Читаем без скачивания Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович

Глава 21 Пульсары как источники радиоизлучения

Пожалуй, труднее всего для пульсаров определяются две основные характеристики всякого «нормального» источника радиоизлучения — поток и спектр. Эти трудности связаны прежде всего с самой природой пульсаров. Дело в том, что, как уже неоднократно упоминалось выше, радиоизлучение пульсаров в высшей степени сложным образом меняется со временем. Эти изменения, в частности, бывают очень быстрыми, например, два соседних импульса могут иметь заметно различающиеся «профили» (это то же самое, что на оптических частотах кривая блеска). Другими словами, за время порядка секунды (характерное время для периода пульсаров) могут наблюдаться существенные изменения потока. Специфической особенностью пульсаров как источников радиоизлучения являются их ничтожно малые угловые размеры. Поэтому они, как никакие другие известные в радиоастрономии источники, подвержены сцинтилляциям. И хотя спектр радиоизлучения пульсаров, по-видимому, достаточно стабилен, характер сцинтилляций существенно зависит от частоты излучения. Это приводит к сильнейшим искажениям спектра при прохождении излучения пульсара через межзвездную среду. Например, на некоторой частоте за несколько минут из-за сцинтилляции поток радиоизлучения может упасть до нуля, в то время как для частоты, слегка отличной, такое уменьшение потока произойдет уже в другой момент. Добавив к этому, что обусловленные сцинтилляциями искажения быстро меняются со временем, мы получим представление о том, что «истинный» спектр радиоизлучения пульсара определить не просто. Для исключения влияния сцинтилляции прежде всего нужно усреднять наблюдения по очень большому (исчисляемому сотнями) числу периодов. При этом, однако, возникает дополнительная трудность, что за такое большое количество периодов само «истинное» (т. е. не искаженное сцинтилляциями) излучение пульсаров может заметно измениться. Так получаются «сглаженные» по времени «синтетические» профили и «синтетические» спектры. В свою очередь сравнение различных «синтетических» профилей, полученных для одного и того же пульсара, позволяет выявить ряд вариаций, начиная от минутных и кончая годовыми. Естественно, что данных о более долговременных вариациях основных характеристик излучения пульсаров пока не существует, так как первые пульсары обнаружены всего около 15 лет назад.

На рис. 21.1 приведены «синтетические» спектры нескольких пульсаров, полученные на известной радиоастрономической обсерватории Джодрелл Бэнк. Как правило, спектральная плотность их потоков быстро падает с ростом частоты. Впрочем, у некоторых пульсаров (например, у PSR 0329+54) наблюдается довольно плоский максимум около частоты 400 МГц. А вообще, спектр может быть представлен степенным законом (как и для других источников космического радиоизлучения) F , где F — усредненная спектральная плотность потока, а величина («спектральный индекс») для большинства пульсаров меняется от -1 до -2, причем никакой зависимости от периода пульсара нет.

«Профили» радиоизлучения пульсаров часто отличаются большим количеством деталей. Например, у пульсара, находящегося в Крабовидной туманности, наблюдаются отдельные детали радиопрофиля, гораздо более «узкие», чем у оптической кривой блеска; эти детали довольно быстро меняются от периода к периоду, но «синтетический» профиль NR 0531 все же близок к кривой блеска его высокочастотного (оптического) излучения.

Радиоизлучение пульсаров сильно поляризовано. У отдельных импульсов иногда наблюдается почти 100%-ная линейная поляризация. Очень интересно, что даже у одного импульса за время, исчисляемое малыми долями периода, характеристики поляризации (например, направление колебаний электрического вектора) могут сильно меняться. Об этом важном явлении речь будет идти ниже, а пока отметим, что в общем случае у пульсаров наблюдается эллиптическая поляризация.

Как уже неоднократно указывалось, периоды пульсаров в первом приближении можно рассматривать как весьма стабильные. Однако длительные ряды наблюдений позволяют выявить очень интересные вариации в периодах. Прежде всего такие наблюдения выявляют важнейший эффект непрерывного увеличения периодов у всех без исключения пульсаров. Это позволяет сделать достаточно надежную оценку их возраста (см. выше). Из-за эффекта Доплера, вызванного орбитальным движением Земли со скоростью 30 км/с, периоды пульсаров в течение года меняются примерно на одну десятитысячную своего значения (для пульсаров, находящихся сравнительно близко от эклиптики), и на меньшую, но вполне «ощутимую» величину — для других пульсаров. При определении периода пульсаров с той большой точностью, какая достигается в настоящее время, эффект Доплера всегда исключается и дается значение «гелиоцентрического» периода, т. е. того периода, который обнаружил бы воображаемый наблюдатель, находящийся на Солнце.

