Одним из наиболее впечатляющих достижений физики и астрономии XX века является открытие пульсаров - нового класса небесных тел, отождествляемых с нейтронными звездами. Существование нейтронных звезд было предсказано еще в 1932 г, однако, только с открытием пульсаров в 1967 г. оно получило экспериментальное подтверждение, и появилась реальная возможность исследования этих объектов. В астрономическом аспекте пульсары позволяют исследовать заключительные этапы звездной эволюции. Импульсный характер излучения и поляризация радиоизлучения пульсаров представляют новые возможности исследования межзвездной среды. Строгая периодичность радиоимпульсов открывает новые направления в астрометрии.
   Обнаруженные в 1967 г. в Англии кембриджскими радиоастрономами пульсары характеризуются как источники строго периодических импульсов радиоизлучения и по комплексу своих свойств, без преувеличения, являются уникальными объектами во Вселенной. К настоящему времени твердо установлено, что они представляют собой быстровращающиеся и сильно намагниченные нейтронные звезды, которые при своей массе в 1.4 раза больше чем у Солнца имеют радиус всего лишь около 10 км. Их магнитное поле достигает величины в 1000 миллиардов Гаусс, а наблюдаемые периоды вращения лежат в пределах от ~ 8.5 до 0.0014 сек. Такое сочетание свойств этих объектов поставило перед современной наукой целый ряд новых фундаментальных проблем, как астрофизического, так и общефизического характера.
   Астрофизический аспект проблемы связан с тем, что нейтронные звезды являются последней стадией эволюции звезд (одной из трех возможных наряду с белыми карликами и черными дырами) и образуются в результате взрыва сверхновой и коллапса вещества в сверхплотный звездный остаток. Причем пульсар - это еще очень активная стадия нейтронной звезды, сопровождающаяся очень большим энерговыделением из-за быстрого вращения звезды и сильного магнитного поля. Так, например, светимость знаменитого пульсара в Крабовидной туманности, равная ~4 x 10³⁸ эрг/сек, в 100 тысяч раз больше светимости Солнца. Поэтому пульсары должны оказывать существенное влияние на динамику и эволюцию межзвездной среды, в частности, за счёт мощного "пульсарного ветра".
   Пульсары необычайно интересны и с общефизической точки зрения. В нейтронных звёздах вещество находится в сверхплотном состоянии, для которого уравнение состояния и свойства вещества плохо известны. В центральных областях плотность вещества достигает величин порядка ~ 5 x 10¹⁴ г/см^-3, что превышает плотность атомного ядра. В магнитосфере пульсара мы имеем дело с экстремальными по величине магнитными и электрическими полями, при этом магнитосфера, заполненная плазмой, вращается с большой скоростью. Так, в пульсарах, особенно в короткопериодических, реализуется уникальный случай твердотельного вращения больших по размерам (макроскопических) областей материи со скоростью, близкой к скорости света.
   Импульсный характер наблюдаемого излучения обусловлен механизмом излучения и вращением излучателя. Пучок заряженных частиц высоких энергий, выброшенный из нейтронной звезды в околополярной области магнитного поля, при движении вдоль силовых линий магнитного поля создает узконаправленное радиоизлучение, подобное прожектору или маяку, формирующему узкий световой луч.
Благодаря всем этим характерным особенностям пульсары прочно и надолго заняли одно из центральных мест в современной астрофизике. Они исследуются во всех крупных обсерваториях мира, им посвящено большое количество теоретических работ. Однако, до сих пор, хотя после их открытия прошло уже около 40 лет, остается много важных нерешенных проблем, связанных с физикой нейтронных звезд, строением их магнитосферы, механизмами мощного излучения, наблюдаемого во всем спектре электромагнитного излучения от радио до гамма - лучей.
   На Пущинской Радиоастрономической обсерватории ФИАН исследования пульсаров были начаты сразу после сообщения об их открытии в феврале 1968 г. Под руководством инициатора этих работ В.В.Виткевича была организована инициативная группа сотрудников (Ю.И.Алексеев, В.Ф.Журавлев, Н.С.Соломин, Ю.П.Шитов), в очень короткие сроки создана приемно-регистрирующая аппаратура и уже через месяц после сообщения об открытии, в конце марта были начаты регулярные наблюдения пульсара PSR B1919+21 на крупнейшем в мире (площадь 40 000 м²) широкодиапазонном радиотелескопе ПРАО ФИАН ДКР-1000 (Рис.1).

