Интернациональная команда астрофизиков, в которую входили российские учёные из Института космических исследований РАН, МФТИ и Пулковской обсерватории РАН, засняла очень быстро угасающееизлучениепульсаров после мощных вспышек —переход в так называемый режим пропеллера. Теоретические предсказания этого эффекта были сделаны более сорока лет тому назад, но только сейчас это явление было впервые достоверно зарегистрировано для пульсаров 4U 0115+63 и V 0332+53, излучающих в рентгеновском диапазоне. Результаты измерений, расчёты и выводы опубликованы в журнале Astronomy&Astrophysics.
Пульсары 4U 0115+63 и V 0332+53 принадлежат к особому типу источников —вспыхивающим (или транзиентным) рентгеновским пульсарам. Они то слабо светятся в рентгеновском диапазоне, то ярко вспыхивают, а то и совсем пропадают. По тому, как пульсары переходят из одного состояния в другое, можно судить об их магнитных поляхитемпературах окружающего вещества.Значения этих параметров столь высоки, что их невозможно получить и измеритьнапрямуюв земных лабораториях.
Рентгеновский пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду с сильным магнитным полем. Нейтронная звезда может образовывать пару с обычной звездой и перетягивать на себя её газ —астрофизики называют это аккрецией. Газ спиралью закручивается вокруг нейтронной звезды, образуя аккреционный диск, и тормозится на границе магнитосферы нейтронной звезды. Вещество при этом немного проникает внутрь магнитосферы, «вмораживается»в неёи стекает по магнитным линиям к полюсам. Падая на магнитные полюса, оно разогревается до сотен миллионов градусов и излучает в рентгеновском диапазоне. Так как магнитная ось нейтронной звезды находится под углом к оси вращения, рентгеновские лучи вращаются подобно лучам маяка и «с берега»выглядят как повторяющиеся сигналы с периодом от тысячных долей секунды до нескольких минут.
Нейтронная звезда —один из возможных остатков от вспышки сверхновой звезды. В конце эволюции некоторых звёзд их вещество из-за гравитации сжимается настолько сильно, что электроны фактически сливаются с протонами и образуют нейтроны. Магнитное поле нейтронной звезды может превышать максимально достижимое на Земле в десятки миллиардов раз.
Рисунок: Двойная система с обычной звездой, заполнившей свою полость Роша.*
Чтобы в системе из двух звёзд наблюдался рентгеновский пульсар, материя должна перетекать с обычной звезды на нейтронную. Обычная звезда при этом может быть гигантом или сверхгигантом и обладать мощным звёздным ветром, то есть выбрасывать в космос много вещества. Или это может быть небольшая звезда наподобие Солнца, которая заполниласвою полость Роша —область, за границей которой вещество уже не удерживается силой притяжения этой звезды и перетягивается гравитацией нейтронной звезды.
Рентгеновские пульсары 4U 0115+63 и V 0332+53 излучают так нестабильно (т. е. демонстрируют вспышки излучения), потому что у каждого из них довольно необычная звезда-компаньон —звезда класса Ве. Ве-звезда вращается вокруг своей оси настолько быстро, что время от времени у неё «поднимается юбка»—вдоль экватора образуется и растётгазовый диск —и звезда заполняетполость Роша. Газ начинает стремительно аккрецировать на нейтронную звезду, интенсивность еёизлучения резко возрастает, происходит вспышка. Постепенно «юбка»изнашивается, аккреционный диск истощается,и вещество уже не может падать на нейтронную звезду из-за влияния магнитного поля и центробежных сил. Возникает так называемый «эффект пропеллера». В таком режиме аккреция не происходит и рентгеновский источник пропадает.
Рисунок: В астрономии используется термин «светимость», то есть полная энергия, излучаемая небесным телом в единицу времени. Пороговая светимость для источника 4U 0115+63 показана красной линией. Для другого источника (V 0332+53) наблюдается аналогичная картина. Там, где проведены синие линии, расстояние между пульсаром и оптической звездой минимально. В таком положении режим аккреции может временно возобновляться при наличии достаточного количества вещества, что хорошо видно на рисунке.
С помощью рентгеновского телескопа на космической обсерватории Swiftроссийские учёные смогли измерить пороговую интенсивность излучения, то есть, светимость, ниже которой пульсар переходит в «режим пропеллера». Эта величина зависит от магнитного поля и от периода вращения пульсара. Период вращения исследуемых источников известен по измерению времени прихода излучаемых ими импульсов — 3,6 сек для 4U 0115+63 и 4,3 сек для V 0332+53, что позволило рассчитать напряжённость магнитного поля.Результаты совпали со значениями, полученными другими методами. Однако светимость пульсаров упала не в 400 раз, как ожидалось, а всего лишь в 200 раз. Авторы предположили, что либо нагретая вспышкой поверхность нейтронной звезды охлаждается и тем самым служит дополнительным источником излучения, либо эффект пропеллера не может полностью заблокировать перетекание вещества от обычной звезды и существуют другие каналы «утечки».
Переход в режим пропеллера является очень трудно уловимым, поскольку в этом режиме пульсар почти не излучает. Во время прошлых вспышек источников 4U 0115+63 и V 0332+53 уже была попытка поймать этот переход, но из-за низкой чувствительности доступныхна тот момент приборов «выключенное состояние» засечь не удалось. Достоверное подтверждение тому, что эти пульсары действительно «выключаются», получено только сейчас. Более того, показано, что информация о переходе в «режим пропеллера»может быть использована для определения напряжённости и структуры магнитного поля нейтронных звёзд.
Александр Лутовинов, профессор РАН, доктор физико-математических наук, заведующий лабораторией в Институте космических исследований РАН и преподаватель МФТИ поясняет:
«Одним из фундаментальных вопросов образования и эволюции нейтронных звёзд является структура их магнитных полей. В процессе исследования мы определили для двух нейтронных звёзд дипольную составляющую магнитного поля, которая как раз отвечает за эффект пропеллера. Мы показали, что эту независимо полученную величину можно сравнить с величиной магнитного поля, уже известной по измерениям циклотронных линий, и таким образом оценить вклад других составляющих более высокого порядка, которые входят в структуру поля».
