10239-1 (Пульсары)

Пульсары

Введение

На протяжении веков единственным источником сведений о звездах и Вселенной был для астрономов видимый свет. Наблюдая невооруженным глазом или с помощью телескопов, они использовали только очень небольшой интервал волн из всего многообразия электромагнитного излучения, испускаемого небесными телами. Астрономия преобразилась с середины нашего века, когда прогресс физики и техники предоставил ей новые приборы и инструменты, позволяющие вести наблюдения в самом широком диапазоне волн – от метровых радиоволн до гамма-лучей, где длины волн составляют миллиардные доли миллиметра. Это вызвало нарастающий поток астрономических данных. Фактически все крупнейшие открытия последних лет – результат современного развития новейших областей астрономии, которая стала сейчас всеволновой. Еще с начала 30-х годов, как только возникли теоретические представления о нейтронных звездах, ожидалось, что они должны проявить себя как космические источники рентгеновского излучения. Эти ожидания оправдались через 40 лет, когда были обнаружены барстеры и удалось доказать, что их излучение рождается на поверхности горячих нейтронных звезд. Но первыми открытыми нейтронными звездами оказались все же не барстеры, а пульсары, проявившие себя - совершенно неожиданно - как источники коротких импульсов радиоизлучения, следующих друг за другом с поразительно строгой периодичностью.

Открытие

Летом 1967 г. в Кембриджском университете (Англия) вошел в строй новый радиотелескоп, специально построенный Э. Хьюишем и его сотрудниками для одной наблюдательной задачи - изучения мерцаний космических радиоисточников. Это явление подобно известному всем мерцанию звезд возникает из-за случайных неоднородностей плотности в среде, сквозь которую проходят электромагнитные волны по пути к нам от источника. Новый радиотелескоп позволял производить наблюдения больших участков неба, а аппаратура для обработки сигналов была способна регистрировать уровень радио-потока через каждые несколько десятых долей секунды. Эти две особенности их инструмента и позволили кембриджским радиоастрономам открыть нечто совершенно новое - пульсары.

Первые отчетливо различимые серии периодических импульсов были замечены 28 ноября 1967 г. аспиранткой кембриджской группы Дж. Белл. Импульсы следовали один за другим с четко выдерживаемым периодом в 1,34 с. Это было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных нерегулярных мерцаний. Принимаемые сигналы напоминали скорее помеху земного происхождения. Например, системы зажигания в проезжающих мимо автомобилях. Но это и другие простые объяснения вскоре пришлось оставить. Были исключены и сигналы самолетов или космических аппаратов. Затем, когда появились основания полагать, что импульсы имеют космическое происхождение, возникло предположение о внеземной цивилизации, посылающей на Землю свои сигналы. Предпринимались серьезные попытки распознать какой-либо код в принимаемых импульсах. Это оказалось невозможным, хотя, как рассказывают, к делу были привлечены самые квалифицированные специалисты. К тому же вскоре обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника. Становилось очевидным, что источники излучения являются естественными небесными телами.

Первая публикация кембриджской группы появилась в феврале 1968 г., и уже в ней в качестве вероятных кандидатов на роль источников пульсирующего излучения упоминаются нейтронные звезды. Периодичность радиосигнала связывается с быстрым вращением нейтронной звезды. Источник вращается как фонарь маяка, и это создает прерывистость видимого излучения, приходящего к нам отдельными импульсами. Открытие пульсаров отмечено Нобелевской премией по физике в 1978 г.

Интерпретация: нейтронные звезды

В астрономии известно немало звезд, блеск которых непрерывно меняется, то возрастая, то падая. Имеются звезды, их называют цефеидами (по первой из них, обнаруженной в созвездии Цефея), со строго периодическими вариациями блеска. Усиление и ослабление яркости происходит у разных звезд этого класса с периодами от нескольких дней до года. Но до пульсаров никогда еще не встречались звезды со столь коротким периодом, как у первого “кембриджского” пульсара.

Вслед за ним в очень короткое время было открыто несколько десятков пульсаров, и периоды некоторых из них были еще короче. Так, период пульсара, обнаруженного в 1968 г. в центре Крабовидной туманности, составлял 0,033 с. Сейчас известно около четырех сотен пульсаров. Подавляющее их большинство—до 90%— имеет периоды в пределах от 0.3 до 3 с, так что типичным периодом пульсаров можно считать период в 1 с. Но особенно интересны пульсары-рекордсмены, период которых меньше типичного. Рекорд пульсара Крабовидной туманности продержался почти полтора десятилетия. В конце 1982 г. в созвездии Лисички был обнаружен пульсар с периодом 0,00155 с, т. е. 1,55 мс. Вращение с таким поразительно коротким периодом означает 642 об/с. Очень короткие периоды пульсаров послужили первым и самым веским аргументом в пользу интерпретации этих объектов как вращающихся нейтронных звезд. Звезда со столь быстрым вращением должна быть исключительно плотной. Действительно, само ее существование возможно лишь при условии, что центробежные силы, связанные с вращением, меньше сил тяготения, связывающих вещество звезды. Центробежные силы не могут разорвать звезду, если центробежное ускорение на экваторе меньше ускорения силы тяжести

Если взять период пульсара Крабовидной туманности P=0,033 с, то соответствующая ему частота вращения Q=2 /Р, составит приблизительно 200 рад/с. На этом основании найдем нижний предел его плотности.

