Согласно теории синхротронного излучения, направление поляризации должно быть перпендикулярно к направлению магнитного поля в области излучения. Сравнительно регулярный характер поляризации света Крабовидной туманности позволяет построить систему силовых линий находящегося там магнитного поля (рис. 17.9). Обращает на себя внимание то, что направление вытянутости отдельных деталей аморфной массы совпадает с направлением магнитного поля. Отсюда с наглядностью следует вывод, что отдельные сгустки релятивистских частиц как бы «растекаются» вдоль силовых линий. Магнитные силовые линии являются как бы «направляющими» для такого движения, препятствуя «расплыванию» этих частиц в перпендикулярном к полю направлении. Такая картина может наблюдаться только тогда, когда плотность энергии магнитного поля сравнима или превосходит плотность энергии релятивистских частиц. Таким образом, сам характер магнитного поля и его взаимосвязь с «аморфной» массой с предельной наглядностью демонстрирует синхротронный характер оптического излучения Крабовидной туманности.
| Рис. 17.8: Поляризация Крабовидной туманности.Поляризация Крабовидной туманности. |
| Рис. 17.9: Структура магнитного поля Крабовидной туманности. |
Особого внимания заслуживает структура самой центральной части Крабовидной туманности. Эту область еще в 1942—1943 гг. тщательно исследовал Бааде, который обнаружил там удивительные изменения. Время от времени в самой центральной части туманности возникают маленькие, довольно яркие конденсации, обычно вытянутой формы, которые очень быстро движутся от места своего зарождения в направлении от центра туманности. Схема структуры самой центральной части «Краба» приведена на рис. 17.10. Два маленьких кружка означают центральные звездочки. Штриховые фигуры b и a символизируют яркие детали туманности. Деталь b почти не изменяется, чего нельзя сказать о детали a, которая меняет свое положение (по отношению к центральным звездочкам), форму и яркость. Она довольно внезапно появляется в пространстве между «нижней» из двух звездочек (которая, как это будет видно в следующей главе, оказалась пульсаром) и деталью b. Далее она движется по направлению к детали b и иногда сливается с нею. Весь описанный выше цикл длится 3—4 месяца. Если знать угловое перемещение детали a и время, в течение которого это перемещение произошло, не представляет труда получить скорость детали a, вернее, ее проекцию на плоскость, перпендикулярную к лучу зрения. Эта скорость превышает 40 000 км/с! Очень похоже, что через центральную намагниченную область Крабовидной туманности с огромной скоростью проходит волна сжатия магнитных силовых линий. Это следует из анализа поляризации детали a, приводящего к установлению направления магнитного поля вдоль направления вытянутости этой детали. Следовательно, направление движения детали a перпендикулярно к направлению магнитного поля. Все эти удивительные явления означают, что в центральной части Крабовидной туманности наблюдается продолжающаяся до нашего времени «активность». Это было исторически первое указание на то, что остаток вспышки Сверхновой 1054 г. не «мертв», что в нем происходят какие-то огромной мощности физические процессы, приводящие к наблюдаемой очень быстрой изменчивости в центральной части Крабовидной туманности.
| Рис. 17.10: Структура центральной области Крабовидной туманности (схема). |
1963 год открыл новую страницу в истории исследования Крабовидной туманности. Весной этого года группа исследователей Морской лаборатории США, возглавляемая выдающимся американским ученым, основоположником внеатмосферной астрономии Фридманом, обнаружила рентгеновское излучение от «Краба». Эксперимент был выполнен на маленькой ракете типа «Айроби». Детектором рентгеновского излучения была «батарея» пропорциональных счетчиков фотонов общей площадью всего лишь в 65 см2. Детектор регистрировал кванты в диапазоне 1,5—8 Å. Поток оказался довольно значительным: 1,5 10-8 эрг/см2с. Это всего лишь на порядок меньше, чем поток от самого яркого рентгеновского источника в созвездии Скорпиона, который был незадолго до этого открыт. Сейчас, спустя 20 лет, техника рентгеновской астрономии позволяет регистрировать потоки в несколько десятков тысяч раз меньшие, чем от Крабовидной туманности. Всего на небе пока обнаружено около 1000 рентгеновских источников. Одним из самых ярких является источник, отождествляемый с Крабовидной туманностью.
