Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Страница 92

Особенно интересны результаты наблюдений NP 0531 в ближней инфракрасной области. Здесь интенсивность пульсара NP 0531 падает в сторону низких частот, между тем как поток инфракрасного излучения от самой Крабовидной туманности растет при уменьшении частоты. На рис. 20.6 схематически приведены спектры Крабовидной туманности и находящегося в ней пульсара для всего диапазона электромагнитных волн, от радио- до гамма-лучей. Из этого рисунка прежде всего следует, что высокочастотный (т. е. оптический и рентгеновский) спектр NP 0531 никоим образом не является простым продолжением его радиоспектра. Имеется еще одно важное отличие между радио- и оптическим излучением этого пульсара. В то время как оптическое излучение NP 0531 отличается удивительным постоянством (в частности, звездная величина NP 0531 остается неизменной в пределах долей процента), его радиоимпульсы подвержены большим вариациям по своей интенсивности. Довольно часто наблюдается огромное, более чем стократное, увеличение интенсивности радиоимпульсов по сравнению со средним значением. Именно по этой причине Стэйлин и Райфенстайн смогли открыть этот пульсар — ведь они не располагали приемной аппаратурой, которая смогла бы зарегистрировать очень короткую периодичность обычных импульсов от NP 0531. Но зато они уверенно обнаружили время от времени возникающие огромные по мощности кратковременные импульсы радиоизлучения от этого пульсара. Заметим в этой связи, что явление «гигантских импульсов» наблюдается также в радиоизлучении некоторых других пульсаров. Такая разница в поведении радио- и «высокочастотного» излучения от пульсара NP 0531 явно указывает на различие в механизмах их излучения.

Рис. 20.6:

Основная доля электромагнитного излучения NP 0531 сосредоточена в «высокочастотной» части спектра. Зная величину потока излучения от этого пульсара во всем диапазоне (обозначим, как обычно, эту величину через F) и расстояние до Крабсвидиой туманности r, которое близко к 2000 пс, легко найти мощность излучения пульсара:

что в несколько сотен раз превышает мощность излучения Солнца. Основная часть этой мощности падает на рентгеновский диапазон. Еще в тридцатых годах нашего столетия было установлено, что южная звезда в центре Крабовидной туманности обладает хотя и малым, но вполне измеримым собственным движением. Ее смещение за год по обеим координатам согласно измерениям Дункана составляет

= 0,010 секунды дуги, = 0,002 секунды дуги. В дальнейшем собственное движение этой звезды уточнялось наблюдениями ряда астрономов, в частности, пулковских. Зная собственное движение и расстояние до объекта, можно легко найти проекцию его пространственной скорости на плоскость, перпендикулярную к лучу зрения. Учитывая, что расстояние до Крабовиднойтуманности составляет около 2000 пс, можно отсюда найти, что указанная выше проекция скорости составляет величину около 120 км/с. Таким образом, пульсар в Крабовидной туманности, подобно другим пульсарам, обладает большой пространственной скоростью. Об этом у нас речь уже шла выше.

Таковы основные результаты наблюдений пульсара NP 0531 на разных частотах. Некоторые другие результаты наблюдений, а также, что самое интересное, попытки теоретического объяснения природы этого пульсара будут рассматриваться ниже. Теперь же мы остановимся на двух других пульсарах, у которых, по-видимому, также наблюдается высокочастотное излучение. Первый из этих пульсаров связан с остатком сверхновой Паруса X, второй с MSH 15-52. Об этих пульсарах речь шла выше.

В 1977 г. на месте пульсара PSR 0833—45 был обнаружен исключительно слабый оптический объект, пульсирующий с периодом 0,089 секунды, но имеющий два максимума за период, так же как и гамма-излучение от этого пульсара (см. ниже). Любопытно, что от этого пульсара были обнаружены довольно интенсивные импульсы гамма-излучения с энергией квантов больше 30 МэВ. Гамма-профиль PSR 0833—45 имеет два максимума, по фазе не совпадающих с радиоимпульсом. По-видимому, причина гамма-излучения этого пульсара та же, что и сверхжесткого излучения NP 0531. Необходимо еще много наблюдений, чтобы разобраться в сложной проблеме, которую поставил этот очень интересный пульсар.

Тот факт, что жесткое рентгеновское излучение обнаружено только у двух-трех пульсаров, общим свойством которых является молодость, заставляет предположить, что длительность «рентгеноизлучающей» фазы у пульсаров мала по сравнению с длительностью радиоизлучающей фазы. С другой стороны, последняя также ограничена и для большинства пульсаров близка к 3

10⁶ лет (см. выше). Таким образом, мы чисто эмпирически приходим к представлению, что по мере эволюции нейтронной звезды «активность», проявляющаяся в радио-, оптическом и рентгеновском излучении, должна непрерывно уменьшаться. Напротив, гамма-излучение возможно астрономами уже обнаружено у некоторых сравнительно старых пульсаров, что говорит в пользу особой природы этого излучения (см. § 23).

Вернемся теперь к вопросу о связи пульсаров и радио- и рентгеновских туманностей — остатков вспышек сверхновых. Заслуживает, прежде всего, внимания тот факт, что все три туманности — остатки сверхновых; внутри которых находятся пульсары,— являются плерионами. В то же время из наблюдений следует, что плерионы, по-видимому, являются остатками вспышек сверхновых II типа. Это доказано для двух исторических сверхновых — 1054 г. (давшей начало Крабовидной туманности) и 1181 г. («родительницы» плериона 3C 58). Любопытно подчеркнуть, что туманности — остатки вспышек «исторических» (т. е. зарегистрированных в хрониках) сверхновых I типа плерионами не являются. Напрашивается вывод, что нейтронные звезды, наблюдаемые как пульсары,— это остатки взрывов более массивных и молодых сверхновых II типа, между тем как после взрывов менее массивных, сравнительно старых звезд — сверхновых I типа, звездных остатков не сохраняется,— они полностью рассеиваются в межзвездном пространстве.

То обстоятельство, что нейтронные звезды образуются в результате эволюции массивных звезд, представляется вполне естественным. Ибо только у таких звезд может образоваться кислородно-углеродное ядро с массой, превышающей чандрасекаровский предел. Наличие нейтронных звезд (наблюдаемых как рентгеновские пульсары — см. § 21) в массивных двойных системах как будто бы подтверждает такой вывод.

Возможно, что к этой проблеме имеет отношение явление радиоизлучения сверхновых (а не их остатков!), которое в последнее время привлекает к себе внимание радиоастрономов. Во всех трех случаях, когда это явление наблюдалось, излучали радиоволны сверхновые II типа спустя 1—3 месяца после максимума блеска. Не исключено, как предположил автор этой книги, что стимулирует радиоизлучение сверхновых II типа находящийся там молодой, активный пульсар. Возможно, однако, и другое объяснение, связывающее это радиоизлучение со взаимодействием расширяющейся оболочки с окружающим взорвавшуюся звезду «ветром».