УДК 524.354.4-327
ЭВОЛЮЦИЯ УГЛА НАКЛОНА РАДИОПУЛЬСАРОВ -НАБЛЮДАЕМЫЙ ЭФФЕКТ
© 2007 г. Я. Н. Истомин1, Т. В. Шабанова2
1 Физический институт им. П.Н. Лебедева, Москва, Россия 2Астрокосмический центр Физического института им. П.Н. Лебедева, Пущино, Россия Поступила в редакцию 29.12.2005 г.; после доработки 07.07.2006 г.
Показано, что медленные сбои периода вращения пульсара B1822—09 могут быть объяснены перестройкой формы нейтронной звезды, когда эта форма оказывается не согласованной с осью вращения, т.е. когда ось симметрии не совпадает с мгновенной осью вращения. Из-за изменения угла между осью вращения и осью магнитного диполя под действием тормозящего момента образуется угол а между осью вращения и осью симметрии. Возникающие в твердой коре нейтронной звезды механические напряжения приводят к тому, что угол а достигает максимального значения а к 2 х х 10~4, а потом возвращается к нулевому значению. Эта перестройка формы нейтронной звезды наблюдается как медленный сбой частоты вращения пульсара.
PACS: 97.60.Gb, 97.10.Kc
1. ВВЕДЕНИЕ
Известно, что все радиопульсары замедляют свое вращение, их периоды постепенно увеличиваются со скоростью, равной в среднем величине Р к к 10"15 с/с. В результате этого, за время порядка Р/Р к 107 лет происходит увеличение их периода вращения в два раза. Вместе с этим должно наблюдаться также изменение угла между осью вращения нейтронной звезды и осью магнитного диполя — угла наклона %. Эволюция угла наклона происходит за те же характерные времена, что и удвоение периода. За характерное время эволюции периода происходит относительное изменение угла наклона на величину порядка 1. Эволюция угла происходит из-за того, что момент сил, действующий на нейтронную звезду, являющуюся радиопульсаром, составляет угол с осью вращения, так что, кроме торможения вращения, происходит разворот оси вращения. Эволюция угла наклона х, т.е. увеличение или уменьшение этого угла, зависит от механизма замедления вращения. Угол будет стремиться к такому значению, при котором потери энергии станут минимальны. Для магнитодипольных потерь, когда энергия вращения звезды расходуется на излучение магнитодипольных электромагнитных волн, угол наклона стремится к нулевому значению, при котором излучение отсутствует. В случае же токовых потерь, при которых энергия вращения тратится на создание и ускорения плазмы в магнитосфере пульсара, а замедление вращения звезды связано с электрическими токами, протекающими в
ее магнитосфере и замыкающимися на поверхности звезды, угол наклона стремится к 90° — в этом случае электрические токи минимальны.
Ясно, однако, что заметить за время наблюдений к 10—20 лет изменение угла наклона на величину порядка 10_6 рад к0.2" не представляется возможным. Поэтому делаются только косвенные выводы, касающиеся эволюции угла наклона, основанные на статистике наблюдений разных пульсаров, для которых можно достоверно определить углы наклона, наблюдаемые в данный момент времени. Однако, из-за селекции и неопределенности наблюдательных данных, а также незнания функции распределения радиопульсаров по углам наклона в момент их рождения, невозможно сейчас сделать определенный вывод о характере эволюции угла наклона. Было бы, конечно, замечательно заметить изменение угла наклона у индивидуального пульсара, подобно тому, как мы умеем сейчас измерять изменения скорости вращения с удивительной точностью.
В данной работе мы показываем, что такая возможность реализуется для пульсара B1822—09, для которого медленные сбои периода могут быть результатом изменения угла наклона х на величину около 2' за интервал времени порядка 10 лет.
2. НАБЛЮДАЕМЫЕ СВОЙСТВА МЕДЛЕННЫХ СБОЕВ ПЕРИОДА ПУЛЬСАРА В1822—09
Пульсар В1822—09 имеет период Р = 0.769 с (V = 1/Р = 1.3 с-1), производную периода Р = = 52.36 х 10-15 и является относительно молодым пульсаром с характерным возрастом Р/2Р & 2.3 х х 105 лет. Наблюдения пульсара в течение продолжительного времени около 21 года (с использованием данных Пущинской радиоастрономической обсерватории на частоте 102/112 МГц на промежутке времени с 1991 по 2006 гг. и Хартбистхо-укской обсерватории на частоте 1600/2300 МГц на интервале времени с 1985 по 1998 гг.) показали, что регулярное вековое замедление вращения этого пульсара подвержено двум видам известных вариаций, которые наблюдались в моментах прихода импульсов многих других пульсаров — это сбои периода и пульсарный шум. Анализ данных, полученных за последние 10 лет, позволил выявить новый вид вариаций, неизвестный ранее, который можно трактовать как медленные сбои периода [1].
