Наблюдательные характеристики двойной системы с радиопульсаром тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение.

1 Генерация гамма-излучения в двойной системе с эжектирую-щим пульсаром.

1.1 Анизотропия излучения в томсоновском пределе.

1.2 Спектральная и угловая зависимость рассеянного излучения

Рисунки к главе 1.

2 PSR В1259-63: данные наблюдений

2.1 Свойства Ве-звезд.

2.2 Радиоизлучение.

2.3 Рентгеновское излучение от системы.

Рисунки к главе 2.

3 Генерация непульсирующего излучения в системе PSR В1259

3.1 Сталкивающиеся ветры.

3.2 Непульсирующее радиоизлучение - результат синхротронного излучения электронов пульсарного ветра.

3.3 Рентгеновское излучение, как результат обратного комптоновского рассеяния.

3.4 Кривая блеска системы.

Рисунки к главе 3.

Прошло уже более 30 лет с момента открытия пульсаров (Hewish et al. 1968), но полная самосогласованная теория магнитосферы пульсара еще не построена. Считается установленным, что энергия Lp = IQQ (/-момент инерции нейтронной звезды, Q- ее угловая скорость, а скорость ее замедления), теряемая пульсаром при вращении практически вся переходит в энергию пульсарно-го ветра (в радиоизлучение пульсара переходит всего ~ 0.1 %Lp ( Beskin et al. 1993)). Энергия ветра складывается из энергии электрического и магнитного полей а также из кинетической энергии Lp релятивистских электронов и позитронов, ускоряемых вблизи поверхности нейтронной звезды или вблизи светового цилиндра ( Michel 1969; Rees & Gunn 1974; Ruderman & Sutherland 1975; Kennel, Fujimura, &; Okamoto 1983; Schibata 1991; Harding & Muslimov 1998). Современные модели магнитосферы пульсаров предполагают сильную замагниченность пуль-сарного ветра а = Lh/Lw 1, по крайней мере вплоть до светового цилиндра ( Arons 1992), но самосогласованные модели Крабовидной туманности и пульсара требуют на расстояниях много больших светового цилиндра а <С 1 ( Kennel &Coroniti 1984а, Emmering &; Chevaier 1987). Был построен ряд моделей, описывающих механизм перекачки энергии из магнитного поля в кинетическую вблизи светового цилиндра и объясняющих это различие (Coronity 1990, Begelman & Li 1994, Michel 1994, Melatos & Melrose 1996), но насколько общим является этот процесс остается неизвестным, поскольку за исключением Крабовой туманности и PSR В1957+20 (Kulkarni et al. 1992а) было произведено очень немного измерений а. Неясным также остается вопрос о лоренц-факторе 7 частиц ветра. В то время как для частиц пульсарного ветра Крабовидной туманности 7 ~ 106

Kennel & Coroniti 19846), рентгеновские наблюдения системы PSR 1957+20 (Kulkarni et al. 1992a) и шарового скопления 47 Tucanae (Krockenberger & Grindlay 1995) говорят о том, что порядка 10% энергии, теряемой рассматриваемыми миллисекунд-ными пульсарами при вращении, переходит в энергию релятивистских электронов и позитронов пульсарного ветра с лоренц-фактором 7 ~ 3 — 10.

С целью получения большей информации о пульсарном ветре был произведен поиск туманностей, возникающих при взаимодействии пульсарного ветра с окружающей средой и излучающих за счет синхротронных потерь релятивистских частиц (Frai et al. 1996, Stappers et al. 1999). Были найдены туманности вокруг пульсаров PSR B1853-I-01 и PSR В0906-49, однако их спектры еще плохо изучены и не позволяют сделать однозначные заключения о параметрах ветров.

В данной работе предложен метод исследования параметров ветра пульсара, находящегося в двойной системе с компаньоном, излучающим тепловые фотоны в оптическом и УФ диапазоне с энергией и ~ 1 — 10 эв (Chernyakova & Illarionov 1997, 1999а). В результате обратного Комптоновского рассеяния тепловых фотонов релятивистскими частицами наблюдатель зарегистрирует широкополосное жесткое излучение. Максимальная энергия рассеянных фотонов равна £max ~ toy2 в томсоновском пределе (^7 <С тс2) и £max ~ тс27 в противоположном случае ( га- масса электрона, с- скорость света). Релятивистские частицы рассеивают фотоны в основном вдоль направления движения частиц. В результате, в то время как мягкие фотоны летят радиально от компаньона, жесткие фотоны будут двигаться радиально от пульсара.

Полная светимость рассеянных жестких фотонов Ь7 равна энергии Lioss, потерянной релятивистскими частицами при движении от пульсара через поле фотонов вследствии обратного Компто-новского рассеяния. Заметим, что скорость потери энергии релятивистской частицей при движении через область с плотностью энергии мягких фотонов wsoft ~ L*/47ra2c в томсоновском пределе приблизительно равна mc2d^/dt ~ —wsoft utcj2. Здесь L*- светимость компаньона, а- расстояние между компаньонами, а-у = у (е2/тс2) = 6.65 X 10~25см2- томсоновское сечение. За время движения лоренц-фактор частицы уменьшится на Д7 ~ 7 [l — (1 + 7/7*)-1] 5 7* = 47гатс3 /сгтЬ^. Следовательно, полная светимость жестких фотонов равна

L1 = Lioss = р ^ ~ Lp (1 - ——-—] .

7 V 1 + 7/7*/

Таким образом, в случае 7 <С 7* интенсивность гамма-излучения от двойной системы пропорциональна светимости компаньона L* и светимости пульсара Lp: L7 = KLP, где коэффициент трансформации равен К = 7/7*. В тесной двойной системе с очень ярким компаньоном 7 7*. В этом случае значительная часть энергии ветра перейдет в энергию рассеянных фотонов, Lymax « Lp.

Функция распределения рассеянного гамма-излучения от двойной системы сильно анизотропна. Если пульсарный ветер изотропен, то светимость в гамма-диапазоне Ь^{ф) ( = f 27rL1(ip)dcosip) азимутально симметрична относительно оси двойной системы и сильно зависит от угла ф между направлениями на компаньон и на наблюдателя от пульсара (рис. 1.1). В случае свободно распространяющегося пульсарного ветра максимум энергии в гамма-диапазоне распространяется в направлении компаньона (-0 = 0), а минимум в противоположном направлении (ф = ж).

Следует отметить, что светимость оптической звезды в свою очередь также зависит от светимости пульсара, поскольку она поглощает и переизлучает часть энергии пульсарного ветра. Так в системе PSR 1957+20 компаньон, почти заполняющий свою полость Роша, переизлучает в оптику 7 - 20% падающего излучения ( Callanan, van Paradijs & Rengelink 1995 ). Поэтому описанный механизм генерации рентгеновского и гамма-излучения важен не только для случая двойной системы с ярким оптическим компаньоном, но и в случае тесной двойной системы с компаньоном большего радиуса.

Единственной двойной системой, содержащей радиопульсар, непульсирующее рентгеновское излучение от которой достаточно хорошо изучено, является система PSR В1259-63. Радиопульсар PSR В1259-63 с периодом вращения Р = 47.76мс был открыт на 64 метровом Паркском радиотелескопе (Johnston et al. 1992а) во время высокочастотного обзора южной плоскости галактики (Johnston et al. 19926). Последующие наблюдения показали что пульсар движется по сильно вытянутой орбите (е = 0.87) вокруг массивной звезды. Оптические наблюдения позволили отождествить компаньон пульсара с Be звездой 10 звездной величины SS 2883 (Johnston et al. 1992а).

С момента открытия система PSR В1259-63 неоднократно наблюдалась в рентгеновском диапазоне. Измерения показывают, что при прохождении периастра порядка 10% энергии теряемой пульсаром при вращении переходит в непульсирующее жесткое излучение. Спектр рентгеновского излучения от системы аппроксимируется степенным законом dN^/ds = (2.8 ±0.7) х Ю-3(£/1ОО?сэе)1-8±0-бсм-2 с""1 Мэв"1 (Grove et al. 1995). Рентгеновская светимость зависит от орбитального положения пульсара, различаясь в периастре и апоастре приблизительно в 10 раз. Светимость системы в рентгене при прохождении через периастр в 1995 г. совместима с данными полученными при наблюдении прохождения через периастр в 1992 г. Недавний анализ данных телескопа ASM, находящегося на спутнике RXTE, полученных вблизи периастра 1997 года, дает верхний предел на поток в диапазоне 2-10 кэВ равный (0.5 ± 2.4) х 10~иэрг с-1 см-2 (Kaspi & Remillard 1998), что хорошо согласуется с данными полученными AS С А при наблюдении прохождения периастра в 1994 году (Kaspi et al. 1995).

Рассмотрим различные возможные объяснения генерации рентгеновского излучения в системе PSR В1259-63 и покажем, что наблюдаемое рентгеновское излучение является результатом обратного комптоновского рассеяния тепловых фотонов компаньона на релятивистских электронах и позитронах пульсарного ветра.

• Короналъное излучение Ве-звезды.

В-звезды раннего спектрального класса часто являются источниками рентгеновского излучения, возникающего в ветре В-звезд, нагреваемом ударными волнами ( Macfarlane & Cassinelli 1989, Bjorkman & Cassinelli 1993). Cassinelli et al. (1994) показал, что рентгеновские спектры В звезд, лежащих на и вблизи главной последовательности характеризуются излучением газа с температурой ~ 2 х 10б К, причем температура самого яркого рентгеновского источника среди приведенных равнялась 9.33 X 106К. Аппроксимация же данных наблюдения системы PSR В1259-63 телескопами AS С А тепловым излучением дает гораздо более высокую температуру Т ~ 108К (Kaspi et al., 1995). Совместный же анализ данных ASCA и OSSE в периастре вообще исключает тепловую модель из рассмотрения. Наконец тот факт, что наблюдаемая рентгеновская светимость намного ниже в апоастре, чем в периастре сложно объяснить в модели коронального излучения Be звезды. Следовательно, можно сделать вывод что наблюдаемое рентгеновское излучение системы не является корональным излучением Be звезды.

• Излучение пульсара.

Пульсары с малым периодом иногда являются источниками рентгеновского излучения. Хотя обычно жесткое излучение наблюдают у значительно более молодых пульсаров чем PSR В1259-63 3 х 105 лет), его короткий период 48 мс делает вероятным возможность испускания им рентгеновского излучения. Рентгеновское излучение от изолированных нейтронных звезд бывает двух видов - оно либо пульсирующее (Seward & Harden 1982, Seward et al. 1984), либо слабое непульсирующее тепловое излучение, возникающее при охлаждении нейтронной звезды ( Brinkmann et al. 1987; Halpern & Ruderman 1993). Поскольку наблюдаемое излучение является нетепловым, непульсирующим и зависит от орбитального положения пульсара, то можно сделать вывод, что ни один из перечисленных механизмов не является механизмом генерации излучения, наблюдаемого от системы PSR В1259-63.

• Излучение при аккреции на поверхность нейтронной звезды. Двойные системы, содержащие нейтронную звезду с сильным магнитным полем и массивную звезду главной последовательности, часто являются источниками рентгеновского излучения вследствии аккреции вещества звездного ветра на поверхность и и Т> и нейтронной звезды. В таких системах звездный ветер захватывается сильным магнитным полем нейтронной звезды и падает на ее магнитный полюс. Вблизи полюса падающее вещество высвобождает свою гравитационную потенциальную энергию, которая переходит в высокоэнергетические фотоны. Поскольку излучение возникает непосредственно у магнитного полюса, то рентгеновское излучение будет сильно анизотропно (Шапиро & Тьюколски 1985). Следовательно, приходящее к наблюдателю жесткое излучение будет модулировано вращением нейтронной звезды вокруг своей оси ( если магнитная ось звезды не совпадает с осью вращения) . Таким образом, в этой модели генерируемое жесткое излучение скорее всего окажется пульсирующим. Кроме того для спектров жесткого излучения аккрецирующих пульсаров характерны эмиссионные линии железа Ка и укручение спектра на энергиях 10-40 кэВ (Nagase 1989; White et al. 1983).

Излучение, приходящее от системы PSR В1259-63 обладает совершенно другими характеристиками. Прежде всего с моделью аккреции вступает в противоречие одновременное наблюдение рентгеновского излучения и радиоизлучения пульсара, которое при аккреции должно бы было быть подавлено. Во-вторых, данные ASCA свидетельствуют об отсутствии пульсаций жесткого излучения даже тогда, когда радиопульсар снова стал виден, а следовательно, отсутствие пульсаций в рентгеновском излучении не может быть объяснено геометрией, скрывающей полюс от наблюдателя. И наконец совместный анализ данных AS С А и OSSE показывает отсутствие в спектре жесткого излучения системы как эмиссионных линий, так и слома в спектре. Таким образом данные наблюдений свидетельствуют против аккреционного происхождения рентгеновского излучения от системы.

• Эффект пропеллера

Если ветер Ве-звезды достаточно силен, то он может проникнуть внутрь светового цилиндра, где он будет остановлен магнитосферой пульсара, вращающейся вместе с нейтронной звездой (Illarionov, Sunyaev 1975). Высокий темп аккреции, необходимый для того чтобы вещество ветра Ве-звезды попало внутрь светового цилиндра, приводит к высвечиванию в рентгеновском диапазоне за счет магнитно-тормозных потерь практически всей гравитационной энергии (Burnard et al. 1983). Оценки, выполненные в работе Tavani&Arons (1997) показывают, что для системы PSR В1259-63 рентгеновская светимость, высвечиваемая захваченным веществом, превысила бы наблюдаемую на 2 порядка. К тому же в рамках этой модели радиоизлучение пульсара должно быть подавлено, что противоречит наблюдениям телескопов

AS С А, зафиксировавших сильное непульсирующее радиоизлучение от системы в конце февраля 1994 года, когда радиоизлучение пульсара вновь стало видно.

• Излучение аккреционного вещества, перехватываемого магнитосферой пульсара.

King & Cominsky (1994) предложили модель, согласно которой рентгеновское излучение в апоастре возникает вследствие высвобождения потенциальной гравитационной энергии газовым веществом на граничном радиусе, где магнитное давление пульсара равно давлению вещества звездного ветра Ве-звезды. В этой модели от системы должно детектироваться как пульсирующее радиоизлучение, так и рентгеновское излучение, если аккрецирующее вещество не проникнет внутрь светового цилиндра. В модели King & Cominsky (1994) граничный радиус в апоастре всего в 2 раза больше радиуса светового цилиндра. Вблизи же периастра плотность ветра Be звезды во много раз больше чем в апоастре и ничто не будет препятствовать проникновению вещества звездного ветра внутрь светового цилиндра, что приведет к исчезновению радиоизлучения. Следовательно, модель King & Cominsky (1994) не применима для объяснения генерации жесткого излучения от системы PSR В1259-63.

• Излучение электронов пульсарного ветра.

Как было показано, все рассмотренные выше модели генерации рентгеновского излучения не могут правильно описать свойства излучения, приходящего от системы PSR В1259-63. Рассмотрим две модели удовлетворительно описывающие регистрируемое излучение. а) Пульсарный ветер, содержащий электроны с 7 ~ 10. Обратный комптон-эффект

Согласно работе Chernyakova & Illarionov (1999а) результатом обратного Комптоновского рассеяния оптических фотонов Be звезды на релятивистских электронах и позитронах пульсарного ветра будет возникновение непульсирующего рентгеновского излучения, зависящего от орбитального положения пульсара. При расчете излучения необходимо учитывать гидродинамическое влияние ветра Ве-звезды на распространение пульсарного ветра. В результате столкновения двух сверхзвуковых ветров между компаньонами образуется система из двух ударных волн и релятивистские электроны и позитроны, первоначально радиально оттекающие от пульсара, после прохода ударной волны разворачиваются и начинают течь вдоль контактной поверхности. Большое различие в скоростях частиц по разные стороны тангенциального разрыва может привести к нарастанию неустойчивостей и тогда ветры макроскопически перемешаются внутри слоя между двумя ударными волнами. В этом случае слой между двумя ударными волнами будет заполнен двухфазным потоком, состоящим из областей, заполненных релятивистскими и областей, заполненных нерелятивистскими частицами. При этом тяжелый нерелятивистский ветер компаньона замедлит движение областей, заполненных частицами пульсарного ветра, и релятивистские частицы приобретут нерелятивистскую дрейфовую скорость Vd вдоль ударной волны, в то время как их энергия практически не изменится. При этом время проводимое релятивистскими частицами вблизи компаньона увеличивается в ~ с/Vd раз, приводя к увеличению коэффициента трансформации Keff ~ f^K. Анализ данных наблюдения привел к выводу, что подобная картина наблюдается в системах G70.7+1.2 (Kulkarni et al. 1992) и LSI 61°303 (Maraschi&Treves 1981) и излучение, регистрируемое от этих систем генерируется в области, заполненной двухфазной жидкостью.

Расчеты показывают, что излучение, приходящее от системы при прохождении периастра, является результатом обратного комп-тоновского рассеяния тепловых фотонов на релятивистских электронах и позитронах пульсарного ветра, прошедших ударную волну, распределенных степенным образом по энергии с показателем степени равным -2.4 в диапазоне 7тог-п ~ 10 < 7 и оттекающих с дрейфовой скоростью г^ с/10 (Chernyakova &; Illarionov 1999а).

Таким образом, с учетом влияния ветра .Ве-звезды рентгеновское излучение, приходящее от системы PSR В1259-63 может быть объяснено обратным комптоновским рассеянием оптических фотонов компаньона на релятивистских частицах пульсарного ветра. б) Пульсарный ветер, с электронами с 7 ~ 106. Синхротронное излучение.

Этот случай был подробно разобран в работе Tavani&Arons 1997. В этой работе было показано, что если ветер пульсара состоит из релятивистских частиц с лоренц-фактором 7 ~ 10е, то при замагниченности пульсарного ветра а ~ 0.02 наблюдаемое рентгеновское излучение может быть объяснено синхротронным излучением релятивистских частиц, прошедших ударную волну.

Как видно из приведенного выше анализа, рентгеновское излучение, регистрируемое от системы PSR В1259-63, лучше всего объясняется излучением релятивистских электронов и позитронов пульсарного ветра. Однако, для определения параметров пульсарного ветра рентгеновских данных оказывается недостаточно. Для различия последних двух моделей описанных выше необходимо изучение широкополосного спектра непульсирующего излучения приходящего от системы. Так модель пульсарного ветра, содержащего релятивистские электроны и позитроны с лоренц-фактором 7 ~ 10 в отличии от модели с 7 ~ 10° предсказывает непульсирующее радиоизлучение от системы вследствии синхро-тронного излучения релятивистских частиц.

В 1994 году от системы PSR В1259-63 было и в самом деле зарегистрировано непульсирующее радиоизлучение (Johnston 1996). Наблюдения производились на 5 частотах 0.84, 1.4, 2.4, 4.8 и 8.4 ГГц. По данным телескопа MOST непульсирующее радиоизлучение существует не менее 100 дней после прохождения периастра. Следует отметить, что зарегистрированное непульсирующее радиоизлучение приходит не от пульсара как такового: в течении первых 65 дней после прохождения периастра интенсивность наблюдаемого непульсирующего радиоизлучения менялась в диапазоне 60-10 мЯн, в то время как одновременные наблюдения пульсара Паркским телескопом показали, что излучение самого пульсара на этих частотах никогда не превышало 10 мЯн. В работе Chernyakova&Illarionov (19996) показано, что непульсирующее радиоизлучение системы действительно может быть объяснено синхротронным излучением релятивистских частиц пульсарного ветра.

Таким образом, широкополосный спектр (рентген + радио) непульсирующего излучения системы PSR В1259-63 хорошо описывается излучением пульсарного ветра, содержащего релятивистские электроны и позитроны с лоренц-фактором 7 ~ 10, и замагниченностью а ~ 10~3.

В первой главе диссертации вычисляется форма спектра рассеянного жесткого излучения ф), возникающего в двойной системе, содержащей эжектирующий пульсар и оптический компаньон, вследствии обратного комптон-эффекта, в случае произвольного значения параметра игу/гас2. В случае малого коэффициента трансформации К <С 1 выведена аналитическая формулы для спектра рентгеновского и гамма-излучения

Во второй главе диссертации приведены данные наблюдений единственной хорошо изученной двойной системы PSR В1259-63, содержащей радиопульсар и излучающей непульсирующее рентгеновское и радиоизлучение. В этой главе также приведены данные о свойствах Ве-звезд, необходимые для понимания природы возникновения и свойств непульсирующего излучения.

Третья глава диссертации посвящена анализу непульсирующего рентгеновского и радиоизлучения от двойной системы PSR В1259-63. В ней показано, что непульсирующее радиоизлучение является следствием синхротронного излучения релятивистских электронов и позитронов в магнитном поле пульсарного ветра, а рентгеновское излучение - результатом обратного комптонов-ского рассеяния оптических фотонов SS 2883 на релятивистских электронах и позитронах пульсарного ветра.

Сравнение полученных теоретических результатов с данными наблюдения позволило сделать вывод о том, что вдали от пе-риастра ветры не перемешиваются и дрейфовая скорость релятивистских частиц достаточна высока Vd ~ с/3. При этом интенсивность возникающего непульсирующего излучения оказывается значительно ниже интенсивности излучения пульсара, что сильно затрудняет его регистрацию. При этом, как показывают расчеты, произведенные в третьей главе, в предположении об азимутальной симметричности оттекающего течения (г^ = 0) степень поляризации непульсирующего радиоизлучения будет достаточно высокой ~ 30%.

В Заключении представлены результаты вынесенные на защиту.

Заключение.

На основании результатов, полученных в настоящей диссертационной работе, можно сформулировать следующие основные выводы:

1. Двойная система, содержащая эжектирующий пульсар и компаньон, излучающий оптические фотоны, является источником непульсирующего рентгеновского и гамма-излучения, меняющегося при движении компаньонов по орбите.

2. Непульсирующее рентгеновское излучение, зарегистрированное от системы PSR В1259-63, является результатом обратного комптоновского рассеяния фотонов, излученных компаньоном пульсара SS2883, на релятивистских электронах и позитронах пульсарного ветра.

3. Непульсирующее радиоизлучение, зарегистрированное от системы PSR В1259-63, является результатом синхротронного излучения релятивистских электронов и позитронов пульсарного ветра, прошедших ударную волну, образовавшуюся вследствии взаимодействия пульсарного ветра с ветром Ве-звезды SS2883.

4. Сравнение с теорией данных наблюдения непульсирующего рентгеновского излучения,приходящего от системы PSR В1259-63 свидетельствует о том что за ударной волной распределение релятивистских частиц по энергиям в диапазоне е > £т{п ~ Юте2 носит степенной характер с показателем степени -2.4 . Отношение энергии магнитного поля к кинетической энергии электронов и позитронов в пульсарном ветре в системе PSR В1259-63 по порядку величины равно сг ~ 103

5. Из сравнения теоретических расчетов с данными наблюдения следует, что вблизи периастра пульсарный ветер и ветер Ве-звезды в оттекающем потоке макроскопически перемешиваются и дрейфовая скорость релятивистских частиц замедляется до vd ~ с/Ю. При этом интенсивность непульсирующего излучения резко возрастает, а эффект фарадеевского вращения приводит к полной деполяризации непульсирующего радиоизлучения. Вблизи же апоастра дрейфовая скорость релятивистских частиц является высокой, Vd ~ с/3, интенсивность непульсирующего радиоизлучения существенно слабее интенсивности излучения пульсара и обладает высокой степенью поляризации ~ 30%.

В заключение мне хочется поблагодарить моего научного руководителя

А.Ф.Илларионова за постоянное внимание и помощь в работе, а также сотрудников Отдела Теоретической Астрофизики АКЦ ФИРАН за поддержку и плодотворные обсуждения.

1. Байрамов З.Т., Пилюгин Н.Н., Усов В.В., 1990, АЖ, 67, 998

2. Берестецкий В.Б., Лифшиц Е.М., Питаевский Л.П. 1971 "Квантовая электродинамика", Москва: Наука.

3. Гинзбург В.Л., Сазонов В.Н., Сыроватский С.И., 1968, УФН, 94, 63

4. Железняков В.В., 1997, "Излучение в астрофизической плазме", Москва: Янус-К

5. Корчак А.А., Терлецкий Я.П., 1952, ЖЭТФ, 22, 507

6. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М., "Теория поля", Москва: Наука, 1975

7. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М., "Гидродинамика", Москва: Наука, 1986

8. Прилуцкий О.Ф., Усов В.В., 1976, Soviet Astron. 20, 2.

