АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 9, с. 828-838
УДК 524.354.4-327
СБОИ ПЕРИОДА ПУЛЬСАРА B1822-09
© 2007 г. Т. В. Шабанова, Ю. П. Шитов
Пущинская радиоастрономическая обсерватория Астрокосмического центра Физического института им. П.Н. Лебедева, Пущино, Россия Поступила в редакцию 28.12.2006 г.; принята в печать 27.12.2006 г.
Представлены результаты многолетних исследований нерегулярностей в скорости вращения пульсара В1822-09 (Л825-0935), наблюдения которого с 1991 г. выполнялись на антенне БСА Пущинской радиоастрономической обсерватории. На основе этих наблюдений обнаружен новый тип нерегулярностей во вращении звезды, который имеет форму медленных сбоев и проявляется в постепенном экспоненциальном росте частоты вращения звезды в течение нескольких сотен дней. На интервале наблюдений 1995—2004 гг. выявлено пять медленных сбоев частоты вращения с относительной амплитудой, равной Ду/у ~ (2.5 — 32) х 10~9. Наряду с необычными, медленными сбоями в частоте вращения пульсара обнаружены два небольших сбоя обычной формы, связанных с внезапным, скачкообразным увеличением частоты вращения звезды. Дается подробный анализ наблюдаемых сбоев частоты вращения пульсара и обсуждается возможная интерпретация этих результатов наблюдений.
PACS: 97.60.Jd, 97.60.Gb, 97.10.Kc, 97.10.Sj
1. ВВЕДЕНИЕ
В результате векового замедления вращения нейтронной звезды частота повторения радиоимпульсов медленно уменьшается со временем. Этот процесс происходит с удивительной стабильностью, и даже малые вариации, которые могут присутствовать в скорости вращения пульсара, в большинстве случаев незначительно влияют на предсказуемость этого регулярного процесса. Изменение частоты вращения пульсара со временем хорошо описывается законом торможения, представляющим частоту вращения разложением в ряд Тейлора относительно некоторой начальной эпохи to [1]:
V(t) = V(to) + V(t - to) + ü(t - to)2/2, (1)
где v = 1/P есть частота вращения, обратная периоду P пульсара, V и V — соответственно первая и вторая производная частоты вращения на момент to. Частота вращения v связана с угловой скоростью вращения соотношением Q = 2nv.
Как показали продолжительные наблюдения многих пульсаров, на регулярное замедление вращения звезды могут накладываться вариации двух видов — это сбои периода и пульсарный шум (timing noise). Оба вида отклонений имеют случайный, непредсказуемый характер. Пульсарный шум наблюдается в виде непрерывных, случайных колебаний в моментах прихода импульсов. Для многих пульсаров, помимо случайных колебаний,
пульсарный шум содержит низкочастотные, дол-гопериодические гармоники, которые обусловлены непрерывным блужданием скорости вращения звезды ("красный" шум). Временной масштаб такой структуры может изменяться от нескольких дней до нескольких лет, а амплитуда довольно часто сравнима с величиной периода пульсара. Наиболее интенсивным блужданиям подвержена частота вращения молодых пульсаров, имеющих большие значения первых производных V [2— 5]. Как показали наблюдения, пульсарный шум является общим свойством всех пульсаров.
Сбои периода характеризуются внезапным, скачкообразным возрастанием скорости вращения пульсара в течение короткого промежутка времени, измеряемого несколькими минутами или часами. Наибольшее количество наблюдавшихся сбоев относится к гигантским сбоям, ускоряющим вращение звезды на величину Ду/у ~ 10_6. При самых малых сбоях относительное изменение частоты вращения составляет величину Ду/у ~ ~ 10"10. Обычно за большими сбоями следует период релаксации, в течение которого частота вращения звезды экспоненциально уменьшается до своего прежнего значения. Время такой релаксации может изменяться от нескольких дней для молодых пульсаров до многих десятков лет для старых пульсаров. У сбоев периода, имеющих небольшую амплитуду, релаксация частоты вращения может отсутствовать. Часто сбои периода сопровождаются изменением первой производной
V, относительное значение которой возрастает на величину Аг>/г> ~ 10_3 — 10_2. Это означает, что сразу после сбоя торможение вращения звезды происходит с большей скоростью, чем обычно. Такое состояние производной непродолжительно, и через некоторое время величина V уменьшается почти до прежнего значения, которое было до сбоя, хотя для некоторых пульсаров могут наблюдаться отклонения от такого поведения.
Сбой частоты вращения пульсаров является редким событием. За 40 лет исследования пульсаров всего наблюдалось немногим больше 100 сбоев, которые были обнаружены в периодах примерно 40 пульсаров, что составляет около 2% от общего числа наблюдаемых пульсаров. Наиболее часто скачкообразные изменения частоты вращения происходили у пульсаров в Крабовидной туманности B0531+21 (5 сбоев) и в созвездии Парусов B0833—45 (14 сбоев), а также у пульсаров B1737— —30 (9 сбоев) и B1338—62 (12 сбоев) [6-8]. Эти пульсары относятся к молодым объектам с характеристическим возрастом от 1000 до 21 000 лет.
