Редактирование: Пульсары

:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/c/pul-sary-f09b0a ''Малов Игорь Фёдорович.'' Пульсары // Большая российская энциклопедия. Дата публикации:  29 марта 2023 г.]</ref>

[[Файл:Схематическое изображение пульсара.jpg|388px|мини|справа|Схематическое изображение пульсара. Центральное тело пульсара – нейтронная звезда с сильным магнитным полем (силовые линии показаны голубым цветом) и быстрым вращением. В этих условиях генерируются сильные электрические поля, которые вырывают с поверхности звезды электроны и ускоряют их до релятивистских скоростей. Электроны, движущиеся в магнитном поле нейтронной звезды, испускают электромагнитное излучение в разных диапазонах спектра, которое заключено в узком конусе (фиолетовый цвет). Если ось конуса наклонена к оси вращения нейтронной звезды, то конус излучения вращается вместе со звездой.]][[Файл:Схема, иллюстрирующая образование импульсного излучения пульсара.jpg|388px|мини|справа|Рис. 1. Схема, иллюстрирующая образование импульсного излучения пульсара. Излучение заключено в узком конусе, и если ось конуса наклонена к оси вращения нейтронной звезды, то для наблюдателя, луч зрения которого попадает в пределы этого конуса, возникает эффект маяка: он видит один импульс за период вращения.]]'''Пульса́ры''' (''англ.'' pulsar, от pulsating – пульсирующий и stellar – звёздный) – космические источники импульсного [[электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]]. Открыты в 1967 г. Дж. Белл, аспиранткой Э. Хьюиша, в Маллардской радиоастрономической обсерватории (Великобритания) в радиодиапазоне на частоте 81,5 МГц (Нобелевская премия, 1974). На 2023 г. известно более 2800 радиопульсаров, из которых около 200 излучают также в [[Гамма-излучение|гамма-диапазоне]], от нескольких десятков радиопульсаров зарегистрировано [[рентгеновское излучение]], несколько радиопульсаров наблюдаются и в оптическом диапазоне. Центральное тело пульсара – [[нейтронные звезды|нейтронная звезда]] массой порядка массы [[Солнце|Солнца]] (2 ·10<sup>30</sup> кг) и радиусом порядка 10 км. Такие объекты могут образовываться при взрывах [[сверхновые звёзды|сверхновых звёзд]] на поздних стадиях [[эволюция звёзд|звёздной эволюции]]. Плотность в центре нейтронной звезды (порядка 10<sup>18</sup> кг/м<sup>3</sup>) больше плотности [[атомное ядра|атомного ядра]]. При таких плотностях все атомные ядра распадаются и внутренние слои звезды состоят из [[сверхтекучесть|сверхтекучих]] [[нейтрон]]ов, [[сверхпроводимость|сверхпроводящих]] [[протон]]ов и [[электрон]]ов. Ещё две особенности пульсаров – очень сильные [[магнитное поле|магнитные поля]] (на поверхности нейтронной звезды порядка 10<sup>5</sup>–10<sup>10</sup> Тл) и быстрое вращение (периоды вращения известных пульсаров заключены в пределах от 1,4 мс до нескольких секунд). В этих условиях генерируются [[электрическое поле|электрические поля]] напряжённостью более 10<sup>12</sup> В/м, которые вырывают с поверхности звезды электроны и ускоряют их до [[релятивистская скорость|релятивистских скоростей]].

В сильных магнитных полях вблизи поверхности звезды электроны быстро теряют свой поперечный импульс за счёт излучения [[фотон]]ов и движутся дальше вдоль искривлённых магнитных силовых линий. Возникает [[излучение кривизны]], с которым в основном и связывают радиоизлучение пульсаров. На больших расстояниях от поверхности магнитное поле ослабевает, у электронов формируются заметные [[питч-угол|питч-углы]], и становится возможным включение [[синхротронное излучение|синхротронного механизма излучения]] в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Возникающее излучение заключено в узком конусе, и если ось конуса наклонена к оси вращения нейтронной звезды, то для наблюдателя, луч зрения которого попадает в пределы этого конуса, возникает эффект маяка: он видит один импульс за период вращения (рис. 1). Если угол между [[магнитный момент|магнитным моментом]] и осью вращения нейтронной звезды близок к 90°, наблюдатель видит оба полюса, в этом случае к нему за 1 оборот звезды приходят 2 импульса.

