УДК 524.354.4-735
СЦЕНАРИЙ ФОРМИРОВАНИЯ ИЗОЛИРОВАННЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ПУЛЬСАРОВ С АНОМАЛЬНО ДОЛГИМ ПЕРИОДОМ
© 2015 г. Н. Р. Ихсанов12*, В. Ю. Ким1, Н. Г. Бескровная1
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Российской академии наук,
Санкт-Петербург, Россия
2Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия Поступила в редакцию 11.06.2014 г.; принята в печать 09.07.2014 г.
Сценарий образования изолированных рентгеновских пульсаров обсуждается на примере одного из наиболее полно изученных объектов этого класса Ш 161348-5055. Этот пульсар умеренной светимости 1033 —1035 эрг/с с относительно мягким (кТ ~ 0.6—0.8 кэВ) спектром отождествлен с изолированной нейтронной звездой, которая расположена вблизи центра компактного молодого (^2000 лет) остатка вспышки сверхновой RCW 103 и устойчиво (|г>| < 2.6 х 10~18 Гц/с) вращается с периодом 6.7 ч. Показано, что нейтронная звезда в настоящую эпоху находится в состоянии аккретора. Параметры излучения этого источника хорошо объясняются в рамках сценария магнито-левитационной аккреции, в котором нейтронная звезда с магнитным полем 1012 Гс аккрецирует вещество на свою поверхность из некеплерова магнитного остаточного диска со средним темпом 1014 г/с. К такому состоянию нейтронная звезда может прийти в процессе эволюции в составе массивной рентгеновской двойной системы, которая распалась при вспышке сверхновой, обусловленной коллапсом ядра ее массивного компонента. Время жизни одиночного рентгеновского пульсара, образующегося в этом случае, может достигать нескольких тысяч лет.
DOI: 10.7868/80004629915010065
1. ВВЕДЕНИЕ
Изолированные рентгеновские пульсары составляют подкласс одиночных нейтронных звезд (т.е. не входящих в состав тесных двойных систем), в рентгеновском излучении которых наблюдаются регулярные пульсации. К настоящему времени этот подкласс насчитывает более 70 источников. Среди них — радиопульсары, излучение которых наблюдается также в рентгеновском диапазоне [ 1] (см. также приведенную в этой работе литературу), аномальные рентгеновские пульсары и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков [2] (см. также приведенную в этой работе литературу), компактные рентгеновские источники в остатках вспышек сверхновых [3] и одиночные нейтронные звезды относительно низкой рентгеновской светимости, известные под романтическим названием "великолепная семерка" [4]. Большое многообразие проявлений этих нейтронных звезд отражает различия в механизмах, ответственных за генерацию их рентгеновского излучения. Выделение этих объектов в единый подкласс тем не менее оправданно подобием их ротационной эволюции.
E-mail: ikhsanov@gao.spb.ru
Средний период вращения этих звезд монотонно увеличивается (Р > 0), и величина характерного времени торможения их вращения т ~ Ря/2Р в большинстве случаев находится в диапазоне 103—105 лет [5] (см. также приведенную в этой работе литературу).
Наиболее простой способ объяснения наблюдаемой эволюции периодов изолированных рентгеновских пульсаров предлагает каноническая модель радиопульсара. Темп уменьшения вращательной энергии звезды в этой модели описывается формулой для магнито-дипольных потерь = = /с3, где ^ = 1/Ря — угловая скорость и
1 3
ц, = -В*К— дипольный магнитный момент нейтронной звезды радиуса Ят, напряженность магнитного поля на поверхности которой Б*. Величина безразмерного коэффициента fm в соответствии с результатами работ [6, 7] находится в интервале 1 < < ^ < 4. Изолированные рентгеновские пульсары в этом подходе объясняются в терминах молодой нейтронной звезды с сильным магнитным полем. В качестве возможных механизмов рентгеновского излучения таких объектов рассматриваются процессы диссипации электрических токов и ускоре-
ния частиц в магнитосфере пульсара, диссипация сверхсильного магнитного поля в коре нейтронной звезды и нагрев фотосферы звезды тепловой энергией, поступающей из ее горячего ядра (остывание), темп которого на ранних стадиях эволюции звезды может быть достаточно высок [8].
Следует, однако, отметить, что модель радиопульсара не является универсальным инструментом для объяснения ротационной эволюции нейтронных звезд. В частности, она может быть использована в отношении лишь тех пульсаров, период которых удовлетворяет условию Р<; < Рф где
Р^ 20/m/442т-1/2п-1/4г\/2 с (1)
является периодом, при котором звезда переходит из состояния эжектора (радиопульсара) в состояние пропеллера [9]. Здесь ц30 = ^/1030 Гс см3 и т — масса нейтронной звезды (М^) в единицах 1.4 М©. п — плотность газа, окружающего магнитосферу радиопульсара, и г7 — относительная скорость движения звезды и окружающего ее вещества (г^) в единицах 107 см/с. Предполагая, что концентрация газа, окружающего звезду на современном этапе ее эволюции, не сильно отличается от средней концентрации газа в межзвездной среде (т.е. составляет порядка одного атома в кубическом сантиметре), можно заключить, что вышеприведенное условие в отношении абсолютного большинства известных на сегодня изолированных рентгеновских пульсаров является выполненным.
