Глава 21 Пульсары как источники радиоизлучения

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.

Рис. 21.1: «Синтетические» спектры нескольких пульсаров.

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.

Рис. 21.2: Результаты наблюдения «звездотрясения» у пульсара PSR 0833—45.

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.

Летом 1974 г. на обсерватории Аресибо был обнаружен очень слабый пульсар PSR 1913, являющийся компонентой тесной двойной системы с периодом обращения 7^h46^m. Расстояние между компонентами немного больше радиуса Солнца. Вторая компонента должна быть либо белым карликом, либо еще более компактным объектом, заведомо не заполняющим свою полость Роша. Поэтому никакой аккреции в этой системе нет, что и делает пульсар наблюдаемым. Сама по себе аккреция газа на нейтронную звезду, находящуюся в двойной системе, может привести к чрезвычайно интересным и важным последствиям. Об этом мы будем много говорить в § 23. Следует, однако, заметить, что вопрос о причинах отсутствия двойственности у пульсаров до конца еще не ясен. Здесь у теоретиков еще много пищи для размышлений.

Рис. 21.3: «Синтетические» профили 18 пульсаров.

«Синтетические» профили пульсаров обнаруживают большое разнообразие. Хотя, как уже упоминалось выше, они показывают значительную изменчивость, для данного пульсара основные особенности таких профилей остаются неизменными и могут служить как бы его «паспортом». Например, есть такие пульсары, где профиль состоит из одного простого импульса, например, неоднократно уже упоминавшийся пульсар PSR 0833—45. Есть пульсары, у которых синтетический профиль состоит из двух, а то и трех «субимпульсов». Это хорошо видно из рис. 21.3, где приведены синтетические профили 18 пульсаров.

Интервал времени, в течение которого наблюдается излучение от пульсаров (так называемое «окно»), обычно составляет около 1/30 от периода. На рис. 21.4 приведена диаграмма, дающая зависимость ширины «окна» от периода пульсаров. Ширину «окна» удобно измерять в угловых единицах (360° соответствуют полному периоду пульсаров). На этом рисунке хорошо видно, что точки, соответствующие различным пульсарам, группируются около прямой, соответствующей ширине «окна» 9°.

Рис. 21.4: Зависимость ширины «окна» пульсаров от их периода.

Рис. 21.5: «Дрейф» импульсов в пределах «окна».

Хотя ширина «окна» для данного пульсара остается почти постоянной, отдельные детали профиля («истинного», а не усредненного «синтетического») могут в пределах «окна» перемещаться. У некоторых пульсаров такие перемещения носят удивительно регулярный характер. В таких случаях субимпульсы как бы перемещаются, «дрейфуют» в пределах «окна». Это явление впервые наблюдалось у пульсара PSR 1919+21. Сейчас уже известно довольно значительное количество пульсаров, где этот феномен наблюдается. На рис. 21.5 приводится схема, иллюстрирующая это интересное явление. Для таких пульсаров можно определить второй период, определяемый как промежуток времени, в течение которого их профиль повторяется. Обычно второй период P₂ в несколько раз длиннее основного периода P₁, определяемого вращением нейтронной звезды. Следует, однако, подчеркнуть, что второй период P₂ отнюдь не отличается той прецизионной точностью, которая характерна для основного периода P₁.

Из разных вариаций, которым подвержены профили импульсов пульсаров, едва ли не самым загадочным является полное прекращение радиоизлучения в течение значительного количества периодов. Так, излучение пульсара PSR 1237+25 внезапно «пропадает» на несколько минут, после чего «оживает» без малейшего сбоя периода. У пульсара PSR 0809+74 иногда «пропадает» несколько периодов. Такие явления, скорее всего, указывают на то, что по каким-то причинам у вращающейся нейтронной звезды внезапно прекращается радиоизлучение. В этой связи следует подчеркнуть, что детали основного процесса радиоизлучения пульсаров, приведшего к их открытию, все еще далеки от ясности. Ниже мы еще вернемся к этой проблеме.

