ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2023, том 49, № 2, с. 130-139

О ПРИРОДЕ РЕНТГЕНОВСКОЙ ОСОБЕННОСТИ В ФОРМЕ

ПОПЕРЕЧНОЙ ПОЛОСКИ В ПОДВЕТРЕННОМ ДЖЕТЕ

ПУЛЬСАРНОЙ ТУМАННОСТИ ВЕЛА

Г. А. Пономарёв^1,2, А. Е. Петров^2*, А. Н. Фурсов¹

¹Санкт-Петербургский политехнический университет Петра Великого, Санкт-Петербург, Россия

²Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург, Россия

Поступила в редакцию 28.09.2022 г.

После доработки 17.01.2023 г.; принята к публикации 17.01.2023 г.

Рентгеновская морфология пульсарных туманностей отражает картину их плазменных истечений.

В работе представлены результаты численного моделирования, нацеленного на выяснение природы

тонкой особенности на рентгеновской карте пульсарной туманности Вела. Особенность имеет форму

.5, из которой будто бы появляется юго-восточный

джет этой туманности. В рамках релятивистской МГД модели мы показываем, что подобная полоска

может быть характерной чертой объектов типа Велы — трансзвуковых двухторовых туманностей,

наблюдаемых с подветренной стороны. Моделирование указывает на ударно-волновую природу этой

полоски. Ударная волна формируется при динамическом взаимодействии джета с двумя регулярными

тороидальными вихрями подветренной полусферы туманности — с крупномасштабной циркуляцией

плазмы на средних широтах туманности, а также с рециркуляцией плазмы в воронке ударной волны

торможения пульсарного ветра. Циркуляционный вихрь способен заблокировать подветренный джет в

объеме, занимаемом этим вихрем в туманности. Рециркуляционный вихрь может частично пережимать

джет на его начальном участке. Ударная волна, вероятно отвечающая за возникновение рентгеновской

поперечной полоски, является сильной (выходит за пределы джета) и квазистационарной (всегда

формируется в месте выхода джета из рециркуляции).

Ключевые слова: пульсарные туманности, остатки сверхновых, рентгеновские источники.

DOI: 10.31857/S032001082302002X, EDN: PZAQZA

ВВЕДЕНИЕ

B0531+21) и Вела (PSR B0833-45). Спектры и

морфология этих ПТ известны в мельчайших дета-

Пульсарные туманности (ПТ) служат космиче-

лях (см., например, Хестер и др., 2002; Гельфанд и

скими лабораториями для изучения свойств сильно

др., 2001; Павлов и др., 2001; Бюлер, Блэндфорд,

замагниченной бесстолкновительной плазмы. Об-

2014; Каргальцев и др., 2015; Рейнольдс и др.,

разование ударных волн, турбулентность и дис-

2017; Быков и др., 2017). Обе туманности видны с

сипация магнитного поля в такой плазме пред-

Земли почти под одним и тем же углом зрения, и

ставляют большой интерес. В силу нелинейности

обе имеют джет-торовую морфологию в рентгене, с

этих явлений их часто исследуют в численных экс-

одним тором в туманности Краб и двумя торами в

периментах. Обоснованность численных моделей

туманности Вела (далее именуемых просто Краб и

ПТ проверяется по их способности воспроизводить

Вела).

спектры и морфологию реальных объектов. На се-

годняшний день наиболее изученными объектами

Вскоре после того, как тор туманности Краб

являются туманности Краб и Вела. В русскоязыч-

наблюдался рентгеновской обсерваторией Chandra

ной литературе их называют Крабовидной туман-

(в начале 2000-х гг.), происхождение этой струк-

ностью и туманностью в созвездии Парусов. Они

туры стало понятным. Численные релятивистские

образованы одноименными пульсарами Краб (PSR

магнитогидродинамические модели Краба (РМГД-

модели; Дель Занна и др.,

2004; Комиссаров,

^*Электронный адрес: a.e.petrov@mail.ioffe.ru

Любарский, 2004; Порт и др., 2014; Олми и др.,

130

О ПРИРОДЕ РЕНТГЕНОВСКОЙ ОСОБЕННОСТИ

131

2016) подтвердили предсказания теории (Любар-

динамична. Интенсивные возмущения ее геомет-

ский, 2002; Боговалов, Хангулян, 2002а,б). Тор

рии порождают бурную вихревую турбулентность в

формируется благодаря двум свойствам пульсар-

экваториальном истечении туманности. Магнитная

ного ветра — его тороидальному магнитному полю

турбулентность приводит к высокой переменности

и широтной анизотропии потока энергии. Ветер

синхротронных деталей на модельных картах излу-

пульсара представляет собой поток холодной,

чения. Такая картина согласуется с наблюдениями

сильно-замагниченнной

электрон-позитронной

одноторовой туманности Краб, с ее подвижными

плазмы с вмороженным тороидальным магнитным

жгутообразными структурами-“виспами” (wisps²;

полем. Максимум потока энергии ветра приходится

Хестер и др., 2002; Хестер, 2008), но расходится

на область вращательного экватора пульсара (F ∝

с наблюдениям двухторовой туманности Вела, в

∝ sin² θ; здесь θ — полярный угол, отсчитываемый

которой “виспы” отсутствуют (Павлов и др., 2001,

от оси вращения пульсара), а замагниченность

2003). Наблюдения за Велой в течение 11 лет

ветра максимальна на средних широтах и спадает к

показали, что два ее диффузных тора очень ста-

экватору и полюсам вращения (см., например, Дель

бильны (см., например, Каргальцев и др., 2015). Их

Занна и др., 2004; Комиссаров, Любарский, 2004).