Сразу же после открытия этого рентгеновского источника возникла проблема: а что представляет собой этот источник? Можно было ожидать, что излучает сама Крабовидная туманность, т. е. объект, имеющий хотя и небольшие, но вполне определенные угловые размеры порядка 5 минут дуги. Но, с другой стороны, нельзя было исключить и возможность того, что источником рентгеновского излучения является звезда, некогда взорвавшаяся как сверхновая. В таком случае угловые размеры рентгеновского источника были бы ничтожно малы, т. е. он оказался бы «точечным». Разрешающая способность рентгеновской астрономии, в данном случае — способность отличить «точечный» источник от малого, но протяженного объекта, 10 лет назад была весьма низка. Счастливое обстоятельство помогло, однако, астрономам быстро решить эту проблему. Мы уже говорили выше о том, что при исследовании распределения радиояркости Крабовидной туманности весьма эффективным оказался метод анализа радиоизлучения во время ее покрытия Луной. Аналогичный метод вполне приложим к анализу рентгеновского излучения Крабовидной туманностью. Нужно в подходящий момент во время покрытия Луной туманности запустить ракету, на которой должен находиться детектор, ориентированный на Краб. При этом должен непрерывно регистрироваться уровень рентгеновского излучения от туманности. Если источник рентгеновского излучения точечный, то в момент его покрытия краем Луны поток резко упадет до нуля. Если источник протяженный, то поток рентгеновского излучения по мере нахождения края Луны на источник будет постепенно уменьшаться.
| Рис. 17.11: Результаты рентгеновских наблюдений во время покрытий Луной Крабовидной туманности. Вверху — зависимость скорости счета рентгеновских квантов от времени. |
Такой опыт по нашему предложению был осуществлен Фридманом 7 июля 1964 г. Луна закрывала туманность со скоростью около 0,5 за минуту времени. Максимальные угловые размеры Крабовидной туманности 6, следовательно, полная длительность покрытия около 12 минут. Ракета могла находиться на высоте свыше 100 км (где только и можно принимать космическое рентгеновское излучение) всего лишь около 5 минут. По этой причине программа наблюдений была построена так, чтобы можно было наблюдать только центральную часть Крабовидной туманности размером в 2. Результаты этих наблюдений представлены на рис. 17.11, где приведена зависимость показаний детектора от времени при покрытии Крабовидной туманности Луной. Из приведенной на этом рисунке кривой сразу же видно, что источник рентгеновского излучения является протяженным, так как показания детектора убывают по мере закрытия туманности Луной постепенно. На рис. 17.11 (внизу) восстановлено полученное из показаний детектора распределение яркости источника рентгеновского излучения в Крабовидной туманности. Угловые размеры его порядка 1, т. е. значительно меньше размеров туманности в оптических лучах.
В дальнейшем было выполнено много наблюдений рентгеновского излучения Крабовидной туманности в разных спектральных диапазонах. При помощи аппаратуры, установленной на баллонах (воздушных шарах), удалось проследить жесткий спектр Крабовидной туманности вплоть до гамма-диапазона, т. е. вплоть до энергий квантов в сотни миллионов электронвольт[ 40 ]. Напомним, что энергия квантов оптического диапазона составляет 2—3 эВ, а кванты радиодиапазона имеют энергию еще в сотни тысяч и миллионы раз меньшую. Таким образом, отношение энергий квантов крайних областей всего диапазона электромагнитных волн, принимаемого от Крабовидной туманности, составляет 1014, или сотни тысяч миллиардов. Ни один другой космический объект (включая чрезвычайно близкое к нам и потому очень яркое Солнце) не исследован в таком широком диапазоне спектра. На примере этой туманности мы можем увидеть всеволновой характер современной астрономии. Пока в спектре Крабовидной туманности остаются два «белых пятна»: а) далекая инфракрасная область, б) ультрафиолетовая область. Эти спектральные участки чрезвычайно трудны для наблюдений. Ультрафиолетовое излучение, например, сильно поглощается межзвездной средой. Тем не менее электромагнитный спектр туманности вырисовывается со всей определенностью. Он представлен на рис. 17.12, где по оси абсцисс нанесены частоты излучения (пропорциональные энергиям квантов), а по оси ординат — спектральная плотность потока.
| Рис. 17.12: Синхротронный спектр Крабовидной туманности.Синхротронный спектр Крабовидной туманности. |
| Рис. 17.13: Схема планковского спектра. |
Прежде всего видно, что спектр этот совершенно не похож на спектр теплового источника излучения любой, в частности, сколь угодно высокой температуры. Последний описывается известной формулой Планка. Качественно такой спектр представлен на рис. 17.13. Спектр Крабовидной туманности хорошо описывается степенным законом