Низкочастотное радиоизлучение и структура магнитного поля пульсаров тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

российская академия наук

физический ИНСТИТУТ ИМ.П.Н.ЛЕЬВДКЛа г - о дп'рокосмический ЦЕНТР

НИЗКОЧАСТОТНОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ И

МАГНИТНОГО ПОЛЯ ПУЛЬСАРОВ '.01.03.02 - астрофизики, радиоастрономия''

Диссертация в форме научного доклада на соискание ученой степени доктора фияико-математических наук

2 о кш в

На правах рукописи

Шитов Юрия Павлович

уда Ь24.:з

Москва 1994

Гаоота выполнена в Астрокосмическом центре Физического института им.П.Н.Лебедева РАН

■ инициальные оппоненты: доктор физико-математических

наук, профессор Г.С.Бисноватый-Коган ,

доктор физико-математических наук, профессор К.С.Станкевич ,

доктор физико-математических наук, профессор А.И.Пуган .

Ведущая организация С.Петербургский филиал оди

Российской Академии наук

Зашита состоится " 30 " июня 1994 г. в 10 час на звседаЬии специализированного Совета Д.(КЙ.Зб.О') при Физическом институте им.И.Н.Лебедева Российской Академии наук по адресу: 117ЙМ, Москва В-ЗУа, Ленинский проспект, 63, ФИАН.

С диссертацией можно Сзнькомитъсй в библиотеке ОМАН

."------------— -------- --------- разиаддаа

Ученый секретарь

Опнциадизировйшюга Сомта Л.002,35.01, доктор физико-математически* наук

М.Й.Попоя

I. Общая характеристика работ«

1.1 Введение

Пульсары, открытые а 1967г. в Англии Кембриджскими радиоастрономами, без преувеличения, являются уникальными объектами во Вселенной. Можно считать твердо установленным, что они представляют собой бистро вращающиеся, и сильно намагниченные нейтронные звезда, что ставит перед современной наукой целый . ряд фундаментальных проблем. как астрофизического, так и общефизического характера.

Как 1 астрофизическая проблема пульсара - нейтронные звезда, являются одной из трек возможных и отрско распространенных во Вселенной последних стадий эволюции звезд. Причем эту конечную стадию следует отнести к очень активной -с большим энерговыделением из-за быстрого вращения и сильного магнитного поля. Так, например, светимость пульсара в "Крабе", равная ~ 5-10*" арг^сек, примерно в 10я раз больше светимости Солнца. Поэтому пульсары должны оказывать существенное влияние на динамику и эволюцию межзвездной среда, в которую они, по-видимому, поставляют и релятивистские частицы больших энергий.

Пульсары необычайно интересны и с общефизической точки зрения. В нейтронных звездах вещество находится в сверхплотном состоянии , когда уравнение состояния и свойства вещества плохо известны. В центральных областях плотности, по-видимому, достигают величин р» - 5« 10" - ю" г-'си", превышающих ядерную. В магнитосфере пульсара мы имеем дело с экстремальными магнитными - 10"- 10" Гс и электрически»® ~ 10" В^см полями, вращающимися при втом с большой скоростью. То есть в пульсарах, особенно в короткопериодических, реализуется уникальный случай твердотельного движения больших (макроскопических) областей материи со скоростьо, близкой к скорости света.

Наконец, специфические свойства радиоизлучения пульсаров делают их незаменимыми источниками для - исследования межзвездной среды. Импульсный характер излучения, высокая степень его линейной поляризации и ничтожные угловые размеры

пиаьоляюг методом просвечивания наиболее эффективно исследовать магнитное поде и структуру межзвездной плазмы в Галактике.

Чрезвычайно высокая стабильность частоты вращения нейтронных звезд (вековое замедление хорошо предсказуемо), обусловленная большим моментом инерции в сочетании с исключительной их компактностью, дает возможность создать на основе пульсаров, в особенности, миллисекундных, новую астрономическую и высокостабильную шкалу времени, которая на долговременных масштабах превзойдет атомную (Ильин и др. 1984, Davis и др. 1985). Это свойство пульсаров позволяет исследовать с высокой точность» эффекты общей теории относительности в тесных двойных системах, содержащих пульсар, что у*е и привело к первым экспериментальным доказательствам сунествования квадрутольного гравитационного излучения, генерируемого такими системами (Taylor and Welstjer S 1989).

Наряду.с крупнейшими радиоастрономическими обсерваториями мира к работам по исследованию пульсаров, сразу же после поступления сообщения об их открытии, приступили и в лаборатории радиоастрономии Физического института им. П.Н.Лебедева АН СССР. Эти работц были начаты по инициативе профессора В.Б.Виткевича и продолжались под его непосредственным руководством до 1972 года. В короткий срок на Радиоастрономической станции ФИАН было создано несколько специализированных многоканальных радиометров для регистрации импульсов пульсаров в диапазоне 60 - 110 МГц, и уже через месяц после сообщения об открытии были получены записи первого пульсара CP 1919 111. Высокая чувствительность антенны Восток-Запад диапазонного крестообразного радиотелескопа ДКР-1000 ФИАН, - помощью которой проводились исследования пульсаров, давала возможность изучать частотно- временную структуру отдельных (неусредненных) импульсов целого ряда пульсаров в указанном диапазоне частот.

В этих первых ис ¿дованиях, обобщенных в работе автора (Шитов 1971) били выяснены основные характеристики радиоизлучения индивидуальных импульсов пульсаров в метровом диапазоне воля. Были изучены оптимальные метода ..риема и

регистрации сигналя от пульсаров с точки :-<|1-<нин чувствительности и задач исследования. На основании лтиг' били сформулировали основные требования к техническим параметрам новой многоканальной приемно-рещстрирущей аппаратуры, которая затем и была создана на РАС ШАН.

С помощью нового аппаратурного комплекса бил получен целый ряд новых оригинальных данных о свойствах радиоизлучения пульсаров на низких частотах, в особенности, касающихся усредненных (по многим импульсам) характеристик их профилей радиоизлучения. При атом с целью расширения частотного диапазона- ряд исследований бил выполнен по совместной программе с крупнейшими зарубежными радиоастрономическими обсерваториями в Дкодрелл Бэпк (Англия), Эффельсберг (ФРГ) и Аресибо (США), в которых наблюдения проводились на высоких частотах, вплоть до 10.7 ГГц. Выло, в частности, установлено в результата ряда работ (Кузьмин и др. Г978, Брук и др. 1978, (191), что характерным свойством средних спектров пульсаров является наличие у них низкочастотного повала с максимумом в излучении на частотах в интервале 100-300 МГц. При этом спектр зависит от скорости вращения пульсаре так, что его максимум смещается в сторону низких частот у пульсаров с бельгоим периодом.

Одним из наиболее важных результатов явилось установление того, сто форма среднего профиля импульса в большой мере отражает распределение интенсивности излучения пульсара в пределах конуса открытых магнитных силовнх линий его магнитосферы, давая тем самым возможность исследовать собственно структуру магнитного поля 117,25,27,34). При атом на наиболее низких частотах возможно исследовать самые верхние уровни магнитосферы, где структура магнитного поля, как оказалось, значительно отличается от обычно принимаемой простой дипольной формы из-за эффекта скручивания, вызванного быстрым вращением пульсара с 21).

1.г Актуальность темы.

Физика нейтронных звезд, подавляющее большинство которых наблюдается нами как радиопульсары, является проблемой.

находящейся•ь центре внимания современной астрофизики. Хотя п|юш.во уже более 26 лет после открытия пульсаров, проблема механизма их излучения, зарегистрированного во всем спектре от радио до г, еще далека от решения. Одним из первоочередных здесь является вопрос оО основных параметрах магнитосферы и, в частности, вопрос о структуре магнитного ноля пульсаров, о конфигурации магнитных силошх линий в зонах излучения. В этой связи особый интерес представляют низкочастотные исследования пульсаров, которые (в совокупности с высокочастотными данными) дают возмокностъ судить о физических процессах в самих верхних слоях магнитосферы нейтронных звезд. Позволяют судить о геометрии магнитного поля ь областьях, где скорость.вращения сравнима со скоростью света. Как выяснилось недавно в наших исследованиях, характер поля, по-видимому, существенно отличается от дттольного, которое обычно применяется в моделях пульсара. На низких уровнях магнитосферы вблизи поверхности нейтронной - звезды по наблюдениям на высоких частотах обнаруживается, по-видимому, значительной величины мультипольная компонента магнитного поля. С другой стороны, в результате низкочастотных исследований, проводимых в последнее время на РАС <ШН, был обнаружен аффект сверхдасперсиояного запаздывания импульсов и ряд *других свидетельств, указывающих на существование на достаточно солышлх высотах сильного эффекта скручивания магнитного шля пульсаров в сторону, противоположную вращению нейтронной звезды. Скручивание магнитных силовых линий обусловлено реакцией электро-магнитных сил, тормозящих вращение пульсара из-за энергетических потерь на излучение. Это означает, что мы наблюдаем процессы, непосредственно отражающие явление торможения пульсара, процесс его основных энергетических потерь, связанных с трансформацией кинетической энергии вращения в магнитно -дипольное излучение, в энергию потока ускоренных частиц -"пульсарный ветер" или в анергию магнитно-гидродинамического потока магнитосферной лазш, истекающей в межзвездную среду.

Существующие в настоящее время в. литературе разные теоретические модели магнитосферы значительно отличался друг от друга вплоть до взаимно исключающих выводов, ..асащихся

роли мчпмтно- дгаюльного инлучения и так называем« г ь.>ниг ЛОГврЬ (ПОНДвромОТОрНЫХ СИЛ), И СХ>ТВ0ТСТВУММ1Х ШЬ 'Л'11 относительно направления вековой аьолпции угла мекду вращения и магнитной осью нейтронной звезды. поэтому экспериментальные критерии здесь должны играть, пи-видимому, рзшяипую роль.

1.3. Цель работа.

Основной целью работы является получение новых данных ч структуре магнитного ноля и механизме излучения пульсаров на основании экспериментальных многочастолшх исследований их радиоизлучения и всестороннего анализа полученных данных. В диссертационной работе представлены следующие результата втих исследований.

1. Аппаратурный комплекс и методы иоследсьчний, использовавшиеся в низкочастотных няг5л«двниях пульсаров (раздел 2).

2. Результаты поиска новых пульсаров на метровых волнах (раздел 3).

3. Характер влияния межзвездной дисперсии и рассеяния импульсов на результаты мямгочастотннх измерений (раздел 4).

4. Теоретический анализ явления скручивания магнитного ноля, обусловленного тормохением вращения пульсара (раздел 5).

5. Выявление экспериментальных свидетельств, подтверждающих значительное влияние эф!йкта скручивания магнитного поля на радиосветимость. поляризацию и частотно-фазовое распределение средних профилей излучения пульсаров (разделы 6 и 7).

6. Модель свободной прецессии пульсара рот ггп+лт. объясняющая новые данные его наблюдений на низких частота* (раздел 8).

1.4 Основные положения, выносимые на защиту.

I. Обнаружено явление скручивания магнитного поля пульсаров, обусловленное электромагнитным торможением, заме длящим вращение нейтронной звезды. Скручивание проявляется в радионаблюдениях пульсаров, в особенности, на

низких частотах, и приводит к соответствующим зависимостям радиосьетимастк, иоляризации и формы прсфиш излучения от скорости вращения и частоты наблюдения.

2. Впервые показано, что для определенных пульсаров характерен так называемой аффект "сьерхдисперсионного" запаздывания импульсов на низких частотах, заключаодийся и дополнительном ■ по сравнению с межзвездной дисперсией запаздыванием центра щюфиля излучения по отношению к более высоким частотам. Эффект интерпретируется как наиболее яркое проявление скручивания магнитных силовых линий.

3. Впервые проведен анализ явления скручивания магнитного поля нейтронной звезда, обусловленном торможением их вращения. Получены соотношения, характеризующие зависимость наблюдаемых параметров радиоизлучении от период« пульсара и высоты магнитосферы в предположенкгл магштно-дипольшх потерь на излучение. Предложенный метод расчетов скручивания поля является оригинальным и носит достаточно общий характер.

4. Обнаружены ' аксиерименталиш* СБИГМбЛЬства существования медленной свободной прецессии нейтронных звезд. Предложена модель, объясняйся выявленные периодические вариации тормозящего момента у пульсара ро? г^г'ы? с периодом около 20 дат прецессией оси вращения, которая свидетельствует в пользу мапштно-дипольного характера потерь на излучение.

5. Впервые Получены новые многочастотные данные о формах профиля радиоизлучения многих пульсаров на шшболее низких частотах метрового диапазона 30-40-60-103 МГц, в том числе для 6 новых пульсаров, обнаруженных на РАС ФИЛИ. Новые данные о частотно-фазовой эволюции профилей излучения в широком диапазоне, вплоть до 1400 МГц (совместно с обсерваторией в Дкодрелл Бэнк, Англия).

6. Разработаны специальные методы многочастотных исследований радиоизлучения пульсаров на низких частотах, включая оригинальную методику поляризационных измерений на линейно поляризованге» радиотелескопах, на основе которых создан многоканальный комплекс приемно-регистрирущей аппаратуры.

..у-

1.5. Научная новизна.

Практически все результаты ряботы являются оригинальными. Основные из них следующие.

1. Впервые показано, что существует целый ряд наблюдательных данных по радиосветимостям, польрнзании и частотно-фазовой зависимости средних профилей импульооя, свидетельствущих о значительном влиянии аффекта скручивания магнитного поля нейтронных звезд на радиоизлучение иульсйрэ.

2. Впервые рассмотрено явление скручивания магнитного поля нейтронных зва'зд, обусловленное энергетическими потерями, тормозящими их вращение. Получены основные соотношения для радиусов кривизны и углов скручивания магнитных силовых линий в зависимости от высоты в магнитосфере и скорости вращения пульсара.

3. Обнаружен нокий эффект так называемого сверхдисперсионного запаздывания импульсов на низких частотах, величина которого растет с длиной волнн и по мере уменьшения периода пульсаров.. Этот, предсказанный автором, эффект интерпретируется в рамках модели скручивания магнитного поля.

4. По наблюдениям пульсара рз? ггп>л7 обнаружены новые и наиболее весомые экспериментальные данные, свидетельствующие в пользу существования медленной свободной прецессии нейтронных звезд, и, кроме того, в рамках предложенной модели подтверждайте магнитно-дипольный характер энергетических потерь на излучение.

5. Обнаружено 5 новых пульсаров, входящих в двадцатку наиболее ярких объектов на метровых волнах, доступных для детальных исследований.

6. Получены новые многочастотные данные, вскрывшие особенности частотно-фазовой эволюции средних профилей излучения многих пульсаров в широком диапазоне длин волн, начиная с наиболее низких частот метрового диапазона 30-40-60-103 МГц (радиотелескопы ДКР-1000 и . БСА) с продолжением в более высокочастотный диапазон вплоть до 1400 МГц.

7. Определен характер зависимости величины межзвездного рассеяния импульсов от частоты и меры дисперсии г>М в

¡(пан1'Чаетотаим диапазоне. Показано, что среднестатистическая зависимость от вм ицвет o'iem> крутой вид для близких пульсаров, что исключает возможность представления спектра неоднородности в простом степенном виде.

8. Разработан ряд новых м&тодой исследования пульсаров, в том числе, оригинальный способ поляризационных измерений на линейно-поляризованных радиотелескопа? ДПР-1000 и БСА.

1.6. Научная и практическая значимость работы.

Результат, полученные в диссертационной работе, используются во кшогих исследованиях пульсаров, ведущихся коллегами как в нашей страш, так и за.рубежом (США, Англия, ФИ1 и др.).

Примеюншй в работе метод исследования особенностей структуры магнитного поля нейтронных звезд посредством многочастогных наблюдений средних профилей излучения пульсаров в • сочетании с точными измерениями величины мекзвеадксй дисперсии вызвал интерес в различных обсерваториях, изучающих пульсары, которые провели в этом направлении ряд новых экспериментов (Например, Kuzmin «t ai. i see; гышр» ieei;

Phillips jtnd Wolszczan 1вв£ И Др.).

Полученный вывод о существенном отличии структуры магнитноги шля от простой дипольной формы, в частности, из-за эффекта скручивания силовых линий, рассматривался в целом ряде работ, в которых нашел свое дальнейшие развитие применительно к различным наблюдательным данным (влтлга 19вв; Кузьмин 1986; Попов и др. 1987; Малов I960; кип.,in ie<so; Смирнова 1991). Обнаруженный »ффект сверхдисперсионного запаздывания импульсов был рассмотрен теоретиками из Абастумаяской астрофизической обсерватории, как наблюдательное подтверждение предложенной ими плазменной модели, излучения пульсаров (Каабеги и др. 1991).

Полученные в диссертации соотношения, описывающие яьленив скручивания поля, в частности, для радиусов кривизны и углов скручивания магнитных силовых линий .(разделы 5 и 6) используются многими авторами для учета этого явления, в частности при оценках высот радиоизлучвюцих областей в

--1J.'-

магнитосфчрв (си isw; Гтирноря li«9t; Wan»......

РЫ1 lips 1992 и др.).

Оригинальные многочастоткнв экспериментальное д»>ннц.--, содержащиеся в работе, используются мнотами «вторами щ>» построении той шш иной теории излучения пульсаров (например, Rankin »эаз а. Ь; 19«0; 1SQO;. 1 &9Э JJ Др.).

Разработанные методы и созданная на та основ* аппаратура используются многими исследователями пульсаров. На базе созданного npjwMHq-рвгистрируицего комплекса выполнено ,ит кандидатских диссертации по пульсарам (Мзлофеев 1$81; Шабонова 1989).

1.7. Апробация работы.