доплеровски-уярченные части, наблюдаемые как

Поскольку ветер сверхзвуковой (его скорость

две яркие арки, никогда не перекрывают область

близка к скорости света c), он тормозится во

пониженной синхротронной яркости в экватори-

внешней среде с образованием ударной волны.

альной зоне туманности.

Из-за широтной анизотропии ветра эта волна

оказывается несферической. Ее фронт выпячен в

Бюлер и Джиоми (2016) первыми предприняли

области экватора и прогнут к пульсару у полю-

попытку создания РМГД модели Велы. Эта первая

сов наподобие воронки. При пересечении такого

модель показала определенное сходство со своим

фронта линии тока пульсарного ветра отклоняются

прототипом. Однако целый ряд проблем нуждался

от радиального направления. Большая их часть

в дальнейшем анализе: как обеспечить стабиль-

фокусируется к экватору, где они смешиваются

ность двухторовой структуры; почему дальний от

и переплетаются, формируя широкое, сильно

наблюдателя тор выглядит больше ближнего; по-

замагниченное и сильно турбулентное истечение,

чему пульсар смещен от центра ближнего тора;

которое выглядит похожим на тор на оптических

что представляет из себя межторовая приосевая

и рентгеновских снимках туманности. Меньшая

деталь, называемая “внутренним джетом” (Павлов

же часть линий тока пульсарного ветра (в ос-

и др., 2001, 2003); почему подветренный джет будто

новном те, что пересекают воронку его ударной

бы возникает из яркой поперечной полоски; почему

волны остановки) отклоняется к полярной оси

его яркая часть так коротка и что за узелки ее

ПТ (задаваемой осью вращения пульсара) и

окружают?

коллимируется там окружным напряжением торо-

идального магнитного поля в два узких полярных

Анализ этих проблем показал, среди прочего,

истечения (джета), идущих в противоположных

важность учета относительного движения туман-

направлениях¹.

ности и внешней среды. Для интерпретации рентге-

новской морфологии джет-торовых объектов этот

Первые РМГД модели Краба успешно вос-

учет важен даже при малой скорости собствен-

произвели морфологию этой одноторовой туман-

ного движения пульсара. Направленный внеш-

ности, однако столкнулись с тем, что параметры

ний поток, в частности, способствует формирова-

пульсарного ветра, положенные в основу моделей

нию стабильной двухторовой туманности у пуль-

Краба, не позволяют согласовать его спектр и

сара с большим магнитным наклонением и слабо-

морфологию (Порт и др., 2014; Камю и др., 2009;

замагниченным ветром и порождает отличие джета

Олми и др., 2016; см. подробнее в обзоре Амато,

и контр-джета (Пономарёв и др., 2021; Левенфиш и

2020). Кроме того, эти модели не содержат ника-

др., 2021). Поток также помогает создать структуру

ких указаний на способ возникновения двухторо-

типа “внутреннего кольца” в одноторовой туманно-

вых туманностей типа Велы. Последняя проблема

сти с небольшим магнитным наклонением и сильно

связана с тем, что в стандартных РМГД моде-

замагниченным ветром, если последняя видна с

лях — как осесимметричных (Камю и др., 2009),

наветеренной стороны (Левенфиш и др., 2021).

так и трехмерных (Порт и др., 2014; Олми и др.,

Весьма вероятно, что согласование структуры и

2016) — ударная волна торможения ветра очень

спектров ПТ может потребовать выхода за рамки

идеальных РМГД-моделей и их взаимодополнения

¹Окружным напряжением (hoop stress) называют давле-

ние, связанное с натяжением силовых линий тороидаль-

ного магнитного поля, которое приводит к возникновению

²Напомним, что виспы связывают с крупномасштабными

эффективной силы, поджимающей плазму к оси туманно-

магнитными вихрями, которые возникают в экваториаль-

сти.

ной зоне туманности за ударной волной остановки ветра.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023

132

ФАТЕЕВА и др.

10.

(a)

(b)

1.0

(c)

0.5

1.0

24.0

22.0

8:35:20.0

18.0

1.5

1.0

0.5

1.0

99 198 396

4.96e-07

1.54e-05

2.51e-04

X (ly)

3.47e-06

6.24e-05

Рис. 1. (a) — Рентгеновское изображение Велы, полученное слиянием данных 11 наблюдений телескопа Chandra

(номера наблюдений в архиве телескопа (ObsID): 10132-10139 и 12073-12075). (b) — модельная карта синхротронного

рентгеновского излучения двухторовой ПТ, построенная на основе трансзвуковой РМГД-модели с параметрами α =

= 80^◦, σ0 = 0.1, Ms ∼ 2.3. Модель показана в той же проекции на небесную сферу, в которой Вела видна с Земли.

шкала отражает величину поля (в микро-гауссах) в сильнозамагниченных истечениях туманности. Красным и синим

показаны истечения противоположной полярности. Черный контур очерчивает приблизительное положение ударной

волны остановки пульсарного ветра. Черной стрелкой указано направление на наблюдателя. Пределы цветовой шкалы

на магнитной карте подобраны так, чтобы подчеркнуть структуру потоков ПТ, и не отражают максимальные значения

поля в туманности.

(a) Суммарная рентген. карта

(b) Рентгеновские карты отдельных наблюдений

10132

10133

10134

10135

2009/07/09

2009/07/17

2009/07/25

2010/06/28

10136

10137

10138

10139

2010/07/08

2010/07/17

2010/07/26

2010/08/04

22.0

21.0

8:35:20

0.1

1.0

4.6

18.7

75.2

0.048

0.14

0.34

0.72

1.5

6.1

Рис. 2. (а) — Увеличенное комбинированное рентгеновское изображение юго-восточного джета Велы. (b) — Рентгенов-

ские изображения джета в отдельных наблюдениях, показывающие его динамику. Данные телескопа Chandra. Каждое

изображение помечено датой соответствующего наблюдения и его номером (ObsID) в каталоге телескопа.