Рис.1. Первая запись радиоизлучения пульсара PSR B1919+21 на радиотелескопе ДКР-1000 ПРАО ФИАН. По оси ординат время. Стрелками обозначены интервалы, равные периоду повторения импульсов.

   В отличие от работ, проводившихся за рубежом, исследования пульсаров на ПРАО ФИАН велись на более низких частотах, что значительно расширяло частотный диапазон исследования радиоизлучения этих необычных объектов и открыло возможность исследования верхней области магнитосферы, линейная скорость вращения которой близка к скорости света. Наблюдения пульсаров в метровом диапазоне оказались наиболее эффективными и для исследования межзвездной среды Галактики на основе анализа распространения их импульсного излучения.
   Для расширения экспериментальных возможностей, по инициативе В.В.Виткевича был создан специальный радиотелескоп большой эффективной площади БСА ФИАН В создание этого уникального инструмента, помимо В.В.Виткевича, большой вклад внесли А.А.Глушав, Ю.П. Илясов, А.Д.Кузьмин, С.М.Кутузов, И.А.Алексеев, В.Д.Бунин, Г.Ф.Новоженов, Г.А.Павлов, Н.С.Соломин, М.М.Тяптин. Подробнее о радиотелескопах ДКР и БСА см. в статье "Уникальные радиотелескопы диапазона метровых волн ФИАН.
   Ниже дан краткий обзор основных результатов исследования пульсаров в Пущинской радиоастрономической обсерватории (ПРАО АКЦ ФИАН).

Поиск новых пульсаров

   В декабре 1968г. В.В.Виткевичем, Ю.И.Алексеевым, В.Ф.Журавлевым и Ю.П.Шитовым был обнаружен первый Пущинский пульсар PSR B0943+10 [1]. Отличительной особенностью этого пульсара оказались длительные интервалы выключения радиоизлучения, названные впоследствии "нулингами". В ходе дальнейших работ было обнаружено еще 10 новых радиопульсаров. Среди них PSR B0320+39, PSR B1632+24, PSR B1839+56 и PSR B2110+27 [2].
   Дальнейшие поисковые работы были ориентированы на наиболее интересные редкие группы пульсаров, выделяющиеся по своим характеристикам из всей совокупности "нормальных" пульсаров. Это изолированные нейтронные звезды, обнаруженные в рентгеновском диапазоне, которые до недавнего времени называли "радиомолчащими". Одним из наиболее ярких результатов, полученным в ПРАО ФИАН в последние годы, является обнаружение периодического радиоизлучения от нескольких объектов, входящих в эти группы.
   Первым из таких объектов оказался один из наиболее интересных астрономических объектов - Геминга. Обнаруженный в 1975 г (более 30 лет назад) как один из первых и наиболее ярких источников гамма - излучения, этот объект долгое время не отождествлялся ни с одним из известных астрономических объектов.

Рис.2. Изображение окрестности Геминги в рентгеновском диапазоне, полученное на космической обсерватории Чандра. Видны два кометоподобных хвоста из высокоэнергичных электронов, свидетельствующие о быстром движении нейтронной звезды в межзвездной среде.

   Попытка ее обнаружения в радиоизлучении (Биньяни и др.) оказалась безуспешной. По-видимому, это дало основание авторам- миланцам, используя игру слов, назвать этот объект "Гемингой" как невидимый объект в созвездии Близнецов-Gemini (на миланском диалекте "ge-mini" означает "этого нет"). В 1992 г объект Геминга был обнаружен как рентгеновский пульсар с периодом 0.237 секунд, позднее - как пульсирующий источник в гамма- и в в ультрафиолетовом излучении. Однако, многочисленные попытки обнаружить радиоизлучение Геминги и после этого оставались безуспешными. Таким образом, в течении нескольких лет Геминга была известна как единственный "радиомолчащий" пульсар из всех известных в то время рентгеновских пульсаров.
   Радиопульсар в Геминге PSR J0633+1746 был обнаружен в ПРАО АКЦ ФИАН.
   Первое сообщение об обнаружении радиоизлучения этого пульсара с периодом 0.237 секунд, в точности соответствующим периоду гамма и рентгеновского пульсара (3), было сделано А.Д.Кузьминым и Б.Я.Лосовским 5 ноября 1996 г на семинаре ПРАО АКЦ ФИАН. Измеренная мера дисперсии DM=3 ± 1 пк/см-3 соответствовала расстоянию до Геминги 150 ± 50 пк , согласующемуся с измерениями параллакса этого объекта. Как и в рентгеновском и гамма- излучениях, средний импульс пульсара Геминга содержит две компоненты, соответствующие главному импульсу и интеримпульсу (Рис.3).

