.1)
L - длина пути в среде (см), a - угол между направлением распространения волны и магнитным полем, H - напряженность магнитного поля (Гс), Ne - электронная плотность (см-3), n - частота (Гц).
Механизм радиоизлучения остатков Сверхновых. Механизм излучения ОСН
- синхротронный. Средний спектральный индекс a
= 0.8, это соответствует показателю энергетического спектра g = 2.6. Средняя напряженность поля H ~ 3×10-4 Гс,
плотность энергии магнитного поля эрг/см3.
Обычно принимается гипотеза равнораспределения, то есть равенства плотностей
энергий релятивистских частиц и магнитного поля (за неимением ничего лучшего).
Нижняя граница E ~ 107 эВ,
до 30 МэВ. Полная энергия релятивистских частиц ~2×1048 эрг.
При этом неизвестно, какую роль играют протоны (то есть какую долю энергию они
могут нести). Так, в окрестностях Солнца электроны составляют ~1% от всех
космических лучей; протонов может быть в k
раз больше (а плотность энергии Ep ч k3/7). Если то же соотношение имеет место в ОСН, то Ep
сразу возрастет почти в 7 раз, с ~5×1048 до 3×1049 эрг.
Локальное усиление поля может приводить к появлению ярких конденсаций. Поле
внутри оболочки может быть сильно запутанным вследствие турбулентных движений
ионизованного газа. При этом должно сохраняться равенство
, (6.2)
v ~ 108 см/с, H ~ 10-3 Гс. При таком запутывании легко возникают локальные усиления магнитного поля и, следовательно, радиоконденсации.
Спектр поглощения в линии 21 см для Cas A согласуется с расстоянием 3400 пк.
Найдено радиоизлучение от ОСН 185 г. н. э., 1006, 1572 и 1604 г. Два последних - также источники оболочечного типа с нетепловым спектром, a = 0.67 и 0.62 соответственно. К ОСН, вероятно, принадлежит и радиоисточник Sgr A West.
Есть
радиоизлучающие остатки и гораздо более старых Сверхновых. Типичные примеры - Петля
в Лебеде (a = 0.4) и IC 443.
Эволюция остатков Сверхновых. Плотность потока от синхротронного источника
. (6.3)
Принимается статистический механизм ускорения Ферми - взаимодействие газа частиц и газа тяжелых облаков, в данном случае имеет место адиабатическое охлаждение:
, (6.4)
a ~ 1, l - область однородности поля, v - скорость расширения туманности, u - характерная скорость турбулентности, R - радиус туманности.
, (6.5)
что эквивалентно адиабатическому охлаждению при расширении,
, (6.6)
g = const, то есть считаем, что энергетический спектр со временем не меняется.
Закон сохранения
,
(6.7)
где .
Напряженность магнитного
поля . Отсюда Eмагн
и Eрел ч R-4.
Далее, H^ ч R-2 (так же, как и H). Это можно показать следующим образом:
(из сохранения адиабатического инварианта). Для релятивистских частиц p ч E, H ч R-2, E ч R-1 R p2 ч H, sinq = const, R H = Hsinq ч R-2.
Плотность потока
. (6.8)
Пока
туманность еще не затормозилась, R ч t R Sn ч t-2g, Tb
ч
ч
R-b-2. Для Cas A Tb = 4×107 K, a
= 0.8, b = 5.2. Отсюда можно получить для
относительного уменьшения плотности потока за 1 год , что подтверждается многолетними наблюдениями (с конца
1940-х гг.).
Крабовидная туманность (объект M1 в каталоге Мессье, радиоисточник Tau A). Расстояние 2 кпк. Интегральная фотографическая величина mpg = 9m. Туманность имеет вид вытянутого эллипсоида вращения, угловые размеры 3¢´2¢. Такую форму можно объяснить тем, что взрыв был асимметричным. Туманность расширяется со скоростью ~1000 км/с, причем с ускорением. Две основных составляющих туманности - волокна (излучающие оптические эмиссионные линии) и аморфная масса (излучающая синхротронным механизмом в очень широком диапазоне частот, от радиоволн до рентгена). По-видимому, реальной массой обладают только газовые волокна, сама аморфная масса практически невесома и представляет собой лишь излучающие частицы.