микроскопическими моделями ПТ³. Такое взаи-

ряд более мелких рентгеновских структур. Спо-

модополнение, например, лежит в основе интер-

собность воспроизвести эти структуры является

претации узелковых подструктур в ударной волне

хорошей проверкой достоверности РМГД моделей

остановки пульсарного ветра в Крабе (Черутти,

ПТ. В данной работе эти модели проверяются на

Джьячинти, 2021); оно может понадобиться для

их способность объяснить природу тонкой рент-

объяснения ударных волн в джетах, а также для

геновской детали Велы — маленькой полоски с

исследования диссипации магнитного поля и тур-

. 5, поперечной юго-

булентности в рентгеновских ПТ.

восточному джету туманности (мы используем на-

звание этой детали, введенное в работе Левенфиш

Помимо торов и джетов, у Краба и Велы есть

и др., 2013).

Рентгеновское изображение Велы приведено

³Выяснение механизмов ускорения частиц в объеме ПТ,

на рис. 1a, а увеличенное изображение ее юго-

расчет спектров этих частиц, расчет диссипации магнит-

восточного подветренного джета — на рис. 2. Джет

ного поля не могут быть выполнены в рамках идеальных

РМГД, но должны проводиться согласованно с РМГД-

весьма необычен: он будто бы внезапно возни-

расчетами структуры ПТ.

кает из узкой поперечной полоски на угловом

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023

О ПРИРОДЕ РЕНТГЕНОВСКОЙ ОСОБЕННОСТИ

133

расстоянии 5′′.4 от пульсара, затем тянется нару-

др., 2014; Олми и др., 2016). Во-вторых, переход к

жу до 10′′. 5, где внезапно исчезает (Каргальцев и

трехмерным моделям туманности Краб пока что не

способствовал согласованию морфологии и спек-

др., 2015). Настраивая шкалу яркости рентгенов-

тра этой туманности (см., например, обзоры Амато

ского изображения, можно обнаружить, что юго-

2020 и Олми и Буккиантини 2023). В-третьих,

восточный джет Велы намного длиннее, чем он

опыт моделирования двухторовых туманностей по-

видится на рис. 1. Его слабо различимый внешний

казывает, что осесимметричные модели позволяют

участок простирается на расстояние ∼2^′ (Павлов

сформировать два стабильных тора и прояснить

и др., 2003). Более того, в наблюдениях с но-

природу многих деталей на картах рентгеновского

мером ObsIDs = 10132, 10136, 10137 (рис. 2)

излучения Велы (Пономарев и др., 2020, 2021).

можно заметить, что джет вероятно формируется

Эти карты содержат большое число уникальных

еще до полоски. Таким образом, юго-восточный

джет имеет, по-видимому, трехчастную структуру:

деталей, аналогов которым нет ни у Краба, ни

едва видимые начало, внешнее продолжение и яр-

у других известных пульсарных туманностей. Это

кий участок между ними. Серия изображений на

может говорить об уникальности Велы и условий

рис. 2 иллюстрирует ЮВ джет Велы в динамике.

ее формирования. Моделирование Велы из первых

Согласно ей, полоска, из которой возникает яркий

принципов потребовало бы огромных численных

сегмент этого джета, является квазистационарной

ресурсов для подбора наилучшей комбинации па-

раметров для описания всех особенностей ее мор-

структурой. Она меняется в яркости от наблюдения

фологии. По этой причине в данной работе мы

к наблюдению и может даже исчезнуть на время,

но возникает вновь и вновь на том же самом месте

подбирали указанную комбинацию феноменологи-

(иногда — спустя лишь неделю после исчезнове-

чески.

ния; ср. изображения 10136 и 10137).

Известно, что и умеренно, и сильно сверхзвуко-

вые внешние течения повышают давление с навет-

ренной стороны ПТ и понижают с подветренной.

РЕЗУЛЬТАТЫ

В общем случае эта разность давлений зависит

от многих параметров внешнего течения и самой

Для исследования природы рентгеновской осо-

туманности. В наших расчетах мы формировали

бенности на карте Велы — тонкой поперечной

эту разность искусственным подбором локального

полоски, из которой будто бы возникает яркий

течения и затем путем моделирования определяли

сегмент юго-восточного джета Велы — мы провели

интервал ее значений, который позволяет наилуч-

численное моделирование ПТ в рамках идеальной

шим образом воспроизвести большинство деталей

РМГД. Наши расчеты основаны на модели ПТ

морфологии Велы.

из работы Пономарёва и др. (2021). Эта модель

Прежде чем обсудить результаты моделиро-

учитывает взаимодействие ПТ с внешним потоком,

вания, вкратце опишем структуру и наименова-

обтекающим туманность. Наличие такого потока с

ния истечений в двухторовых ПТ. Магнитное поле

севера в Веле следует из радионаблюдений (см.,

пульсара имеет преимущественно дипольную кон-

например, Шевалье, Рейнольдс, 2011, и ссылки в

фигурацию. Закрытые силовые линии магнитного

этой работе). Внешний поток может существенно

диполя охватывают магнитосферу звезды, в ко-

изменить картину течений в ПТ. В том числе, он

торой электрон-позитронные (e^±) пары обильно

может побудить пульсарную туманность с боль-

рождаются в каскадных процессах. У быстро вра-

шим магнитным наклонением и малой замагничен-

щающегося диполя силовые линии открываются

ностью пульсарного ветра сформировать двухто-

на определенном расстоянии от звезды (R_LC ), где

ровую структуру, схожую с той, что наблюдается у

e^± плазма покидает магнитосферу и дает начало

Велы в рентгене (Пономарёв и др., 2020).