В случае изолированной нейтронной звезды её вращение – основной источник энергии для всех процессов, протекающих в её магнитосфере. Потеря энергии вращения вызывает его замедление и наблюдаемое увеличение периода между импульсами. Постепенное истощение основного источника энергии приводит к уменьшению [[Светимость небесного объекта|светимости]] пульсара, и он в конце концов становится недоступным для наблюдателей. На диаграмме (рис. 2), изображающей зависимость [[производная|производной]] периода по времени (то есть скорости замедления вращения пульсара) от самого периода, появляется так называемая линия смерти, разделяющая активные пульсары от «мёртвых». В англоязычной литературе область «выключившихся» пульсаров называют «кладбищем» (''англ.'' graveyard). Разные модели затухания излучения дают различные уравнения «линии смерти», и на упомянутой диаграмме чёткой границы между активными и потухшими пульсарами нет.

[[Файл:Диаграмма, изображающая зависимость скорости замедления вращения пульсара от его периода.jpg|388px|мини|справа|Рис. 2. Диаграмма, изображающая зависимость скорости замедления вращения пульсара от его периода. Голубым цветом показаны линии одинаковой светимости пульсаров (сплошные), одинакового возраста (пунктирные) и одинаковой индукции поверхностного магнитного поля (штрих-пунктирные). Аббревиатуры: SGR – источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (''англ.'' soft gamma repeaters), AXP – аномальные рентгеновские пульсары (''англ.'' anomalous X-ray pulsars).]]Наблюдаемое распределение пульсаров по периодам излучения выявляет существование двух групп. В одной из них сосредоточены объекты с миллисекундными периодами, в другой – с периодами от 0,1 с до нескольких секунд. При этом короткопериодические пульсары никогда не попадут во вторую группу. Действительно, характерная для источников этой группы производная периода по времени порядка 10<sup>–19</sup> требует для увеличения периода от 10 мс до 1 с времени более 300 млрд лет, что существенно превышает [[возраст Вселенной]].

Иногда монотонное увеличение периода излучения пульсара прерывается его внезапным скачком в сторону уменьшения с последующим медленным возвращением к первоначальному значению. Этот скачок периода называется «глитчем» (от ''англ.'' glitch – сбой). Однозначного объяснения этого явления пока не существует. Наибольшей популярностью пользуется модель, приписывающая скачки периода моменту отрыва сверхтекучих нитей, находящихся внутри нейтронной звезды, от её твёрдой коры (Alteration of the magnetosphere ... 2018).<ref name="Palfreyman, Dickey, Hotan 2018">[https://bigenc.ru/b/alteration-of-the-magnetosphere-of-the-vela-pulsar-dbdc71?page=1 ''Jim Palfreyman, John M. Dickey, Aidan Hotan [et al.]]'' Alteration of the magnetosphere of the Vela pulsar during a glitch. Nature. – 2018. – Vol. 556. – P. 219–222.</ref> Предлагалась также модель «звездотрясения» – появления разломов в твёрдой коре нейтронной звезды в результате накопления в ней упругих напряжений и её скачкообразной деформации.<ref name="Шкловский 1984">[https://bigenc.ru/b/zviozdy-d5a63a?page=1 ''Шкловский И. С.'' Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. Москва: Наука, 1984.]</ref> Наконец, рассматривалась возможность искажения наблюдаемого периода в результате нерегулярного ускорения движения самого пульсара (Compatibility of the observed rotation parameters ... 2018).<ref name="Avramenko, Losovsky, Pugachev, Shabanova 2018">[https://bigenc.ru/b/compatibility-of-the-observed-rotation-parameters-70f8de?page=1 ''Arkady Efimovich Avramenko, Boris Yakovlevich Losovsky, Vyacheslav Dmitrievich Pugachev, Tatyana Viktorovna Shabanova'' International Journal of Astronomy and Astrophysics. – 2018. – Vol. 8. – P. 24–45.]</ref>