Результаты, содержащиеся в диссертационной работ«, неоднократно докладывались на семинарах лаборатории радиоастрономии ФИАН, па объединенном астрофизическом семинаре ФИАН, на семинаре в Аст]>осоввте АН СССР, на Всесоюзны* радиоастрономических конференциях (Горький, 1972; Харьков, 1976; Москва, 1979; Харьков, 1983; Таллин, 1987; Ашхабад, 1991; Нуозшо, Т993), ян заседаниях Научного совета по проблеме "Радиоастрономия" АН СССР, на сессиях отделения общей Физики и астрономии АН СССР (1959, 1973) и РАН (1993), на советско-австралийских симпозиумах по пульсарам (Сидней, 1978; Пущина, 1986), на советско-германском совещании по пульсарам (Тбилиси, 1987), на симпозиуме MAC No.es "Пульсары" (Бонн, I960) и на коллоквиуме MAC No. iss "Структура магнитосферы и механизмы излучения радиопульсаров" (Польша, 1990).

1.8 Публикации.

Основные результата диссертации содержатся в 47 публикациях, приведенных в конце диссертации.

Аппаратурный комплекс и метода исследования пульсаров на низких частотах

В отличие от всех других источников космического радиоизлучения пульсары харвктвризухягся следующими наиболее важными свойствами, определяющими их особенность- I) импульоюсть радиоизлучения; 2) строгая периодичность импульсов; 3) дрейф импульсов (дисперсия) по частоте; 4) тонка« частотная структура спектра излучения, обусловленная, как и дисперсия, влиянием межзвездной плазмы. Исследования характера радиоизлучения пульсаров, проведенные автором в метровом ддапазоне длин волн (Шитов 1971) в первые года после обнаружения этих объектов, определили ' основные технические параметры лриемно-регистрируидеЛ аппаратуры, необходимые для дальнейшего развития этих исследований. Били сформулированы технические требования к новому аятенно-аппаратурному хоыплекоу _ как с точки зршшя получения оптимальной чувствительности при изучении известных и поиске новых пульсаров, так и с точки ареюая расширения частотного диапазона и новых методов исследований. В последующие несколько дет коллективом Радиоастрономической станции Ф1Ш Зал .создан новый приемно-регистрирующий комплекс для исследования пульсаров, включающий и новую уникальную антенну 6СА.

2.1. Радиотелескопы.

Диапазонный крестоообразный радиотелескоп ДКР-ЮОО (Виткевич и Кглачер 1965), созданный для изучения даскрэтных источников неьадолго до открытия пульсаров, оказался весьма эффективным для исследования этих объектов. В наших наблюдениях использовалось плечо Восток-Запад этого радиотелескопа, как наиболее чувствительное, в особэшюсти, для источников с низким склоненном. Большая эффективная площадь антенны (окол Ш ООО м* при геометрической - 40 иш м2) и ее широкодиапазонность (Зи-Ш М1'ц) дает возмошость регистрировать даже отдельые иштульсы" многих пульсаров одновременно на разных частотах, что принципиально ажио при

изучении этих объектов. ДКР--1000 - меридианный инструмент и поэтому в первые года пульсврных исследований время наблюдения за источником составляло всего около (40 сек)-'со*й на волне 3 и. В дальнейшем для того, чтобы увеличить чувствительность, используя метод накопления импульсов, и иметь возможность изучать динамику процессов а пульсарах, была создана система электрического сканирования диаграммы "Восток-Запад" (Илясов и Яр. 1985). Она позволяет сопровождать источник в течение (16 мииксовл на любой из частот диапазона. Была создана также новая система антенншс усилителей с системой переклотавдихся фильтров, значительно улучшившая помехозащищенность антенны Восток-Запад от мощного Останкинского • телецентра и веиательтох ЛШ ЧМ радиостанций.

Модернизация антенны Восток-Запад во много раз повысила эффективность исследований пульсаров, в особенности, на наиболее низких частотах <30-40-60 МГц и при одновременных наблюдениях на далеко разнесенных частотах. Однако, для исследований многих десятков и сотен пульсаров и поиска новых вадательна была более высокочувствительная антенна (с б-льшей мгновенной чувствительностью) с высокой мобильностью в управлении диаграммой и с более высокой помехозащищенностью, чем "Восток-Запад". Поэтому на Радиоастрономической станции ШАН была разработана и построена Большая Синфазная Антенная решетка (БСА) (Впткевич и др. 1979), в значительной степени удовлзтворящая названным условиям. (Предполагалось такке существенно расширить и возможности исследований методом межпланетных мерцаний). Радиотелескоп БОА расчигян для работы в узкой полосе частот вблизи 102.5 Мгц (полоса около 3 КГц), имеет эффективную площвдь около 30 тыс. м* (при геометрической 74 тыс. м*), возможность практически мгновенного переключения 16-лучевой диаграммы по склонении и (до недавнего времени) возможность круглосуточной работы без ощутимых помех. Время прохождения источника через диаграмму составляет около (3.5 мин^со^. <

2.2. Системы радиометров и регистрации сигнала.

Для реализации максимальной чувствительности необходимы метода компенсации межзвездной дисперсии импульсов, которые

•.»оычно осуществляются с применением многоканальны! радиометров 1 спектроаншшзаторов). При »том полоса каждого из каналов не должна, существенно превышать мгновенную полосу излучения импульсв, ■ которая пропорциональна его длительности и обратно пропорциональна мере дисперсии пульсара (Шитов 1971). Анализ показал, что для наблюдений подавляющего большинства пульсаров на 102 ИРц оптимальной является полосе шириной около 20 кГц. Поэтому для реализация максимальной чувствительности БСА при на'олвдениях сравнительно далеких пульсаров на РАС Ф1Ш1 был создан 128-канальшй радиометр (AC-I28) с общей полосой 128*20 кГц -- 256 MI\i \ Алексеев и Дооыш 1989). атот радиомэтр имеет также параллельно 16 каналов по 160 кГц каждый (АС--16), что создает оптимальные условия для поисков близких пульсаров, для которых 20 кГц полоса излишне ■узка.

Базовый приемник А0-1Б (и, соответственно, A0-I28) моют делиться на Z или 4 независимых и одинаковых многоканальных радиометра равного ' числа каналов для возможности одновременного наблюдения в двух или четырех лучах БОА при поисковых обзорах. Для проведения низкочастотных исследований с использованием анализатора АС-128 создана система конвертеров на диапазоны в области частот 30, 40, 60 и 92 МГц, преобразующие вти частоты к 102,5 МГц. Такой аппаратурный комплекс позволяет проводить одновременные 4-частотныо наблюдения в указанных диапазонах, включая и 102.5 МГц с помощью ДКР-1000 или ДКР-1000 и БОА. Для большинства пульсаров временно разрешение на наиболее низких частотах, получаемое о полосой 20 кГц, не является вполне удовлетворительным. Поэтому был создан дополнительный 32-канальный анализатор, спектра с более узкой полосой канала в 5 кГц, который может подсоединяться к любому из выходов A0-I6 (лиоо к любым двум выходам по 16 каналов к каидому).

Регистрация и обработка сигналов от многоканальных радиометров ' осуществлялась в оольпшнстве проведенных исследований с помодо вычислительного комплекса АОВТ ЭВМ М-6000 сI3i.- (В последнее время используется также ЗШ МЕРА-12Б и начинаются наблюдения с нсзвым регистрирующим комплексом на баае компьютера ibm г-с,-ат зев. t Скорость

регистрации комплекса составляла 64 мкс на канал.

Для записи только необходимой'части периода, содержащей импульс в заданной фазе, и синхронного с этил периодом накопления среднего профиля излучения пульсара била создана специальная система синхронизации работы ЭВМ в ждущем режима. Основу систем« составляет выоокостабилышй синтезатор периодов пульсаров, позволяющий устанавливать любое значение периода и генерирующий импульсы синхронизации для ЭВМ. Синтезатор контролируется часами, "привязанными" к службе точного времени РАС ФИАН, которое, в свою очередь, синхронизируется с Государственным Эталоном Времени и Частоты (ГЭВЧ) по специальным сигналам Московского телецентра ii<l). Система созданных программ обработки в зависимости от задачи дает возможность либо накапливать средний профиль импульса в реасиме "on un»", либо предварительно записывать все отдельные импульсн на магнитную ленту или даек с последующей обработкой "or line". Последний реши нередко использовался для получения более высокого отношения сигнал'шум на низких частотах, поскольку давал возможность "почистить" каналы от помех. Быстрый оозор по поиску новых пульсаров ш БСА проводился о обраооткой в режиме "on un«" ta, iôj (см. раздел 3).

В исследованиях, проводимых в рамках данной работы, применялся широкий набор различных методов дальнейшей обработки зарегистрированных сигналов от пульсаров. Эти методы, во многом ставшие уге типичными, в той или иной мэре изложены в статьях, посвященных конкретным результатам, и наиболее полно в работах с 13; 14; 33; Малофеев 1989; Илясов и др. 1989; Шабанова 19901.

Для существенного увеличения отношения сигнал/та ум на самых низких частотах (30-40-60 МГц) была применена новая методика, основанная на одновременном использовании обоих радиотелескопов ДКР-1000 и БСА. Из-за большего галактического фона, большего влияния дисперсии, наличия помех,, меньшей эффективной площади и в ряде случаев из-за низкочастотного "завала" спектра сигнал^иум у профилей излучения пульсаров, записанных на ДКР-10Ш, во много раз меньше (иногда на несколько порядков), чем на БСА. Наблюдения обычно проводились

^июврамышо на Вил (1и2.ь МГц) и на одной иди нескольких более низких частотах ДК1'-1иш. Затем разные сеансы за разные дни складывались с использованием профиля импульса на шг.Ъ МГц ь качестве опорного. Импульсы на 102.6 МГц совмещались друг с другом (по их центрам на уровне 0.6 амплитуды) и таким образом находились фазы импульсовна других частотах которые тоже складывались, что увеличивало их отношение сигнал-шум в ум, где м - число сеансов. При таком сложении учитывались поправки к фазе низкочастотных импульсов из-за допплзровского изменения частот, обусловленного движением Земли по орбита. Только таким методом были достаточно хорошо зарегистрированы пульсары 0031-07 на 40 МГц, 032£н&4 .на 30 МГц, 1642-03 на 60 МГц, 2217+47 на 40 МГц в др. с31,.34, 36). Примеры будут в разделах 4 и 7. отметим, что подобную методику сложения многих профилей импульсов из разных сеансов наблюдений, с целью выявления слабого межимпульсного излучения на частотах во и 102,6 МГц использовали Смирнова и (Папанова

йде в первые годы' пульсарных исследований наш был предложен и успешно применен в наблюдениях рек 0628-2« и 2217+47 оригинальный метод поляризационных измерений импульсов на линейно-поляризованных радиотелескопах метровых волн, основанный на эффекте Фа раде я в межзвездной плазме с б-8; Шитов 1У71з. 1'акой метод использовали затем Сулейманова и ¡Куравлев (ХУ/4) для измерения поляризации обнаруженного на РАС ФИАН пульсара гзк 0943+10.

Ввиду важности поляризационных исследований, в частности, с точки зрения структуры магнитного поля, этот метод в дальнейшем получил свое развитие (28,321, благодаря новому приемно-регистрирующему комплексу. Рассмотрим "коротко этот метод.

2.3'. Методика поляризационных измерений.

При распространении . излучения в мапштооктивной межзвездной плазме плоскость линейной поляризации, как хорошо известно, испытывает фарадеевское вращение, величина которого определяется полным на пути углом поворота-.

Ф 81.1 н, ом л*. ( I . ■

с

где нй '-ук с« « -11 средневзвешенная продольная

о

составляющая напряженности магнитного поля межзвездной среди м направлении на пульсар, а ом - его мера дисперсии в пс-см * Величина эффекта Фарадея характеризуется обычно меуюй вращения км - измеренной в рад-'М*. которая в нашем случае пуле?

равна

РМ ■'П.ыо' ом н.

Я

При приеме на линейно-поляризованную антенну фарадеевокое вращение приводит к синусоидальной модуляции интенсивности принт/земого излучения по частоте с некоторым периодом лг. Из условия, что угол » изменяется на п при изменении частоты г на величину лг соотношение между рм и

ар гм)'1[| - 1.7Ь-10" ¡¡.¿,

Степень линейной поляризации гЛ определяет глубину модуляции интенсивности и мояят пыть вычислена как

£макс" £мин ,

л = "i--п---• (!■<:)

л М8КС МИН

гда 'макс и 1мин ~ соответственно максимальное и минимальное значения интенсивности в спектре излучения. При этом по значениям лг и ш может быть определена и пвшчяяв магнитного поля.-

н, «МС1-С1 , УЛб.Ю '^АЩ. <5.2)

Как уже отмечалось, таким методом ранее были проведены на низких частотах первые успешные измерения степени линейной поляризации импульсов излучения у ряда пульсаров и величины межзвездного магнитного поля н( в га направлении 16,7,81. Мри этом в предыдущих наблюдениях измерялась поляризация отдельных наиболее мощных импульсов (или субимпульсою излучения в их

максимумах.

8 настоящей работе этот м*тод измерения иоллризации был развит дальше применительно к исследованиям средних профилей импульсов, т.е. он был использован для измерения вариаций параметров, линейной поляризации вдоль среднего' импульса, вариаций как степени поляризации, так и позиционного угла, суть метода заключается в измерении частотно-временного спектра среднего профиля импульса. В каждый частотный спектр, соответствующий различным фазам профиля, вписывается наиболее подходящая по амплитуде и фазе синусоида заданного периода ¡при известном значении Амплитуда аппроксимирующей

синусоида определяет степень, а ее фаза - относительное значение позиционного угле поляризации в данной • фазе (на данной долготе) среднего импульса.

На рис. 1.2 показан пример записи пульсара psr 032э->э4., которая демонстрирует, наряду с частотной дисперсией сигнала, отчетливую * фарадеевскую _ модуляцию амплитуда импульса по частоте. Глубина и фага модуляции различна в разных частях импульса, что указывает на сложный характер поляризации данного пульсара.

Полуденные таким образом • частотно -временные спектры пульсаров, аналогичные рис.1.2., аппроксимировались затем (разумеется, с учетом частотной дисперсии сигнала, величина которой i'M должна быть известна) системой гармонических функций вида

а' » a1 sin [-f£-fk + vj - Ь1. (6.2)

где i - фаза (или долгота) импульса, г - частота fc-ro канала спектроанализатора, 8 »', ¿ и ь1 - искомые параметры функции для данной фазы среднего профиля импульса. (В ряде случаев, когда rm была неизвестна, вначале определялся фарадеевский период af .) При наблюдениях с м-каналами для каждой фазы получалась система из ы уравнений вида (6.2), которая решалась методом наименьших квадратов. Б результате определялись степень линейной поляризации г'л = луь1 и относительное значение позиционного угла как функции i-и долготы

--1 9-

РисЛ.2. Пример записи пульсара ггз? 0329-»Ь4 в зй

каналах спектроанализатора, отчетливо демонстрирующий

фарадеевскую модуляцию интенсивности в межзвездной плазме,

Рис.2.2

Рис.2.2 - 4.2. Профили изменения ко долготе позиционного угла плоскости поляризации (вверху) и ее степени (внизу, на фоне среднего импульса) для отдельных пульсаров.

ишг/льса. При ы'ом однонременно шчислялиоь ошибки определения ■ и v. На рис;.;1.о -А.'г приведены примеры поляризационных профилей некоторых пульсаров, полученных изложенным выше методом 1321.

f,lp«f <?, I.ui

Рис.3,2

Рис.4.

Повыв пульсары, обнаруженный на метровых волн;

Для решения проблем, связанных о физикой муггатнЧ"(». • механизмами излучения пульсаров, необходимо достятсше поим; число таких объектов, которые имели бы отличающиеся парамнтри

ИЗЛучеНИЯ, но При этом сыли ОЫ ПО ИНТеНСИВНОСТИ ишулы;:)г-

доступны для исследования в возможно широком диапазоне често-1 Причем, с точки зрения важности исследований верхних ело«-'!-магш1тосферы (о чем речь пойдет в последухщих разделах осоОенно интересны объекты о достаточно мощным излучением ни самых низких частотах. О целью пополнения списка гаки* источников нами проводились поисковые наблюдения на Рас ФИаН, в результате чего оыло обнаружено Ь новых пульсаров.

3.). Пульсар гр орал

Ь конце ¡У68 года парного года исследований пульсаров, проводились ограниченным поисковые наблюдения ни радиотелескопе ДКР-ЮОи Iполотно "Восток Запад"), в результате которых и оыл обнаружен втт пульсар (¿,3). Методика поиско! основывалась на обнаружении отдельных импульсов с признаками дисперсионного запаздывания по частоте. Первые записи, на которых выявились такие импульсы, были замечены инж. Н.Ф.Журавлевым на частоте 90. I МГц. На тот момент это Оыл всего девятый по счету из известных пульсаров и прияная тогда абревеатура гг означала Путинский пульсар. Созданный к тому времени комплекс приемно -регистрирующей аппаратуры (Шитов 1971», на котором были проведены первые в СССР исследования первого, открытого в Англии, пульсара <~р (919 Ш. позволили определить основные характеристики нового пульсаре с . У сг 094Э оила обнаружена особенность - вспышечвый характер радиоизлучения (9!, когда серия из нескольких отдельных импульсов повышает вдруг свою интенсивность на порядок. Важным обстоятельством является обнаруженная у этого пульсара субимпульсная структура, причем с явными признаками дрейфового поведения, аналогичного, но не так ярко выраженного,' как у сг о«о8 14). Наличие выделенной структуры дрейфуших субимпульсов дает возможность существенно точнее определять величину межзвездной диепеоии, а, следовательно, после ре исключения и

геометрию магнитного ноля по многочастотшм профилям излучения '-ы. раздал 7).

3.2. Новые пульсары в обзоре на БСА.

8 IV/tí г. на новом высокочувствительном радиотелескопе ьОА ФИАН (102.b Ml'u,) с помощью нового приемно-регистрирущего комплекса бил проведен поисковый оозор большой части северной полусферы 116. 16).

