В Физическом институте им. П.Н. Лебедева РАН (ФИАН) получены первые двумерные карты распределения индексов межпланетных мерцаний нескольких тысяч радиоисточников. Этот и другие результаты были достигнуты в ходе масштабной работы по изучению турбулентности астрофизической плазмы.

    Среди свойств межзвёздной плазмы особое место занимает турбулентность. Исследование этого процесса осложняется тем, что хаотическим изменениям одновременно подвержены многие его параметры: плотность, скорость движения, магнитное поле и др. – причём на всех доступных для измерений масштабах. Вместе с тем, турбулентность можно исследовать количественно. Так, её спектр измеряется на основе анализа наблюдений проходящих через плазму радиоволн. Подходящими источниками для исследования турбулентности межзвездной плазмы служат пульсары – их излучение регистрируется на Земле радиотелескопами.

    Турбулентность в межзвёздной среде и в потоке исходящей от Солнца плазмы, – солнечном ветре, – исследуется, в частности, с помощью метода мерцаний (подробнее о нём – в нашем недавнем материале). В Пущинской радиоастрономической обсерватории Астрокосмического центра (ПРАО АКЦ) ФИАН этот метод развивается с 1970-х годов. За десятилетия его применения собрано много наблюдательных данных.

    В 2002–2008 годах в рамках международного проекта специалисты Пущинской обсерватории сделали важный шаг в количественном изучении турбулентности межзвездной плазмы, экспериментально установив, что её спектр в широком диапазоне масштабов, от тысяч километров до сотых долей парсека, имеет степенной вид (про эту работу мы рассказывали здесь). Вместе с тем, учёные пока не пришли к единой модели турбулентности.

    Приблизиться к ней помогает новая работа пущинских физиков. Они изучили мерцания нескольких тысяч компактных радиоисточников, а также измерили параметры радиоизлучения аномальных пульсаров и компактных источников в ядрах активных галактик.

На фото: БСА ФИАН

    Наблюдения проводились на Большой сканирующей антенне (БСА) ФИАН – крупнейшем и самом чувствительном в мире радиоастрономическом инструменте в метровом диапазоне длин волн, а также с помощью космического интерферометра проекта «Радиоастрон» и крупных наземных радиотелескопов. Поясняет ведущий научный сотрудник ПРАО АКЦ ФИАН Владимир Иванович Шишов:

    «Регистрация мерцаний нескольких тысяч радиоисточников шла ежедневно в течение 24 часов: они наблюдались на обновлённой диаграмме телескопа, с 96 лучами. Параллельно мы разрабатывали специальные методы анализа собранных данных и программное обеспечение».

    В результате учёные измерили карты распределения индексов межпланетных мерцаний радиоисточников в полоске неба с экваториальными координатами: 50 градусов по склонению и 24 часа по прямому восхождению. Распределение индексов позволило сделать выводы о пространственном распределении плотности межпланетной плазмы. В среднем она сильно возрастает при приближении к Солнцу. В период максимума солнечной активности структура распределения плотности близка к сферически-симметричной. В отдельные дни на фоне среднего распределения зафиксированы распространяющиеся от Солнца возмущения, вызванные вспышками на Солнце.

Карта распределения индекса мерцаний
(бóльшему значению индекса соответствует более тёмный цвет)

Среднемесячная карта распределения индексов межпланетных мерцаний, апрель 2014 года
(изображения предоставлены В.И. Шишовым)

    Учёные изучили и распределение статистических параметров межзвёздной турбулентной плазмы в Галактике. В.И. Шишов:

    «Турбулентность в спиральных рукавах Галиктики усиливается вблизи остатков вспышек сверхновых, а также в окрестности центра Галактики. Кроме того, мы исследовали межзвёздную плазму в направлении пульсара B0950+08 и впервые установили, что в этом направлении существуют два слоя турбулентной плазмы, которые и определяют параметры мерцаний. Эти слои находятся на расстояниях от 2 до 8 парсеков и от 40 до 130 парсеков от наблюдателя».

    Специалисты также провели наблюдения нескольких групп аномальных пульсаров и исследовали изменение параметров их радиоизлучения, а также изучили физические условия в активных ядрах галактик CTA 21 и OF +247. Выяснилось, что почти всё излучение этих источников сосредоточено в их компактных (порядка 100 парсеков) компонентах. Ранее считалось, что эти галактики – компактные радиооблака. Сравнив плотность энергии магнитного поля и плотность энергии частиц в разных районах источников, учёные пришли к выводу, что эти радиогалактики практически полностью являются так называемыми «горячими пятнами», то есть находятся на ранней стадии космологической эволюции.

