Глава 19 Нейтронные звезды и открытие пульсаров

Глава 19 Нейтронные звезды и открытие пульсаров

Как уже говорилось во второй части этой книги, заключительная фаза эволюции звезды, наступающая после того, как будут в значительной степени исчерпаны ресурсы ее ядерного водородного горючего, существенно зависит от массы звезды. Мы подчеркиваем оговорку «существенно», так как, кроме первоначальной массы, на эволюцию звезды может влиять скорость и характер ее вращения, степень намагниченности, принадлежность звезды к тесной двойной системе (см. § 14) и, возможно, другие факторы. Все же роль первоначальной массы является решающей. В идеальном случае, когда рассматривается модель невращающейся, лишенной магнитного поля изолированной звезды, теория предсказывает три «исхода» жизни звезды в зависимости от ее первоначальной массы (см. часть II):

1. Если первоначальная масса ядра звезды меньше, чем (приблизительно) 1,2M , то она после сравнительно кратковременной стадии красного гиганта превращается в белый карлик, который после остывания, через несколько миллиардов лет, становится холодным «черным карликом», т. е., образно выражаясь, мертвым космическим телом, «трупом» звезды. Об этом подробно рассказано в § 13.

2. Если первоначальная масса ядра звезды превосходила 1,2M , но была меньше 2,4M , то после исчерпания существенной части ядерного горючего произойдет катастрофа. Внутренние слои звезды под влиянием силы тяготения, которой уже не может противодействовать газовое давление, обрушатся к центру звезды. Почти одновременно с этим наружные слои звезды в результате взрыва будут выброшены с огромной скоростью порядка 10000 км/с. Это явление будет наблюдаться как вспышка сверхновой (см. часть III). Падая со скоростью свободного падения, за какие-нибудь несколько секунд внутренние слои звезды сожмутся в сотню тысяч раз. При этом объем звезды уменьшится в 10¹⁵ раз, ее средняя плотность во столько же раз увеличится и превзойдет ядерную, а линейные размеры станут всего лишь порядка 10 км. Достигнув таких размеров и такой плотности, звезда застабилизируется и ее дальнейшее сжатие практически прекратится. Опять образуется равновесная конфигурация, но уже в условиях, качественно отличных от равновесия «обычной» звезды. Физические свойства такого сверхплотного вещества, давление которого уравновешивает силу гравитационного притяжения «сколлапсировавшей» звезды, весьма необычны. Во многом они сходны со свойствами вещества атомного ядра, представляющего собой смесь сильно взаимодействующих протонов и нейтронов. Такой объект подобен макроскопической «ядерной капле». Отличие этого агрегата от ядерного вещества состоит главным образом в том, что для сколлапсировавшей звезды по причине ее большой массы фундаментальное значение имеет гравитационное взаимодействие ее элементов, между тем как для ничтожных по своей массе ядер гравитация несущественна. Вполне понятно, почему звезду, образовавшуюся в результате гравитационного коллапса, теоретики уже давно, еще в тридцатых годах нашего столетия, назвали «нейтронной».

Итак, взрывы сверхновых звезд сопровождаются образованием нейтронных звезд — качественно нового типа космических объектов, существование которых было давно предсказано теоретиками.

3. В случае, если масса ядра сколлапсировавшей звезды превосходит некоторый критический предел (около 2,5—3 M ), ее неограниченное сжатие под давлением силы гравитации уже ничем нельзя остановить. При этом нейтронная звезда как стабильное образование возникнуть не может. Ничем не компенсируемая сила гравитации будет сколь угодно сильно сжимать вещество коллапсирующей звезды, размеры которой будут становиться сколь угодно малыми. Звезда будет сжиматься в точку, но... Но здесь выступают на первый план парадоксальные закономерности общей теории относительности. Из-за огромного значения гравитационного потенциала эффекты общей теории относительности, которые в «нормальных» космических условиях совершенно ничтожны по величине, здесь становятся решающими. Связанная с такой ситуацией увлекательнейшая проблема черных дыр, являющаяся сейчас едва ли не центральной проблемой астрономии, будет рассматриваться в § 24. А здесь мы подробно рассмотрим не менее интересную проблему нейтронных звезд.

