Anomaalsed röntgenpulsarid. Koolientsüklopeedia Mis on röntgenikiirgus

See tihedus läheneb aine tihedusele aatomituumades:

Ainult neutrontähed võivad olla nii kompaktsed, nii suurel määral kokku surutud: nende tihedus on tõesti lähedane tuumale. Seda järeldust kinnitab kogu pulsarite uurimise viisteist aastat kestnud ajalugu.Aga millest on alguse saanud neutrontäht-pulsaride kiire pöörlemine? Selle põhjuseks on kahtlemata tähe tugev kokkusurumine selle muutumisel "tavalisest" tähest neutrontäheks. Tähtedel on alati pöörlemine ühe või teise kiiruse või perioodiga: näiteks Päike pöörleb ümber oma telje perioodiga umbes kuu. Kui täht kokku tõmbub, kiireneb selle pöörlemine. Temaga juhtub sama, mis tantsijaga jääl: käed enda külge surudes kiirendab tantsija pöörlemist. Siin toimib üks mehaanika põhiseadusi – nurkimpulsi (või nurkimpulsi) jäävuse seadus. Sellest järeldub, et kui pöörleva keha mõõtmed muutuvad, muutub ka selle pöörlemise kiirus; kuid töö jääb muutumatuks

(mis on - kuni ebaolulise arvulise tegurini - nurkimpulss). Selles korrutises on Q keha pöörlemissagedus, M on selle mass, R on keha suurus pöörlemisteljega risti olevas suunas, mis sfäärilise tähe puhul langeb kokku. selle raadiusega. Püsiva massi korral jääb toode konstantseks

Ja seetõttu suureneb keha suuruse vähenemisega selle pöörlemise sagedus vastavalt seadusele: (1.3)

Edasine kokkutõmbumine neutrontähe suuruseks,

tähendab raadiuse vähenemist tuhandekordselt. Sellest lähtuvalt peaks pöörlemissagedus suurenema miljon korda ja selle periood peaks sama palju vähenema. Näiteks kuu aja asemel teeb täht nüüd ühe pöörde ümber oma telje vaid kolme sekundiga. Kiirem esialgne pöörlemine annab veelgi lühemad perioodid. Tänapäeval ei tunta mitte ainult raadiosagedusalas kiirgavaid pulsareid – neid nimetatakse raadiopulsariteks, vaid ka röntgenpulsareid, mis kiirgavad regulaarseid röntgenimpulsse. Ka need osutusid neutrontähtedeks; nende füüsikas on palju sellist, mis muudab nad pursketega sarnaseks. Kuid nii raadiopulsarid kui ka röntgenpulsarid erinevad pursketest ühe põhimõttelise aspekti poolest: neil on väga tugev magnetväli. Just magnetväljad – koos kiire pöörlemisega – tekitavad pulsatsiooniefekti, kuigi need väljad toimivad raadiopulsarites ja röntgenpulsarites erinevalt.

Kõigepealt räägime röntgenpulsaridest, mille emissioonimehhanism on enam-vähem selge, ja seejärel raadiopulsaridest, mida on seni uuritud palju vähemal määral, kuigi need avastati enne röntgenpulsareid ja -purskeid.

Röntgenipulsarid

Röntgenipulsarid on lähedased kaksiksüsteemid, milles üks tähtedest on neutrontäht ja teine ​​hele hiidtäht. Nendest objektidest on teada umbes kaks tosinat. Esimesed kaks röntgenpulsari - Heraklese tähtkujust ja Kentauruse tähtkujudest - avastati 1972. aastal (kolm aastat enne purskete avastamist) Ameerika uurimissatelliidi "Uhuru" abiga. Herculese pulsar saadab impulsse perioodiga 1,24 s. See on neutrontähe pöörlemisperiood. Süsteemis on veel üks periood – neutrontäht ja tema kaaslane pöörlevad ümber oma ühise raskuskeskme perioodiga 1,7 päeva. Orbitaalperiood määrati antud juhul (juhusliku) asjaolu tõttu, et "tavaline" täht ilmub oma orbiidi liikumisel regulaarselt meid ja neutrontähte ühendavale vaateväljale ja seetõttu varjab ta röntgenikiirguse allikat. mõneks ajaks. See on ilmselgelt võimalik, kui tähtede orbiitide tasapind moodustab vaatejoonega vaid väikese nurga. Röntgenikiirgus peatub umbes 6 tunniks, seejärel ilmub uuesti ja nii iga 1,7 päeva järel.

