Галактика Андромеды (М31). Изображение получено совмещением инфракрасного снимка, сделанного телескопом «Гершель» (красные волокнистые структуры — это в основном облака холодной пыли, в недрах которых медленно формируются новые звезды), и рентгеновского снимка телескопа XMM-Newton (яркие голубые пятна — это горячие области вокруг ярких или умирающих звезд). На врезке — «портрет» источника 3XMM J004301.4+413017, выявленный в данных XMM-Newton. Изображение с сайта esa.int

В архивных данных космического телескопа XMM-Newton, многократно проводившего наблюдения Туманности Андромеды (М31) в рентгеновском диапазоне, удалось найти сигналы с периодом 1,2 с, указывающие на первый пульсар, достоверно обнаруженный вне пределов нашей Галактики и ее спутников — Большого и Малого Магеллановых Облаков. Источник сигнала 3XMM J004301.4+413017 представляет собой двойную систему, в которой нейтронная звезда поглощает материю своего компаньона — «обычной» звезды. Период обращения этой двойной системы вокруг общего центра масс составляет 1,27 суток.

Открытие рентгеновских пульсаров произошло еще в 1971 году, когда первая рентгеновская орбитальная обсерватория Uhuru зарегистрировала регулярные пульсации яркости в рентгеновском диапазоне с периодом около 4,8 с от источника Центавр Х-3 (Centaurus X-3). До этого были известны лишь радиопульсары.

Первый радиопульсар в июне 1967 года неожиданно обнаружила на радиотелескопе Маллардовской радиоастрономической обсерватории (Mullard Radio Astronomy Observatory) Кембриджского университета Джоселин Белл (Jocelyn Bell Burnell), аспирантка Энтони Хьюиша (Antony Hewish). Хьюиш получил за это в 1974 году Нобелевскую премию (вместе с Мартином Райлом), а Белл, чья подпись под исторической статьей стояла второй, нобелевским комитетом отмечена не была (справедливости ради надо сказать, что сама Белл профессионально отнеслась к этому; подробнее читайте у Н. Горькавого в «Сказке про юную Джоселин Белл, пульсары и телеграмму от зелёных человечков»).

Чрезвычайно короткий период пульсаций таких источников указывал на то, что это могут быть только вращающиеся нейтронные звезды, поскольку даже белые карлики недостаточно компактны, чтобы вращаться с подобными угловыми скоростями (на то, что источником излучения служит вращающаяся поверхность, а не газовый или плазменный конгломерат, указывает чрезвычайно высокая стабильность пульсаров).

Механизм работы пульсаров

Массы нейтронных звезд сравнимы с массой Солнца, однако их типичные размеры — всего 20–40 км (см. лекцию С. Попова «Зоопарк нейтронных звезд» и главу «Многообразие нейтронных звезд» из книги С. Попова «Суперобъекты»). Это сверхплотные остатки выгоревших массивных звезд, переживших вспышку сверхновых. На начальном этапе жизни нейтронные звезды, как правило, обладают не только чудовищными магнитными полями (10¹²–10¹³ Гс, тогда как у Земли всего около 1 Гс), но и очень быстро вращаются, так как в силу закона сохранения момента импульса при сжатии звезда дополнительно раскручивается, подобно фигуристке, прижимающей руки к телу.

При столь мощном магнитном поле и чрезвычайно высокой скорости вращения с поверхности нейтронной звезды срываются заряженные частицы, порождающие вторичную плазму, которая удаляется от пульсара вдоль магнитных силовых линий. Основной поток плазмы уносится внутри довольно узких конусов с вершинами в районе магнитных полюсов. Эта плазма становится источником радиоизлучения. Эффект пульсара возникает из-за того, что ось вращения звезды зачастую не совпадает с осью магнитного диполя, и по Земле пробегает как бы луч космического радиомаяка.

Постепенно пульсар теряет вращательную энергию, а его магнитное поле ослабевает. Из-за этого вещество получает возможность достигать поверхности пульсара в районах полюсов, разогревшись при этом до десятков миллионов градусов. При таких температурах плазма начинает излучать в рентгеновском диапазоне, порождая собственно феномен рентгеновского пульсара.

