книги из ГПНТБ / Псковский, Ю. П. Новые и сверхновые звезды

PSR 0833

1 -

Pnc. 33. Несколько типичных форм средних по многим записям всплесков радиоизлучения пульсаров

Указаны наименования пульсаров, стрелкой отмечен ннтерпульс. По гори­ зонтальной оси отложены миллионные доли секунд

Подымпульсы — самые короткие из известных нам пе­ риодических колебаний, имеющих самостоятельную пе­ риодичность. Они то усиливают, то ослабляют интенсив­ ность отдельных импульсов. Естественно, что размеры пульсирующей области должны быть не больше, чем рас­ стояние, проходимое радиоволной в течение подымпульса, т. е. около 30 км. Это и свидетельствует о скромных раз­ мерах светила, ответственного за пульсацию.

Хотя период пульсации на всех длинах волн одинаков, наблюдения показывают, что моменты всплесков на более длинных волнах наблюдаются позже. Величина запазды­ вания зависит от количества электронов межзвездной плазмы, находящихся на пути от пульсаров до наблюда­ теля. Эту величину, легко вычисляемую по наблюдениям запаздывания импульсов пульсара на разных длинах волн, принято называть мерой дисперсии.

Если бы межзвездная плазма в Галактике была разме­ щена равномерно, то, разделив меру дисперсии на кон­ центрацию электронов, мы получили бы оценку расстоя­ ния до пульсара (рис. 34). Но межзвездная среда неод-

164

Рис. 34. Прохождение короткого радиоимпульса от пульсара через межзвезд­ ную среду

Попадая в облако межзвездной плазмы, обладающее повышенной концентра­ цией электронов, импульс испытывает дисперсию! радиоволн и расплывается. Плазму быстрее преодолевают длинноволновые колебания, чем коротковол­ новые

ыородиа: газ в ней собран в облака, а возле горячих звезд есть области сильно ионизованного газа с высокой кон­ центрацией электронов. Полагая среднюю концентрацию электронов в межзвездной среде равной 0,03 электрона на 1 см3, можно грубо находить расстояние до тех пульсаров, которые находятся внутри галактического диска и излу­ чение которых при следовании до наблюдателя не пере­ секало областей сильно ионизованного газа. Но если пуль­ сар находится за пределами галактического диска, то по мере дисперсии можно найти лишь часть расстояния, пройденного его сигналом в галактическом диске, где присутствуют свободные электроны, а часть, пройденная вне диска, где концентрация электронов ничтожна, оста­ нется неизвестной.

В редких случаях расстояния до пульсаров можно оце­ нить и другими способами. Так, расстояния до пульсаров, находящихся внутри остатков сверхновых, могут быть найдены по способам, применяемым для отыскания рас­ стояний до этих остатков. Излучение далеких пульсаров, расположенных в области нашей Галактики, в своем сле­

165

довании к Земле пересекает спиральные рукава. Холод­ ный водород, сконцентрированный в них, поглощает из­ лучение пульсара на волне 21 см. Вследствие галактиче­ ского вращения поглощение, создаваемое в каждом спиральном рукаве, будет по длине волны немного отли­ чаться от поглощения в другом рукаве. Поэтому удается расшифровать, какие рукава пересек сигнал от пульсара и где на схеме Галактики он должен находиться. Но пока было надежно обнаружено только поглощение радиоизлу­ чения у двух пульсаров в ближайшем спиральном рукаве, возле которого находится Солнце.

Оптический и рентгеновский пульсары

Открытие пульсаров первоначально обошло стороной объект, с которого начиналось большинство важных от­ крытий в остатках сверхновых, — хорошо известную нам

а затем в Крабовидиой туманности были обнаружены ра­ диопульсары с самыми короткими периодами. В январе 1969 г. район пульсара в Крабовидиой туманности был об­ следован оптическим телескопом с фотоэлектрической ап­ паратурой, способной регистрировать быстрые колебания блеска. Поиски оказались успешными: было отмечено су­ ществование оптического объекта с колебаниями блеска, имеющими такой же период, как и радиопульсар. Через неделю-две этот объект был разыскан на снимках Крабо­ видной туманности.

