Anomalni rendgenski pulsari. Školska enciklopedija Šta su rendgenski zraci

Ova gustina se približava gustini materije unutar atomskih jezgara:

Samo neutronske zvijezde mogu biti tako kompaktne, komprimirane do tako visokog stupnja: njihova gustina je zaista bliska nuklearnoj. Ovaj zaključak potvrđuje čitava petnaestogodišnja istorija proučavanja pulsara.Ali šta je poreklo brze rotacije neutronskih zvezda-pulsara? To je nesumnjivo uzrokovano jakom kompresijom zvijezde prilikom njene transformacije iz "obične" zvijezde u neutronsku. Zvijezde uvijek imaju rotaciju sa jednom ili drugom brzinom ili periodom: Sunce, na primjer, rotira oko svoje ose u periodu od oko mjesec dana. Kada se zvijezda skuplja, njena rotacija se ubrzava. Njoj se dešava isto što i plesaču na ledu: pritiskom ruku na sebe, plesač ubrzava svoju rotaciju. Ovdje djeluje jedan od osnovnih zakona mehanike - zakon održanja ugaonog momenta (ili ugaonog momenta). Iz toga slijedi da kada se promijene dimenzije rotacionog tijela, mijenja se i brzina njegove rotacije; ali rad ostaje nepromijenjen

(što je - do beznačajnog brojčanog faktora - ugaoni moment). U ovom proizvodu Q je frekvencija rotacije tijela, M je njegova masa, R je veličina tijela u smjeru okomitom na os rotacije, koji se poklapa u slučaju sferne zvijezde. sa svojim radijusom. Pri konstantnoj masi proizvod ostaje konstantan

I, stoga, sa smanjenjem veličine tijela, frekvencija njegove rotacije raste prema zakonu: (1.3)

Dalja kontrakcija do veličine neutronske zvijezde,

znači smanjenje radijusa za faktor od hiljadu. Shodno tome, učestalost rotacije bi se trebala povećati za milion puta, a njen period bi se trebao smanjiti za isto toliko. Umjesto, recimo, mjesec dana, zvijezda sada napravi jedan okret oko svoje ose za samo tri sekunde. Brža početna rotacija daje još kraće periode. Danas su poznati ne samo pulsari koji emituju u radio opsegu - oni se nazivaju radio pulsari, već i rendgenski pulsari koji emituju regularne impulse rendgenskih zraka. Ispostavilo se da su i one neutronske zvijezde; ima mnogo toga u njihovoj fizici što ih čini sličnima bursterima. Ali i radio pulsari i rendgenski pulsari se razlikuju od burstera u jednom fundamentalnom pogledu: imaju vrlo jaka magnetna polja. Upravo magnetska polja – zajedno sa brzom rotacijom – stvaraju efekat pulsiranja, iako ta polja različito djeluju u radio pulsarima i rendgenskim pulsarima.

Prvo ćemo govoriti o rendgenskim pulsarima, čiji je mehanizam emisije manje-više jasan, a zatim o radio pulsarima koji su do sada proučavani u znatno manjoj mjeri, iako su otkriveni prije rendgenskih pulsara i burstera.

Rendgenski pulsari

Rendgenski pulsari su bliski binarni sistemi u kojima je jedna od zvijezda neutronska zvijezda, a druga sjajna zvijezda džinovska zvijezda. Poznato je oko dvadesetak ovih objekata. Prva dva rendgenska pulsara - u sazviježđu Herkula i u sazviježđu Kentaura - otkrivena su 1972. godine (tri godine prije otkrića burstera) uz pomoć američkog istraživačkog satelita "Uhuru". Pulsar u Herkulesu šalje impulse sa periodom od 1,24 s. Ovo je period rotacije neutronske zvijezde. Postoji još jedan period u sistemu - neutronska zvijezda i njen pratilac kruže oko zajedničkog centra gravitacije sa periodom od 1,7 dana. Orbitalni period je u ovom slučaju određen zbog (slučajne) okolnosti da se „obična“ zvijezda u svom orbitalnom kretanju redovno pojavljuje na vidnoj liniji koja povezuje nas i neutronsku zvijezdu, te stoga zaklanja izvor rendgenskih zraka. na neko vrijeme. Ovo je očigledno moguće kada ravan zvjezdanih orbita čini samo mali ugao s linijom vida. Rendgensko zračenje prestaje oko 6 sati, zatim se ponovo pojavljuje, i tako svakih 1,7 dana.

