Астрофизики из ФИАН выяснили, как происходит формирование и распространение излучения в магнитосфере радиопульсаров. Эти сведения помогут сделать количественные предсказания относительно эволюции нейтронных звезд, а также свойств наблюдаемого радиоизлучения.
Несмотря на то, что радиопульсары были открыты почти полвека назад (в 1967 году) наши представления о них пока остаются неполными. Два недостающих звена, необходимых для сравнения теории радиопульсаров с наблюдениями, заключались в дополнении знаний о процессе формирования и распространения радиоизлучения. Первое звено – механизм образования излучения пульсара в его магнитосфере – было предложено группой ученых из ФИАН – Александром Гуревичем, Яковом Истоминым и Василием Бескиным чуть больше 20 лет назад.
«Излучение формируется в магнитосфере пульсара, в этом нет никаких сомнений. Заряженные частицы, двигаясь по кривой траектории с ускорением, излучают электромагнитные волны. Но поскольку плотности в магнитосфере большие, то важно найти коллективный механизм излучения, то есть не от одной частицы, а от ансамбля. При этом излучение происходит в фазе, это означает, что оно когерентно, и мощность его возрастает не пропорционально числу частиц, а пропорционально квадрату числа частиц. Также очень важную роль играет поляризация излучения. Больше 20 лет назад нами была найдена такая неустойчивость, которая приводит к генерации излучения. Мы назвали ее изгибно-плазменной», — рассказывает доктор физико-математических наук Яков Истомин.
Второе звено – как излучение распространяется – необходимо было прояснить. Дело в том, что наблюдаемые параметры излучения – средний профиль, поляризация, зависимости спектра от частот — зависят не только от механизма формирования, но и от процесса распространения излучения. Эти волны выходят из магнитосферы нейтронной звезды в межзвездную среду очень низкой плотности и их параметры формируются при переходе.
«Никаких принципиальных физических процессов или эффектов, которые мешали бы понять процесс распространения радиоизлучения пульсаров, нет. Это область распространения электромагнитных волн в плазме, но просчитать, как это происходит, до сих пор никто аккуратно не мог. Здесь дело исключительно в аккуратности учета всех эффектов и, соответственно, в математической сложности расчетов», — комментирует ведущий научный сотрудник ФИАН, доктор физико-математических наук Василий Бескин.
В общей сложности два года интенсивного труда потратили Василий Бескин и его студент из МФТИ Александр Филиппов на последовательные расчеты процесса распространения радиоизлучения. В качестве модели использовалась дополненная и многократно подтвержденная «модель полого конуса». Она заключается в том, что диаграмма направленности радиоизлучения повторяет профиль плотности вторичной электронно-позитронной плазмы, истекающей вдоль открытых магнитных силовых линий. По внешнему виду этот профиль похож на полый конус.
«В процессе распространения излучения нужно учитывать много эффектов, которыми раньше пренебрегали. Один из моментов, который необходимо было внести в модель, заключается в учете двулучепреломления магнитоактивной плазмы, в результате чего волны различной поляризации могут по разному распространяться в магнитосфере нейтронной звезды. Кроме того, до сих пор не всегда последовательно учитывалось связанное с вращением пульсара электрическое поле, которое в области формирования поляризационных характеристик выходящего излучения становится порядка магнитного. Это обусловливает вид тензора диэлектрической проницаемости, гораздо более сложный, чем в обычной плазме. Также в нашей работе была выбрана реальная структура магнитного поля, а не поле невозмущенного диполя, как делалось ранее, так как дипольное приближение справедливо далеко не во всей рассматриваемой области» — говорит Василий Бескин.
Электронно-позитронная плазма, рождаемая жесткими гамма-квантами вблизи поверхности нейтронной звезды, истекает из магнитосферы пульсара вдоль магнитных силовых линий. Поэтому, чтобы знать плотность частиц в каждой точке вдоль траектории распространения радиоизлучения, нужно просчитать, как искривилась та или иная магнитная силовая линия.
Василий Бескин: «Для определения плотности плазмы приходилось в каждой точке вдоль луча интегрировать назад вдоль магнитных силовых линий, чтобы знать, в какой области на поверхности нейтронной звезды частицы начали свое движение. Компьютер может считать это целые сутки. В предыдущих же работах, в которых рассматривалось вращение простого диполя, а также предполагалось, что радиоизлучение распространяется по прямой, многие важные эффекты не могли быть учтены».