Рис.3. Средний импульс пульсара PSR J0633+1746 (Геминга): (верхний) обнаруженный в радиоизлучении, (нижний)- известный в гамма- излучении.

   Вслед за этим сообщением, Ю.П.Шитов и В.Д.Пугачев обработали данные своих наблюдений, выполненных, начиная с 1992г. и в январе 1997 г. также сообщили об обнаружении пульсара Геминга на научной сессии АКЦ ФИАН (4). Были уточнены величины меры дисперсии DM=3.2± 0.3 пк/см^-3 и периода P=0.23709745259 с (на эпоху 48400 MJD).
   Наблюдения этого пульсара, начатые В.М. Малофеевым и О.И. Маловым, с декабря 1996 г, подтвердили наличие импульсного радиоизлучения Геминги. По измерениям на нескольких частотах было показано, что зависимость интенсивности излучения этого пульсара от частоты значительно сильнее, чем для обычных радиопульсаров (5).
   Работа А.Д.Кузьмина и Б.Я.Лосовского отмечена премией Международной академической издательской компании МАИК-Наука за лучшую публикацию в издаваемых ею журналах.
В 1999г. Ю.П.Шитовым по наблюдениям на БСА ФИАН обнаружено периодическое импульсное радиоизлучение (с периодом 5.161 сек.) источника повторяющихся гамма - всплесков так называемого гамма-репитера SGR 1900+14 со сверхсильным магнитным полем (около 8х10¹⁴ Гаусс), получившим, поэтому, название "магнетар" (6). Исследование характера радиоизлучения этого магнетара показали, что он является новым радиопульсаром PSR J1907+0919 особого класса, магнитное поле которого действительно на 1.5 порядка больше, чем у других известных, даже самых "намагниченных" пульсаров. Была измерена вторая производная векового изменения периода вращения этого объекта, оказавшаяся, в отличие от обычных пульсаров, положительной. Это свидетельствует о том, что вращение магнетара замедляется не только его магнитно-дипольным излучением, но и процессом генерации мощного потока релятивистской плазмы. По измеренной мере дисперсии пульсара DM = 281.4 пк/см³ было определено расстояние до этого гамма- репитера, составляющее 5.8 кпк.
   В последние годы В.М.Малофеев и сотрудники его группы ведут систематический поиск радиоизлучения пекулярных рентгеновских пульсаров. В ходе этой программы зарегистрировано радиоизлучение двух представителей еще одной группы новых интересных объектов - молодых короткопериодических рентгеновских пульсаров, обнаруженных недавно в остатках сверхновых звезд (ОСН) с помощью рентгеновских космических обсерваторий RXTE и Чандра. Интерес к этим объектам объясняется тем, что, несмотря на теоретическое предсказание о формировании короткопериодических пульсаров при вспышках маломассивных сверхновых звезд, вплоть до недавнего времени только для нескольких объектов можно было говорить об их уверенной связи с ОСН. Первый объект такого типа, зарегистрированный в Пущино как радиопульсар PSR J0205+6449 (7), - очень молодой рентгеновский пульсар в ОСН ЗС58 с периодом следования импульсов 0.065 с. Предполагается, что остаток сверхновой ЗС58 возник при взрыве сверхновой SNR1181CE, т.е. всего 820 лет назад ! Интерес к этому пульсару подогрет предположением, что он может быть кандидатом в кварковую звезду, т.е. объектом еще более экзотическим, чем нейтронная звезда. Как и для пульсара Геминга, зависимость интенсивности излучения от частоты у этого пульсара значительно сильнее, чем для обычных радиопульсаров.
   В 2005 году было обнаружено радиоизлучение другого представителя этой группы - рентгеновского пульсара PSR J1852+00, находящегося в центральном компактном объекте (ССО) молодого остатка сверхновой Kes 79 [8].
   В 2004 году той же группой обнаружено радиоизлучение рентгеновского пульсара J1308+21 [9] (Рис. 4). Этот объект является членом другой малочисленной (7 объектов) группы звезд XDIN (слабые рентгеновские одиночные нейтронные звезды) или членом "великолепной семерки".
   Это близкие объекты с сильными магнитными полями, пять из них имеют такие же большие периоды как SGR и аномальные рентгеновские пульсары АХР. Возможно, что это промежуточное звено между нормальными пульсарами и AXP - SGR.