(Usput, posmatranje rendgenskih pomračenja za burstere ranije

nije bio uspješan u posljednje vrijeme. I bilo je čudno: ako su orbite udvostručene

sistemi su nasumično orijentisani u prostoru, trebalo bi očekivati ​​da od

više od tri tuceta burstera, barem nekoliko njih

ravni orbitalnog kretanja približno paralelne sa linijom vida

(kao pulsar u Herkulesu) tako da obična zvijezda može periodično

zatvorite neutronsku zvijezdu od nas. Tek 1982. godine, odnosno 7 godina kasnije

otvarajući burstere, jedan primjer pomračnog burstera je konačno bio

otkriveno.) Dugoročna zapažanja omogućila su da se ustanovi još jedno -

treći je period rendgenskog pulsara kod Herkula: ovaj period je

35 dana, od čega II dana izvor sija, a 24 dana ne. Razlog tome

fenomen ostaje nepoznat. Pulsar u sazvežđu Kentaur

period pulsiranja 4,8 s. Orbitalni period je 2.087

dana, nalazi se i po rendgenskim pomračenjima. Dugoročno

promjene slične 35-dnevnom periodu pulsara u sazviježđu Herkula u

ovaj pulsar nije pronađen. Pratilac neutronske zvijezde u binarnom sistemu

Ovaj pulsar je sjajna vidljiva džinovska zvijezda s masom od 10-20 Sunaca. U većini slučajeva, pratilac neutronske zvijezde u rendgenskim zracima

pulsari su sjajna plava džinovska zvijezda. Po tome se razlikuju od

bursteri koji sadrže slabe patuljaste zvijezde. Ali kao u bursterima, u

ovih sistema, moguće je da materija teče od obične zvezde do

neutronske zvijezde, a njihovo zračenje također nastaje zagrijavanjem

površine neutronske zvijezde fluksom akretirane tvari. To je isto

fizički mehanizam zračenja, kao u slučaju pozadine (ne baklje)

burster radijacije. Neki od rendgenskih pulsara imaju materiju

teče do neutronske zvijezde u obliku mlaza (kao kod burstera). Većina

U istim slučajevima, džinovska zvijezda gubi materiju u obliku zvjezdanog vjetra -

odlazeći sa njegove površine u svim pravcima strujanja plazme, jonizovani

gas. (Fenomen ove vrste primećuje se i na Suncu, iako solarni vetar i

slabije - Sunce nije džin, već patuljak.) Deo plazme zvezdanog vetra ulazi

u blizini neutronske zvijezde, u zonu dominacije njene gravitacije, gdje i

je zarobljena od nje.

Međutim, kada se približi površini neutronske zvijezde, nabijena

čestice plazme počinju da doživljavaju drugo polje sile

magnetno polje neutronske zvijezde-pulsara. Magnetno polje je sposobno

|
rendgenski pulsar Kijev, rendgenski pulsar termovizir
- kosmički izvor naizmjeničnog rendgenskog zračenja koje dolazi na Zemlju u obliku periodično ponavljajućih impulsa.

• 1 Istorija otkrića
• 2 Fizička priroda rendgenskih pulsara
• 3 Vidi također
• 4 Napomene
• 5 Linkovi

Istorija otkrića

Otkriće rendgenskih pulsara kao zasebnog fenomena dogodilo se 1971. koristeći podatke dobijene od prve rendgenske orbitalne opservatorije Uhuru. Prvi otkriveni rendgenski pulsar Centaurus X-3 pokazao je ne samo pravilne pulsacije sjaja sa periodom od oko 4,8 sekundi, već i redovnu promjenu u tom periodu. Dalja istraživanja su pokazala da je promjena perioda pulsiranja u ovom sistemu povezana sa Doplerovim efektom kada se izvor pulsiranja kreće duž orbite u binarnom sistemu. Zanimljivo je napomenuti da je izvor GX 1+4, otkriven u stratosferskom eksperimentu sprovedenom u oktobru 1970. godine (članak o ovim mjerenjima dostavljen je za objavljivanje nakon objavljivanja rezultata na izvoru Cen X-3 od strane podataka opservatorije Uhuru grupa), a za koje su detektovane pravilne promene sjaja u periodu od oko 2,3 minuta, takođe se ispostavilo da je pulsar. Međutim, ograničeni podaci stratosferskog eksperimenta nisu omogućili pouzdane izjave o strogoj pravilnosti promjene svjetline ovog izvora, pa se ovaj izvor ne može smatrati prvim otkrivenim rendgenskim pulsarom.

