Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Свободное падение (при сферически-симметричиой аккреции) возможно лишь на больших расстояниях R от звезды. На расстоянии Rm ~ 100—1000 км (радиус
0,5 1,0 1,5
Фаза импульса
2,0
0,5 1,0 1,6
Фаза импульса
2,0
358
Рис. 4. Профили импульсов ряда рентгеновских пульсаров. Приведены интервалы энергий, для которых получены данные, и периоды Р.
3U0900-40
А0535+26
500
2000
1500
1000
500
3
§
о 2000
Є :0)
> О є 1500
о
о
у 1000
і >
500
в
о
I 200D
1 ISOO
1000
500
ID00
500
19-30 кзВ—. _а
2 * 282,9 с
6-12 кэВ
_1_I__I_Illl_____I__L-)_I—I—I—I—I—L.
3-6 кэВ
I IJ I_L_
I T T I I
1,2-3 кзВ
.J_l___L-J___і__L_
0,5 I, D
Фаза импульса
1,5
2,0
Рнс. 5. Зависимость профиля импульсов от энергии для двух рентгеновских пульсаров.
фаза импульса
Рио. в. Спектры ряда рентгеновских пульсаров. Заметна рентгеновская линия железа с Ziv « » 6,5— 7 кэВ.
магнитосферы) давление магн. поля нейтронной звезды IPfSn ев R-* сравнивается с давлением аккрецирующего потока вещества рУ2 «в Я“‘/* (р — плотность вещества) и останавливает его. В зоне Я < Лм формируется замкнутая магнитосфера нейтронной звезды (рис. 3, а), вблизи Rm возникает ударная волна, в к-рой плазма охлаждается излучением Р. п. за счёт компто-иовского рассеяния. Благодаря неустойчивости Рэлея— Тейлора становится возможным проникновение капель плазмы внутрь магнитосферы, где происходит нх дальнейшее дробление и вмораживание в магн. поле. Магн. поле канализирует поток аккрецпрующен плазмы и направляет её в область магн. полюсов (рис. 3,6). Зона, иа к-рую выпадает вещество, по-видимому, не превышает по площадп 1 км2. На поверхности нейтронной звезды гравитац. энергия связи иа единицу массы г\ я? 0,15 сг. Поток выпадающего иа звезду вещества, необходимый для поддержания светимости Lx ~ 1086— —103® эрг/с, равен M ~ Lxfr\ ~ IO16-IOie г/с = 10-11-— —10"7Mq в год. На 1 см2 поверхности выпадает более тонны вещества в секунду. Скорость свободного падения составляет 0,4 с.
В Р. п. со светимостью Lx < IO38 эрг/с падающие протоны п электроны тормозятся в атмосфере (образованной веществом, выпавшим па нейтронную звезду за ничтожные доли секунды до этого) за счёт ядерных и кулоновских столкновений. Выделяющаяся энергия излучается слоем, поверхностная плотность к-рого ок. 10—20 г/см2, а толщина — неск. метров. Существует предположение, что мон^ет возникнуть тонкая (иеск. см) бесстолкновительиая ударная волна, в к-рой выделяется вся кинетич. энергия аккрецирующего потока.
В Р. п. со светимостью, близкой к 5 -IOse эрг/с, колоссальное энерговыделеиие в зоне магн. полюсов приводит к тому, что сила давления излучения (см. Давление света) на падающие электроны способна остановить ноток аккрецирующего вещества. Вблизи поверхи ос-
'35!
РЕНТГЕНОВСКИЕ
РЕНТГЕНОВСКИЕ
1,237625
J.237B20
1,237615
1,237810
{,237805
1,237600
1,237795
1,237790
1,237765
J_______I______I______I______I_____J_______I______I______I_____t
1972
1974
1976
1978
1980
104,4 104,2 104,0 103,8 103,В
т-------r—ті--------------------1-1. т .г
і А0535+26
* I_______________I_____________I--------------1--------------1-----------------L
1975 1976 1977 197 В 1979 1980 1961
140 I T 1 [ j j ^ I1-I-- L "¦ Г I GX 1+4 2В2.85 -і 1 1 " і і і I 4U0900-4Q і 1 і *
130 282,90
120 - 282,85 ¦ і •
110 - 262,60
юо j I- 1 » »- I » —I 1 1 1 L 2В2,75 282.70 ^ « t I f •4 і « і . і
1970 1972 1974 1976 1978 19B0
1975 1976 1977 197В 1979 I960 I9M 1962
1972 1973
1874 1975 1978
Время
1977 1978
Время
Рис. 7. Зависимость периода P (в с) от времени для ряда рентгеновских пульсаров.
TH нейтронной звезды (на высоте меньше 1 м) может сформироваться радиац.-доминиров. ударная волна. В такой ударной волне давление излучения намного превышает давление плазмы. Падающие на звезду электроны тормозятся силой давления излучения, обусловленной томсоиовским рассеянием излучения, идущего снизу. Одновременно останавливаются связанные с электронами злектростатич. силами протоны, несущие осн. кинетич. энергию. Эта энергия расходуется иа увеличение энергии фотонов вследствие нх многократных рассеяний иа высокоскоростных электронах (компто-низацпи). Часть «жёстких» фотонов уходит к наблюдателю, а часть попадает в плотные слои атмосферы (нейтронной звезды), нагревая её. В этих слоях вследствие тормозного излучения рождаются многочисл. «мягкие» фотоны, к-рые, испытывая томсоновское рассеяние иа падающих электронах, тормозят падающее вещество.
Если светимость Р. п. превышает IO37 эрг/с, то над поверхностью нейтронной звезды в районе магн. полю-OOU сов формируется аккреционная колонка. Радиац.
домиииров. ударная волна возникает на большой высоте над поверхностью нейтронной звезды (сотии метров и даже километров). В ней происходит торможение потока. Под ударной волной осуществляется режим оседания. Излучение уходит через боковую поверхность колонки, вещество же в ней медленно оседает, выделяя гравитац. энергию, превращающуюся в тепло и излучение. Силам гравитации противодействует градиент давления излучения, запертого в радиац.-доминиров. колонке. Колонка может обеспечить светимость, намного превышающую критическую светимость, т. к. с боков оиа удерживается магн. полем, а не силами гравитации. Более того, если магн. поле нейтронной звезды превышает IO13 Гс, то в основании колонки темп-pa плазмы и излучения достигает IO10 К. При таких темп-рах происходят процессы рождения и аннигиляции электрон-позитроиных пар. Нейтрино, образующиеся в реакции е+ + е- —» V V, уносят осн. долю светимости. Рентг.