Из трех видов «продуктов» заключительного этапа эволюции звезд (белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры) первыми были обнаружены астрономическими наблюдениями белые карлики (см. часть II). Важно еще раз подчеркнуть, что в этом случае практика намного опередила теорию. Белые карлики были, так сказать, «эмпирически» открыты до того, как астрономы поняли, что такое звезда и почему она светит. К понятию «вырожденный газ» физики пришли значительно позже того как были открыты белые карлики. Конечно, ничего удивительного в этом нет — ведь в любом куске металла, известного человечеству еще со времен бронзового века, как оказалось, электроны находятся в вырожденном состоянии. Видеть и изучать это еще не значит понять, да и уровни понимания могут быть разные. Все же факт остается фактом: белые карлики были сначала увидены, а затем поняты.

Совсем по-другому сложилась ситуация с нейтронными звездами. Они были открыты теоретиками «на кончике пера» за треть столетия до того, как их реально обнаружили астрономы. А в XX веке треть столетия — это очень большой срок! Причина такого запоздания в открытии нейтронных звезд вполне понятна: их, как это сразу же стало ясно, очень трудно обнаружить астрономическими наблюдениями. Если размер космического тела всего лишь 10 км, то даже при расстоянии до него, равном расстоянию до ближайших звезд ( 10 световых лет), его нельзя обнаружить, пользуясь самыми мощными телескопами. В самом деле, если температура поверхности такого тела (моделирующего нейтронную звезду) такая же, как на поверхности Солнца, т. е. 6000 К, то абсолютная звездная величина его 30^m, а видимая звездная величина будет всего лишь 27^m. Между тем предельная звездная величина слабейших астрономических объектов, доступных крупнейшим современным оптическим телескопам, составляет около 24^m. Если поверхность нейтронной звезды будет так же горяча, как у самых горячих из известных оптической астрономии звезд ( 100 000 К), то она все равно не сможет быть обнаружена. И это даже тогда, когда предполагаемое расстояние до нейтронной звезды так неправдоподобно мало! В действительности расстояния до ближайших нейтронных звезд, скорее всего, порядка нескольких десятков световых лет. Отсюда ясно, что все попытки обнаружить нейтронные звезды оптическими методами должны были быть обречены на неудачу.

Начиная с 1964 г., однако, ситуация с возможностью наблюдений нейтронных звезд, казалось бы, резко изменилась. Возникновение рентгеновской астрономии ознаменовало собой новый этап в многолетних поисках возможностей обнаружить нейтронные звезды и тем самым доказать реальность их существования. Подробно об успехах рентгеновской астрономии будет рассказано в § 23. Здесь мы только заметим, что уже сразу же после открытия первых космических источников рентгеновского излучения возникло подозрение, что это и есть долгожданные нейтронные звезды. На первый взгляд, для такого предположения были вполне достаточные основания. В самом деле, только что образовавшаяся в результате гравитационного коллапса нейтронная звезда должна иметь исключительно высокую температуру, порядка нескольких миллиардов кельвинов (см. § 18). Допустим, для простоты расчетов, что температура поверхности такой звезды равна одному миллиарду кельвинов. Тогда следует ожидать, что такой объект будет излучать как абсолютно черное тело с этой температурой, причем максимум излучения по закону смещения Вина _mT = 0,3 будет соответствовать длине волны _m = 3 10^-10 см = 0,03 ?, а соответствующая энергия квантов излучения h 400 кэВ, т. е. будет приходиться на область очень жестких рентгеновских лучей. Согласно закону Стефана — Больцмана единица поверхности такого объекта (т. е. 1 см²) будет излучать в рентгеновском диапазоне чудовищную мощность T⁴ = F = 10³² эрг/см² с, а вся сверхгорячая нейтронная звезда будет излучать мощность L = 4 R²F 10⁴⁵ эрг/с, где R = 10⁶ см — радиус нейтронной звезды.