Formalno, prvi put je zračenje magnetizirane rotirajuće neutronske zvijezde (tj. pulsara) u Rakovinoj magli otkriveno još 1963. godine, tj. čak i prije otkrića neutronskih zvijezda 1967. od strane A. Huisha i J. Bella. Međutim, vrlo kratak period rotacije neutronske zvijezde u Rakovinoj magli (oko 33 ms) nije omogućio otkrivanje rendgenskih pulsacija na ovoj frekvenciji sve do 1969. godine.

Fizička priroda rendgenskih pulsara

Rendgenski pulsari se mogu podijeliti u dvije velike klase prema izvoru energije koji hrani X-zrake: akreirajuće rendgenske pulsare i pojedinačne rendgenske pulsare. Prvi su binarni sistem, čija je jedna od komponenti neutronska zvijezda, a drugi je zvijezda koja ili ispunjava svoj Rocheov režanj, uslijed čega materija teče od obične zvijezde do neutronske, ili džinovske zvijezde. zvezda sa snažnim zvezdanim vetrom.

Neutronske zvijezde su zvijezde vrlo malih dimenzija (20-30 km u prečniku) i izuzetno velike gustine koje prevazilaze gustinu atomskog jezgra. Vjeruje se da se neutronske zvijezde pojavljuju kao rezultat eksplozija supernove. Tokom eksplozije supernove, jezgro normalne zvijezde brzo kolabira, a zatim se pretvara u neutronsku zvijezdu. Prilikom kompresije, zbog zakona održanja ugaonog momenta, kao i očuvanja magnetskog fluksa, dolazi do naglog povećanja brzine rotacije i magnetnog polja zvijezde. Velika brzina rotacije neutronske zvijezde i izuzetno velika magnetna polja (1012-1013 gausa) glavni su uvjeti za pojavu fenomena rendgenskog pulsara.

Tvar koja pada formira akrecijski disk oko neutronske zvijezde. Ali u neposrednoj blizini neutronske zvijezde, ona je uništena: kretanje plazme je jako otežano preko linija magnetskog polja. Supstanca ne može se više kretati u ravni diska, kreće se duž linija polja i pada na površinu neutronske zvijezde u području polova. Kao rezultat, formira se takozvani akrecijski stup čija je veličina mnogo manja od veličine same zvijezde. Materija, udarivši o čvrstu površinu neutronske zvijezde, snažno se zagrijava i počinje zračiti rendgenskim zracima. Pulsacije zračenja su povezane s činjenicom da zbog nagle rotacije zvijezde, akrecijski stup sada nestaje iz vidokruga posmatrača, pa se ponovo pojavljuje.

Što se tiče fizičke slike, bliski srodnici rendgenskih pulsara su polarni i srednji polari. Razlika između pulsara i polarnika je u tome što je pulsar neutronska zvijezda, dok je polar bijeli patuljak. Shodno tome, imaju niža magnetna polja i brzinu rotacije.

Kako neutronska zvijezda stari, njeno polje slabi, a rendgenski pulsar može postati burster.

Pojedinačni rendgenski pulsari su neutronske zvijezde čija rendgenska emisija nastaje ili emisijom ubrzanih nabijenih čestica ili jednostavnim hlađenjem njihovih površina.

vidi takođe

• neutronska zvijezda
• radio pulsar
• Pulsar
• Polari (kataklizmičke varijable)
• Intermediate polar

Bilješke

1. V. M. Lipunov. Astrofizika neutronskih zvijezda. - Nauka. - 1987. - S. 139.

Linkovi

• Svemirska fizika. Mala enciklopedija, Moskva: Sovjetska enciklopedija, 1986

rendgenski pulsar anime, rendgenski pulsar znakovi, rendgenski pulsarni nišani, rendgenski pulsar termovizir

