ПУЛЬСАРЫ
(англ. pulsars, сокр. от
Pulsating Sources of Radioemission - пульсирующие источники радиоизлучения),
слабые источники космического излучения, всплески к-poro следуют друг за
другом с очень медленно изменяющимся периодом. Первый П. был открыт в 1967
в Великобритании; к 1975 известно уже около 100 объектов этого вида. По
типу радиоизлучения П. отличаются от всех известных ранее источников космич.
радиоизлучения, характеризующихся либо постоянной интенсивностью (галактики
или радиогалактики), либо нерегулярными всплесками радиоизлучения (Солнце,
нек-рые вспыхивающие звёзды).
Для известных П. значения периода (т. е.
интервала времени между двумя последоват. всплесками излучения) заключены
в интервале между 0,033 сек и 3,75 сек. Первые наблюдения
П. свидетельствовали о чрезвычайно высоком постоянстве их периодов. Однако
при последующих наблюдениях было установлено, что периоды П. очень медленно
возрастают. Для большинства П. время, в течение к-рого период возрастает
вдвое, совпадает по порядку величины с их возрастом и составляет миллионы
и десятки миллионов лет. Однако имеются два П., у к-рых время удвоения
периода существенно меньше, а именно: у П., находящегося внутри Крабовидной
туманности, являющейся остатком взрыва Сверхновой 1054, период удваивается
за 2400 лет, а у П. внутри сверхновой в созвездии Паруса - за 24 тыс. лет.
Эти П.- самые молодые и имеют наиболее короткие периоды. Существование
у них оболочек, характерных для сверхновых звёзд, свидетельствует в пользу
того, что П. образуются в результате взрыва сверхновых. Отсутствие же таких
оболочек у других, более старых П. объясняется, по-видимому, тем, что они
уже успели рассеяться в пространстве. Интересная особенность молодых П.-
внезапные скачкообразные уменьшения периода в результате бурных процессов,
происходящих в них. Практически все П. наблюдаются только в радиодиапазоне
электромагнитного излучения. Исключение составляет только П. в Крабовидной
туманности, к-рый можно наблюдать также в оптич., рентгеновском и гамма-диапазонах.
Исследования радиоизлучения П. в диапазоне
радиоволн с длиной от 10 см до 10 м позволили установить,
что максимум излучения приходится, как правило, на метровые волны. Было
также обнаружено, что один и тот же импульс на разных длинах волн регистрируется
при наблюдениях не одновременно: сначала Земли достигает излучение с более
короткой длиной волны, а затем - с более длинной. Это разделение всплеска
радиоизлучения объясняется тем, что при распространении радиоволн в плазме,
заполняющей межзвёздное пространство, скорость коротковолнового излучения
близка к скорости света в вакууме, а для длинноволнового - заметно меньше.
Т. о., время запаздывания импульса, наблюдаемого в двух несовпадающих длинах
волн, пропорционально расстоянию до П. и ср. концентрации электронов на
луче зрения. Поскольку концентрация электронов на луче зрения известна,
то, измерив поток радиоизлучения на Земле и установив время запаздывания,
можно определить расстояние до П. и оценить мощность радиоизлучения. Оказалось,
что расстояния до известных сейчас П. заключены в интервале от десятков
пс
до
нескольких кис, а мощность радиоизлучения каждого из них в миллионы раз
больше радиоизлучения Солнца даже в периоды его бурной активности.
Наиболее вероятное объяснение П. даёт теория
вращающегося "маяка". Согласно данной теории, П. представляет собой вращающуюся
звезду, излучающую узкий пучок радиоволн. Наблюдатель, попадающий в этот
пучок, видит периодически повторяющиеся импульсы радиоизлучения. В теории
"маяка" период П. равен периоду вращения звезды; это объясняет высокое
постоянство периодов П. Модель "маяка" объясняет и мн. др. данные наблюдений,
в частности медленное увеличение периода является следствием замедления
вращения звезды. Однако возникли серьёзные затруднения с выбором класса
звёзд, к-рый мог бы обеспечить наблюдаемые явления. Для того чтобы обеспечить
очень высокую угловую скорость вращения, характерную для П., звезда должна
быть весьма компактной, иметь малые размеры. Белые и красные карлики (компактные
звёзды) не могут иметь таких угловых скоростей вращения: они были бы немедленно
разорваны центробежными силами. Единственным приемлемым классом звёзд оказался
известный только на основании теоретич. исследований класс нейтронных
звёзд. Наблюдения П. явились, т. о., подтверждением существования нейтронных
звёзд. Нейтронные звёзды характеризуются очень малыми размерами: диаметр
нейтронной звезды с массой, равной примерно массе Солнца, составляет всего
неск. десятков км. Плотность вещества внутри таких звёзд достигает
1014 -1015 г /см3, т. е. имеет
порядок плотности вещества внутри атомных ядер. Нейтронная звезда - это
как бы колоссальное атомное ядро, состоящее в основном из нейтронов. Источник
энергии, излучаемой П.,- кинетич. энергия вращения нейтронной звезды. Механизм
излучения П. связан с существованием на их поверхности сильных магнитных
полей с напряжённостью, достигающей тысяч млрд. э. Трансформация
кинетич. энергии вращения звезды в излучение происходит, по-видимому, вследствие
того, что вращающаяся магнитная звезда индуцирует вокруг себя электрич.
поле, ускоряющее частицы окружающей П. плазмы до высоких энергий. Эти ускоренные
частицы и дают наблюдаемое излучение.
В 70-х гг. открыты П., излучающие гл. обр.
в рентгеновском диапазоне. Эти П. оказались нейтронными звёздами, входящими
в состав двойных звёздных систем. Второй компонент в этих системах - нормальная
звезда. Газ из оболочки нормальной звезды течёт к нейтронной звезде, закручивается
вокруг неё и в конце концов вдоль магнитных силовых линий поля нейтронной
звезды падает на её поверхность. В результате возникает направленное рентгеновское
излучение, к-рое и создаст эффект пульсаций для наблюдателя, попадающего
в пучок направленного излучения.
Лит.: Дайсон Ф., Тер-Хаар Д., Нейтронные
звёзды и пульсары, пер. с англ., М., 1973. В. В. Усов.
А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я