Величина L непомерно велика: достаточно сказать, что вся наша звездная система — Галактика, состоящая из сотни миллиардов разнообразнейших звезд, излучает во всем спектральном диапазоне только 10⁴⁴ эрг/с. Если бы даже температура T была равна 10⁸ К (это довольно умеренная оценка температуры «новорожденной» нейтронной звезды), то L была бы 10⁴¹ эрг/с, что также представляет собой очень большую величину. Максимум излучения в этом случае приходился бы на рентгеновские кванты с энергией h 40 кэВ. В этом более мягком диапазоне энергий рентгеновских квантов как раз и работает большинство существующих приемников космической рентгеновской радиации. Допустим теперь, что такая горячая нейтронная звезда находится на противоположном краю нашей Галактики, скажем, на расстоянии r 60 000 световых лет, или 6 10²² см. Тогда поток рентгеновского излучения от нее будет F 2,5 10^-7 эрг/см² с, а это в сотню раз больше потока рентгеновского излучения от самого яркого источника Скорпион Х-1 в этом «жестком» диапазоне (см. § 23). Между тем техника современной рентгеновской астрономии позволяет измерять потоки в несколько миллионов раз более слабые.

Казалось бы, все хорошо! Тем более, что и спектр у ряда рентгеновских источников вполне можно было истолковать как спектр нагретого до температуры в несколько десятков миллионов кельвинов «черного» тела. На какой-то миг создалось впечатление, что таинственные нейтронные звезды — гордость теоретической мысли XX века — наконец-то обнаружены. Увы, природа и на этот раз оказалась намного сложнее и богаче, чем примитивные представления о ней, бытовавшие в умах большого количества ученых. Расчеты показали, и при том со всей убедительностью, что первоначально горячие нейтронные звезды остывают катастрофически быстро. Например, при очень высоких температурах вещества действует совершенно специфический механизм охлаждения, связанный с аннигиляцией пар электронов и позитронов и образованием нейтрино и антинейтрино :

При более низких температурах нейтрино будут образовываться при реакциях

Образующиеся в большом количестве нейтрино будут беспрепятственно выходить из нейтронной звезды, унося с собой огромное количество энергии, что приводит к ее быстрому остыванию. Расчеты показывают, что уже спустя примерно месяц после рождения нейтронной звезды температура ее поверхности станет ниже 10⁸ К. На самом деле остывание нейтронной звезды может происходить еще быстрее, потому что вещество нейтронной звезды, по-видимому, находится в сверхтекучем состоянии. Итак, новорожденные нейтронные звезды остывают слишком быстро, чтобы их можно было отождествлять с рентгеновскими источниками[ 45 ].

И опять, подобно сказочной синей птице нейтронные звезды — «живые» нейтронные звезды, а не их бледные математические отражения, рисуемые пером теоретиков,— буквально выскользнули из рук! И вдруг случилось нечто совершенно неожиданное: нейтронные звезды были обнаружены! Обнаружены совсем не там, где их искали и совсем не теми, кто их искал. В феврале 1968 г. на страницах солиднейшего научного журнала «Nature» подобно грому среди ясного неба появилась статья известного английского радиоастронома Хьюиша и его сотрудников, возвестившая об открытии пульсаров. Стоит более подробно рассказать, как было сделано это едва ли не величайшее открытие в астрономии XX века.