X-ray pulsar Informacije o

RTG PULSARI

- izvori naizmjeničnih periodičnih. rendgenski snimak neutronske zvijezde sa jakim magnetnim poljem. polje koje zrači zbog akrecije. Magn. polje na površini R. p. ~ 10 11 -10 14 gausa. Luminosities najviše R. p. od 10 35 do 10 39 erg/s. Periodi pulsa R od 0,07 s do nekoliko hiljadu sekundi. R. p. su uključeni u bliske binarne zvjezdane sisteme (vidi. bliske binarne zvijezde) druga komponenta to-rykh je normalna (nedegenerisana) zvijezda, koja opskrbljuje supstancu neophodnu za akreciju i normalno funkcioniranje R. p. Galaksije i onih koji leže u njenoj ravni, te u binarnim sistemima male mase koji pripadaju populaciji galaksije II i pripadaju njenoj sfernoj. komponenta. R. p. takođe otkriven u Magelanovim oblacima.

Rice. 1. Snimak rendgenskog pulsarnog zračenja Centaur X-3, dobijenog sa satelita "Uhuru" 7. maja 1971. Na vertikalnoj osi - broj očitavanja u vremenskom intervalu 1 bin = 0,096 s, na horizontalnoj - vrijeme u kanti.

Rice. Slika 2. Dugoročna varijabilnost rendgenske emisije iz izvora Centaur-X-3 (donji grafikon, N - broj očitavanja, s -t) Vidljive su karakteristične rendgenske pomračenja. Gornji grafikon prikazuje promene u periodu P, što dokazuje kretanje pulsara oko centra mase binarnog sistema (A 1.387-10 -3).

Na početku faza rendgenskog istraživanja. objekti su dobili imena prema sazvežđima u kojima se nalaze. Na primjer, Hercules X-1 znači prvi rendgenski snimak. svjetlina objekta u sazviježđu Herkul, Kentaur X-3 - treći sjaj u sazviježđu Kentaur. R. p. u Malom Magelanovom oblaku označen je kao SMC X-1, u Velikom Magelanovom oblaku - LMC X-4 [često se nalazi u rendgenskim zapisima. izvori slovo X - sa engleskog. X-zrake (X-zrake)].Detekcija sa satelita velikog broja X-zraka. potrebni drugi izvori Astronomske koordinate). Brojevi u oznaci izvora koje je otkrio satelit Ariel (Velika Britanija) imaju slično značenje, na primjer. A0535 + 26. Oznake tipa GX1+4 odnose se na izvore u sredini. regiona galaksije. Brojevi odgovaraju galaktici koordinate l i b(u ovom slučaju l = 1°, b=+4°). Koriste se i druge oznake. Tako je trepćući RP sa periodom od oko 8 sekundi otkriven sa ploče sovjetskog AMS Venera-11, -12 u eksperimentu Cone nazvan FXP0520-66.

Varijabilnost zračenja rendgenskih pulsara. kratak period rendgenska varijabilnost zračenje R. p. ilustruje sl. 1, na Kromu postoji zapis zračenja jednog od prvih otkrivenih R. p. - Centaur X-3 (maj 1971, satelit "Uhuru"). Period ponavljanja pulsa P = 4.8 s

Na sl. 2 prikazuje dug period. varijabilnost R. n. Centaur X-3. Jednom u dva dana, R. p. periodično "nestaje" (pomračuje) na 11 sati (niži. R. zavisi od faze dvodnevnog perioda T= 2,087 dana prema harmonijskom zakonu (gornji grafikon): gdje je promjena R, R 0- nepromijenjena vrijednost R, A - relativna amplituda. promjene R, t0 odgovara jednom od trenutaka kada je odstupanje perioda maksimalno. Ove dvije činjenice se tumače nedvosmisleno: R. p. ulazi u binarni sistem sa orbitalnim periodom jednakim T."Nestanci" se objašnjavaju pomračenjima režnja R. p. Rochea. Periodično promjene R nastaju zbog Doplerovog efekta tokom orbitalnog kretanja R. p. oko centra mase binarnog sistema. ,gdje ja- ugao nagiba orbite binarnog sistema (u ovom sistemu je blizu 90°), v- brzina orbitalnog kretanja R. p.; v grijeh i= 416 km/s, orbitalni ekscentricitet je mali. rendgenski snimak pomračenja su otkrivena u daleko od svih binarnih sistema sa R. p.

Rice. 3. Pojednostavljena slika akrecije na magnetiziranu neutronsku zvijezdu u binarnom sistemu. Gas ulazi u zvijezdu kao u geometrijski tanak disk, a M je ugaona brzina rotacije i magnetni moment neutronske zvijezde.Uvjeti za zamrzavanje plazme u magnetosferu nisu povoljni na cijeloj njenoj površini.