    Сама работа стала возможной благодаря модернизации радиотелескопа БСА ФИАН. Помимо нового цифрового 96-канального приёмника, в обсерватории появилась новая диаграммообразующая система, содержащей 128 лучей. Она увеличила чувствительность радиотелескопа более чем в 2 раза.

О.Овчинникова, АНИ «ФИАН-Информ»

Астрономические наблюдения на радиотелескопе БСА ФИАН в Пущино обнаруживают всё новые уникальные свойства в поведении пульсара PSR В0943+10. Удивляет устойчивый характер наблюдаемых вариаций основных параметров этого пульсара. Появившееся предположение о наличии вокруг него аккрецирующего вещества и собственной планетной системы выглядит как заявка на будущую сенсацию.

    Открытый еще в 1968 году пущинскими радиоастрономами ФИАН пульсар PSR В0943+10 продолжает удивлять астрономов своим необычным поведением. В 1982 году, в г. Пущино было обнаружено явление переключений между двумя режимами (модами) излучения пульсара. Это явление проявляется, прежде всего, в усилении (вспышках) и ослаблении принимаемого радиоизлучения.

    Позднее (при сотрудничестве с зарубежными учеными) было обнаружено и другое уникальное явление строго организованного изменения таких важных характеристик радиоизлучения, как скорость дрейфа индивидуальных импульсов, форма и степень линейной поляризации усредненного импульса в фазе вспышки. Причем, эти регулярные изменения начинаются сразу после начала вспышки, длятся в течение десятков минут и повторяются в каждом последующем эпизоде вспышечной моды по строгому закону.

    Наблюдения этого пульсара, выполненные на радиотелескопе БСА ФИАН за последние несколько лет, показали, что на протяжении каждого эпизода вспышечной моды происходит непрерывное и существенное усиление его интенсивности.

    Эти же наблюдения обнаружили новое интересное свойство радиоизлучения пульсара PSR B0943+10 – регулярное запаздывание момента прихода среднего импульса относительно предвычисленного значения на всем протяжении вспышечной моды.

    Фактически, впервые для популяции пульсаров обнаружено систематическое перемещение излучающего пятна как целого по диску звезды. Это перемещение коррелирует с формой усредненного импульса, его интенсивностью и скоростью дрейфа индивидуальных импульсов.

    В дальнейшем предстоит выяснить, связано ли это наблюдаемое перемещение импульса с движением излучающей области вдоль либо поперек магнитных силовых линий дипольного поля пульсара.

Художественное изображение окрестностей пульсара PSR В0943+10.
(По материалам последних научных результатов Пущинской Обсерватории АКЦ ФИАН 2014 г.)

    По мнению ведущего научного сотрудника Пущинской радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН, доктора физ.-мат. наук Светланы Сулеймановой перечисленные выше нестабильности основных параметров пульсара PSR В0943+10 в фазе вспышки, как и само явление переключения режимов его излучения, свидетельствуют о возмущающем влиянии внешней среды на магнитосферу пульсара. По ее словам, на присутствие вещества вокруг пульсара PSR В0943+10, в частности, может указывать антикорреляция его активности в рентгеновском и радиодиапазоне, обнаруженная в самое последнее время международной группой астрономов.

    Более того, в ходе последнего семилетнего цикла наблюдений на БСА ФИАН был обнаружен многолетний квазипериодический процесс в распределении моментов прихода импульсов, что может свидетельствовать о наличии периодических гравитационных возмущений, идущих от планетной системы вокруг этого пульсара.

    Какие еще открытия готовит нам этот загадочный пущинский объект?

В. Жебит, АНИ «ФИАН-информ»

    Учеными из Пущинской радиоастрономической обсерватории Физического института им. П.Н. Лебедева РАН (ПРАО ФИАН) предложен новый алгоритм построения групповой шкалы пульсарного времени, позволяющий повысить точность определения отклонений атомной шкалы времени относительно высокостабильной пульсарной шкалы. Предложенный метод позволит не только вносить поправки в ход земных эталонов времени, но и решить многие астрономические, навигационные и космологические задачи.