Рис 4. Интегральный профиль PSRJ1308+21 на двух частотах: (а) частота 87,7 МГц, суммировано 2 дня и 14 периодов пульсара; (б) частота 61,8 МГц, суммировано 3 дня и 100 периодов.

  Для всех новых радиопульсаров, кроме основных параметров - период, его производная и форма импульса, измерены также меры дисперсии, позволяющие определить расстояния до этих пульсаров. Обнаружение радиоизлучения от нескольких AXP и SCR показало, что, либо для них не верна модель радиоизлучения, либо эти объекты имеют существенно меньшие магнитные поля. В этой связи предложена новая модель для объяснения наблюдаемых особенностей AXP и SCR (10).
  Большой интерес представляет еще один выделенный класс пульсаров - пульсары с гигантскими импульсами радиоизлучения. Гигантские импульсы - кратковременное очень большое вспышечное увеличение интенсивности индивидуальных импульсов. Это особая форма радиоизлучения пульсаров - нейтронных звезд. Для обычных пульсаров изменения интенсивности от импульса к импульсу не превышает примерно 10-ти раз. Гигантские импульсы резко выделяются из последовательности обычных импульсов пульсара превышением среднего уровня в сотни и тысячи раз и являются наиболее яркими источниками радиоизлучения среди известных астрономических объектов.
  Это редкое необычное явление, наблюдающееся только у нескольких из более 1500 известных пульсаров.
  А.Д.Кузьмин, А.А.Ершов и Б.Я.Лосовский обнаружили четыре новых пульсара с гигантскими импульсами: PSR B0031-07 (11), PSR B0656+14 (12),PSR B1112+50 (13) и PSR J1752+2359 (14), увеличив число известных в мире объектов этого класса в полтора раза.
  Пример одного из обнаруженных гигантских импульсов пульсара PSR B0656+14 в сравнении со средним импульсом показан на Рис.5.
  Пиковая плотность потока гигантского импульса (выделен красным) 120 Янских в 600 раз превышает пиковую плотность потока среднего импульса (выделен синим) 0.2 Янских. Для удобства сравнения средний профиль на рисунке увеличен в 500 раз, а плотности потоков гигантского и среднего импульсов указаны раздельно на левой и правой шкалах осей ординат.

Рис.5. Гигантский импульс пульсара PSR B0656+14.

  Имея все характерные особенности известных ранее пульсаров с гигантскими импульсами, обнаруженные пущинские пульсары с гигантскими импульсами не относятся к группе пульсаров с экстремально сильными магнитными полями на световом цилиндре. Возможно это новый класс гигантских импульсов.
  Гигантские импульсы значительно короче средних импульсов пульсара и группируются в стабильном узком временном интервале внутри среднего импульса. Обнаружено, что у пульсара PSR B0031-07 гигантские импульсы группируются в двух различных временных интервалах, расстояние между которыми изменяется с частотой (15). Подобие этого явления частотному изменению ширины средних импульсов указывает, что излучение гигантских импульсов также, как и средних импульсов, формируется в нижней магнитосфере пульсара, а не около светового цилиндра, как это считалось раньше.
  Исследования природных процессов радиоизлучения гигантских импульсов пульсаров возможно инициирует новые радиофизические способы генерации сверхмощного радиоизлучения.