Коротко о процедуре поиска. Обзор проводился с использованием 16-канального радиометра, полоса отдельного канала которого равна 160 кГц. Для увеличения .скорости обзора наблюдения осуществлялись одновременно в четырех лучах радиотелескопа. В каждом из четырех лучей использовалось четыре канала, разнесенных по частоте на 160 кГц, тыс что общая полоса приема в одном луче■составляла 640 кГц. Обработка принимаемых сигналов осуществлялась компьютером в режиме "оп им", Для этого была создана специальная программа обработки, которая осуществляла поиск периодических импульсов излучения с полным перебором всех значений периодов в заданных пределах i I3i. Для быстрого -перебора периодов оыл реализован специальный так называемый оыстроскладывающий алгоритм (staeiin геев). Чувствительность регистрации пульсаров в . пределах ттер дисперсий от о до ¿Ь была равномерной. После двухминутного накопления данных проводилась их обработка, которая осуществлялась независимо для каждого из четырех лучей с перебором всех значений периодов в диапазоне от 0.24 до 1.74 сек. При обнаружении периодического сигнала, мощность которого превышала заданный порог, на печать выдавались основные его параметры. Полное время обработки составляло I мин 40 сек, гак что общая длительность одного сеанса наблюдений равнялась 3 мин 40 сек. Чувствительность обзора по среднему потоку пульсара составляла в среднем около 0.0b ед.потока.

В ходе обзора было обнаружено 4 новых пульсара; psr озго»эй. 1ёзз+г4. * 183Q+S0 и 2ио*г7. При этом, как впоследствие выяснило , psr оэго+зу былх обнаружен также независимо в Грин Бэнк (США). Важно, что все обнаруженные пульсары обладают относительно большими потоками на метровых волнах, tía рис.1.3-2.3 приведены примеры записей обнаружен™к

Рис. 1.3. Примеры затеей двух новых пульсаров psr 2110+27 (а -накоплено 12а импульсов) и psr 1839+66 <б - 132 ямпульса), полученных по поисковой программе.обработки на 102.5 МГц, Показан полный период излучения.

-2-1--

я.ульсаро!« все о, найденных а Пущине, пульсарсш ьходяг и группу -.коло 20 шш0г,леб ярких по наблюдаемому излучению на волне з м, при этом гьн' оял:то в числе шести самых мощных на 30-40 МГц. На рис.з.^ и 4.г (раздел 2) приведены поляризационные профили двух из них. В таблице 1.3 приведены их основные параметры, при этом даны значения мер дисперсий, 'полученные впоследствии из низкочастотных измерений.

Таблица Х.З

РЗР Период (О Ширина импульса (мс) Мера дисперсии (пс»см" ) шток на х=3 м (Янек.)

0320+39 3.032 70 26.152 0.20

0943+10 1.098 ¿7 Ц>.341 0.44

1632+24 0.390 18 23.8 0.10

1839+56 1.653 ь.з 26.797 ОЛЬ

2110+2? 1.203 (в 25.12« 0.10

Примечательно, что рй» обладает самой узкой

диаграммой излучения, т.е. шириной среднего профиля н градусах, на 102.Ь МГц, которая составляет всего Ближайший по ширине'рж 1642+07 имеет 2.у 1 2й). Пульсары р.-р 1вза*зь и, особенно, рзу озао*з<э обладают относительно большой энергией индивидуальных импульсов, доступных для изучения, что видно из примера на рис.2.3. Большой интерес представляет рж оэео»39. являющийся одним из четырех, самых долгогориодических пульсаров среди 558 известных в настоящее время (Тейлор Манчестер и Лайн 19УЗ). У него был обнаружен нами 1 иО) высокоорганизованный регулярный дрейф суоимпульсов, но стабильности не уступающий "классическому" дрейфу (т.н. периодичности второго класса) у рак овиэ м.Ы, но по направлению противоположный ("аномальный") но сравнению с другими "дрейфующими" пульсарами. Т.е. суоимпульсы дрейфуют от переднего фронта среднего профиля импульса к заднему, а не наоборот, как обычно Выл сделан вывод 1<У.», что это подтверждает, геометрическую интерпретацию явления дрейфа, предложенную Рудерманом (йизогтап 1976!. Аналогично, как и в случае рек оеоэ+тч и ойдз-чо, существование "груктуры

Зс

Ш Э 13

П Ь 3

Э ** Э

й ~ О

"3 К «с

3 ^ «

я а- 3

о 3 5

о

ы

о

О)

а

Ьэ я:

—

о л

з а х

• си

& ~

£Г

I

м С1

Рис.2.3. Примеры серий индивидуальных импульсов пульсаров рз? 1839+55 (а - р - 1 *.653) и рз; 0380+39 (О - р - 3*.032) на частоте 102.5 МГц. Постоянная времени 75 мс.

о ч и*

о о

>-3

¡а != ® Ь ь Ж

4. Ьлияние межзвездной среди на радиоизлучение в метровом диапазоне

в метроном диапазоне, в особенности, на его наиболее низких частотах большое влияние может оказывать межзвездная среда на наблюдаемый характер радиоизлучения импульсов и, соответственно, тем самым может вносить определенные ограничения в возможности постановки эксперимента и интерпретации его результатов с точки зрения физики самого пульсара. Дисперсия излучения в межзвездной плазме приводит к большим частотным задержкам импульсов, а ее турбулентный характер - к сильному их рассеянию на низких, частотах. Поэтому, как можно более точные знания величин этих эффектов весьма необходимы для каждого из пульсаров, чтобы их учесть при изучении, ■ в частности, пространственной структуры магнитного поля и излучающих областей у этих пульсаров.

4.1. Долговременные значения мер дисперсии ряда пульсаров.

Хорошо известно, что импульс радиоизлучения пульсара при распространении через мекзсездную плазму претерпевает частотную дисперсию, в результате чего он "дрейфует" от высоких "в сторону низких частот. Скорость дрейфа и, соответственно, величина временной задержки импульса между частотами определяется интегральным количеством свободных электронов в единичном столбе на луче зрения до пульсара. Частотный дрейф импульсов для каждого пульсара в исследовательской практике принято характеризовать мерой дисперсии ом, определяемой соотношением (см., напримор, Манчестер и Тэйлор 1360)

ом - г.-ио.ю"*^- - »*) пс-см*. и.4)

где ^ и <г - время прихода импульса на соответствующих частотах ^ и выра>, шых в МГц.

В общепринятой модели полярной иапки (или полого конуса! радиоизлучение на разных длинах волн генерируется на разных высотах магштосфври пульсара, что дает хорошую ьосложность

иеследовать пространственную структуру магннтям лль-нейтронной звезды путем анализа зависимости ';е?и прихода импульса от частоты. В этой связи чрезвычайно важно знвт» точную величину ом, чтобы исключить дисперсионные задеркки импульсов. Круг этих проблем рассмотрен в работе (43). р идеальном случае для определения ом необходимо наблюдать дрейф строго одного и того же (широкополосного * импульса, излученного из одной области. Близкую к такой ситуацию мы имеем только, когда исследуется микроструктура импульсов и при этом э не очень широкой полосе частот. В подавляющем же большинстве случаев для пульсаров приводятся параметры ом, измеренные по временным задержкам средних профилей импульсов (редко гто индивидуальным импульсам;, что дает вполне достаточную точность ом ,нля характеристики межзвездной среда и расстояния до пульсара, имеется в виду на инструментальная, а точность, зависящая от влияния таких геометрических факторов, как аберрация и ретардация ("^».»гаан«.") излучения (Сог<1»ч 197«) и явление скручивания магнитного поля пульсаров (21) (см. разделы Ь, ь. 7). с точки же зрения исследования пространственной структуры магнитного поля измеренная по средним профилям ом Есегда тлеет, следовательно, некоторую условность. В этих исследованиях очень важны такие измерения ом в разных частотных диапазонах, которые в случае различия полученных значений ом могут дать информацию о структуре поля и других геометрических факторах.

В данной рабств были проведены исследования фредних профилей многих пульсаров в диапазоне 30-40-60-102.5 МГц и измерены их параметры ом на этих частотах [34,361. Результаты этих измерений для 16 пульсаров приведены в разделе 7 (табл.1.7) в виде величин сверхдисперсионного запаздывания импульсов д*> (град) нэ разных частотах относительно 102.5 МГц, характеризующих, по сути, превышение низкочастотных значений ом над теми, которые были измерены ранее на более коротких волнах. Разница дом определяется выражением (1.4) при (^ -I ) др.р'зво. Для II пульсаров были получены при этом новые или существенно более точные величины ом на частотах ниже !Л) МГц.

оуиистьумднв значения ом, измеренный в aii.j'i врчмя к 1>нзних диапазонах и в разнкх обсерваториях, для многих пульсаров были получены в различную эпоху. Поэтому при анализе эффекта ешрхдясперсиошюго запаздывания или частотной зависимости ом (Кузьмин 1986) необходимо учитывать возможность вековых вариаций ом исследуемых пульсаров, обусловленных турбулентностью межзвездной плазмы (Ra~i «>- «i 1988; Cordes el al. 199(1; Foster et al. 1990). Несложный анализ показывает, что достаточно заметных вариаций пм не обнаруживается в нашей выборке пульсаров. Это видно из •свол. 1.4, где представлены данные по 6 пульсарам, для которых

s Тволица 1.4

значения меры дисперсий 6 пульсаров, измеренные в разные эпохи

PSP 1 sea 1069 leee- j вн«- 1 9Р0

1987 .1 УЬУ

(I) (2) (3) U)

- 26.771 26.771

<2) U)

08344US 12.8550 12.856 12.858 ¡г.ьЬ'гу

(6) (3) 12) (2)

»950408 2.9694 2.970 2.971 2.9701 2.9702

(12) (2) (2) (3) (1)

1I33H6 4.8479 4.851 4.848 4.8470 4.8472

<6) (5) (I) (3) (2)

19]94ЙТ 12.4309 12.431 12.431

(5) \'Л2) (1)

2217+4? - 43.526 43.526

(5) (2)

U.) Craft. (1970); 40-430 МГц;

(2) Goldstein and Jamr (1969); 112-170 Mill;

(3) Шитов и др. 134,Зы; 40-103 МГц; 14) Hankins И др. 144з; ¿5-4800 МГц;

(Ь) Phillips and Wolszczar, (1992); l',b -4800 МГЦ.

естъ наиболее точные измерения ом, ироиеденны- г. интнг'--и-^ около ?0 лет. Высокая точность измерений чпрбдвлязе.'.! мощностью источников и, что особенно важно, методик.-й одновременных наблюдений на указанных частотах (".а исключением измерений (4) в (5) ). У всех пульсаров в щ*пялах <ми!%м измерений значения мер дисперсий ом не изменились за 'п., время. В особенности обращает на с*бя внимание гюотоянстъ^ г« у рб» 0329*74 и ??Л7ч47, имеющих относительно большим моры дисперсии (и к тому же расположенных вбли;га плоскости Галактики), а, следовательно, и баянную вероятность появления флуктуация ом. Тем не менее, даже для этих пульсгфов параметр ом не зависит от времени.

4.2. Характер зэвигтоюстчв межзвездного рассеяния.

Р результат« многочаототиых наблюдений средних профилей импульсов пульсаров, провиденных на метровых волнах с помощью радиотелескопов БОА (ТО?.Г> МГц) и ДКР-ШОО ШАН (60, 40, 30 МГц), для многих пульсаров (23 пульсара) получены профили, подверженные значительному эффекту рассеяния в межзвездной среде. Данные обзора на 102.5 КГц с35!, содержащие эффект рассеяния для дальних (с большой мерой дисперсии ом > юо) пульсаров, били ранее предварительно проанализированы в работе 133). Дальнейшие наблюдения на более низких частотах дали возможность выявить эффект межзвездного рассеяния для целого ряда сравнительно близких Пульсаров, имеющих значения ом ь пределах 20-50. Новые данные, приведенные в таблице 2.4, ь сочетании с опубликованными в литературе (в»1миЬг»пиМаг> >пи кг1г»ъп»л>о>-.ап 1985) измерениями на высоких частотах радиусов частотной корреляции межзвездных мерцаний для этих же пульсаров позволили надежно определить для них степень частотной зависимости величины рассеяния. Это в свою очередь дало возможность получить характер зависимости величины рассеяния от меры дисперсии пульсаров в широком .интервале значений ш. Основные результаты следующие.

I. По трем пульсарам Р£зг 0329 , 0823 и 2217 прямые измерения рассеяния т^ (твбл.1, рис.1) в интервале частот 30-40-60 МГц дают зависимость т <* и'" со средним значением

4-^1 одрц

У.1"

100

100 мс

ия оегз^ге

X 8Гс

50 мс

гаг 1&<2~ш

а штс

50 мс

Рис.1.4. Примеры средних профилей импульсов пульсаров не разнит частотах, имеших экспоненциальный спад интенсивности, характерный для рассеяния в межзвездной плазме.

пеказэтеля степени о * 4.0. Более того, это значение /» >чан>, хорошо согласуется с данными исследований микроструктуры импульсов пульсара ря? 0329+54 на 102.Ь МГц (421. Ь автокорреляционной функции его микроимпульсов выявлен характерный масштаб длительностью около 700 икс, ответственный за рассеяние. Сравнение о т^ на 30 МГц дает для этого пульсара п-4.0. С другой стороны, сравнение с дашшми по радиусу частотной корреляции мерцаний на частоте' 326 МГц для всех семи пульсаров (таол.1> дает частотную зависимость со средним показателем /» => 4.5, если для определения принять хорошо известное соотношение ¿¡лдг^т^г I. таким образом, и по измерениям на наиболее низких частотах частотная зависимость рассеяния сохраняет известный характер а показателем г* -4.0-4.5.

Таблица 2.4

РЗК ом (ПС-СМ"*) т<е(мс)

30 МГЦ 40 МГЦ ' 60 МГЦ

0329*54 26.8 133 44

0628-28 34.4 50

0823+26 19.5 47 <16

0915+06 27.3 20

1642-03 ,35.7 18

1749-28 50.9 98

22X7+47 43.5 151 26

2. Новые данные по т на низких частотах для

•с

относительно близких пульсаров позволили выявить интересный характер зависимости рассеяния от меры дисперсии. На рис.2 приведены данные по величинам для 23 пульсаров,

приведенные к одной частоте 102,5 МГц, согласно зависимости т « Обнаруживается, во-первых, что зависимость от Ьм

значительно более сильная, чем в известных теоретических моделях, в которых тяс « шг, где г = 2-2.2. Во всем интервале

' и (ни)

¿1С

■¿к ^ Д(3-а 100)

в 10«: Ц Гц

а 60

Д 40

X 30

о

да

июо

у v

Зависимость характерной величины рассеянии <>т меры дисперсии пульсаров. Низкочастотные значения пересчитаны к 102,5 МГц по зависимости г>£ » I-'". Пунктирными кр„.,;ками внизу показаны для Ь пульсаров значения пересчитанные с измеренных на 106 МГц I Ю) значений полос декорреляций мерцаний д^ по соотношении) ?." ли г - |.

•С ВТ

значений м = го-гзо пс см * средняя величина

твс(мкс) - б-Ю" шг При этом в интервале ом < 100 (18 пульсаров) ззеисимоот». «•поболее крутая:

т (мкс; = '¿.г-КГ' ом*-"«*-".

•С

3. Эти результаты говорят о том, что ■ ■пектр неоднородностей межзвездной плазмы нельзя представить и виде простого степенногэ. Дело в том, что при степенном спектре неоднородностей с показателем <* зависимость величины рассеяния от V и ом имеет вид ((пс*»!». ¡ягг):

т « ОМ I'

•с

что и дает, и частности, при колмогоровском спектре о 11 ь известное соотношение т а. ом1'1./* Если же предположить, что у частотной зависимости - 4.0, то тогда > ~ 2 при спектре неоднородностей о о ■-.л. Таким образом, наблюдаемая зависимость т <* "он" " не может бить объяснена, как

пс

это часто принимается, колмогоровским спектром неоднородностей и указывает на его более сложный, чем степенной характер.

В заключение отметим, что найденный характер зависимости 1м от величины для относительно близких пульсаров дает возможность значительно точнее оценивать и учитывать вклад межзвездного рассеяния в результатах экспериментов, направленных на изучение структуры магнитного поля и механизмов излучения пульсаров.

b. Нвлинив скручивания магнитного ноли пульс»!»».

Одним из основных результатов диссертационной работы яилявтоя установление целого ряда разного тина наблюдательных данных, .в которых обнаруживается явление скручивания мапштаого поля пульсаров. С теоретической точки зрения загиб (скручивание) магнитных силовых линий в 'сторону, п{«тивополокную вращению, на высотах вблизи так называемого светового цилиндра является естественным. Однако, с точки зрения понимания физики пульсаров очень важно то, что аффект скручивания наблюдаем, что он оказывает существенное влияние на характер принимаемого радиоизлучения. Экспериментальные данные, свидетельствующие об атом, будут изложены ниже ь разделах в и 7. В данном разделе приведем короткий теоретический анализ природа явления скручивания и его основных характерных свойств, следуя работам 121, 24, 27i. 1вление скручивания магнитных силовых .линий рассмотрим в вакуумном приближении.

5.1. Кривизна скручивания поля.

Вращающаяся сильно намагниченная нейтронная звезда, как лорошо известно, теряет свою кинетическую энергию вращения в виде магнитно-дютольного излучения на частоте вращения - -2п/р. Потери энергии вращения dE^dt из-за радиационного трения в вакуумном приближении обусловлены тормозящим моментом сил

, -4- Jfii - 1 iy"Г fI.E>)

(J dt, з

3c

где магнитный momjht m » S n&jt" для звезды радиуса n, a б -угол между магнитной осью и осью вращения (Pacini 19бе). Силы радиационного трения как бы приложены к магнитным силовым линиям поля и вызывают их искривление. Количественную оценку такого эффекта скручивания поля можно провести довольно простым способом, исходя из общефизических.представлений.

Тормозящий момент сил обусловлен возникногонием в результате вращения магнитного поля реакции , ортогонально

нвпряв.тенного по отношении- к магнитному моменту т. Нол-

реакции в, воздействуя на внутренние токи звезды,

определяющие магнитный момент, создает приложенный к звезд* момент сил, равный, как известно,

И • I* . И ). (2.5 I

При втом тормозящее поле в[ направлено так, что оно, взаимодействуя с диполшым, загибает силовые линии результирующего поля звезды й сторону, противоположную вращению. Из условия равенства моментов (1.5) и (2.5) получаем выражение для величины в( в области, близкой к звезде.

