Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Происхождение долгопериодических рентгеновских пульсаров 45
1.1 Постановка задачи 45
1.2 Геометрия аккреционного потока 61
1.3 ДФП-сценарий эволюции нейтронных звезд и его коррекция 65
1.4 Интерпретация периодов долгопериодических пульсаров . 76
Глава 2. Наблюдательные проявления нейтронных звезд в состоянии дозвукового пропеллера 82
2.1 Дозвуковой пропеллер 88
2.2 Состояние нейтронной звезды в спокойной фазе рентгеновского транзиента А 0535+26 100
2.3 Аккреция на одиночные нейтронные звезды 108
2.3.1 Геометрия аккреционного потока 112
2.3.2 Напряженность магнитного поля и период вращения 113
2.3.3 Аккреционная светимость изолированных нейтронных звезд 114
Глава 3. АЕ Водолея: маломассивная двойная система с белым карликом в состоянии релятивистского эжектора 119
3.1 Классификация состояний белых карликов 119
3.2 Краткая история исследования АЕ Водолея 127
3.3 Параметры системы и постановка задачи теоретического моделирования 144
3.3.1 Параметры белого карлика 146
3.3.2 Перенос массы в системе 148
3.4 Модель "релятивистский эжектор" 166
3.4.1 Напряженность магнитного поля 167
3.4.2 Перенос массы 178
3.4.3 Вклад белого карлика в излучение системы . 191
3.4.4 Локализация рентгеновского источника 208
3.5 Эволюционный статус АЕ Водолея 214
3.6 Вспышечная активность 222
Заключение 238
Приложение 244
Литература 251
- Геометрия аккреционного потока
- Интерпретация периодов долгопериодических пульсаров
- Состояние нейтронной звезды в спокойной фазе рентгеновского транзиента А 0535+26
- Краткая история исследования АЕ Водолея
Введение к работе
Актуальность темы
Теория магниторотационной эволюции нейтронных звезд позволяет интерпретировать многообразие наблюдаемых особенностей этих объектов в рамках единого эволюционного трека, включающего в себя три основных состояния: эжектор, пропеллер и аккретор. Молодые нейтронные звезды, образующиеся в процессе вспышки сверхновой с коллапсирующим ядром, отличаются высокой температурой поверхности, сильным магнитным полем и высокой скоростью вращения. В ходе дальнейшей эволюции температура поверхности нейтронной звезды падает, происходит распад ее магнитного поля и уменьшение энергии вращения. Это приводит к изменению характера взаимодействия звезды с окружающей материей и, соответственно, механизма энерговыделения, ответственного за ее излучение.
Нейтронные звезды в состоянии эжектора и аккретора надежно отождествлены, соответственно, с радио- (эжекционными) и аккреционными пульсарами и уже на протяжении нескольких десятков лет являются предметом активного наблюдательного исследования. Наблюдательные особенности нейтронных звезд в состоянии пропеллера до недавнего времени оставались лишь темой
теоретической дискуссии, одно из центральных мест в которой занимала проблема происхождения долгопериодических рентгеновских пульсаров. Анализ возможных решений этой задачи показал, что прохождение нейтронной звездой стадии пропеллера является неминуемым, что количество нейтронных звезд нашей Галактики, которые в настоящее время находятся на этой стадии, является значительным, и что класс пропеллеров не является однородным, но включает в себя по крайней мере два подкласса, получивших название сверхзвуковых и дозвуковых пропеллеров.
Наблюдательное отождествление пропеллеров стало возможным лишь несколько лет назад, благодаря стремительному прогрессу в чувствительности рентгеновских телескопов. Было показано, что характеристики рентгеновского излучения, наблюдаемого в течение спокойной фазы ряда транзиентных рентгеновских источников, отличаются от характеристик излучения нейтронных звезд в состоянии эжектора или аккретора. Более того, огромная амплитуда изменения интенсивности рентгеновского излучения при переходе этих источников из спокойной фазы в активную и наоборот находилась в хорошем соответствии с моделью, в которой транзиентный характер этих объектов интерпретировался в рамках перехода нейтронной звезды между состояниями пропеллера и аккретора и позволяла исключить альтернативные объяснения. Вместе с тем, было отмечено, что спектральные и временные характеристики излучения источников, являющихся кандидатами в пропеллеры, отличаются от соответствующих характеристик, предсказываемых
теорией. Это указывет на необходимость пересмотра существующих представлений о механизме формирования излучения пропеллеров, а также на актуальность критического анализа основных временных и энергетических параметров этой пекулярной фазы эволюции нейтронных звезд.
Среди наблюдательных данных, свидетельствующих об актуальности критического анализа существующей модели магниторотацион-ной эволюции нейтронных звезд следует также отметить:
1) открытие сверхдолгопериодических пульсаров, период вращения
нейтронных звезд в которых лежит в пределах 1000-10000 секунд;
наблюдения ряда Be/рентгеновских транзиентных источников в состоянии аномально низкой рентгеновской светимости, представляющем собой симбиоз состояний пропеллера и аккретора низкой светимости, а также
отсутствие успеха в поиске старых изолированных нейтронных звезд, излучение которых обусловлено аккрецией материи межзвездной среды на их поверхность.
Интерпретация вышеперечисленных результатов представляется возможной лишь в рамках эволюционных треков, включающих в себя фазу дозвукового пропеллера, которая до недавнего времени оставалась практически неисследованной.
Следует отметить, что методы, лежащие в основе магнито-ротационной модели эволюции нейтронных звезд, оказываются также эффективными в исследовании наблюдательных проявлений другого класса компактных звезд - белых карликов. В частности, анализ
эволюции белых карликов, входящих в состав маломассивных тесных двойных систем, указывает, что наряду с состоянием аккретора, в котором эти объекты наблюдаются в многочисленном классе Взрывных (катаклизмических) Переменных звезд, состояния пропеллера и эжектора также могут быть реализованы. Переход белых карликов в эти состояния возможен как вследствие интенсивной дисковой аккреции вещества на их поверхность, так и слияния двух белых карликов на поздних стадиях эволюции двойной системы. Несмотря на относительную многочисленность подобных объектов, предсказываемую теорией, попытки их обнаружения в течение долгого времени успеха не имели. Первый кандидат в этот класс объектов появился лишь в 1994 году: было показано, что темп замедления белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея, также как и наблюдаемая картина течения вещества в его полости Роша в рамках канонической модели аккретора быть интерперетированы не могут. На протяжении последующего десятилетия для исследования АЕ Водолея были привлечены лучшие телескопы мира, охватывающие все диапазоны электромагнитного спектра, что позволило получить обильный материал для теоретической интерпретации этого источника и, во многом благодаря исследованиям, представленным в настоящей диссертации, продвинуть наши представления об этом объекте на качественно новый уровень. Знания, полученные в ходе этих исследований, заставляют нас пересмотреть границы применимости магниторотационной модели эволюции компактных звезд, что является актуальным в выборе правильной стратегии исследования этих
объектов на современном этапе.
Цель исследования
Основными целями настоящей работы являются:
Построение эволюционного трека нейтронных звезд в долго-периодических рентгеновских пульсарах. Анализ ключевых параметров нейтронных звезд и их компаньонов в тесных двойных системах, требуемых для образования этих источников;
Исследование наблюдательных проявлений нейтронных звезд на стадиях сверхзвукового и дозвукового пропеллера с целью выработки критериев для наблюдательного отождествления этих объектов;
Исследование наблюдаемых свойств одиночных нейтронных звезд на поздних стадиях эволюции при учете взаимодействия аккреционного потока с магнитосферой этих объектов. Определение критериев для наблюдательного отождествления этих объектов и оценка вероятности их обнаружения современными рентгеновскими телескопами;
Определение состояния нейтронной зведы в течение фазы аномально низкой светимости Be/рентгеновского транзиента А 0535+26. Анализ механизмов энерговыделения, ответственных за высокоэнергичное излучение системы, детектируемое в течение этой фазы;
Идентификация состояния белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея. Построение модели переноса массы между компонентами этой системы и, на основе этого, решение вопроса о механизмах энерговыделения, ответственных за наблюдаемое излучение. Определение эволюционного статуса источника;
Теоретический и наблюдательный анализ причин уникальной вспышечной активности АЕ Водолея. Решение вопроса о локализации источника вспышечного излучения и его параметрах.
Научная новизна
В диссертации представлены следующие новые результаты:
Впервые показано, что происхождение известных на сегодня долго-периодических рентгеновских пульсаров может быть объяснено в рамках единого эволюционного трека, включающего в себя четыре основных состояния нейтронной звезды: эжектор, сверхзвуковой пропеллер, дозвуковой пропеллер и аккретор. Сформулированы основные условия реализации указанной цепи эволюции;
Приведены исправленные величины основных параметров, определяющих условие перехода компактной звезды между состояниями сверхзвукового и дозвукового пропеллеров и аккретора;
Впервые сформулированы критерии идентификации нейтронных звезд в состоянии дозвукового пропеллера. Показано, что звезды в этом состоянии проявляют себя как аккрецирующие рентгеновские пульсары с низкой светимостью и мягким спектром;
Впервые показано, что учет взаимодействия аккреционного потока с магнитным нолем изолированных нейтронных звезд, находящихся на поздней стадии эволюции, приводит к пересмотру вероятности обнаружения этих объектов в сторону понижения;
Впервые показано, что нейтронная звезда, входящая в состав Be/рентгеновского транзиента А 0535+26, в течение спокойной фазы источника находится в пекулярном состоянии, идентичном состоянию дозвукового пропеллера;
Впервые показано, что наблюдаемые проявления белого карлика в тесной двойной системе АЕ Водолея находятся в соответствии с идентификацией состояния этого объекта с состоянием эжектора. В рамках этой идентификации проведена оценка основных параметров системы и ее компонентов и выполнено моделирование процесса переноса массы.
