АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 3, с. 194-199
УДК 524.354.4
О РАДИОИЗЛУЧЕНИИ АНОМАЛЬНЫХ ПУЛЬСАРОВ
© 2014 г. И. Ф. Малов*
Пущинская радиоастрономическая обсерватория Астрокосмического центра Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Пущино Московской. обл., Россия Поступила в редакцию 04.06.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
Разработанные ранее методы оценки угла в между осью вращения нейтронной звезды и ее магнитным моментом и наблюдательные данные для аномальных рентгеновских пульсаров (АХР) приводят к выводу о том, что эти объекты представляют собой ротаторы, близкие к соосным, и к ним можно применять дрейфовую модель. В соосном ротаторе магнитосфера оказывается в несколько раз протяженнее, чем у пульсаров с большими значениями угла в. При такой протяженности выполняются условия для генерации поперечных волн за счет циклотронной неустойчивости. Спектр формирующегося излучения ожидается очень крутым (его спектральный индекс а > 3), что согласуется с наблюдаемыми спектрами радиоизлучения у известных АХР (а > 2). Большая протяженность магнитосферы способствует появлению у релятивистских электронов заметных питч-углов и, следовательно, генерации синхротронного излучения. Максимум этого излучения приходится на микроволновый диапазон. Такой механизм обеспечивает заметный поток на частотах порядка десятков гигагерц и может объяснить наблюдаемое усиление излучения от АХР в этом диапазоне.
DOI: 10.7868/80004629914020042
1. ВВЕДЕНИЕ
Последние десятилетия в астрофизике ознаменовались открытием целого ряда объектов и явлений, которые привели к новым представлениям как о Вселенной в целом, так и о природе отдельных классов источников. В частности, наблюдения выявили существование одиночных нейтронных звезд, проявляющих себя как источники импульсного излучения в различных диапазонах электромагнитного спектра. Их принято называть аномальными пульсарами, и к ним причисляют аномальные рентгеновские пульсары (АХР), гамма-репитеры (БОР), радиотранзиенты (РРАТ), источники слабого рентгеновского излучения (ХЭШБ) и компактные рентгеновские источники в центральных частях остатков сверхновых (ССО). Описание свойств всех этих объектов можно найти, например, в [1]. В настоящее время, по крайней мере, от одного из представителей каждого из перечисленных классов зарегистрировано радиоизлучение [2—6]. Поэтому их можно рассматривать как разновидности радиопульсаров. Вопрос о природе радиоизлучения для разных типов пульсаров должен обсуждаться отдельно. Здесь мы рассмотрим только возможность описания радиоизлучения от первых двух перечисленных классов - АХР и БОР.
E-mail: malov@prao.ru
2. ОСОБЕННОСТИ НАБЛЮДАЕМОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ОТ АХР/БОР
Основным отличием БОР от АХР можно считать наличие вспышек в мягком гамма-диапазоне, эпизодически наблюдаемых в БОР. Остальные характеристики объектов, принадлежащих этим двум классам, очень близки [1], и в настоящее время их объединяют в одну родственную группу. Радиоизлучение от БОР было зарегистрировано однажды [2]. Что же касается АХР, то в радиодипазоне наблюдались 5 источников: 1Е 2259+586 [7], ХТЕ Л810-197 [8], 1Е 15475408 [9], 4и 0142+61 [10] и РБР Л622-4950 [11].
Для 1Е 2259+586 измерена плотность потока на 111 МГц =35 ± 25 мЯн и получены оценки на 87 МГц ^87 < 150 мЯн [7], на 600 МГц 5боо < < 2.3 мЯн [12] и на 1500 МГц^500 < 0.05 мЯн[13]. Эти данные свидетельствуют об очень крутом спектре излучения пульсара. Спектральный индекс для 1Е 2259+586 составляет а > 2.5, а радиосветимость — Ь < 3 х 1028 эрг/с [7].
В 1Е 2259+586 в радиодиапазоне наблюдаются сильные вариации плотности потока и очень узкий профиль импульса на 111 МГц: всего 1.7% по уровню 0.5 от длительности интервала между импульсами (6.98 с). Кроме того, отметим, что в рентгеновском диапазоне регистрируется мощный интеримпульс, а главный импульс занимает ^27%
от периода [14] (при этом на метровых волнах он отсутствует).
У AXP 4U 0142+61 на 111 МГц также обнаруживается очень узкий импульс (2.6% от периода), в то время как в рентгеновском диапазоне он занимает ^35% периода. Кроме того, как и в 1Е 2259+586, наблюдаются сильные вариации плотности потока в метровом диапазоне. Измеренная средняя плотность потока на 111 МГц 5ш =30 ± ± 20 мЯн и оценки на высоких частотах Б1400 < < 0.3 мЯн [15] и Б1380 < 0.046 мЯн [16] дают возможность наложить нижний предел на спектральный индекс (а > 2.7) и оценить радиосветимость этого объекта (Ь < 1.5 х 1027 эрг/с).