Рентгеновские пульсары делятся на два основных класса: одиночные и аккрецирующие. Излучение одиночных пульсаров возникает либо из-за излучения ускоренных заряженных частиц, либо из-за остывания поверхности нейтронной звезды. Аккрецирующие пульсары возникают в тесных двойных звездных системах из нейтронной звезды и ее компаньона, заполняющего своим веществом (плазмой) полость Роша нейтронной звезды. В этой области пространства притяжение нейтронной звезды преобладает над притяжением компаньона, в результате чего материя перетекает на пульсар и, разогреваясь, начинает ярко светиться в рентгене.

Первый далекий пульсар

В обсуждаемой статье EXTraS discovery of an 1.2-s X-ray pulsar in M 31 речь идет как раз об аккрецирующем рентгеновском пульсаре. В данных, собранных космическим рентгеновским телескопом XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror Mission) за период с декабря 2000-го по февраль 2013 года, были найдены периодические сигналы, указывающие на возможность существования пульсара. Источник сигнала, обозначаемый как 3XMM J004301.4+413017 (кратко — 3X J0043; набор цифр после буквы J — это координаты объекта в экваториальной системе координат), проецируется на одно из шаровых звездных скоплений, связанных с галактикой Андромеды. Согласно оценкам астрономов, спутник у нейтронной звезды достаточно маломассивный и может быть сравним с нашим Солнцем (примером подобной системы может служить пульсар Геркулес X-1 (Her X-1), у которого, правда, более крупный компаньон, массой порядка двух солнц; кстати, впервые Геркулес X-1 изучался тем же Uhuru в том же далеком 1971 году).

Независимо от той или иной модели новонайденной системы (которую еще предстоит уточнить), 3X J0043 можно назвать не только первым аккрецирующим рентгеновским пульсаром в Туманности Андромеды, но и первой нейтронной звездой за пределами ближайших окрестностей нашей Галактики с достоверно определенным периодом вращения (уровень статистической значимости порядка 6,5σ).

Космический рентгеновский телескоп XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror Mission) запущен Европейским космическим агентством совместно с NASA на эллиптическую околоземную орбиту 10 декабря 1999 года. Расчетный срок эксплуатации телескопа — два года — неоднократно продлевался, и он до сих пор находится в строю. Изображение с сайта cosmos.esa.int

За время наблюдений 3X J0043 всего 35 раз попадал в объективы XMM-Newton. Программный анализ данных дал период пульсаций 1,203830 ± 0,000003 с, а изучение самых длительных периодов наблюдений позволило выявить заметную модуляцию периода пульсара, соответствующую доплеровским сдвигам, вызванным орбитальным движением в двойной системе с более чем однодневным периодом. Моделирование путем подгонки параметров орбиты вместе с периодом вращения дало значение 1,27 суток. Поиски каких-либо визуальных аналогов в данных «Хаббла» и других оптических телескопов успехом не увенчались, поэтому был сделан вывод о достаточно скромных размерах звезды-компаньона (ее абсолютная звездная величина меньше −2,5). Несмотря на то, что сигнал приходит из области, «занятой» шаровым звездным скоплением, однозначно утверждать, что двойная система находится именно в нем, авторы пока не решаются.

Поиск пульсаров в Туманности Андромеды велся уже довольно давно, однако до последнего времени безуспешно. Понятно, почему пульсары искали именно там: это ближайшая к нам крупная галактика, по ряду параметров напоминающая Млечный Путь. К настоящему времени в нашей Галактике открыто больше двух с половиной тысяч пульсаров (и почти 90% из них — одиночные); полное же число нейтронных звезд, по оценкам, в ней доходит до миллиарда. В Магеллановых Облаках также обнаружены десятки пульсаров. Там же с помощью гамма-телескопа «Ферми» в конце прошлого года был найден самый мощный гамма-пульсар.

Источник: P. Esposito et al. EXTraS discovery of an 1.2-s X-ray pulsar in M 31 // MNRAS Letters. 2016. V. 457. DOI: 10.1093/mnrasl/slv194.

Максим Борисов

Рейтинг публикации:

0

Комментарии (0) | Распечатать

Добавить новость в: