Исследование оптического излучения радиопульсаров тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Список иллюстраций

Список таблиц

1 Введение

1.1 Актуальность темы диссертации.

1.2 Объекты, изучаемые в диссертации.

1.3 Цели работы.

1.4 Научная новизна.

1.5 Научная и практическая ценность работы.

1.6 Апробация

2 Методические вопросы оптических наблюдений пульсаров

2.1 Первичная редукция данных.

2.2 Астрометрическая привязка изображений.

2.3 Фотометрия пульсаров.

2.3.1 Фотометрическая калибровка шкалы звёздных величин.

2.3.2 Фотометрическая процедура.

3 Оптическая фотометрия пульсара В0656+14 и объектов его окружения

3.1 Введение

3.2 Наблюдения и анализ данных с БТА и HST/NICMOS.

3.2.1 Наблюдения на БТА.

3.2.2 Архивные данные с HST.

3.2.3 Астрометрия.

3.2.4 Морфология поля PSR В0656-Ы4 в оптических полосах.

3.2.5 Согласованность данных, полученных на БТА и HST

3.2.6 Измерения потоков излучения PSR В0656+

3.2.7 Зашумление потока пульсара объектом о2 в полосах RI.

3.3 Наблюдения пульсара на телескопе Subaru и анализ данных

3.3.1 Наблюдения пульсара и обработка данных.

3.3.2 Фотометрия.

3.4 Обсуждение результатов.

3.4.1 Спектр PSR В0656+

3.4.2 Объекты близкого окружения пульсара

4 Наблюдения старого пульсара В0950+

4.1 Введение

4.2 Наблюдения пульсара на БТА и анализ данных.

4.3 Наблюдения пульсара на телескопе Subaru и анализ данных

4.3.1 Астрометрическая привязка.

4.3.2 Идентификация пульсара в оптике и морфология поля.

4.3.3 Фотометрия.

4.4 Обсуждение результатов.

5 Наблюдения поля миллисекундного пульсара J0030-I

5.1 Введение

5.2 Наблюдения, обработка и анализ данных.

5.3 Обсуждение результатов.

6 Наблюдения пульсара Vela

6.1 Введение

6.2 Наблюдения и анализ данных.

6.2.1 Наблюдения на VLT/ISAAC и обработка данных.

6.2.2 Астрометрия и морфология поля пульсара.

6.2.3 Фотометрия.

6.3 Обсуждение результатов.

6.3.1 Спектр пульсара Vela.

6.3.2 Протяжённые структуры в инфракрасном диапазоне и пульсарная туманность Vela в рентгеновских лучах

1.1 Актуальность темы диссертации

Нейтронные звёзды (НЗ) — одни из самых экзотичных астрофизических объектов. Обладая массой порядка солнечной при размерах всего около 10 км, они состоят из материи с плотностью, превышающей ядерную, обладают гигантскими магнитными и гравитационными полями, вращаются с рекордными для обычных звёзд скоростями и являются эффективными поставщиками высокоэнергичных частиц в окружающее пространство. Возможность существования НЗ была предсказана в работах [Бааде и Цвикки 1934] и Ландау (1932). Было высказано предположение о существовании объектов с очень высокими плотностями и малыми радиусами, состоящих из плотно упакованных нейтронов. Эти объекты должны образовываться в финальной стадии эволюции достаточно массивных звёзд, когда уменьшающееся термоядерное энерговыделение не способно более противостоять гравитационному сжатию. В результате гравитационного коллапса и вспышки сверхновой образуется НЗ. Плотность вещества НЗ меняется от ядра к поверхности от нескольких ядерных плотностей, ~ 1015 г см-3, до < 1 г см-3. В физике этих объектов играют важную роль все четыре типа фундаментальных взаимодействий. Поэтому НЗ предоставляют возможность изучать строение и свойства вещества, находящегося в экстремальных условиях, недостижимых в современных земных лабораториях.

Экспериментальное изучение НЗ началось лишь с открытием радиопульсаров [Хьюиш и др. 1968]. В настоящее время известно около 1400 радиопульсаров1. Обнаружение пульсаров в остатках сверхновых в Крабовидной туманности (Crab) [Лардж и др. 1968] и в созвездии Парусов (Vela) [Сталин и Райфенштайн 1968] послужило первым свидетельством образования НЗ при взрывах сверхновых. На спутнике UHUR.U были открыты рентгеновские пульсары [Ода и др. 1971], которые являются

Наиболее полный оперативный каталог пульсаров доступен на http:) / www .atnf .csiro .au /research/ pulsar / catalogue /

НЗ, входящими в состав двойных систем. Их излучение генерируется за счёт аккреции вещества на НЗ со звезды-компаньона в двойной системе. В данной работе исследуются только изолированные пульсары, спектр которых не искажён излучением аккрецирующего вещества. Сейчас интерпретация изолированных пульсаров как быстровращаю-щихся НЗ является общепринятой. Они излучают в основном за счёт энергии вращения НЗ, что приводит к замедлению этого вращения. Период излучения пульсаров Р находится в интервале 1.6 мс - 8.5 с, стабильность периода Р у некоторых пульсаров может доходить до Ю-20. Расстояния до пульсаров d оцениваются в основном по мере дисперсии DM2. Расстояния до некоторых из ближайших пульсаров известны также из прямых измерений их параллаксов в радио- или оптическом диапазонах, напр., недавние работы [Брискен и др. 2002, Каравео и др. 2001].

Возраст пульсаров г оценивается по замедлению их вращения из-за магнито-диполь-ного излучения как т = Р/2Р. По динамике остывания поверхности нейтронной звезды и замедлению периода вращения пульсары принято делить на молодые (т < 104 лет), средневозрастные (т « 105 — 106 лет) и старые (г > 106 лет).

Особый класс пульсаров составляют миллисекундные пульсары (далее "MSP"). Они отличаются от обычных пульсаров гораздо более короткими периодами вращения Р, меньшим замедлением вращения Р, большими динамическими возрастами т, более слабыми магнитными полями В, а также более сложной эволюцией, см. недавний обзор [Поссенти и др. 2001]. В отличие от обычных пульсаров, лишь 9 из 25-ти MSP, найденных к настоящему времени в диске Галактики, и 25 из 52-х MSP, найденных в шаровых скоплениях [Лоример 2001, Лоример и др. 2002, Поссенти и др. 2001], являются изолированными НЗ. Считается, что быстрое вращение НЗ было приобретено ею в результате передачи углового момента во время аккреции со звезды-компаньона [Бхаттачарья и ван ден Хейвел 1991]. В пользу этой идеи говорит также открытие трёх рентгеновских MSP в маломассивных рентгеновских двойных (напр., SAX J1808.4—3658 [Вийнандс и ван дер Клис 1998]). Несмотря на перечисленные различия, распределение интегральных радиосветимостей, так же как и зависимость светимости от Р, Р, В и потерь вращательной энергии Е для MSP, по-видимому, близки к соответствующим распределениям для обычных пульсаров [Кузьмин и Лосовский 2001].

В настоящее время пульсары наблюдаются в широком диапазоне длин волн, — от радио до 7-лучей, при этом рентгеновское излучение обнаружено лишь от четырёх десятков из них [Беккер и Павлов 2002]. В 7-диапазоне (на энергиях до 5 ГэВ) обнаружено около десятка пульсаров [Томпсон 2001]. Излучение пульсаров в различных диа

2Расстояние оценивается как d = neDM, DM = (meCLo3Ata)/(iwe2Au!), где ne — усреднённая электронная концентрация вдоль луча зрения, Ata — временная задержка компонентов импульса, различающихся по частоте на Aui. пазонах, включая рентгеновский, носит в основном нетепловой характер, и его спектр аппроксимируется степенным законом3 с индексами, различными в разных диапазонах. Высокоэнергетичное нетепловое излучение генерируется релятивистскими частицами, образующимися в магнитосфере и/или окружающей пульсар туманности. Существует сильная корреляция рентгеновской светимости и потери вращательной энергии пульсарами, указывающая на то, что большая часть рентгеновского излучения генерируется за счёт замедления вращения [Беккер и Трюмпер 1997]. В 7-диапазоне наблюдается сильный завал спектра в районе 10 ГэВ, который согласуется с двумя наиболее популярными моделями: излучением с полярных шапок [Догерти и Хардинг 1996] и излучением, формирующимся вблизи светового цилиндра [Ченг и др. 1986]. Экспериментальное изучение нетеплового излучения актуально для исследования механизмов его генерации и моделирования процессов, происходящих в магнитосферах НЗ, ясного понимания которых ещё не выработано.

От некоторых пульсаров наблюдается также тепловое излучение, доминирующее в спектре звезды в ультрафиолетовом (УФ) — мягком рентгеновском диапазонах. В качестве примера на рис. 3.7 приведён широкополосный спектр одного из таких объектов, PSR В0656+14. Тепловое излучение генерируется либо остывающей поверхностью НЗ, либо горячими полярными шапками на её магнитных полюсах, нагреваемыми потоком частиц, аккрецируемых из магнитосферы пульсара. Молодые пульсары типа Crab имеют температуры поверхности (1 — 2) х 106 К, но их нетепловое излучение настолько сильно, что тепловую составляющую невозможно детектировать. Поверхности пульсаров среднего возраста имеют более низкие температуры (0.3 — 1) х 106 К. Тепловое излучение от нескольких из них доминирует над нетепловым в рентгеновском и УФ-диапазонах, и регистрируется современными обсерваториями. У старых и холодных пульсаров тепловое излучение слишком слабо, и рентгеновские спектры тех из них, которые наблюдаются в рентгеновском диапазоне, в большинстве случаев на одинаковом уровне достоверности объясняются как нетепловыми механизмами, так и тепловым излучением полярных шапок пульсара. Рентгеновское тепловое излучение изолированных НЗ детектируется на орбитальных обсерваториях, начиная с обсерватории Einstein [Фальман и Грегори 1981]. Трудно переоценить вклад спутника ROSAT в исследование рентгеновского излучения пульсаров [Беккер и Трюмпер 1997, Беккер и Трюмпер 1999]. Наблюдения последних лет на более чувствительных телескопах Chandra и XMM/Newton позволили получить много новой и ценной информации об этом излучении, например, надёжно разрешён спектр пульсара Vela [Павлов и др. 2001а] (см. также обзор [Павлов и др. 2002]).

Поскольку тепловое излучение несёт в себе информацию о физических условиях

3 Здесь и далее степенная зависимость будет использоваться в виде F„ ос v~a". непосредственно на поверхности НЗ, оно, с одной стороны, позволяет изучать химический состав, температурные условия, магнитные и гравитационные поля на поверхности через моделирование наблюдаемого спектра звезды с учётом её атмосферы [Шибанов 1999]. С другой стороны, его изучение важно для получения ограничений на плохо изученные уравнения состояния вещества в ядрах НЗ через соотношение масса-радиус и через исследование тепловой эволюции НЗ [Яковлев и др. 1999].

Около дюжины радио-MSP были обнаружены в рентгеновском диапазоне. Стоит отметить, что эффективность перевода ими энергии вращения в рентгеновскую светимость приблизительно такая же, как и для обычных пульсаров, LxjE ~ Ю-3 [Беккер и Трюмпер 1997, Беккер и др. 2000]. Эти соображения позволяют предположить, что механизм многоволнового излучения в радио- и MSP может быть схож, что даёт надежду на обнаружение MSP также и в других спектральных диапазонах, как было сделано для нескольких обычных пульсаров. Обнаружение первого MSP в 7-диапазоне свидетельствует в пользу этого предположения [Койпер и др. 2000].

Исследования в рентгеновском диапазоне выявили отдельную группу источников, классифицируемых как радиомолчащие НЗ (см. обзор [Попов и Прохоров 2002]). К ним относятся аномальные рентгеновские пульсары (АХР) и мягкие повторяющиеся 7-всплес-ки (SGR), различающиеся поведением в 7-диапазоне, но характеризующиеся периодами 5—12 с и магнитными полями, на несколько порядков превышающими поля, типичные для пульсаров. К этому классу также относятся кандидаты в изолированные НЗ в остатках сверхновых и в диске Галактики. Недавно были обнаружены спектральные особенности в излучении НЗ 1Е 1207.4—5209 [Санвал и др. 2002], относящейся к первому типу, а из источников второго типа наиболее известен RX J1856.5—3754, характеризующийся тепловым спектром в диапазоне энергий от оптического до рентгеновского и отсутствием рентгеновских пульсаций вплоть до « 5% [Рэнсом и др. 2002].

Особый интерес представляет собой оптический диапазон. Жёсткое УФ-излучение сильно поглощается межзвёздной средой, только три радиопульсара обнаружены в этом диапазоне [Корпела и Бойер 1998]. Поэтому именно оптическая область спектра оказывается пограничной между областями доминирования теплового и нетеплового излучения у пульсаров среднего возраста (см. рис. 3.7). Оптические наблюдения пульсаров позволяют лучше понять проявления обоих типов пульсарного излучения, отделить их друг от друга, уточнить параметры и исследовать эволюцию спектра звезды с возрастом. Сложность подобных исследований состоит в том, что из-за малых по звёздным меркам размеров пульсары имеют малую площадь излучающей поверхности, и оптическое излучение от них очень слабо. Типичные потоки излучения от пульсаров в оптическом диапазоне составляют 1 микроянских (Ю-29 эрг см-2 с-1 Гц-1), что соответствует 24-й звёздной величине и на много порядков меньше потоков в радиодиапазоне.

До недавнего времени наблюдения столь слабых объектов были возможны либо с помощью самых больших телескопов (два 10-метровых телескопа им. Кека, 6-метровый телескоп БТА, САО РАН), либо на меньших телескопах при почти идеальных погодных условиях (3.6-метровый телескоп и 3.5-метровый Телескоп новой технологии, NTT, работающие в Южной европейской обсерватории, ESO), либо из космоса (HST, Космический телескоп им. Хаббла). В нашей стране одни из первых попыток реализовать идею наблюдений теплового излучения НЗ на HST были предприняты Ю.Н. Гнедн-ным и Г.Г. Павловым. Впоследствии эти наблюдения были осуществлены в работах [Павлов и др. 1996, Павлов и др. 1997]. В связи с тем, что в последние годы запущены в действие и стали доступны несколько больших наземных телескопов нового поколения, таких как VLT (четыре 8-метровых телескопа запущены в течение последних 4-х лет в ESO) и Subaru (8.2-метровый телескоп Национальной японской обсерватории, запущенный в 1999 г.), наблюдение пульсаров в оптическом диапазоне стало более доступно и потому приобрело особую актуальность.

Представляет интерес также исследование пульсарных туманностей (PWN, Pulsar Wind Nebula). Наблюдения этих объектов как в рентгеновском, так и в оптическом диапазонах (напр., Крабовидной туманности [Вайскопф 2000, Хестер и др. 2002], [Соллерман и Фликт 2002] и остатка сверхновой Vela [Павлов и др. 2001b]) показывают, что эти структуры нестабильны как по пространственному положению, так и по потоку излучения. Изучение пульсарных туманностей позволяет получить информацию о свойствах пульсарного ветра, его формировании и взаимодействии с окружающей средой.

7.3. Основные результаты диссертационной работы 93 также благодарен моим соавторам, С.В. Жарикову, В.В. Соколову, П. Люндквисту, Й. Соллерману, и в особенности Г.Г. Павлову, общение с которыми было чрезвычайно полезным для меня. Мне хотелось бы особо отметить тёплую и комфортную рабочую атмосферу, созданную сотрудниками Сектора теоретической астрофизики ФТИ РАН. Я также благодарю Г.Г. Павлова, П. Люндквиста и В.В. Соколова за финансовую поддержку, оказанную во время выполнения данной работы, а коллективы Стокгольмской обсерватории и отделов астрономии Государственного университета штата Пенсильвания и Университета штата Вашингтон — за гостеприимство. Я признателен тёще, Г.А. Дроботенко, за помощь в оформлении работы. Отдельная благодарность — жене, Юлии Гель, за терпение и поддержку, переоценить которые невозможно.

Глава 7. Заключение

Публикации по теме диссертации

1] Zharikov S.V., Shibanov Yu.A., Koptsevich А.В., Kawai N., Urata Y., Koraarova V.N., Sokolov V.V., Shibata S., Shibazaki N. Subaru optical observations of the old pulsar PSR B0950+08. 2002, Astronomy and Astrophysics, 394, 633

2] Koptsevich A.B., Pavlov G.G., Zharikov S.V., Sokolov V.V., Shibanov Yu.A., Kurt V.G. Optical photometry of the PSR B0656+14 and its neighborhood. 2001, Astronomy and Astrophysics, 370, 1004

3] Курт В.Г., Комарова В.Н., Фатхуллин Т.А., Соколов В.В., Копцевич А.Б., Шибанов Ю.А. Фотометрическое исследование полей близких пульсаров на 6-метровом телескопе. 2000, Бюллетень САО РАН, 49, 5 (также astro-ph/0005500)

4] Sokolov V.V., Kurt V.G., Zharikov S.V., Shibanov Yu.A., Koptsevich A.B. Optical Observations of the Nearby Isolated Pulsars With the 6 Meter Telescope. Abstracts of the 19th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, held in Paris, France, Dec. 14-18, 1998. Eds.: J. Paul, T. Montmerle, and E. Aubourg (CEA Saclay), 258

5] Shibanov Yu.A., Koptsevich А.В., Sokolov Y.V., et al. Optical photometry of the PSR B0656+14 and its neighbourhood. 2000, Proceedings of the Conference JENAM-2000 (Moscow, 2000), 99

6] Koptsevich A.B., Zharikov S.V., Shibanov Yu.A., Sokolov Y.V., Kurt V.G. Optical photometry of the PSR B0656+14 and its neighborhood. The Colloquium Physics of Neutron Stars - 99 (St. Petersburg, 1999), 24

7] Koptsevich A.B., Pavlov G.G., Zharikov S.V., Sokolov V.V., Shibanov Yu.A., Kurt V.G. Multiband photometry of the PSR B0656+14 and its neighborhood. The Colloquium Physics of Neutron Stars - 2001 (St. Petersburg, 2001), 26, astro-ph/0106435

8] Koptsevich А.В., Lundqvist P., Sollerman J., Shibanov Yu.A., Wagner S. First detection of the Vela pulsar in IR with the VLT. The Colloquium Physics of Neutron Stars

96 Глава 7. Заключение

2001 (St. Petersburg, 2001), 25, astro-ph/0106435

Часть результатов, представленных в диссертации, изложена в работе, которая принята к печати в Astronomy & Astrophysics. С ней можно ознакомиться в архиве препринтов Лос-Аламосской национальной лаборатории, США, http:/xxx.lanl.gov/astro-ph [I] Koptsevich А.В., Lundqvist P., Serafimovich N.I., Shibanov Yu.A., Sollerman J. Deep BVR Imaging of the Field of the Millisecond Pulsar PSR J0030+0451 with the VLT. 2002, astro-ph/0212501

Заключение

В настоящей работе была получена новая информация о свойствах оптического излучения трёх из восьми обычных пульсаров, детектированных в оптическом диапазоне, и глубокие верхние пределы на поток оптического излучения одного из миллисекундных пульсаров. В исследованиях, выполненных в данной работе, спектры трёх пульсаров были продолжены в более низкочастотную область по сравнению с уже имевшимися данными. Полученные данные подтвердили тенденцию, наметившуюся в более ранних работах по средневозрастным пульсарам, напр., [Насути и др. 1997, Курт и др. 1998], заключающуюся в том, что оптический диапазон — пограничная область, в которой происходит переход от теплового спектра, излучаемого с поверхности НЗ, к нетепловому, образующемуся в её магнитосфере. Кроме того, в данной работе исследование этой тенденции было продолжено на представителя класса старых пульсаров PSR В0950+08. В двух последующих разделах данной главы мы подробнее остановимся на результатах данной работы, относящимся ко всей группе пульсаров, обнаруженных в оптике, а в третьем разделе суммируем основные результаты работы.

7.1 Эволюция спектров пульсаров с возрастом

На рис. 7.20 представлены интегральные по периоду вращения НЗ оптические спектры пульсаров, наиболее изученных в оптическом диапазоне. Данные для объектов, не изучавшихся в настоящей работе, заимствованы из следующих публикаций: Crab [Соллерман и Фликт 2002], Geminga [Комарова и др. 2003], PSR В1929+10 [Миньяни и др. 2002]. Мы пренебрегаем межзвёздным поглощением для пульсаров, представленных на трёх нижних панелях, поскольку оно мало и не оказывает существенного влияния на форму их спектров. На рисунке не представлены спектр молодого (т ~ 1.7 х 103 лет), пульсара в Большом Магеллановом Облаке (d ~ 50 кпк) PSR В0540—69, поскольку потоки его излучения в видимом диапазоне известны с большими неопределённостями, и спектр слабоизученного средневозрастного (5.4 х 105 лет)

3.6

3.3

3 0.3 о

-0.3 о

S -0.3 -0-6 I -0.3

Рн г\ с. о -0.6 -0.9

-0.9

-1.2

-1.5 -0.9

-1.2

-1.5 1.1x10

-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г

Crab J

1.3x10

I I i

IL

-| I-1-1 I

-I-1-r

Vela: ii i

-|-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г

Geminga ;

Hh tH—

I 3.4x10

IIIL

III

1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-Г

PSR В1929+10.

-dk

- 3.1x10

-IIIl lIIIL

-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-Г

PSR B0950+08 1 1.7x10

IIIL

•fc

I|I I

14

14.5 15

Logv [Hz]

Рис. 7.20: Эволюция оптических спектров пульсаров (зависимости потока излучения, исправленного за межзвёздное поглощение в случаях, где оно существенно, от частоты) с возрастом, от наиболее молодого Crab (вверху) до наиболее старого PSR В0950+08 (внизу). Возраст пульсара в годах показан слева внизу на каждой панели. Спектральная информация о пульсарах Vela, PSR В0656+14 и PSR В0950+08, выделенная жирными крестами, получена в данной работе. пульсара PSR В1055—52, данные для которого ограничиваются единственной точкой в полосе HST/F342W [Миньяни и др. 1997а],

Спектр молодого пульсара Crab монотонен в широком диапазоне от ИК до дальнего УФ, не содержит спектральных особенностей и хорошо описывается одной степенной составляющей av ~ —0.2. Тепловое излучение от пульсара не обнаружено, и его спектр в других диапазонах различается лишь спектральным индексом. Последние данные [Соллерман и Фликт 2002] не подтверждают резкое падение спектра в ИК-диапазоне, для объяснения которого предлагалось самопоглощение синхротронного излучения [Пенни 1982].

Мягкое рентгеновское излучение более старого, средневозрастного пульсара Vela имеет тепловую природу. Спектральная информация, полученная в данной работе, свидетельствует о том, что в оптическом диапазоне его спектр имеет наклон другого знака, чем у пульсара Crab, av — 0.12(5), и уже не столь хорошо описывается одним степенным компонентом. Наши измерения не подтверждают провал в полосе R, отмечаемый в работе [Миньяни и Каравео 2001]. Мы не можем исключить спектральный избыток в ИК-области и провал в УФ-области. Нетепловой ИК-компонент спектра и усреднённый по периоду жёсткий рентгеновский компонент, полученный на телескопе RXTE в диапазоне 2-10 кэВ, могут быть описаны одним степенным законом с olv = 0.417(6). Кроме того, излучение в этих диапазонах определяется одним и тем же пиком на профиле импульса пульсара. Это позволяет предполагать, что излучение пульсара Vela в ИК- и жёстком рентгеновском диапазонах имеют одинаковое происхождение.

Для ещё более старого пульсара PSR В0656+14 в данной работе получен сильно немонотонный спектр, который растёт как в сторону ИК-, так и УФ- диапазонов. В оптической области наблюдается широкий участок избытка потока излучения с центром в полосе R. Он может быть обусловлен присутствием спектральных линий, достоверно обнаружить которые возможно только с помощью узкополосных или спектроскопических наблюдений. В целом, оптический спектр согласуется с продолжением степенного спектрального компонента из рентгеновского диапазона с = 0.45(26).

Оптический спектр следующего по возрасту пульсара Geminga также нетепловой и в целом плоский. Поскольку этот пульсар очень слаб в оптическом диапазоне (V ~ 25), его спектр характеризуется большой неопределённостью, которые не удалось уменьшить при наблюдении этого пульсара в спектральном режиме [Мартин и др. 1998]. Наблюдения [Комарова и др. 2003] не подтверждают провал в спектре пульсара, обсуждавшийся в работах [Биньями и др. 1996, Мартин и др. 1998]. С другой стороны, наблюдаемый спектр Geminga пока не продолжен столь далеко в ИК-область, как спектр PSR В0656+14. Мы можем заключить, что для этого объекта на настоящий момент получено недостаточно данных для того, чтобы сделать более определённые выводы, хотя в первом приближении его спектр напоминает спектр PSR В0656+14.

К сожалению, для более старых пульсаров PSR В1929+10 и PSR В0950+-08 спектральных данных существенно меньше. До настоящей работы поток излучения PSR В0950+08 был известен только в одной оптической полосе, что не позволяло сделать определённых выводов о характере оптического спектра пульсара. Наблюдения PSR В0950+08, выполненные в данной работе, расширили спектральную информацию до двух полос, что позволило определить нетепловой характер оптического излучения пульсара в голубой области. Позднее этот вывод был подтверждён наблюдениями в VRI, выполненными другими авторами, [Жариков и др. 2003]. Сходная ситуация наблюдается для другого пульсара близкого возраста, PSR В1929+10 [Миньяни и др. 2002].

Таким образом, существует качественное различие спектров молодого пульсара Crab и более старых пульсаров. Спектры средневозрастных пульсаров качественно схожи друг с другом и, в отличие от спектров молодых пульсаров, имеют немонотонный характер. Для средневозрастных пульсаров характерен избыток в ИК-полосе, наиболее ярко проявляющийся в случае PSR В0656+14, а также возможно наличие спектральных особенностей. Эти различия позволяют говорить об эволюции спектров пульсаров с возрастом.

Для миллисекундного пульсара удалось получить лишь глубокие верхние пределы на потоки его излучения в полосах (V, R, I > 27). Ближайший уверенно детектированный объект находится в 3"4 от радиоположения пульсара, что существенно больше, чем Зсг-ошибка астрометрической привязки, 078. В сравнении с рентгеновскими данными, глубокие верхние пределы на поток оптического излучения PSR J0030+0451 позволяют поставить более жёсткие ограничения на его спектр в широком диапазоне, включая рентгеновский, чем ограничения, основанные только на рентгеновских данных. А именно, можно утверждать, что спектр пульсара в рентгеновском и оптическом диапазонах является, вероятнее всего, тепловым, при этом детектируется излучение с полярных шапок пульсара, Менее вероятно, что в рентгеновском диапазоне доминирует нетепловой компонент. Для согласованности с оптических и рентгеновских данных он должен быть подавлен в оптическом диапазоне на фактор > 500. Последнее предполагает резкий излом степенного спектра в УФ-диапазоне, что ранее не наблюдалось для обычных пульсаров.

7.2 Эффективность оптического излучения пульсаров

Ранее предпринимались попытки феноменологически исследовать эволюцию различных параметров пульсаров. Напр., исследование зависимостей различных параметров пульсара от возраста, в частности, эффективности генерации оптического излучения, было проведено в работе [Голдони и др. 1995]. Было установлено, что эффективность монотонно падает с возрастом пульсара, С тех пор список детектированных в оптике объектов пополнился двумя более старыми пульсарами, PSR В1929+10 и PSR В0950+08. В данной работе мы вновь проанализировали зависимость этого параметра от возраста пульсара.

Для PSR В0950+08, изучавшегося в данной работе, эффективность излучения в полосе В оптического диапазона г]в вычислялась как отношение изотропной светимости пульсара LB = 4ird2FvAv = (7.6 ±1.2) х 102бс?2б2 ЭРГ к потерям энергии на вращение Е — 5.6 х 1032 эрг с-1, g?262 = d/(262 пк) — нормированное расстояние до пульсара. В таблице 7.13 собраны аналогичные данные для всех пульсаров, обнаруженных в оптическом диапазоне. Для PSR В1929+10 наблюдательных данных в полосе В нет, но эф

1. Ароне 1981. Arons, J. 1981, ApJ, 248, 1099

2. Бааде и Цвикки 1934. Baade, W., Zwicky, F. 1934, Proc. Nat. Acad. Sci., 20, 254

3. Байлес и др. 1997. Bailes, M., Johnston, S., Bell, J.F., et al. 1997, ApJ, 481, 386

4. Баглер и др. 2002. Butler, R.F., Golden, А., & Shearer A. 2002, A&A, 395, 845

5. Беккер и Трюмпер 1997. Becker, W., & Trtimper, J. 1997, A&A, 326, 682

6. Беккер и Трюмпер 1999. Becker, W., & Triimper, J. 1999, A&A, 341, 803

7. Беккер и др. 1999. Becker, W., Kawai, N., Brinkmann, W., & Mignani, R. 1999, A&A, 352, 532