пульсарному ветру. Ветер уносит б ´ольшую часть

Используемая нами модель ПТ является осе-

потерь вращательной энергии пульсара. Именно

симметричной, при этом “северная” и “южная” по-

ветер питает синхротронную пульсарную туман-

лусферы моделируются независимо (2.5D модель).

ность. У звезды с дипольным полем “северная”

Ее применение обусловлено несколькими сообра-

и “южная” полусферы имеют противоположную

жениями. Во-первых, радио и рентгеновское излу-

полярность, а магнитная ось диполя обычно накло-

чение Велы имеет высокую степень поляризации

нена к оси вращения пульсара на угол α. Из-за

(Додсон и др., 2003; Кси и др., 2022), что свиде-

этого наклонения, в секторе с углом раствора ±α

тельствует о сильно регулярном характере ее маг-

вокруг вращательного экватора поле ветра меня-

нитного поля. Регулярность магнитного поля яв-

ет свою полярность дважды за период вращения

ляется отличительной чертой 2.5D моделей, тогда

пульсара. Ветер внутри этого 2α-сектора называют

как в 3D моделях, основанных на идеальной РМ-

“полосатым”, поскольку он несет полосы плазмы

ГД, мощная вихревая турбулентность и шланговая

переменной магнитной полярности. По пути к удар-

неустойчивость серьезно хаотизируют поле (Порт и

ной волне торможения, или на фронте этой волны,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023

134

ФАТЕЕВА и др.

энергия электромагнитного поля в “полосатом”

направлением вращения. Таким образом, в каж-

ветре эффективно поглощается благодаря магнит-

дой полусфере туманности на деле развивается по

ному пересоединению полос (Коронити, 1990; Лю-

две тороидальных магнитных структуры. Какая из

барский, 2003; Сирони, Спитковский, 2011; Ко-

них отвечает за данную половинку определенного

миссаров, 2013; Порт и др., 2014; Черутти и др.,

тора — зависит от луча зрения наблюдателя. Схе-

2020). В результате “полосатый” ветер эффективно

ма, где яркие рентгеновские особенности на карте

тормозится и входит в экваториальные широты ПТ

синхротронного излучения двухторовой туманно-

сти сопоставлены с магнитными структурами этой

едва замагниченным. На более высоких широтах

самой туманности, показана на рис. 3. В движу-

ПТ ситуация иная: вне “полосатого” сектора за-

щихся ПТ пограничные вихри обычно разрываются

магниченность ветра σ остается высокой вплоть до

ударной волны торможения, где она дополнитель-

под воздействием внешнего потока и вытягиваются

в некое подобие плазменных языков; последние

но возрастает, согласно соотношению Ранкина-

ясно различимы на магнитной карте правой панели

Гюгонио (σ — отношение плотностей энергии элек-

рис. 3.

тромагнитного поля фоновой плазмы и кинети-

ческой энергии ее частиц). Как известно, сильно

Несмотря на более чем два десятилетия чис-

замагниченная плазма плохо тормозится на косых

ленного моделирования ПТ, еще только предсто-

ударных волнах. Поскольку участки ударной волны

ит понять, как именно формируются двухторовые

торможения на средних широтах ПТ наклонены

объекты, подобные Веле. Первые исследования

к радиальным линиям тока ветра, по пересечении

показали, что для формирования двухторовых ПТ

ударного фронта скорость сильно замагниченных

необходимо поддержание стабильной геометрии

плазменных истечений остается выше магнитозву-

ударной волны остановки и повышенного давле-

ковой скорости (Дель Занна и др., 2004). Благо-

ния в экваториальном истечении по отношению

даря геометрии ударного фронта, эти высокоско-

к смежным течениям ПТ. Согласно Пономареву

ростные магнитные истечения фокусируются в два

и др. (2019-2021), этому способствуют большое

узких канала, которые граничат со слабо замаг-

наклонение магнитной оси пульсара к оси его вра-

ниченным медленным экваториальным истечением

щения (α ≳ 70^◦), низкая начaльная замагничен-

ПТ, как показано на рис. 3. Под воздействием

ность пульсарного ветра (σ₀ ∼ 0.01-0.1) и взаи-

внешнего потока внешние участки экваториаль-

модействие туманности с трансзвуковым внешним

ного и быстрых магнитных истечений отстают от

потоком (с числом Маха M_s ≳ 1).

внутренних и туманность приобретает очертания

В настоящей работе расчеты основаны на мо-

купола (ср. рис. 3a и 3b).

дели с α = 80^◦ и σ₀ = 0.1. Эта модель наилучшим

Быстрые разнополярные каналы могут сходить-

образом воспроизводит морфологию Велы, если

ся, а могут и не сходиться к экваториальной плос-

отношение давлений с наветренной и подветренной

кости ПТ. Если они сходятся, на экваториальных

сторон туманности составляет ∼10²-10³, что для

широтах туманности развивается бурная магнит-

этой модели приближенно соответствует числам

ная турбулентность, и такая туманность выглядит

Маха потока M_s ∼ 1.3-2.3. Такой поток отводит

в рентгене как одноторовый объект. Если же раз-

избыточную плазму и заметно стабилизирует удар-

нополярные каналы не встречаются, а держатся

ную волну, тем самым способствуя поддержанию

поодаль друг от друга до самых границ ПТ, послед-

повышенного давления на экваторе ПТ. При этом

няя может выглядеть в рентгене двухторовой (при

поток не разрушает джет-торовую структуру. Ого-

наблюдении в подходящем ракурсе). В последнем

воримся, что наши результаты слабо зависят от

случае ПТ имеет два ярких регулярных тора (или

числа Маха, пока последнее остается трансзвуко-

две яркие регулярные арки, если ближние к наблю-

вым или слабо сверхзвуковым⁴.