На рис. 1 показана зависимость от времени первой производной частоты вращения пульсара V и уклонений частоты Дv на полном интервале наблюдений с 1985 по 2006 гг. Каждая точка представляет собой результат аппроксимации наблюдательных данных, взятых на коротких отрезках времени по 200 дней, полиномом второй степени, описывающим простую модель торможения вращения пульсара. На рис. 1б уклонения частоты представлены относительно модели, использующей в качестве начальных значений параметры V и V, определенные на интервале с 1991 по 1994 гг. Стрелкой отмечен момент времени (сентябрь 1994 г.), когда наблюдался сбой периода обычного вида и очень малой величины Дv/v = = 8 х 10-10. Хорошо видно, что этот малый сбой периода делит рисунок как бы на две части, для которых зависимости от времени частоты вращения и первой производной существенно различаются.
В данных, собранных на интервале с 1985 по 1994 гг., наблюдается отчетливое линейное уменьшение первой производной. Характер изменения параметров V и V, изображенных в левой части графиков рис. 1а и 1б, указывает на существование второй производной большой величины, измеренное значение которой равно V = 9 х 10-25 с-3. Это значение не связано с вековым замедлением вращения нейтронной звезды, а обусловлено другими причинами. Как отмечалось в более ранних работах [2, 3], этот пульсар имеет значительные отклонения времени прихода импульсов от простой модели замедления и относится к одним из самых нестабильно вращающихся пульсаров.
В данных, полученных на интервале с 1995 по 2006 гг., наблюдаются три отчетливых, следующих один за другим, скачка в V и Дv, которые можно назвать медленными сбоями частоты. Третий сбой независимо наблюдался Зоу и др. [4] на частоте 1540 МГц и тоже был описан авторами как медленный сбой. Характерной чертой медленных сбоев является постепенное увеличение частоты вращения звезды в течение 200—300 дней без последующей релаксации. Процесс ускорения вращения звезды сопровождается уменьшением скорости торможения вращения. Наблюдается быстрое начальное уменьшение первой производной частоты вращения на 1%—2% от ее исходного значения и последующий возврат к исходной величине за тот же самый промежуток времени, исчисляемый сотнями дней. Постепенный рост частоты вращения хорошо описывается экспоненциальной асимптотической функцией, а соответствующий спад в величине первой производной — экспоненциальной функцией. В результате трех медленных сбоев пульсар стал вращаться быстрее, чем он вращался бы, если бы этих событий не было. Увеличение частоты вращения каждый раз происходило на относительную величину Дv/v, равную нескольким единицам на 10-8. Полное относительное увеличение частоты вращения составило Дv/v & 7 х 10-8.
Общепринято считать, что сбои периода являются результатом взаимодействия сверхтекучего внутреннего компонента и твердой коры нейтронной звезды [5—7]. Обычные сбои периода характеризуются резким увеличением в течение нескольких минут или часов скорости вращения пульсара, за которым следует продолжительный период релаксации — период восстановления частоты вращения пульсара. Часто сбои периода сопровождаются увеличением величины первой производной частоты, т.е. сразу после сбоя торможение вращения звезды происходит с большей скоростью, чем обычно. Такое состояние производной непродолжительно и через некоторое время ее значение также стремится вернуться к исходной величине. Сбои периода могут быть связаны с быстрой и нерегулярной передачей углового момента между более быстро вращающимся сверхтекучим внутренним компонентом и твердой корой нейтронной звезды [8]. Пульсарный шум представляет собой непрерывные, случайные вариации частоты вращения пульсара, является общим явлением для всех пульсаров и наиболее интенсивен для молодых пульсаров, обладающих большим значением первой производной [2, 9, 10]. Природа пульсарного шума неизвестна, хотя его происхождение часто связывают с наличием сверхтекучести во внутренних слоях нейтронной звезды.
Три медленных сбоя, которые были обнаружены в скорости вращения пульсара В1822—09, имеют
1985 1990 1995 2000 2005
MJD
Рис. 1. Зависимость от времени первой производной частоты вращения V (а) и уклонений частоты Аи (б) для пульсара В1822—09. Три медленных сбоя, связанные с постепенным увеличением скорости вращения звезды в течение 200—300 дней и соответствующим начальным уменьшением и последующим экспоненциальным возвратом к исходному значению первой производной, отчетливо наблюдаются в промежутке с 1995 по 2004 гг.
совершенно другой вид, и по-видимому, другую природу. Следует отметить, что эти сбои нельзя связать с процессами, происходящими в магнитосфере пульсара, например, с изменениями момента инерции магнитосферы. Для их происхождения необходимо было бы иметь (при сохранении момента вращения) изменение момента инерции J на такую же величину АJ/ J = —Ау/у ж —10-8. Магнитосфера не может обеспечить такое изменение. Ее вклад в суммарный момент инерции составляет значительно меньшую величину. Максимальная оценка момента инерции магнитосферы Jm <
< /(В2/8пс2)г2dr (здесь В есть напряженность магнитного поля в магнитосфере, с — скорость света, г — расстояние от оси вращения; интегрирование проводится по объему магнитосферы от радиуса звезды до размера светового цилиндра с/& основана на том, что плотность энергии частиц внутри магнитосферы меньше, чем плотность энергии магнитного поля — иначе чем ее удерживать? В результате получим, что Jm <
< В
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.