о 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 7h46m. 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:
| (21.1) |
Здесь Ne — 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