Nakon otkrića R. p. u njegovoj blizini obično se brzo pronađe varijabilna optička. zvijezda (druga komponenta binarnog sistema), čiji se sjaj mijenja sa periodom jednakim orbitali ili upola kraćim (vidi dolje). Osim toga, spektralne linije optičkog komponente imaju Doplerov pomak, 2 t u filteru AT(cm. astrofotometrija). Dio rendgenskog snimka radijaciju reflektuje zvezdana atmosfera, ali DOS. dio se njime apsorbira i obrađuje u optički. R. Dio energije se troši na eff. zagrijavanje tvari na površini, praćeno stvaranjem m. n. inducirano. zvezdani vetar. Drugi efekat, nazvan elipsoidni efekat, povezan je sa činjenicom da se oblik zvezde koja ispunjava Rocheov režanj primetno razlikuje od sfernog. Kao rezultat toga, b. h. površine i dva puta - manji. Takva varijabilnost sa periodom upola manjim od orbitalnog perioda uočena je u binarnim sistemima gde je luminoznost optička. komponenta je mnogo veća od Rg. luminoznost R. p. Konkretno, upravo zbog ove varijabilnosti je otkrivena normalna komponenta izvora Centaur X-3.

Akrecija na neutronsku zvijezdu sa jakim magnetnim poljem. U bliskim binarnim zvjezdanim sistemima moguća su dva osnovna sistema. vrste akrecije: disk i sferno simetrično. Roche lobe), tada tekuća supstanca ima srednju vrijednost. otkucaji

Rice. 4. Profili pulsa brojnih rendgenskih pulsara. Dati su energetski intervali za koje su podaci dobijeni i periodi P.

Rice. 5. Energetska ovisnost pulsnog profila za dva rendgenska pulsara.

Rice. 6. Spektri niza rendgenskih pulsara. Primetna je rendgenska linija gvožđa sa hv6,5-7 keV.

Slobodni pad (sa sferno simetričnom akrecijom) moguć je samo na velikim udaljenostima R od zvezde. Na udaljenosti L m ~ 100-1000 km (radijus magnetosfere), pritisak magneta. polje neutronske zvezde se poredi sa pritiskom rastućeg toka materije ( - gustina supstance) i zaustavlja je. U zoni R< R M formira se zatvorena magnetosfera neutronske zvezde (slika 3, a), blizu R M nastaje udarni val u kojem se plazma hladi zračenjem RP-a zbog Comptonovog raspršenja. Zbog Rayleigh-Taylorove nestabilnosti, postaje moguće da kapljice plazme prodru u magnetosferu, gdje se dalje drobe i zamrzavaju u magnetsko polje. polje. Magn. polje kanalizira tok akreirajuće plazme i usmjerava ga u magnetsko područje. b). Zona, na koju supstanca pada, očigledno, . Tok materije koja pada na zvijezdu, neophodan za održavanje sjaja L x ~ 10 35 -10 39 erg/s, jednak je godini. Svake sekunde na 1 cm 2 površine padne više od tone materije. Brzina slobodnog pada je 0,4 With.

U R. p. sa luminoznošću L x < 10 36 эрг/спадающие протоны и электроны тормозятся в атмосфере (образованной веществом,

Rice. 7. Period P (u s) kao funkcija vremena za određeni broj rendgenskih pulsara.