8. Беккер и др. 2000. Becker, W., Triimper, J., Lommen, A.N., & Backer, D.C. 2000, ApJ, 545, 1015

9. Беккер и Ашенбах 2002. Becker, W., к Aschenbach, В. 2002 270. WE-Heraeus Seminar on Neutron Stars, Pulsars and Supernova Remnants. MPE Report 278, ed. W. Becker, H. Lesch & J. Trtimper, 64 (astro-ph/028466)

10. Беккер и Павлов 2002. Becker, W. & Pavlov, G.G. 2002, to appear in "The Century of Space Science", eds. J.Bleeker, J.Geiss, M.Huber, Kluwer Academic Publishers, in press (astro-ph/0208356)

11. Белл и др. 1995. Bell, J.F., Bailes, M., Manchester, R.N., Weisberg, J.M., Lyne, A.G. 1995, ApJ, 440, L81

12. Белл Бурнелл 1998. Bell Burnell, S.J. 1998, in: Neutron Stars and Pulsars, eds. N. Shibazaki, N. Kawai, S. Shibata, T. Kifune, Univ. Acad. Press Inc., Tokyo, 1

13. Бессель 1990. Bessell, M. 1990, PASP, 102, 1181.

14. Биньями и др. 1993. Bignami, G.F., Caraveo, Р.А., Mereghetti, S. 1993, Nature, 361, 704

15. Биньями и др. 1996. Bignami, G.F., Caraveo, P.A., Mignani, R., et al. 1996, ApJ, 456, Llll

16. Брискен и др. 2002. Brisken, W.F., Benson, J.M., Goss, W.M., et al. 2002, ApJ, 571, 906

17. Бхаттачарья и ван ден Хейвел 1991. Bhattacharya, D., & van den Heuvel, E.P.J. 1991, Physics Reports, 203, 1

18. Вагнер и Сейферт 2000. Wagner, S.J. & Seifert, W. Pulsar Astronomy 2000 and beyond. 2000, ASP Conference series. Edited by Kramer, M., et al., 202, 315

19. Вайскопф 2000. Weisskopf, M.C., Hester, J.J., Tennant, A.F., et al. 2000, ApJ, 536, L81

20. Ванг и Хальперн 1997. Wang, F.Y.-H. & Halpern, J.P. 1997, ApJ, 482, L159

21. Ванг и др. 1998. Wang, F.Y.-H., Ruderman, M., Halpern, J.P., et al. 1998, ApJ, 498, 373ван дер Блик и др. 1996. van der Bliek, N.S., Manfroid, J., к Bouchet, P. 1996, A&ASS, 119, 547

22. Вийнандс и ван дер Клис 1998. Wijnands, R., & van der Klis, M. 1998, Nature, 394, 344

23. Воллес и др. 1977. Wallace, P.T., Peterson, В.A., Murdin, P.G., et al. 1977, Nature, 266, 692

24. Гвинн и др. 1986. Gwinn, С. R., Taylor, J. H., Weisberg, J. M.,Rawley, L. A., 1986, AJ, 91, 338

25. Голдони и др. 1995. Goldoni, P., Musso, C., Caraveo, P.A. et al. 1995, A&A, 298, 535

26. Грейвелдингер и др. 1996. Greiveldinger, С., Camerini, U., Fry, W., et al. 1996, ApJ, 465, L35

27. Гуиффес 1998. Gouiffes, C. 1998, in "Neutron Stars and Pulsars", eds. N. Shibazaki, N. Kawai, S. Shibata & T. Kifune (Univ. Acad. Press: Tokyo), 363

28. Джексон и др. 2002. Jackson, M.S., Halpern, J.P., Gotthelf, E.V., et al. 2002, ApJ, 578, 935

29. Догерти и Хардинг 1996. Daugherty, J.K., and Harding А.К., 1996, ApJ, 458, 278

30. Жариков 1996. Жариков, С.В. 1996, Глубокое фотометрическое исследование областей локализаций некоторых гамма-всплесков. Канд. дисс., САО РАН, Нижний Архыз

31. Жариков и др. 2003. Zharikov, S.V., et al. 2003, in prepapration

32. Завлин и др. 1996. Zavlin V.E., Pavlov G.G., к Shibanov Yu.A. 1996, A&A, 315, 141

33. Завлин и др. 2001. Zavlin, V.E., Pavlov, G.G, & Halpern, J.P. 2001, unpublished

34. Завлин и др. 2002a. Zavlin, Y.E., Pavlov, G.G., Sanwal, D., et al. 2002, ApJ, 569, 894

35. Канбах и др. 1994. Kanbach, G., Arzoumanian, Z., Bertsch, D. et al. 1994, A& A, 289, 855

36. Каравео и др. 1994. Caraveo, P.A., Bignami, G.F., & Mereghetti, S. 1994, ApJ, 422, L87

37. Каравео и др. 1994a. Caraveo P.A., Mereghetti S. & Bignami G.F. 1994, ApJ, 423, L125.

38. Каравео и др. 1996. Caraveo, P. A., Bignami, G. F., Mignani, R., et al. 1996, ApJ, 461, L91

39. Каравео и др. 2001. Caraveo, P.A., De Luca, A., Mignani, R.P., et al. 2001, ApJ, 561, 930

40. Койпер и др. 2000. Kuiper, L., Hermsen, W., Yerbunt, F., et al. 2000, A&A, 359, 615

41. Комарова и др. 2003. Komarova, V.N., Shibanov, Yu.A., Zharikov, S.V., et al. 2003, in prepapration

42. Кордес 1996. Cordes, J. 1996, in Pulsars: Problems & Progress, ASP Conf Series, 105, 393

43. Кордова и др. 1989. Cordova, F.A., Hjellming, R.M., Mason, K.O., et al. 1989, ApJ, 345, 451

44. Корпела и Бойер 1998. Korpela, E.J., & Bowyer, S. 1998, AJ, 115, 2551

45. Крузиус-Вэтцель и др. 2001. Crusius-Watzel, A R., Kunzl, Т., Lesch, H. 2001, ApJ, 546, 401

46. Кузьмин и Досовский 2001. Kuzmin, A.D. & Losovsky, B.Ya. 2001, A&A, 368, 230

47. Кузьмин и Досовский 1997. Кузьмин, А.Д. и Досовский Б.Я. 1997, ПАЖ, 23, 323

48. Курт и др. 1998. Kurt, V.G., Sokolov, V.V., Zharikov, S.V., Pavlov, G.G., & Komberg, B.V. 1998, A&A, 333, 547

49. Ландольт 1992. Landolt, A.U. 1992, AJ, 104, 340

50. Лардж и др. 1968. Large, M.I., Vaughan, А.Е., к Mills, B.Y. 1968, Nature, 220, 340.