Когда нейтронная звезда находится в [[двойные звёзды|двойной звёздной системе]], а её компаньон испускает мощный [[звёздный ветер]], включается механизм [[аккреция|аккреции]] на нейтронную звезду. При этом её поверхность разогревается до температуры в миллионы градусов и начинает излучать в рентгеновском диапазоне. Вследствие вращения нейтронной звезды это излучение носит импульсный характер – наблюдается рентгеновский пульсар. Кроме энергии, аккрецирующее вещество приносит и [[угловой момент]], что приводит к увеличению скорости вращения нейтронной звезды и, соответственно, уменьшению периода её вращения со временем. Первый такой пульсар, Cen X-3, был открыт в 1971 г. при помощи первой орбитальной рентгеновской обсерватории «Ухуру». У него наблюдались импульсы с периодом около 4,8 с, причём период был подвержен регулярной [[модуляция колебаний и волн|модуляции]]. Такая модуляция связана с орбитальным движением нейтронной звезды вокруг компаньона и вызвана [[эффект Доплера|эффектом Доплера]]. Молодые одиночные радиопульсары, поверхность которых ещё не успела остыть после их рождения, тоже испускают [[тепловое излучение|тепловое]] рентгеновское излучение, но бóльшая часть рентгеновского излучения от них генерируется нетепловым (синхротронным) механизмом в магнитосфере пульсара. Тепловое и нетепловое рентгеновское излучение было зарегистрировано примерно от 60 радиопульсаров. На 2023 г. открыто 16 [[аномальные рентгеновские пульсары|аномальных рентгеновских пульсаров]], которые связаны с изолированными (не входящими в двойные системы) нейтронными звёздами. От большей части из них излучение в других диапазонах не обнаружено. Большой прогресс в исследовании рентгеновских пульсаров был достигнут благодаря таким космическим миссиям, как ROSAT (диапазон энергий 0,1–2 кэВ), ASCA (0,4–10 кэВ), XMM-Newton (0,2–12 кэВ) и «Чандра» (0,1–10 кэВ). Дальнейшие перспективы связаны с находящимся на борту Международной космической станции телескопом NICER (0,2–12 кэB). С запуском в 2008 г. орбитальной обсерватории «Ферми» на новый уровень вышла [[гамма-астрономия]]. С помощью телескопа LAT на этой обсерватории было открыто более 200 новых гамма-пульсаров, что в десятки раз увеличило выборку этих источников, важных для понимания природы импульсного излучения. Особый интерес к гамма-пульсарам связан с тем, что у многих из них не регистрируется излучение в других диапазонах.

Пульсары – самые яркие и самые переменные из всех современных объектов в изученной части Вселенной, яркостные температуры спокойных радиопульсаров могут превышать 10<sup>30</sup> К. Это свидетельствует о когерентном характере излучения, поскольку все известные тепловые и нетепловые механизмы не могут обеспечить такие яркостные температуры в некогерентном режиме. В некоторых пульсарах наблюдаются т. н. гигантские импульсы. Наиболее изучены гигантские импульсы в пульсарах B 0531+21 и B 1937+21, в которых плотности [[поток излучения|потока излучения]] могут в тысячи раз превышать средние для этих объектов значения (что соответствует яркостным температурам порядка 10<sup>37</sup> К). Когерентные механизмы излучения делятся на 2 типа: антенные и мазерные. В первом типе излучение формируется в сгустках, все частицы которых излучают в одинаковой фазе, и складываются не интенсивности, а амплитуды полей. Во втором типе излучающая плазма обладает отрицательным коэффициентом поглощения и при распространении в ней излучения его интенсивность экспоненциально возрастает.

Что же касается переменности, то она проявляется в пульсарах на всех временны́х масштабах. В наиболее мощных пульсарах удаётся наблюдать переменные детали длительностью в наносекунды. У ряда источников проявляется микроструктура импульса, длительность деталей в которой составляет десятки – сотни микросекунд. Индивидуальные импульсы, следующие с основным периодом, переменны как по интенсивности, так и по структуре. Наблюдаются вариации интенсивности и на более длительных интервалах времени (минуты, месяцы, годы), связанные как с распространением излучения через среду между пульсаром и наблюдателем, так и с собственной нестационарностью пульсаров.

Пульсары представляют собой уникальные физические лаборатории с экстремальными свойствами материи. Сильные магнитные и электрические поля, не достижимые для наземных лабораторий, запускают процессы конверсии гамма-квантов (распада их на [[электрон]] и [[позитрон]] или на 2 гамма-кванта с меньшей энергией по сравнению с энергией первичного кванта), которые раньше рассматривались лишь как теоретически возможные. В таких полях наступает [[поляризация вакуума]], он становится [[двойное лучепреломление|двояколучепреломляющим]]. Существенно изменяются все плазменные процессы, типы волн и характер плазменных неустойчивостей в магнитосфере пульсара. В центре нейтронной звезды при плотностях выше ядерной в принципе возможен распад нуклонов и образование [[кварк-глюонная плазма|кварк-глюонной плазмы]].

[[Файл: Пульсарная туманность вокруг пульсара В0531+21 в Крабовидной туманности.jpg|388px|мини|справа|Рис. 3. Пульсарная туманность вокруг пульсара В0531+21 в Крабовидной туманности. Изображение Крабовидной туманности (остатка вспышки сверхновой 1054) и находящейся в ней пульсарной туманности, образованной потоком релятивистских частиц из магнитосферы центрального пульсара В0531+21. Изображение получено наложением снимков в трёх диапазонах электромагнитного спектра: оптическом (жёлтый цвет), инфракрасном (красный цвет) и рентгеновском (голубой цвет). Неоднородная структура пульсарной туманности связана с нерегулярным магнитным полем в остатке сверхновой.]]Частицы, ускоренные в электрических полях нейтронной звезды, теряют на излучение лишь небольшую часть своей энергии, а затем уходят во внешнюю среду и при наличии вокруг звезды вещества формируют там [[пульсарные туманности]] (рис. 3), которые светят в оптическом диапазоне. Образовавшиеся в процессе конверсии гамма-квантов релятивистские пáры электронов и позитронов обогащают [[космические лучи]]. Пульсары – одни из источников позитронов в космических лучах.