Научная и практическая значимость
В диссертации приводится подробное описание исправленного единого эволюционного трека нейтронных звезд и критериев его применимости в зависимости от исходных параметров объекта и окружающей его материи. Эти данные могут быть использованы для идентификации эволюционного статуса компактных звезд и определения механизма энерговыделения, ответственного за излучение соответствующего источника;
Полученные критерии идентификации компактных источников в
состоянии пропеллера могут быть использованы для разработки стратегии их отождествления при составлении наблюдательных программ;
Учет рассмотренных в диссертации механизмов взаимодействия аккреционного потока с магнитным полем компактного объекта необходим при моделировании рентгеновских вспышек в транзиентных источниках и для определения параметров процесса обмена массой между компонентами в этих двойных системах;
Результаты моделирования тесной двойной системы АЕ Водолея могут быть использованы для построения эволюционных треков компактных объектов, входящих в состав Взрывных Переменных, при расчетах эволюции магнитных нолей белых карликов, а также для оценки достоверности модели процесса энерговыделения, ответственного за излучение компактных звездных объектов, находящихся в состоянии эжектора;
Результаты фотометрических и поляриметрических наблюдений АЕ Водолея могут быть использованы при моделировании пекулярной вспышечной активности этого объекта.
Апробация работы
Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на астрофизических семинарах:
Главной астрономической обсерватории РАН, Астрономического института им. В.В.Соболева СПбГУ, Физико-технического
института им. А.Ф.Иоффе, Теоретического отдела Физического института им. П.Н.Лебедева РАН, Специальной астрофизической обсерватории РАН и Крымской Астрофизической Обсерватории;
институтов им. Макса Планка, Германия: МРЕ, г. Мюнхен,
(1996, 1999); МРІ, г. Бонн, (6 докладов в течение 1996-
2007); МРА, г. Мюнхен (2003); Института астрономии Бонского
Университета, г. Бонн, Германия (1995); Института астрономии
Мюнхенского Университета, г. Мюнхен, Германия (4доклада
в течение 1994-1999); Института астрономии Кембриджского
Университета, г. Кембридж, Англия (2003, 2005), Корейского
института астрономии и космических исследований, г. Тэджон,
Южная Корея (4 доклада в течение 2003-2005), Центра
космических полетов им. Маршала, НАСА, г. Хантсвилл, США
(2006), Астрономического института Университета Северной
Каролины, г.Гринсборо, США (2006),
Автором было представлено 36 научных докладов на 24-х российских и международных конференциях:
'X Ray Emission from Active Galactic Nuclei and the Cosmic X Ray Background", Мюнхен, Германия, ноябрь 1991;
"The cosmic dynamo", Потсдам, Германия, сентябрь 1992;
"Particle Acceleration Phenomena in Astrophysical Plasmas", Мэриленд, США, январь 1993;
"Cataclysmic Variables", Терме, Италия, июнь 1994;
IAU Colloquium 151: "Flares and Flashes", Зоненберг, Германия, декабрь 1994;
Seventeenth Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, Мюнхен, Германия, декабрь 1994;
Cape Workshop on "Magnetic cataclysmic variables", Кейптаун, Южная Африка, январь 1995;
Vulcano Workshop on "High Energy Astrophysics and Particle Physics", Вулкано, Италия, июнь 1997;
ESO Workshop on "Cyclical Variability in Stellar Winds: Recent Developments and Future Applications", Мюнхен, Германия, октябрь 1997;
"BL LAC Phenomenon", Турку, Финляндия, июнь 1998;
"Highlights in X-ray astronomy", Мюнхен, Германия, июнь 1998;
IAU Colloquium 177, "Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond", Бонн, Германия, август 1999;
ESO Workshop on "Black Holes in Binaries and Galactic Nuclei", Мюнхен, Германия, сентябрь 1999;
Съезд Европейского астрономического общества JEN AM-2000, Москва, Россия, май 2000;
Съезд Европейского астрономического общества JENAM-2001, Мюнхен, Германия, сентябрь 2001;
Третья Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Вселенная и мы", Москва, Россия, июнь 2004;
IAU Symposium 223, "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity", Санкт-Петербург, Россия, июнь 2004;
"The Astrophysics of Cataclysmic Variables and Related Objects", Страсбург, Франция, июль 2004;
"Astrophysics and cosmology after Gamow - theory and observations", Одесса, Украина, август 2004;
Annual meeting of Korean Physical Society, Джеджу, Южная Корея, октябрь 2004;
"Cosmology and High Energy Astrophysics (Zeldovich-90)", Москва, Россия, декабрь 2004;
COSPAR Colloquium on: "Spectra & Timing of Accreting X-ray Binaries", Бомбей, Индия, январь 2005;
"Isolated Neutron Stars: from the Interior to the Surface", Лондон, апрель, 2006;
363. WE-Heraeus Seminar on: "Neutron Stars and Pulsars", Бад-Хоннеф, Германия, май 2006.
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из Введения, трех глав, заключения, списка литературы (260 наименований) и приложения. Она содержит 21 рисунок и 15 таблиц. Общий объем диссертации - 282 страницы.
Краткое содержание диссертации
Во Введении обосновывается актуальность темы, обсуждаются основные цели исследования, отмечается научная новизна и практическая значимость представленных результатов, дается краткое изложение содержания диссертации, указывется, где диссертация прошла апробацию и формулируются основные положения, выносимые на защиту. Там же приводится список опубликованных работ автора по теме диссертации с указанием его непосредственного вклада в работы, выполненные с соавторами.
Первая глава посвящена решению проблемы происхождения долгопериодических рентгеновских пульсаров.
В 1.1 приводятся определения основных параметров, используемых в теории магниторотационной эволюции компактных звездных объектов, обсуждаются базовые принципы классификации состояний нейтронной звезды по характеру ее взаимодействия с окружающей материей и подробно описывается постановка задачи о происхождении долгопериодических рентгеновских пульсаров. Сравнительный анализ наблюдаемых параметров долгопериодических пульсаров и параметров, ожидаемых в различных моделях этих объектов позволяет сделать вывод, что равенство коротационого (Rcor) и магиитосферного (Rm) радиусов нейтропной звезды не может являться достаточным условием перехода звезды в состояние аккретора. Там же показано, что данное утверждение остается справедливым в широком спектре возможных величин параметров нейтронной звезды (включая предположение о
сверхкритической величине ее исходного магнитного поля) и звездного ветра ее нормального компаньона.
1.2 посвящен анализу геометрии аккреционного потока в долгопериодических пульсарах. Сравнение параметров эволюции периода вращения нейтронных звезд, ожидаемое в случае дисковой аккреции, с величиной соответствующих параметров, полученных из наблюдений, позволяет сделать вывод об отсутствии развитого постоянного аккреционного диска в этих объектах. Вследствие этого, эволюционный трек нейтронных звезд, входящих в состав долгопериодических пульсаров, следует моделировать в рамках предположения о сферической геометрии аккреционного потока.
В 1.3 проводится критический анализ сценария эволюции нейтронной звезды в массивной тесной двойной системе, предложенного в работах Дэвиса, Фабиана и Прингла (см. Davies et al. 1979) и Дэвиса и Прингла (см. Davies к. Pringle 1981) (ДФП-сценарий). Авторами этого сценария было показано, что условие Rm < RC0T в случае сферической геометрии аккреционного потока не является достаточным условием перехода нейтронной звезды в состояние аккретора. Для реализации такого перехода необходимо также, чтобы темп охлаждения плазмы на границе магнитосферы звезды превышал. темп ее нагрева вследствие эффекта пропеллера. Однако, как было отмечено автором диссертации, величина периода вращения звезды, при котором это дополнительное условие оказывается выполненным, в работе Davies & Pringle (1981), вычислена неверно. Исправленная
величина этого периода определяется выражением:
РЬг с 450 ^п Щ*>7 т-4'21 с, (1)
где //зо и 77г - дипольный магнитный момент и масса нейтронной звезды, выраженные в единицах 1030Гс-см3 и 1.4 Mq, соответственно, и ШТі5 - максимально возможный темп захвата массы нейтронной звездой из ветра ее массивного компаньона, выраженный в единицах 1015г/с.
Автором диссертации также было получено, что условие самосогласованности модели сверхзвукового пропеллера, полученное в рамках ДФП-сценария в работе Davies к. Pringle (1981), нуждается в поправке. С учетом этого обстоятельства было показано, что ДФП-сценарий может быть использован для описания эволюции нейтронных звезд в массивных тесных двойных системах при условии:
Ж0 < ЯЯсг ^ 3.5 х 1017 т V8 г/с, (2)
которое для известных на сегодняшний день долгопериодических пульсаров выполняется с большим запасом. Здесь Vg ~ скорость движения нейтронной звезды относительно материи, окружающей ее на радиусе гравитационного захвата, выраженная в единицах 108 см/с. В 1.4 показано, что периоды вращения большинства нейтронных звезд, проявляющих себя как долгопериодические рентгеновские пульсары, находятся в достаточно хорошем соответствии с предсказаниями исправленного ДФП-сценария магнито-ротационной эволюции компактных звездных объектов. Привлечение дополнительного предположения о сверхкритической величине исходного магнитного поля медленно вращающихся нейтронных звезд в
рамках построенного эволюционного трека не является необходимым. Вместе с тем, наилучшего соответствия между наблюдаемыми и предсказываемыми величинами периода удается достичь предположив, что параметры нейтронных звезд в этих системах соответствуют жесткому уравнению состояния.