Начиная с 1964 г. в знаменитой Кавендишской лаборатории Кембриджского университета проводились наблюдения сцинтилляций (т. е. быстрых, неправильных вариаций) потока радиоизлучения от космических источников, возникающих при прохождении этого излучения через неоднородности плазмы внешней короны Солнца и прилегающих к ней областей межпланетной среды. Такие сцинтилляции возникают из-за нерегулярной дифракции радиоволн на указанных неоднородностях. Сцинтилляции могли наблюдаться только тогда, когда угловые размеры источников радиоизлучения были очень малы, меньше 0,5 секунды дуги. Это явление имеет хорошо всем известный оптический аналог: мерцание звезд в атмосфере. Известно также, что планеты не подвержены таким мерцаниям и светят «спокойным» светом, не меняя за короткое время свой блеск. Последнее обстоятельство объясняется тем, что угловые размеры планет довольно велики, порядка десятков секунд дуги, между тем как у звезд они исчезающе малы. Как было сказано выше, аналогичная картина наблюдается и в радиодиапазоне. Радиосцинтилляциям подвержены в первую очередь квазары — весьма удаленные от нас метагалактические объекты, угловые размеры которых достигают тысячных долей секунды дуги. Квазары были открыты за год до этого и занимали тогда умы большого количества астрономов. Хьюиш решил использовать метод сцинтилляции, чтобы иметь возможность выделить квазары среди других наблюдаемых космических источников радиоизлучения. По его проекту для этой цели в Кембридже был изготовлен весьма большой по тем временам радиотелескоп размером в одну милю, работающий на волне 3,7 м. Надо сказать, что хотя этот телескоп и очень большой, но все же довольно грубый, что объясняется большой длиной волны, на которую он был рассчитан. Кроме того, он неподвижен и принимает радиоизлучение от источников тогда, когда они проходят через меридиан. Путем простой перестройки электрической схемы без механического перемещения его элементов радиотелескоп мог направляться на разные зенитные расстояния, что позволяло исследовать источники с разными склонениями. Любопытно, что этот радиотелескоп был сооружен всего за несколько месяцев, причем строили его в основном студенты Кембриджского университета под наблюдением весьма немногочисленных инженеров. Все сооружение обошлось в... 10 000 фунтов стерлингов, что, пожалуй, является мировым рекордом и соответствует лучшим традициям Кавендишской лаборатории, где когда-то трудились и делали свои выдающиеся открытия Фарадей и Резерфорд. Увы, современная наблюдательная астрономия требует неизмеримо больших средств, и история, которую мы сейчас рассказываем, действительно является уникальной...

Величина сцинтилляции растет по мере приближения источника к Солнцу, что, естественно, объясняется увеличением концентрации межпланетной плазмы вблизи Солнца. Наблюдая один источник в разное время года, т. е. при различных угловых расстояниях его от Солнца, можно было заметить значительные изменения величины сцинтилляции его потока. По этой причине сцинтилляции от источников можно было наблюдать только днем, когда угловое расстояние источников от Солнца невелико. Наоборот, ночью никаких заметных сцинтилляций источники не обнаруживали.

Так как сцинтилляции потока происходят очень быстро, для их изучения необходима специальная регистрирующая аппаратура с очень маленькой постоянной времени, во всяком случае меньшей, чем характерное время изменения потока, вызванного сцинтилляцией. Эта аппаратура принципиально отличается от обычно применяемой в радиоастрономии приемной аппаратуры, где, как правило, постоянная времени (или «время накопления» сигнала) достаточно велика, обычно не меньше нескольких секунд, а часто значительно больше. Большие времена накопления диктуются необходимостью «выжать» наибольшую чувствительность, что необходимо для обнаружения предельно слабых (по потоку) источников. Разумеется, такая привычная для радиоастрономов приемная аппаратура не в состоянии обнаружить вариации потока, если они происходят достаточно быстро.

Как же были на этом радиотелескопе открыты пульсары? Аспирантка профессора Хьюиша, 24-летняя Джоселин Белл летом 1967 г. обнаружила какой-то неизвестный источник, который показал сцинтилляцию ночью, что было решительно ни на что не похоже! Повторные наблюдения подтвердили, что этот удивительный источник каждые сутки в положенный момент звездного времени действительно проходит через меридиан, демонстрируя свое космическое происхождение. В ноябре 1967 г., когда постоянная времени приемной аппаратуры была еще уменьшена в несколько раз, было обнаружено поразительное явление: вариации потока от загадочного источника происходят не беспорядочным образом, как это имеет место при обычных сцинтилляциях источников, обусловленных нерегулярной дифракцией радиоволн на неоднородностях межпланетной среды, а строго периодически. Наблюдались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения, повторяющиеся через строго постоянный период времени порядка одной секунды. При этом амплитуды различных импульсов были различны. К этому времени были обнаружены еще два источника такого же типа. Первые записи их излучения на частоте 81 МГц (соответствующей длине волны 3,7 м) приведены на рис. 19.1.