51. Ласкер 1976. Lasker, B.M. 1976, ApJ, 203, 193

52. Легге 2000. Legge, D. 2000, in Pulsar Astronomy — 2000 and Beyond, eds. M. Kramer, N. Wex, and N. Welebinski, ASP Conference Series, 202, 141

53. Ломмен и др. 2000. Lommen, A.N., Zepka, A., Backer, D.C., et al. 2000, ApJ, 545, 1007

54. Лоример 2001. Lorimer, D.R. 2001, Living Reviews in Relativity, 4 (astro-ph/0104388)

55. Лоример и др. 2002. Lorimer, D.R., Camilo, F., Freire, P., et al. 2002 (astro-ph/0210460)

56. Лю и Ашенбах 2000. Lu, F. J., & Aschenbach, B. 2000, A&A, 362, 1083

57. Малов 2001. Malov, I.F. 2001, Astronomy Rep, 45, 863

58. Малофеев 1999. Malofeev, V.V. 1999, Catalog of spectra of radio pulsars, preprint of the Radio Astronomical Observatory, Puschino, Scientific Center of the Russian Academy of Sciences

59. Манчестер и др. 1978. Manchester, R.N., Lyne, A.G., Goss, W.M., et al. 1978, MNRAS, 184, 159

60. Мартин и др. 1998. Martin, С., Halpern, J.P., к Schiminovich, D. 1998, ApJ, 494, L211

61. Миддледитч и др. 1987. Middleditch, J., Pennypacker, C.R., & Burns, M.S. 1987, ApJ, 315, 142

62. Миньяни и др. 1997. Mignani, R.P., Caraveo, P.A., к Bignami, G.F. 1997, The Messenger, 87, 43

63. Миньяни и др. 1997a. Mignani, R., Caraveo, P.A., к Bignami, G.F. 1997, ApJ, 474, L51

64. Миньяни 1998. Mignani, R.P. 1998, Proc. of the Int. Conf. on Neutron Stars к Pulsars, Nov., Tokyo, Japan. Ed. by N. Shibazaki et al. Universal Academy Press.

65. Миньяни и др. 1998. Mignani, R.P., Caraveo, P.A., к Bignami, G.F. 1998, AkA, 332, L37

66. Миньяни и др. 2000. Mignani, R.P., Caraveo, P.A., Bignami, G.F. 2000, Messenger, 99, 22

67. Миньяни и др. 2000a. Mignani, R.P., De Luca, А., к Caraveo, P.A. 2000, ApJ, 543, 318

68. Миньяни и Каравео 2001. Mignani, R.P., к Caraveo, P.A. 2001, 376, 213

69. Миньяни и др. 2002. Mignani, R.P., De Luca, A., Caraveo, Р.А., et al. 2002, ApJ, 580, L147

70. Мираллес и др. 1998. Miralles, J. A., Urpin, V., & Konenkov, D. 1998, ApJ, 503, 368

71. Миязаки и др. 1998. Miyazaki, S., Sekiguchi, M., Imi, K., et al. 1998, SPIE, 3355, 363

72. Мэннинг и Вилмор 1994. Manning, R. A., Willmore, A. P., 1994, MNRAS, 266, 635

73. Насуги и др. 1997. Nasuti, F.P., Mignani, R, Caraveo, P.A., et al. 1997, A&A, 323, 839

74. Неизвестный 1983. Неизвестный, С.И. 1983, Известия CAO, 17, 1983

75. Огельман и Финлей 1993. Ogelman, Н. к Finley, J.P. 1993, ApJ, 413, L31

76. Огельман и др. 1993. Ogelman, Н., Finley, J.R., к Zimmerman, H.U. 1993, Nature, 361, 136

77. Ода и др. 1971. Oda, М., Gorenstein, P., Gursky, Н., et al. 1971, ApJ, 166, LI.

78. Павлов и др. 1996. Pavlov, G.G., Stringfellow, G.S., к Cordova, F.A. 1996, ApJ, 467, 370

79. Павлов и др. 1997. Pavlov, G.G., Welty, A.D., & Cordova, F.A. 1997, ApJ, 489, L75

80. Павлов и др. 2001a. Pavlov, G.G., Zavlin, V.E., Sanwal, D., et al. 2001, ApJL, 552. L129

81. Павлов и др. 2001b. Pavlov, G.G., Karagaltsev, O.Y., Sanwal, D., et al. 2001, ApJL, 554. L189

82. Павлов и др. 2002. Pavlov, G.G., Zavlin, Y.E., к Sanwal, D. 2002, 270. WE-Heraeus Seminar on Neutron Stars, Pulsars and Supernova Remnants. MPE Report 278, ed. W. Becker, H. Lesch, к J. Trumper, 273 (astro-ph/0206024)

83. Пенни 1982. Penny A.J. 1982, MNRAS, 198, 773

84. Персиваль и др. 1993. Percival, J.W., Biggs, J.D., Dolan, J.F., et al. 1993, ApJ, 407, 276

85. Пилкингтон и др. 1968. Pilkington, J.D.H., Hewish, A., Bell, S.J., et al. 1968, Nature, 218, 126

86. Попов и Прохоров 2002. Попов, С.Б. и Прохоров, М.Е. 2002, Отчёт для РФФИ (astro-ph/0205298)

