Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Вполне возможно, что в близком будущем будут открыты еще несколько слабых пульсаров у еще более удаленных туманностей. Все же эффект направленности излучения пульсаров должен играть важнейшую роль при объяснении отсутствия пульсаров в остатках вспышек сверхновых. Нам, например, очень повезло, что Крабовидная туманность, в дополнение ко многим своим удивительным свойствам, о которых речь шла в части III, к тому же имеет пульсар, который особенно «удачно» ориентирован по отношению к земным наблюдателям...

Отсутствие радиотуманностей вокруг подавляющего большинства пульсаров объясняется еще проще. Дело в том, что основная часть известных сейчас пульсаров имеет возраст, во всяком случае превышающий миллион лет, в то время как возраст даже наиболее «старых» радиотуманностей — остатков вспышек сверхновых — по крайней мере в 10 раз меньше. В § 16 мы уже занимались оценкой возраста этих туманностей. Как же определяется возраст пульсаров?

Оказывается, что этот возраст можно определить довольно надежно, пожалуй, даже более надежно, чем возраст радиотуманностей. Выше уже шла речь о непрерывном увеличении периодов у всех без исключения пульсаров. Следовательно, можно полагать, что молодые, недавно образовавшиеся нейтронные звезды (которые радиоастрономы наблюдают как пульсары) должны вращаться значительно быстрее старых, уже порядком затормозивших свое вращение объектов. Отсюда ясно, что, зная период пульсара и его рост за единицу времени, можно определить его возраст. Обозначим изменение периода пульсара P за одну секунду через

. Тогда ясно, что если бы за всю историю эволюции пульсара величина P была постоянной, то его возраст, выраженный в секундах, определялся бы простой формулой

(20.5)

Тот факт, что в начале «жизни» пульсара, когда его торможение должно было быть особенно сильным, а величина P естественно была значительно больше, чем у «старого» пульсара, заставляет сделать вывод, что действительный возраст пульсара должен быть меньше. Теория торможения пульсаров, о которой речь будет ниже, дает такую формулу для возраста пульсаров:

(20.6)

Рис. 20.2: Схема, поясняющая зависимость периода пульсара от его возраста.

На рис. 20.2 схематически приведена зависимость периода пульсара от его возраста, поясняющая сказанное выше. Применение этой формулы к пульсарам, находящимся внутри радиотуманностей, дает весьма впечатляющие результаты. Например, у пульсара NP 0531, находящегося внутри Крабовидной туманности, P = 0,033 секунды,

= 36 наносекунд/день или 4,2

10^{– 13} с/с. Отсюда по формуле (20.6) t₁ = 4

10¹⁰ с или 1200 лет, что на 20% превосходит реальный возраст Крабовидной туманности, образовавшейся в 1054 г. Наконец, возраст пульсара PSP 0835—45 оказывается всего 12 000 лет, в то время как возраст туманности Паруса X (остатка сверхновой) около 10 000 лет.

Недавно был обнаружен третий пульсар, находящийся внутри остатка вспышки сверхновой MSH 15-52. Этот очень слабый пульсар имеет период 0,15 с и возраст (определяемый по замедлению вращения) 1570 лет. Пульсар этот, подобно пульсару в Крабовидной туманности, наблюдается как и в радио-, так и в рентгеновских лучах. Радиотуманность MSH 15-52, подобно объекту Паруса X, является комбинацией плериона и оболочки.

Что касается всех остальных пульсаров, не находящихся в пределах радиотуманностей, образовавшихся после вспышек сверхновых, то их возрасты, определенные по формуле (20.6), как правило, превышают миллион лет. Например, возраст первого из открытых пульсаров, СР 1133, оказывается 5

10⁶ лет.

Теперь вполне понятно, почему подавляющее большинство пульсаров не окружено радиотуманностями. За миллионы лет эти туманности благодаря своему расширению полностью «растворятся» в окружающей межзвездной среде и перестанут быть наблюдаемыми. Радиотуманности, образующиеся на месте вспышек сверхновых звезд, представляют собой сравнительно эфемерное образование, между тем как нейтронные звезды оказываются весьма долговечными объектами. Только самые молодые нейтронные звезды окружены еще не успевшими рассеяться туманностями — источниками радиоизлучения.

Различие в возрасте пульсаров и остатков вспышек сверхновых звезд, без сомнения, является основной причиной отсутствия вокруг подавляющего большинства пульсаров радиотуманностей. Но, в принципе, может быть еще одна очень любопытная причина. Дело в том, что пульсары движутся в пространстве с довольно значительными скоростями. Например, это имеет место для пульсара NP 0531, находящегося в Крабовидной туманности (см. ниже). Чисто радиоастрономическим методом, о котором речь будет идти дальше, можно найти для ряда пульсаров их скорость по отношению к скорости движения неоднородностей в межзвездной среде. Так как последние не могут быть очень велики, то этот метод дает «тангенциальные» компоненты скоростей самих пульсаров. Эта скорость также оказывается очень большой — в пределах 150—500 км/с [ 51 ] . Если скорость вновь образовавшегося пульсара около 400—500 км/с, то за время существования генетически связанной с ним радиотуманности (

100 тысяч лет) он уйдет от места своего рождения на 40—50 пс, что в 2—3 раза превышает радиус самых старых из наблюдаемых радиотуманностей. Таким образом, в принципе, возможна такая ситуация, когда пульсар довольно далеко уйдет от еще не успевшей «растаять» в межзвездной среде радиотуманности. В таком случае критерием генетической связи пульсара и радиотуманности будет уже не их пространственное совпадение и одинаковый возраст, а только возраст. Пока еще, несмотря на несколько попыток, такие пары не обнаружены. Однако вполне возможно, что в будущем поиски таких пар увенчаются успехом.

