УДК 524.354.4-337
СТРУКТУРА МАГНИТОСФЕР В РАДИОПУЛЬСАРАХ С ИНТЕРИМПУЛЬСАМИ
© 2013 г. И. Ф. Малов*, Е. Б. Никитина
Пущинская радиоастрономическая обсерватория Астрокосмического центра Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Пущино Московской обл., Россия Поступила в редакцию 28.05.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
Проведено исследование пульсаров с интеримпульсами — компонентами излучения, расположенными между главными импульсами. Таких объектов к настоящему моменту известно около 50. Для решения вопроса о геометрии магнитосфер в этих объектах использованы разработанные ранее методы определения угла в между осью вращения и магнитным моментом нейтронной звезды. Оказалось, что в ряде пульсаров в < 20°, и для них можно ожидать не только интеримпульсы, но и межимпульсное излучение и корреляции в поведении интеримпульсов и главных импульсов. В других пульсарах этот угол больше 60°, и при достаточно широком конусе излучения и благоприятной ориентации луча зрения наблюдателя возможно появление интеримпульсов. Таким образом, подтверждается высказанное ранее предположение о двух типах пульсаров с интеримпульсами — соосных и ортогональных. Оценки возраста пульсаров в двух этих группах показали, что соосные ротаторы в несколько раз старше, чем ортогональные объекты.
DOI: 10.7868/80004629913110054
1. ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время известно около 50 радиопульсаров, в которых наряду с главными импульсами (main pulses — MP) наблюдаются интеримпульсы (interpulses — IP), расположенные в промежутке между главными импульсами (табл. 1) [1 —8]. Эта популяция представляет особый интерес для понимания структуры магнитосферы пульсаров и механизмов их излучения. В рамках традиционных представлений о генерации наблюдаемого излучения в пределах довольно узкого конуса открытых силовых линий дипольного магнитного поля наличие интеримпульса могло бы свидетельствовать о том, что данный пульсар относится к ортогональным ротаторам, т.е. к источникам, у которых наблюдатель видит излучение с обоих полюсов. В этом случае расстояние между MP и IP по долготе должно составлять 180°, если полному периоду соответствует 360°. Однако исследования показывают, что далеко не у всех пульсаров IP расположен ровно посередине между главными. Более того, у ряда объектов было обнаружено межимпульсное излучение (см., например, [9—10]), которое трудно объяснить в рамках предположения о перпендикулярности осей. Наиболее разумное, на наш взгляд, описание таких особенностей
E-mail: malov@prao.ru
возможно, если предположить, что эти пульсары близки по структуре к соосным ротаторам, т.е. у них малы углы между осями вращения и вектором магнитного момента нейтронной звезды, который в общепринятых моделях отождествляется с осью конуса излучения.
Впервые возможность применения модели соосности к пульсарам с интеримпульсами была высказана Манчестером и Лайном [5]. В ряде работ (см., например, [11 — 15]) достаточно подробно рассматривались следствия из предположения о соосности в применении к конкретным пульсарам. В отношении некоторых пульсаров (например, PSR B0950+08, PSR B1055-52 и PSR B1822-09) до сих пор нет единого мнения о причинах появления в них интеримпульсов. Важность понимания этих причин заставляет вновь обратиться к оценкам углов между осями в пульсарах с интеримпульсами. Данная работа и посвящена этой задаче. Мы используем методы определения углов, описанные в [15, гл. V] и уточненные в наших работах [16—17].
2. ОЦЕНКИ УГЛОВ МЕЖДУ ОСЯМИ В ПУЛЬСАРАХ С ИНТЕРИМПУЛЬСАМИ
Здесь при вычислениях и анализе мы используем модель полярной шапки, в которой геометрия магнитосферы существенным образом зависит от трех параметров (рис. 1): угла наклона в
Таблица 1. Параметры пульсаров с интеримпульсами
№ п/п Пульсар Р, с \dt)_15 Отношение энергий 1Р/МР Расстояние MP—IP, град
J... В...