Поток радиоизлучения от туманности на
метровых и дециметровых волнах составляет тысячи Янских. Спектр в
радиодиапазоне (рис. 6.6) хорошо представляется зависимостью Sn
ч
n-0.28 (g = 1.6). Оптический непрерывный спектр -
продолжение синхротронного радиоспектра, но с другим спектральным индексом, a = 1, что соответствует более крутому
энергетическому спектру электронов g =
3. Имеется излучение в рентгеновском диапазоне, причем излучает сама туманность
(то есть аморфная масса); это было впервые выяснено методом лунных покрытий.
Спектр в диапазоне 1 кэВ - 1 МэВ также хорошо представляется степенной
зависимостью с a = 1. Средняя энергия
частиц, излучающих в оптическом и рентгеновском диапазонах E ~ 1011-1012 эВ.
Плотность энергии
релятивистских электронов Eрел
@
1.6×10-9
эрг/см3. Магнитное поле H
~ 7×10-4
Гс, плотность энергии магнитного поля эрг/см3, то
есть в 20 раз выше, чем Eрел.
Имеется сильная поляризация излучения в оптике (в отдельных точках туманности степень линейной поляризации достигает 50-60%) и в коротковолновой части радиодиапазона. На более длинных волнах поляризация замывается из-за деполяризующего действия эффекта Фарадея.
В туманности имеется компактный радиоисточник малых угловых размеров, на метровых волнах он дает от 30 до 50% всего потока, но на коротких дециметровых и на сантиметровых волнах его доля резко падает (так как его спектр более крутой, чем у туманности в целом, a =1.2). Впоследствии компактный источник оказался пульсаром PSR 0531+21. Это один из самых молодых и короткопериодических пульсаров (P = 33 мс).
Крабовидная туманность имеет гораздо более плоский спектр релятивистских частиц, чем многие другие источники синхротронного излучения. В спектре присутствуют частицы с энергиями E > 1012 эВ. К тому же активен звездный остаток (пульсар) в центре туманности, осуществляющий непрерывную подкачку частиц.
Вопрос о вековом уменьшении
радиопотока Крабовидной туманности до конца не решен. Аналогично ОСН Cas A, для Краба получаем в год; реально
наблюдается 0.3%. Расхождение можно объяснить тем, что не выполняется условие
адиабатичности, к тому же идет непрерывная подкачка релятивистских частиц.
Жесткое излучение аморфной массы (ультрафиолетовое и рентгеновское, на частотах n ~ 1012 Гц и выше) вполне обеспечивает высокую степень фотоионизации в волокнах.
Полный спектр туманности испытывает излом, так как излучающие электроны, в конечном счете, теряют энергию, несмотря на дополнительную инжекцию электронов пульсаром. При E > > 1013 эВ спектр инжектируемых частиц становится несколько более крутым.
Одновременно с ускорением электронов, могут ускоряться и протоны, которые почти не излучают синхротронным механизмом. Однако протоны могут оказывать важное динамическое воздействие: их давлением можно объяснить расширение системы волокон Крабовидной туманности.
Крабовидная туманность - очень молодой остаток. Он излучает на всех частотах ~1038 эрг/с, то есть столько же, сколько излучают синхротронным механизмом все остальные объекты в Галактике (включая весь галактический диск). Особенность Краба состоит в том, что сравнительно мала была первоначальная скорость оболочки, около 1500 км/с (у других ОСН - (1-2)×104 км/с). К тому же, Сверхновая 1054 г. вспыхнула почти в пустоте. Поэтому расширение Краба практически не затормозилось, и мы наблюдаем туманность почти в первозданном виде.
В Галактике есть еще два объекта, напоминающие Краб: 3C58 (ОСН 1181 г.) и G21.5-0.9. Но они расположены гораздо дальше, и сведений о них меньше.
Пульсары - источники пульсирующего радиоизлучения. Это быстро вращающиеся нейтронные звезды, звездные остатки вспышек Сверхновых. Первые пульсары были открыты в 1967 г. К настоящему времени известно свыше тысячи пульсаров.
Пульсарное радиоизлучение
поступает в виде правильно повторяющихся импульсов. Периоды повторения
импульсов от ~1.5 мс до ~10 с. Стабильность повторения импульсов до 10-9,
но при этом у большинства пульсаров периоды со временем растут. Итак,
два основных параметра любого пульсара - период следования импульсов P и производная периода
. Время от времени у пульсаров наблюдаются сбои периода
(glitches), когда период скачком уменьшается, а затем продолжает возрастать, но
уже с несколько иной скоростью (рис. 6.8). Скважность излучения от 10 до 100.