Наблюдаемые свойства и модели радиоизлучения пульсаров

  Межзвездное пространство нашей Галактики не пусто. Оно содержит сильно разреженный газ, частично ионизированный излучением звезд. Скорость распространения электромагнитного (радио) излучения в такой среде отличается от скорости света и зависит от частоты излучения. Поэтому время прихода наблюдаемых импульсов пульсаров также зависит от частоты - более низкочастотные импульсы запаздывают относительно более высокочастотных. Это явление называется дисперсией радиоволн. Величина запаздывания определяется не только частотой, но и так называемой мерой дисперсии DM, которая пропорциональна расстоянию до пульсара и концентрации заряженных частиц на пути распространения излучения от пульсара до наблюдателя.
  Пущинские радиоастрономы (В.А.Извекова, А.Д.Кузьмин, Ю.П.Шитов) в совместных наблюдениях с английскими коллегами обнаружили дополнительное "сверхдисперсионное" запаздывание импульсов радиоизлучения пульсаров на низких частотах (16). Предложена интерпретация этого явления скручиванием магнитных силовых линий, обусловленного быстрым вращением пульсара. Показано, что такое запаздывание может наблюдаться на достаточно низких частотах, излучение которых генерируется в области магнитосферы, близкой к так называемому световому цилиндру, где линейная скорость вращения магнитосферы приближается к скорости света.
  Предложен метод и определены углы наклона магнитной оси к оси вращения пульсаров. Обнаружено вековое сближение магнитной оси с осью вращения (А.Д.Кузьмин и И.М.Дагкесаманская (17), И.Ф.Малов (18)).
  Важной характеристикой радиоизлучения пульсаров является степень поляризации наблюдаемых импульсов и зависимость этой характеристики от частоты. Однако, радиотелескопы ДКР-1000 и БСА ПРАО АКЦ ФИАН из-за их конструктивных особенностей принимают в метровом диапазоне радиоизлучение лишь одной линейной поляризации. В.В.Виткевичем и Ю.П.Шитовым был разработан и реализован оригинальный метод измерения поляризации радиоизлучения пульсаров на линейно поляризованной антенне, основанный на использовании эффекта Фарадея в межзвёздной магнитоактивной плазме (19). Впервые на метровых волнах ими измерена степень линейной поляризации пульсара и оценена напряженность продольной составляющей межзвёздного магнитного поля. С использованием и дальнейшим развитием этого метода С.А.Сулеймановой с коллегами была измерена степень линейной поляризации 22 пульсаров, на основании чего был проведен статистический анализ поляризационных свойств пульсаров в длинноволновом участке радиодиапазона (20). Степень поляризации оказалась выше, чем на более коротких волнах и много выше, чем у космических источников любого другого класса.
  С.А.Сулеймановой совместно с Дж.Ренкин (США) обнаружено коррелированное изменение формы импульса радиоизлучения и скорости дрейфа субимпульсов пульсара В0943+10, приводящее к радикальному изменению формы интегрального импульса в рамках одной моды (21). Вспышки импульсного излучения (вспышечная B-мода излучения) всегда сопровождаются регулярно дрейфующими по фазе субимпульсами, в то время как после исчезновения явления дрейфа интенсивность излучения падает и форма интегрального профиля импульса при этом изменяется, переключаясь в другую моду (слабая Q-мода). Выявлено, что, начиная с момента возникновения вспышки, скорость дрейфа субимпульсов претерпевает заметное экспоненциальное уменьшение своей величины в течение около 4-х часов. Характерное время изменения скорости дрейфа составляет 1 час 15 минут, при амплитуде изменений её величины около 5%. В то же время, когда дрейф субимпульсов не проявляется, форма интегрального профиля импульса излучения в соответствующей Q-моде остается постоянной в течение около 1.5 часов.
  Полученный результат приводит к необходимости пересмотра общепринятой модели регулярного дрейфа субимпульсов. Обнаруженный процесс не имеет аналогов у других пульсаров.
  Проведен сравнительный анализ основных наблюдательных характеристик обычных и так называемых "миллисекундных" пульсаров (период следования импульсов меньше 30 миллисекунд). Обнаружено различие частотных зависимостей ширины средних профилей и частотных зависимостей интенсивности излучения (спектров) обычных и миллисекундных пульсаров (А.Д.Кузьмин, Б.Я.Лосовский (22), (23)).   Оказалось, что у обычных пульсаров ширина среднего профиля уменьшается с частотой в соответствии с моделью полого конуса, а у миллисекундных пульсаров практически не зависит от частоты. Спектры миллисекундных пульсаров не имеют типичного для нормальных пульсаров низкочастотного "завала". Указанные различия удалось объяснить отличием структуры магнитного поля в излучающей области от дипольной или большей компактностью излучающей области миллисекундных пульсаров.
  И.Ф.Маловым показано, что у пульсаров с длинными и короткими периодами излучение формируется за счет различных механизмов (22). В объектах с периодом вращения порядка 1 сек заметную роль играет излучение кривизны, а само излучение генерируется вблизи поверхности нейтронной звезды, в то время как в источниках с периодом меньше 0.1 сек - процессы генерации осуществляются на периферии магнитосферы за счёт синхротронного механизма. В рамках этих представлений у короткопериодических пульсаров не должно быть низкочастотного завала в спектре.
  Мы уже писали, что пульсар можно представить в виде вращающегося прожектора. Ширина луча этого "прожектора" составляет несколько градусов. При вращении пульсара наблюдатель принимает излучение в течение времени порядка нескольких процентов от периода (десятки миллисекунд для периода 1 секунда). При изменении момента (фазы) импульсы центр излучающей области смещается, и через линию наблюдатель-источник проходят разные излучающие области пульсара. Т.В. Смирнова, В.И. Шишов и В.М. Малофеев измерили смещение пространственного положения линии наблюдатель-источник при изменении момента (фазы) импульса (33, 34) для четырех пульсаров. Измерения были основаны на анализе наблюдений межзвездных мерцаний пульсаров, проведенных на радиотелескопе БСА ФИАН. Было получено, что при изменении фазы импульса меняется пространственное положение источников излучения, которые распределены в узкой полоске шириной порядка нескольких сот и длиной порядка нескольких тысяч километров. Линейное разрешение 1000 км соответствует рекордному угловому разрешению порядка 10 наносекунд дуги.