Хотя природа радиоизлучения пульсаров пока еще довольно темна и загадочна, само по себе это излучение открыло новые, очень богатые возможности изучения межзвездной среды. Астрономы сразу же по достоинству оценили замечательную особенность этого радиоизлучения: его импульсный характер. Весьма полезным является и то, что радиоизлучение в ряде случаев оказалось линейно поляризованным. Все эти свойства пульсарного радиоизлучения позволяют использовать его как весьма эффективный зонд для изучения межзвездной среды. Прежде всего нашло себе применение явление дисперсии импульсов радиоизлучения от пульсаров в межзвездной среде. Об этом интереснейшем явлении стоит поговорить более подробно. Одинакова ли скорость распространения всех электромагнитных волн в межзвездной среде? Ведь ясно, что даже очень маленькая разница в скорости распространения электромагнитных волн различной длины в принципе могла бы дать вполне измеримый эффект, так как при огромных межзвездных расстояниях происходило бы непрерывное «накопление» разности времен прихода импульсов на разных волнах. На рубеже этого столетия наш самобытный астроном Г. А. Тихов пытался обнаружить такой эффект у затменно-двойных звезд: если бы эффект существовал, моменты звездных затмений в лучах разного цвета (например, синего и красного) должны были бы отличаться. Тогдашние сведения о природе межзвездной среды, однако, были даже не в зачаточном, а просто в нулевом состоянии. Только спустя несколько лет Гартманом были открыты линии межзвездного кальция, положившие начало изучению межзвездной среды (см. § 2). Теперь-то мы хорошо знаем, сколь несостоятельна была попытка Г. А. Тихова обнаружить межзвездную дисперсию света. Ведь плотность межзвездной среды настолько мала, что из-за обычной дисперсии даже на пути в 1000 световых лет импульс красного света опередит одновременно с ним излученный импульс синего света всего лишь на ничтожную долю секунды.

Открытие космического радиоизлучения коренным образом изменило старую проблему обнаружения дисперсии электромагнитных волн в межзвездной среде. Последнюю всегда можно рассматривать как плазму (даже в «зонах Н I», где водород не ионизован; см. § 2). Теория распространения и дисперсии радиоволн в плазме является очень хорошо разработанным отделом макроскопической физики. Приведем только выражение для показателя преломления электромагнитных волн в плазме, в которой магнитное поле отсутствует:

Здесь N_e — концентрация свободных электронов в плазме,  — частота излучения.

Как видно из формулы (21.1), показатель преломления плазмы для радиоволн меньше единицы. Как известно из элементарного курса физики, скорость распространения электромагнитных волн в среде с показателем преломления n 3_ф = c/n, где c = 3 10¹⁰ см/с — скорость света в вакууме. Коль скоро n меньше единицы, 3_ф > c, что как будто бы противоречит специальному принципу относительности. Никакого противоречия, однако, здесь нет. Дело в том, что 3_ф есть так называемая «фазовая скорость», относящаяся к строго определенной частоте волны. Принцип относительности утверждает, что нельзя передавать сигналы со сверхсветовой скоростью. Однако при помощи так называемой «монохроматической волны» (т. е. волны со строго определенной частотой) никакого сигнала передать нельзя. Для этого надо пользоваться группой волн, частоты которых слегка различны. Такая группа волн (или «волновой пакет») распространяется в среде с некоторой групповой скоростью, которая отличается от фазовой. В случае распространения волн в достаточно разреженной плазме групповая скорость выражается формулой

а время распространения группы волн

Из этих формул следует, что разница времени распространения группы волн в среде (плазме) и в вакууме (т. е. запаздывание группы) будет равна

где величина D = N_eR — число свободных электронов в цилиндре, площадь основания которого равна одному квадратному сантиметру, а образующая равна R. В формуле (21.3) частота выражена в мегагерцах, a R — в парсеках. Величина D называется «мерой дисперсии». Допустим теперь, что измеряется время приходов импульсов на двух частотах, слегка различающихся одна от другой на величину . Подчеркнем, что импульс радиоизлучения, содержащий набор частот, был испущен в некоторый момент времени и если бы не дисперсия межзвездной среды, он наблюдался бы одновременно на всех частотах. Наличие же дисперсии приводит к тому, что на более высоких частотах импульс будет наблюдаться раньше, чем на низких. Разница в моментах времени наблюдения импульса на частотах, различающихся на величину t, как можно показать, будет равна