дателю половинки торов уярчены из-за эффекта

Рисунок 1c представляет характерную магнит-

Доплера) с темной областью между ними. Торы

ную карту нашей двухторовой модельной туман-

образуются двумя крупномасштабными циркуля-

ности, надутой в трансзвуковом внешнем потоке.

торными течениями с тороидальной геометрией —

Напряженность магнитного поля (в мкГс) показана

по одному на каждую полусферу ПТ. Циркуля-

торные течения подпитываются быстрыми (с v/c ∼

⁴Увеличение числа Маха и соответствующий рост динами-

∼ 0.75-0.85) сильно замагниченными истечениями,

ческого давления натекающего потока вызовет схождение

которые при налете на внешнюю среду тормо-

быстрых разнополярных каналов к экватору и превра-

зятся и поворачивают обратно в ПТ, поднимаясь

щение туманности в одноторовую. При очень больших

в сторону более высоких широт. В зоне разво-

Ms ≫ 1 давление замагниченной плазмы туманности не

сможет противостоять напорному давлению среды, тор

рота, от каждого циркуляторного вихря обычно

исчезнет, и пульсарная плазма будет сноситься с потоком,

отщепляется еще один крупномасштабный торои-

формируя типичную для ПТ быстродвижущихся пульса-

дальный пограничный вихрь с противоположным

ров кометообразную структуру.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023

О ПРИРОДЕ РЕНТГЕНОВСКОЙ ОСОБЕННОСТИ

135

(а)

(b)

view

Северный тор

Южный тор

Пульсар

Внутр.

узел

Рис. 3. Связь между магнитными и синхротронными структурами туманности. На двух панелях показаны две модельные

двухторовые туманности: (а) — покоящаяся (Пономарёв и др., 2019), (b) — взаимодействующая с трансзвуковым

течением (Пономарёв и др., 2020). Картина плазменных течений в каждой модели показана на ее магнитной карте слева.

Черные стрелки берут свое начало в сильно замагниченных структурах ПТ, в которых течение направлено на наблюдателя

и поэтому уярчено из-за эффекта Доплера. Далее стрелки следуют направлению на наблюдателя (составляющему угол

120^◦ с СЗ концом оси ПТ, как в туманности Вела) и показывают взаиморасположение ярких синхротронных деталей:

сперва — на плоскости неба наблюдателя, затем — на синхротронной карте ПТ. Направление на восток и север на

каждой карте отмечено в левом нижнем углу рисунка. Черным контуром на магнитных картах отмечено положение фронта

ударной волны остановки, а белым кружком — положение пульсара.

на цветовой шкале под картой, а потоки противопо-

динамике, мы определили вероятный механизм об-

ложной магнитной полярности — синим и красным

разования такой полоски. По всей видимости, она

цветом. Черный контур очерчивает приблизитель-

формируется при прямом динамическом взаимо-

ное положение ударной волны остановки ветра,

действии полярного истечения (контр-джета) с ре-

а белый кружок указывает положение пульсара.

гулярными течениями, характерными для подвет-

Черная стрелка на рисунке отмечает направление

ренной полусферы ПТ, как пояснено далее.

на наблюдателя, которое составляет с наветренным

Когда внешний поток огибает ПТ и смыкается

джетом туманности угол 120^◦, как у Велы (именно

позади, его напорное давление поджимает под-

этот угол принят при построении проекции туман-

ветренную циркуляцию к оси туманности столь

ности на синхротронной карте на рис. 1b).

сильно, что циркуляторный вихрь входит в прямое

На рис. 1c видны основные структуры транс-

динамическое взаимодействие с полярным истече-

звуковой двухторовой ПТ, которые представляют

нием. Этот факт хорошо иллюстрирует векторное

интерес в контексте нашего исследования — широ-

поле скоростей плазменных истечений, наложен-

кий слабо замагниченный экваториальный пояс ту-

ное на магнитную карту модельной ПТ (см. ле-

манности, пара джетов и пара сильно замагничен-

вую панель рис. 4). Когда это происходит, под-

ных истечений, граничащих с экваториальным поя-

ветренный джет ПТ более не может развиваться

сом. Каждое из этих быстрых истечений порождает

так же свободно, как в случае расширения ПТ в

крупномасштабную циркуляцию плазмы в своей

радиально разлетающуюся сброшенную оболочку

полусфере ПТ. Мы будем называть наветренной ту

сверхновой. При определенном напорном давлении

полусферу, которая обращена к внешнему потоку, и

линии тока тороидального циркуляторного вихря

подветренной — противоположную ей полусферу.

могут практически смыкаться на оси туманности и

Для краткости изложения мы будем ссылаться

“запруживать” контр-джет, задерживая большую

на наветренный и подветренный джеты ПТ как

часть поставляемой им плазмы в объеме туман-

на джет и контр-джет соответственно. На рис. 1c

ности, занятом циркуляторным вихрем (рис. 4). В

можно видеть, что в ПТ, обтекаемой трансзвуко-

этом случае контр-джет может оказаться намного

вым течением, эти джеты очень различны (Понома-

короче противоположного (наветренного) джета.

рёв и др., 2021). Предмет нашего исследования —

Последний развивается относительно свободно,

яркая рентгеновская полоска, из которой возника-

поскольку в наветренной полусфере внешний поток

ет яркий участок подветренного (юго-восточного)

не придвигает, а наоборот, отодвигает циркулятор-

джета Велы. Исследуя модельную туманность в

ный вихрь подальше от оси туманности. Указанное

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023

136

ФАТЕЕВА и др.