Механизмы радиоизлучения пульсаров

  И.Ф.Маловым совместно с Г.З.Мачабели (ААО АН Грузии) проанализирована возможность объяснения особенностей излучения некоторых типов пульсаров в рамках синхротронного механизма излучения. Так например, синхротронный механизм естественно объясняет обнаруженное немецкими радиоастрономами уплощение спектра ряда пульсаров на очень высоких частотах (выше 30 ГГц), а также наблюдаемые особенности некоторых пульсаров, в частности, Геминги и пульсара J0205+6449 в остатке сверхновой 3С58. Более того, привлечение синхротронного механизма излучения оказалось эффективным не только для описания наблюдаемых особенностей короткопериодических пульсаров радиодиапазоне, но также и при объяснении оптического и рентгеновского излучения этих источников (25).
  Этими же авторами получено решение кинетических уравнений для магнитосферной плазмы, из которых вычислены значения лоренц-факторов излучающих частиц и оценены синхротронные светимости радиопульсаров. На основе этих оценок составлен список объектов, у которых с современной чувствительностью приборов должно регистрироваться рентгеновское излучение (26, 27) .
  Предложена альтернативная дрейфовая модель "магнетара" - нейтронной звезды с предполагаемым магнитным полем порядка 1014 - 1015 Гс. Для объяснения феномена AXP и SGR используются существующие во внешних слоях магнитосферы нейтронной звезды дрейфовые волны, приводящие к периодическому изменению кривизны силовых линий магнитного поля. В предлагаемой модели нет необходимости постулировать сверхвысокие магнитные поля и можно объяснить основные особенности AXP и SGR при обычных для радиопульсаров полях порядка 1011 - 1013 Гс (28).

Исследования стабильности вращения нейтронных звезд. Пульсарное время.

  Пущинскими радиоастрономами (Ю.П.Илясов, А.Д.Кузьмин, Т.В.Шабанова, Ю.П.Шитов) совместно с сотрудниками ВНИИФТРИ (В.Г.Ильин, Ю.Н.Иванова, А.Р.Оксентюк и Г.Н.Палий) предложена новая астрономическая пульсарная шкала времени, основанная на высокой регулярности последовательности интервалов времени между импульсами радиоизлучения пульсаров (29).
  Эта шкала является астрономической, поэтому она долговечна, воспроизводима, едина для всех пользователей на Земле и имеет единые нуль-пункты. Основанная на специально отобранных, наиболее стабильных пульсарах, новая шкала демонстрирует высокую регулярность хода, соизмеримую по точности на длительных интервалах с существующими атомными стандартами времени.
  Эта работа зарегистрирована как изобретение Государственным комитетом СССР по делам изобретений и открытий (Авторское свидетельство №995062 с приоритетом от 17 сентября 1979г.).
  Наряду с основной пульсарнной шкалой, предложена групповая шкала пульсарного времени, позволяющая выполнять абсолютную привязку пульсарного времени, а также осуществлять координатную привязку.
  (Подробно см. в этом сборнике статью Ю.П.Илясова "Пульсарное время").

Сбои регулярности следования импульсов - инструмент исследования нейтронной звезды

  Не меньший интерес представляют пульсары, у которых наблюдаются отклонения от регулярного замедления вращения звезды. Эти отклонения наблюдаются в виде сбоев периода, а также т.н. "пульсарного шума" и являются важным источником информации о внутреннем строении нейтронной звезды, о возможном прецессионном движении оси вращения пульсара или о наличии спутников нейтронной звезды. Сотрудником ПРАО ФИАН Т.В.Шабановой в результате длительных регулярных высокоточных измерений периодов вращения пульсаров, обнаружено новое, неизвестное ранее, явление- медленные сбои периода (30). Три таких сбоя периода в моментах прихода импульсов пульсара PSR В1822-09 показаны на Рис.6.