51

В 1974 г. было измерено собственное движение одного из самых близких пульсаров СР 1133. Оно оказалось около 0,6 секунды дуги в год, откуда, принимая расстояние до пульсара 130 парсек (как это делается — см. §

21), получаем тангенциальную скорость 310 км/с. Вскоре после этого собственное движение было измерено еще у 7 близких пульсаров. Их тангенциальные скорости находятся в пределах 80—500 км/с. В настоящее время (1983 г.) собственные движения надежно измерены еще у двух десятков пульсаров. Согласно этим измерениям средняя пространственная скорость их превышает 200 км/с.

Возникает вопрос: а почему у вновь образовавшихся нейтронных звезд так велики пространственные скорости? По-видимому, причина кроется в самих обстоятельствах рождения нейтронных звезд. Вся совокупность наблюдательных данных, а также теория, говорят о том, что нейтронные звезды образуются в процессе взрыва сверхновых звезд. Очень трудно представить себе, однако, что такой взрыв должен быть идеально симметричным. В самом деле, наличие, например, магнитного поля, ось которого не совпадает с осью вращения, обязательно сделает выброс вещества из звезды, пусть даже немного, несимметричным. К чему же это приведет? Скорость выброса вещества во время взрыва звезды достигает

10 000 км/с (см. часть III), причем выбрасывается по крайней мере

10% массы звезды. Тогда очевидно, что если степень асимметрии взрыва всего лишь

10% (т. е. в одну сторону выбрасывается на 10% вещества больше, чем в другую), то по закону сохранения импульса тело, оставшееся после взрыва, т. е. нейтронная звезда, получит «скорость отдачи» не меньшую, чем 100 км/с. Скорее всего, эта скорость будет больше. Любопытно, что вывод о больших скоростях, образующихся при гравитационном коллапсе нейтронных звезд, был сделан теоретически до того, как этот результат был получен из наблюдений. О другой разновидности механизма получения больших скоростей вновь образующихся пульсаров речь будет идти в § 22.

Итак, пространственные скорости пульсаров очень велики, во всяком случае они превышают 200 км/с. Но если это так, то за миллиарды лет они должны уйти очень далеко от места своего рождения. У многих пульсаров скорости поступательного движения настолько велики, что они должны покидать нашу Галактику. Отсюда следует, что старые пульсары должны образовывать гигантскую квазисферическую «корону» вокруг Галактики размером в сотни тысяч световых лет. Ничего подобного, однако, не наблюдается! Пространственное распределение пульсаров примерно такое же, как у старых звезд галактического диска. Они концентрируются к галактической плоскости в слое толщиной около 300 пс. Кроме того, на расстоянии свыше 15 000 пс от галактического центра пульсары отсутствуют. Как же согласовать между собой с одной стороны — огромные пространственные скорости пульсаров, а с другой — их сравнительно «плоское» пространственное распределение? Скорее всего ответ такой. Спустя несколько миллионов лет после образования пульсары перестают излучать радиоволны. Поэтому «истинный» возраст подавляющего большинства пульсаров не превышает 2—3 миллиона лет. Следовательно, определение возраста пульсаров по формуле t =

далеко не всегда дает хороший результат.

Полное количество всех пульсаров в Галактике должно быть порядка нескольких сотен тысяч. Только малая часть их наблюдаема (всего сейчас известно около 350 пульсаров). Так как средний возраст пульсаров близок к 2

10⁶ лет, то частота появления новых пульсаров приблизительно равна одному объекту за несколько десятков лет — величина, близкая к частоте вспышек сверхновых.

Среди всех известных до настоящего времени пульсаров, пожалуй, самым интересным является пульсар NP 0531, находящийся вблизи центра Крабовидной туманности. Все его свойства, если можно так выразиться, оказываются «экстремальными»: он является самым короткопериодическим [ 52 ] , быстрее всех увеличивающим свой период, а следовательно, самым молодым из всех известных объектов этого класса. Но, пожалуй, самым интересным является то, что он является пока единственным пульсаром, от которого наблюдается не только радио-, но и оптическое излучение.

52

Совсем недавно (конец 1982 г.) был обнаружен пульсар с периодом 1,5 миллисекунды, т. е. в 20 раз меньшим, чем у NR 0531.

Мы уже упоминали в § 17, что в центральной части Крабовидной туманности находятся две звездочки приблизительно 16-й величины (см. рис. 17.5). Расстояние между этими звездочками меньше 5

. Северная звездочка ничего интересного не представляет. Она не связана генетически с Крабовидной туманностью, а просто случайно проектируется на туманность — ее расстояние значительно меньше. Совершенно другую природу имеет южная звездочка. Еще в 1942 г. был получен ее спектр. Он оказался весьма необычным. Высокая интенсивность его ультрафиолетовой части указывала на то, что поверхность этой звезды очень горяча. Но самое примечательное — это отсутствие каких бы то ни было спектральных линий, как излучения, так и поглощения, в спектре этой звезды. Столь необычные характеристики «южной» звезды в Крабовидной туманности послужили для Бааде основанием предположить, что эта звезда — остаток взрыва Сверхновой 1054 г. В дальнейшем Бааде, как уже говорилось в § 17, исследовал удивительно быструю изменчивость деталей центральной части Крабовидной туманности, в непосредственной близости от южной звезды. Это указывало на продолжающуюся активность южной звезды — новый важный аргумент в пользу гипотезы Бааде.