Астронет: М. Е. Прохоров/ГАИШ Обнаружение циклотронной линии на одиночной нейтронной звезде http://variable-stars.ru/db/msg/1190934

Обнаружение циклотронной линии на одиночной нейтронной звезде
15.06.2003 19:25 | М. Е. Прохоров/ГАИШ, Москва

Что дает обнаружение циклотронной линии от нейтронной звезды? Это единственный доступный нам прямой метод измерения магнитных полей на поверхности этих объектов.

Циклотронная частота - частота с которой заряженная частица обращается в магнитном поле - зависит только от массы частицы и напряженности поля (для нерелятивистских частиц). Она больше для более сильных полей и меньше для более тяжелых частиц. Единственными заряженными частицами, которые в достаточном количестве встречаются вблизи поверхности нейтронной звезды, являются электроны и протоны (у радиопульсаров могут также присутствовать позитроны, которые имеют такую же циклотронную частоту, как и электроны). Для сверхсильных магнитных полей, типичных для нейтронных звезд, B=10¹² Гс, циклотронная частота электронов попадает в рентгеновский диапазон на энергии в несколько десятков кэВ. На эти же энергии попадает протонная частота для полей с магнитарными напряженностями ~10¹⁴-10¹⁵ Гс.

До сих пор ни у одной из нейтронных звезд, у которых зарегистрировано тепловое излучение поверхности, циклотронные линии не были обнаружены. Открытие было совершено при наблюдении одиночной нейтронной звезды 1E 1207.4-5209. В спектре этого объекта была зафиксирована серия циклотронных линий с энергиями 0.7, 1.4 и 2.1 кэВ. С меньшей достоверностью видна четвертая гармоника с энергией 2.8 кэВ. Наблюдаемые линии показаны на Рис. 1. Если первая из этих линий соответствует основной циклотронной частоте электронов, то магнитное поле нейтронной звезды равно B=8^.10¹⁰ Гс (если же наблюдается протонная циклотронная частота, то напряженность поля должна быть равной ~1.6^.10¹⁴ Гс).

Циклотронные особенности, наблюдаемы в спектре, реальны, их ширины превышают спектральное разрешение спектрометра рентгеновской обсерватории XMM, на котором велись наблюдения. Значения ширин линий хорошо согласуются с наблюдаемой температурой континуума. Эти линии не удается объяснить какими-нибудь особенностями поглощения в атмосфере нейтронной звезды. Кроме того наблюдаемый профиль циклотронных линий изменяется синхронно с периодом пульсара. Кривая блеска и выделенные на ней интервалы показаны на Рис. 2, а соответсвующие изменения циклотронных линий - на Рис. 3. Это еще раз подтверждает циклотронную природу линий.

Однако с обнаружением циклотронных линий возникли новые вопросы.

У данного объекта измерены период P=0.424 с (на самом деле он измерен гораздо точнее P=0.424130760.00000002 с) и его производная dP/dt=(1.40.3) 10^-14 с/с. Это позволяет независимо оценить магнитное поле нейтронной, предполагая магнитодипольный закон торможения. Оно оказалось вполне типичным: B=2-3^.10¹² Гс. Это значение не совпадает с циклотронной оценкой ни для электронов, ни для протонов, в обоих случаях различие очень велико. Эту разницу можно объяснить, предположив, что циклотронная линия образуется не на поверхности нейтронной звезды а на высоте равной 2-3 ее радиусам (примерно 20-30 км), где магнитное поле будет иметь наблюдаемую по линиям напряженность. В этом случае, однако, возникают проблемы с механизмом формирования линий.

Из тех же наблюдаемых значений периода и его производной можно найти оценку возраста пульсара. Она получается равной t~5^.10⁵ лет, что не согласуется с возрастом молодого остатка сверхновой (не более 10⁴ лет) на который проецируется данная нейтронная звезда.

(Заметка написана по материалам статьи Биньями и др. (G.F.Bignami et al.) Nature 423, 725 / astro-ph/0306189.)