Рис.6 Изменение со временем скорости торможения вращения пульсара PSR В1822-09 и уклонений частоты вращения на полном интервале наблюдений с 1985 по 2006 годы.

  Характерной чертой медленных сбоев является постепенное увеличение частоты вращения звезды в течение 200-300 дней без последующей релаксации. Процесс ускорения вращения звезды сопровождается уменьшением скорости торможения вращения и последующим возвратом ее к исходной величине за тот же промежуток времени, исчисляемый сотнями дней. Сбои периода такого вида могут указывать на вариации размера полярной шапки или скачкообразные изменением угла наклона между осью вращения нейтронной звезды и осью магнитного диполя.
  Т.В.Шабановой обнаружены также циклические уклонения моментов прихода импульсов пульсара PSR В1642-03 (31) и PSR B0329+54 (32) (см. Рис.7).

Рис. 7. Остаточные уклонения пульсара В0329+54 на интервале времени с 1969 по 2006 гг.

  Такой вид уклонений можно интерпретировать как результат качания оси вращения пульсара с углом прецессии около 0.8 градусов. Ось вращения изолированного пульсара может прецессировать вокруг оси симметрии, если форма нейтронной звезды не является сферической и ее ось вращения не совпадает с осью симметрии тела звезды.

Пульсары- зонды межзвездной среды Галактики

  Измерение эффектов распространения импульсного поляризованного радиоизлучения пульсаров (мерцаний, рассеяния) на пути от пульсара до наблюдателя открыло большие возможности изучения межзвездной среды нашей Галактики. Оценены распределение и характерные размеры неоднородностей межзвездной плазмы
  Эффекты рассеяния импульсного радиоизлучения большой группы пульсаров в межзвездной среде исследованы А.Д.Кузьминым и Б.Я. Лосовским. Совместно с В.А. Извековой был разработан и реализован метод восстановления исходной формы импульса пульсара, искаженного рассеянием в межзвездной среде (33).
  Подробнее об исследованиях межзвездной среды по наблюдениям пульсаров, которые ведутся в ПРАО АКЦ ФИАН, см. в статье Шишова В.И. "Исследование межзвездной и межпланетной плазмы".

Литература

1. Виткевич В.В. // Труды 6-го совещания по вопросам космогонии (5-7 июня 1957) // М.: Изд. АН СССР,1959, с.94.
2. Кузьмин А.Д. // Труды ФИАН // М.: Изд. АН СССР, 1962, т.17, с.84.
3. Кардашев Н.С., Кузьмин А.Д., Сыроватский С.И. // Астрон.ж., 1962, т.39, с.216.
4. Удальцов В.А. // Труды ФИАН // М.: Изд. АН СССР, 1967, т.38, с.103.
5. Баррет Н.Х., Кутуза Б.Г., Матвеенко Л.И., Саломонович А.Е. // Астрон.ж., 1965, т.42, с.527.
   
6. Матвеенко Л.И., Кардашев Н.С., Шоломицкий Г.Б. // Известия ВУЗов "Радиофизика", 1965, т.8, с.651.
   
7. Бродерик Д.Д., Виткевич В.В., Джонси Д.Л. и др. // Астрон.ж., 1970, т.47, с.784.
8. Алексеев В.А., Антонец М.А., Виткевич В.В. и др. // Известия ВУЗов "Радиофизика", 1971, т.14, с.1303.
9. Артюх В.С., Виткевич В.В., Дагкесаманский Р.Д. // Астрон.ж., 1967, т.44, с.984.
10. Асланян А.М., Дагкесаманский Р.Д., Кожухов В.Н. и др. // Астрофизика, 1968, т.4, с.129.
11. Артюх В.С., Виткевич В.В., Дагкесаманский Р.Д., Кожухов В.Н. // Астрон.ж., 1968, т.45, с.712.
12. Дагкесаманский Р.Д. // Соотношение спектральный индекс - плотность потока для внегалактических радиоисточников // Препринт ФИАН N 64, 1968.
13. Gopal-Krishna & Steppe H. // Astron.Astrophys., 1982, v.113, p.150.
    