Чрезвычайно интересное явление было открыто в 1969 г. в Австралии радиоастрономами Манчестером и Радхакришнаном. Они обнаружили скачкообразное уменьшение периода пульсара PSR 0833—45, которое произошло где-то между 24 февраля и 3 марта 1969 г. (рис. 21.2, в промежутке времени между этими двумя датами наблюдения указанного пульсара не проводились). Величина уменьшения периода довольно значительна: около 200 наносекунд. Учитывая, что период этого пульсара 0,089 с, «сбой» периода составляет 2 10-6 его значения. Интересно еще и то, что после описанного скачкообразного уменьшения периода дальнейшее его увеличение происходило быстрее на 1%, чем до «сбоя». Спустя 21/2 года, в конце 1971 г., явление «сбоя» периода PSR 0833—45 повторилось почти в точности. Такое странное явление можно объяснить только реальным скачкообразным изменением периода вращения нейтронной звезды. Изменение периода вращения в свою очередь должно быть следствием скачкообразного уменьшения момента инерции звезды, вызванного какими-то сложными процессами в ее недрах (например, изменением характера связи между поверхностными слоями нейтронной звезды и ее недрами). Явление скачкообразного «сбоя» периода у пульсаров получило образное и меткое название «звездотрясений». В гораздо меньшем масштабе, чем у пульсара PSR 0833—45 несколько «звездотрясений» наблюдалось у пульсара в «Крабе». Изучение «звездотрясений» открывает единственную в своем роде возможность исследований недр нейтронных звезд, подобно тому как анализ сейсмических явлений на Земле является важнейшим методом исследования внутренних областей нашей планеты.

Огромная точность, с которой сейчас определяются периоды пульсаров и различные их вариации, позволяет сделать еще один важный вывод, касающийся природы пульсаров. Представим себе, что пульсар является компонентой двойной системы. Тогда величина его периода должна периодически меняться в соответствии с его орбитальным движением в двойной системе. Из того простого факта, что таких периодических изменений периода ни у одного пульсара не наблюдается, следует очень важный вывод, что пульсары (вернее, отождествляемые с ними нейтронные звезды) не являются компонентами кратных звездных систем. Этот факт сам по себе очень удивителен. Ведь двойственность очень распространена среди звезд. Как уже говорилось в § 14, по крайней мере 50% всех звезд входит в состав двойных звезд, а среди молодых, массивных звезд этот процент еще выше. А между тем из известных в настоящее время 350 пульсаров только три принадлежат к двойной звездной системе (см. ниже). До этого в астрономии не был известен какой-либо тип звезд, обладавший таким свойством. В рамках существующих представлений об образовании нейтронных звезд отсутствие двойственности у пульсаров как будто можно понять. Прежде всего достаточно велика вероятность того, что вследствие взрыва одной из компонент двойной системы пара распадается. Это будет так в случае, когда расстояние между компонентами двойной системы велико и эволюция каждой из компонент протекает более или менее независимо. Кроме того, требуется, чтобы во время взрыва большая часть массы звезды была выброшена в межзвездное пространство с достаточно большой скоростью. Однако, если взрыв имел место в «тесной» двойной системе, где расстояние между компонентами невелико, ситуация может быть совершенно другой. В этом случае, как мы видели в § 14, взрываться будет менее массивная звезда. При такой ситуации пара не будет разрушена даже тогда, когда большая часть взорвавшейся звезды будет выброшена в межзвездное пространство. Почему же не наблюдается пульсаров — компонент двойных систем, если большая часть таких систем сравнительно тесные? Советский астрофизик В. А. Шварцман выдвинул очень интересную гипотезу, объясняющую эту загадку. По его мнению, в двойной системе, особенно, если она тесная, имеет место непрерывное падение газа от нормального компонента на нейтронную звезду (так называемый «процесс аккреции»). Этот процесс может как бы «подавить» радиоизлучение нейтронной звезды и «потушить» связанный с нею пульсар. Когда последний «молод» и его «активность» велика, аккреция не в состоянии «заглушить» радиоизлучение нейтронной звезды. Но число таких очень молодых пульсаров можно буквально перечислить по пальцам одной руки. Большинство же пульсаров достаточно «стары», и если они входят в состав двойных систем, их излучение будет подавлено.