(Muide, röntgenikiirguse varjutuste vaatlemine purskete jaoks enne

pole viimasel ajal õnnestunud. Ja see oli imelik: kui orbiidid on kahekordsed

süsteemid on ruumis juhuslikult orienteeritud, tuleks eeldada, et alates

üle kolme tosina purske, vähemalt mõnel on

orbiidi liikumistasandid, mis on ligikaudu paralleelsed vaatejoonega

(nagu pulsar Herakleses), et tavaline täht saaks perioodiliselt

sulgege neutrontäht meilt. Alles 1982. aastal, s.o 7 aastat hiljem

avanevad pursked, üks näide varjutuspurskest oli lõpuks

avastati.) Pikaajalised vaatlused võimaldasid kindlaks teha veel ühe -

kolmas on röntgenpulsari periood Herakleses: see periood on

35 päeva, millest 2 päeva allikas paistab ja 24 päeva mitte. Selle põhjus

nähtus jääb teadmata. Pulsar Kentauruse tähtkujus

pulsatsiooniperiood 4,8 s. Orbitaalperiood on 2,087

päeval leitakse seda ka röntgenikiirguse varjutustega. Pikaajaline

muutused, mis sarnanevad pulsari 35-päevase perioodiga Heraklese tähtkujus aastal

seda pulsari ei leitud. Neutrontähe kaaslane kaksiksüsteemis

See pulsar on ere nähtav hiiglaslik täht massiga 10-20 päikest. Enamasti neutrontähe kaaslane röntgenikiirguses

pulsars on helesinine hiidtäht. Selle poolest nad erinevad

ähmaseid kääbustähti sisaldavad pursked. Aga nagu purskates, sisse

Nendesse süsteemidesse on võimalik aine voolata tavalisest tähest

neutrontäht ja nende kiirgus tekib samuti kuumenemise tõttu

neutrontähe pind akreteerunud aine voo toimel. See on sama

kiirguse füüsiline mehhanism, nagu taustal (mitte sähvatus)

purske kiirgus. Mõnel röntgenpulsaril on aine

voolab neutrontähele joana (nagu purskates). Enamik

Samadel juhtudel kaotab hiidtäht tähetuule kujul ainet -

väljub selle pinnalt plasmavoolu kõikides suundades, ioniseeritud

gaas. (Sellist nähtust täheldatakse ka Päikesel, kuigi päikesetuul ja

nõrgem - Päike pole hiiglane, vaid kääbus.) Osa tähetuule plasmast siseneb

neutrontähe lähedusse, selle gravitatsiooni domineerimise tsooni, kus ja

on tema poolt vangistatud.

Neutrontähe pinnale lähenedes aga laetud

plasmaosakesed hakkavad kogema teist jõuvälja

neutrontähe-pulsari magnetväli. Magnetväli on võimeline

|
röntgenpulsar Kiievis, röntgenpulsari termokaamera
– Maale perioodiliselt korduvate impulsside kujul tuleva vahelduva röntgenkiirguse kosmiline allikas.

• 1 Avastamise ajalugu
• 2 Röntgenipulsaride füüsikaline olemus
• 3 Vt ka
• 4 Märkused
• 5 linki

Avastamise ajalugu

Röntgenpulsaride avastamine eraldi nähtusena toimus 1971. aastal, kasutades esimese Uhuru röntgenorbitaalobservatooriumi saadud andmeid. Esimesena avastatud röntgenpulsar Centaurus X-3 ei näidanud mitte ainult korrapäraseid heleduse pulsatsioone perioodiga umbes 4,8 sekundit, vaid ka selle perioodi regulaarset muutust. Edasised uuringud on näidanud, et pulsatsiooniperioodi muutus selles süsteemis on seotud Doppleri efektiga, kui pulsatsioonide allikas liigub mööda orbiiti binaarsüsteemis. Huvitav on märkida, et 1970. aasta oktoobris läbi viidud stratosfäärikatses avastatud GX 1+4 allikas (artikkel nende mõõtmiste kohta esitati avaldamiseks pärast tulemuste avaldamist Uhuru observatooriumi andmetel Cen X-3 allika kohta rühm) ja mille puhul tuvastati regulaarsed heleduse muutused perioodiga umbes 2,3 minutit, osutus samuti pulsariks. Stratosfäärikatse piiratud andmed ei võimaldanud aga teha usaldusväärseid väiteid selle allika heleduse muutuse range regulaarsuse kohta, mistõttu ei saa seda allikat pidada esimeseks avastatud röntgenpulsariks.