Во второй главе анализируется возможность наблюдательного отождествления нейтронных звезд в состояниях сверхзвукового и дозвукового пропеллера, предсказаных в рамках ДФП-сценария, а также рассматриваются приложения этого сценария к исследованию эволюции изолированных нейтронных звезд.
В 2.1 отмечено, что в силу того, что проводимость плазмы аккреционного потока не бесконечна, темп ее проникновения в магнитосферу и, соответственно, темп аккреции на поверхность звезды, находящейся в состоянии дозвукового пропеллера, ненулевой. Аккреционный процесс в данном случае обусловлен диффузией плазмы оболочки в магнитное поле звезды на границе ее магнитосферы. Характерное время аккреции определяется временем остывания плазмы в магнитоиаузе. В рамках рассматриваемой задачи аккреционная
светимость дозвукового пропеллера оценивается выражением:
ч -і г ^ 113/7 гвр <; 1П32 2/7 -4/7 ( R *
эрг/с, (3)
1015г/с
где Шо = TrR^PooVrei - максимально возможный темп захвата материи нейтронной звездой, двигающейся через среду, средняя плотность которой роо, с относительной скоростью V^ei, a Rq — 2GMns/Vj?el - радиус гравитационного захвата нейтронной звезды с массой Mns. Таким образом, нейтронная звезда на стадии
дозвукового пропеллера может проявлять себя подобно аккреционному рентгеновскому пульсару низкой (или умеренной) светимости. Вместе с тем, существует ряд критериев, позволяющих отличить дозвуковые пропеллеры от аккреторов низкой светимости. К ним, в частности, относятся следующие:
ограничение на область допустимых величин периодов вращения дозвуковых пропеллеров;
мягкий рентгеновский спектр, обусловленный большей площадью горячих пятен в области магнитных полюсов дозвукового пропеллера по сравнению с аккретором той же светимости;
высокий темп замедления вращения нейтронной звезды, находящейся в состоянии дозвукового пропеллера.
Следует особо отметить, что радиус магнитосферы нейтронной звезды в состоянии дозвукового пропеллера, R^, меньше радиуса магнитосферы аккретора, 'R^, имеющего ту же рентгеновскую светимость:
~~ -12/49
Ъ * 17 //3"о4/49 22/49
(4)
1015г/с
Это обстоятельство следует учитывать при оценке радиуса магнитосферы нейтронной звезды по рентгеновской светимости пульсирующего источника. В противном случае возможно возникновение парадоксальной ситуации, при которой радиус магнитосферы нейтронной звезды, аккрецирующей вещество на свою поверхность, оказывается превосходящим ее радиус коротации. С другой стороны, именно факт возникновения такого парадокса является наиболее
веским аргументом в пользу идентификации состояния нейтронной звезды с состоянием дозвукового пропеллера.
В 2.2 рассматривается задача об идентификации состояния нейтронной звезды в течение фазы аномально низкой светимости транзиентного рентгеновского источника А 0535+26. Модуляция рентгеновского излучения, наблюдаемого в течение этой фазы, с периодом вращения нейтронной звезды (~ 103 - 104 с) и отождествление источника пульсирующего компонента с горячими (Тр ~ 1.3 кэВ) пятнами, радиус каждого из которых Rv ~ 0.1км, оставляют мало сомнений в том, что наблюдаемое излучение имеет аккреционную природу и генерируется на поверхности нейтронной звезды. В то же время, предположение о том, что нейтронная звезда в течение этой фазы находится в состоянии аккретора приводит к противоречию: радиус магнитосферы звезды в этом случае оказывается существенно больше ее радиуса коротации, что соответствует состоянию сверхзвукового пропеллера, в течение которого стационарная аккреция на поверхность нейтронной звезды невозможна.
Данное противоречие, однако, не возникает в том случае, если нейтронная звезда в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости переходит в состояние дозвукового пропеллера. Значительное уменьшение рентгеновской светимости объекта в рамках такого подхода происходит вследствие изменения геометрии аккреционого потока от дисковой к сферической и, как следствие этого, уменьшения темпа проникновения плазмы в магнитное поле звезды на границе
ее магнитосферы. Расчеты показывают, что основные характеристики рентгеновского излучения, ожидаемые в рамках этой модели, находятся в хорошем соответствии с наблюдениями. Следует также обратить внимание на то, что оптические наблюдения А 0535+26 в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости свидетельствуют о существенном изменении структуры ветра массивного компаньона: в течение этой фазы экваториальный истекающий диск у Ве-компонента отсутствует и, таким образом, звезда теряет вещество преимущественно в форме высокоскоростного звездного ветра. Проведенные оценки указывают, что предположение об изменении геометрии аккреционного потока при этих условиях является реалистичным.
В 2.3 рассматривается магниторотационная эволюция изолированных нейтронных звезд в рамках ДФП-сценария. Ранние исследования этого вопроса показали, что изолированные нейтронные звезды, обладающие достаточно сильным магнитным полем, на заключительном этапе своей эволюции могут переходить в состояние аккретора. При этом максимально возможный темп захвата вещества этими объектами из межзвездной среды оказывается настолько высоким, что если бы все захваченное вещество достигало поверхность звезды, то соответствующий рентгеновский источник мог бы быть зарегистрирован современными рентгеновскими телескопами. В частности, ожидалось, что телескопы Chandra и XMM-Newton будут в состоянии зарегистрировать излучение от ~ 10000 аккрецирующих изолированных нейтронных звезд, находящихся на удалении < 5 пк от Земли. Однако наблюдения не подтвердили это
предсказание: ни одного рентгеновского источника, ассоциированного с аккрецирующей изолированной нейтронной звездой, до настоящего времени обнаружено не было.
Подход, представленный в этом параграфе, отличается от предшествовавших исследований учетом взаимодействия аккреционного потока с магнитным нолем нейтроной звезды. В нем показано, что в условиях, реализуемых в задаче, аккреционный поток является сферическим и, следовательно, для описания эволюции изолированных нейтронных звезд следует использовать ДФП-сценарий, включающий в себя дополнительное состояние дозвукового пропеллера. Соответствующая модификация эволюционного трека изолированных нейтронных звезд позволяет сделать вывод о том, что эти звезды могут перейти в состояние аккретора лишь по достижении периода вращения
где п - концентрация газа в межзвездной среде, выраженная в единицах одного атома водорода на кубический сантиметр. Однако даже при условии Ps <; Р характерное время аккреционного процесса на поверхность звезды оказывается ограниченным снизу временем охлаждения плазмы на границе магнитосферы, которое для условий рассматриваемой задачи определяется выражением
*-'-(S)*(IS"' <>
и, таким образом, существенно превосходит время свободного падения,
/ т/ \9/7
te(rm) * 740 с X 4? п-3/? -П/7 (10) W
В силу этого обстоятельства процесс аккреции на поверхность изолированной нейтронной звезды будет носить нестационарный характер: соответствующие источники будут проявлять себя в виде барстеров, длительность и рекуррентное время вспышек которых: ^burst ~ 30 минут и tTec ~ 105 лет соответственно. Количество объектов такого типа, которое могло бы быть зарегистрировано телескопами Chandra и XMM-Newton, определяется выражением
N < 1(Г5 (ШЛ ( «ь-t ) (J*bJ) , (8)
что почти на девять порядков величины меньше количества этих объектов, предсказанного ранее (iV(0) ~ 3 х 104) в рамках модели, не учитывающей взаимодействие аккреционного потока с магнитным полем нейтронной звезды. Таким образом, отсутствие успеха в поиске изолированных нейтронных звезд, аккрецирующих вещество из межзвездной среды на свою поверхность, в свете рассмотренной нами модели является закономерным.
В третьей главе диссертации представлены результаты комплексного теоретико-наблюдательного исследования новоподобной звезды АЕ Водолея, являющейся одной из наиболее уникальных представителей класса Взрывных (катаклизмических) Переменных.
В 3.1 отмечено, что классификация состояний компактных звездных объектов, принятая в рамках магниторотационной модели нейтронных звезд, в полной мере может быть использована и в отношении белых карликов. Состояние аккретора имеет надежное наблюдательное подтверждение: белые карлики в этом состоянии отождествлены с компактными компонентами большинства маломассивных тесных
двойных систем, входящих в состав класса Взрывных Переменных. Перенос массы в этих системах обусловлен заполнением нормальным компонентом своей полости Роша и происходит в форме струи, текущей через первую точку Лагранжа. По характеру течения вещества внутри полости Роша белого карлика различают три основных подкласса Взрывных Переменных: немагнитные системы (аккреция из диска, внутренний радиус которого порядка радиуса белого карлика), промежуточные поляры (аккреция из диска, внутренний радиус которого ограничен снизу радиусом магнитосферы, превосходящим радиус белого карлика) и поляры (каналированная аккреция без образования диска).
Белых карликов в состоянии эжектора и пропеллера до недавнего времени обнаружено не было. Вместе с тем, наблюдаемые величины магнитных полей и периодов вращения белых карликов, а также результаты моделирования эволюционных треков маломассивных двойных систем указывают на высокую вероятность существования этих объектов в нашей Галактике. Как было показано Усовым (Усов 1988, Usov 1993), белые карлики в состоянии эжектора могут являться источниками нетеплового гамма-излучения и теплового пульсирующего рентгеновского/ультафиолетового излучения, генерируемого в области их магнитных полюсов. При этом темп потери вращательной энергии этими объектами оказывается существено превосходящим их светимость в наблюдаемой части электромагнитного спектра. Среди изученных на сегодня белых карликов лишь один объект отвечает вышеперечисленным характеристикам. Им является белый карлик,
входящий в состав маломассивной тесной двойной системы АЕ Водолея (АЕ Aquarii).