1 2 3 4 5 6 7
1 0024—7204D 0021-72D 0.0054 -3.430 х Ю-6 0.2 180
2 0024—7204L 0021-72L 0.0043 -1.2206 х Ю-4 0.5 130
3 0534+2200 0531+21 0.033 423 0.65 (радио) 145
0.59 (оптика) 145
1.1 (рентген) 145
2.3 (гамма) 145
4 0627+0706 0.476 29.9 -0.2 180
5 0826+2637 0823+26 0.531 1.7 0.005 180
6 0828-3417 0826-34 1.849 0.99 0.1 180
7 0831-4406 0.312 1.3 -0.05 234
8 0834-4159 0.121 4.4 -0.25 171
9 0835-4510 0833-45 0.089 125 75 (оптика) 90(оптика)
80 (рентген) 150 (рентген)
10 0842-4851 0840-48 0.644 9.5 -0.14 180
11 0905-5127 0.346 24.9 0.059 175
12 0908-4913 0906-49 0.107 15.2 0.24 176
13 0953+0755 0950+08 0.253 0.2 0.012 210
14 1057-5226 1055-52 0.197 5.8 0.5 205
15 1107-5907 0.253 0.09 -0.2 191
16 1126-6054 1124-60 0.203 0.03 -0.1 174
17 1244-6531 1.547 7.2 -0.3 145
18 1302-6350 1259-63 0.048 2.3 0.75 145
19 1413-6307 1409-62 0.395 7.434 -0.04 -170
20 1424-6438 1.024 0.24 -0.12 223
21 1549-4848 0.288 14.1 -0.3 180
22 1611-5209 1607-52 0.182 5.2 <0.1 177
23 1613-5234 0.655 6.6 -0.28 175
24 1627-4706 0.141 1.7 -0.13 171
25 1637-4450 0.253 0.58 -0.26 256
26 1637-4553 1634-45 0.119 3.2 -0.1 173
27 1705-1906 1702-19 0.299 4.1 0.15 180
28 1713-3844 1.600 177.4 -0.25 181
29 1722-3712 1719-37 0.236 10.9 0.15 180
30 1737-3555 1734-35 0.398 6.12 -0.04 -180
31 1739-2903 1736-29 0.323 7.9 0.4 180
32 1806-1920 0.880 0.017 -1.0 -136
Таблица 1. Окончание
№ п/п Пульсар Р, с \dt)_15 Отношение энергий IP/MP Расстояние MP—IP, град
J... В...
1 2 3 4 5 6 7
33 1808-1726 0.241 0.012 -0.5 - 223
34 1824-2452 1821-24 0.003 1.62 х Ю-3 0.7 250
35 1825-0935 1822-09 0.769 52.3 0.05 185
36 1828-1101 0.072 14.8 -0.3 180
37 1842+0358 0.233 0.81 -0.23 175
38 1843-0702 0.192 2.1 -0.44 180
39 1849+0409 0.761 21.6 -0.5 181
40 1851+0418 1848+04 0.285 1.1 0.2 200
41 1852-0118 0.452 1.8 -0.4 144
42 1903+0925 0.357 36.9 -0.19 -240
43 1913+0832 0.134 4.6 -0.6 180
44 1915+1410 0.297 0.05 -0.21 186
45 1932+1059 1929+10 0.227 1.2 0.018 170
46 1946+1805 1944+17 0.441 0.02 0.005 175
47 2023+5037 2022+50 0.37 2.512 0.125 180
48 2032+4127 0.143 20.1 -0.18 195
49 2047+5029 0.446 4.2 -0.6 175
магнитного момента нейтронной звезды к ее оси вращения, угла £ между лучом зрения наблюдателя и осью вращения и углового радиуса в сечения конуса излучения на данном уровне магнитосферы. Прежде всего воспользуемся значениями ширины наблюдаемого импульса по уровню 10%. Как и в работах [16—17], исключим из рассмотрения пульсары с Р < 0.1 с, поскольку они описываются, по нашим представлениям, другой моделью [15, гл. IV, § 6].
