АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 4, с. 275-286
УДК 524.354.4-735
НОВЫЙ ВЗГЛЯД НА АНОМАЛЬНЫЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ ПУЛЬСАРЫ
(© 2014 г. Г. С. Бисноватый-Коган1,2*, Н. Р. Ихсанов3,4
1 Институт космических исследований Российской академии наук, Москва, Россия
2Национальный исследовательский ядерный университет "МИФИ", Москва, Россия
3Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Российской академии наук, Санкт-Петербург, Россия
4Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия Поступила в редакцию 25.09.2013 г.; принята в печать 30.10.2013 г.
Анализируется возможность объяснения феномена аномальных рентгеновских пульсаров и источников повторяющихся мягких гамма-всплесков в рамках сценария реверсной (fall-back) магнитной аккреции на молодую изолированную нейтронную звезду. Рентгеновское излучение пульсаров в этом случае ассоциируется с аккрецией вещества на поверхность нейтронной звезды из магнитной пластины, окружающей ее магнитосферу. Ожидаемый темп торможения вращения нейтронной звезды при этом соответствует наблюдаемому. Показано, что эти нейтронные звезды относительно молоды, и они находятся на стадии перехода из состояния пропеллера в состояние аккретора. Активность этих пульсаров в гамма-диапазоне также связана с их относительной молодостью и обеспечивается энергией, запасенной в неравновесном слое, расположенном в коре маломассивной нейтронной звезды. Высвобождение этой энергии происходит вследствие перемешивания вещества в коре нейтронной звезды, при котором сверхтяжелые ядра приближаются к ее поверхности и становятся неустойчивы. Деление ядер в области пониженной плотности инициирует цепную реакцию и приводит к ядерному взрыву. Триггером вспышки выступает, по-видимому, неустойчивость, развивающаяся в области накопления вещества, аккрецируемого нейтронной звездой в области ее магнитных полюсов.
DOI: 10.7868/S0004629914040033
1. ВВЕДЕНИЕ
Аномальные рентгеновские пульсары (АРП) и мягкие повторяющиеся гамма-всплески (МПГ) составляют подкласс рентгеновских источников, в излучении которых наблюдаются регулярные пульсации. Одним из основных признаков, позволяющих выделить эти объекты в отдельный подкласс рентгеновских пульсаров, является их изолированный характер. Ни один из 12 АРП и 11 МПГ, известных в настоящее время [1], не входит в состав тесной двойной системы. Регулярный характер пульсаций, периоды которых Ps лежат в интервале 2—12 с и увеличиваются со средним темпом v ~ 10-11-10-14 Гц с-1, хорошо объясняется в рамках модели компактной звезды, имеющей неоднородное распределение температуры по своей поверхности и вращающейся с частотой v = 1/Ps. Относительно малая величина периода вращения, мягкий спектр рентгеновского излучения и отождествление некоторых из этих пульсаров с остатками вспышек сверхновых оставляют мало сомнений
E-mail: ikhsanov@gao.spb.ru
в том, что АРП и МПГ являются изолированными нейтронными звездами [2—5].
Наиболее многочисленным подклассом изолированных нейтронных звезд в настоящее время являются радиопульсары. Подобно АРП и МПГ, эти звезды находятся в состоянии торможения своего осевого вращения, и некоторые из них являются источниками пульсирующего рентгеновского излучения. Однако сходство радиопульсаров с объектами подкласса АРП и МПГ на этом заканчивается. Рентгеновская светимость АРП и МПГ ^ ~ 1033—1035 эрг с-1 существенно превышают темп потерь вращательной энергии этими нейтронными звездами. Более того, свойством, присущим исключительно этому подклассу рентгеновских пульсаров, являются повторяющиеся всплески гамма-излучения, в которых энергия ~1040—1042 эрг выделяется на масштабе времени от одной до нескольких секунд [6, 7], а также гигантские гамма-всплески, наблюдавшиеся от МПГ, в которых выброс энергии 1043—1046 эрг происходит за доли секунды [8]. Светимость пульсаров в эти моменты существенно превосходит эддингтоновский предел, что исключает возмож-
ность объяснения гамма-всплесков в терминах аккреционной модели. Наконец, кластеризация периодов АРП и МПГ в узком интервале значений от 2 до 12 с существенно отличает их от семейства как эжектирующих, так и аккрецирующих пульсаров, наблюдаемые периоды которых в совокупности рассредоточены в диапазоне, охватывающем 6 порядков величины (от 1.5 мс до десятков тысяч секунд).
Среди многочисленных попыток моделирования АРП и МПГ можно выделить два наиболее популярных подхода. В первом из них уникальность этих объектов связывается исключительно с необычными свойствами самой нейтронной звезды, а влияние окружающего вещества на ее эволюцию и генерацию высокоэнергичного излучения предполагается незначительным. Наиболее популярной в этом подходе является гипотеза о так называемых магнитарах, в рамках которой АРП и МПГ рассматриваются как подкласс радиопульсаров, напряженность дипольного магнитного поля на поверхности которых достигает величины 1014 —1015 Гс. Темп торможения вращения нейтронной звезды магнито-дипольным излучением при этом предположении находится в соответствии с наблюдаемым, а генерация высокоэнергичного излучения пульсара описывается в терминах распада и вспышечной диссипации его сильного магнитного поля [9, 10].