U R. Pritisak svjetlosti) na upadne elektrone je sposoban da zaustavi tok akrecirajuće materije. Blizu površine neutronske zvijezde (na visini manjoj od 1 m) mogu se formirati dominantne radijacije. udarni talas. Ako luminoznost R. p. prelazi 10 37 erg/s, tada iznad površine neutronske zvijezde u području magnetskog. polova formira se akrecijski stup. kritičnog sjaja, jer se sa strana drži magnetski. polje, a ne gravitacija. Štoviše, ako je magnetna Pošto polje neutronske zvezde prelazi 10 13 G, onda u osnovi stuba temperatura plazme i zračenja dostiže 10 10 K. Na takvim temperaturama dolazi do procesa stvaranja i anihilacije parova elektron-pozitron. Neutrini nastali u reakciji , oduzeti glavno udio osvjetljenja. rendgenski snimak luminoznost (preko kritične) je mali dio luminoznosti neutrina, a luminoznosti SMC X-1 i LMC X-4 ~ 10 m erg/s, odnosno mnogo su veće od kritične. Ovi objekti imaju, naizgled, i znači. neutrina luminoznost. Emitovani neutrini zagrevaju unutrašnjost neutronske zvezde i, apsorbujući se u unutrašnjost normalne komponente binarnog sistema, daju mali doprinos njegovom optičkom. luminoznost. Tok akreirajuće materije u takvim objektima može doseći (10 - 6 -10 - 5 )u godini. U ovom slučaju moguća je situacija kada je tokom 10 6 -10 5 godina "rada" R. p., cca. 1supstanca, granica stabilnosti za neutronske zvijezde će biti prekoračena, bit će gravitacijski kolaps, praćeno eksplozijom supernova rijedak tip i obrazovanje crna rupa. Ovo se može desiti samo sa akrecijom diska, kada pritisak zračenja ne sprečava akreciju na velikim udaljenostima od gravitacionog centra.

Formiranje pulsnih profila i emisionih spektra rendgenskih pulsara. P je jednako periodu rotacije neutronske zvijezde. Prisustvo jakog magneta. polja mogu dovesti do usmjerenosti zračenja. Ovisno o odnosu između energije fotona hv, magnetna snaga. polja H i plazma roj T e mogu se formirati i šare "olovka" i "nož". Najvažniji parametar je žirofrekvencija (ciklotronska frekvencija) elektrona. Stepen usmjerenosti je f-cija odnosa. Obrazac usmjerenosti određuje oblik pulsnog profila R. p. 4. Oblik profila mnogih R. p. se mijenja sa povećanjem energije fotona (slika 5).

Emisioni spektar neutronske zvijezde mora biti višekomponentan. Oni emituju udarni talas, akrecioni stub, površinu neutronske zvezde blizu osnove stuba i plazmu koja teče kroz magnetosferu do polova neutronske zvezde. Ova plazma apsorbuje tvrdo zračenje kolone i ponovo ga zrači u "mekom" rendgenskom zračenju. rasponu kako u kontinuumu (kontinuirani spektar) tako i u rendgenskim zracima. linije (karakteristične i rezonantne) jona teških elemenata. Ako tokovi plazme na magnetosferi RP velike svjetlosti ne pokriju cijelu njegovu površinu, tada se formiraju "prozori" u koje slobodno izlazi "tvrdo" zračenje, dok su mu ostali pravci zatvoreni zbog velikog optičkog zračenja. debljine tokova plazme. Rotacija neutronske zvijezde bi trebala dovesti do pulsiranja zračenja. Ovo je još jedan mehanizam za formiranje rendgenskog profila. Najvažnija faza u proučavanju R. p. bilo je otkriće žirolina [spektralne linije zbog ciklotronskog zračenja (ili apsorpcije) elektrona] u spektru R. p. Hercules X-1. Otkriće žirolina dalo je metodu direktnog eksperimentisanja. hv H = 56 keV. Prema odnosu hv H = 1,1 (H/10 11 G) keV, magnetna snaga polje na površini ove neutronske zvijezde je 5*10 12 G.

Ubrzanje i usporavanje rotacije neutronskih zvijezda. Za razliku od radio pulsara (neki od njih, posebno pulsari u raku i jedrima, zračiti u rendgenskom snimku. raspon) koji zrače zbog rotacijske energije magnetizirane neutronske zvijezde i povećavaju svoj period s vremenom; RP koji zrače zbog akrecije ubrzavaju njihovu rotaciju. Zaista, tokom akrecije diska, materija koja pada na magnetosferu ima primetan sp. moment količine kretanja. Smrzavanje u magnet. polju, akreirajuća plazma se kreće prema površini zvijezde i prenosi joj svoj ugaoni moment. Kao rezultat toga, rotacija zvijezde se ubrzava, a period ponavljanja pulsa se smanjuje. Ovaj efekat je karakterističan za sve R. p. (slika 7). Međutim, ponekad se primjećuje usporavanje. To je moguće ako se promijeni brzina nakupljanja ili smjer momenta količine kretanja tvari koja se nakuplja. Među mehanizmima koji dovode do povećanja perioda, tzv. propelerski mehanizam. Pretpostavlja se da je R. A. Sunyaev.

"RTG PULSARI" u knjigama