В 3.2 кратко описывается история исследований АЕ Водолея и эволюция теоретических представлений о природе этого источника. Отмечается, что этот объект на протяжении уже почти 80-ти лет продолжает занимать одно из центральных мест в наблюдательных программах ведущих телескопов во всех областях электромагнитного спектра. Вследствие этого он является одним из наиболее полно изученных объектов, традиционно относящихся к классу Взрывных Переменных. АЕ Водолея был первым источником среди этого класса объектов разрешенным как тесная двойная система. На протяжении долгого времени он был также известен как промежуточный поляр, в состав которого входит белый карлик с самым коротким периодом вращения (~33с). В течение последних 30-ти лет он был утвержден в статусе "всеволнового" источника, излучение которого во всех диапазонах спектра от радио до рентгена носит переменный вспышечный характер, не имеющий аналогов среди всех известных на сегодня астрофизических объектов. Наконец, в течение последних 15-ти лет было показано, что характеристики излучения, наблюдаемого от АЕ Водолея в оптическом, УФ и рентгеновском диапазонах радикально отличаются от соответствующих характеристик излучения объектов класса Взрывных Переменных звезд и не могут быть интерпретированы в рамках модели аккреции вещества на поверхность белого карлика. Таким образом, белый карлик в АЕ Водолея находится в состоянии, отличном от состояния аккретора.
В 3.3 дается детальное описание параметров системы и ее компонентов, а также обсуждается постановка задачи теоретического моделирования процесса энерговыделения в этом источнике. Мы показываем, что основной особенностью АЕ Водолея и, в то же время, ключем к пониманию природы этого объекта является быстрое замедление вращения белого карлика, происходящее с темпом Pq — 5.64 х Ю-14 с/с. Это означает, что темп потерь вращательной энергии белым карликом в 120-300 раз превышает светимость системы в ультрафиолетовой и рентгеновской частях спектра (в зависимости от вспышечного/спокойного состояния объекта) и по крайней мере в 5 раз выше ее болометрической светимости (с учетом вклада нормального компонента). Кроме того, распределение температуры по поверхности белого карлика неоднородно: при средней температуре поверхности ~ 10000 - 16000 К обнаруживается присутствие двух горячих (~ 20000 - 50000 К) пятен, локализованных в области магнитных полюсов. Анализ наблюдений, выполненных на телескопе XMM-Newton (см. Itoh et al. 2006), приводит к выводу, что происхождение этих пятен не связано с процессом аккреции вещества на поверхность звезды: пространственный масштаб рентгеновского источника 4^2х 1010 см, что почти на два порядка превышает радиус белого карлика, а концентрация излучающей плазмы пх ~ 1011 см"-3, на несколько порядков меньше типичной концентрации частиц в ударной волне у поверхности аккрецирующих белых карликов. Все вышеприведенные результаты позволяют отклонить гипотезу об аккреционной природе излучения системы и, таким образом, исключить состояние аккретора
из списка возможных состояний белого карлика.
Свидетельство того, что белый карлик в АЕ Водолея выполняет функцию пропеллера, отбрасывая из системы материю, притекающую к его магнитосфере от нормального компаньона, было получено из анализа допплеровской На томограммы системы. Теоретическое моделирование процесса течения вещества в системе на основе полученной из наблюдений томограммы показало, что материя, текущая через внутреннюю точку Лагранжа, не аккрецирует на поверхность белого карлика и не аккумулируется в диске вокруг его магнитосферы, а напротив, покидает систему в виде струи, двигаясь в полости Роша белого карлика со скоростью Д-5 550 км/с. Однако интерпретация быстрого замедления вращения белого карлика в терминах эффекта пропеллера оказывается затруднительной: требуемый темп переноса массы в системе, в этом случае оказывается существенно выше верхней оценки величины этого параметра, полученного из наблюдений системы в оптической и ультрафиолетовой областях спектра. Кроме того, допплеровская На томограмма, расчитанная на основе модели пропеллера, содержит высокоскоростную петлю (V к, 1000 км/с), явно отсутствующую на наблюдаемой томограмме. Наконец, в рамках модели пропеллера оказывается крайне затруднительным ответить на вопросы об источнике рентгеновского излучения в системе и причине появления в области магнитных полюсов белого карлика горячих пятен.
Здесь же показано, что попытки интерпретации быстрого замедления белого карлика в терминах модифицированной модели
пропеллера (так называемый "МГД-пропеллер") или источника интенсивного гравитационного излучения основаны на явно нереалистичных или просто ошибочных предположениях. Наконец, предсказания моделей, согласно которым компактным объектом системы является дифференциально вращающийся белый карлик или легкая нейтронная звезда, также входят в противоречие с наблюдаемыми свойствами системы.
Таким образом, каноническая аккреционная модель, разработанная для интерпретации Взрывных Переменных звезд в приложении к АЕ Водолею оказывается не в состоянии ответить на следующие вопросы:
вследствие какого механизма происходит замедление вращение белого карлика?
по какой причине в системе отсутствует аккреционный диск, и почему скорость вещества, текущего в виде струи через полость Роша белого карлика, не превосходит 500-600 км/с ?
что является причиной образования горячих (Тр ~ (2 — 5) х 104 К) пятен в области магнитных полюсов белого карлика ?
где локализован источник рентгеновского излучения системы ?
вследствие какого механизма в системе происходит генерация релятивистских частиц, ответственных за нетепловое излучение системы ?
каков эволюционный статус системы и что является причиной уникальности этого источника ?
что является причиной необычной вспышечной активности системы ?
Все это указывает на необходимость поиска альтернативных путей моделирования системы АЕ Водолея.
В 3.4 представлена модель АЕ Водолея, построенная на основе предположения о том, что белый карлик в этой системе находится в состоянии эжектора и, таким образом, что механизм его замедления идентичен механизму потерь вращательной энергии радиопульсарами. В рамках такого предположения величина дипольного магнитного момента белого карлика оценивается следующим образом:
й) =* 1.5 х 1034 (-) 2 (п * Л1 Гс - см3, (9)
Р V33c/ V6 х 1033эрг/с/ ' w
где Ps и Lsd означают, соответственно, период вращения белого карлика
и темп потери им своей вращательной энергии. Из этого следует,
что напряженность магнитного поля на поверхности звезды в области
магнитных полюсов Bq ~ 100 МГс и в области магнитного экватора
~В0/2 = 50МГс.
С точки зрения современных представлений о допустимой величине магнитного поля белых карликов приведенная выше оценка является вполне реалистичной. Однако, величина Б0, вычисленная в рамках модели эжектора, почти на два порядка превосходит оценку напряженности магнитного поля белого карлика, принятую в более ранних исследованиях этой системы. Это обстоятельство заставляет обратиться к анализу достоверности ранее выполненных оценок величины магнитного поля.
Прежде всего, необходимо обратить внимание на то, что классификация АЕ Водолея как промежуточного поляра является не более чем традиционной и, вероятно, ошибочной: во всех своих проявлениях источник является ярким исключением из этой группы объектов. Поэтому предположение о том, что величина магнитного поля белого карлика в этой системе сопоставима с величиной магнитного поля белых карликов, входящих в состав Промежуточных поляров, не имеет под собой достаточных оснований.
Следует отметить, что оценка магнитного поля белого карлика на основе измерений степени круговой поляризации оптического излучения АЕ Водолея, выполненная ранее на основе аккреционной модели системы, является ошибочной. Этот вывод базируется на результатах проведенных автором наблюдений круговой поляризации оптического излучения объекта в Крымской астрофизичекой обсерватории, и выводах теоретических расчетов верхнего предела круговой поляризации оптического излучения, испускаемого с поверхности белого карлика в АЕ Водолея. Они, в частности, позволяют исключить горячие пятна, расположеные в областях магнитных полюсов белого карлика из списка возможных источников поляризованного излучения со средней степенью круговой поляризации 0.06 ± 0.01%, показывая, что в противном случае степень собственной поляризации в таком источнике должна превышать 100%. Численный расчет степени круговой поляризации излучения, генерируемого в атмосфере белого карлика вследствие линейного и квадратичного эффектов Зеемана показывает, что либо напряженность магнитного ноля на поверхности
белого карлика превышает 50МГс, либо источник поляризованного излучения не связан с белым карликом. Таким образом, оценка напряженности магнитного поля белого карлика, полученная в рамках модели эжектора, не противоречит данным поляриметрических наблюдений системы.
Дополнительным аргументом в пользу реалистичности полученной выше оценки магнитного поля белого карлика является результат численного моделирования течения вещества в системе, проведенного в рамках модели эжектора. Допплеровская На томограмма системы, полученная в ходе этого моделирования, находится в хорошем соответствии с наблюдаемой томограммой. В используемой в этих расчетах модели струя плазмы, текущая через первую точку Лагранжа, приближается к белому карлику на расстояние Яд ^ (3 — 5) х 1010см (определяемое альвеновским радиусом звезды) вследствие чего ее скорость в системе не превосходит 600 км/с. При этом согласия между наблюдаемой и расчетной томограммами удается достичь без привлечения большинства дополнительных (и по большей части спорных) предположений, лежащих в основе моделирования системы как Промежуточного поляра.