Следует отметить, однако, что магнитное поле не является единственным возможным источником энергии вспышечной активности нейтронных звезд. Как показано в работах [11 — 13], в недрах молодой нейтронной звезды на стадии ее быстрого остывания происходит формирование неравновесного слоя, состоящего из сверхтяжелых ядер. Этот слой, расположенный у нижнего основания верхней коры звезды, при плотностях 1010—1012 г см-3, находится в статическом равновесии. Ядерная энергия, запасенная в слое массой <~10-4 M©, составляет 1048—1049 эрг, и она может высвобождаться в форме ядерных взрывов по мере перемешивания вещества верхней коры, в ходе которого сверхтяжелые ядра перемещаются в области меньшей плотности и становятся неустойчивы. В течение времени существования слоя (~104 лет) этой энергии достаточно для обеспечения как рентгеновской светимости АРП, так и более 1000 повторяющихся гамма-всплесков, наблюдаемых отМПГ. Потери вращательной энергии нейтронной звездой в исходной версии этого сценария [13], были ассоциированы в цитированной работе с истечением релятивистского ветра, генерируемого вследствие ядерных взрывов на ее поверхности.
Второй подход основан на сценарии реверс-ной (fall-back) аккреции на молодую нейтронную
звезду, которая при определенных условиях может происходить вскоре после вспышки сверхновой [14—18]. Звезда в этом случае оказывается окружена остаточным плотным газовым диском, из которого она аккрецирует вещество на свою поверхность [2]. Расчеты, выполненные в работах [19, 20], показывают, что в течение времени ~104—105 лет темп аккреции вещества на поверхность звезды из остаточного диска остается на уровне 9Л ~ 1013—1015 г с-1, что достаточно для объяснения рентгеновской светимости АРП и МПГ. Анализируя спектры рентгеновского излучения этих источников, Трюмпер и др. [21, 22] показали, что они хорошо объясняются в модели дисковой аккреции на нейтронную звезду, диполь-ный магнитный момент которой / = (1/2)Б* R3s находится в интервале 1030 —1031 Гс см3, где Б* — напряженность магнитного поля на поверхности нейтронной звезды и Rns — ее радиус. Это дает основание рассматривать АРП и МПГ в качестве подкласса аккрецирующих пульсаров, параметры изолированной нейтронной звезды в которых близки к их каноническим значениям.
Сценарии, построенные в рамках второго подхода, предлагают наиболее простое и непротиворечивое описание основных характеристик рентгеновского излучения АРП и МПГ. Вместе с тем, они обнаруживают свою неполноту, оставляя без ответа вопрос о природе вспышечной активности этих объектов. Традиционно эту проблему пытаются обойти путем привлечения дополнительного предположения о присутствии на поверхности аккрецирующей звезды сильного мелкомасштабного магнитного поля, вспышечная диссипация которого могла бы являться причиной активности пульсара в гамма-диапазоне [21, 22].
В данной статье мы показываем, что возраст такого аккрецирующего "квазимагнитара" должен существенно превосходить возраст аномальных рентгеновских пульсаров, оцениваемый по темпу торможения их вращения и возрасту ассоциированных с ними остатков вспышек сверхновых. В качестве альтернативного решения мы предлагаем сценарий, в котором вспышечная активность АРП и МПГ объясняется ядерными взрывами, происходящими вследствие высвобождения энергии, запасенной в неравновесном слое. Обсуждение этой гипотезы мы начинаем с анализа структуры остаточного диска, формируемого в сценарии ре-версной (fall-back) аккреции (разд. 2). Мы приходим к выводу, что в широком диапазоне возможных величин основных параметров нейтронная звезда после вспышки сверхновой оказывается окружена остаточной магнитной пластиной с малым угловым моментом. Рентгеновская светимость и темп увеличения периода АРП и МПГ в этом случае могут быть описаны в модели аккреции из магнитной
НОВЫЙ ВЗГЛЯД НА АНОМАЛЬНЫЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ ПУЛЬСАРЫ
277
пластины при условии, что дипольный магнитный момент звезды составляет ~1029 —1031 Гс см3. К этому состоянию звезда, период осевого вращения которой в момент рождения Р0 > 65 мс, приходит в относительно молодом возрасте (103 —104 лет), начиная свою эволюцию в состоянии пропеллера. В состояние аккретора она переходит по мере того, как период ее вращения достигает 2—12 с. Аккреция вещества на поверхность звезды может служить одним из основных факторов, способствующих перемешиванию вещества в ее внешней коре и высвобождению ядерной энергии, запасенной в неравновесном слое (разд. 3). Этой энергии достаточно для генерации ^200 гигантских гамма-всплесков, происходящих со средним рекуррентным временем около 40 лет.
Большие периоды и сильные магнитные поля до недавнего времени считались признаками, присущими исключительно магнитарам, и рассматривались в качестве основных индикаторов, позволяющих отличить эти объекты от обычных радиопульсаров. Между тем, результаты наблюдений заставляют нас усомниться в справ
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.