Чтобы почувствовать, велика ли эта величина или мала, сделаем численный расчет. Допустим, что = 100 МГц, a D = 100 см^-3 пс. Тогда из формулы (21.4) следует, что при = 1 МГц t 1 с! Это очень большая величина, особенно если учесть, что 1 секунда близка к среднему периоду пульсаров. Из этого примера видно, что межзвездная дисперсия радиосигналов от пульсаров очень сильно искажает наблюдаемую структуру импульсов. В отдельных случаях, если не принять особых мер (например, не сузить полосу частот, которую принимает приемник радиоизлучения), она может «замыть» импульсы и сделать их ненаблюдаемыми. Об искажении наблюдений пульсаров межзвездной дисперсией мы уже говорили раньше.

Техника современной радиоастрономии позволяет определять величину меры дисперсии D для каждого пульсара с высокой точностью: до одной стотысячной. Такая высокая точность позволяет в отдельных случаях измерять вариации величины D. Особо интересны вариации меры дисперсии для пульсара в Крабовидной туманности. В этом случае D = 57 см^-3 пс или 1,75 10²⁰ см^-2. Однако во время периодов активности в центральной части Крабовидной туманности, связанных с образованием быстро движущихся «жгутов» (см. рис. 17.10), значение D меняется на величину D 10¹⁶ см^-2. Такое возрастание меры дисперсии обычно длится несколько недель, после чего D возвращается к первоначальному значению. Не подлежит сомнению, что описанные изменения D обусловлены прохождением радиоволн через движущиеся облака плазмы в центральной части Крабовидной туманности.

Если бы концентрация свободных электронов в межзвездной среде была известна с полной надежностью, знание D для того или иного пульсара позволило бы сразу же определить точное расстояние до него. В действительности, однако, это далеко не так. Осложняющим обстоятельством является то, что концентрация свободных электронов N_e меняется в различных областях межзвездной среды в довольно широких пределах (см. § 2).

Расчеты показывают, что в зонах Н I, занимающих большую часть межзвездной среды, N_e 3 10^-2. Это значение overlineN_e можно принять как среднюю электронную концентрацию в межзвездной среде, большая часть которой соответствует зонам неионизованного водорода Н I. С этим значением N_e и определяется сейчас расстояние до пульсаров по измеренной для них мере дисперсии, хотя такой метод в отдельных случаях может давать большие ошибки. Так, наличие очень слабой, оптически не наблюдаемой зоны H II, случайно проектирующейся на пульсар, может сделать оценку расстояния до него по измеренной мере дисперсии сильно завышенной.

Надежнее всего расстояния до отдельных пульсаров определяются по наличию в их радиоспектре линии поглощения межзвездного водорода 21 см. В этом случае применяется обычный в радиоастрономии метод, основанный на том, что межзвездный водород концентрируется к рукавам спиральной структуры Галактики (см. § 3). Однако возможности этого метода пока сильно ограничены, так как он требует, чтобы поток радиоизлучения от пульсара был довольно значительным. Только для очень немногих пульсаров расстояния были получены таким методом.

До сих пор мы не учитывали наличия мелких неоднородностей в межзвездной плазме, которые приводят к сильному рассеиванию радиоволн. Выше мы уже неоднократно говорили о важном явлении сцинтилляции радиоизлучения пульсаров. Теперь мы остановимся на этом явлении несколько подробнее.

Рис. 21.6: Схема, поясняющая сцинтилляцию радиоизлучения пульсаров.

В принципе сцинтилляции объясняются интерференцией излучения пульсара. Благодаря рассеянию на неоднородностях плазмы к наблюдателю одновременно приходит множество лучей, у которых «оптические пути» различны. Схематически это видно на рис. 21.6. На этом рисунке неоднородности в межзвездной среде (играющие роль «дифракционного экрана») для простоты изображены находящимися на одном определенном расстоянии z от наблюдателя. В действительности, конечно, они заполняют все пространство между источником и наблюдателем. Так как разность хода между различными лучами сильно зависит от длины волны, то из-за их интерференции будут наблюдаться значительные колебания интенсивности в смежных спектральных участках. Кроме того, движение наблюдателя или источника относительно «облаков» неоднородности межзвездной среды также будет приводить к изменению оптических путей лучей, что в свою очередь будет вызывать беспорядочные колебания яркости источника, наблюдаемые как сцинтилляции. Именно по этой причине из анализа сцинтилляции можно получить относительную скорость источника и неоднородностей, о чем шла речь в § 20. Если частота излучения растет, эффекты рассеяния на неоднородностях межзвездной плазмы уменьшаются и в конце концов для достаточно высоких частот пропадают совсем.