- 2™ _- (Я„ 6)* = 1.2в Г-|_ | вт'й. (3.5)

С ' I.'

где ер.'гя - радиус светового цилиндра. При этом угол загиба силовых линий вблизи магнитного полюса звезды будет равен в,'®,,- Для' дальнейших расчетов необходимо знать,

как меняется с расстоянием г от пульсара угол *> <>■ ) Тормозящий момент сил можно представить в другом виде:

м(г ) = в(> )в1(г )Чг. (4 5)

(где ч«г' - площадь поверхности магнитных потоков), который выражает момент сил, приложенный к магнитосфере на некотором расстоянии г от пульсара. При твердотельном вращении {которое имеет место и в рассматриваемом случве), как известно, выполняется условие м(г)»соп«г. Полагая, что магнитное поле носит дитолмшй характер, т.е. в(г) » )э), получаем из

(4.5), что поле реакции в (г )«в «сопвь не зависит от г. Следовательно, выражение для угла скручивания поля получается в виде

" "¡¿5- - 1 а (тг;) 3)

Из (5.5) видно, что г>ггл сильно зависит от периода пульсара (к^ос Р) и от расстояния г, но, как и следовало охидатъ, не зависит от величины магнитного поля во. Если угол <5 между осями вращения и магнитной близок к нулю, то и угол скручивания тоже будет равен нулю, поскольку магнитно дипольное излучение в осесимметричном случае отсутствует.

Оценим теперь величину дополнительной кривизны, которую

ИрИоОрвТакЯ МЙГШПИЫе ОМЛОЬЫв ЛИНИИ КОЛЯ ИЗ-ив Э'ЙИКТЬ

окручивания. В пределах небольших углоа » < . Олиалежаида к магнитной оси диполя, направление силовых линий в каждой точке поля определяется ортогонально направленными составляющими »(> > я в(, и поэтому )»й/'в(г) есть не что иное, как

производная ау'аг от функции у (г), описывагоей форму силовой линии в прямоугольных координатах. Поскольку ¿у» радиус кривизны силовой линии с учетом 6.5 будет определяться выражением

(]*«?', )*"■ к1

' -аг-таг— - °-а тг <6-5>

ГС.1 Зг

лри небольших значениях (примерно до 1 < к

Для дальнейших оценок, считая, что у щвдноствтиетичвского пульсара угол между осями о - 45", преобразуем выражение (6.5) к простому виду

ОяаР*г "*(см). (7.5)

оценим по порядку величины возможные значенич Полагая,

например, г - ю" см к р ■ о.в с, находим из (7.5), что 7>юр см. Эта величина сравнима с типичными значениями радиуса кривизны .силовых линий диполыюго поля на атих высотах, которые в ряде теоретических работ (в том числе в популярной модели МП нцтосфзры (Еиаегтлп лги! &П К»л1*г,Л 1975) ПрИНИМаЯТСЯ для оценки спектра радиоизлучения пульсаров. Приведенные выше расчеты, следовательно, подтверждают, что эффект скручивания магнитного поля может быть достаточно большим и его необходимо учитывать при анализе наблвдаешго радиоизлучения пульсаров.

Предполагая, что радиоизлучение генерируется так называемым механизмом излучения кривизны, оценим теперь вклад, который может дать кривизна скручивания в наблюдаемую радаосветимость пульсаров. По виду генерируемого спектра механизм излучения кривизны, как известно, аналогичен сипхротронному (копша^гогг 1970; Ландау и Ли$шиц 1973), так что в интересу кадей нас области частот, низке критической к » у*'4.пр, спектральная плотность излучения.

_/ , Д'» -Л'9

I ) « уи р ,

(8.5)

где р - радиус кривизна траектории релятивистского элект]<«а с фактором г. Хотя спектральная радиосветимость пульсар?) определяется, конечно, в большей маре многими другими факторами (одним из которых, например, является степень когерентности излучения нв данной частоте), тем не менее в среднем зависимость (Й.5) рядиосвотамости от кривизны магнитных силовых линий в рамках обсуждаемого механизма должна иметь место и может проявляться в наблюдательных данных.

Радиус кривизны р определяется суммарной кривизной, создаваемой дипольшм полем и реакций магнитногдипольного излучения. Силовые линии дипольного поля (уравнение в полярных координатах = соп«1) в области малых углов а < ю"

имеют радиус кривизны рс - 4г ■■эв. Сравнивая с (7.5), видим, что р и е>тг>1 показывают резко противоположный характер изменения в зависимости от г: радиус кривизны дипольного поля увеличивается с удалением от звезда, в то время как радиус кривизны стфучивания, наоборот, уменьшается как г'. Если под рл подразумевать некоторое его средневзвешенное значение в области радиоизлучения, то, как нетрудно видеть, результирующий эффективный радиус кривизны поля будет р « Таким образом, результирующий радиус р нв малых расстояниях от звезда будет определяться только кривизной, присущей дипольнмм линиям, а при достаточно больших расстояниях и малых периодах - в основном, кривизной скручивания. В последнем случав, когда р = рго1, можно ожидать, что при условии независимости г от р радиосвегимость пульсаров на данной частоте, как следует из (7.5) и (8.5), будет изменяться в среднем как р~*, т.е.

<х Гъ>г"г"'р". (9.5)

5.2. Позиционный угол линейной поляризации с учетом скручивания.

В модели полярной шапки, в которой радиоизлучение генерируется релятивистскими частицами, движущимися вдоль открытых магпитных силовых линий в области над магнитным полюсом нейтронной звезды, позиционный угол линейной поляризации пульсаров определяется геометрией этих линий

(Манчестер и Тэйлор 1980). Поэтому естественно ожидать, что загиб силовых линий в сторону, противоположную йрщаяаю. звезда, обусловленный явлением торможения вращения, доижот соответствующим образом отразиться на характере изменения позиционного угла вдоль среднего профиля импульса. Дело в том, что, когда аффект скручивания становится достаточно большим, передняя часть (по ходу вращения) конуса открытых силовых линий дипольнохо шля заметно распрямляется, в то- время как центральная и задняя части приобретают дополнительное искривление. Вследствие этого область минимальной кривизны силовых линий смещается от центра конуса к его переднему краю. Ясно, что при этом соответственно и область максимальной скорости изменения позиционного угла тоже должна смещаться к переднему краю среднего профиля импульса. Ожидаемая величина этого смещения на расстояниях, сравнимых с радиусом светового цилиндра д , должна сыть порядка (г^)*.

Следуя, представлениям и методу оценки 8<М»ктз скручивания, изложенным' в предыдущем разделе 5.1, можно сравнительно простым способом определить характер деформации магнитных силовых линий пульсара. Торможение пульсара может быть вызвано различными потерями электромагнитного характера, такими, ¡как магнитно-дилольное излучение, токовыми потерями (Бескин и др. 1983), ускорение заряженных частиц (вффект "пращи") и др., относительный .вклад которых, возможно, различен для разных (или разного класса) пульсаров. Будем считать, что основные потери связаны с магнитно-диполышм излучением, что является наиболее распространенной точкой зрения. В этом случае величина поля реакции в[ не зависит (или точнее, если и зависит, то очень слабо) от расстояния вплоть до г < из-за "словия независимости тормозящего момента сил от г. Заметим, что это также вытекает из такого простого обстоятельства, что в пределах, много меньших длины волны магнитно-дапольного излучяния а.мо - ср » гпк^. величина в* не должна сильно менять«

Конфигурация магнитных силовых линий будет определяться результирующим полем в, которое представим как результат наложения поля реакции в( на поле дшюльное в + вг в сферической системе координат компоненты детального поля, как

(

Рис. 1.5. ожидаемый характер деформации магнитных силовых линий пульсара (центральной я последних замкнутых), обусловленный эффектом скручивания поля. Пунктиром показаны соответствующие линии нявозмущевного диполя.

игшвстно, имеют вид

В я --В COS t>. d.,

n " uo.b)

г

i.e

Компоненты поля реакции, как нетрудно показать, соответственно оудуг равны

№

В « —---a i г» е? sin «,♦.

..г »

L

В - J!!_. cos е Sin ,>, r*

1.1р ^

здесь и далее будем предполагать, что угол между осями <5 -90°.

Рассмотрим форму силовых линий, в «елях упрощения взяв случай, когда они лежат в плоскости с » 90е. Силовые линии поля при'«> = 90° Оудут описываться известным уравнением

с1г г<ЗЭ , 10 ы

—в— ' — ' (12.5)

В г . 3 в

Поскольку п^ = в^ + в1 г и в& > * в( а, то с учетом выражений (10.6) и (11.5) получается следующее дифференциальное уравнение магнитной силовой линии результирующего поля;

¿г, г, ЬдЭ + 3/г'

1 " —--1 . (13.6)

dS

где г 1 расстояние, выраженное в единицах До расстояний г ^ 1 это уравнение достаточно хорошо описывает форму и характер деформации магдатшх силовых линий пульсара.

Из уравнения (13.5) видно, что при .г < о Л поле практически не отличается от дагольного (для диполя '¿в = ггухдв), поскольку в>>в(.однако в районе светового цилиндра,

Ыс.И.Ь. Геометрия конуса открытых магнитных силовых линий. и - последние замкнутые силовые линии, у и зависимости от расстояния угла между

касательными к этим линиям и полярной осью, у -зависимость угла загиоа центра конуса от г (, а »т -долгота, на которой плоскость кривизны силовых линий параллельна оси вращения.

■А

Н",'Я» 1.0, магничимв СЯЛОЬЫЙ лшши иоштиьают

¿¡¡ачителыую дуформацию по сравнению п неиозмущенным диполем. На рис Л.5 покэйчн характер ,даформац:щ нейтральной и последних чамкнутнх силовш: линий (численное решение уравнении (13.5), ||[К1«'одящэе 'щл-з точку г ~ I) относительно соответствующих линий дииолыюго ноля (пунктирные крлшв). Видно, что конус открытых силовых линий, ограниченный, последними замкнутыми, испытывает значительный загиб в сторону, противоположную врищешю. При отом, как показывает ичализ, центральная линия конуса заметно смещена относительно магнитной оси новозмущенного диполя ужв на расстояниях порядка 0.01к1. На рис.2.5 в прямоугольных -координатах в полулогарифмическом масштаба шжазада решения е(г ) для последних замкнутых линий, а также зависимость для углов ■»< м^.-вду касательными к этим линиям и направлением 0-0, которые служат границами конуса излучения пульсара. Пунктирная линия соответствует средним '.начениям V;,. » !»', ' + у,)и характеризует величину смущения центра конуса в зависимости от расстояния гг

Позиционный угол линейной поляризации в модели полярной шапки определяется проекцией плоскости кривизны силовой линии в области излучения на картинную плоскость (Манчестер и Тэйлор 1980). На рис.3.Б показано, как проектируется центральная часть конуса открытых силовых линий рассматриваемого нами результирующего поля в на плоскость, перпендикулярную магнитной оси, когда сечение конуси проходит на достаточно большом расстоянии г( (приведено решение для - 0.5). Наблодаемый ход изменения угла »>р вдоль профш) импульса определяется тем, под каким углом к магнитной оси проходит луч зрения (штриховая горизонтальная прямая). Пунктирными линиями на -рис.3.5 показана картина для невозмущенного диполя, которую обычно и рассматривают в рамках модели полярной шапки. Рисунок демонстрирует, какого характера влияние должен оказывать эффект скручивания на ход изменения позиционного угла «> Область максимальной крутизны (точка перегиба) функции р,(е>, соответствующая значениям долготы в, где плоскость кривизны линий параллельна оси вращения, должна сместиться к переднему краю конуса иа некоторую ве шну я , которая зависит от расстояния г1# Характер зависимости (г ь)

Рис.з.Ь. Влияния эффекта скручивания на ход изменения позиционного угла линейной поляризации *>!»). Показано, как проектируется искривленяий конус открытых магнитных силовых линий на картшшую плоскость в сравнении с невовмущенным дипольным полем (пунктирные линии) на расстоянии г = У,5

.р.-шо виден из уравнении поскольку делгота еп

определяется силовыми линиями, для которых. выполняется условие !• .м * л. тл получается следующее выражение для угла •мь цения;

ы •- -.шщг^), и4.Ь)

^■¡орое не ьивиоит от того, где проходит луч зрешя фис.з.Ь). у&висююогь ^ ) приведет, тшию на осшем графике (рис.2.5), ла которого видно, что суммарное смещение положения кривой 1-,,е»> относительно центра конуса обрытых силовых линий -оставляет величину л» - е^ -

Таким образом, результата ириве денного выше анадшза показывают, что при определенных условиях можно оетдать •заметного влияния на характер поляризации пульсаров ьффекта жручивания магнитного поля. Ь'сли центр среднего профиля импульса соотеотствует центру конусы открытых силовых линий, 14) эффект окручивания может оказаться заметным уже на высотах генерации [¡мдиоиалучешя г геи, В работе 121) по зависимости радиосветимости от периода сила получена на частоте 400 МГц :'ценка высота Г4<ХЛ 1 см ляя "среднестатистического" пульсара с периодом с г О.У с. Из этой оценки следует, что для пульсаров с периодом р < £ -с (г1 ~ й«г ср > о.а; ожидаемый эффект впЬлне может наблюдаться.

Проведенный выше анализ сделан для случая, когда плотность анергии магнитного поля много больше плотности энергии магнитосферной плазмы и поэтому е) влиянием на структуру поля можно пренебречь. Однако, ыы полагаем, что предложенным выше методом можно сделать оценки основных параметров скручивания и в тех случаях, когда плазма может играть существенном роль; в тем числе, прл аккреционном механизме радиоизлучения (Цыган ЮТ) или в модели т.н. токовых потерь (Бескин и др. 1983). Во всех -таких случаях, превде всего, требуется оценить величину '.вектор) электромагнитного поля реакции, тормозящего вращение пульсара.

6. Влияние скручивания поля "ня рпдйооь*гимот. и и .лярирачи.

Пврвне наблюдательны* денные, на основании -л:. .¡и> автором Пыла предложена модель скручивания (тзд длч крачрм.- ги назовем интерпретацию эксшримчнташшх данных в рамках м- -ди -т магнитосферы с учетом явления гнручивэния поля), овязянн с анализом средних спектров а ряда« «еветимоот^й пульсар;?, проведенных в работе г 21 к

6.1. Зависимость спектра и радио^ветимости от ч^ри .я* пульсара.

Оп^ктр радиоизлучения аульочра, уср^домтчй -ч* доотяюч»» продолжительно* время, имеет для каждого иот-ччвика опт» сравнительно устойчивую среднюю форму. Характерной особенностью средних спектров является наличии "завала" в низкочастотном участке метрового диапазона и '¡оэтвететвушегг-спектрального максимума в радиоизлучении, который у разки? пульсаров приходится на резные частоты в диапазоне 60-300 МГц. Нри отом у "среднестатистического" пульсара максимум в спектре сооттетствует частоте около ТОЛ МГц. Эти характерные свойстве спектров, присущие самим объектам, а не аффектам распространения радиоизлучения в межзвездной , плазме, надежно установлены в результате целого ряда экспериментальных исследований, риподнвкшх на Радиоастрономической станции ФИАН совместно с обсерваториями ИРЭ АН УССР (г.Харьков) и Джодрелл Банк (Англия) (17,19).

В работах (Малофеев и Малов 1980), 49, 21), посвященных результатам измерений и анализа спектральных характеристик большого числя пульсаров, было показано, что среднестатистическая зависимость спектра от периода носит ярко выраженный характер. Связь между средним спектром и периодом наиболее сильно проявляется в характере зависимости- среднего спектрального индекса в диапазонах 60 - 102 и 102 - 408 МГц от периода пульсара. На рис. 1.6 г21) в логарифмическом масштабе приведены средние значения спектрального индекса ¡ь

интервала 102 - 408 МГц) для 70 пульсаров, гоответгтвущие

а

1-й 1.5

КО

И*

■

Ю

11

/

г

Г

0,5

_J___

■а,з а

0,3 1д И

Шс.1.15. Зависимость среднего спектрального индекс» .» (102 - 4(Й М1чи от периода пульсара. Указано

число пульсаров в каждом интервала периодов.

-0,6 -0,3 0 0,3 Ц Р

рис.й.Ь. средняя спектральная радиосветшся.-ть на ЦК МГц, как функция периода. Указана число усредняемых, в интервале пульсаров.

разным интервалам периодов. В среднем, по нсрм ие]>и<>л»м зависимость спектрального индекса от периода имеет вид.

а » 0.9 + 0,7 1аР , . ,

где 4 - спектральный индекс в диапазоне 1С« -ни МГц * 1. Выражение (1.6) характеризует зависимость owip) в первом приближении, оно я© противоречит

экспериментальным данным с учетом ошибок, ооусловленных статистикой.

Анализ, однако, показывает, что зависимость ^ (р> имеет более сложный вид. Как видно из рис Л.«, до значения р s i о спектральный индекс увеличивается с ростом периода, я при с -г 1С- остается постоянным, равным примерно 1,1. Из этого следует, что линейную аппроксимацию зависимости ™еет

смысл проводить только в области р « t е., где она имеет вид

а = 1 .7 Р ■• I (¿ О)

Таким образом, в области достаточно коротких периодов зависимость а (Р) имеет весьма крутой вид. Загиб кривой ■\.л(р> в ооласти значений р > i с находит довольно простое объяснение. Дело в том, что при увеличении периода происходит смещение области максимальной спектральной плотности радиоизлучения в сторону более низких частот. Поэтому, когда максимум в спектре, смещаясь по диапазону, достигает частоты -100 МГц, а это происходит при р = I с, спектральный индекс « становится дальше слабо зависимым от периода.