Vormiliselt avastati Krabi udukogus esmakordselt magnetiseeritud pöörleva neutrontähe (ehk pulsari) kiirgus juba 1963. aastal, s.o. isegi enne neutrontähtede avastamist 1967. aastal A. Huishi ja J. Belli poolt. Kuid neutrontähe väga lühike pöörlemisperiood Krabi udukogus (umbes 33 ms) võimaldas röntgenipulsatsioone tuvastada sellisel sagedusel alles 1969. aastal.

Röntgenipulsaride füüsiline olemus

Röntgenipulsarid võib jagada kahte suurde klassi vastavalt energiaallikale, mis röntgenikiirgust toidab: akreteerivad röntgenpulsarid ja üksikud röntgenpulsarid. Esimesed on kaksiksüsteem, mille üheks komponendiks on neutrontäht ja teiseks täht, mis kas täidab oma Roche'i sagara, mille tulemusena liigub aine tavalisest tähest neutrontähte või hiiglasesse. võimsa tähetuulega täht.

Neutrontähed on väga väikeste mõõtmetega (läbimõõt 20-30 km) ja ülikõrge tihedusega tähed, mis ületavad aatomituuma tiheduse. Arvatakse, et neutronitähed tekivad supernoova plahvatuste tagajärjel. Supernoova plahvatuse käigus variseb tavalise tähe tuum kiiresti kokku, mis seejärel muutub neutrontäheks. Kompressiooni ajal suureneb nurkimpulsi jäävuse seaduse ja ka magnetvoo säilimise tõttu tähe pöörlemiskiirus ja magnetväli järsult. Neutrontähe kiire pöörlemiskiirus ja ülisuured magnetväljad (1012-1013 gaussi) on peamised tingimused röntgenpulsari nähtuse tekkeks.

Sisselangev aine moodustab neutrontähe ümber akretsiooniketta. Kuid neutrontähe vahetus läheduses see hävib: plasma liikumine on tugevalt takistatud üle magnetvälja jõujoonte. Aine ei saa enam ketta tasapinnas liikuda, see liigub mööda väljajooni ja langeb pooluste piirkonda neutrontähe pinnale. Selle tulemusena moodustub nn akretsioonisammas, mille suurus on palju väiksem kui tähe enda suurus. Aine, mis tabab neutrontähe tahket pinda, kuumeneb tugevalt ja hakkab kiirgama röntgenikiirgusena. Kiirguse pulsatsioonid on seotud sellega, et tähe kiire pöörlemise tõttu kaob akretsioonisammas nüüd vaatleja vaateväljast, seejärel ilmub uuesti.

Füüsikalise pildi poolest on röntgenpulsaride lähisugulased polaarsed ja vahepealsed polaarid. Pulsarite ja polaaride erinevus seisneb selles, et pulsar on neutrontäht, polaar aga valge kääbus. Sellest tulenevalt on neil madalam magnetväli ja pöörlemiskiirus.

Neutrontähe vananedes selle väli nõrgeneb ja röntgenpulsar võib muutuda purskeks.

Üksikröntgenipulsarid on neutrontähed, mille röntgenikiirgus tuleneb kas kiirendatud laetud osakeste emissioonist või nende pindade lihtsast jahutamisest.

Vaata ka

• neutrontäht
• raadio pulsar
• Pulsar
• Polaarid (kataklüsmilised muutujad)
• Keskmine polaarne

Märkmed

1. V. M. Lipunov. Neutrontähtede astrofüüsika. - Teadus. - 1987. - S. 139.

Lingid

• Kosmose füüsika. Väike entsüklopeedia, Moskva: Nõukogude entsüklopeedia, 1986

röntgenpulsari anime, röntgenpulsari märguanded, röntgenpulsari sihikud, röntgenpulsari termokaamera

Röntgenipulsari teave

Röntgenipulsaarid

- vahelduva perioodilisuse allikad. röntgen tugeva magnetväljaga neutrontähed. välja, kiirgav tõttu akretsioonid. Magn. väli pinnal R. lk ~ 10 11 -10 14 gauss. Heledused enamik R. p 10 35 kuni 10 39 erg / s. Pulsiperioodid R 0,07 s kuni mitu tuhat sekundit. R. p. kuuluvad lähedastesse kaksiktähesüsteemidesse (vt. lähedased kaksiktähed) teine ​​komponent to-rykh on tavaline (mitte-mandunud) täht, mis varustab ainega, mis on vajalik Galaktika ja selle tasapinnas asuvate R. p.-i ja väikese massiga kaksiksüsteemides R. p.-i akretsiooniks ja normaalseks funktsioneerimiseks. II galaktika populatsiooni kuuluv ja selle kerakujuline. komponent. R. p. avastati ka Magellani pilvedest.