Было над чем задуматься кембриджским радиоастрономам! Ведь они столкнулись с совершенно необычным явлением. Что можно было в первые недели сказать о природе этих загадочных источников? Прежде всего строгая периодичность радиосигналов невольно наводила на мысль, что последние могут иметь искусственное происхождение. Они могли, в частности, исходить от каких-то далеких искусственных спутников или автоматических межпланетных станций и (страшно даже подумать!) от внеземных цивилизаций. Последняя возможность вполне серьезно обсуждалась в Кембридже и послужила, по-видимому, причиной, что сами авторы этого замечательного открытия решили впредь до выяснения природы таинственных сигналов не публиковать результаты своих исследований. Случай довольно редкий в истории астрономии XX века!

Рис. 19.1: Первые записи излучения трех пульсаров на частоте 81 МГц.

Только после того как со всей очевидностью стало ясно, что эти источники находятся далеко за пределами Солнечной системы (как это было сделано, мы увидим ниже), и, таким образом, представляют собой дотоле неизвестный класс астрономических объектов, английские радиоастрономы опубликовали свое открытие — спустя почти полгода после того, как мисс Белл обнаружила первый загадочный источник. Вновь открытые источники сразу же получили очень удачное название «пульсаров». Название это происходит от английского слова «pulse», что означает «импульс». Пульсары — это такие радиоисточники, излучение которых сосредоточено в отдельных импульсах, повторяющихся через строго определенный промежуток времени.

Открытие пульсаров буквально всколыхнуло астрономию. Автору этой книги трудно забыть лето 1968 г., когда мы все жадно ожидали последних номеров «Nature» где в «экспрессном порядке» публиковались свежие новости с «пульсарного фронта». Прежде всего важно было получить как можно больше фактического материала об этих загадочных объектах. Теоретики же далеко не сразу и далеко не все осмыслили это явление. Удивительная, почти строгая, периодичность импульсов невольно обращала на себя внимание. Прежде всего поражала краткость этих периодов. Так, например, период у первого из открытых пульсаров, получившего название СР 1133[ 46 ], оказался равным 1,337 секунды, что много меньше периодов пульсации или вращения всех известных тогда в астрономии космических объектов. Судя по тому, что каждый из импульсов имел весьма короткую длительность (порядка нескольких сотых секунды времени), можно было предположить, что линейные размеры излучающей области весьма малы, во всяком случае меньше сотой доли световой секунды, т. е. несколько тысяч километров. Так как наблюдаемый период пульсаров плавно менялся в пределах одной десятитысячной своего значения в течение года, сразу же можно было сделать вывод, что пульсары находятся далеко за пределами Солнечной системы. В самом деле, такое плавное изменение периода за год непринужденно объясняется орбитальным движением Земли вокруг Солнца и связанным с этим движением эффектом Доплера, меняющим значение периода в зависимости от положения Земли на своей орбите.

Хотя координаты пульсаров были известны совсем неплохо, на первых порах пульсары нельзя было отождествить ни с одним из известных классов астрономических объектов. Пожалуй, первое удачное отождествление было выполнено летом 1968 г. в Австралии. Находящийся там большой крестообразный радиотелескоп, работающий на метровых волнах, оказался едва ли не лучшим в мире инструментом для поиска новых пульсаров. Достаточно сказать, что почти половина всех известных к 1970 г. пульсаров была открыта на этом радиотелескопе, расположенном в пустые ной местности около селения Молонгло. Из всех открытых с помощью этого радиотелескопа пульсаров, пожалуй, наибольший интерес представляет объект, получивший название PSR 0833—45. Координаты этого пульсара ( = 8^h33^m, = -45°) близки к координатам очень интересной туманности, находящейся в южном созвездии Парусов (Vela). Эта туманность, имеющая угловые размеры около одного градуса, является источником нетеплового радиоизлучения и представляет собой остаток вспышки сверхновой звезды[ 47 ]. Сам пульсар PSR 0833—45 находится в пределах радиотуманности, хотя и не совпадает с ее центром.