Исследуемый пульсар B1822—09 является единственным пульсаром, в периоде вращения которого, наряду с известными видами отклонений от регулярного замедления вращения, такими как пульсарный шум и обычные сбои периода, был обнаружен новый тип нерегулярностей, который не наблюдался ранее ни у одного исследованного пульсара. Этот новый вид нерегулярностей встречается в виде медленных сбоев, при которых частота вращения звезды постепенно увеличивается в течение 200-300 дней [9-11]. Мониторинг пульсара, проводимый на Пущинской радиоастрономической обсерватории в течение многих лет, позволил обнаружить в периоде пульсара серию из пяти необычных, медленных сбоев, происшедших на промежутке времени с 1995 по 2004 гг. Наряду с медленными сбоями, в периоде пульсара были также обнаружены два небольших сбоя обычного вида, происшедшие в сентябре 1994 г. и в январе 2006 г. Свойства этих явлений исследовались в ранее опубликованных работах [9-12]. В настоящей работе представлено продолжение исследования сбоев частоты вращения пульсара с использованием более длинного ряда наблюдательных данных, увеличенного до конца 2006 г. Дается подробное описание всех событий, повлиявших на скорость вращения пульсара на протяжении полного интервала наблюдений в 21 год. Пульсар B1822—09 имеет относительно длинный период Р = 0.769 с, большую производную периода Р = = 52.36 х 10"15, которая дает характеристический возраст, равный т = Р/2Р ~ 2.3 х 105 лет и величину магнитного поля на поверхности звезды
В = 3.2 х 1019 (РР)1/2 = 6.4 х 1012 Гс.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА АНАЛИЗА ДАННЫХ
Наблюдения пульсара B1822—09 были начаты в 1991 г. на меридианном радиотелескопе БСА ФИ-АН Пущинской радиоастрономической обсерватории Астрокосмического центра Физического института им. П.Н. Лебедева РАН с использованием 32 х 20 кГц каналов многоканального радиометра. Наблюдения выполнялись на частоте 102.7 МГц до мая 1998 г. (до начала реконструкции антенны) и на частоте 111.3 МГц после ноября 1998 г. Сигнал регистрировался с разрешением 2.56 мс или 1.28 мс. Длительность сеанса определялась шириной диаграммы направленности антенны на данном склонении (3.5/ cos 5) мин и составляла 3.2 мин для склонения пульсара B1822—09. Специальная программа PHASE предвычисляла то-поцентрический период пульсара и время начала сеанса с учетом конкретной фазы импульса. Средний импульс в каждом 20-кГц канале получался в режиме синхронного сложения индивидуальных импульсов с предвычисленным топоцентрическим периодом пульсара. Последующее суммирование сигналов всех каналов с учетом дисперсионного запаздывания сигнала по частоте из-за влияния межзвездной среды приводило к формированию среднего профиля за один сеанс наблюдений.
Топоцентрические моменты прихода импульсов для каждого сеанса наблюдений вычислялись путем кросс-корреляции среднего профиля с эталонным импульсом, полученным сложением нескольких десятков наилучших средних профилей за отдельные сеансы наблюдений. Топоцентриче-ские моменты пересчитывались затем к барицентру Солнечной системы c использованием программы TEMPO1 и системы эфемерид JPL DE200. Необходимые для этой редукции значения координат и собственного движения пульсара были взяты соответственно из работ [4] и [13]. Местная шкала времени, созданная на основе кварцевого генератора частоты, синхронизовалась со шкалой Государственного эталона времени и частоты России с погрешностью 1 мкс. С 2004 г. местная шкала времени определяется генератором частоты и времени на основе GPS-приемника (Global Positional System).
При исследовании вариаций в скорости вращения пульсара B1822—09 вековое уменьшение частоты вращения, соответствующее уравнению (1), на коротких отрезках времени в 30—40 лет можно аппроксимировать простой моделью торможения, включающей только два параметра v и v. Как отмечалось во многих работах [4, 14], вторая производная V, измеряемая из наблюдений для медленно
1 http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/timing/tempo
-86.0
1 -86.5
О -87.0
1П 1 -87.5
0 -88.0
-88.5
-89.0
Я и 90
0\ 1 60
0
30
> 0
<
20
о
О 0
>
< -20
1985 1990 1995 2000 2005
1 , ¡2 ,3 „
46000 48000 50000 52000 54000 MJD
Рис. 1. Изменение со временем первой производной V (а) и уклонений частоты Аи (б) на 21-летнем интервале наблюдений пульсара В1822—09. Постепенный, экспоненциальный рост уклонений Аи и соответствующие изменения V на отрезке времени 1995—2004 гг. являются результатом медленных сбоев. Уклонения Аи показаны относительно модели замедления с параметрами V и V, определенными из интервала 1991 — 1994 гг. На графике (в) уклонения Аи показаны относительно трех разных моделей замедления. Эпохи медленных сбоев отмечены направленными вниз стрелками вверху на графике (а), а эпохи двух обычных сбоев отмечены направленными вверх стрелками на каждом графике около нижней оси абсцисс. Аппроксимирующие экспоненциальные кривые показаны жирными линиями на графиках (а) и (б).
вращающихся пульсаров, связана не с процессом векового торможения вращения звезды из-за электромагнитных потерь, а обусловлена случайными отклонениями от этого регулярного процесса торможения.
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.