На рисунке: Условное изображение пульсара (источник:http://starblink.ru/publ/kosmos/pulsary/1-1-0-8)

    Пульсар – космический объект, излучающий периодические импульсы в различных диапазонах длин волн – от радио до рентгеновского или гамма-диапазона. Согласно современным представлениям, пульсар представляет собой нейтронную звезду с наклоненной относительно оси вращения осью магнитного поля, вращающуюся с огромной скоростью (от долей до сотен оборотов в секунду). Высокая стабильность периода испускаемых импульсов радиопульсарами позволила ученым ФИАНа еще в 70-х годах XX века предложить использовать их для построения новой пульсарной шкалы времени.

    В настоящее время используется несколько видов временных шкал: атомное время (TAI), земное время (ТТ) и всемирное координированное (UTC) время. Шкала TAI  является опорной временной координатой, установленной на основе показаний атомных часов, расположенных по всему земному шару, и, в соответствии с определением атомной секунды, относительно нее выверяются все остальные временные шкалы; шкала TT  предназначена для астрономических исследований; а обычные люди живут по всемирному координированному времени UTC, сверяя часы и производя перевод стрелок на летнее/зимнее время относительно него. Однако, независимо от выбора временной шкалы, всегда стоял вопрос ее точности и стабильности.

    Различные эпохи развития человечества и научного разума всегда характеризовались решением одной и той же проблемы – поиском наиболее точного эталона времени. На этом пути человечество прошло долгий путь от солнечных и песочных до атомных часов, которые сегодня и являются наиболее точным и всемирно признанным эталоном времени.

    Открытие в 1967 г. радиопульсаров позволило взглянуть на проблему с новых позиций. В 1979 г. учеными ПРАО ФИАН была предложена пульсарная шкала времени, основанная на измерении интервалов между импульсами радиопульсара, приходящими на Землю. Для построения пульсарной шкалы момент детектирования сигнала (или момент прихода импульса – МПИ) определяется по земным часам. Зная время прихода импульса радиопульсара и сравнивая его с полученными показаниями по выверенным атомным часам, можно оценить стабильность имеющегося временного эталона. Сама пульсарная шкала представляет собой таблицу поправок к показаниям земных часов.

    Одним из основных достоинств предлагаемой шкалы является то, что она – астрономическая, т.е. никоим образом не зависит ни от происходящих на Земле событий, ни от ее «поведения» (сезонные изменения скорости вращения, колебания оси вращения и т.п.), а также в высокой стабильности шкалы на длительных интервалах времени, сравнимой и даже превосходящей стабильность земных атомных стандартов частоты на интервалах порядка нескольких лет.

    В настоящее время пульсарная шкала времени, предложенная сотрудниками ПРАО ФИАН, активно используется в фундаментальных и прикладных исследованиях.

    Однако столь радужная перспектива – получение высокоточных, высокостабильных и практически «вечных» часов – осложняется отдельными моментами, связанными с тем, что пульсарная шкала не является полностью независимой (не определена «пульсарная секунда»), а также сложным алгоритмом редукции МПИ от земного наблюдателя в центр масс Солнечной системы: наблюдатель, который принимает с помощью радиотелескопа сигналы от пульсара, находится на Земле, вращающейся вокруг своей оси и обращающейся вокруг Солнца. В результате, МПИ радиопульсара будут зависеть как от географического положения наблюдателя, так и от времени года, времени суток, от собственного движения пульсара по небу, а также от параметров его орбиты, если пульсар находится в двойной системе.

    Решением этой проблемы занялась группа ученых из ПРАО ФИАН. Алгоритм пульсарного хронометрирования (определение МПИ) подразумевает определение момента прихода импульса относительно опорной шкалы времени, скажем, шкалы UTC. Однако приходящий сигнал будет помимо «полезной» составляющей (вариаций опорной атомной шкалы, относительно которой ведутся наблюдения) нести в себе и «шум» – наложения дополнительных вариаций, связанных как с особенностями вращения самого пульсара, так и с ограниченной чувствительностью земной аппаратуры. Для того чтобы разделить вклад земных часов и вариации вращения пульсаров, предлагается использовать одновременные сигналы от нескольких пульсаров (строить групповую пульсарную шкалу). Кроме того, восстановление сигнала происходит в условиях недостаточного объема (и качества) предварительной информации об изучаемом объекте, что также усложняет проблему точного определения сигнала. Дальнейшая обработка пульсарных данных производится с помощью математического аппарата винеровских фильтров, что и позволяет отделить «зерна от плевел». Этот классический математический аппарат хорошо зарекомендовал себя  системах радиолокационного обнаружения целей.