Магнитное поле, мкГс

Давление, 10¹² дин/см²

Энтропия, k_B

12.

0.5 1.0 1.5 2.0

25.

50.

75.

100.

10.

20.

30.

40.

0.4

0.5

0.2

0.5

0.4

0.6

1.0

0.8

1.5

1.2

1.0

0.5

1.0

0.6

0.4

0.2

0.4

0.6

0.4

0.2

0.4

0.6

X (ly)

Рис. 4. Увеличенная область подветренного джета модели двухторовой пульсарной туманности, взаимодействующей

с трансзвуковым потоком, представленной на рис. 1b,c. Три панели иллюстрируют ударную волну в начале яркого

сегментаподветренногоджета модели.Слева направо: карты магнитногополя,давленияи энтропии(полоидальныесрезы

туманности). Стрелочками на карте магнитного поля показано поле скоростей. Цвет стрелок показывает число Маха

(Ms = v/cs) сообразно с правой цветовой шкалой вверху панели.

выше взаимодействие полярного и циркуляторного

чению. Из-за резкого торможения сверхзвукового

истечений ПТ может объяснить, почему яркий уча-

потока в месте его выхода из рециркуляции форми-

сток подветренного джета Велы внезапно обрыва-

руется ударная волна. Эта ударная волна хорошо

видна на картах энтропии и давления модельной

ется на расстоянии в ≈10′′. 5, приблизительно рав-

ном толщине подветренного тора этой туманности

ПТ на рис. 4, а также на профиле скорости поляр-

(≈10^′′-12^′′).

ного истечения, представленного на рис. 5.

В приосевой области ПТ контр-джет и цирку-

Скачок скорости в 7 раз⁵ (рис. 5) совпадает

ляторное истечение идут навстречу друг другу. Их

с теоретическим предельным сжатием для удар-

интенсивное динамическое взаимодействие приво-

ной волны в релятивистской плазме с показателем

дит к увлечению плазмы из головной части контр-

адиабаты 4/3. Эта сильная ударная волна распро-

джета обратно к его основанию. На рис. 1c эта

страняется в плазму вокруг контр-джета, в резуль-

плазма формирует своего рода кокон, или оболочку

тате чего ее фронт по протяженности оказывается

контр-джета. Возвратный поток магнитной плазмы

шире, чем сечение самого контр-джета. Скачок

из головы контр-джета увлекается циркуляторным

давления и магнитного поля на фронте оказывается

вихрем к воронке ударной волны остановки ветра,

достаточно сильным, чтобы область за фронтом

ныряет в нее и порождает там регулярный сильно

оказалась заметной на фоне модельного диффуз-

замагниченный тороидальный вихрь, который мы

ного излучения туманности. Это подтверждается

будем называть рециркуляцией (из-за обратного

синтетической картой синхротронного излучения

направления его вращения). Пока контр-джет за-

нашей модельной туманности, рассчитанной по

перт циркуляцией ниже по течению, значительная

часть его плазмы перенаправляется в воронку и

стандартным для РМГД моделей рецептам⁶ (см.,

аккумулируется там в рециркуляционном вихре.

например, Дель Занна и др., 2006), на которой

В результате последний раздувается в размерах,

заметна слабая синхротронная особенность. Она

заполняет собой почти всю подветренную ворон-

напоминает поперечную полоску и появляется

ку и начинает пережимать полярное истечение в

в начале яркого участка контр-джета модельной

самом его начале. Будучи дозвуковым в глубине

воронки, полярное истечение становится сверх-

⁵Ударные волны с б ´ольшим скачком скорости возможны

при наличии эффективного отвода энергии из окрестно-

быстромагнитозвуковым в ходе прорыва через ре-

стей фронта за счет высвечивания или ускорения частиц.

циркуляцию. Оставив последнюю позади, сверх-

⁶Наш подход к построению синхротронных карт подробно

быстромагнитозвуковое истечение налетает на за-

описан в в Приложении C в статье Пономарёва и др.

медлившуюся и уплотнившуюся плазму в головной

(2023) “О природе цепочки узелков в туманности Вела”

части контр-джета, заблокированного ниже по те-

в этом выпуске журнала.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023

О ПРИРОДЕ РЕНТГЕНОВСКОЙ ОСОБЕННОСТИ

137

1.0

0.8

0.6

0.4

Скорость звука

0.2

Скорость б.м.з.

Скорость плазмы

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

r (ly)

Рис. 5. Профилискоростейплазмы (красная кривая), звука (зеленая кривая) и быстрогомагнитногозвука (серая кривая)

в подветренномполярномистечении(джете) туманности.Профилипостроенывдоль осиджета. Вертикальнымпунктиром

отмечено положение ударной волны.

туманности (рис. 1b). Совсем так, как это наблю-

результате интенсивного взаимодействия полярно-

дается на рентгеновских изображениях ПТ Вела

го истечения (джета) с регулярными течениями,

(рис. 1a).

