Страница 54 из 131
Пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду с чрезвычайно сильным (до 1012 Гаусс) магнитным полем. Излучение концентрируется вблизи магнитных полюсов, которые и носятся вокруг оси вращения с определенным периодом. Можно сказать, что с наблюдаемыми пульсарами нам повезло - эти импульсные маяки удачно сориентированы относительно Солнечной системы.
МОДЕЛЬ ПУЛЬСАРА
Очень интересной особенностью новых объектов оказалась их довольно быстрая эволюция. Видимо, периоды всех пульсаров возрастают - энергия вращения понемногу теряется. Самые молодые пульсары вращаются быстрее, и темп потери угловой скорости у них несколько выше. Пример тому - самый быстрый пульсар PSR 0531+21, который увеличивает период на 36,5 наносекунд в сутки*. Вероятно, теоретически возможный период обращения не может быть меньше 0,001 с. Если считать, что рост начинается именно от этой величины, то с учетом более высокого начального темпа следует признать возраст этого пульсара порядка 1000 лет. Это хорошо согласуется с датой вспышки Сверхновой в Крабе в 1054 году.
*Осенью 1982 года был обнаружен пульсар 1937 + 215 в созвездии Лисичка с периодом Т = 1,56. 10-3 с, т. е. вращающийся в двадцать с лишним раз быстрее пульсара в Крабе.
Более сложные явления отмечены для пульсаров, входящих в состав двойных систем с обычными звездами. Гравитационное поле нейтронной звезды начинает как бы отсасывать плазму из атмосферы своей соседки. Первоначально мощное магнитовращательное излучение отбрасывает эту плазму, и пульсар дополнительно теряет угловой момент. Эта стадия эволюции называется "пропеллером" - увеличение периода здесь происходит быстрее, чем в случае одинокого пульсара. Но с увеличением периода падает и мощность магнитного маяка. Наконец, начинается процесс аккреции - плазма захватывается пульсаром и передает ему свой угловой момент. Теперь рост периода должен прекратиться - согласно теории возникает своеобразная компенсация, и вращение происходит более или менее равномерно.
Это так называемая стадия рентгеновского пульсара, характерная мощным рентгеновским излучением аккрецирующей плазмы (светимость порядка 1030-1031 Вт!). Источники такого типа действительно обнаружены, но все они имеют уже уменьшающийся период - струя вещества с соседней звезды как бы ускоряет пульсар. Это указывает на новое замечательное качество нейтронных звезд видимо, они служат превосходным индикатором эволюции соседей по двойной системе.
Но сюрпризы, связанные с нейтронными звездами, не ограничились пульсарами. Через 8 лет после их открытия один из советских спутников серии "Космос" зарегистрировал очень мощные и нерегулярные вспышки рентгеновского излучения. Более подробные исследования показали, что некие объекты нашей Галактики, расположенные ближе к ее центру, дают пиковую мощность излучения более 1031 Ватт, причем интервалы между вспышками довольно различны - от нескольких часов до целых месяцев. Так на астрофизической арене появились барстеры (от англ, burst - вспышка, быстрый взрыв) - нейтронные звезды, входящие в тесную двойную систему.
СХЕМА АККРЕЦИИ В ТЕСНОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЕ ОБЫЧНОЙ И КОМПАКТНОЙ ЗВЕЗДЫ (В
ЧАСТНОСТИ, АККРЕЦИИ НА ПУЛЬСАР ИЛИ ЧЕРНУЮ ДЫРУ)
В отличие от пульсаров, они лишены мощного магнитного поля, которое как бы засасывает заряженные частицы к магнитным полюсам. Поэтому аккрецирующая водородно-гелиевая плазма от соседней звезды более или менее равномерно устремляется к барстеру, формируя на его поверхности гигантский термоядерный котел. Падающее вещество разгоняется в поле тяготения барстера до околосветовых скоростей. За счет перехода кинетической энергии этого вещества в тепловую форму и выгорания водорода поджигается термоядерная реакция синтеза гелия в углерод. Именно гелиевый синтез и обеспечивает грандиозные вспышки. В одной вспышке барстера полностью выгорает примерно метровый слой спрессованного до 1 тонны в куб. сантиметре гелия, слой, окутывающий нейтронную звезду радиусом порядка 10 км. Нетрудно оценить, что масса такого слоя порядка 1021 г, и при обычном энерговыделении гелия (1011 Дж/г) энергия вспышки должна доходить до 1032 Дж!