87. Поссенти и др. 2001. Possenti, A., D'Amico, N., Manchester R.N., et al. 2001 (astro-ph/0108343)

88. Раманамёрфи и др. 1996. Ramanamurthy, P.V., Fichtel, С.Е., Harding, А.К., et al. 1996, A&AS, 120, 115

89. Рэнсом и др. 2002. Ransom, S.M., Gaensler, B.M., к Slane, P.O. 2002, ApJ, 570, L75

90. Санвалидр. 2000. Sanwal, D., Pavlov, G.G., Zavlin, V.E., et al. 2000, AAS HEAD meeting 32, 33.04

91. Санвал и др. 2001. Sanwal, D., Pavlov, G.G., Karagaltsev, O.Y., et al. 2001. in "Neutron Stars in SNRs"ASP Conference Series, eds. P.O. Slane and B.M. Gaensler. (astro-ph/0112164)

92. Санвал и др. 2002. Sanwal, D., Pavlov G.G., Zavlin, V.E., et al. 2002, ApJ, 574, L61

93. Соллерман и др. 2000. Sollerman, J., Lundqvist, P., Lindler, D., et al. 2000, ApJ, 537, 861

94. Соллерман и Фликт 2002. Sollerman, J., к Flyckt, V. 2002, Messenger, 107, 32

95. Солтер и др. 1979. Salter, M.J., Lyne, A.G., к Anderson, В. 1979, Nature, 280, 461

96. Бейкер и Срамек 1982. Backer, D.C. к Sramek, R.A. 1982, ApJ, 260, 512

97. Стрикман и др. 1996. Strickman, M.S., Grove, J.E., Johnson, W.N., et al. 1996, ApJ, 460, 735

98. Сталин и Райфенштайн 1968. Staelin, D.H. & Reifenstein III, E.C. 1968, Science, 162, 1481.

99. Сюард и Ванг 1988. Seward F., к Wang Z. 1988, ApJ, 332, 199

100. Тейлор и др. 1993. Taylor, J.H., Manchester, R.N., к Lyne, A.G. 1993, ApJS, 88, 529

101. Томпсон 2000. Thompson, D. 2000, Advances in Space Research, 25, 659

102. Томпсон 2001. Thompson, D.J. 2001 Proceedings NATO Advanced Study Institute, 'The Neutron Star-Black Hole Connection', Elounda Crete, 1999; ed. V. Connaughton, C. Kouveliotou, J. van Paradijs, J. Ventura (astro-ph/0010016)

103. Фальман и Грегори 1981. Fahlman, G.G. к Gregory, P.C. 1981, Nature, 293, 202

104. Финлей и др. 1992. Finley, J.P., Ogelman. H., Kiziloglu, U. 1992, ApJ, 394, L21

105. Финлей и др. 1994. Finley, J.P., Ogelman, H., к Edelstein, J. 1994, BAAS, 26, 870

106. Фомалон и др. 1992. Fomalont, E.B., Goss W.M., Lyne A.G., et al. 1992, MNRAS, 258, 497

107. Фостер и др. 1996. Foster, R.S., Edelstein, J., к Bowyer, S. 1996, in Astrophysics in Extreme Ultraviolet, Proc. IAU Coll, # 152, eds. S. Bowyer and R.F. Malina (Kluwer: Dordrecht), 437

108. Фрейл и Шаррингхаузен 1997. Frail, D.A. к Scharringhausen, B.R. 1997, ApJ, 480, 364

109. Фрухтер и др. 1998. Fruchter, A.S., Hook, R.N., Busko, I.C., et al. 1998, in 1997 EST Calibration Workshop, eds. S. Casertano, R. Jedrzejewsky, T. Keyes, and M. Stevens (STScI)

110. Фукуджита и др. 1995. Fukugita, M., Shimasaku, К., к Ichikawa, Т. 1995, PASP, 107, 945

111. Хардинг и др. 2002. Harding, A., Strickman, M.S., Gwinn, С., et al. 2002, ApJ, 576, 376

112. Харлоу и др. 1998. Harlow, J.J.B., Pavlov, G.G., к Halpern J.R. 1998, AAS Meeting 193, #41.07

113. Хельфанд и др. 2001. Helfand, D.J., Gotthelf, Е.У., к Halpern, J.P. 2001, ApJ, 556, 380

114. Хестер и др. 2002. Hester, J.J., Mori, К., Burrows, D., et al. 2002, ApJ, 557, L49

115. Хилл и др. 1997. Hill, R.J., Dolan, J.F., Bless, R.C., et al. 1997, ApJ, 486, L99

116. Хькжш и др. 1968. Hewish, A., Bell, S.J., Pilkington, J.D.H., et al. 1968, Nature, 217, 709

117. Ча и др. 1999. Cha, A.N., Senbach, K.R. к and Danks, A.C. 1999, ApJ, 499, L45

118. Ченг и др. 1986. Cheng, K.S., Но, С., & Ruderman, М.А. 1986, ApJ, 300, 500

119. Шварцман 1970. Shvartsman, V.F. 1970, Soviet Astronomy AJ, 14, 662

120. Шибанов 1999. Шибанов, Ю.А. 1999, Тепловое излучение и атмосферы нейтронных звёзд. Докт. дисс., ФТИ РАН, С.-Петербург

121. Шибата 1995. Shibata, S. 1995, MNRAS, 276, 537

122. Ширер и др. 1997. Shearer, A., Redfern, R.M., Gorman, G., et al. 1997, ApJ, 487, L181

123. Шлёгель и др. 1998. Schlegel, D.J., Finkbeiner, D.P., Davis, M. 1998, ApJ, 500, 525

124. Шонфельдер и др. 2000. Schonfelder, Y., Bennett, К., Blom, J. J., et al. 2000, A&AS, 143, 145

125. Яковлев и др. 1999. Яковлев, Д.Г., Левенфиш, К.П. и Шибанов, Ю.А. 1999, УФН, 169, 825