Это очень значительная плотность, которая в миллионы раз. превышает плотность белых карликов самых плотных из наблюдавшихся до того звезд. Оценка плотности по периоду “миллисекундного” пульсара, P=0,00155 с, Q=4000 рад/с, приводит к. еще большему значению:

Столь компактными, сжатыми до такой высокой степени могут быть лишь нейтронные звезды: их плотность действительно близка к ядерной. Этот вывод подтверждается всей пятнадцатилетней историей изучения пульсаров .Но каково происхождение быстрого вращения нейтронных звезд-пульсаров? Оно несомненно вызвано сильным сжатием звезды при ее превращении из “обычной” звезды в нейтронную. Звезды всегда обладают вращением с той или иной скоростью или периодом: Солнце, например, вращается вокруг своей оси с периодом около месяца. Когда звезда сжимается, ее вращение убыстряется. С ней происходит то же, что с танцором на льду: прижимая к себе руки, танцор ускоряет свое вращение. Здесь действует один из основных законов механики -- закон сохранения момента импульса (или момента количества движения). Из него следует, что при изменении размеров вращающегося тела изменяется и скорость его вращения; но остается неизменным произведение (которое и представляет собой - с точностью до несущественного числового множителя - момент импульса). В этом произведении Q - частота вращения тела, M- его масса, R- размер тела в направлении, перпендикулярном оси вращения, который в случае сферической звезды совпадает. с ее радиусом. При неизменной массе остается постоянным произведение , и, значит, с уменьшением размера тела частота его вращения возрастает по закону:(1.3)

Нейтронная звезда образуется путем сжатия центральной области, ядра звезды, исчерпавшей запасы ядерного топлива. Ядро успевает еще предварительно сжаться до размеров белого карлика,

Дальнейшее сжатие до размера нейтронной звезды, означает уменьшение радиуса в тысячу раз. Соответственно в миллион раз должна возрасти частота вращения и во столько же раз должен уменьшиться его период. Вместо, скажем месяца звезда совершает теперь один оборот вокруг своей оси всего за три секунды. Более быстрое исходное вращение дает и еще более короткие периоды. Сейчас известны не только пульсары, излучающие в радиодиапазоне, - их называют радиопульсарами, но и рентгеновские пульсары, излучающие регулярные импульсы рентгеновских лучей. Они тоже оказались нейтронными звездами; в их физике много такого, что роднит их с барстерами. Но и радиопульсары, и рентгеновские пульсары отличаются от барстеров в одном принципиальном отношении: они обладают очень сильными магнитными полями. Именно магнитные поля - вместе с быстрым вращением - и создают эффект пульсаций, хотя и действуют эти поля по-разному в радиопульсарах и пульсарах рентгеновских.

Мы расскажем сначала о рентгеновских пульсарах, механизм излучения которых более или менее ясен, а затем о радиопульсарах, которые изучены пока в гораздо меньшей степени, хотя они и открыты раньше рентгеновских пульсаров и барстеров.

Рентгеновские пульсары

Рентгеновские пульсары — это тесные двойные системы, в которых одна из звезд является нейтронной, а другая — яркой звездой-гигантом. Известно около двух десятков этих объектов. Первые два рентгеновских пульсара — в созвездии Геркулеса и в созвездий Центавра — открыты в 1972 г. (за три года до обнаружения барстеров) с помощью американского исследовательского спутница “Ухуру”). Пульсар в Геркулесе посылает импульсы с периодом 1,24 с. Это период вращения нейтронной звезды. В системе имеется еще один период — нейтронная звезда и ее компаньон совершают обращение вокруг их общего центра тяжести с периодом 1,7 дня. Орбитальный период был определен в этом случае благодаря тому (случайному) обстоятельству, что “обычная” звезда при своем орбитальном движении регулярно оказывается на луче зрения, соединяющем нас и нейтронную звезду, и потому она заслоняет на время рентгеновский источник. Это возможно, очевидно, тогда, когда плоскость звездных орбит составляет лишь небольшой угол с лучом зрения. Рентгеновское излучение прекращается приблизительно на 6 часов, потом снова появляется, и так каждые 1,7 дня.