Источник АХР ХТЕ Л810-197 наблюдается в широком диапазоне радиочастот от 690 МГц до 144 ГГц [5, 17—21]. Обнаружены сильные флуктуации плотностей потока, формы импульсов, фазы их прихода и спектральных индексов. Высокая линейная поляризация излучения этого источника (от 85 до 90%) позволила получить уверенный ход позиционного угла в импульсе. Оказалось, что максимальная производная позиционного угла ф по долготе Ф порядка единицы [20]. В стандартной модели, описывающей изменение позиционного угла как следствие прохождения луча зрения через разные проекции силовых линий магнитного поля пульсара, значение максимальной производной определяется выражением
С =
йф
((Ф
8Ш в
8Ш(С - в) '
(1)
где в — угол между осью вращения и магнитным моментом нейтронной звезды, £ — угол между лучом зрения и осью вращения. Величина £—в равна минимальному угловому расстоянию между лучом зрения и центром конуса излучения, и она не может быть больше радиуса этого конуса. В стандартной модели размер конуса оказывается порядка 10°—20°. Следовательно, если С ~ 1,то угол в должен быть не больше 10°—20°, и соответствующий пульсар представляет собой ротатор, близкий к со-осному. Обнаружение у этого источника интеримпульса, отстоящего не на 180°, а приблизительно на 240° [22], также может быть свидетельством геометрии, близкой к соосной.
Средняя плотность потока на частоте 62 МГц оказалась равной {Б) = 160 мЯн [23], что с учетом измерений на высоких частотах [20] дает спектральный индекс а = 2.2.
Для Ш 1547-5408 поляризационные данные, как и в случае АХР ХТЕ Л810-197, показывают малое значение производной С [24], что свидетельствует о малости угла в.
Таким образом, суммируя приведенные результаты наблюдений, можно сделать вывод о крутых
радиоспектрах у известных АХР и о малости угла наклона магнитного момента, отождествляемого в стандартных моделях пульсаров с осью конуса излучения, к оси вращения нейтронной звезды. У всех АХР наблюдаются очень широкие импульсы в рентгеновском диапазоне, что также указывает на соосность их магнитосфер.
В данной работе мы не будем обсуждать возможности генерации радиоизлучения в рамках модели магнетара, предлагавшиеся, например, в работах [25—27] (их краткий анализ приведен в [28]), а рассмотрим только, как можно объяснить наблюдаемые особенности АХР в радиодиапазоне с помощью дрейфовой модели [1, гл. IV].
3. МОДЕЛЬ
В качестве стандартного АХР далее мы будем использовать PSR Л622-4950. Интервал между наблюдаемыми импульсами в этом пульсаре Рн = 4.3 с, а вычисленное по магнитодипольной формуле магнитное поле на поверхности Б3 ~ 4 х х 1014 Гс. Для этого объекта характерны сильная переменность потока и изменения в форме импульсов, а также большие уклонения во временах прихода импульсов. Такие особенности наблюдаются во всех АХР, а PSR Л622-4950 очень похож на ХТЕ Л810-197 и Ш 1547-5408. По данным поляризационных измерений угол в в PSR Л622-4950 оказался равным 15.6° [29], т.е. он тоже принадлажит к соосным ротаторам, и для него можно использовать дрейфовую модель. В рамках этой модели оценены период вращения Р = 0.32 с, производная периода (Р/йкЬ = 6.29 х 10"13, магнитное поле в области генерации излучения Б = = 950 Гс и магнитное поле на поверхности Б3 = = 3.4 х 1012 Гс [29].
Специфика пульсаров с малым углом наклона в заключается в том, что их магнитосфера — область, где происходят наиболее важные для формирования наблюдаемого излучения плазменные процессы, — простирается значительно дальше, чем у пульсаров с большим наклоном осей. Действительно, расстояние, на котором ось конуса излучения достигает светового цилиндра, равно (рис. 1)
гьс (2)
где
8Ш в'
СР гьс = ^
(3)
— радиус светового цилиндра.
При в = 15.6° граница магнитосферы соответствует радиусу т* ~ 4тьо. Большая протяженность магнитосферы позволяет избежать трудностей,
тах
Q
Рис. 1. Схема рассматриваемой модели магнитосферы.
возникающих при применении механизмов циклотронной неустойчивости и формировании заметных питч-углов у излучающих электронов, в моделях, ограничивающих магнитосферу радиусом светового цилиндра (см., например, [30]).
В [31] было показано, что в верхних слоях магнитосферы пульсара дисперсионное уравнение, описывающее поведение поперечных волн, имеет вид
1 1
2^ + 2
ux С
fc2 kvc
(4)
Здесь 7г — лоренц-фактор резонансных частиц, шв = еВ/тс — циклотронная частота, кг — компоненты волнового вектора в цилиндрической системе координат, их — дрейфовая скорость частиц,
2
S =
(5)
где Шр = 8пире2/т — квадрат плазменной частоты.
Знак "плюс" в правой части выражения (4) соответствует затуханию на нормальном эффекте Доплера, знак "минус" — генерации при аномальном эффекте Доплера. Для генерации, как это следует из (4), необходимо выполнение условия
1 1
2
ux С
+
k2 2k2
что соответствует генерации волн на частоте
ш
47>| 7 rW2
(6)
(7)
где тр — лоренц-фактор частиц вторичной плазмы (рис. 2).
При стандартных для принятых моделей магнитосферы предположениях отношение расстояния, на котором генерируется излучение с частотой (7), к радиусу нейтронной звезды равно [29]
1/6
r
R*
у27г2т2с272г/
= 1.42 х 103
(8)
РБЪ
щ
i/6
Здесь ^ь — лоренц-фактор электронов первичного пучка.
4. РЕЗУЛЬТАТЫ ВЫЧИСЛЕНИИ
При найденных значениях Р и В для РБР Л1622-4950 получим
1.76 х 10= (9)
r R
i/6
8
В работе [31] вычислен инкремент циклотронной неустойчивости
2
Г = (10)
ш^т
где ШрГез — плазменная частота резонансных частиц, тт — тепловой разброс их лоренц-факторов. В [29] показано, что достаточное усиление волн во внешних слоях магнитосферы
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.