Пульсары играют важную роль для проверки [[общая теория относительности|общей теории относительности]] (ОТО). Особенно подходят для этой цели системы, состоящие из двух нейтронных звёзд. Первый открытый пульсар такого типа, PSR 1913+16, изучается свыше 30 лет, и эффекты ОТО в нём подтверждены с точностью выше 0,1 %. Надёжно установлено вековое уменьшение орбитального периода этого пульсара из-за излучения [[гравитационные волны|гравитационных волн]]. За это открытие и высокоточные многолетние наблюдения пульсара Дж. Тейлор и Р. Халс получили в 1993 г. Нобелевскую премию по физике. Ещё точнее выводы ОТО можно проверить по наблюдениям двойной системы PSR J0737−3039A/B, где обе нейтронные звезды наблюдаются как пульсары.

Малые размеры и импульсное излучение делают пульсары незаменимыми зондами [[межзвёздная среда|межзвёздной среды]]. Изучение уширения импульсов вследствие рассеяния излучения, вариаций его интенсивности, запаздывания импульсов на низких радиочастотах, а также характера [[поляризация волн|поляризации]] позволяет оценить плотность среды, её структуру и величину магнитного поля в разных направлениях в [[Галактика|Галактике]].

Стабильные интервалы между импульсами, связанные с высокой «добротностью» вращающейся нейтронной звезды, служат основой природного периодического процесса, который можно использовать для построения новой [[пульсарное время|«пульсарной» шкалы времени]], не подверженной земным катаклизмам. Её высокая по сравнению с наземными стандартами стабильность особенно заметна на длительных интервалах времени.

== Библиография статьи Большой российской энциклопедии ==

* [https://archive.org/details/B-001-031-671-ALL/B-001-031-671-03-1/page/n5/mode/2up ''Манчестер Р. Н.'' Пульсары / Р. Н. Манчестер, Д. Тейлор ; пер. с англ. В. А. Извековой, С. Н. Родионова. – Москва : Мир, 1980.]
* [https://www.booksite.ru/localtxt/shk/lov/sky/star/shklovsky.pdf ''Шкловский И. С.'' Звёзды : их рождение, жизнь и смерть. – 3-е изд., перераб. – Москва : Наука, 1984. – (Проблемы науки и технического прогресса).]
* [https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2002/21/aa1938.pdf Re-examining the X-ray versus spin-down luminosity correlation of rotation powered pulsars / ''A. Possenti, R. Cerutti, M. Colpi, S. Mereghetti'' // Astronomy and Astrophysics. – 2002. – Vol. 387. – P. 993–1002.]
* ''Малов И. Ф.'' Радиопульсары. – Москва : Наука, 2004.
* [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/208/2/17/pdf The second Fermi large area telescope catalog of gamma-ray pulsars / ''A. A. Abdo, M. Ajello, A. Allafort [et al.]'' // The Astrophysical Journal Supplement. – 2013. – Vol. 208, № 2. – Art. id. 17.]
* Alteration of the magnetosphere of the Vela pulsar during a glitch / ''J. Palfreyman, J. M. Dickey, A. Hotan [et al.]'' // Nature. – 2018. – Vol. 556. – P. 219–222.
* [https://www.scirp.org/pdf/IJAA_2018030214221541.pdf Compatibility of the observed rotation parameters of radio pulsars on long time scales / A. E. Avramenko, B. Y. Losovsky, V. D. Pugachev, T. V. Shabanova // International Journal of Astronomy and Astrophysics. – 2018. – Vol. 8. – P. 24–45.]

=== Интернет-ресурсы ===
* [https://arxiv.org/pdf/1511.07713.pdf Prinz T. A search for X-ray counterparts of radio pulsars / T. Prinz, W. Becker // arXiv:1511.07713 (astro-ph.HE). – Дата обновления: 1.7.2016.]
* [http://www.physics.mcgill.ca/~pulsar/magnetar/ Index of /~pulsar/magnetar // McGill University. Department of Physics (дата обращения: 12.8.2020).]

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2023.05.24]]
[[Категория:НАЭ]]