Смещение спектра в низкочастотную область, которое наблюдается по мере увеличения периода пульсара, означает ни что иное, как соответствующее перераспределение энергии радиоизлучения по частотам. Спектральная плотность излучения на низких частотах увеличивается по сравнению со спектральной плотностью на более коротких волнах. В связи с этим встает важный для интерпретации этого явления вопрос относительно того, как меняется и меняется' ли вообще с ростом периода радиосветимость пульсара. Происходит ли только

нлс.З.б. Зависимость от периода спектральных радиосветимостей I- ^^ на частотах 4(18 и УЛ'ОО Ш'ц.

Ц1

№с.4.б. Зависимость от периода интегральной в интервале ИЛ-408 М1'ц радиосветимости ^ «(р).

перераспределение энергии радиоизлучения по частотам или жн периодом меняется также и сама ее величина.

Анализ на предмет выявления возможной зависимости средней радиосветимости пульсаров от периода проводился для ее спектральных значений на трех частотах 102. 408 и 2700 МГц. На основных частотах 102 и 408 МГц для анализа использовалась те же выборка из ?2 пульсаров, у которых отчетливо выявляется зависимость <f). и для которых в работе г!9> были получены наиболее полные данные о средних спектрах. Спектральная

радиосветимость .определялась в условных единицах Ян-(он)1 или, что то же самое, в единицах Ян-(пс-см"*)1 (такие единицы ранее уже использовались в некоторых работах) с учетом направленности излучения пульсаров, диаграмма которой предполагалась "карандашного" типа.-

Ч, - s ^-sgo ,э-*>

где s (w) - средняя за период плотность потока на частоте dm - мера дисперсии, w" - ширина среднего прс*£иля импульса в градусах. Такие условные единицы в определении удобны для проведения статистического анализа. Мерой расстояния здесь служит величина меры дисперсии.

На графиках 2.6 и 3.6 в логарифмическом масштабе приведены значения в различных интервалах периодов на частотах 102, 408 и 2700 МГц (2U. Из приведенных графиков хорошо видно, что с укорочением периода спектральная радиосветимость пульсаров в среднем возрастает на всех трех частотах, причем особенно явно на 4Ш МГц. Аналогично, как и у зависимости о,1_41р> наиболее отчетливый рост цдр) с уменьшением р начинается со значений р < 1,5 с. В этой области периодов линейная аппроксимация по методу наименьших квадратов дает соответствупцие зависимости (показанные на рис.а.6 сплошными линиями) на 408 МГц

lg L CP} = -1 .3 IgP - O.l

" 409 "

ИЛИ CIO)

L _(P ) ' O,0.P"*'*

Arta' '

и на 2700 МГц

«им сэ. еи

С СР> « О. Ь.р

На I иг МП; зависимость спектральной радиосветимосш от периода выражена слабее.

Представляет интерес как, наряду со средам спектральным индексом а,.Л<-р>' заьисиг от периода интегральная радйосветимость пульсаров ц (р) в диапазоне Ш«:-40Н МГц. 11а графше 4.6 виден довольно отчетливый рост с

уменьшением р. Зависимость с (н) в области значений р 1' 1.6 с получается в ьиде>

или

lg L СР-> « -О.й 1уН + о. з 1 -ч

L (Г) - г.р-ов.

Итак, средняя спектральная радиосветимостъ пульсаров на всех трех анализировавшихся частотах 102, 408 и 2700 МГц в большей или меньшей мере зависит от величины периода, возрастая ьо всех случаях с его укорочением. Это указывает на то, что и интегральная в дециметровом и в коротковолновой части метрового (по крайней маре, до л ± а м) диапазонах радиосветимость в среднем возрастает с уменьшением периода, особенно в Области его малых значений. Различная при этом степень роста радиосветимости на разных частотах приводит к соответствующему изменения Форш среднего спектра пульсара, к смещению его максимума в сторону более высоких частот и приводит к соответствующей зависимости спектрального индекса от периода. Здесь следует отметить, что зависимость aj 4(P) является дствием соответствующих, изменений с

периодом спектральных значений радиосветимости. В работесЗИ показано, что такая же зависимость спектрального индекса (2.6) получается из зависимостей радаосветимостей на 102 408 МГц.

&то свидетельствует о том, что выявленная зависимо.: п спектральной радиосветимости от периода действительна отражает реальнее явление, а не какой-либо возможная &ф$бкл оораоотки. Кроме того, это показывает, что характер (вид* зависимости ivj г i на указанных частотах определен, по-видимому, без большой ошиоки для данной шбфки пульсаров.

Зависимость от периода ' спектральной радиосветимости и, соответственно, спектра излучения может оить вызвана двумя принципиально различными группами причин, независимо от того. какой конкретны" механизм излучения пульс; рассматривается. К первой группе следует отнести причины, обусловленный зависимостью рядиосветимоотн и спектра от основных физических параметров мапптосферы, которые в свою очередь прямо или косвенно могут зависеть от периода вращения нейтронной звезды. Во вторую группу входят прлчинп геометрического характера, включающие в себя такие факторы, как скорость движения радиоизлучящэй области относительно наблюдателя и конфигурация магнитного поля, тоже зависящие от периода пульсара. Рассмотрим подроонее оое группы причин.

К основным физическим параметрам, характеризующим магнитосферу и область радиоизлучения пульсара, следует отнести напряженность магнитного и электрического полей, энергию и плотность излучениях частиц, плотность плазму в магнитосфере и др. Все эта параметры, как известно, определяются напряженностью магнитного поля во яа поверхности нейтронной звезда и периодом ее вращения (см., например. Манчестер и Тэйлор Г.-'ви). Ток, например, в модели магнитосферы, предложенной Рудерманом и Сазерлендом (»чавгтяп

and. Sut h«r land [УУЬ ) ПЛОТНОСТЬ ¡»ЛвКТрОННО ОЗИТРОНЗЮЙ ПЛЭЗМЫ

на высоте г от поверхности звезда (радиуса к» п л в .p"*(R-'r f. При этом плазменная частота « « (/>)*'*

о р

определяет в этой модели частоты когерентного радиоизлучения пульсара, которые, следовательно, зависят от периода как « « (в^р)1'*. (В связи о этим Малов и Малофеев <1981) обратили внимание на го, что спектр радиоизлучения в рамках указанной модели должен зависеть от периода, и предложили такую интерпретацию для действительно обнаруженной зависимости

.. ре дне гу (;п«ктр£< от периода пульсара?. Напряженность

магнитного поля а является, по существу, основным исходным параметром магнитосферы нейтронной звезды, и поэтому е рамках обсукааемой интерпретации должна существовать зависимость спектра радиоизлучения от зтого параметра. В отличие от периода напряженность магнитного толя пульсара, нам, строго говоря, неизвестна. Однако, по крайней мере, в среднестатистическом смысле мерой напряженности поля во могут служить период и значение его производной р, связь между которыми определяется известным соотношением (Манчестер и Тэйлор, 1Э«0)

во - э.а-ю1" ' {в,7)

в предположении, что потери кинетической энергии вращения нейтронной звезда обусловлены ее магнитно-дипольным излучением. Все основные параметры магнитосферы определяются, следовательно, не только величиной периода, но и значением его производной р. При этом степень зависимости от р для всех параметров, за исключением в^. такая же (разница может быть только в знаке), как и от р. Лишь напряженность магнитного поля на световом цилиндре в^ зависит от р значительно сильнее: в^ « но и в этом случае связь между в( и р

достаточно заметной за счет большего (примерно на 0 порядка), чем у г, диапазона изменения величины производной р у разных пульсаров. Таким образом, если предположить, что наблюдаемые зависимости среднего спектра и радиосветимости от периода действительно вызваны первой группой примет, то, следуя логике, мы долгам ожидать в этом случае существования не менее ярко выраженных зависимостей от величины производной периода

р.

Анализ, однако, показывает, что ни спектральная радиосветимость, ни .спектральный индекс не показывают какой-либо заметной коррекции с величиной р. На рис.5.в приведен аналогичный аредадуким график (в логарифмическом масштабе), на котором средние значения <*4_4 и ь<ов для той же выборки из 72 пульсаров представлены в зависимости о величины

1-М 2.0

1.0

.J_____I

О

о/ >2

0.5

а___1-

Г

1'ис.Ь.в. средние значения спектрального индекса я радиосветимости 1-40в. построенные в зависимости от производной периода г-; 1 - спектральный индекс; к -радиосветимость.

р. Ьидно, что í) пределах указанных ошибок ни спектральный индекс , ни радиосЕетимость i. не аавиеят 'от р, хотя диапазон изменений величины р составляет 2,5 порядка. В то же время, как было показано выше, зависимость спектра от периода явно проявляется даже при.изменении р меньше, чем на порядок. Следовательно, мы приходим к выводу, что исследуемые зависимости обусловлены влиянием факторов геометрического характера.

Геометрические факторы связаны с вращением нейтронной звезда и к ним относятся: 3) Бффект Допплера; Z) угловая ширина конуса открытых силовых линий магнитного поля и 3) искривление магнитных силовых линий из-за быстрого вращения (рассмотренный в разделе Ь эффект скручивания). Как показал анализ (21) первые два фактора не дают удовлетворительного объяснения зависимостям. В то же время фактор скручивания хорошо объясняет ^осуждаемые здесь зависимости.

Как было показано, наиболее сильно меняется с периодом радиосветишсть на 408 МГц, где в области г ¿ 1,0 о l<o|(p ) « г"*'* (рис.3.6). С учетом ошибок это неплохо согласуется с ожидаемой зависимостью р~* (выражение 5.9), которая нанесена для сравнения на графдае пунктиром. Более того, видно, что для периодов короче 0,8 с радиосветишсть L,os(p) почти точно соответствует предполагаемой квадратичной зависимости. На частоте 2Y00 МГц зависимость L2700(p) заметно слабее. Качественно это хорошо согласуется с современным представлением, что более низкие частоты излучаются с более высоких уровней магнитосферы, где с уменьшением периода раньше (при "больших р) начинает сказываться скручивание поля. Наиболее слабая зависимость радиосветимости от периода имеет место на 102 МГц, где, в среднем <-io2(P) « taoj'

Формально это противоречит модели скручивания. Однако, можно предложить одно из возможных и довольно простое объяснение качественного характера, снимающее это противоречие. Дело в том, что при уменьшении периода световой цилиндр приближается к областям радиоизлучения и, в первую очередь, к низкочастотным, расположенным па наибольших высотах г^. Возможно, что по мере приближения светового цилиндра к

Ч>5~

мзлучащим областям начинают сказываться какие-то факторы, понижающие эффективность радиоизлучения, например, его когерентность. Ясно, что в этом случае зависимость радиосветимости от р будет слабее. Вполне возможно, что и сам механизм низкочастотного завала в спектрах пульсаров обусловлен влиянием относительной близости светового цилиндра.

Характерный вид зависимости спектральной радиосветимости от периода, обусловленный эффектом скручивания, может быть положен а основу довольно простого метода определения уровнэй выхода излучения на разных частотах >и для среднестатистического пульсара. На рис.б.6 приведена расчетная кривая функции lu(i>) <х ср, вписанная в

наблюдаемые средние значения L<0,(p) (рис.3.6) при г = [,Wtf см. Пунктиром показаны асимптоты кривой в областях, где l (р) « Р"* (при pd » РГС1)'И * const (при «

Нетрудно видеть, что точка пересечения асимптот определяет то значение периода рг, при котором радиусы кривизны р и р ы равны между собой, Из условия рл « рг<>1 о учетом (5.8) легко получить простое соотношение для определения уровня излучения по найденной из наблюдвемой зависимости l ( р) величине р :

rw - a.e.io" р (см). (6.8)

где »зфф - угол, соответствующий средневзвешенному значению рл. Полагая вэ1ф " " w<D1/3> где г - угол конуса

излуч-ния, находим, что

г^ » 1 .з.ю (СМ). (6.9)

На рис.6.6 видно, что асимптота довольно хорошо вписываются в иайлвдаемые значения ь<ов(р) в интервале р ь 0,3 с, определяя тем самым значение рг = 0,87 с. Следовательно, гсз (6.9) получаем оценку высоты области радиоизлучения на 403 МГц для среднестатистического пульсара с периодом р > 0,3 с, равную г ■ 1Д.10* см.

. 401

Изложенные выше представления о влиянии на

Рис.6.6. Расчетная зависимость радиосветимости пульсара от периода вписанная в наблюдаемые средние

значения (р) (взяты статистически наиболее значимые величины). Штриховыми линиями показаны асимптоты кривой

радаосветимость и спектр пульсаров эффекта скручивания магнитного поля могут служить веским аргументом в пользу того, что механизмом генерации радиоизлучения пульсаров является механизм излучения кривизны.

6.2. Зависимость позиционного угла поляризации от периода и частоты.

Влияние эффекта скручивания магнитных силовых линий н;> характер поляризации импульсов, как было показано в разделе ъ, вполне может проявляться в имеющихся экспериментальных дашшх. Это влияние может найти свое отражение а сушествовании соответствующих зйвисимостйй величины смещения кривой хода изменения угла линейной поляризации ■ер(в) внутри среднего профиля импульса от периода пульсара и длины волны, от которых прямо зависит величина гг При атом смещение ш может быть определено по положению точки перегиба кривой ср (*; относительно центра профиля, взятого, например, на стандартном половинном уровне.

В работе (¿'п для исследования зависимости величины смещения л« от периода были подвергнуты анализу данные поляризационных наблюдений из наиболее представительных <по числу пульсаров) оозоров, проведенных на частотах от 150 до 8700 МП? и включающих в себя в общей сложности результаты наблюдений -130 различных пульсаров. Для анализа зависимости использовались дашые, которые были получены на сравнительно близких частотах 400 и 640 МГц, где ожидаемый эф$е1 уже мог оыть заметен, и которые охватывали большинство из наблюдавшихся пульсаров (свыше 100). Из этих данных был выбран лишь 21 "подходящий" пульсар, у которых кривея изменения позиционного угла *>р(е>) имела достаточно гладкий и монотонный вид, характерный для модели полярной апки и отражающий геометрию магнитных силовых литой. У остальных пульсаров либо очень мала степень поляризации л, как следствие этого, имеются яииь отрывочные данные (на отдельных долготах) о. позиционном угле, либо кривая *> сильно отягощена наличием "скачков" иди нескольких выделенных компонент, которые маскируют "истинный" ход изменения угла,, обусловленный

Ь8°

Рис.7.6. Зависимость от периода величин смещения по долготе д© кривэй хода изменения позиционного угла относительно центра среднего профиля импульса пульсаров по данным наблюдений на 400 и 640 МГц. I -640 МГц; 2 - 400 МГц; 3 - средняя по двум частотам. Показана расчетная зависимость лемр).

rac.tí.f". Средний профиль импульса и ход изм^ншши с !10лют-">й позиционного углн пульсара fsk !.изн-4Ь

на час мох и iß)f< МГц, демонстрирующие смещение кривой г- {f ) к переднему край профиля с уменьшениям чьего™. i ■ «Я» МГц; • lt>¡2 МГц.

геометрией магнитного ноля.

У выбранных пульсаров на частотах 400 или У40 МГц были измерены (или оценены; величины смещения ш ^ в- в^, где ер и •■ значения долготы (в градусах) в среднем профиле импульса точки перегиба кривой (р) и центра профиля по половинному уровню соответственно. (Пояснение на рис.8.6 на примере Р4Ж оезз-дз. ) йа точку перегиба е при этом принимался центр симметрии, идеализированный к-обрззной кривой, вписывающейся в наблюдаемую »>(»).

Полученные значения смещений на 400 и 640 Мх'ц нанесены на графике (рис.7.6) в зависимости от величины периода в логарифмическом масштабе. (Для 4-х пульсаров дайн нижние оценки А0, так как у них зависимость ^С) ассиметрична - со "съеденным" левым крылом к-кривой.) Из приведенного графика, несмотря на естественный разброс точек, видна довольно явная зависимость величины смещения ле от периода. Как и ожидалось, в интервале значений г г 1 с смещение' не зависит от р и в среднем близко к нулю, в то время как в области г < I с видна отчетливая тенденция к резкому возрастанию смешения (по абсолютной величине) с уменьшением периода пульсара в направлении перед, го края профиля импульса (в < е=), что и предсказывает эффект скручивания. Пульсары, имеющие асимметричный вид функции сосредоточены в

короткопериодической области и имеют наибольшие значения |де|.

Неплохо согласуются и в количествонном отношении наблюдаемая в среднем зависимость дв(р) и расчетная >■

Если задаться определенным значением' высоты рвдиоизлучащей области г и предположить в первом приближении независимость г от г (в определенных пределах конечно, например, в интервале р г 0,2 с), то приведенные на рис.2.5 расчетные кривые будут характеризовать соответствующие зависимости от периода р = '¿пт^сг . На рис.7.6 нанесена рвсчетьая кривая (р) - е„(р) ~ у (г) при г - 2,5-10* см, при котором она наилучшим образом вписывается в экспериментальные точки.

Частотная зависимость величины смешения ло, как показал анализ 1271. токе проявляется довольно отчетливо. Наиболее примечательным в этом отношении является хорошо известный

пульсар в созвездии Нырусоь rsv <•&->< ivs. на основе К'ло|иг.> а родилась в свое время модель полярной шапки (кл<*»..ч1.. ¡ =1.>.,,., ... > соек» íseo). У этого пульсара на частотах i4ü(J МГц и виш« ход изменения позиционного угла вдоль процмля импульса , (*) носит классический s-оораэиый характер. В то ям время на бии МГц кривая *>р(«) имеет явно ассиметричнкй ьид и при атом область ее максимальной крутизн» (точка перегиба i смещена по долготе н переднему краю профиля на значительную величину ш -- но

-г по сравнению с IVüU МГц.