    Упомянутый метод был применен к наблюдательным данным по пульсарам PSR B1855+09 и B1937+21 и впервые позволил получить поправки к шкале Всемирного координированного времени UTC относительно групповой шкалы пульсарного времени. Последующее прямое сравнение наиболее стабильной шкалы земного времени TT, основанной на ходе первичных цезиевых стандартов частоты, и групповой шкалы пульсарного времени показало, что они не расходятся больше, чем на (0,40 ± 0,17) микросекунды.

    «Значение данных работ состоит в первую очередь в практическом построении независимой от земных условий системы счета времени, которая по стабильности на длительных интервалах времени (порядка нескольких лет) сравнима и даже превосходит стабильность атомных стандартов частоты. Наши работы продемонстрировали возможность независимого мониторинга вариаций хода земных стандартов частоты с точностью около 0,1 микросекунды. В случае возникновения глобальных земных катаклизмов групповая пульсарная шкала является, пожалуй, единственным средством, позволяющим восстановить ход земных шкал времени с субмикросекундной точностью», – рассказал один из участников группы, ведущий научный сотрудник ПРАО ФИАН, кандидат физико-математических наук Александр Евгеньевич Родин.

    В настоящее время данное направление астрономии, кроме России, также стало активно развиваться во многих странах. Например, в США, Австралии, Европе приняты программы одновременного хронометрирования нескольких десятков пульсаров для построения групповой пульсарной шкалы времени и ее практического применения в космологии, астрофизике и фундаментальной метрологии. Именно с помощью групповой пульсарной шкалы времени исследователи из этих стран надеются получить прямое и достоверное доказательство существования гравитационных волн.

    Результаты подобных исследований могут быть применены и в других областях астрономии.

На рисунке: Изображение Крабовидной туманности в условных цветах: синий – рентгеновский, красный – оптический диапазон. В центре туманности – пульсар (источник: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/24/image/a)

    Например, хронометрирование высокостабильных миллисекундных пульсаров позволяет построить независимую шкалу галактических расстояний. В области небесной механики долговременное хронометрирование пульсаров позволит уточнить массы планет Солнечной системы и, соответственно, улучшить точность планетных эфемерид.

    Как рассказал Александр Евгеньевич: «Наблюдения одних и тех же пульсаров различными методами в разных системах небесных координат позволяют находить связь между этими системами с очень высокой точностью (на уровне 10^-4 — 10^-5 угловых секунд), что крайне важно для высокоточного определения местоположения далеких космических аппаратов.

    Очень интересным прикладным направлением использования групповой пульсарной шкалы в недалеком будущем станет навигационная задача. Сеть высокостабильных пульсаров будет использоваться в качестве космических маяков для навигации в масштабах Солнечной системы и даже за ее пределами. Космический аппарат по заложенным в него пульсарным эфемеридам и оснащенный соответствующими датчиками сможет автономно определять свое местоположение с точностью несколько сотен метров.»

    В ПРАО ФИАН ведутся исследования практически по всем вышеупомянутым направлениям. После переоснащения имеющихся радиотелескопов новой высокочувствительной аппаратурой и ввода в строй новых радиотелескопов ученые ожидают получения результатов на новом уровне точности.

Е. Любченко, АНИ «ФИАН-Информ»

19.02.2013

Сотрудники Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН (Санкт-Петербург) впервые обнаружили наблюдательные свидетельства присутствия сильного магнитного поля в аккреционном потоке, применив сценарий магнитной аккреции, разработанный ранее в отношении черных дыр, к нейтронным звездам. Об этом во время визита в ФИАН рассказал заведующий сектором эволюции звезд ГАО РАН доктор физико-математических наук Назар Ихсанов.