Еще в начале века в центре туманности замечена пара звезд 16-й величины. Одна из них имела обычный спектр и, несомненно, случайно находилась на луче зрения зем­ ного наблюдателя. Другая же оказалась довольно стран­ ной звездой: у нее был какой-то неразборчивый спектр (типа F по показателю цвета, но без характерных линий). В. Бааде, исследуя Крабовидную туманность в 1942 г., обратил на нее внимание как на возможный звездный ос­ таток сверхновой. Обычная звезда с температурой 7000° на поверхности не могла бы поддерживать высокий энер­ гетический режим Крабовидиой туманности (хотя в то время еще не было обнаружено даже ее мощное радио­ излучение). И. С. Шкловский, подчеркивая возможную особую природу этой звезды, указал на нее как на источ-

160

пик релятивистских частиц и фотонов высокой энергии. Однако все это были лишь вполне логичные предположе­ ния, нуждавшиеся в независимых наблюдательных под­ тверждениях. И вот эта звезда оказалась оптическим пуль­ саром, имеющим одинаковые с радиопульсаром период

иинтерпульсы.

Впрошлом проводились неоднократные специальные измерения положения пары центральных звезд туманности

сцелью обнаружить их годичное перемещение по небу (собственное движение). Если бы пульсар двигался только

поперек луча зрения, то его скорость, судя по собствен­ ному движению и расстоянию Крабовидиой туманности, была бы около 100 км/сек. Но он имеет еще и скорость вдоль луча зрения — лучевую скорость. К сожалению, из-за отсутствия линий в спектре оптического пульсара ее изме­ рить невозможно. Существует предположение, что звезда, которая в 1054 г. взорвалась как сверхновая, происходит из группы горячих звезд типа О и В, называемой звезд­ ной ассоциацией Близнецы-1, пространственно располо­ женной по соседству с Крабовидной туманностью. В этом случае звезда должна иметь скорость примерно такого же порядка, как и вычисленная по собственному движению. Следовательно, еще до взрыва звезда имела высокую. ско-< рость, была так называемым бегуном.

Интересно, что можно рассчитать место, где находился, судя по собственному движению, пульсар в момент взрыва сверхновой. Оказывается, оно неплохо совпадает с точкой разлета вещества Крабовидной туманности. Это прямо свидетельствует о совместном происхождении пульсара и туманности в процессе взрыва звезды.

Естественно, что после открытия одного оптического пульсара были предприняты поиски других в остатках сверхновых и в районах радиопульсаров. Но из 15 ра­ диопульсаров, подвергнутых к 1971 г. тщательным опти­ ческим обследованиям, ни один не оказался оптически наблюдаемым объектом. Так, в Парусе-Х оптический пуль­ сар, по-видимому, слабее предела чувствительности аппа­ ратуры, применявшейся для поисков, — слабее 24-й звезд­ ной величины. Это значит, что пульсар в Парусе-Х более чем в четыре тысячи раз слабее по блеску оптического пульсара в Крабовидной туманности. Возможно, что опти­ ческий пульсар в Крабовидиой туманности не является типичным среди пульсаров, как и сама туманность не счи­

167

тается типичной среди остатков сверхновых звезд. Но не исключено, что оптические пульсации в других радиопуль­ сарах невелики по величине и звездный остаток скры­ вается среди слабых звезд, подвергавшихся обследованию.

Вэтом случае придется изменять процедуру поисков. Были также предприняты поиски следов остатков

сверхновых оптическими и радиоастрономическими сред­ ствами в направлении радиопульсаров. В одном из слу­ чаев у пульсара СР1919 как будто бы обнаружились следы радиоисточпика, похожего на остаток сверхновой. Но здесь мы сталкиваемся с рядом противоречий. При периоде

вышать несколько миллионов лет. Между тем возраст радиоизлучающих остатков сверхновых обычно не более 300 тыс. лет. Здесь явное противоречие между возра­ стами пульсара и остатка сверхновой. Либо эти объекты между собой не связаны, а случайно находятся на одном луче зрения, либо пульсары значительно моложе, но с са­ мого начала имели большой период пульсаций.