Riis. 1. Röntgenpulsarkiirguse Centaur X-3 salvestamine, mis saadi satelliidilt "Uhuru" 7. mail 1971. Vertikaalsel teljel - näitude arv ajavahemikus 1 bin = 0,096 s, horisontaalsel - aeg. prügikastides.

Riis. Joonis 2. Centaur-X-3 allika röntgenkiirguse pikaajaline varieeruvus (alumine graafik, N - näitude arv, s -t) Nähtavad on iseloomulikud röntgenikiirguse varjutused. Ülemine graafik näitab muutusi perioodis P, tõestades pulsari liikumist ümber kahendsüsteemi massikeskme (A 1.387-10 -3).

Alguses röntgenuuringu etapp. objektidele anti nimed vastavalt tähtkujudele, milles nad asuvad. Näiteks Hercules X-1 tähendab esimest röntgenikiirgust. heledusobjekt Heraklese tähtkujus, Centaur X-3 - kolmas heledus Kentauri tähtkujus. R. p. on väikeses Magellani pilves tähistatud kui SMC X-1, suures Magellani pilves - LMC X-4 [sageli röntgenikiirte tähistuses. allikad täht X - inglise keelest. Röntgenikiirgus (röntgenikiirgus)].Suure hulga röntgenikiirte tuvastamine satelliitidelt. muud vajalikud allikad. Astronoomilised koordinaadid). Sarnase tähendusega on näiteks numbrid satelliidi Ariel (Suurbritannia) poolt avastatud allikate tähistuses. A0535 + 26. Tüübi tähistused GX1+4 viitavad keskel olevatele allikatele. galaktika piirkonnad. Numbrid vastavad galaktilisusele koordinaadid l ja b(sel juhul l = 1°, b=+4°). Kasutatakse ka muid nimetusi. Nii sai Nõukogude AMS Venera-11, -12 pardalt Cone katses avastatud umbes 8-sekundilise perioodiga vilkuv RP nimeks FXP0520-66.

Röntgenpulsarite kiirguse muutlikkus. lühike periood röntgenikiirguse varieeruvus kiirgust R. p illustreerib joon. 1, Kromil on kirje ühe esimese avastatud R. p. - Centaur X-3 (mai 1971, satelliit "Uhuru") kiirguse kohta. Pulsi kordumise periood P = 4,8 s

Joonisel fig. 2 näitab pikka perioodi. varieeruvus R. n. Centaur X-3. Kord kahe päeva jooksul R. p perioodiliselt "kaob" (varjub) 11 tunniks (alumine. R. sõltub kahepäevase perioodi faasist T= 2,087 päeva harmoonilise seaduse järgi (ülemine graafik): kus on muutus R, R 0- häirimatu väärtus R, A - amplituudi suhteline. muudatusi Р, t0 vastab ühele hetkedest, mil perioodi hälve on maksimaalne. Neid kahte fakti tõlgendatakse üheselt: R. p. siseneb binaarsüsteemi, mille orbitaalperiood on võrdne T."Kadumisi" seletatakse R. p. Roche lobe varjutustega. Perioodiline muudatusi R on tingitud Doppleri efektist R. p orbitaalsel liikumisel ümber kaksiksüsteemi massikeskme. , kus mina- kahendsüsteemi orbiidi kaldenurk (selles süsteemis on 90° lähedal), v- R. p. orbiidi liikumise kiirus; v patt i= 416 km/s, orbiidi ekstsentrilisus on väike. röntgen varjutusi on avastatud kaugeltki kõigis kahendsüsteemides R. p.

Riis. 3. Lihtsustatud pilt kahendsüsteemis magnetiseeritud neutrontähele akretsioonist. Gaas siseneb tähte nagu geomeetriliselt õhukese kettaga ja M on neutrontähe pöörlemise nurkkiirus ja magnetmoment.Tingimused plasma külmumiseks magnetosfääri ei ole kogu selle pinnal soodsad.