Удивительной особенностью этого пульсара является его исключительно короткий период — всего лишь 0,089 секунды! Почти полгода он был «чемпионом» среди всех известных тогда пульсаров, пока в конце 1968 г. он не уступил это «почетное звание» другому, еще более интересному объекту (см. ниже).

Открытие пульсара в радиотуманности — остатке вспышки сверхновой — не произошло случайно. Австралийский радиоастроном Лардж, руководивший на Молонгло работой по поискам новых пульсаров, с самого начала исходил из возможности генетической связи между пульсарами и вспышками сверхновых звезд. Туманность в созвездии Парусов является самым ярким и в то же время достаточно близким остатком вспышки сверхновой на южном небе, поэтому вполне естественно, что внимание исследователей было сконцентрировано на этом интереснейшем объекте.

Идея связи между пульсарами и остатками вспышек сверхновых звезд нашла наиболее эффектное подтверждение в самом конце 1968 г., когда был обнаружен, пожалуй, самый интересный пульсар: в Крабовидной туманности.

Я никогда не забуду своего ощущения, когда узнал об этом открытии... из телефонного разговора с заместителем директора Национальной радиоастрономической обсерватории США доктором Ховардом. Разговор касался деталей моего предстоящего визита в США на эту обсерваторию, и вдруг, без перехода, такая ошеломляющая новость! Я много лет занимался различными проблемами, связанными с Крабовидной туманностью — едва ли не самым замечательным объектом на небе. И вот — пожалуйста: в дополнение ко всем, связанным с этой туманностью «чудесам», там находится пульсар, да еще какой!

Впрочем, какой это пульсар, стало ясно не сразу. Открыли пульсар два молодых радиоастронома Стэйлин и Райфенстайн. Они обнаружили импульсы радиоизлучения, исходящие из области Крабовидной туманности, но период определить было нельзя. Самое удивительное это то, что американские радиоастрономы утверждали, имея на это все основания, что в области Крабовидной туманности обнаружено два пульсара. Вот это уже не лезло ни в какие ворота! Как раз в это время я был в США и, помню, заключил пари с американскими коллегами. Я утверждал, что в Крабовидной туманности может быть только один пульсар, а они, посмеиваясь и указывая на записи импульсов, говорили: два! Ставка была «принципиальная»: один доллар против одного рубля... Еще не кончилась моя трехнедельная командировка в США, как все стало ясно. Американский радиоастроном Комелла на гигантском радиотелескопе в Пуэрто-Рико, диаметр которого 300 м, показал, что его коллеги на Национальной радиоастрономической обсерватории действительно обнаружили два пульсара: один с рекордно коротким периодом 0,033 секунды, а второй — с рекордно длинным: 3,7 секунды. Чуть позже, однако, удалось показать, что коротко-периодический пульсар находится в самом центре Крабовидной туманности, между тем как долгопериодический находится на расстоянии 1°,5 от нее. Напомним, что угловые размеры Крабовидной туманности всего лишь 5 минут дуги. Заметим еще, что самые ранние наблюдения пульсара в Крабовидной туманности имели очень низкое «угловое разрешение», что не дало возможности точно определить координаты вновь обнаруженных пульсаров. Итак, долгопериодический пульсар, хотя сравнительно и близок к Крабовидной туманности, однако генетически с ней не связан (см. ниже). Мне кажется, что я имею серьезные основания считать, что пари выиграно мною, хотя пульсаров оказалось все-таки два. Я не потерял еще надежды получить свой доллар, который, правда, с тех пор успел заметно подешеветь...