Как видим, неожиданности в исследованиях пульса­ ров встречались астрофизикам на каждом шагу. Еще од­ ной неожиданностью было открытие пульсации рентгенов­ ских источников излучения. На этот раз по традиции дело началось опять с Крабовидной туманности.

Ракетными исследованиями с рентгеновской аппарату­ рой, чувствительной к мягким рентгеновским лучам, было найдено, что мягкое рентгеновское излучение Крабовидпой туманности имеет несколько переменный характер: при­ мерно 5% рентгеновского излучения колебалось с пери­ одом, таким же, как и период радиопульсара. Таким обра­ зом, пульсар в Крабовидной туманности оказался не только оптическим, но и рентгеновским (рис. 35).

Когда после сообщений об открытии рентгеновского пульсара были переобработаны наблюдения жесткого рентгеновского излучения Крабовидиой туманности, полу­ ченные в 1967 г. на стратостатах с автоматической рент­ геновской аппаратурой, то оказалось, что 7% этого излу­ чения тоже было пульсирующим.

Рентгеновский пульсар, таким образом, мог быть обна­ ружен ранее первых радиопульсаров, но этого не произо­ шло, так как существование быстрых колебаний излуче­ ния тогда не предполагалось.

168

В баллонных (аэростатных) и ракетных экспериментах теперь измерили и гамма-излучение Крабовидиой туман­ ности. Оно тоже носит пульсирующий характер с тем же периодом. К 1971 г. обнаружены следы гамма-излучения этого объекта до энергий 150 Мэв. Причем, если судить по падению оптического и рентгеновского излучений с дли­ ной волны у туманности и у пульсара, в рентгеновском п гамма-излучениях роль пульсара систематически возра­ стает и в гамма-излучении господствует только излучение пульсара. Если сопоставить все электромагнитное излу­ чение туманности и пульсара на всех длинах воли, то ста-

169

повится очевидным, что у оптических и рентгеновских иульсаций, по-видимому, одинаковый механизм излучения, а у радиопульсации свой особый. Одинаковый период тех и других говорит лишь о том, что оба механизма работают па поверхности одного и того же объекта.

Если так, то возможны и такие пульсары, у которых имеется только радиопульсация, а сильного оптического и рентгеновского излучения нет. Может быть, это и есть наблюдаемые типичные радиопульсары? Но тогда могут быть и оптические и рентгеновские пульсары без сильного радиоизлучения. На такую возможность указал советский астрофизик В. Л. Гинзбург, ссылаясь при этом иа историю исследования квазаров. Они тоже были обнаружены сна­ чала по значительному радиоизлучению, оказались совпа­ дающими со звездоподобпымп голубыми объектами, а за­ тем было найдено множество таких звездоподобных голубых объектов без сильного радиоизлучения. Не по­ вторяется ли и здесь та же история?

Возможно, что в пользу такой гипотезы говорит откры­ тие пульсации трех галактических рентгеновских источни­ ков. Ракетные исследования этих объектов в 1971 г. показали, что некоторые из рентгеновских источников об­ наруживают пульсации излучения. Получение периода пульсации из материалов, собранных счетчиками рентге­ новского излучения, сложно, поэтому оценки периода для первых рентгеновских пульсаров, как показывает это яв­ ление, были противоречивы. Например, рентгеновский источник Лебедь-Х-1 имел период 0,073 сек, либо 0,292 сек, либо 1,1 и 1,2 сек, или даже более 5 сек! Для рентгенов­ ского источника Центавр-Х-3 — период 4,87 сек.

Являются ли эти рентгеновские пульсары родственни­ ками универсального пульсара в Крабовидной туманности, пока неизвестно. Неизвестно пока и то, являются ли пуль­ сирующими все объекты с рентгеновским излучением. Несомненно, что в этой области мы находимся накануне важных открытий.

Нейтронные звезды — финал эволюции звезд средней массы

Итак, после изучения пульсаров стало ясным, что ими, вероятнее всего, могут быть нейтронные звезды, суще­ ствование которых было предсказано еще тридцать‘ лет

170

назад Л. Д. Ландау. В их пользу говорили малые размеры и чрезвычайно быстрое вращение и, наконец, то, что они рождаются в ходе взрывов сверхновых.