14. Дагкесаманский Р.Д. // Астрофизика, 1969, т.5, с.297.
15. Dagkesamanskii R.D. // Nature, 1970, v.226, p.432.
16. Dagkesamanskii R.D. //"Spectral Index - Redshift Relation for Radio Galaxies and Quasars" // Proc. IAU Symp. No.175, Bologna, Oct.1995.
17. Артюх В.С. // Астрон.ж., 1973, т.50, с.924.
18. Виткевич В.В., Добыш Г.И., Артюх В.С. и др. // Известия ВУЗов "Радиофизика", 1973, т.16, с.1320.
19. Васильев М.Ю., Володин Ю.В., Губанов А.Г. и др. //"Наблюдения радиоисточников на радиоинтерферометре метрового диапазона с переменной базой"// Препринт ФИАН N 179, 1976.
    
20. Володин Ю.В., Губанов А.Г., Дагкесаманский Р.Д. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с.173.
21. Шишов В.И., Шишова Т.Д. // Астрон.ж., 1978, т.55, с.411.
22. Шишов В.И., Шишова Т.Д. // Астрон.ж., 1979, т.56, с.613.
23. Artyukh V.S., Speed B. // Astrophys. Space Sci., v.61, p.229.
    
24. Артюх В.С., Ветухновская Ю.Н. // Астрон.ж., 1981, т.58, с.689.
25. Артюх В.С., Шишов В.И. // Астрон.ж., 1982, т.59, с.896.
26. Артюх В.С., Малумян В.Г., Оганнисян М.А.// Астрон.ж., 1982, т.59, с.1075.
27. Артюх В.С., Ветухновская Ю.Н. // Письма в Астрон.ж., 1983, т.9, с.86.
28. Артюх В.С., Оганнисян М.А. // Астрофизика, 1983, т.19, с.655.
29. Артюх В.С. // Астрон.ж., 1984, т.61, с.240.
30. Артюх В.С., Оганнисян М.А. // Астрофизика, 1985, т.22, с.211.
31. Ветухновская Ю.Н. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с.218.
32. Артюх В.С. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с.223.
33. Артюх В.С. // Письма в Астрон.ж., 1987, т.13, с.268.
34. Шишов В.И. // Наст. сборник, с....
35. Коваленко А.В., Пынзарь А.В., Удальцов В.А. // Остатки сверхновых по наблюдениям в Пущине. Каталог плотностей потоков на метровых волнах. // Астрон.ж., 1994, т.71, вып. 1, с. 110-119.
36. Glushak A.P., Kovalenko A.V., Rutuzov S.M., Pynzar' A.V. and Udal'tsov V.A. // Old Supernova Remnants: Structure and Sourse of Radio Emission, Aust.J.Phis., 1987, V.40, P. 713-724.
37. Brezgunov V.N., Dagkesamansky R.D., Udal'tsov V.A.// Astrophys.Letters, 1971, v.9, p.117.
38. Дагкесаманский Р.Д., Коваленко А.В., В.А.Удальцов// Астрон.ж., 1994, т.71, с.30.
39. Глушак А.П. // Эволюция спектрального индекса и новая классификация остатков сверхновых // М.: Препринт 53, ФИАН, 1991.
40. Glushak A.P. // Sperctral index evolution of yong shell supernova remnants in the Milki Way and other galaxies // Astron and Astrophys.Transactoins, 1996, V. 11, P.317.
41. Губанов А.Г. // Астрон.ж., 1986, т.63, с.1.
42. Алиакберов К.Д., Дагкесаманский Р.Д., Шутенков В.Р. // Астрон.ж., 1983, т.60, с.9.
43. Dagkesamansky R.D., Gubanov A.G., Kuzmin A.D., Slee O.B. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc., 1982, v.200, p.971.
44. Губанов А.Г., Дагкесаманский Р.Д. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с.43.
45. Комиссаров С.С. // Астрон.ж., 1985, т.62, с.651.
46. Komissarov S.S., Gubanov A.G. // Astron.Astrophys., 1994, v.285, p.27.
47. Комиссаров С.С. // Астрофизика, 1988, т.28, с.261.
48. Комиссаров С.С. // Астрофизика, 1988, т.28, с.517.
49. Конюков М.В. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с. 64.
50. Конюков М.В. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с. 113.
51. Бескин В.С., Истомин Я.Н., Парьев В.И.// Астрон.ж., 1992, т.69, с.1258.
52. Бескин В.С., Парьев В.И. // УФН, 1993, т.163, с.95.
53. Istomin Ya.N., Pariev V.I. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc., 1994, v.267, p.629.