Исключением является лишь рентгеновский пульсар Ш 161348-5055 (далее Ш 1613), период которого составляет ^6.7 ч. Анализируя параметры этого пульсара, описанные в разд. 2, мы приходим к выводу, что он является нейтронной звездой, которая в настоящую эпоху находится в состоянии аккретора (разд. 3). Хорошего соответствия с данными наблюдений удается достичь в рамках сценария магнито-левитационной аккреции, в котором нейтронная звезда с магнитным полем ~1012 Гс аккрецирует вещество на свою поверхность из некеплерова магнитного остаточного диска. Вопросы магнито-ротационной эволюции этой звезды и происхождения остаточного диска обсуждаются в разд. 4 в рамках гипотезы о том, что Ш 1613 является потомком двойной системы. Мы показываем, что происхождение этого источника можно объяснить в рамках канонической модели эволюции массивной рентгеновской двойной системы, которая распалась после вспышки сверхновой, обусловленной коллапсом ядра массивного компонента. Пульсар Ш 1613 в этом сценарии является старой нейтронной звездой, родившейся в момент первой вспышки сверхновой и прошедшей свою эволюцию в составе массивной рентгеновской двойной системы.
Суммируя основные выводы нашего исследования в разд. 5, мы оцениваем параметры двойных систем, которые могут являться потенциальными предшественниками изолированных рентгеновских пульсаров с аномально долгими периодами.
2. ПАРАМЕТРЫ 1E 161348-5055
Точечный рентгеновский источник 1E 1613 был открыт в 1979 г. космической обсерваторией Einstein в ходе наблюдений остатка вспышки сверхновой RCW 103 [10]. Источник расположен вблизи центра туманности, расстояние до которой составляет d = 3.2 ± 0.1 кпк [11]. Туманность является нетипичным остатком вспышки сверхновой II типа. Она имеет почти округлую форму, волокнистую структуру, низкую скорость расширения ~1100 км/с и для своего возраста, т0 ^ 2000 ± ± 1000 лет, относительно малый пространственный размер ^7.7 пк [12]. Туманности с такими параметрами составляют менее 20% от известных на сегодня остатков вспышек сверхновых II типа, взрыв которых, по-видимому, произошел в газовой среде повышенной плотности [13].
Первые сомнения в том, что источник 1E 1613 является молодой остывающей нейтронной звездой, появились после спектральных наблюдений этого объекта космической обсерваторией ASCA [14]. Они показали, что при средней светимости Lx ~ 1034 эрг/с излучение источника (чернотельный компонент) имеет температуру kT ~ ~ 0.6—0.8 кэВ и генерируется в области горячего пятна, радиус которого ap ~ 600 м существенно меньше радиуса самой нейтронной звезды [14, 15]. Более того, анализ данных наблюдений 1E 1613 телескопами Einstein, ASCA и ROSAT показал, что интенсивность рентгеновского излучения источника испытывает медленные вариации с амплитудой, достигающей порядка величины, что нетипично для остывающих нейтронных звезд, но характерно для нейтронных звезд, аккрецирующих вещество на свою поверхность [15].
Сообщение о возможной переменности блеска 1E 1613 с периодом ^6 ч, обнаруженной по результатам наблюдений этого источника обсерваторией Chandra, стимулировало работы по поиску оптического компаньона нейтронной звезды. Наблюдения, выполненные с этой целью на телескопе ESO VLT в ближней инфракрасной области, позволили, однако, установить лишь верхний предел светимости гипотетического компаньона Ljr < 4 х х 1031 эрг/с, которым могла бы являться звезда более позднего спектрального класса, чем M4 [3]. Этот результат стал веским аргументом в пользу того, что 1E 1613 не входит в состав тесной двойной
системы и, таким образом, является изолированной нейтронной звездой, излучение которой обусловлено либо аккрецией вещества из остаточного диска, либо быстрой диссипацией сверхсильного магнитного поля [16].
Период пульсара Pobs = 6.67 ± 0.03 ч был измерен по результатам наблюдений 1E 1613 космической обсерваторией XMM-Newton [17]. Обсуждение вопроса об эволюционном статусе пульсара, поднятого этим открытием, привело к ряду сценариев, в которых 1E 1613 рассматривался как нейтронная звезда со сверхсильным (>1015 Гс) магнитным полем, которая либо аккрецирует вещество из остаточного кеплерова диска [16, 17], либо входит в состав тесной маломассивной двойной системы [18]. Возможность того, что 1E 1613 является миллисекундным пульсаром в составе маломассивной тесной двойной системы с орбитальным периодом 6.7 ч, обсуждалась в работе [19].
Исключительно высокая стабильность периода пульсара \Р| < 1.6 х 10-7 с/с (или, соответственно, \йI < 2.8 х 10-18 Гц/с, где v = 1/Ps — частота его осевого вращения), обнаруженная Эспозито и др. [20] в ходе анализа наблюдений 1E 1613 телескопами Swift, Chandra и XMM-Newton, открыла новую эпоху в исследовании этого экзотического объекта. Анализируя свой результат, авторы этого открытия отметили, что момент силы, приложенной к нейтронной звезде в настоящую эпоху, существенно меньше величины, ожидаемой во всех ранее предложенных моделях этого источника. Высокая стабильность пульсаций указывает, по-ви
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.