Обращаясь к вопросу о природе горячих пятен, локализованных в магнитных полюсах белого карлика и являющихся основным источником пульсирующего ультрафиолетового и оптического излучения системы, следует прежде всего заметить, что их происхождение не может быть связано с аккрецией материи на поверхность белого карлика. Проведенные автором расчеты показали, что данное
утверждение справедливо в отношении как модели эжектора, так и более ранней модели АЕ Водолея, в которой предполагалось, что белый карлик находится в состоянии пропеллера. На этом же основании отвергается гипотеза о том, что рентгеновское излучение системы имеет аккреционную природу и его источник находится на или вблизи поверхности белого карлика (данный результат был пятью годами позже подтвержден в ходе анализа рентгеновских данных, полученых на телескопе XMM-Newton).
В рамках модели эжектора локальный нагрев поверхности белого карлика может быть интерпретирован в терминах диссипации токов, текущих в его магнитосфере. Для параметров рассматриваемой задачи энергия заряженных частиц, ускоряемых в магнитосфере белого карлика, может достигать & ЗТэВ, а темп их эжекции из магнитосферы L^n ^ 2 х 1032 эрг/с. Поток гамма-излучения, ожидаемый вследствие радиационных потерь этих частиц (на изгибное излучение и обратное Комптоновское рассеяние на оптических фотонах, излучаемых с поверхности нормального компонента и струи плазмы, двигающейся через полость Роша белого карлика), существенно ниже порога чувствительности современных детекторов. Это, в частности, объясняет отсутствие успеха в попытках детектирования гамма-излучения системы телескопами CGRO и Wip-ple. Вместе с тем, ожидаемая площадь и температура горячих пятен на поверхности белого карлика, образующихся вследствие диссипации обратного тока, замыкающего токовую цепочку в магнитосфере эжектора, оказываются близки к величинам соответствующих
параметров, определенных из наблюдений системы телескопом им. Хаббла.
Наконец, при анализе результов наблюдений системы телескопом XMM-Newton, было получено, что источник, ответственный за непульсирующий компонент рентгеновского излучения, находится за пределами двойной системы и, по-видимому, является продуктом взаимодействия струи плазмы, покидающей систему вследствие эффекта пропеллера, с релятивистским ветром, эжектируемым из магнитосферы белого карлика.
В 3.5 рассматривается возможный сценарий происхождения быстро вращающегося белого карлика, обладающего сильным магнитным полем, и обсуждается эволюционный статус системы. Несоответствие между возрастом белого карлика, оцениваемым по температуре его поверхности (^ 108лет) и характерным временем его замедления (Ps/P & 3 х 107лет), заставляет обратиться к гипотезе о том, что в предшествующую эпоху период вращения белого карлика уменьшался вследствие дисковой аккреции на его поверхность. Однако для реализации такой гипотезы в рамках модели эжектора необходимо, чтобы было выполнено одно из следующих условий:
а) аккреция в эпоху раскрутки происходила в сверх-Эддингтоновском
режиме, либо
б) дипольный магнитный момент белого карлика в течение предыдущей
эпохи был существенно меньше величины его дипольного магнитного
момента, оцениваемого по формуле для магнито-дипольного излучения
в рамках модели эжектора.
Сценарий сверх-Эддингтоновской аккреции в случае АЕ Водолея является маловероятным. С другой стороны, ограничение на величину ц означает, что либо замедление вращения белого карлика, наблюдаемое в настоящую эпоху, не связано с эффектом эжектора, либо магнитный момент белого карлика в течение предыдущей эпохи также эволюционировал в сторону увеличения. Это могло быть связано с переходом в дифференциальный режим вращения по мере того, как звезда достигает критического периода, который для MW{\ ~ 0.8 — 0.9 Mq лежит в пределах ~ 15 — 20 с (Chanmugam et al. 1987). Генерация магнитного поля в области диффиренциалыюго вращения, его всплытие на поверхность звезды и укрупнение масштаба (вследствие диффузии оснований трубок вдоль поверхности звезды и перезамыкания силовых линий) приводят к увеличению дипольного магнитного момента звезды.
Выполненные автором оценки показывают, что описанный выше сценарий может быть использован для моделирования эволюционного трека АЕ Водолея при условии, что область усиления магнитного ноля в белом карлике (в течение фазы его дифференциального вращения) находилась в области, являющейся промежуточной между его вырожденным ядром и невырожденной оболочкой. В этом случае возможная история АЕ Водолея может быть представлена в виде следующей цепочки: а) система в ее исходном состоянии была типичным представителем класса немагнитных Взрывных Переменных; б) период вращения белого карлика вследствие дисковой аккреции на его поверхность монотонно возрастал до критической
величины, при которой его вращение перешло в дифференциальный режим; в) вследствие генерации магнитного поля в области дифференциального вращения до современной величины, белый карлик перешел в состояние эжектора.
В 3.6 подробно описываются и обсуждаются результаты фотометрических наблюдений АЕ Водолея, выполненные нами в 1994 году на пяти канальном фотометре-поляриметре Хельсинского университета, установленном на 1.25-метровом телескопе АЗТ-11 Крымской Астрофизической обсерватории. Основной целью этих наблюдений было определение основных параметров источника, ответственного за вспышечное излучение системы в ближней ультрафиолетовой и оптической областях спектра (заметим, что максимум интенсивности излучения вспышечного источника в АЕ Водолея приходится именно на ближний ультрафиолетовый диапазон спектра). В ходе анализа цветовых и спектральных характеристик излучения системы, зарегистрированого в течение наиболее мощных вспышек, было установлено, что излучение вспышечного источника может быть хорошо аппроксимировано чернотельным излучением газа, нагретого до температуры ~ 17500 К. При этом эффективная площадь вспышечного источника оценивается как S ~ 2.8 х 1020см2, что соответствует площади сферы радиуса i?fiare — 5 х 109см.
Этот результат позволяет исключить как поверхность белого карлика, так и внутреннюю область магнитосферы (определяемую неравенством R < -Rflare) из списка возможных областей локализации вспышечного источника. Он также говорит о том, что вспышечная
активность объекта не связана ни с аккрецией материи на поверхность белого карлика, ни с какими-либо другими процессами энерговыделения (к примеру, перезамыканием силовых линий магнитного поля), происходящими вблизи поверхности компактного компонента.
С другой стороны, цветовые характеристики вспышек в АЕ Водолея существенно отличаются от соответствующих характеристик магнито-активных красных карликов. Это исключает возможность локализации вспышечного источника на поверхности нормального компонента системы. Следующие аргументы дополнительно подтверждают этот вывод:
характерные времена роста и затухания вспышек, наблюдаемых в АЕ Водолея, сравнимы по величине, в то время как в случае вспышек на одиночных магнито-активных звездах время нарастания блеска, как правило, намного меньше времени затухания;
корреляции вспышечной активности с фазой орбитальной периода не наблюдается;
нет также свидетельств облучения поверхности красного карлика высокоэнергичным электромагнитным излучением или релятивистскими частицами;
наблюдается значительный фазовый сдвиг кривой радиальных скоростей эмиссионных линий относительно кривой радиальных скоростей абсорбционных линий красного карлика;
аномально высокая частота вспышек в АЕ Водолея (рекурентное время между сериями вспышек 20-180 минут) является нетипичной для
одиночных магнито-активных звезд;
'- отсутствие импульса высокоэнергичного (рентгеновского) излучения, предшествующего оптической вспышке, свидетельствует о том, что наблюдаемая вспышечная активность не связана с процессами энерговыделения в областях перезамыканий силовых линий магнитного поля.
Наконец, моделирование процесса переноса массы в системе и результаты анализа возможной локализации рентгеновского источника, представленные выше, указывают на то, что источник вспышечного излучения АЕ Водолея не может быть связан с материей, движущейся в полости Роша белого карлика. Это позволяет сделать вывод о том, что генерация вспышечного излучения происходит за пределами системы и, скорее всего, связана с процессом энерговыделения в веществе, истекающем из системы вследствие эффекта пропеллера. Энергетические параметры вспышек при этом могут быть интерпретированы в терминах взаимодействия истекающего вещества с релятивистским ветром белого карлика.
В ЗАКЛЮЧЕНИИ формулируются основные научные результаты и общие выводы, полученные в диссертационной работе.
В ПРИЛОЖЕНИИ приводятся материалы, детализирующие материал, изложенный в третьей главе диссертации.
По теме диссертации было опубликовано 38 научных статей (21 - без соавторов), из них 28 работ опубликовано в рецензируемых журналах (17 - без соавторов).
Положения диссертации, выносимые на защиту
Решение проблемы происхождения долгопериодических рентгеновских пульсаров в рамках исправленного ДФП-сценария маг-ниторотационной эволюции нейтронных звезд в массивных тесных двойных системах.
Критерии наблюдательного отождествления нейтронных звезд в состоянии дозвукового пропеллера и результат их использования для идентификации состояния нейтронной звезды и моделирования аккреционного процесса в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости транзиентного источника А 0535+26.
Оценка вероятности наблюдательного отождествления изолированных нейтронных звезд с сильным магнитным полем, аккрецирующих материю на свою поверхность из межзвездной среды. Результаты расчета временных и энергетических характеристик излучения этих объектов на заключительном этапе эволюции.
Идентификация компактного компонента тесной двойной системы АЕ Водолея с белым карликом, находящимся в состоянии эжектора.
Результаты численного моделирования доплеровской На томограммы и построение картины течения вещества в системе АЕ Водолея. Определение относительного вклада механизмов эжектора и пропеллера в энергетический баланс системы.
Результаты фотометрических и поляриметрических наблюдений АЕ Водолея и их интерпретация. Определение энергетических и цветовых параметров вспышечного излучения системы.