Pärast R. p avastamist selle lähedusest leitakse tavaliselt kiiresti muutuv optika. täht (kaksiksüsteemi teine ​​komponent), mille heledus muutub orbitaaliga võrdse või poole pikema perioodiga (vt allpool). Lisaks optilise spektrijooned komponentide kogemus Doppleri nihe, 2 t filtris AT(cm. astrofotomeetria). Osa röntgenist kiirgust peegeldub tähe atmosfäär, kuid DOS. osa neeldub selles ja töödeldakse optiliseks. R. Osa energiast kulub eff. aine pinnale kuumutamine, millega kaasneb m tekkimine. n. indutseeritud. tähetuul. Teine efekt, mida nimetatakse ellipsoidseks efektiks, on seotud asjaoluga, et Roche'i sagarat täitva tähe kuju erineb märgatavalt sfäärilisest. Selle tulemusena b. h.pind ja kaks korda - väiksem. Sellist varieeruvust perioodiga poole orbiidiperioodist täheldatakse binaarsüsteemides, kus optilise heledus. komponent on palju suurem kui Rg. R. p heledus Eelkõige just selle varieeruvuse tõttu avastati Centaur X-3 allika normaalne komponent.

Akretsioon tugeva magnetväljaga neutrontähele. Lähedastes kaksiktähesüsteemides on võimalikud kaks põhisüsteemi. akretsiooni tüübid: ketas ja sfääriliselt sümmeetriline. Roche lobe), siis on voolaval ainel keskmine. lööb

Riis. 4. Mitmete röntgenpulsarite impulsiprofiilid. Antud on energiaintervallid, mille kohta andmed saadi, ja perioodid P.

Riis. 5. Kahe röntgenpulsari impulsiprofiili energiasõltuvus.

Riis. 6. Mitmete röntgenpulsaride spektrid. Röntgenijoon rauast hv6,5-7 keV-ga on märgatav.

Vabalangemine (sfääriliselt sümmeetrilise suurenemisega) on võimalik ainult suurte vahemaade korral R tähelt. Kaugus L m ~ 100-1000 km (magnetosfääri raadius), magneti rõhk. neutrontähe välja võrreldakse akumuleeruva ainevoolu rõhuga ( - aine tihedus) ja peatab selle. Tsoonis R< R M tekib neutrontähe suletud magnetosfäär (joon. 3, a), lähedal R M tekib lööklaine, mille puhul plasma jahutatakse Comptoni hajumise tõttu RP kiirgusega. Rayleigh-Taylori ebastabiilsuse tõttu on plasmapiiskadel võimalik tungida magnetosfääri, kus need purustatakse ja külmutatakse magnetvälja. valdkonnas. Magn. väli-kanaliseerib akumuleeruva plasma voolu ja suunab selle magnetpiirkonda. b). Tsoon, millele aine ilmselt langeb, . Tähele langev ainevoog, mis on vajalik heleduse L x ~ 10 35 -10 39 erg/s säilitamiseks, on võrdne aastaga. Igas sekundis langeb pinna 1 cm 2 kohta üle tonni ainet. Vabalangemise kiirus on 0,4 Koos.

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

Riis. 7. Periood P (s) aja funktsioonina mitmete röntgenpulsarite puhul.