(Между прочим, наблюдение рентгеновских затмений для барстеров допоследнего времени не удавалось. И это было странно: если орбиты двойных систем ориентированы в пространстве хаотически, то нужно ожидать, что из более чем трех десятков барстеров по крайней мере несколько имеют плоскости орбитального движения, приблизительно параллельные лучу зрения (как у пульсара в Геркулесе), чтобы обычная звезда могла периодически закрывать от нас нейтронную звезду. Только в 1982 г., т. е. через 7 лет после открытия барстеров, один пример затменного барстера был, наконец, обнаружен.)Длительные наблюдения позволили установить еще один -третий - период рентгеновского пульсара в Геркулесе: этот период составляет 35 дней, из которых II дней источник светит, а 24 дня нет. Причина этого явления остается пока неизвестной. Пульсар в созвездии Центавра имеет период пульсаций 4,8 с . Период орбитального движения составляет 2,087 дня—он тоже найден по рентгеновским затмениям. Долгопериодических изменений, подобных 35-дневному периоду пульсара в созвездии Геркулеса у этого пульсара не находят. Компаньоном нейтронной звезды в двойной системе этого пульсара является яркая видимая звезда-гигант с массой 10-20 Солнц. В большинстве случаев компаньоном нейтронной звезды в рентгеновских пульсарах является яркая голубая звезда-гигант. Этим они отличаются от барстеров, которые содержат слабые звезды-карлики. Но как и в барстерах, в этих системах возможно перетекание вещества от обычной звезды к нейтронной звезде, и их излучение тоже возникает благодаря нагреву поверхности нейтронной звезды потоком аккрецируемого вещества. Это тот же физический механизм излучения, что и в случае фонового (не вспышечного) излучения барстера. У некоторых из рентгеновских пульсаров вещество перетекает к нейтронной звезде в виде струи (как в барстерах). В большинстве же случаев звезда-гигант теряет вещество в виде звездного ветра - исходящего от ее поверхности во все стороны потока плазмы, ионизированного газа. (Явление такого рода наблюдается и у Солнца, хотя солнечный ветер и слабее - Солнце не гигант, а карлик.) Часть плазмы звездного ветра попадает в окрестности нейтронной звезды, в зону преобладания ее тяготения, где и захватывается ею.

Однако при приближении к поверхности нейтронной звезды заряженные частицы плазмы начинают испытывать воздействие еще одного силового поля магнитного поля нейтронной звезды-пульсара. Магнитное поле способно перестроить аккреционный поток, сделать его несферически-симметричным, а направленным. Как мы сейчас увидим, из-за этого и возникает эффект пульсаций излучения, эффект маяка. Есть все основания полагать, что нейтронные звезды рентгеновских пульсаров обладают очень сильным магнитным полем, достигающим значений магнитной индукции раз больше среднего магнитного поля Солнца. Но такие поля естественно получаются в результате сильного сжатия при превращении обычной звезды в нейтронную. Согласно общим соотношениям электродинамики магнитная индукция В поля, силовые линии. которого пронизывают данную массу вещества, усиливается при уменьшении геометрических размеров R этой массы.

Это соотношение следует из закона сохранения магнитного потока. Стоит обратить внимание на то, что магнитная индукция нарастает при сжатии тела точно так же, как и его частота вращения.

При уменьшении радиуса звезды от значения, равного, например, радиусу Солнца , до радиуса нейтронной звезды, магнитное поле усиливается на 10 порядков. Магнитное поле с индукцией сравнимое с полем Солнца, считается более или менее типичным для обычных звезд; у некоторых “магнитных” звезд обнаружены поля в несколько тысяч раз большие, так что вполне можно ожидать, что определенная (и не слишком малая) доля нейтронных звезд действительно должна обладать очень сильным, магнитным полем. К такому заключению пришел советский астрофизик Н. С. Кардашев еще в 1964 г.

По своей структуре, т. е. по геометрии силовых линий, магнитное поле пульсара похоже, как можно ожидать, на магнитное поле Земли или Солнца: у него имеются два полюса, из которых в разные стороны расходятся силовые линии. Такое поле называют дипольным.

Вещество, аккрецируемое нейтронной звездой, - это звездный ветер, оно ионизовано, и поэтому взаимодействует при своем движении с ее магнитным полем. Известно, что движение заряженных частиц поперек силовых линий поля затруднено, а движение вдоль силовых линий происходит беспрепятственно. По этой причине аккрецируемое вещество движется вблизи нейтронной звезды практически по силовым линиям ее магнитного поля. Магнитное поле нейтронной звезды как бы создает воронки у ее магнитных полюсов, и в них направляется аккреционный поток. На такую возможность указали еще в 1970 г. советские астрофизики Г. С. Бисноватый-Коганта. А. М. Фридман. Благодаря этому нагрев поверхности нейтронной звезды оказывается неравномерным: у полюсов температура значительно выше, чем на всей остальной поверхности. Горячие пятна у полюсов имеют, согласно расчетам, площадь около одного квадратного километра; они и создают главным образом излучение звезды - ведь светимость очень чувствительна к температуре — она пропорциональна температуре в четвертой степени.