    В 1971 году советский физик В.Ф. Шварцман впервые показал, что присутствие сильного магнитного поля в веществе, захватываемом черной дырой, может существенно изменить весь процесс аккреции в целом. Собственное магнитное поле потока, при определенных условиях, оказывается способным остановить процесс падения вещества на значительном расстоянии от черной дыры, которое именуется радиусом Шварцмана. Развивая эту идею, другие советские ученые, Г.С. Бисноватый-Коган и А.А. Рузмайкин, в 1974 году пришли к выводу, что влияние сильного поля аккреционного потока приводит к образованию вокруг черной дыры магнитной пластины, напоминающей аккреционный диск, но практически не вращающейся. Последовавшие за этим многочисленные попытки найти наблюдательные подтверждения такого сценария неизменно оказывались тщетными в силу технических трудностей проверки предсказаний модели магнитной аккреции на черные дыры. Положение, однако, радикально изменилось, когда сотрудниками Пулковской обсерватории впервые в мировой практике была предпринята попытка моделирования магнитной аккреции на нейтронные звезды, которые, находясь в составе массивных двойных систем, проявляют себя как рентгеновские пульсары. Многие вопросы относительно природы этих «хорошо изученных» систем до настоящего времени остаются не отвеченными.

    «На рассмотрение вопроса о возможности магнитной аккреции в рентгеновских пульсарах нас натолкнул исключительно высокий темп торможения вращения  нейтронной звезды, эпизодически наблюдаемый в системе GX 301-2. Объяснить этот  феномен в рамках стандартных моделей - сферической или дисковой аккреции - можно лишь предположив, что магнитное поле звезды превосходит 200 Гигагаусс. Однако величина магнитного поля, оцененная из наблюдений циклотронной линии в рентгеновском спектре этого объекта, оказывается в 100 раз меньше», - рассказывает сотрудник Пулковской астрономической обсерватории РАН Назар Ихсанов.

    В 2011 году был обнаружен еще один объект со схожим поведением – астрономы обнаружили "заторможенные" останки сверхновой - рентгеновский пульсар SXP 1062, расположенный в оставшемся от взрыва плазменном облаке. При относительно юном возрасте (всего 20 тыс. лет) эта нейтронная звезда вращается с удивительно долгим периодом (1062 секунды), который эпизодически увеличивается с высоким темпом. Объяснить происхождение и поведение такого объекта в рамках стандартной модели оказывается затруднительным. Но на помощь приходит сценарий магнитной аккреции, в рамках которого появление такого пульсара оказывается скорее закономерным.

    «Магнитная аккреция в рентгеновских пульсарах реализуется в том случае, если радиус Шварцмана превосходит канонический Альвеновский радиус нейтронной звезды. В противном случае, процесс падения вещества описывается стандартной моделью квазисферической или дисковой аккреции. Взяв это за основу, мы обнаружили, что темп торможения нейтронных звезд, находящихся в условиях магнитной аккреции, действительно должен быть существенно выше темпа торможения звезд, аккрецирующих вещество без магнитного поля», - объясняет Ихсанов.

    Условно говоря, это происходит потому, что влияние магнитного поля аккреционного потока приводит к изменению не только его структуры, но и механизма взаимодействия падающего вещества с магнитным полем самой звезды. Вещество на внутреннем радиусе магнитной пластины накапливается до тех пор, пока его отток из пластины в магнитосферу вследствие диффузии и перезамыканий силовых линий магнитного поля, не сравняется с притоком газа, захватываемым звездой из своего окружения. Это приводит к большим плотностям плазмы на границе магнитосферы и значительному увеличению темпа торможения вращения нейтронной звезды.

    Полученные выводы могут быть проверены путем измерения магнитного поля массивных компаньонов нейтронных звезд и изучения свойств аккреционного канала у поверхности нейтронной звезды методами рентгеновской спектроскопии.

С. Чуваева, АНИ "ФИАН-Информ"

04.12.2012

Астрофизики из ФИАН выяснили, как происходит формирование и распространение излучения в магнитосфере радиопульсаров. Эти сведения помогут сделать количественные предсказания относительно эволюции нейтронных звезд, а также свойств наблюдаемого радиоизлучения.

    Несмотря на то, что радиопульсары были открыты почти полвека назад (в 1967 году) наши представления о них пока остаются неполными. Два недостающих звена, необходимых для сравнения теории радиопульсаров с наблюдениями, заключались в дополнении знаний о процессе формирования и распространения радиоизлучения. Первое звено – механизм образования излучения пульсара в его магнитосфере – было предложено группой ученых из ФИАН – Александром Гуревичем, Яковом Истоминым и Василием Бескиным – чуть больше 20 лет назад.

