Пульсары

Пульсары (далее П) (англ. pulsars, сокращенно от Pulsating Sources of Radioemission - пульсирующие источники радиоизлучения), слабые источники космического излучения, всплески которого следуют друг за другом с очень медленно изменяющимся периодом. Первый П был открыт в 1967 в Великобритании; к 1975 известно уже около 100 объектов этого вида. По типу радиоизлучения П отличаются от всех известных ранее источников космического радиоизлучения, характеризующихся либо постоянной интенсивностью (галактики или радиогалактики), либо нерегулярными всплесками радиоизлучения (Солнце, некоторые вспыхивающие звезды).

Для известных П значения периода (т. е. интервала времени между двумя последовательными всплесками излучения) заключены в интервале между 0,033 сек и 3,75 сек. Первые наблюдения П свидетельствовали о чрезвычайно высоком постоянстве их периодов. Однако при последующих наблюдениях было установлено, что периоды П очень медленно возрастают. Для большинства П время, в течение которого период возрастает вдвое, совпадает по порядку величины с их возрастом и составляет миллионы и десятки миллионов лет. Однако имеются два П, у которых время удвоения периода существенно меньше, а именно: у П, находящегося внутри Крабовидной туманности, являющейся остатком взрыва Сверхновой 1054, период удваивается за 2400 лет, а у П внутри сверхновой в созвездии Паруса - за 24 тыс. лет. Эти П - самые молодые и имеют наиболее короткие периоды. Существование у них оболочек, характерных для сверхновых звезд, свидетельствует в пользу того, что П образуются в результате взрыва сверхновых. Отсутствие же таких оболочек у других, более старых П объясняется, по-видимому, тем, что они уже успели рассеяться в пространстве. Интересная особенность молодых П - внезапные скачкообразные уменьшения периода в результате бурных процессов, происходящих в них. Практически все П наблюдаются только в радиодиапазоне электромагнитного излучения. Исключение составляет только П в Крабовидной туманности, который можно наблюдать также в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах.

Исследования радиоизлучения П в диапазоне радиоволн с длиной от 10 см до 10 м позволили установить, что максимум излучения приходится, как правило, на метровые волны. Было также обнаружено, что один и тот же импульс на разных длинах волн регистрируется при наблюдениях не одновременно: сначала Земли достигает излучение с более короткой длиной волны, а затем - с более длинной. Это разделение всплеска радиоизлучения объясняется тем, что при распространении радиоволн в плазме, заполняющей межзвездное пространство, скорость коротковолнового излучения близка к скорости света в вакууме, а для длинноволнового - заметно меньше. Т. о., время запаздывания импульса, наблюдаемого в двух несовпадающих длинах волн, пропорционально расстоянию до П и средней концентрации электронов на луче зрения. Поскольку концентрация электронов на луче зрения известна, то, измерив поток радиоизлучения на Земле и установив время запаздывания, можно определить расстояние до П и оценить мощность радиоизлучения. Оказалось, что расстояния до известных сейчас П заключены в интервале от десятков пс до нескольких кпс, а мощность радиоизлучения каждого из них в миллионы раз больше радиоизлучения Солнца даже в периоды его бурной активности.

Наиболее вероятное объяснение П дает теория вращающегося "маяка". Согласно данной теории, П представляет собой вращающуюся звезду, излучающую узкий пучок радиоволн. Наблюдатель, попадающий в этот пучок, видит периодически повторяющиеся импульсы радиоизлучения. В теории "маяка" период П равен периоду вращения звезды; это объясняет высокое постоянство периодов П Модель "маяка" объясняет и многие др. данные наблюдений, в частности медленное увеличение периода является следствием замедления вращения звезды. Однако возникли серьезные затруднения с выбором класса звезд, который мог бы обеспечить наблюдаемые явления. Для того чтобы обеспечить очень высокую угловую скорость вращения, характерную для П, звезда должна быть весьма компактной, иметь малые размеры. Белые и красные карлики (компактные звезды) не могут иметь таких угловых скоростей вращения: они были бы немедленно разорваны центробежными силами. Единственным приемлемым классом звезд оказался известный только на основании теоретических исследований класс нейтронных звезд. Наблюдения П явились, т. о., подтверждением существования нейтронных звезд. Нейтронные звезды характеризуются очень малыми размерами: диаметр нейтронной звезды с массой, равной примерно массе Солнца, составляет всего несколько десятков км. Плотность вещества внутри таких звезд достигает 10¹⁴ -10¹⁵ г/см³, т. е. имеет порядок плотности вещества внутри ядер. Нейтронная звезда - это как бы колоссальное ядро, состоящее в основном из нейтронов. Источник энергии, излучаемой П, - кинетическая энергия вращения нейтронной звезды. Механизм излучения П связан с существованием на их поверхности сильных полей с напряженностью, достигающей тысяч млрд. э. Трансформация кинетической энергии вращения звезды в излучение происходит, по-видимому, вследствие того, что вращающаяся звезда индуцирует вокруг себя электрическое поле, ускоряющее частицы окружающей П плазмы до высоких энергий. Эти ускоренные частицы и дают наблюдаемое излучение.

В 70-х гг. открыты П, излучающие главным образом в рентгеновском диапазоне. Эти П оказались нейтронными звездами, входящими в состав двойных звездных систем. Второй компонент в этих системах - нормальная звезда. Газ из оболочки нормальной звезды течет к нейтронной звезде, закручивается вокруг нее и в конце концов вдоль силовых линий поля нейтронной звезды падает на ее поверхность. В результате возникает направленное рентгеновское излучение, которое и создает эффект пульсаций для наблюдателя, попадающего в пучок направленного излучения.

Лит.: Дайсон Ф., Тер-Хаар Д., Нейтронные звезды и пульсары, пер. с англ., М., 1973.

В. В. Усов.

		Новости 21.11.2024 12:18:40

	Copyright © 1999-2024 Oval.ru, All Rights Reserved.