Определение энергетических и пространственных параметров источников рентгеновского и гамма-излучения, связанных с белым карликом в состоянии эжектора.
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:
Ихсанов, Н.Р. "Генерация синхротронного излучения инфракрасного диапазона в двойных рентгеновских источниках", // Письма в Астрономический Журнал, 1989, 15, 513-518
Гнедин, Ю.Н., Ихсанов, Н.Р. "Механизм генерации высокоэнергичных частиц и образование корон в двойных рентгеновских источниках", // Письма в Астрономический Журнал, 1989, 15, 918-924
Гнедин, Ю.Н., Ихсанов, Н.Р. "Механизм генерации гамма-квантов сверхвысоких энергий в аккрецирующих рентгеновских пульсарах", // Астрономический Журнал, 1990, 67, 1165-1174
Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. "UBVRI Photometry of AE Aquarii in July-August 1994", // Lecture Notes in Physics, 1995, 454, 276-280
Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A. "Cessation of the Optical Pulsations in AE Aqr", // Astrophysics and Space Science Library,
1995, 205, 368-369
Ikhsanov, N.R. "The nature of the primary in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 1995, 300, 207-213
Ikhsanov, N.R. "Is AE Aquarii a System with a Neutron Star?", // ASP Conference Series, 1995, 85, 400-403
Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. "Measurement of Circular Polarization and UBVRI photometry of AE Aqr", /I ASP Conference Series, 1995, 85, 364-367
Bruch, A., Beskrovnaya, N., Ikhsanov, N., Borisov, N. "AE Aquarii in 1993: Cessation of the 33s Oscillations?", // Information Bulletin on Variable Stars, 1995, 3996, 1-4
Beskrovnaya, N.G., Ikhsanov, N.R., Bruch, A., Shakhovskoy, N.M. "Photometric and polarimetric analysis of the flaring activity in AE Aqr", If Astronomy and Astrophysics, 1996, 307, 840-848
Ikhsanov, N., Pustilnik, L.A. "Stability of the magnetospheric boundary of a neutron star undergoing spherical accretion", // Astronomy and Astrophysics, 1996, 312, 338-344
Ikhsanov, N.R. "Spindown of the primary in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 1997, 325, 1045-1054
Ikhsanov, N.R. "The pulsar-like white dwarf in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 1998, 338, 521-526
Ikhsanov, N.R. "Rapid spindown of fast-rotating white dwarfs in close
binary systems as a result of magnetic field amplification", // Astronomy and Astrophysics, 1999, 347, 915-918
Ikhsanov, N.R. "A simple solution of the spindown problem in AE Aquarii", // Mem. Soc. Astron. Ital, 1999, 70, 1005-1010
Ikhsanov, N.R. "Signs of a dead disk in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 2000, 358, 201-207
Ikhsanov, N.R. "On the origin and parameters of the pulsar-like white dwarf in AE Aquarii" // in "Pulsar Astronomy - 2000 and Beyond", ASP Conference Series, Vol. 202 Eds. M.Kramer, N.Wex, and N.Wielebinski, 2001, p. 605-608
Ikhsanov, N.R. "On the origin of quiescent X-ray emission from A0535+26", // Astronomy and Astrophysics, 2001, 367, 549-556
Ikhsanov, N.R. "On the duration of the subsonic propeller state of neutron stars in wind-fed mass-exchange close binary systems", // Astronomy and Astrophysics, 2001, 368, L5-L7
Ikhsanov, N.R. "Can the 33 s pulsations observed from AE Aquarii be explained in terms of accretion onto the white dwarf surface ?", // Astronomy and Astrophysics, 2001, 374, 1030-1034
Ikhsanov, N.R. "On the state of low luminous accreting neutron stars", II Astronomy and Astrophysics 2001, 375, 944-949
Ikhsanov, N.R., Larionov, V.M., Beskrovnaya, N.G. "On the accretion flow geometry in A0535+26", // Astronomy and Astrophysics, 2001, 372, 227-232
Ikhsanov, N.R. "Supersonic propeller spindown of neutron stars in wind-fed mass-exchange close binaries" // Astronomy and Astrophysics, 2002, 381, L61-L63
Ikhsanov, N.R., Beskrovnaya, N.G. "Can the Rapid Braking of the White Dwarf in AE Aquarii Be Explained in Terms of the Gravitational-Wave Emitter Mechanism?", // Astrophysical Journal, 2002, 576, L57-L59
Ikhsanov, N.R., Jordan, S., Beskrovnaya, N.G. "On the circularly polarized optical emission from AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 2002, 385, 152-155
Ikhsanov, N.R. "On the accretion luminosity of isolated neutron stars", I/ Astronomy and Astrophysics, 2003, 399, 1147-1150
Ихсанов, H.P., Неустроев, В.В., Бескровная, Н.Г. "Белый карлик в состоянии эжектора", // Письма в Астрономический Журнал, 2004, 30, 743-753
Ikhsanov, N.R. "On the induced activity of red dwarfs in close binary systems", I/ in "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity", IAU Symposium, Vol. 223. Eds. A.V. Stepanov, E.E. Benevolenskaya, and A.G. Kosovichev, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2004., p.683-684
Ikhsanov, N.R., Neustroev, V.V., Beskrovnaya, N.G. "On the mass transfer in AE Aquarii", // Astronomy and Astrophysics, 2004, 421, 1131-1142
Ikhsanov, N.R., Neustroev, V.V., Beskrovnaya, N.G. "Simulation of Ha Doppler Tomogram of AE Aquarii", // ASP Conference Series, 2005, 330, 397-398
Ихсанов, H.P. "Нейтронные звезды в состоянии дозвукового пропеллера", // Астрофизика, 2005, 48, 477-490
Ихсанов, Н.Р. "Критерии идентификации дозвуковых пропеллеров", // Письма в Астрономический Журнал, 2005, 31, 656-660
Ikhsanov, N.R. "On a Site of Х-Ray Emission in AE Aquarii", // As-trophysical Journal, 2006, 640, L59-L62
Ikhsanov, N.R., Choi, C.-S. "Appearance of neutron stars in the state of subsonic propeller", /I Advances in Space Research, 2006, 38, 2901— 2902
Ikhsanov, N.R., Biermann, P.L. "High-energy emission of fast rotating white dwarfs", // Astronomy and Astrophysics, 2006, 445, 305-312
Ikhsanov, N.R., Biermann, P.L. "Accreting isolated neutron stars", // МРЕ Reports, 2007, 291, 165-168
Ikhsanov, N.R. "The origin of long-period X-ray pulsars" // MNRAS, 2007, 375, 698-704
Ikhsanov, N.R. "Accretion by isolated neutron stars" // Astrophys. Sp. Sci., 2007, 308, 137-140
Личный вклад автора диссертации в работах 2 и 3 состоит в проведении рассчетов и изложении результатов в форме статьи. В
работах 4 и 30-38 автором диссертации была поставлена задача, выработан алгоритм рассчетов и подготовлен текст статьи. В работах 7, 8 и 11-13 основной вклад автора диссертации состоит в теоретической интерпретации результатов, полученных в ходе наблюдений, проведенных на основе поставленной им задачи и при его непосредственном участии.
Литература
Усов В.В., "Генерация гамма-излучения вращающимися магнитными белыми карликами", // Письма в Астрономический журнал, 1988, 14, 606-609
Chanmugam, G., Rao, М., Tohline, J.B. "Lower bounds on the masses of rapidly rotating white dwarfs", // Astrophysical Journal, 1987, 319, 188— 191
Davies, R.E., Fabian, A.C., Pringle, J.E. "Spindown of neutron stars in close binary systems", // MNRAS, 1979, 186, 779-782
Davies, R.E., Pringle, J.E. "Spindown of neutron stars in close binary systems - II", J! MNRAS, 1981, 196, 209-224
Itoh, K., Okada, S., Ishida, M., Kunieda, H. "Density Diagnostics of the Hot Plasma in AE Aquarii with XMM-Newton", // Astrophysical Journal, 2006, 639, 397-404
Usov, V.V. "High-frequency emission of X-ray pulsar IE 2259+586", // Astrophysical Journal, 1993, 410, 761
Геометрия аккреционного потока
Состояние нейтронных звезд в долгопериодических пульсарах однозначно идентифицировано с состоянием аккретора. В частности, величина радиуса коротации нейтронных звезд, входящих в состав этих систем, намного превышает величину радиуса их магнитосферы, и темп аккреции на поверхность нейтронной звезды, оцениваемый по рентгеновской светимости, находится в хорошем соответсвии с оценками темпа обмена массой между компонентами системы.
Уравнение, описывающее эволюцию периода вращения нейтронной звезды в состоянии аккретора, выглядит следующим образом: 2nI- = Ksu + Ksd, (1.18) где Ksu и Ksd, соответственно, ускоряющий и тормозящий моменты сил, приложенных к звезде. В соответствие с результатами, представленными в работах [158, 247, 18], средняя величина тормозящего момента сил в случае как сфериеской, так и дисковой аккреции может быть выражена следующим образом: Ksd = -h - -, (1.19) где kt - безразмерный параметер порядка единицы. Величина ускоряющего момента сил, напротив, существенным образом зависит от геометрии аккреционного потока: ЯКа VGMRm, диск, Кт (1.20) - 971а Погьі?с, сферическая аккреция, где 9Яа - темп аккреции вещества на поверхность нейтронной звезды, который в общем случае ограничен неравенством 9Яа & ШТо, orb - угловая скорость орбитального вращения системы и -фактор, учитывающий диссипацию углового момента вследствие неоднородностей плотности и скорости движения материи в аккреционном потоке. Средняя величина параметра , в соответствии с результатами численного моделирования, представленного в работах [39, 225, 210]: f 0.2.