Предсказание нейтронных звезд связано с заключитель­ ными стадиями звездной эволюции. В главе II мы рас­ сматривали первоначальную и «ядерную» стадии эволюции звезд и отметили, что после накопления в центре звезды «золы» — элементов группы железа (рис. 36) — повыше­ ние температуры за счет сжатия звездных недр уже ие ведет к ядерным реакциям, сопровождающимся выделе­ нием энергии. Звезда вступает в заключительную, чисто гравитационную стадию эволюции.

Если при каждом переходе на новый «сорт» ядерного горючего сила тяготения к центру перевешивала газовое и световое давление внутренних слоев звезды и вызывала сжатие до включения новой ядерной реакции с выделе­ нием энергии, то теперь, поскольку «ядерная печь» звезды ие разгорается, газовое давление уже не останавливает гравитационного сжатия и судьба звезды оказывается це­ ликом в зависимости от ее массы.

В звездах малой массы (к моменту сжатия — не более 1,4 9D?©) гравитационное сжатие создает плотности 104— 1010 г/см3. При таких плотностях происходит разрушение атомных структур. Вспомним, что атом состоит из ядра и окружающих его оболочек электронов. Давление отрывает электроны, оставляя ядра «голыми». В результате обра­ зуется вырожденный газ, упругость которого останавли­ вает сжатие звезды. Возникает белый карлик.

Если же звезда имеет среднюю массу от 1,4 до 10 ЭД©, то давления вырожденного газа оказывается недостаточно для остановки гравитационного сжатия. По одной из тео­ рий этого процесса, при температуре выше 5 млрд, граду­ сов в недрах звезды важное значение приобретают реак­ ции с образованием нейтрино—элементарных частиц, ие имеющих заряда и массы покоя и поэтому беспрепят­ ственно проходящих через звездные недра. Образующиеся нейтрино уносят значительную долю энергии, выделяемой при гравитационном сжатии. Подсчитано, что нейтринная светимость (другими словами, энергетическая отдача нейт­ рино) в это время превосходит оптическую светимость звезды. Отвод энергии через нейтрино позволяет удваи­ вать сжатие вещества за 1 секунду. Ни равновесие слоев звезды, ни плавное сжатие их при таких темпах стано-

171

Рис. 3G. Строение звезды не­ посредственно перед вспыш­ кой сверхновой типа Кас- снопен-А. Масса звезды принята в 30 9Я 0 , из них

7 приходится на централь­ ное ядро из элементов группы железа, 3 — на кис­ лородный слой, а на гс- лнсво-водородныП слой при­ ходится около 20

вятся невозможными, гравитационное сжатие приобретает стремительный катастрофический характер, наступает, как говорят астрофизики, гравитационный коллапс (рис. 37).

Имеется ли сила, способная остановить разогнавшиеся гравитацией слои звезды? Оказывается, такая сила суще­ ствует и заключается в ядерном строении вещества. Когда сжатие создает плотности 1012—1015 г/см3, т. е. плотности, какие по подсчетам физиков имеют атомные ядра, начи­ нается разрушение атомных ядер. Они распадаются на нейтроны и протоны. Последние поглощают электроны вырожденного газа и превращаются в нейтроны (при этпх реакциях продолжают выделяться нейтрино). Про­ исходит, как говорят астрофизики, нейтронпзация ве­ щества звезды. Физически вещество звезды превращается в своего рода нейтронную жидкость, имеющую ядерную плотность и характерную для жидкостей малую сжимае­ мость (упругость).

Внешне такая звезда представляет собой как бы гигант­ ское ядро атома, перенасыщенного нейтронами, но нейт­ роны и немногочисленные протоны в этом сверхъядре сцеплены не внутриядерными, а гравитационными силами.

Упругость нейтронной жидкости и останавливает грави­ тационный коллапс на уровне ядериой плотности, если

172

а

Коллапс

ядро

в

масса звезды не превышает двух солнечных масс; Если же масса звезды больше, то для задержки коллапса в звезде должен произойти сброс излишней массы взрывом или спокойным истечением. После остановки коллапса обра­ зуется нейтронная звезда. Но, если образование белых

173