ЭДфект скручивания магнитных силовых линий. проявлякщийел в поляризационных наблюдениях, дает возможность оценит* высоты областей радиоизлучения пульсаров, что является одним из наиболее вакных его следствий. Некоторой средней оценкой высоты уровня излучения на частоте büü МГц можат уже служить величина г з-11)" см, соответствующая расчетной кривой на рис.5.6. Аля пульсаров, у которых наблюдается частотная зависимость смешения д*ч>'), может быть проведено мвдинидувлыши оценка уровней < . как нокиаано ь i2Vi, у psp оваз-4г. ieav»»io и или /.tí величины смещений пойииионних углов соответственно равны a i а", лв * и л* з» S по

г • > Л ' ЧОЧ Icio

сравнении с более высокой частотой i?00 МГц. Сравнение с расчетными ье нэ графика ipnc.ií.b) дает дли этих пульсаров оценки высот: г ¡oeaji > 1,3.10" см, г а, см и

ОЭО 1III'

i (о«ги} ^ j.iu" см, которые* близки к полученной ши« средней величине.

Сне дует отметить, что приведенные вим>- оценки возможно, несколько занижены. Дело в том, что яти оценки, как и расчетная кривая д« (f->, получены в предположении (о котором выше говорилось i, что центр среднего профиля импульса совпадает с центром конуса, образованного касательными к крайним открытым силовым линиям. Однако, вполне возможно, что центр конуса излучения пульсаров формируется не скол-) центральной линии конуса открытых силовых линий, а вблизи маичтюй оси нейтронной звезды (для нввовмущшшого диполя они совпадают;. И этом случае i¿'n результирующая величина смещения позиционного угла л» » ав ~ -лгощг '). т.о. порядка угла скручивания (¿Л. При таком' предположении

оценки г^ получаются в среднем примерно в а раза бльвшми. Возможны и промежуточные случаи, так что в качестве примерной оценки средней высоты уровня излучения пульсаров с периодами Я,a $Pi I с можио взять величину г 6»Iü" см.

Эта оценка плохо согласуется с полученшм ранее в разделе 6.1 значением г --» i • 10° см для "среднестатистического пульсара" (с периодом р>0,э с ), найденным по характеру зависимости радиосветимости от периода. Поскольку зависимость ао(р) определяется короткопериодаческими пульсарами (р < о.4 с. рис.5.6), то это небольшое различив в высотах мояет быть объяснено простым и естественным предположением; что уровень • tr начиноет звметно уменьшаться с укорочением периода в интервале р s 1 с, по мере того, как г^ достигает значений г О Л * •

l

Эффект скручивания поля может приводить не только к смещению кривой изменения угла поляризации *> рассмотренному вайе, по и к изменению его производи .1 и

полной величины девиации ьр в пределах профиля импульса. В этом отношении интересные результаты били получены Барнардом |Barnard 19SB). Следуя ПрвДЛОЖвННОЙ НЭМИ МОДвЛИ СКруЧИВвНИЯ, он провел дотальт.,,' теоретические расчеты для ожидаемых кривых в зависимости от периода пульсара и высоты излучающих областей при магнитно-диполышх потерях. При этом он использовал точше выражения для компонент магнитного поля, выведенные Дейчем {Deutsch i эвз). дня намагниченной вращающейся звезды в вакуумном приближении. Барнард показал, что скорость изменения d?p/dt> и амплитуда уменьшаются с периодом пульсаров, а также подтвердил наш выводы t '¿6> о смещении кривой *>р. На этом основании он сделал заключение, ЧТО выявленная В работе (Narayan and Vi vek&nand 1©8Э) статистическая зависимость д<> о? периода пульсаров на 4üa Ш"ц как раз и объясняется скручиванием поля, а не тем, как считают авторы, что у короткопериодических пульсаров просто более узкая диаграмма в экваториальной плоскости по сравнению с долгопериодическими. Тем самым Барнард нашел новые дополнительные свидетельства наблюдательных проявлений эффекта скручивания.

Р, в

Рйо.'.. >. Зависим ;ет1- моосшо'Ииго значения '•(«•¡'пеги изменении позициотюго угла <; долготой от периоде пульсаров на частоте МГц; данные измерений нч ни

МГц для трех пульсаров ооведены кружками (•

Уменыкение скорости «а*- с периодом оило выявлено и в нашит, поляризационных исследованиях на Ц.С.& щ- 60 Ш'ц. В ряооте сз^ч были получены поляризационные профили 18 пульсаров и измерена их производные а*>рлкэ для 14 из них на Ю2.6 МГц и дня грех на (50 Ш'ц. На рис.9.6 приведена статистическая зависимость модуля | от периода, полученная в £32>,

которая токе может быть интерпретирована, как проявление значительного аффекта скручивания на метровых волнах. Линейная аппроксимация двет зависимость | а^^/лз | =* р'1 .

"Сверхдасперсиогаюе" запаздывание импульсов, к як наиболее яркоо проявление эффекта скручивания.

Как было показано в раооте £'¿4), загио кон;, а открытия силовых линий в сторону, противоположную вращению, помимо своего влияния на радяосветимость и поляризационные характеристики радиоизлучения, шкет при определенных условиях приводить такжо и к дополнительному запаздыванию импульсов, наблюдаемых на низких частотах, по отношению к импульсами более высокочастотными едисперсионное запаздываю« в межзвездной плазме, разумеется, должно быть исключено). Если средние профили импульсов на обеих частотах формируются в пределах одних и тех же обидах магнитных силовых линий, эффект запаздывания мозкет стать заметным, когда высота на низких частотах достигает значений г,, > 0.1 однако, если, центр профиля соответствует центру конуса открытых силовых линий на кавдой из частот,то ожидаемая величина запаздывания будет существенно большей, рэвной

(р . 1> ) « ( V (г ) - у и- Н-Р^ОО. (IV)

го».1 »г' с г. 4

где г4 «- ^(^ь гл г,("2) при > "г и будет заметной на меньших высотах г (см. график на рис. ¿.6). Если же' при этом учесть еще и асимметрию в кривизне магнитных силовых линий, хгриводящую к перераспределению интенсивности излучения в голь?" хвостовой части профиля, то центр тяжести излучения будет запаздывать еще больше. При формировании среднего профиля вблизи магнитной оси в выражении (1.7) вместо функции ^(г^, как уже отмечалось в разделе 5, будет зависимость, близкая к в„(г1) = <Г1Ч

экспериментальной проверки этого предположения были поставлены многочастотные наблюдения пульсаров, часть из которых была выполнена по совместным программам с обсерваториями в Дкодрелл Банк (Англия) и в Аресиоо (США). Это давало возможность получить данные о геометрии конуса излучения пульсаров в широком диапазоне частот от 30 до 14Ш (¿Гц. Анализ рввудьтатов проведениях наблюдений, на наш взгляд, достаточно убедительно

иодтвердил предсказывавшийся эф^кт , который оыл назван как сверхдисперсиошое запаздывание импульсов (ОДЗИ) (26, 34, 36, 38, 453.

7.1. Сверхдисперсионное запаздывание импульсов на шзких частотах.

При распространении радиоизлучения пульсаров в межзвездной плазме , как известно (см. раздел 4), возникает диснерсжншая временная задержка наблюдаемых импульсов, которая определяется соотношением:

".<с> " loV§7« "I* О (?-7>

Кроме дисперсионной может иметь место еще и некоторая дополнительная задержка из-за скручивания магнитных силовых линий. Величина угла скручивания и характер зависимости

) в случае, если средний профиль импульса формируется симметрично относительно магнитной оси, будут близки к виду (5.5). В наиболее популярной модели магнитосферы (Kuderman and Sutherland 1975), K3K ИЗВвСТНО, v(r ) <х г-ж/1, И ТОГДЭ MOKBO окидать, что дополнительная из-за скручивания задеркка наблюдаемых импульсов будет зависеть от частоты как

(при не слииком больших углах ), т.е. также, как. и дисперсионная задержка (2.7). Поэтому проявление эффекта скручивания в моментах прихода импульсов на разных частотах могут оказаться неразличимым от частотной дисперсии. В таких случаях надо иметь ввиду, что определение меры дисперсии ом по запаздыванию средних профилей может дать завышенную величину ом. в этом смысле,наилучшим путем выделения эффекта скручивания является измерение меры дисперсии по частотной кросс- корреляции микро- или миллиструктуры индивидуальных импульсов,на которую не влияет ■ (или в наименьшей степени) скручивание силовых линий (1.7). Микроструктурные значения ом являются наиболее точными, т.е. наиболее близкими к "истинной"

/'Л'А ОШ 1 14

04с* • |

ом 4 % 41

А.

I

I/ ( ' I

i

\!

тс. 1.7. Схематическая картина структуры магнитного ноля аудьеара ркк от №74. многочастотние средние профили импульсов построены при пм = £>,752. Профили расположены по высоте в логарифмическом масштабе. Показан ожидаемый профиль на 2У М1'ц [ 2$'.

можзвездаой дисперсии, поскольку они не отягощены искажающим влиянием различных геометрических факторов, имеющих место в наблюдаемых средних профилях с 44). Первая успешная попытка разделения указанных задеркек была предпринята в с 22, 25). В этих работах измерения моментов прихода интегральных импульсов пульсара psr оеоч<74. проведенные на 5 частотах в широком частотном интервале от 400 до 39 МГц, показали, что положения центров средних профилей соответствуют дисперсионному соотношению (2.7) при ш* » з,7ег±о,ооа нс-см'*. В то же время по измерениям микроструктуры (Смирнова и др. 1986, Попов и др. 1987) и по компактной детали миллисокундного масштаба в функции кросс-корреляции импульсов на 102 и 408 МГц i251 мера дисперсии получается существенно меньшей; dm » в.7Е13+о.ооог пс-см~*. следует отметить, что и в более ранних измерениях

(Goldstein *r,d Jams 1969, 15)) ПО ИНДИВИДУ ЭЛЬННМ

субимпульсам мера дисперсии psr свое<74 также была заметно меньшей (б.7Ь4 и 5.757, соответственно), чем пол, юнная по средним профилям. В связи с этим в (22) было сделано предположение, что разность 6dm « dm--dm = 0.0II пс-см~а, возможно обусловлена эффектом скручивания, угол которого на частоте 39 МГц составляет -7' (рис. 1.7). Примечательно, что (как видно из рис. 1.7) с понижением частоты у psr оео<э»74 наблюдается перераспределение интенсивности профиля в сторону его хвостовой части, которое характерно в модели скручивания.

Проведенные в дальнейшем новые наблюдения этого и цэлого ряда других пульсаров в диапазоне 30-40-60-102 МГц показали, что дополнительное запаздывание профиля psr овоа»7* на 29.7 МГц составило большую величину (около 160 мс или 40°) во время декабрьской 1983 г. серии наблюдений с26). Однако измерения, проведенные в январе 1987 г., показали уже меньшее значение, которое составило -II". На 40 Ш"ц величина СДЗИ сохранила значение около 7е. Измерения dm методом корреляции

микроструктуры были проведены также и для двух других пульсаров psr 0s30+08 и изэ-чв (Кардашев и др. 1982, Смирнова и др. 1986, Попов и др. 1987). Такав, как и в случав psr овое+74, для них были получены меньшие значения ом, в особенности, для psr изз+ie, чем те, которые получаются из

РЗН 0031-07 ОМ - 10.«91

. /

. I •

/ \

/у-"-'

"v

- /

i

■АГ

> 'А

' v

мнг

62

102

385

1422

--------

50°

Рис.2.7

Ри<;.,-;.7 - ь./.■ Примеры сверхдиспероионного аапиздаваняя ' средних профилей импульсов разных пульсаров. Указаны прштмоемые значения мер дисперсии ом при совмещений профилей.

о

PSR 1133+16 »M - 4.Ö413

J

Л

/

Г\ ! \

/ \

f \ / X ! \

Л

KHz

30

40 102 230 408

610 1400

10°

\

Рис. 3.7

m;. î. :

=r 19.666

да» 19.466

R» «MW»

эо «a

tlfC.b.7

Рис.ь.У

измереиий по средним профилям 134, 36'.

Результата многочастотных измерений средних 1роф1Лей импульсов 16 пульсаров приведены в работах (34. 36, 46). Описок пульсаров и получившиеся величины ОДЗИ на низки* частотах, на которых производились измерения, сведены в табл. 1.7. Полученные профили некоторых из наблюдавшихся пульсаров, демонстрирующих эффект СДЗИ, показаны в качеств** примера ня рис. 2.7 - 6.7. Некоторые комментарии к данным по этим пульсарам.

psr ооэ1 -о?. Профиль на частоте 40 МГц является суммарным за 6 сеансов наблюдений. Мера дисперсии ом *> ю.вано.оов измерена по сильным индивидуальным

им/гуль сам ня относительно близких частотах 142 и 170

МГц (Goldstein and .Umes 1У69).

Кроме того, такое же значение dm получается и по нашим измерениям задержки субимпульсов этого пульсара на частота* 60 и 102 МГц с 43, 4&J.

psr озго^за. Профиль на 60 МГц - суммарный за 2 дня наблюдений. Величина меры дисперсии dm * 26,12bi0,010 определена по одновременным о обсерватс ей в Джодрелл Бэнк наблюдениям на частотах 102,5 и 408 МГц, используя корреляцию дрейфующих субимпульсов (43, 45).

psr оегз+гр. Приведенные профили получены в отдельных сеансах наблюдений. Мы приняли значение dm - Iti.466, полученное по наблюдениям на 5 частотах в диапазоне 135-2360 МГц .i-snHns and Pick«tt 1©вб). На 30 МГц наблюдается рассеять импульса на величину Грас - 45 мо. Поэтому для уч ¡та дополнительного сдвига профиля из-за межзвездного рассеяния приведенные в табл.1.7 значения ня 30 и 40 МГц измерены по максимумам профилей, в то время как на 60 МГц - между ентрами по уровню 0.5.

psp 11=>?<1о. Мера дисперсии г>м « i.hii зю.оооз микроструктурняя . Пульсар демонстрирует отчетливый эффект сверхдисперсионного запаздывания на частотах <40 МГц.

rsp isoa«-f:s Приведены суммарные профили: ни 40 МГц за ? сеансов наблюдений, на 60 МГц - за 3 сеанса. • Принятая мера дисперсии ом -г i а.вэо^о.о&з измерена в интервале IT2-I70 МГц

((Зо1с1«1.»1п 1969). Видно, ЧТО ПрофиЛЪ существенно

уширяется с длиной волны, при этом на 40 МГц у него появляется довольно интенсивный второй компонент. На 102 МГц он слабый, но тоже виден, причем отметим, что в пределах ошибок измерений ширина профилей по нулям на 102 и 40 МГц одинакова. Следовательно, увеличение эффективной ширины профиля присуще самому пульсару, а не связано с" возможным межзвездным рассеянием.

Таблица 1.7

Величины сверхдисперисонного запаздывания средних профилей относительно 102.5 МГц

РЖ Р,с " ЕМ.см"' -ПК шпипг '„£ра

0031-07 0,9429 10.891 3 10 -

0320+39 3,0321 26.125 5 - -

0329+54 0,7145 26.754 6 - -

0628-28 1.2444 34.436 - - -

0809+74 1.2922 5.751 2 8 -45

0823+26 1.5306 19.466 4 16 22

0834+06 1.2737 12.855 -I -2 4

0950+08 0.2530 2.9696 -I ~3 6

1133+16 1.1879 4.8413 ~2 5 10

1508+55 0.7396 19.599 8 22 -

1642-03 0.3876 35.665 52 - -

1604-00 0.4218 10.662 15 - -

1919+21 1.3373 12.4309 -I 0 0,6

.1929+10 0.2265 3.170 14 -

2016*28 0.5579 14.142 27 - -

2217+47 0.5384 43.411 58 - -

Таким образом, результаты показывают, что сверхдасперсионное запаздывание импульсов на низких частотах является распространенным свойством радиоизлучения пульсаров с 31, 34э. Из 16 исследовавшихся пульсаров на частотах ¿60 МГц только у рэк 1010+31 отсутствует заметный эффект. У р^ оово-юе и 0834«оо появляются его признаки на 30 МГц. При этом весьма показательно, что нет ни одного примера противоположной

картины, когда он вместо СДЗИ наблюдалось ои опережение низкочастотных импульсов но фазе. Во всех трех случаях, когда принимается мера дисперсии, измеренная.- I) по микроструктуре, 2) но субимпульсной структуре или 3) по средгота профилям, но на более высоких частотах 200 - 400 - 600 МГц, наблюдается только одна тенденция - к СДЗИ на низких частотах. Отметим, что подобный вывод делает и Кузьмин (1986, 1990). Он пров)л статистический анализ всех известных измерений ом на разных частотах (для 10 пульсаров) и наш]л, что низкочастотные величины ом систематически выше их значений, полученных на более коротких волнах, а получающиеся при этом оценки величин СДЗИ резко возрастают как с длиной волны,тьк и со скоростью вращения пульсара.

Следует, однано, сказать, что в работах Оиллипса и Волжана (Fhiuip-s tesi. Phillips ¿nd woiszczan joea) существование эффекта СДЗИ подвергается сомнению, хотя сама концепция скручивания поля в них принимается. Авторы делают выводы о СДЗИ из наблюдений (неодновременных на разных частотах) 6 пульсаров в диапазоне 26 - 4800 МГц, исходя при этом из явно некорректных предпосчл* . Ко^ютко отметим основные из них. I) Филлипс и Волжан игнорируют известны» микроструктурные измерения ом для psr 0950+08 и 1133+16, проведенные в другую по отношению к их измерениям эпоху, ссылаясь па возможные долговременные вариации величины dm. Однако, многолетние данные свидетельствуют (см. раздел 4), что стол! заметных вариаций ом во времени не наблюдается. ?> Авторы формально определяют см, делая это по средним профилям, а получающиеся при этом отклонения в фазах (грофилей на отдельных частотах просто относят к ошибкам измерения г-м (примером служат psp оегэ+г^, оеза»се (рмшг» and ' 1ислп icwa)). При таком подходе к определению эффект СДЗИ, по существу, ааранов уже исключается, после чего некорректно утверждать, что в явном виде эффект не наблюдается.