Группируя уравнения (1.18), (1.19) и (1.20), мы приходим к выводу, что период вращения нейтронной звезды в состоянии аккретора эволюционирует к так называемому равновесному периоду, Peq, определяемому равенством Ksn = Ks следующим образом: 0/7 в случае дисковой аккреции, и (1.21) f f с 910 s х 2 /» m-V» ОТ- /2 (33x Q12G) х (1.22) X Уоо V ( РогЪ \ k400kms-V V250dy 1/2 250 в случае сферической аккреции. Здесь Ш1і5 = 9Яа/10 г/с, Р; - орбитальный период двойной системы, выраженный в единицах 250 дней и о.2 = /0.2. Величина напряженности магнитного поля на поверхности нейтронной звезды, В , скорость звездного ветра массивного компаньона в окрестности нейтронной звезды, V , и орбитальный период двойной системы, Рогъ, в этих выражениях нормированы в соответствии с величинами соответствующих параметров, определенных для системы X Персея.
Легко видеть, что для интересующих нас условий величина Peq намного меньше наблюдаемых периодов долгопериодических пульсаров. Это указывает на то, что в случае дисковой аккреции период вращения нейтронных звезд в этих системах должен был бы постоянно уменьшаться со средним темпом Р P Wl /GMrm/27rI —5 х Ю-8 с/с и достичь величины 500 с на масштабе времени Р%/Р & 600 лет. Однако картина эволюция периода вращения нейтронной звезды, наблюдаемая в X Персея, выглядит совершенно иначе (см. [105], [84]). Период этого пульсара монотонно увеличивается и уменьшается на масштабе времени 10-20 лет, оставаясь неизменно близким к величине, указанной в Таблице 1.1. Наблюдаются также хаотические осцилляции периода вращения на масштабе времени в несколько дней, что намного меньше характерного времени изменения параметров аккреционного диска (времени вязкости).
С другой стороны, предположение о сферической геометрии аккреционного потока в долгопериодических пульсарах позволяет интерпретировать периоды вращения нейтронных звезд в терминах равновесного периода, Рщ1, при условии, что скорость ветра массивной звезды в этих системах находится в пределах 400 — 800 км/с, и их орбитальные периоды по порядку величины сравнимы с орбитальным периодом X Персея. Наблюдаемые вариации периода в этом случае могут быть связаны с переменностью нормального компонента, имеющей в случае Ое/Ве-звезд масштаб порядка нескольких лет, и неустойчивостями аккреционного потока (так называемая "Шр-nop -нєустойчивость), характерное время которой - (10 — 100) х i?G/2/V2GMns, см. [39, 225, 210]) для интересующих нас систем находится в интервале 9-90 часов.
Единственным исключением является система 2S 0114+650, период вращения нейтронной звезды в которой уменьшается со средним темпом Р б х Ю-7 с/с [95]. Это указывает на то, что нейтронная звезда в этой системе перешла в состояние аккретора сравнительно недавно ( 500 лет назад). Период вращения нейтронной звезды в этой системе (10000 секунд) намного превышает величину равновесного периода как в случае дисковой, так и в случае сферической аккреции, и, следовательно, наблюдаемое уменьшение периода является закономерным. Наблюдаемый темп ускорения, однако, в 50 раз меньше величины Р, ожидаемой в случае дисковой аккреции и сопоставим с темпом ускорения, ожидаемым в случае сферической геометрии аккреционного потока. Таким образом, предположение о сферической аккрреции в этом источнике также является оправданным.
Сценарий эволюции нейтронных звезд, реализуемый в случае сферической геометрии акрреционного потока, был впервые предложен Дэвисом, Фабианом и Принглом [82] и детально исследован в последующей работе Дэвиса и Прингла [83] (в дальнейшем ДФП-сценарий). Состояния эжектора и аккретора в рамках этого сценария интерпретируются в полном соответствии с канонической моделью. Отличие, однако, состоит в трактовке состояния пропеллера. Авторы обратили внимание на то обстоятельство, что характерное время охлаждения сферического аккреционного потока вследствие радиационных потерь для типичных величин параметров тесных двойных систем существенно превосходит время его нагрева, вызванного взаимодействием с магнитосферой нейтронной звезды.
Интерпретация периодов долгопериодических пульсаров
Результаты включения состояния дозвукового пропеллера в эволюционный трек нейтронных звезд в массивных тесных двойных системах, представленный в работе Урпина, Конненкова и Геиперта [238] показаны в Таблице 1.2. Во второй колонке этой таблицы приведено отношение среднего значения параметра 9Ло, реализуемого в течение фазы замедления нейтронной звезды (в состояниях эжектора, сверхзвукового и дозвукового пропеллера), к средней величине темпа переноса массы в системе в настоящую эпоху, вычисляемого по рентгеновской светимости источника в соответствии с формулой 9ЯХ — (Rns Lx )/GM. В третьей колонке приведено отношение величины магнитного поля на поверхности нейтронной звезды в момент ее рождения к величине критического поля. В четвертой колонке приведена величина радиуса нейтронной звезды, принятая для оценки параметров, представленных во второй и третьей колонках.
Долгопериодические пульсары в этой таблице разделены на две группы. Первая группа включает в себя четыре источника, периоды вращения нейтронных звезд в которых могут быть интерпретированы В частности, эти оценки справедливы в предположении о том, что средняя величина основных параметров звездного ветра массивной звезды (темп истечения и скорость звездного ветра) в течение ее эволюции на Главной последовательности меняются несущественно и, таким образом, ШТо / 9ЙХ = 1. В соответствии с этим, исходная величина магнитного поля нейтронной звезды вычислялась, используя выражение (1-41) при учете соотношения B(tsd) 0.3 Бо, полученного в работе [238], по формуле: (1.45) Интерпретации источников, входящих во вторую группу (три объекта), в рамках ДФП-сценария возможна лишь при выполнении хотя бы одного из следующих условий: а) нейтронные звезды, входящие в состав этих систем, характеризуются жестким уравнением состояния, и, таким образом, их радиус близок к 15км [28, 6]; б) темп обмена массой между компонентами системы в предыдущую эпоху замедления вращения нейтронной звезды был ниже величины ЭД1Х , измеренной по рентгеновской светимости источника в настоящую эпоху; в) нейтронные звезеды в этих системах являются потомками магнитаров, т.е. напряженность магнитного поля на поверхности в момент их рождения значительно превышала критическую.
Есть также основания полагать, что темп обмена массой между компонентами двойных систем в течение предыдущей эпохи был несколько ниже величины Шх , измеренной но рентгеновской светимости источников. Это, в частности, относится к долгопериодическому пульсару 2S 0114+650, компаньоном нейтронной звезды в котором является сверхгигант В Па, теряющий вещество с темпом (3 — 6) х 1О 8М0/год [1, 204]. В соответствии с эволюционными треками массивных звезд [167], предшественником В1-сверхгиганта является звезда спектрального класса 09.5 V, средний темп истечения которой 10 8 MQ/ГОД (СМ. [80, 100]). Таким образом, в течение эпохи, когда компаньоном нейтронной звезды в 2S 0114+650 была звезда 09.5 V, темп обмена массой в системе действительно мог быть в 3-6 раз ниже темпа аккреции на поверхность нейтронной звезды, вычисляемого по рентгеновской светимости системы в настоящую эпоху. При учете этого обстоятельства интерпретация наблюдаемого периода вращения нейтронной звезды в 2S 0114+650 в рамках ДФП-сценария оказывается возможной и при условии Во Вст.
Следует отметить, что величина светимости рентгеновского источника 2S 0114+650, приведенная в Таблице 1.1, вычислена на основе предположения, что расстояние до объекта d = 1.8 ± 0.2 кпк. Этот результат был получен в ходе исследования оптического компонента системы проведенного на телескопе БТА-бм САО АН СССР Ааб, Бычковой и Копыловым [2]. Позднее была предложена иная оценка расстояния до источника: 7±3.6кпк [204], часто используемая в литературе, посвященной анализу рентгеновского излучения объекта. Вместе с тем, дальнейшее исследования объекта, результаты которого опубикованы в работе [147], показало, что система расположена на расстоянии не более Зкпк, что говорит в пользу результата, полученного Ааб, Бычковой и Копыловым. В рамках модели магниторотационной эволюции нейтронной звезды в 2S 0114+650 результат Ааб и др. также представляется более достоверным: в том случае, если расстояние до источника превосходит Зкпк, интерпретация наблюдаемого периода этого пульсара оказывается практически невозможной ни при каких разумных предположениях.
Наконец, обратим внимание на то, что сценарий эволюции, в котором нейтронная звезда в 2S 0114+650 предполагается потомком магнитара (см. [153]), находится в противоречии с современными представлениями об эволюции массивных звезд. Расчеты, проведенные в работе [153], показывают, что длительность эпохи торможения магнитара с исходным полем Бо 1015Гс составляет tsd 105лет. В течение этого времени магнитное поле магнитара уменьшается до величины B(tds) 1014Гс (/i(sd) 1032Гс-см3). Предполагая, что переход звезды в состояние аккретора происходит при условии (1.11), т.е. когда коротациопный радиус звезды достигает радиуса ее магнитосферы, авторы этой статьи приходят к условию: 9Jt(sci) 2 х 1013 г/с х AC7/2m_5/3//2 (Pcd(4d)/104c) /3. Это означает, что в основе рассмотренного ими сценария лежит предположение о том, что темп обмена массой между компонентами системы в предыдущую эпоху был по крайней мере в 250 раз ниже наблюдаемого в настоящее время. Как мы видели выше, реалистичность такого предположения в свете современных представлений об эволюции массивных звезд представляется довольно сомнительной.