характерными для подветренной стороны двухто-

ровых туманностей — с крупномасштабным торои-

Интересно, что анализ профилей яркости вдоль

дальным циркуляционным вихрем и менее крупным

джета в изображениях ПТ Вела и модельных изоб-

тороидальным рециркуляционным вихрем в под-

ражениях дает сопоставимое значение для превы-

ветренной воронке ударной волны остановки пуль-

шения яркости в области полоски над яркостью

сарного ветра. От прочих ударных волн, которые

соседних областей (∼1.5-2 раза). Заметим, что в

во множестве возникают в джетах туманностей,

согласии с наблюдениями Велы яркий участок мо-

волна, отвечающая за поперечную полоску, отли-

дельного контр-джета, обусловленный повышен-

чается по двум признакам. Она столь сильна, что

ным давлением и магнитным полем в “запружен-

распространяется из тела джета в окружающую

ном” участке, формируется на много большем рас-

его плазму; и она квазистационарна, т.е. упорно

стоянии от пульсара, чем яркий наветренный джет,

появляется всегда в одном и том же месте туман-

а также имеет едва заметное внешнее продолжение

ности — на выходе полярного истечения из рецир-

(подробно рассмотренное в работе Пономарёва и

куляционного вихря. Вывод об ударно-волновой

др., 2021).

природе поперечной полоски находится в согласии

со спектром этой рентгеновской особенности. Этот

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

спектр степенной и имеет показатель ∼1.6-1.65

(Пономарёв и др., 2018), близкий к показателю

Численное моделирование структуры и динами-

спектра излучения нетепловых частиц, ускоренных

ки трансзвуковых пульсарных туманностей, прове-

на ударной волне (см., например, Быков и др., 2017,

денное в рамках идеальной РМГД (в приближе-

и ссылки в этой работе)⁷.

нии осевой симметрии туманности с независимым

моделированием “северной” и “южной” полусфер),

указывает на ударно-волновую природу яркой тон-

Авторы благодарны рецензенту за вниматель-

кой детали на рентгеновской карте пульсарной ту-

ное прочтение нашей работы и за конструктив-

манности Вела — так называемой поперечной по-

ные замечания, позволившие нам прояснить ряд

лоски в основании яркой части юго-восточного

(подветренного) джета туманности. Такая ударная

⁷Отметим, однако, что степенные распределения ускорен-

ных частиц довольно универсальны и формируются во

волна может быть характерной для подветренных

многих других случаях: при пересоединении, при уско-

джетов пульсарных туманностей с двойным тором,

рении в сдвиговых течениях, при пересоединении и пр.

взаимодействующих с трансзвуковым или слабо

В последнем случае, однако же, ускорение e^± до тера-

сверхзвуковым потоком и наблюдаемых с подвет-

электронвольтныхэнергий имеет место благодаря тому же

ренной стороны. Ударная волна формируется в

механизму Ферми I типа (см., например, Гуо и др. 2021).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023

138

ФАТЕЕВА и др.

вопросов и улучшить представление результатов.

19.

Левенфиш и др. (K.P. Levenfish, G.A. Ponomaryov,

Авторы благодарны А.М. Быкову за полезные об-

A.E. Petrov, A.M. Bykov, and A.M. Krassilchtchi-

суждения. Авторы также признательны разработ-

kov), J. Phys.: Conf. Ser. 2103, 012020 (2021).

чикам кода PLUTO (Миньоне и др., 2007). Чис-

20.

Любарский (Y.E. Lyubarsky), MNRAS 329, L34

ленное моделирование двухторовых пульсарных

(2002).

туманностей с помощью кода PLUTO проведено

21.

Любарский (Y.E. Lyubarsky), MNRAS 345, 153

Г.А. Пономарёвым и А.Е. Петровым. Моделирова-

(2003).

ние частично выполнено на подсистеме “Торнадо”

22.

Миньоне и др. (A. Mignone, G. Bodo, S. Massaglia,

суперкомпьютерного центра СПбПУ Петра Ве-

T. Matsakos, O. Tesileanu, C. Zanni, and A. Ferrari),

ликого. Обработка данных наблюдений пульсар-

Astrophys. J. Suppl. Ser. 170, 228 (2007).

ной туманности Вела проведена К.П. Левенфиш.

23.

Олми, Буккиантини (B. Olmi and N. Bucciantini),

Г.А. Пономарёв, А.Е. Петров И К.П. Левенфиш

eprint arXiv:2301.12903 (2023).

поддержаны базовым проектом 0040-2019-0025

https://doi.org/10.48550/arXiv.2301.12903.

ФТИ им. А.Ф. Иоффе.

24.

Олми и др. (B. Olmi, L. Del Zanna, E. Amato,

N. Bucciantini, and A. Mignone), J. Plasma Phys. 82

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

635820601 (2016).

Aмато (E. Amato), arxiv:2001.04442 (2020).

25.

Павлов и др. (G.G. Pavlov, O. Kargaltsev, D. Sanwal,

Боговалов С.В., Хангулян Д.В., Письма в Аст-

and G.P. Garmire), Astrophys. J. 554, L189 (2001).

рон. журн. 28, 425 (2002а) [S.V. Bogovalov and

26.

Павлов и др. (G.G. Pavlov, M.A. Teter, O. Kargaltsev,

D.V. Khangoulyan), Astron. Lett. 28, 373 (2002а)].

and D. Sanwal), Astrophys. J. 591, 1157 (2003).

Боговалов, Хангулян (S.V. Bogovalov and

27.

Пономарёв и др. (G.A. Ponomaryov, K.P. Levenfish,

D.V. Khangoulian), MNRAS 336, L53 (2002б).

A.M. Krassilchtchikov, Yu.A. Kropotina, and

Бюлер, Блэндфорд (R. B ¨uhler and R. Blandford),

A.E. Petrov), J. Phys.: Conf. Ser. 1038, 012013

Rep. Prog. Phys. 77, Iss. 6, id. 066901 (2014).

(2018).

Бюлер, Джиоми (R. B ¨uhler and M. Giomi), MNRAS

462, 2762 (2016).

28.

Пономарёв и др. (G.A. Ponomaryov, K.P. Levenfish,

Быков и др. (A.M. Bykov, E. Amato, A.E. Petrov,

and A.E. Petrov), J. Phys.: Conf. Ser. 1400, 022027

A.M. Krassilchtchikov, and K.P. Levenfish), Space

(2019).