Бывают интеримпульсы (то есть вторичные импульсы в промежутках между главными).
Отдельные импульсы также могут обладать сложной внутренней структурой, которая
может меняться от одного импульса к другому. Светимости радиопульсаров
достигают 1038 эрг/с.
Спектры пульсаров в диапазоне метровых волн (~ 100 - 400 МГц) линейные (S ч n-a), довольно крутые (в среднем a ~ ~ 3 + 1), на частотах n > 1000 МГц наступает завал. Наблюдается сильная линейная поляризация излучения. В течение одного импульса происходит поворот плоскости поляризации. От импульса к импульсу свойства поляризации существенно меняются.
Пульсары интересны сами по себе. Но,
благодаря уникальному характеру радиоизлучения в виде коротких импульсов
широком диапазоне частот, они дают также возможность диагностики межзвездной
среды на пути распространения сигнала к наблюдателю. Вследствие дисперсии
радиоизлучения в слабоионизованной межзвездной среде запаздывание импульсов
пульсара (по сравнению со временем L/c, L
- расстояние до пульсара):
t =1.345×10-3 n-2 ne L [с],
где n [Гц], ne [см-3], L [см], или
t = 4.15 (DM) n-2 [с],
где n [МГц], DM [пк/см3].
Величина DM называется мерой дисперсии пульсара, она характеризует среднюю столбцовую плотность ионизованной среды в направлении пульсара и может использоваться для грубой оценки расстояния.
Излучение большинства пульсаров имеет линейную поляризацию. При прохождении ионизованной среды с магнитным полем плоскость поляризации испытывает фарадеевское вращение (из-за различия коэффициентов преломления для обыкновенной и необыкновенной волн, см. главу 2). Угол поворота плоскости поляризации
[рад] = (RM)l2
[рад], (6.9)
ne [см-3]; H║ [мкГс] - продольная составляющая межзвездного магнитного поля (параллельная лучу зрения); l [пк]; l [м]; RM [рад/м2] - мера вращения в межзвездной среде в направлении пульсара.
Наряду с периодом P и его производной , мера дисперсии DM и мера вращения RM - основные параметры пульсаров, определяемые непосредственно
из наблюдений.
Простейший способ оценки
возраста пульсаров использует свойство возрастания их периодов. Экстраполируем
величину периода пульсара назад по времени к тому моменту, когда P = 0 (то есть считаем, что в момент
рождения пульсар имел нулевой период). Тогда, очевидно, приближенный возраст
пульсара t можно оценить как . Прокалибровать шкалу t
можно по объектам, возраст которых известен из других данных. Пример такого
объекта - пульсар в Крабовидной туманности, для которого точно известен момент
рождения (вспышки Сверхновой) - 1054 год н.э. Оценка
дает ~2000 лет. Поэтому обычно формулу для оценки возраста
используют в виде
, (6.10)
где ½ - "нормировочный множитель".
Оцененные по формуле (6.10) возрасты лежат в пределах 106-107 лет. Пульсар в Крабе - один из самых короткопериодических (P = 33 мс) и самых молодых (t ~ 950 лет). Относительно молод также пульсар Vela (P = 89 мс, t ~ 104 лет).
Некоторые число пульсаров входит в двойные системы. Двойственность пульсара определяется по периодическим изменениям периода P пульсара. Один из пульсаров, входящих в двойную систему - PSR 1913+16. Период следования импульсов P = 59 мс, орбитальный период системы Porb = 7h45m. Очень велик эксцентриситет орбиты: e = 0.61. Имеется смещение периастра со скоростью 3.6њ в год и вековое уменьшение орбитального периода, что может свидетельствовать об излучении гравитационных волн. Таким образом, пульсары, входящие в двойные системы, предоставляют возможность проверки Общей теории относительности.
Имеется группа
короткопериодических ("миллисекундных") пульсаров. Их периоды
заключены в пределах от 1.5 до ~10 мс. Всего известно около пятидесяти
миллисекундных пульсаров. По своим свойствам и эволюционному положению они
сильно отличаются от "классических" пульсаров с более длинными
периодами. У них производная периода < 10-19,
иногда даже отрицательна, магнитное поле ~108 Гс, а возраст
достигает 109 лет. Практически обо всех миллисекундных пульсарах
известно, что они входят в тесные двойные системы; в том числе - имеются
пульсары в старых шаровых скоплениях. Двойственность дает ключ к пониманию их
природы: это нейтронные звезды, испытавшие повторную "раскрутку"
вследствие аккреции вещества с вторичного компонента, который уже достиг стадии
красного гиганта и заполнил полость Роша.