Открытие пульсара в Крабовидной туманности с периодом 1/30 секунды в значительной степени помогло понять природу этих объектов. Со времени открытия пульсаров главным вопросом было объяснение их удивительно строгой периодичности. Вскоре стало ясно, что у первых «кембриджских» пульсаров изменение периодов составляет величину меньшую, чем 10^-14 за период! Только лучшие кварцевые часы идут с таким удивительно постоянным ходом.

Каково же происхождение естественного «часового механизма», связанного с пульсарами? Астрономии известны два таких механизма: а) пульсация звезд, б) вращение звезд. Рассмотрим прежде первый механизм. Феномен пульсации звезд известен уже много десятилетий. В наиболее отчетливой форме такие пульсации наблюдаются у цефеид. Существует ряд эмпирических зависимостей, связывающих различные характеристики звезд. Например, зависимость «период — средняя плотность», имеющая вид P ^-1/2, где P — период цефеиды,  — ее средняя плотность. Эта формула непосредственно следует из основной формулы маятника, известной каждому школьнику: P = 2 , где P — период маятника, l — его длина, g — ускорение силы тяжести. Применим эту формулу к пульсирующей звезде. В этом случае ускорение силы тяжести g GM/R², l R, где M — масса звезды, R — ее радиус, G — постоянная тяготения. Подставляя значения g и l в формулу маятника, получим

так как очевидно, что средняя плотность звезды

Характерные для цефеид периоды пульсаций измеряются днями. Из приведенной формулы следует, что их средние плотности очень малы, 10^-7 г/см³, т. е. в тысячи раз меньше плотности воздуха. Действительно, цефеиды — это звезды-гиганты высокой светимости с огромными радиусами фотосфер. Сразу становится ясным, что если объяснить «часовой механизм» пульсаров звездными пульсациями, то соответствующие звезды должны быть очень плотными. Из простой формулы P ^-1/2 сразу же следует, что средняя плотность для таких звезд должна быть 10³—10⁴ г/см³. Но мы знаем, что такие средние плотности характерны для белых карликов (см. § 10). Итак, казалось бы, феномен пульсаров можно объяснить пульсациями белых карликов. Увы! Точные теоретические расчеты показали, что период собственных колебаний у белых карликов не может быть меньше нескольких секунд. Между тем в случае пульсара в Крабовидной туманности наблюдаемый период пульсаций 1/30 секунды. Правда, опять-таки при помощи теоретических ухищрений, связанных с далеко идущей ревизией уравнения состояния вещества белых карликов и моделей белых карликов, а также с учетом эффектов общей теории относительности, можно было бы уменьшить предельный период их пульсаций до 3 секунд. Но ведь и эта величина неприемлемо велика. Некоторые теоретики пытались выйти из этого затруднительного положения следующим образом. Известно, что колебания реального тела (в нашем случае — пульсации звезды) происходят не только на «основной» частоте (например, в нашем случае на частоте, определяемой видоизмененной формулой маятника), но и на высших гармониках этой частоты, т. е. на частотах, превосходящих основную частоту в два, в три и вообще в n раз. В частности, в рамках этой гипотезы можно было считать, что феномен пульсаров есть проявление пульсации белых карликов на очень высокой гармонике. При этом потребовалось немало теоретических ухищрений, чтобы «подавить» эффекты, связанные с пульсациями на более низких гармониках. Ведь обычно такие пульсации должны быть гораздо более интенсивными. Все же нелегко было понять, почему какой-нибудь белый карлик колеблется только на пятой гармонике. Эта весьма искусственная теория просуществовала очень недолго — мы о ней упоминаем здесь только для того, чтобы дать представление о той атмосфере поисков, в которой протекала творческая жизнь теоретиков, пытающихся осмыслить новое загадочное явление...

В принципе «часовой механизм», действующий у пульсаров, можно было попытаться объяснить пульсациями нейтронных звезд, которые тогда еще не были обнаружены, хотя буквально «кричали» о своем присутствии. Однако из-за ожидаемого огромного значения их средней плотности период их пульсаций должен быть меньше 10^-3 секунды — величина слишком малая для пульсаров. Итак, феномен пульсаров оказалось невозможно объяснить пульсациями звезд каких бы то ни было типов.