Sci. Rev. 207, 235 (2017).

29.

Пономарёв и др. (G.A. Ponomaryov, K.P. Levenfish,

Гельфанд и др. (D.J. Helfand, E.V. Gotthelf, and

A.E. Petrov, and Yu.A. Kropotina), J. Phys.: Conf.

J.P. Halpern), Astrophys. J. 556, 380 (2001).

Ser. 1697, 012022 (2020).

Гуо и др. (F. Guo, X. Li, W. Daughton, et al.),

30.

Пономарёв и др. (G.A. Ponomaryov, K.P. Levenfish,

Astrophys. J. 919, 111 (2021).

Дель Занна и др. (L. Del Zanna, E. Amato, and

and A.E. Petrov), J. Phys.: Conf. Ser. 2103, 012021

N. Bucciantini), Astron. Astrophys. 421, 1063 (2004).

(2021).

10.

Дель Занна и др. (L. Del Zanna, D. Volpi, E. Amato,

31.

Пономарёв Г.А., Фурсов А.Н., Фатеева С.С. и др.,

and N. Bucciantini), Astron. Astrophys. 453, 621

Письма в Астрон. журн., в печати (2023).

(2006).

32.

Порт и др. (O. Porth, S.S. Komissarov, and

11.

Додсон и др. (R. Dodson, D. Lewis, D. McConnel,

R. Keppens), MNRAS 438, 278 (2014).

and A.A. Deshpande), MNRAS 343, 116 (2003).

33.

Рейнольдс и др. (S.P. Reynolds, G.G. Pavlov,

12.

Камю и др. (N.F. Camus, S.S. Komissarov,

O. Kargaltsev, et al.), Space Sci. Rev. 191, 391

N. Bucciantini, and P.A. Hughes), MNRAS 400,

(2017).

1241 (2009).

13.

Каргальцев и др. (O. Kargaltsev, B. Cerutti,

34.

Сирони, Спитковский (L. Sironi and A. Spitkovsky),

Yu. Lyubarsky, and E. Striani), Space Sci. Rev. 191,

Astrophys. J. 741, 39 (2011).

391 (2015).

35.

Черутти, Джьячинти (B. Cerutti and G. Giacinti),

14.

Комиссаров, Любарский (S.S. Komissarov and

Astron. Astrophys. 656, id. A91 (2021).

Y.E. Lyubarsky), MNRAS 349, 779 (2004).

36.

Черутти и др. (B. Cerutti, A.A. Philippov, and

15.

Комиссаров (S.S. Komissarov), MNRAS 428, 2459

G. Dubus), Astron. Astrophys. 642, id. A204 (2020).

(2013).

16.

Коронити (F.V. Coroniti), Astrophys. J. 349, 538

37.

Шевалье, Рейнольдс (R.A. Chevalier and

(1990).

S.P. Reynolds), Astrophys. J. 740, 26 (2011).

17.

Кси и др. (F. Xie, A. Di Marco, F. La Monaca, K. Liu,

38.

Хестер и др. (J.J. Hester, K. Mori, D. Burrows,

F. Muleri, N. Bucciantini, R.W. Romani, E. Costa,

J.S. Gallagher, J.R. Graham, M. Halverson, A. Kader,

et al.), Nature 612, 658 (2022).

F.C. Michel, and P. Scowen), Astrophys. J. 577, L49

18.

Левенфиш и др. (K.P. Levenfish, A.M. Bykov,

(2002).

M. Durant, O.Y. Kargaltsev, Y.A. Kropotina,

39.

Хестер (J.J. Hester), Ann. Rev. Astron. Astrophys.

G.G. Pavlov, A.M. Krassilchtchikov, and

A.A. Uvarov), Mem. S. A. It. 84, 588 (2013).

46, 127 (2008).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023

О ПРИРОДЕ РЕНТГЕНОВСКОЙ ОСОБЕННОСТИ

139

ПРИЛОЖЕНИЕ

ветром (σ₀ = 0.1). Модель пульсарного ветра и

карты синтетического синхротронного излучения

построены общепринятым способом (Дель Занна

Численная 2.5D модель основана на РМГД мо-

и др., 2006; Порт и др., 2014; Бюлер, Джиоми,

дуле кода PLUTO (Миньоне и др., 2007). Вычис-

2016; см. подробное описание в работе Поно-

лительная сетка — сферическая (r, θ), с логариф-

марёва и др. (2023) в этом выпуске журнала).

мически растущим шагом по радиальной коорди-

Мощность ветра нормирована на скорость враща-

нате r. Расчетная область имеет размер от 0.01 до

3.13 световых лет. Базовая сетка содержит 96 ин-

тельных потерь энергии пульсара Вела: L = 6.9 ×

тервалов по r и 32 интервала по полярному углу

× 10³⁶ эрг с-1. Плотность внешней среды выбрана

θ ∈ [0;π]. Для разрешения мелких структур код ав-

такой же, как в работе Бюлера и Джиоми (2016):

томатически активирует трехуровневое адаптивное

ρ_a = 10-28 г см-3. При надувании модельной ту-

измельчение сетки (Adaptive Mesh Refinement —

манности вокруг нее искусственным подбором ло-

AMR); между соседними уровнями размеры ячеек

кального течения создавалась разница давлений,

по каждой из координат отличаются в 2 раза.

имитирующая разность давлений с наветренной и

Расчеты основаны на модели туманности с высо-

подветренной сторон туманности в трансзвуковом

ким наклонением (α = 80^◦) и слабо замагниченным

внешнем потоке.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№2

2023