У пульсара PSR B1257+12 по колебаниям периода обнаружены маломассивные спутники (0.2, 4.3 и 3.6 массы Земли), которые могут быть планетами, обращающимися вокруг пульсара.
Модели пульсаров. Общепринятой является модель быстро вращающейся
нейтронной звезды с сильным магнитным полем (~1012 Гс). Поле имеет
приблизительно дипольную структуру, магнитная ось, вообще говоря, не совпадает
с осью вращения (рис. 6.10). Такой вращающийся диполь будет излучать волны на частоте вращения. Потеря вращательной энергии
E вследствие магнитодипольного
излучения
(6.11)
Здесь - энергия вращения, I - момент инерции нейтронной звезды, W - угловая скорость вращения,
- период пульсара , m
- компонент магнитного момента, перпендикулярный к оси вращения. Отсюда
получим:
(6.12)
Масса и размер нейтронной звезды достаточно хорошо известны, а, следовательно, и момент инерции I. Отсюда можно найти магнитный момент и напряженность поля на поверхности нейтронной звезды (~1012 Гс).
Следствие быстрого вращения магнитного поля - генерация сильного электрического поля в результате динамо-эффекта. Электрическое поле ускоряет заряженные частицы до очень высоких энергий.
Совместное вращение плазмы и магнитного поля возможно только внутри светового цилиндра (r = c/W).
Ускоряемые частицы летят вдоль силовых линий. Излучение идет преимущественно в направлении движения. На Земле излучение принимается тогда, когда конус, в котором излучают частицы, направлен на Землю.
Предложены два типа моделей пульсаров:
1) излучение возникает вблизи поверхности светового цилиндра;
2) излучение возникает вблизи поверхности нейтронной звезды.
В моделях первого типа направленность излучения - следствие релятивистской тангенциальной скорости вращающейся плазмы вблизи поверхности светового цилиндра; частицы излучают при помощи синхротронного механизма.
В моделях второго типа имеет место излучение частиц, летящих вдоль силовых линий магнитного поля, в направлении вектора мгновенной скорости.
Сбои периода пульсаров (glitches) вызваны
звездотрясениями, разломами в структуре нейтронной звезды. Разломы приводят к
уменьшению момента инерции, а, следовательно, и периода. При этом достаточно
очень малого изменения размера нейтронной звезды. Момент инерции сплошного шара
массой M равен ; из формул вращательного движения имеем
(6.13)
При
сбое периода пульсара в Крабе в сентябре 1969 г. было . При R = 10 км
требуемое изменение радиуса DR всего лишь 5 мкм. При звездотрясении,
вероятно, происходит растрескивание коры нейтронной звезды, меняется момент
инерции, однако нейтронную жидкость внутри звезды это очень мало затрагивает.
Массы нейтронных звезд M от 0.15 до 1.7. При массе >1.7
образуется черная дыра. При M < 1
звезда может быть и белым карликом, но при вспышке
Сверхновой происходит существенная перестройка всей структуры звезды, и гораздо
вероятнее образование именно нейтронной звезды (или черной дыры).
Структура нейтронной звезды (при радиусе R = 10 км): ядро радиусом 1 км - твердое, содержит только наиболее массивную нейтронную компоненту; далее до радиуса 9 км - "нейтронная жидкость", состоящая из смеси нейтронов, протонов и электронов; и внешняя кора толщиной 1 км, состоящая из тяжелых ядер.
При быстром вращении замагниченной нейтронной звезды возникает сильное электрическое поле:
(6.14)
Здесь r0 - радиус светового цилиндра. Для пульсара в Крабе W = = 200 с-1, B = 1012 Гс, отсюда напряженность электрического поля ~1018 В/см, а разность потенциалов между полюсом и экватором ~1018 В. Следовательно, энергия ускоряемых частиц может достигать ~1018 эВ (если только поле не изменено экранирующим объемным электрическим зарядом). Таким образом, пульсары - важные источники космических лучей в Галактике. Однако трудность данной модели в том, что частицы, которые теряет звезда, приводят к появлению на ее поверхности заряда, который запирает дальнейшее вырывание частиц. Выход состоит в генерации электрон-позитронных пар в сильном магнитном поле g-квантами синхротронного происхождения от первичных частиц.