Оффзкт СДЗИ мы интерпретируем, как результат скручкняния магнитных силовых лилий. Для угла окручивания «> характерна сильная его зависимость от высоты г, приводящая к резкому возрастанию угла пг рноотах, соизмерим»« с радиусом светового

1ис.7 .'г. Зависимость величины сверхдисперсионного запаздывания средних профилей на 60 МГц от периода пульсара.

цилиндра к, (см. раздал 5). Кили ь нерьом приближении пренебречь влиянием асимметрии в кривизне конуо % открытых магнитных силовых линий на форму и, соответственно, наблюдаемую фазу среднего профиля (заметим, что в ряда случаев оно может быть существенным), то. как ельдует из (5.5), измеряемые величины - р.,..,^) - можно выразит!,

как

при ив очень больших углах ,-(<а1 5 30". Если '„О') 4 ^«ч , то на дьнной частоте должно быть л»> « р"' при одних и тех же углах <5. Нетрудно видеть, что полученные данные (ом.

табл.1.7) качественно хорошо согласуются с одним из основных следствий такой интерпретации: у пульсаров с относительно коротаю.) периодом р (рэк 1вдй~оз. овгэ»йв. гзое+эв и др.) эффект в среднем должен быть большим и проявляться на относительно более высоких частотах по мере увеличения длины волны, а значит, и высоты г. На рно. 7.7 приведена

зависимость углов СДЗИ ¿г на 60 МГц (здесь наибольшая статистика) от периода пульсаров в логарифмическом масштабе. Если не учитывать сильно "вылетакщие" точки, соответствующие рзг оозо+ои и р£ж оэго+зэ, то остальные 13 пульсаров неплохо укладываются в зависимость д*> « р"г. Ясно, что малая стать. .-ика и ошибки в определении не дают оснований говорить о значимом отличии от зависимости г*"*. Кроме того, естественно допустить, что высота г в среднем может несколько уменьшаться о периодом г, что сделает зависимость л«.(р) более слабой. Следует отметить, что очень малый угол л*» - "'у р.«зкг оеео+08 при столь коротком его периоде обусловлен, по-видимому, слишком малым углом 6 между осями вращения и магнитной осью, на что, в частности, указывает наличие непрерывного излучения чт этого пульсора в течение почти велго периода и ряд других рромшюстей его излучения (магау»:. до и VI ч-р.1. лп»п<1 1083, Смирнова и Шабанова 1989).

7.я. Проявление эффекта скручивания ноля . в профиля* излучения в диапазоне 102.5-1400 МГц.

В предыдущем разделе был проведен анализ данных. по аффекту СДЗИ на частотах ниже 102 МГц. В этих данных несколько особое место занимают пульсары рей 0031-07, 0320+39, 0809+74 и 1133+16, которые исследовались в широком диапазоне длин волн в совместном эксперименте с обсерваторией в Джодрелл Бэнк (Англия) 125,45). Особенностью эксперимента была строгая одновременность наблюдений одних и тех же индивидуальных импульсов (дрейфующих субимпульсов) этих пульсаров на частотах В диапазоне 62 - 102 - 400 - 1400 МГц. Эти наблюдения, в частности, показали (хорошо видно из рис Л.7, 2.7, 4.7), что центр тяжести среднего профиля излучения для всех т{>ех пульсаров с дрейфующими субимпульсами с понижением частоты испытывает возрастающее запаздывание относительно совмещенной по времени субимпульсной структуры. Такая частотнр'1 эволюция формы профиля, как уже отмечалось выше, согласуется с моделью скручивания. В развитие идеи исследовать особенности

пространственной структуры магнитного поля и радаоизлучащих областей был роведен ■ новый совместный эксперимент Пущино-Джодрелл Бэнк. Наблюдалось около 30 пульсаров с целью получения средних профилей импульсов кввзи-одновроменно (в течение двух месяцев в согласованном режиме) на Б частотах: 102 МГц (БСА ФИАН) и 230 , 406 , 610 и 1400 МГц (макк-1). Регистрация импульсов в Пущине и в Джодрелл Бэнк проводилась (как и в предыдущем эксперименте) с точной временной привязкой к шкале иг. Серии наблюдений в Джодрелл Бэнк на разных частотах проводились в разные даты, поэтому многочастотнов совмещение фазовых положений импульсов проводилось с использованием общепринятой методики тайминга пульсгров. В работе с38) приведены первые результаты этого эксперимента, свидетельствующие о том, что у ряда пульсаров с относительно короткими периодами эффект скручивания шля проявляется уже на 102 МГц. В качестве примера на рис.8.7 и 9.7 показаны многочастотные профили двух пульсаров рж оэ53+В4 и гог1 +51 с периодами р=0.156 и 0.529 сек., соответственно. Совмещение профилей проведено с таким значением параметра ом, при котором

РЭВ 0355+54 0М= 57.1260

Рис.и.7

II,,;.0,7 многочастотние гфофшш импульсов двух

нульпнров, нолучешше в наблюдениях Пущине Дкодрелл 1>&нк с точной временной привязкой. Указан» меры дисперсии ом, при которих наилучшим образом совмещаются профили и диапазоне г.:л 41*мни М'ц. Спзиые иро.гдам на одной частот« соответствуют раэмнм дням нападений.

-ьо~

P5R 2021+51 DM= 22.5200

MHz

103 103 23Ц 408 Ш

m 610 1UOO

О 20 UD 60 80

и1с.у.7

-OI-

P5R 0329+54 DM» 2B.7710

MHz

103 103 234 408 40B 408 610 1400

moo

IMC .(••.'.'. НрИМер MllurOMFlOTi.THUX профилей >■":•.(- ■ не покнзнвимвих сущрсгдонгаы отклонений « ц-а:,.- со ьс»м диапазоне iij;<-'f4ni) МГц,

60 г

о

Р

1 102-408

40 -

-го

0.1

0.2

О.э

Р,$ес

Рис.II.7. Статистическая зависимость смещения г (в градусах) профилей импульсов на 102 МГц (относительно их полотения на частоте 408 МГц) от периода пульсаров.

-ез-

их фазы на средних частотах 230 и 610 МГц совпадают. В обоих случаях наблюдается уже знакомая нам картина характерной эволюции фазы и формы профиля с понижением частоты. Для сравнения на рис. 10.7 приведен профиль излучения пульсара ррк 0329+54, одного из тех, у которого подобный эффект не виден.

Другим свидетельством рассматриваемого эффекта является статистическая зависимость величины запаздывания фазы профиля на 102 МГц от периода. Был проведен подобный анализ длн

всех исследовавшихся пульсаров. При &том так же, как и в случае трех предыдущих примерах совмещались профили на 230 и 610 МГц, после чего измерялась фаза импульса #> (град) на 102 МГц относительно положения его профиля на 408 МГц. На рис.]Т.? приведены полученные таким образом значения г>, как функция периода для 21 пульсара. График демонстрирует характерную для модели скручивания статистическую зависимость величины эффоктя от скорости вращения пульсара.

Модель свободной прецессии оси вращения пульсара psr 2217+47

Многолетние исследования на низких частотах пульсара psp ¿¿¿¡7+47 , проводившиеся в ходе БЫПолнеш1я датой работы, привели к обнаружению наиболее убедительных ,с нашей точки чрения, экспериментальных свидетельств существования медленной свободной прецессии оси вращения нейтронной звезды. Это явление, очень важное для понимания внутреннего строения нейтронных звезд, дает еще и весьма перспективный тест для проверки того или иного механизма излучения пульсаров, ответственного за их основные энергетические потери. Началом послужило обнаружение у psr 2217+4? в среднем профиле излучения на 102.5 МГЦ ранее неизвестного слабого компонента, следовавшего вслед за главным импульсом. Впервые на этот компонент обратила внимание С.А.Сулейманова при наблюдениях этого пульсара в ноябре 1991 г. Дальнейший аиализ всех имевшихся на РАС ФИАН подходящих записей этого пульсара за 1979-1993 г.г. дал , резюмируя, следующие результаты 146,47):

I. Интенсивность компонента, который обнаруживается лишь после 1983 года, подвержена квазипериодическим изменениям с периодом порядка 6-8 лет от величины меньшей порога обнаружения (<о.г%) в 1985-1986 гг. до * 3* Б 1988-1989 гг. (рис.1.8 и 2.8).

2. обнаружено, что новый компонент в течение 1963-1Л)2 гг. монотонно дрейфует по долготе в направлении к главному импульсу со скоростью 2.8 градуса в год (рис.3.8), так что интервал между компонентами" изменяется с годами, в среднем, по линейному соотношению

as" - si * г.в.я(1вее-т). где Т - эпоха в годах.

3. В результате точных временных измерений (тайминга; моментов прихода импульсов psf> aai7+47 обнаружено, что в этом же интервале 1984-1992. первая производная изменения периода Р монотонно уменьшалась так, что вторая производная р = -в.в.ю"17 су с' (рис.4.8). Сравнение с данными по Р в эпоху 1970-1978 !Hol fand и др. 1У80) и 1983-1986 (Шабанова 1990) показывает существование периодических изменений производной Р у этого пульсара с периодом около 20 лет (рис.5.8). Параметры

-в!.-

1.0

0.0

-Т"—1---,- т г

Р8В 2217+47 102 5 МН>

100 те

¿....^

(¿Ъ Ы1еЪ

1 « 1 . ..___и

80 120 180

1ц1 «ровиль импульс« пульса, » ,,-к

8 ,,ЛСТ0ТО 1иИ'Ь <сфава,. Уволюционяш "(шлюни* (отмечено точками) „ „милитуч, " профиле компонента (слева) г47,.

'ли обнаруженного

т_1—f—,—,—гп—,—,—,—г~,—г~Т~1—г

олэ

0.02

& "Б

<Ш

|| i

■'II

т

I

ООО

т Т т

LJ—Lt< III_I_I_I_I__I__I_L

J_L.

1Ш

1085 teso

Time (Vtjars)

lees

Рис.г.8. Долговременные вариации относительной амплитуды компонента.

tzs

Я ie •

0

1

I"» •

29 1вП2

1887 1692

Time (V«»re>

Гис.З.в. Емковое изменение интервала между главным импульсом и полскйнирм компонента.

1М* 1МТ I*» 1М1

1-10

•в

В-го £

~ао

-♦о

МОО вЭОО »800 7300 7800 8300 8000 Ггот 1.0. Е,440.000

О

пли.4.н. Результаты тайминга рж ¿¡217+47. Внизу ход остаточных уклонений времен прихода импульсов при параметрах г- и г на эпоху г.г. (Шабанова,

199(1). Ьвврку то же самое, но с введением второй производной р - -б.ЗЬ.Ю'" сек хек1.

1 15

Ï-7Ô7 (M

(wo

MO

400 -

ИП» 22174-47

n . -340

¡970 72 74 76 76 60 62 94 Й6 » »0 «2

lwo.S. Паковые вариации первой производном периода за -летний период, Указаны значения индексов торможения п.

y-Sh й£17>47, ИЗМе{ХШНЫв нам» н эпоху Г984-1.993 ГГ., Приведены в таблице 1.8.

Таблица 1.8 Параметры тайминга пульсара г-ж 22Т7+47

ггь10"4в* л ei 47°Е4'34".гв

0.53846867016524

. 7G633t8-lÖ^15 -6.590t57"I0~3' 4 "seat .о

4. При этом интенсивность главного импульса сохраняла, ь среднем, свою величину, а его ширина w>js оставалась в пределах I2.G-I3.& мс в течение последних 10 лет.

Авторы в работах С46, 471 полагала, что обнаруженные изменения формы профиля излучения и тормозящего момента и -- то ' связаны между собой и обусловлены, ио-видимпму,

медленной прецессией (нутацией) оси вращений нейтронной звезда, обусловленной несовпадением мгновенной оси вращения с осью симметрии момента инерции звезды. Отметим, что ранее на возможность существования свободной прецессии малой амплитуда у пульсара в "Крабе" указал Джонс (Jones 1988), интерпретируя квазипериодические вариации в тайминге этого пульсара, обнаруженные в Джодрелл Бэнк (i.yn» и др. 1988ь Влияние свободной прецессии на тайминг пульсара рассматривали недавно Бисноватый-Коган И Кахабка (Bisnoval-y-Koe^n, KaHabka, 1S93).

Прецессия одиночной звезды (какой является f-sr eai7+47) должна приводить к изменениям угла а между осью вращения и магнитной осью и, соответственно, к изменениям производной периода Р при любом механизме торможения пульсара. Наши оценки показали <47i, что результаты наблюдений можно согласовать между собой в рамках модели свободной прецессии, предположив магнитно-дипольный характер механизма торможения. Легко показать, что при магнитно-дипольном излучении ( см. (БЛ) ) производная ...»

fK-t Р tgo. . (1.8)

арр

Координаты на эпоху ЙОООг а

Период >-' (с)

Первая производная р (с- с) Вторая производная Р (ос2) Зпохя (л>г40оооо'.5)

ü

гооо

Рис.в.ь. Схема, ооъяснящчя результаты наблюдений 2217+47 прецессией нейтронной зоезда 1471.

Чтобы увидеть движение компонента необходима достаточная по величине скорость . при относительно малом' наблюдаемом

значении второй, производной К приемлемые величины ¿а/а*. получаются при зьачении угла между -осями а, близком к 90". Допустим, что в эпоху 1^(33-1986 гг. угол «»89", тогда.из (1.8) и табл. 1.3 получаем опенку ио/л^о".! в год. В этом случае более быстрое движение нового компонента а&'аъ - а°.аггод может быть вызвано тем, что он возникает в узкой и вытянутой в радиальном направлении от центрального ядра конуса области излучения ( см. Рио. в.8 ). При ««в9° луч зрения будят пересекать его под острим углом

р » »ГеЦ;( -д^ТЗГ ) "

В такой модели скорость движения нового компонента соответствует скорости движения точки пересечения лучч зрения о этим образованием при прецессии звезда. Предположи при этом пятнистое распределение яркости излучения вдоль такого образования либо вековые вариации этой яркости, можно объяснить в этой схема и наблюдаемые вариации интенсивности нового компонент^ по ьере приближения его к главному компоненту.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Обнаружение целого ряда наблюдательных данных и, в особенности, нового эфХекта "сверхдиспорсконного" запаздывания импульсов на низких частотах, подтверждающих предсказанную автором в результате анализа значительную роль явления скручивания магнитных силовых линий в процессах излучения пульсаров, дают основание рассматривать проведенные исследования в качестве нового направления в физике этих релятивистских объектов - структура магнитного поля нейтронных звезд.

Список публикаций по теме диссертации

!. К).И.Алексеев, В.В.Виткевич и li.il.Шитов

Радиоизлучение пульсара ср ioiq » диапазоне ит /них ноли Доклада АН СССР, том iav, стр.З'.Я, 19fiS.

2. ¥u. I. Alek&MV. V. V. ViU:»vich. v t-. Zhul л vl iu. P. Shit.ov Pulsar PP 0И43 Njtiire, rel.ffil, (j-4в. iооя

У lu.И.Алексеев. Ь.И.Виткешч, В.Ф.Журавлев и п.Шитов Новый пульсар рр оа»э и основные характеристики радиоизлучения. Доклады Ш СЧС1\ том lb'/, отр.юи«, !уь.>. 4. U.W.Алексеев, В.В.Виткенич и И»,11.Шитов

радиоизлучение пульсара а- овсе в метровом диапазон» t».-wi Астрономический циркуляр n 4У5, стр. 4, 1УЬУ.

ь. v. v. vj tkwvich and Yu P.^httov

siiort duration pulsal iMis oi' cp овоу ..nd malt, ii-,iui r.-, ..г m.s radio emission in th« me' r ^ l>*nd hatuiw. .nl ¿-vi-' p ¿¿48, 1970 ri v v. Vltkevich and yu. p. st.i t ov

linear poi ar 1 zation lj! hp 1 ' *4ilti s.-ji ¿»t i

wdvej wraths, f/atura. vol ййб. p

В.В.Виткевич и liJ.il.Шитов обнаружение линейной поляризации пульсара i-'f ^ь^и и некоторые характеристики его радиоизлучения в диапазон^ метровых волн. Доклады All СССР, том 1уо. отр.ьз, two.

j. р shltqv

Luu?*ir pol&i l sat i on of pul Ear P5R t* * л/

Nrttur-s Phvbic-aJ ifM^ni'.ft, vol . p. J 79. 5 o'/J

>, 7 V. VI t k f-vt ;t,. Yu. 1 . A1 iksM'i. v.F лчч« , i. 1

Ifu. P. sw t <>•-

Bursts ill i j ■ i i ',ih л .'f pulsus HP ' '■.'•! '

Astrophy^joai i.^t. t er ъ . 4'ol . 9. p ¿'09, l-i'/l

u ю.п.шитов

Тонкая структура спектров радиоизлучения пульсаров. Астрономический журпал, том 49, стр.470, li/Ai. I. В.В.Виткевич и fj.11.¡Китов Собственная тонкая структура спектра радиоизлучения пульсаров. Астрономический циркуляр n 740, стр.1, ЮТй.

I/. D. 11.Шитов

Наолюдения пульсаров на Радиоастрономической станции ФИАН. .Успехи физических наук, том ШУ, стр.V7b, 1973.

Б.В.Биллов, В.Л.Извекова, В.Ь.Иванова, Л.Д.Кузьмин и

»UUiliTOh

Автоматизация обработки наблюдений пульсаров.

Труда Физического института им .11.1L Лебедева, том УЗ,

отр.ВУ, iУ/7.

14. л.с.цдойин, Ю.П.Илясов, А.д.Кузьмин, г.и.Налий,

Т.В.Шабанова и Ю.П.Шитов Методика и техника исследования периодичности радиоизлучения пульсаров. •

Препринт СМШ1 м 20, 1977. Jb. W.И.Алексеев, А.Д.Кузьмин и Ю.П.Шитов Новый долгопериодический пульсар. Препринт ФИАН N газ, in Ь.А.Извекова, Л.Д.Кузьмин, В.М.Малофеев и Ю.Н.Шитов Средние потоки и профили импульсов радиоизлучения пульсаров на частотах 102.Ь и 61.5 МГц. Астрономический чурнвл, том 56, стр.322, 1У79.