Чтобы обеспечить приток необходимого вещества, звезда-соседка должна отдавать барстеру свое вещество в темпе 1017 г/с - одну земную массу за 2000 лет. Это обеспечивает полное восстановление гелиевого слоя в среднем за 104 с, но сокращает время жизни звезды-соседки. Если масса последней порядка солнечной, то все ее вещество израсходуется на вспышки барстера примерно за полмиллиарда лет. Так барстеры оказались не только превосходным образом открытого для обозрения "термоядерного ада" - того, который, по недавним понятиям, должен был прятаться глубоко в звездных недрах, но и кандидатами на роль активнейших "звездных вампиров".
На этом не исчерпывается обнаруженная в 60-е годы и позднее звездная экзотика. О самой интересной из них - черных дырах - мы поговорим во II части. Там же удастся обсудить и общую картину звездной эволюции, где обычные и экзотические звезды обретают свои естественные места.
ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ
Шаги по открытию Галактики* и Солнечной системы в чем-то очень схожи. Млечный Путь, один из первых ориентиров на звездном небе, выделялся с древнейших времен. Однако его астрономическая интерпретация возникла сравнительно поздно. Лишь систематический интерес астрономов к звездам на рубеже 18-19 веков позволил нащупать некоторые закономерности в группировке далеких светил. Появилась своеобразная гелиоцентрическая модель Гершеля-Каптейна, где Солнце считалось случайным центром огромного звездного скопления. При всем том Галактику еще не рассматривали как особый структурный элемент Вселенной.
* Галактика, которой принадлежит Солнце, пишется с большой буквы - в отличие от остальных галактик.
Джон Гершель впервые и не слишком настойчиво высказал идею, что Магеллановы Облака, наблюдаемые в южном полушарии, представляют собой отдельные очень далекие звездные системы вроде Млечного Пути, но его гипотеза не произвела особого впечатления.
Прорыв наметился внезапно в связи с исследованием объектов, которые долгое время не привлекали внимания,- переменных звезд. В древности их как бы и не замечали, во всяком случае, неизвестны исследования даже тех переменных звезд, чей период нетрудно определить невооруженным глазом. Первый шаг в этой области сделал в 1596 году немецкий астроном Давид Фабрициус (1564-1617), описавший переменную Миру Кита. Устойчивый интерес к переменным возник лишь в период открытия двойных звезд.
Переменные звезды демонстрируют весьма различное поведение. Некоторые из них очень резко меняют блеск. В этом случае разумно считать, что мы имеем дело с планетообразной системой двух звезд, одна из которых периодически затмевает другую. Это так называемые затменные переменные звезды. Но существует и иная ситуация, когда блеск звезды меняется плавно, и такое изменение нельзя объяснить прохождением какого-либо тела через луч зрения. Остается единственный вариант - предположить, что из-за каких-то физических процессов меняется сама светимость звезды, то есть количество энергии, которое она излучает. Среди таких звезд, в свою очередь, выделяются две подгруппы - долгопериодические и короткопериодические. Так называемые цефеиды с периодом от нескольких суток до нескольких десятков суток и особым характером колебаний (похожим на колебания Дельты Цефея) привлекли внимание американского астронома из Гарвардской обсерватории Генриетты Суан Ливитт (1868-1921). В 1908 году, изучая фотографии Малого Магелланова Облака, полученные в Перуанском филиале, Ливитт обнаружила довольно четкую зависимость между яркостью цефеид и их периодом - чем ярче звезда, тем больше период колебаний блеска. Это обстоятельство окончательно выяснилось к 1912 году, и именно оно открыло путь к определению размеров Галактики и межгалактических расстояний. Поэтому цефеиды справедливо стали называть маяками космоса.
Удачный выбор объекта исследований - ведь расстояния между самими цефеидами заведомо много меньше расстояния до Малого Магелланова Облака позволил выделить закономерность "яркость-период" в чистом виде, и теперь можно было использовать эту закономерность для изучения других элементов звездного неба.