Состояние нейтронной звезды в спокойной фазе рентгеновского транзиента А 0535+26
Транзиентный рентгеновский источник А 0535+26 представляет собой массивную двойную систему, компонентами которой являются Ве-звезда HDE 245770 и вращающаяся замагниченная нейтронная звезда. Основные параметры системы и ее компонентов приведены в Таблице 2.1. Проявления системы в рентгеновском диапазоне спектра могут быть классифицированы с помощью следующих четырех состояний: Гигантские вспышки; Вспышки умеренной интенсивности (нормальные вспышки); Спокойное состояние; Состояние аномально низкой рентгеновской светимости. С момента открытия источника А 0535+26 рентгеновским телескопом "Ариель V" в 1975 году было зарегистрировано три гигантских вспышки: в 1975 году [209] в 1980году [175] и в 1994году [96]. Рентгеновская светимость системы в течение этих событий достигала 1037 — 1038 эрг/с. Все три вспышки были зарегистрированы на интервале орбитальных фаз ф 0.08 — 0.14 (фаза 0 = 0 соответствует периастру) и имели длительность 30-40дней. В течение этих событий источник проявлял себя как классический аккреционный рентгеновский пульсар, в котором нейтронная звезда с сильным магнитным полем аккрецирует материю на свою поверхность (в область ее магнитных полюсов) из аккреционного диска. Величина магнитного поля на поверхности нейтронной звезды была определена из наблюдений циклотронной линии в рентгеновском спектре источника, и присутствие аккреционного диска в системе было установлено из наблюдений темпа уменьшения периода вращения нейтронной звезды (см. Таблицу 2.1).
Вспышки умеренной светимости (нормальные) происходят в системе в момент прохождения нейтронной звездой периастра, однако промежуток времени между этими событиями может существенно превосходить величину орбитального периода системы. Другими словами вспышки происходят в системе не при каждом прохождении нейтронной звездой периастра. Рентгеновская светимость в пике нормальных вспышек, длительность которых составляет 10-15 дней, достигает (3 — 5) х 1036 эрг/с. Спектр рентгеновского излучения в течение этих событий несколько мягче спектра излучения гигантских вспышек, однако он также находится в хорошем соответствии с моделью, в рамках которой источник излучения расположен на поверхности нейтронной звезды в области ее магнитных полюсов.
Таким образом, проявления системы во всех трех вышеописанных состояниях достаточно надежно интерпретируются моделью дисковой аккреции на вращающуюся нейтронную звезду, обладающую сильным магнитным полем. Транзиентный характер источника в рамках этой модели объясняется изменением величины темпа захвата массы нейтронной звездой из ветра ее массивного компаньона, которое происходит вследствие эксцентричности орбиты и изменений интенсивности и структуры звездного ветра массивного компонента (см. [203] и цитируемую там литературу).
Проблема, однако, возникла, когда телескопы RXTE [176] и Веро-SAX [182, 172] обнаружили четвертое состояние системы, при котором ее рентгеновская светимость находилась на аномально низком уровне: Lq (1—4) х 1033 эрг/с. Временной и спектральный анализ зарегистрированного излучения показал присутствие когерентных пульсаций с периодом вращения нейтронной звезды и позволил ассоциировать его источник с горячими пятнами, радиус которых порядка 0.1км и эффективная температура плазмы в которых 1.3 кэВ. Эти результаты не оставляют сомнений в том, что и в этом четвертом состоянии рентгеновское излучение системы обусловлено аккрецией плазмы на поверхность нейтронной звезды.
Указанные выше противоречия заставляют нас обратиться к поиску альтернативных возможностей интерпретации состояния аномально низкой рентгеновской светимости источника А 0535+26. Одной из таких возможностей является сценарий, при котором переход рентгеновского источника в фазу аномально низкой светимости связан с переходом нейтронной звезды в состояние дозвукового пропеллера.
Наше предположение о переходе нейтронной звезды в течение фазы аномально низкой рентгеновской светимости источника в состояние пропеллера также находится в хорошем соответствии с историей эволюции периода вращения нейтронной звезды, показывающей что ускорение вращения звезды, наблюдаемое в течение гигантских вспышек, сменяется эпизодами торможения (см., например, Рис.3 в [172]). В течение спокойного состояния системы (состояние III) величина ускоряющего момента, приложенного к звезде со стороны аккреционного диска (см. 1.2), Ksxl 9Ло VGMnsRm, сопоставима с величиной тормозящего момента, Ksd ktfi2/Rl0T (в ходе нормальных и гигантских вспышек Ksu KS(i). Следовательно, эпизоды торможения могут быть отнесены лишь к фазе состояния аномально низкой рентгеновской светимости при которой, как было показано выше, состояние классического аккретора не может быть реализовано.
Краткая история исследования АЕ Водолея
Исследование АЕ Водолея (АЕ Aquarii) имеет уже более чем полувековую историю, основные этапы которой представлены в Таблице 3.1. Впервые новоподобная переменность этого объекта была отмечена Циннером в 1938году [260]. В 1949-м году Хенизом [115] было показано, что переменность блеска этого объекта происходит на временном масштабе в несколько часов и носит характер вспышек. В 1954-ом году Джоем были опубликованы сенсационные результаты спектральных наблюдений АЕ Водолея [144], которые впервые показали, что объект является спектрально-двойной системой. АЕ Водолея, таким образом, стал первым источником из класса взрывных переменных звезд, который был разрешен как двойная система, что на долгое время утвердило его в статусе прототипа всех объектов этого класса. С помощью этого источника Крауфордом и Крафтом [77] впервые было наблюдательно подтверждено решение парадокса Алголя, предложенное Крауфордом в 1955-м году [76]. В конце этого этапа исследования за АЕ Водолея закрепился статус быстропеременной пекулярной новоподобной звезды, являющейся маломассивной двойной системой, состоящей из красного и белого карликов.
Интересно отметить, что, исходя из анализа только лишь оптического излучения системы, прямого доказательства предположения Крауфорда и Крафта о присутствии в системе белого карлика получить не удается. Спектральные и цветовые характеристики компонента излучения, остающегося после вычитания вклада красного карлика, не соответствуют характеристикам, присущим излучению, испускаемому с поверхности белого карлика (забегая вперед отметим, что это происходит вследствие значительного вклада в оптическое излучение системы материи, текущей между компонентами системы). Это обстоятельство находило свое отражение в существовании более консервативного подхода, в рамках которого компаньоном красного карлика выступала горячая звезда, природа которой не конкретизировалась (см. [21]).
Первым прямым доказательством присутствия в системе компактной звезды, обладающей достаточно сильным магнитным полем, явилось открытие Пэттерсеном в 1979 году когерентных 33-секундных осцилляции блеска [190]. Присутствие в спектре мощности, построенном на основании фотометрических наблюдений оптического излучения системы с высоким временным разрешением, основного пика с периодом 33.08 с и амплитудой 0.2 — 0.3% и первой гармоники с периодом 16.54 с, а также высокая стабильность осцилляции, Р 7х Ю-11 с/с, не оставляли сомнений, что источником пульсаций является компактная звезда, обладающая достаточно сильным магнитным полем и вращающаяся с периодом 33 секунды. Более того, им было показано, что изменения периода осцилляции, связанные с орбитальным движением компонентов в системе, находятся точно в противофазе с вариациями лучевых скоростей абсорбционных линий нормального компонента и, таким образом, являются атрибутом компактного компонента системы. Наконец, в 1980 году появилось сообщение Пэттерсона и др. [192] об открытии 33 секундных осцилляции в рентгеновском излучении АЕ Водолея, зарегистрированном телескопом "Эйнштейн" (отметим, что пульсаций с периодом 16.54секунды обнаружено не было). Предположив, что объект находится на расстоянии 130 пк, авторы этого открытия пришли к выводу, что рентгеновская светимость системы находится на уровне Lx rsj 1031 эрг/с, а учитывая, что температура излучающей плазмы превышает 106 К, оценили размер источника в рамках предположения о чернотельной природе излучения как 5 10 км. На основании этих оценок ими было выдвинуто предположение, что рентгеновское излучение АЕ Водолея имеет аккреционную природу и связано с падением вещества на поверхность белого карлика в области его магнитных полюсов со средним темпом 1015г/с.
С этого времени в классификацию АЕ Водолея была внесена коррекция, в результате которой система вошла в подкласс короткопериодических промежуточных поляров (объектов типа DQ Геркулеса). В этом подклассе АЕ Водолея до последнего времени неизменно занимал первую строчку, будучи системой, содержащей в своем составе белый карлик с самым коротким из известных периодов вращения (в настоящее время белым карликом с самым коротким периодом вращения, 29 с, является компактный компонент системы WZ Sge, которая также является промежуточным поляром). Модель АЕ Водолея, получившая название "Наклонный ротатор", с этого времени выглядела следующим образом: - красный карлик (именуемый в дальнейшем нормальным компонентом системы) заполняет свою полость Роша и теряет вещество, которое в виде струи перетекает через точку Лагранжа Ы в полость Роша его компактного компаньона; - в полости Роша белого карлика образуется вязкий аккреционный диск, внутренний радиус которого ограничен радиусом магнитосферы белого карлика и в котором материя, двигаясь в направлении белого карлика, в конечном итоге аккрецируется на его поверхность в области магнитных полюсов.