2.1. Предположение о центральном прохождении луча зрения
Самый простой способ оценки угла в связан с предположением о прохождении луча зрения через центр конуса излучения (в = С), и он может быть осуществлен по формуле [ 16]
sin в =
sin(fl/2) sin(Wio/4) '
(1)
при в = С,
cos в = cos в cos С + sine sin С cos(Wk)/2). (2)
Будем использовать при вычислениях полученное в работе[ 19] значение угла в:
в = arcsinf (e)(r/rLc )1/2 ], (3)
где r — расстояние излучающей области от центра нейтронной звезды,
cP
TLC
2п
(4)
— радиус светового цилиндра для пульсара с периодом Р, а
f (в) =
(5)
которую легко получить, используя общее выражение, вытекающее из принятой геометрии (рис. 1)
у/\/2[cOS /3(9 - Sin2 /3)1/2 + sin2 p^g _ gin2 ^3/4
- sin2 (3)l/2 — cos (3]l/2
Если подставить выражения (3)—(5) в (1), получим уравнение для определения угла в при свободном параметре r. Оценку уровня генерации излучения с заданной частотой, для которой определено
Q
C
Г
dr
Ar
>Пя*)— =
R*
= 4.2exl0»if
Yb R* \ p J
1/2
Для оценки г положим т = 10, что соответствует увеличению амплитуды волн в 22 000 раз, и возьмем ть = 5 х 106 — среднее значение лоренц-фактора первичного пучка. При этих значениях параметров из (6) получим:
1/2
r = 117R*
Р B12
(7)
а уравнение для определения угла в имеет вид
[1 _ (1 _ sin2 в)1/2]1/2
\/2 sin /3
= sin(Wio/4), (8)
где sin в выражается через f (в) и известные параметры:
sin в = f (в)(фьо)1/2 = = 0.1565f (в)/(В12 P )1/4 •
(9)
Рис. 1. Геометрия конуса излучения в модели полярной шапки [18].
значение Ш10, можно провести, используя следующие соображения.
Одной из почти наверняка реализуемых неус-тойчивостей в магнитосфере пульсара считается двухпотоковая неустойчивость, поскольку функция распределения электронов такова, что всегда сосуществуют два потока частиц: первичный пучок с лоренц-фактором ^ь = 106 —107 и вторичная электронно-позитроная плазма с 7р = 10—103 и плотностью на несколько порядков выше, чем у пучка. Известный инкремент Г этой неустойчивости позволяет вычислить "оптическую толщу"
Исходные данные для Ш10 возьмем из каталога [20]. К сожалению, не для всех объектов в нем приведены значения Ш10. Так, они доступны только для 21 пульсара с интеримпульсами. Подчеркнем, что в используемом каталоге величины Ш10 даются в миллисекундах, и для перевода их в градусную меру необходимо использовать формулу
Шю[мс] х 360°
^1о[град] =
P [мс]
(10)
(6)
характеризующую степень увеличения амплитуды генерируемых волн. В выражении (6) К* — радиус нейтронной звезды, полагаемый в дальнейшем равным 10 км, В12 = В5/1012 Гс. При последующих вычислениях вместо значений индукции магнитного поля на поверхности В3, приведенных в каталоге [20], использованы в 2 раза большие значения (см., например, [21, с. 299-300]).
Для улучшения статистики можно было бы использовать зависимость W10(W50), но дисперсия точек на диаграмме, отражающей эту зависимость (рис. 2), превышает порядок величины, и для конкретного пульсара точность была бы очень плохой. Интересно, что намечается явная зависимость W10 от P(рис. 3)
lg W10K] = 1.86 ± 0.24+ (11)
+ (0.75 ± 0.43) lg P[с],
которая с учетом (10) хорошо согласуется с полученной нами ранее по большей выборке пульсаров без интеримпульсов зависимости ^10[град] ж ж P-0'25 [16-17].
Здесь мы используем данные работ [3, 22-29], в которых опубликованы профили на волне около 20 см, и для части пульсаров — данные о ходе позиционного угла ^(Ф), чтобы оценить ширину профиля W10 и максимальную производную dф/dФ. Полученные оценки приведены в табл.
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.