In R. Valguse rõhk) langevatele elektronidele on võimeline peatama akumuleeruva aine voolu. Neutrontähe pinna lähedal (alla 1 m kõrgusel) võivad tekkida kiirgusdominandid. lööklaine. Kui R. p heledus ületab 10 37 erg / s, siis neutrontähe pinna kohal magnetilise piirkonnas. poolustele moodustub akretsioonisammas. kriitiline heledus, sest külgedelt hoitakse seda magnetiliselt. väli, mitte gravitatsioon. Veelgi enam, kui magnetiline Kuna neutrontähe väli ületab 10 13 G, siis kolonni põhjas ulatub plasma ja kiirguse temperatuur 10 10 K. Sellistel temperatuuridel toimuvad elektron-positroni paaride tekke ja annihilatsiooni protsessid. Reaktsiooni käigus tekkivad neutriinod , võtke ära peamine heleduse osakaal. röntgen heledus (ületab kriitilist) on väike osa neutriino heledusest ning SMC X-1 ja LMC X-4 heledused on ~ 10 m erg / s, st need on palju suuremad kui kriitiline. Nendel objektidel on ilmselt ja tähendus. neutriino heledus. Kiirgavad neutriinod soojendavad neutrontähe sisemust ja neeldudes kahendsüsteemi normaalse komponendi sisemusse annavad väikese panuse selle optilisse. heledus. Sellistes objektides koguneva aine voog võib ulatuda (10 - 6 -10 - 5 ) aastal. Sel juhul on võimalik olukord, kus R. p. 10 6 -10 5 aasta "töö" jooksul u. 1 aine, neutrontähtede stabiilsuspiir ületatakse, tuleb gravitatsiooniline kollaps, plahvatuse saatel supernoova haruldane tüüp ja haridus must auk. See võib juhtuda ainult ketta akretsiooniga, kui kiirgusrõhk ei takista akretsiooni gravitatsioonikeskmest suurtes kaugustes.

Röntgenpulsaride impulsiprofiilide ja emissioonispektrite kujunemine. P on võrdne neutrontähe pöörlemisperioodiga. Tugeva magneti olemasolu. väljad võivad põhjustada kiirguse suunatust. Olenevalt footonite energia vahekorrast hv, magnetiline tugevus. väljad H ja plasmasülem T e saab moodustada nii "pliiatsi" kui ka "noa" mustreid. Kõige olulisem parameeter on elektroni gürosagedus (tsüklotroni sagedus). Suunavuse aste on suhete f-tsioon Suunatavusmuster määrab R. p impulsiprofiili kuju. 4. Paljude R. p profiilide kuju muutub footoni energia suurenedes (joon. 5).

Neutrontähe emissioonispekter peab olema mitmekomponentne. Nad kiirgavad lööklaine, akretsioonisammast, neutrontähe pinda samba põhja lähedal ja plasmat, mis voolab läbi magnetosfääri neutrontähe poolustele. See plasma neelab kolonni kõva kiirguse ja kiirgab seda "pehmes" röntgenikiirguses uuesti. ulatus nii kontiinumis (pidev spekter) kui ka röntgenikiirguses. raskete elementide ioonide jooned (iseloomulikud ja resonantsed). Kui suure heledusega RP magnetosfääril voolavad plasmavoolud ei kata kogu selle pinda, siis tekivad “aknad”, kuhu “kõva” kiirgus vabalt välja pääseb, teised suunad on aga suure optilise kiirguse tõttu talle suletud. plasmavoolude paksused. Neutrontähe pöörlemine peaks tekitama kiirguse pulsatsioone. See on veel üks röntgenprofiili moodustamise mehhanism. R. p. uurimise kõige olulisem etapp oli güroliini [spektrijoon elektronide tsüklotronikiirguse (või neeldumise) tõttu] avastamine R. p. Hercules X-1 spektris. Güroliini avastamine andis otsese katsetamise meetodi. hv H = 56 keV. Vastavalt suhtele hv H = 1,1 (H/10 11 G) keV, magnettugevus välja selle neutrontähe pinnal on 5*10 12 G.

Neutrontähtede pöörlemise kiirendus ja aeglustumine. Erinevalt raadiopulsaridest (eriti mõned neist pulsarid krabis ja purjedes kiirgavad röntgenikiirguses. vahemik), mis kiirgavad magnetiseeritud neutrontähe pöörlemisenergia tõttu ja suurendavad aja jooksul oma perioodi; RP-d, mis kiirgavad akretsiooni tõttu, kiirendavad nende pöörlemist. Tõepoolest, ketta akretsiooni ajal on magnetosfääri langeval ainel märgatav sp. liikumise hulga hetk. Magneti sisse külmumine. väljas, akumuleeruv plasma liigub tähe pinna poole ja kannab sellele üle oma nurkimpulsi. Selle tulemusena kiireneb tähe pöörlemine ja pulsi kordumise periood väheneb. See efekt on iseloomulik kõigile R. p.-le (joon. 7). Mõnikord täheldatakse aga aeglustumist. See on võimalik, kui akretsiooni kiirus või akreteeriva aine liikumishulga liikumismomendi suund muutub. Perioodi suurenemiseni viivate mehhanismide hulgas on nn. propelleri mehhanism. Eeldatakse, et R. A. Sunyajev.

"Röntgenpulsaarid" raamatutes