После неудачи попыток объяснения пульсаров пульсациями звезд естественно, что внимание астрономов было сосредоточено на возможности объяснения этого феномена вращением какого-нибудь класса звезд. Этот механизм представлялся довольно перспективным, так как вращение массивного звездообразного тела, поверхность которого излучает неравномерно, вполне может объяснить удивительное постоянство периодов пульсаров. Но что это за космические тела, у которых период вращения вокруг оси около одной секунды и даже в отдельных случаях 1/30 секунды? Самый короткий из известных тогда астрономам периодов вращения был немного больше часа (это затменная двойная система WZ Стрелы, у которой орбитальный период, равный для тесных двойных систем периоду вращения вокруг оси, равен 81 минуте)[ 48 ]. Совершенно очевидно, что столь короткие периоды, которые наблюдаются у пульсаров, могут быть только при вращении космических объектов очень малых (по сравнению с «обычными» звездами) размеров. С другой стороны, существует предел для угловой скорости вращения, определяемый равенством центростремительной силы, действующей на каждый элемент звезды, силе гравитационного притяжения этого элемента к центру звезды. Запишем это условие математически:

где 3 — экваториальная скорость вращающейся звезды, = 2 /P — угловая скорость, M и R, как и раньше, означают массу и радиус звезды. Если ²R GM/R², то звезда, предварительно сплющившись в диск, будет разорвана на куски. Из этой формулы следует, что минимальный период вращения у белых карликов, масса которых M 1M , a R 1000 км, будет только 10 секунд[ 49 ]. Значит, пульсары нельзя объяснить быстро вращающимися белыми карликами.

Пожалуй, стоит еще упомянуть об одной выдвинутой в то время гипотезе, пытавшейся объяснить пульсары как очень тесные двойные системы, каждая из компонент которых представляет очень маленькую, весьма плотную звездочку. При этом было показано, что если обе компоненты — белые карлики, почти соприкасающиеся друг с другом, то минимальный период должен быть 1,7 секунды. Но ведь можно предположить, что компонентами такой двойной системы являются еще более компактные, чем белые карлики, нейтронные звезды. Однако и такая гипотеза не проходит! Система, состоящая из двух очень близких нейтронных звезд, будет с огромной мощностью излучать гравитационные волны (см. § 24). Из-за потери энергии связанные с этим излучением нейтронные звезды через какие-нибудь несколько лет упадут друг на друга и сколлапсируют. До этого их период, по мере сближения компонент, будет довольно быстро уменьшаться, что резко противоречит наблюдениям (см. ниже). Наконец, стоит упомянуть еще об одной оригинальной идее, обсуждавшейся в то время. Эта идея представляет собой модификацию предыдущей, с той разницей, что двойная система представляет собой планету малой массы, обращающейся по очень маленькой орбите вокруг нейтронной звезды. Такая система, как оказывается, почти не будет излучать гравитационные волны и в этом смысле она будет вполне устойчивой. «Соблазн» ввести планету, обращающуюся вокруг звезды в пределах ее магнитосферы, был, в частности, вызван интересным феноменом в нашей Солнечной системе. Спутник Юпитера Ио, обращающийся вокруг самой большой планеты Солнечной системы как раз в пределах ее магнитосферы, сильнейшим образом влияет на мощное радиоизлучение Юпитера, в котором наблюдается периодичность, причем период совпадает с периодом обращения Ио. Хотя эта идея для объяснения пульсаров, несомненно, была свежей и интересной, быстро была показана ее несостоятельность: гравитационные приливные силы нейтронной звезды разорвали бы на куски такую близкую планету подобно тому, как, по-видимому, была разорвана планета, давшая начало частичкам, которые сейчас наблюдаются как кольца Сатурна.

Итак, были перебраны все возможности, кроме одной: «часовой механизм» пульсаров объясняется осевым вращением нейтронных звезд. Другими словами, пульсары — это очень быстро вращающиеся нейтронные звезды.