Том 49, № 12 (2023)

Трансзвуковое (с числом Маха \(M_{s}\gtrsim 1\)) движение пульсарной туманности относительно внешней среды может способствовать формированию внутри нее компактной двухторовой рентгеновской структуры. Этот двойной рентгеновский тор может реверберировать как целое под действием напорного давления натекающей среды. Если среда натекает на туманность параллельно оси вращения питающего ее пульсара, то реакция торов на этот напор однородна по азимуту. При натекании под углом к этой оси подветренные половинки торов откликаются на действие внешнего потока с некоторой задержкой относительно наветренных. Задержка может приводить к любопытному ‘‘повиливанию’’ среднего сегмента подветренного джета компактной двухторовой туманности. На основе релятивистской магнитогидродинамической модели такой туманности мы исследуем динамику ее плазменных течений, ответственных за это повиливание. Модель, в частности, позволяет естественным образом связать повиливание яркого сегмента подветренного (юго-восточного) джета туманности в созвездии Парусов (Vela) с реверберацией ее двойного тора.

Проведен сравнительный анализ углов \(\beta\) между осью вращения и магнитным моментом в трех группах радиопульсаров: источниках, в которых наблюдается только радиоизлучение, пульсарах с зарегистрированным рентгеновским излучением и радио-громких гамма-пульсарах. С этой целью отдельно для объектов из каждой группы двумя различными методами вычислены значения угла \(\beta\). Оказалось, что в пульсарах с жестким излучением средние значения этого угла (28.2\({}^{\circ}\) и 28.8\({}^{\circ}\)) больше, чем для спокойных радиопульсаров (12.9\({}^{\circ}\)). Однако с применением критерия Колмогорова–Смирнова показано, что обнаруженное отличие не значимо с большой степенью вероятности. Следовательно, структура магнитосфер у трех рассмотренных групп пульсаров не сильно отличается, а их различие обусловлено величиной магнитного поля на световом цилиндре, которое обеспечивает включение механизма жесткого нетеплового излучения у пульсаров с обнаруженным рентгеновским и/или гамма-излучением, но недостаточно для этого у тихих в жестких диапазонах радиопульсаров.

На примере релятивистской плазмы с изотропным моноэнергетическим распределением электронов и позитронов показано, что в мазерном режиме максимальное возможное усиление синхротронного излучения на расстоянии в длину волны достигается в среде, где плотность энергии магнитного поля порядка плотности энергии частиц. Указанное соотношение плотностей энергии соответствует токовому слою (типа слоя Харриса). Получены лоренц-фактор электронов 350 и индукция магнитного поля 10 кГс в области мазерного радиоизлучения для пульсара в Крабовидной туманности. Оценка предполагает, что оптическое и когерентное радиоизлучение объекта происходит от одного синхротронного источника в форме токового слоя. Диаметр источника должен превышать радиус светового цилиндра примерно в 6 раз, чтобы мазерное волновое поле взаимодействовало с частицами в линейном режиме, в частности, сохраняло свою фазовую скорость выше скорости света в вакууме — необходимое условие для синхротронной неустойчивости.

Сверхвспышки нейтронных звезд — редкие, но мощные события, объясняемые взрывным горением углерода в глубоких слоях внешней оболочки звезды. В данной работе выполнено моделирование сверхвcпышек, предложен простой метод описания нейтринной стадии их охлаждения, а также метод описания эволюции энергии взрыва на масштабах нескольких месяцев. Отмечено универсальное соотношение для распределения температуры во вспыхнувшем слое на нейтринной стадии его остывания, а также унификация болометрических кривых блеска и скорости нейтринного теплоотвода для глубоких и мощных вспышек. Указано на возможность длительного удержания энергии вспышки в оболочке звезды. Результаты могут быть полезны для интерпретации наблюдений сверхвспышек.