Рассмотрим теперь рис. 21.6, где через обозначен угол, в пределах которого рассеянное неоднородностями межзвездной среды излучение приходит к наблюдателю. Положим теперь, что размеры неоднородностей равны a, избыточная электронная концентрация в них равна N_e, а толщина области, где сосредоточены неоднородности, равна L. Можно показать, что имеет место соотношение

где r₀ e²/mc² = 10^-12 см² — классический радиус электрона.

Применение простой теории дифракции по схеме, представленной на рис. 21.6, к реальным сцинтилляциям радиоизлучения от пульсаров позволяет определить размеры неоднородностей a, которые порядка 10¹¹ см, а также избыточную электронную концентрацию в этих неоднородностях N_e, которая оказывается 10^-4 см^-3. Такая очень мелкая «рябь» в межзвездной плазме, по-видимому, есть следствие ее возмущения потоками заряженных космических лучей.

Рис. 21.7: Расплывание импульсов на разных частотах.

Другим следствием дифракции радиоволн от пульсаров на неоднородностях межзвездной среды является большая длительность импульсов на низких частотах. Это объясняется различием в групповом запаздывании разных лучей, приходящих к наблюдателю в пределах угла . Из-за такого различия (которое может достигать нескольких миллисекунд) на низких частотах импульс как бы «расплывается», т. е. его можно наблюдать больший промежуток времени. На рис. 21.7 приведена картина такого расплывания импульса на разных частотах для пульсара PSR 1946+35.

Так как радиоизлучение пульсаров поляризовано, а межзвездная плазма намагничена, следует ожидать изменения поляризационных характеристик при прохождении этого излучения через среду. Наиболее интересным эффектом взаимодействия линейно поляризованного излучения и намагниченной плазмы является фарадеевское вращение плоскости поляризации. Угол поворота плоскости поляризации электромагнитной волны, длина которой , дается формулой

где выражена в метрах, H  — составляющая магнитного поля межзвездной среды, параллельная направлению распространения волны, l — расстояние от источника радиоизлучения до наблюдателя, выраженное в парсеках. Сравнивая направление электрического вектора в волне Для двух частот, можно непосредственно из наблюдений найти произведение R = N_eH l, называемое «мерой вращения». С другой стороны, для того же пульсара также из наблюдений определяется «мера дисперсии» D = N_el. Отсюда непосредственно определяется среднее значение «продольной» составляющей вектора межзвездного поля

Таким образом, было измерено уже несколько десятков значений H , соответствующих направлениям на различные пульсары. Почти во всех случаях H оказывается порядка (2 3) 10^-6 Э. Из всех существующих в настоящее время методов измерения величины межзвездного магнитного поля (например, эффект Зеемана в линии 21 см, изучение небольшой оптической поляризации света звезд, вызванной межзвездными пылинками и др.) этот метод является самым надежным и наглядным.

Рис. 21.8: Распределение магнитного поля межзвездной среды по небу, полученное из анализа фарадеевского вращения радиоизлучения пульсаров (координаты галактические).

Если направление магнитного поля меняется, то изменится и направление вращения плоскости поляризации. Так как межзвездное магнитное поле не вполне хаотично, а частично упорядочено (например, его силовые линии имеют тенденцию вытягиваться вдоль спиральных рукавов Галактики), то можно ожидать, что для больших участков неба направление фарадеевского вращения будет одинаково. Результаты наблюдений, подтверждающие эту картину, приведены на рис. 21.8. Черные кружки означают, что среднее значение межзвездного магнитного поля в направлении на соответствующий пульсар направлено к наблюдателю, белые — от наблюдателя. Величина кружков пропорциональна напряженности межзвездного магнитного поля. Вместе с тем рис. 21.8 дает представление о возможностях современной пульсарной радиоастрономии. Таким образом, открытие пульсаров, безотносительно к их природе, дало астрономам мощный метод исследования различных свойств межзвездной среды.