Рентгеновский пульсар состоит из двух тел, обращающихся вокруг общего центра масс. Одно тело из пары — обычная звезда, второе — нейтронная. Обязательным условием возникновения пульсара является перетекание вещества от первого тела ко второму — аккреция. Нейтронная звезда отличается очень сильной гравитацией, под действием которой она сама сжимается до нескольких десятков километров в диаметре, поэтому при достаточно малом расстоянии до звезды-соседки или при достаточно бурном ее характере, проблем с «отбиранием» вещества не возникает. Но, кроме этого, у нейтронной звезды очень сильное магнитное поле, и она быстро вращается, поэтому просто сформировать аккреционный диск вокруг «компаньона» и падать на него оттуда не получается — энергетические затраты на преодоление магнитного поля слишком велики.
Падающее вещество формирует воронку, вершина которой находится на магнитном полюсе нейтронной звезды. Туда оно и стекает, подобно тому как это делают частицы солнечного ветра в приполярных областях Земли, радуя глаз красивым сиянием.
Сияние получается и тут. Падающее вещество под действием сильной гравитации разгоняется до больших скоростей, а затем, завершив свой путь, резко останавливается. В этот момент излишек энергии испускается в виде рентгеновского излучения. Хотя конус падающего вещества излучает непрерывно, постороннему наблюдателю он виден через равномерные промежутки времени, зависящие от скорости вращения нейтронной звезды. Так и получается характерная рентгеновская пульсация.
Принципиальная схема устройства пульсара
В нашем случае объект впервые обнаружили в 2001 году в рамках программы ASCA Galactic Plane Survey. Первоначально его природа не была установлена совсем — в документах того времени он значится как относительно слабый и плохо известный источник рентгеновского излучения. В связи с тем, что этот источник находится на расстоянии около 12 угловых минут от интенсивно изучаемого остатка сверхновой W49, он тоже стал объектом многих наблюдений. Пульсации рентгеновского излучения из этого источника обнаружили в 2011 году во время исследований, проведенных с помощью рентгеновской обсерватории NASA Chandra.
Недавно команда астрономов под руководством Лары Сидоли (Lara Sidoli) тщательно проанализировала имеющиеся данные наблюдений за AX J1910.7 + 0917 с помощью ASCA, Chandra и космического аппарата XMM-Newton. Изучение выявило новые подробности жизни небесного тела. Периодичность рентгеновского сигнала составила 36 200 секунд (около 600 минут). Это очевидный рекорд: обычное время обращения нейтронных звезд вокруг своей оси на два–три порядка меньше.
Ученые считают, что объяснить поведение звезды можно в рамках модели квазисферической оседающей аккреции. Однако эта гипотеза не будет подтверждена до тех пор, пока не измерят другие параметры источника: орбитальный период и скорость ветра, выходящего из массивного донора. В любом случае ученые призывают к дополнительным наблюдениям.
Препринт статьи доступен на сайте arXiv.org.
Наука
Сергей Сысоев