    «Излучение формируется в магнитосфере пульсара, в этом нет никаких сомнений. Заряженные частицы, двигаясь по кривой траектории с ускорением, излучают электромагнитные волны. Но поскольку плотности в магнитосфере большие, то важно найти коллективный механизм излучения, то есть не от одной частицы, а от ансамбля. При этом излучение происходит в фазе, это означает, что оно когерентно, и мощность его возрастает не пропорционально числу частиц, а пропорционально квадрату числа частиц. Также очень важную роль играет поляризация излучения. Больше 20 лет назад нами была найдена такая неустойчивость, которая приводит к генерации излучения. Мы назвали ее изгибно-плазменной», - рассказывает доктор физико-математических наук Яков Истомин.

    Второе звено – как излучение распространяется – необходимо было прояснить. Дело в том, что наблюдаемые параметры излучения – средний профиль, поляризация, зависимости спектра от частот - зависят не только от механизма формирования, но и от процесса распространения излучения. Эти волны выходят из магнитосферы нейтронной звезды в межзвездную среду очень низкой плотности и их параметры формируются при переходе.

    «Никаких принципиальных физических процессов или эффектов, которые мешали бы понять процесс распространения радиоизлучения пульсаров, нет. Это область распространения электромагнитных волн в плазме, но просчитать – как это происходит, до сих пор никто аккуратно не мог. Здесь дело исключительно в аккуратности учета всех эффектов и, соответственно, в математической сложности расчетов», - комментирует ведущий научный сотрудник ФИАН, доктор физико-математических наук Василий Бескин.

    В общей сложности два года интенсивного труда потратили Василий Бескин и его студент из МФТИ Александр Филиппов на последовательные расчеты процесса распространения радиоизлучения. В качестве модели использовалась дополненная (и многократно подтвержденная) «модель полого конуса». Она заключается в том, что диаграмма направленности радиоизлучения повторяет профиль плотности вторичной электронно-позитронной плазмы, истекающей вдоль открытых магнитных силовых линий. По внешнему виду этот профиль похож на полый конус.

    «В процессе распространения излучения нужно учитывать много эффектов, которыми раньше пренебрегали. Один из моментов, который необходимо было внести в модель, заключается в учете двулучепреломления магнитоактивной плазмы, в результате чего волны различной поляризации могут по разному распространяться в магнитосфере нейтронной звезды.  Кроме того, до сих пор не всегда последовательно учитывалось связанное с вращением пульсара электрическое поле, которое в области формирования поляризационных характеристик выходящего излучения становится порядка магнитного. Это обуславливает вид тензора диэлектрической проницаемости, гораздо более сложный, чем в обычной плазме. Также в нашей работе была выбрана реальная структура магнитного поля, а не поле невозмущенного диполя, как делалось ранее, так как дипольное приближение справедливо далеко не во всей рассматриваемой области», - говорит Василий Бескин.

    Электронно-позитронная плазма, рождаемая жесткими гамма-квантами вблизи поверхности нейтронной звезды, истекает из магнитосферы пульсара вдоль магнитных силовых линий. Именно поэтому для того, чтобы знать плотность частиц в каждой точке вдоль траектории распространения радиоизлучения, нужно просчитать, как искривилась та или иная магнитная силовая линия.

    Василий Бескин: «Для определения плотности плазмы приходилось в каждой точке вдоль луча интегрировать назад вдоль магнитных силовых линий чтобы знать, в какой области на поверхности нейтронной звезды частицы начали свое движение. Компьютер может считать это целые сутки. В предыдущих же работах, в которых рассматривалось вращение простого диполя, а также предполагалось, что радиоизлучение распространяется по прямой, многие важные эффекты не могли быть учтены».

    Полученные результаты, как полагают ученые, помогут существенно продвинуться в понимании природы активности пульсаров и в определении параметров истекающей плазмы. Действительно, воспользовавшись построенной количественной теорией распространения волн и анализируя наблюдаемые профили излучения конкретных радиопульсаров можно понять, как устроена и сама магнитосфера нейтронной звезды. В настоящее время эти работы ведутся совместно с сотрудниками Пущинской радиоастрономической Обсерватории ФИАН, а также с группой М.Крамера - директора Института радиоастрономии им. М.Планка (г.Бонн, Германия).

С. Чуваева, АНИ "ФИАН-Информ"

22.11.2012