Полученные результаты, как полагают ученые, помогут существенно продвинуться в понимании природы активности пульсаров и в определении параметров истекающей плазмы. Действительно, воспользовавшись построенной количественной теорией распространения волн и анализируя наблюдаемые профили излучения конкретных радиопульсаров можно понять, как устроена и сама магнитосфера нейтронной звезды. В настоящее время эти работы ведутся совместно с сотрудниками Пущинской радиоастрономической Обсерватории ФИАН, а также с группой М. Крамера — директора Института радиоастрономии им. Макса Планка (Бонн, Германия).
В 1971 году советский физик В.Ф. Шварцман впервые показал, что присутствие сильного магнитного поля в веществе, захватываемом черной дырой, может существенно изменить весь процесс аккреции в целом (от лат. accretio — приращение, увеличение, падение вещества на космическое тело, например звезду, из окружающего пространства. Собственное магнитное поле потока, при определенных условиях, оказывается способным остановить процесс падения вещества на значительном расстоянии от черной дыры, которое именуется радиусом Шварцмана. Развивая эту идею, другие советские ученые, Г.С. Бисноватый-Коган и А.А. Рузмайкин, в 1974 году пришли к выводу, что влияние сильного поля аккреционного потока приводит к образованию вокруг черной дыры магнитной пластины, напоминающей аккреционный диск, но практически не вращающейся. Последовавшие за этим многочисленные попытки найти наблюдательные подтверждения такого сценария неизменно оказывались тщетными в силу технических трудностей проверки предсказаний модели магнитной аккреции на черные дыры. Положение, однако, радикально изменилось, когда сотрудниками Пулковской обсерватории впервые в мировой практике была предпринята попытка моделирования магнитной аккреции на нейтронные звезды, которые, находясь в составе массивных двойных систем, проявляют себя как рентгеновские пульсары. На многие вопросы относительно природы этих «хорошо изученных» систем до настоящего времени ответы не получены.
«На рассмотрение вопроса о возможности магнитной аккреции в рентгеновских пульсарах нас натолкнул исключительно высокий темп торможения вращения нейтронной звезды, эпизодически наблюдаемый в системе GX 301-2. Объяснить этот феномен в рамках стандартных моделей — сферической или дисковой аккреции — можно лишь предположив, что магнитное поле звезды превосходит 200 Гигагаусс. Однако величина магнитного поля, оцененная из наблюдений циклотронной линии в рентгеновском спектре этого объекта, оказывается в 100 раз меньше» — рассказывает сотрудник Пулковской астрономической обсерватории РАН Назар Ихсанов.
В 2011 году был обнаружен еще один объект со схожим поведением – астрономы обнаружили «заторможенные» останки сверхновой — рентгеновский пульсар SXP 1062, расположенный в оставшемся от взрыва плазменном облаке. При относительно юном возрасте (всего 20 тыс. лет) эта нейтронная звезда вращается с удивительно долгим периодом (1062 секунды), который эпизодически увеличивается с высоким темпом. Объяснить происхождение и поведение такого объекта в рамках стандартной модели оказывается затруднительным. Но на помощь приходит сценарий магнитной аккреции, в рамках которого появление такого пульсара оказывается скорее закономерным.
«Магнитная аккреция в рентгеновских пульсарах реализуется в том случае, если радиус Шварцмана превосходит канонический Альвеновский радиус нейтронной звезды. В противном случае, процесс падения вещества описывается стандартной моделью квазисферической или дисковой аккреции. Взяв это за основу, мы обнаружили, что темп торможения нейтронных звезд, находящихся в условиях магнитной аккреции, действительно должен быть существенно выше темпа торможения звезд, аккрецирующих вещество без магнитного поля» — объясняет Ихсанов.
Условно говоря, это происходит потому, что влияние магнитного поля аккреционного потока приводит к изменению не только его структуры, но и механизма взаимодействия падающего вещества с магнитным полем самой звезды. Вещество на внутреннем радиусе магнитной пластины накапливается до тех пор, пока его отток из пластины в магнитосферу вследствие диффузии и перезамыканий силовых линий магнитного поля, не сравняется с притоком газа, захватываемым звездой из своего окружения. Это приводит к большим плотностям плазмы на границе магнитосферы и значительному увеличению темпа торможения вращения нейтронной звезды.
Полученные выводы могут быть проверены путем измерения магнитного поля массивных компаньонов нейтронных звезд и изучения свойств аккреционного канала у поверхности нейтронной звезды методами рентгеновской спектроскопии. «ФИАН-Информ»