9. Шапиро С.Л., Тьюколски С.А., 1985, "Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды", Москва: Мир

10. Arons J., 1992, in Hawkins Т., Rankin J., Gil J., eds Proc. IAU Colloq. 128, "The magnetosphere structure and emission mechanisms of radio pulsars", 56.

11. Beskin V.S., Gurevich A.V. к Istomin Ya.N., 1993 "Physics of the pulsar magnetosphere", Cambridge university press.

12. Begelman M.C., Li Z., 1994, ApJ, 426, 269

13. Bisnovatyi-Kogan G.S., Silich S.A., 1995, Rev. Mod. Phys. 67, 661

14. Bjorkman J.E., Cassinelli J.P., 1993, ApJ, 409, 429

15. Brinkmann W., Ogelman H., 1987, A&A, 182, 71

16. Burnard D.J., Lea S.M., Arons J., 1983, ApJ, 266, 175

17. Callanan P.J., van Paradijs J., Rengelink R., 1995 ApJ, 439, 928.

18. Canto J., Raga A.C., Wilkin F.P., 1996, ApJ, 469, 729

19. Cassinelli J.P., Cohen D.H., Macfarlane J.J., Sanders W.T., Welsh B.Y., 1994, Ap.J., 421, 705

20. Chernyakova M.A., Illarionov A.F., 1997, in Dermer C.D., Strikman M.S. Kurfess J.D., eds., AIP conference proceedings 410, Proceedings of the fourth Compton Symposium, Woodbury, New York, p822.

21. Chernyakova M.A., Illarionov A.F., 1999a, MNRAS, 304, 359

22. Chernyakova M.A., Illarionov A.F., 19996, preprint FIAN 68 (to be published in ApZh)

23. Cominsky L., Roberts M., Johnston S., 1994, ApJ, 427, 978.

24. Coronity F.V., 1990, Ap.J., 349, 538

25. Dougherty S.M., Waters L.B.F.M., Burki G., Cote J., Cramer N., van Kerkwijk M.H., Taylor A.R., 1994, A&A, 290, 609

26. Emmering R.T., Chevalier R.A., 1987, Ap.J., 321, 334

27. Frai D.A., Giacani E.B., Goss W.M., Dubner G., 1996, ApJ., 464, L16528 29 [3031 32 [33 [3435 36 [373839 4041

28. Gallant Y.A., Arons J., 1994, Ap.J., 435, 230

29. Garmany C.D., Olson G.L., Conti P.S., Van Steenberg M.E., 1981, Ap.J., 250, 660

30. Girard Т., Wilson I.A., 1987, A&A, 183, 247

31. Giuliani J.L., 1982, ApJ, 256, 624

32. Greiner J., Tavani M., Belloni Т., 1995, ApJ, 448, 240.

33. Grove J.E, Tavani M., Purcell W.R., Johnson, W.N., Kurfess J.D., Strickman M.S., Arons J., 1995 ApJ, 447, L113.

34. Harding A.K., Muslimov A.G., 1998, Ap.J., 508, 328

35. Halpern J.P., Rudermann M., 1993, ApJ 415, 286

36. Hewish A., Hell S.J., Pilkington J.D.H., Scot P.F., Collins R.A., 1968, Nature, 217, 709

37. Hirayama M., Cominsky L.R., Kaspi V.M., Nagase F., Tavani M., Kawai N., Grove J.E., 1999 to be published in Ap.J., astro-ph/99051721.larionov A.F., Sunyaev R.A., 1975, A&A, 39, 185

38. Jauch J.M., Rohrlich F. 1976, "The theory of Photons and Electrons", 2d ed., New York: Springier.

39. Johnston S., Manchester R.N., Lyne A.G., Bailes M., Kaspi V.M., Qiao Guojun, D'Amico N., 1992a, ApJ, 387, L37.

40. Johnston S., Lyne A.G., Manchester R.N., Kniffen D.A., D'Amico N., Lim J., Ashworth M., 19926, MNRAS , 255, 401.

41. Johnston S., Manchester R.N., Lyne A.G., Nicastro L., Spyromilo J., 1994 MNRAS 268, 430.45