17. V. A. I zvekova. A.D. Kuzmln, V. М. Malofeov and Yu.P. Shitov En&'-g y, spectra and puis«* shapes of pulsars at, m^tr«? wavei engths. Austr. J. Phys.. vol. 33. p. 2S. 197S.

18. Ю.И.Шитов, А.Д.Кузьмин, С.М.Кутузов, Ю.П.Илясов. ».И.Алексеев и И.А.Алексеев

Новые пульсары, oonapiженные на волне 3 м.

Письма в Астрономический журнал, том 6, стр.156, I960.

1У V. A. I zvekova. A. D. Kuzmln. V. М. Malofeev end Yu.P. Shltov ftadto spectra of pulsars. £. Observations of flux densities at meter wavelengths and analysis of the spectra. Astroph. and Space Science, vol. 70. p. 45. 1981.

20. В.А.Извекова, А.Д.Кузьмин и Ю.И.Шитов

Обнаружение регулярного, "аномального" по направлению, дрейфа субимпульсов пульсара psr оэго*эе. Астрономический журнал, том 59, стр.636, 1982

-Sb-

21. Ю.П.Шитов

Зависимость спектра от периоаи и явление ¡'кручивинии магнитного поля пульсаров. Астрономический журнал, том №. стр.Ml, lyuj. ZZ. Дк.Дэвис, В.д.Извекова, А.Я.Кузьмин, л.Г.Лнйн,

Гр.Омит и Ю.П.Шитов Структура и дрейф импульсов пульсара гь* <^<^,./4. Магнитке ••■ поле мультипольно.' Препринт ФИЛИ н 284, itíaa. '¿'Л. Дж.Дэвис, в.А.Извекова, Л.Д.Кузьмин, А.Г.Лнйн и

Ю.И.Шитов

одновременные наблюдения пульсаров ь диапазона Iny Uüí. МГц. Тезисы докладов kv ьсвесшноП конференции ii" галактической и внегалактической радиоастрономии, Харьков, стр.150, 1У83. ¿A. ft.ll.шитов

Влияние афректа окручивания магнитных силовых линий ни рздяосветимость и поляризацию пульсаров. Тезисы докладов к^ Всесоюзной конференция по галактической и внегалактической радиоастрономии, Харьков, стр. lev, íytu.

ЛЪ. Л. D. Kuziiiiri. V. Л, 1Í v«k ova. J ' Uívlrts, Л к i ', г,.>

F.e. bnath jm) >u.p.'hitov Jh»* rn^net. i ..'. f -tructHrp or i-'Г-.к

Mon. ИМ Re/. :»str. boc. , vol, ¿1 t . p 4/",

'/H Ь.М.Малофеев и ю.И.Шитов

(:вйохдисперсионное запаздывание импульсов пульсара < ■ >•

ому^/ч на метровых. волнах.

Письма в Аст?юн1)мичес:кий журнал, том 1)., стр.94, It'tfb. г,г. м.и.Шитов

Влияние аффекта скручивания магнитных силовых линий на поляризацию радиоизлучения пульсаров. Астрономический журнал, том t>2, стр.54, 1й«Ь. '¿а. О.А.иулеймйнопз, и.В.Володин, А.Г.Соин и Ю.И.Шитов

Линейная поляризация пульсаров на метровых волнах. Темен докладов к 1х Всесоюзной конференции по галактической и внегалактической радиоастрономии, Таллин, стрЛнв, ItíBV.

пя. В.М.Малофеев, В.А.Извекова и Ю.И.Шитов

Средние профили импульсов пульсаров на частоте 102.5 МГц. Тезисы докладов ххх Всесоюзной конференции по галактической и внегалактической радиоастрономии, Таллин, стр.183, 1987.

30. В,Д.Пугачев, Ю.П.Шитов и А.Г.Соин

Фазовая стабильность микросекундных импульсоь радиоизлучения пульсара ркк изз+1в на частоте Ю2.Ь МГц. Тезисы докладов XIX Всесоюзной конференции по галактической и внегалактической радиоастрономии, Таллин, стр.192, 1987.

31. Ю.П.Шитов, В.М.Малофеев и В.А.Извекова Сверхдиспэрсионное запаздывание импульсов пульсаров на метровых волнах. Тезисы докладов ххх Всесоюзной конференции по галактической и внегалактической радиоастрономии, Таллин, стр.199, 1987.

32. С.А.Сулейманова, I).В.Володин и Ю.Н.Шитов Поляризация средних профилей импульсов пульсаров на частоте 102.5 МГц.

Астрономический журнал, том 6Ь, стр.349, 1988.

33. А.Д.Кузьмин, В.А.Извекова, В.М.Малофеев и Ы.И.Шитов Рассеяние радиоизлучения пульсаров на частоте 102 МГц. Отличие от завь .¡мости тоо ж V*?

Письма в Астрономический журнал, том 14, стр.140, 19И8.

34. В.П.ИГитов, В.М.Малофеев и В.А.Извекова Сверхдисперсионное запаздывание импульсов пульсаров на низких частотах.

Письма в Астрон. журнал, том 14, стр.429, 1988.

35. В.А.Извекова, В.М.Малофеев и 1).П.Шитов

Формы средних профилей импульсов радиоизлучения пульсаров на частоте 102.5 МГц.

Астрономический журнал, том 66, стр.345, 1989.

36. В.А.Извекова, А.Л.Кузьмин, В.М.Малофеев и Ю.П.Шитов Изменение формы и временного положения средних профилей импульсов радиоизлучения пульсаров с частотой.

Труды Физического института им.П.Н.Лебедева, том 199, стр.13, 1989.

37. Т. H Hani.-in», V. д lzvvkov*. V м. 1Ш of .•»■»•<. 1 М Kat.i i ». ill. P. SM ».ov «¿I i'.i D f.>. St 1 nebr l nyr On the case for niayiwUc rield Jlne j м pubar r.

OQSO»Oa ind 11 33H9. PrcJ.--eedl.igs ol Olluqi/iuia r.nmbm of the, 1 ли. Poland, p.Q, .19i>0. ;3B V. Л. Uvrtova, Л. Г). К.мгп"! n, A G Lyi.e, Хч.Г ^■ .<1

K.G. Smith.

£vi dene* at fi*»lci t ui ¿1 Uig ln t pi" I' l 1 . J

over a. wlcl« frequency ! Atige. Hi'.r.^ttClticjs 1 ''ol 1 o(|'ii itw number 1Й9 or the I ли, Poland. |j .1 1 , 199U. ЗУ. V. D. Tugochev. ill, P. Shi to-» tml Л.О. bolr,

The pha«;» stability of ml i ropul sph f I ijin t'i-f- 1 i 'i^'ir-. Proceedings •:■! Cr.'i I o'iwl 'irvjmbir-r 1 » t.»* ) A1'. ' / .<' -i.

p. 340,

40. »J.11.ШИТ0В

" зависимости величины межзвездного рассеяния импульсов от мера дисперсии пулы:ар)В. Тазиои докладов мш Всесоюзной конференции по галактической и внегалактической радиоастрономии, Ашхабад, стрЛУ?,

41. В.Д.Пугачев и fu.ii.Щитов

Особенности тонкой частотно-временной .труктури импульсом излучения ры? m^is на метрорих волнах. Тозиси доклад«» хх1 п Всесоюзной конференции по галактической и внегалактической радиоастрономии, Агахао.чд, стр. 178, 1УУ1. 4У. И.А.Гамильтон, П.М.МакКяллох, А.Д.Кузьмин, т.п.Шитов и Ц.МакКоннелл

Ййчлюдетш микроструктуры импульсов пульсаром г. высоким временным разрешением на 102.5 МГц. '1'езис.н докладов ххш Всесоюзной ко»{*фешши по галактической и внегалактичоскоп радиоастрономии. Ашхабад, стр. 184, 1ЭУ1. 4.'!. В.А.Извекова, А.д.Кузьмин, И.П.Шитов, А.Г.^айн и Ф.Г.Смит

Частотная зависимость хпрьктиристик радиоизлучегтя пульсаров о др*?йфумцими субимпульолмк -or, o=«o>:«<j

и лНв+29. тезисы доклчдоп шп Всесоюзной конференция по галактической и пнчгалактической радиоастрономии, Ашхабал. стрЛВб, iУУ1.

44. î H H.lAlns;, V. A. IíviAuví, V M. M») of »»v. I. M RaiiHii, tu P Sbi tov vin i О. H: 3í i nfcbr i na Mi <-r o^tr îjot ur e*-di>t trr Ы ne-d pulsar üispei iloh mfasur ад and Ow pï oW «m c f fil" o!" ! 1 <t ÂiiyfîB»Jit 44ti opbys Joui m . vol . 373, L17, 1ÖÖ1

4h V. A -InviAoïa. Л. II. V'iniW ri, A. S L.ynf. Уи. P Shi'ov „rid

Г U ÎÂiitb

+ dupHi id*mc of сЬлг <4t: t^ri ç; t I of pulsars PSR

0031 С/7. ОЗЙО'Эв, 11 33-1 в and Й01в-»ай

tal. HnL Roy. istr. Si..c , vol.Eßl. y 8t>5. 1 ÇQ3

4»i, O.A.Сулвймаяовн и l). П. Шитов

Вьковы« изменения среднего профиля импульсе и величина тормозящего момент пульсара psr 2217i 47. Прецессия оси вращения"? XXV Радаог.ст;юнокнчоская конференция, Тезисы докладов, Пущино, стр.102, I9S3.

47 S. A. Su 1 путано'/J end Ум Р. £Ы t.ov

Secular variations, of the pulse p.i of í 1 and lorqu^ of puls-ar ЕЙ17+47. PrftCi^sîiioi') of the* neutron star"' Astrophvs. Journ. Lwtl. ¿Acc^pt-e-d in prtf^s. Kove,nib«r IS.

Цитируемая литература

Алексеев Г).И., Добыш Г.И., Т989, Труды ФИАН, т.139, стр.П8.

' Бескин B.C., Гуревич A.B., Истомин Я.Н., 1983, ЖЭТФ, Т.85, стр.401.

Виткевич В.В., Калачев П.Д., 1965,-Труда ФИАН, T.2S, стр.5.

Виткевич В.В., Глушасв A.A., Илясов Ю.П. и др., 1979, Изв.ВУЗов. Радиофизика, т.19, стр.1594.

Ильин В.Г., Шшсов Ю.П., Кузьмин А.Д., С.Б.Пушкин, Г. И. Палий, Шабанова Т.В. и Шитов Ю.П., 1984, ДАН, т.275, стр.¿35.

Илясов Ю.П., Солодков В.Т., Володин Ю.В., 1985, Труды ФИАН, т.159, стр.57.

Илясов Ю.П., Кузьмин А.Д., Шабанова Т.В. и [Штов Ю.П., Труды ЗШН, T.I99, стр.149,

Квзбегк А.З., Мачэбели Г.З., Меликидзв Г.И., Смирнова Т.В., 1991, Астрофизика, т.34, стр.433.

Кузьмин А.Д.. 1986, Письма в Астрон. журн., т.12, стр.778.

Ландау Л.Д. и Лифшиц Е.М., 1973, Теория поля, М: Наука.

Малофеев В.М., Малов И.Ф., 1980, Астрон. жури., т.57, стр.90.

Малов И.Ф., 1989, Труда ФИАН, Т.199, стр.100.

Малофеев В.М., J989, Труда СИАН, т.199, стр.125.

Малофэев В.М., IS0I, Кандидатская диссертация "И оледоьмняе

спектров радиоизлучения пульсаров", Москва. Манчестер Р. и Тейлор Дж., 1980, Пульсары М.. Мир. Попов M.B.', 1987, Письма в Астрон. журнал, т.13. стр.10t-Попов М.В., Смирнова Т.В., Согласнов В.А., 1987, Астрон.

журн., т.64, стр.ЮТЭ. Смирнова Т.В. и др., 1986, Астрон. журн., т.63, стр.84. Смирнова Т.В.. Шабанова Т.В.,1989, Труды ФИАН, т.199, стр.^Я Смирнова Т.В., 1991, Письма в Астрон.журн., т.17, стр.797. Сулейманова С.А., Журавлев В.Ф., 1974, Астрон. журн., т.51. стр.927

Цыган А.И., 1977, Письма ь Астрон.журн.. т.З, стр.531. Шабанова Т.В., 1989, Кандидатская диссертация "Исоледоьанин фазовых вариаций импульсов пульсаров и возможности создания шкалы пульсарного времени", Москвы. Шабанова Т.В., i990, Астрон. журн., т.67, стр.536. Шитов D.H., I97T, Кандидатская диссертация "Характеристики радиоизлучения пульсаров в метровом ди!. озоне волн", Москвч

ftala^iubr amani an V. , Kl i shriÄmßhari S , 1985, Ast roph/s. -ги'

Astrors. . vol в, р 35. Barnard J. ). . 1Эв6, Ар. J. . vol.3, р. Й80. Bartel N.. löai. Ibid.. vol.97, p. ЭЙ4.

Beïki -v.. S. , вигovich А. V , Islomln Ya.N.. Ift04. A»trv.f^v*

and Space Sc!., vol. 10Я, p.30t. älsnovaty-Kogan Ö S , КаЬаЬЧа P . 1SS3, Axtron ar,>)

Astrophyx. , vdI . ав7. р. L43. nask'lewicz M. M. Ph D. Thesis, 19Ö1 , Cornell Uni «rs. Ithaca, NY

jirdes J.M. . lQ7e. Ap, J. . vol.aar-;, p. lOOtf.

zcrdbi J.M. . et *l. . 107». Ар. j. . vol . 340. p 243.

-raft. H.D. , 1&70. Ph О Ll,«ils, Cornell Uni versity.

?avis M. M. , Taylor J.H. . Weisteig J.M and Backer D. С . I©«?-.

Nature, vol. 315, p. 547 deutsch A. J. , 1 ©35, Ann. Astrophys. , vol.lâ. p 1 Tones P. B. , 1 Qft'8. WiRAS, vol . 255, 545.

(■'«.••» t«tr fe S. . O C . Vol jzcun A , leeo. Ap J . vol. 35*3.

p 243

.41 J ' . 10«?. Ap J. . vol . 3f;0. p. 009.

'joltKt.ein S J. . Jam»« J T. , lOOO, Ap J. . vol. 160. p.L17G. Hanllns r. H. . Ricket.i. B.J., 1986, Ap. J. vol 311. p. (584. Hwlfand O. J. . Taylor J . H. . »t >1., 1B80. Ap. J . , vol . 237. p. SOU

B*ll

p. 70S.

Hftwlsh A vol £17 Kar d«ch#v tj 5T

1986, Astrcn

Kardashev N. S.

1982, A*tron Kouwsar of if M M KtiznUii A D. ,

S J . Pilklnpton J D.H. *t al., 1S№,

, Hikolae-v N.Y*.. ttovlknv AYi

and As( I'ophys , vol.163, p 114 , Nlkol>»v N.ia , tlovikov A Yu and As.t-1 ophyse. . vol . IOQ, p 340. , 1070. Natui ». vol . 235. p. 013 M»lof«v V. M . JjvBkova V. A el.

.1

1386,

Astror,. and Astropl). . vol .161, p. 183. Kuzitiln A D. , Malof»»v V '' , Izvwkova V. A . Si »bf- W. and

W1 elebl risk i R. , 1986, Astron Astrophys. . vol . 1(51, p. 103 Kuzmln A. D. , 1990, Proceedings of IAU Collt.^ulum Mo 1 r'ti. Poland, p 2.

l.vnw A. G.

An<'. ■ son B, and Salter M J yoi.aoi, fo3. H»lov I P , Malofe»v V. m , 1981, ap and Sp. Marayali R. , VI vekanand m. , 1983. Ap. J. . vol Pacini F . 1Q68, Katur». vol . 218. p. 14S. Phillips J.A , 1991, Ap. 1-, vol.373, p L03. Phillips J. A and Wol*2Czan A , 1992, Ap. J. . philLips j. a , 1992, Ap. J . . vol.385, p.aes. Radliar lshnan V. . Cook» D. J. . lSeS). AsLrophys. U»tt p . £23

1983a, Ap j. , vol.374, p. 33.3. 19830, Ap. J. , vol.274, p. 3S9.

1882. mhcas.

Scl . ,vol.7B. p 73 74. p 771

vol . 3Sf3. p

vol . 3.

Rankin J M , Rankin J. M. , Rankin J M , Rankin J M , Rankin J M. , Rawl«y LA.

p. 047. Rickstt B. ' Rijdiprman M A

1986, Ap. J., vol . 301 . p. 001 . T990, Ap. J.. vol.3Se, p. 247 1993, Ap. J.. vol.405, p. 285

Taylor J H. . Davis M. M. . 1088.

Ap. J.

vol . 326,

Annu. R*»v. Ast.ron. Astrophys. , 1977, vol. 15. p. 479 and Suthorland F. G>. . ie7S,Ap.J .. «.1.160, p Ell -

et al

ft al

Ruder nan M. Л. . 197Ö. Ар. J . vol.fcOH. p ÜOO

blaelln D M . 1B69, ProcMdJfUjs of О.» I REE. w>l -if. t . x* Taylor i II »nd W«J slxírg J . M. . 1 08Q. vol Í4S. p lay! oí jh.. Mli.cl.tster н.ы.. Lyn» А о . 1воз, Лр I '..up,/ sei . vol . Ив, p. SS»

иГЛАВЛКНИЕ

|. общая характеристика работа.

Аппаратурный комплекс и методы исследования пульсаров на низких частотах.

ь. Новые пульсары, обнаружении на метрових волнах.

4. Влияние межзвездной среда на радиоизлучение в метровом диапазоне.

5. Явление скручивания магнитпого поля пульсаров.

6. Влияние скручивания поля на радиосветимость и поляризацию.

7. "Сверхдисперсионное" запаздывание импульсов как наиболее яркое проявление аффекта скручивания поля.

н. Модель свооодной прецессии оси вращения пульсара р» 2217+47.

Заключение.

Публикации по теме диссертации.

Цитированная литература.