 |
Галактические радиоисточники
|
|
|
|
Введение
Радиоастрономия - раздел астрономии, изучающий космические объекты путем анализа приходящего от них радиоизлучения[1]. Многие космические тела излучают радиоволны, достигающие Земли: это, в частности, внешние слои Солнца и атмосфер планет, облака межзвездного газа. Радиоизлучением сопровождаются такие явления, как взаимодействие турбулентных потоков газа и ударные волны в межзвездной среде, быстрое вращение нейтронных звезд с сильным магнитным полем, "взрывные" процессы в ядрах галактик и квазаров[2], солнечные вспышки и др. Приходящие к Земле радиосигналы естественных объектов имеют характер шумов. Эти сигналы принимаются и усиливаются с помощью специальной электронной техники, а затем регистрируются в аналоговом или цифровом виде. Часто радиоастрономическая техника оказывается более чувствительной и дальнодействующей, чем оптическая.
Радиоастрономия как наука началась в 1931, когда К. Янский из компании "Белл телефон" стал изучать помехи радиосвязи и обнаружил, что они приходят из центральной части Млечного Пути. Первый радиотелескоп построил в 1937-1938 радиоинженер Г. Ребер, самостоятельно сделавший у себя в саду из листов железа 9-метровый рефлектор, в принципе такой же, как нынешние гигантские параболические антенны. Ребер составил первую радиокарту неба и обнаружил, что на волне 1,5 м излучает весь Млечный Путь, но наиболее сильно - его центральная часть. В феврале 1942 Дж. Хей заметил, что в метровом диапазоне Солнце создает помехи радиолокаторам, когда на нем происходят вспышки; радиоизлучение Солнца в сантиметровом диапазоне в 1942-1943 открыл Дж. Саутворт.
Планомерное развитие радиоастрономии началось после Второй мировой войны. В Великобритании были созданы крупная обсерватория Джодрелл-Бэнк (Манчестерский университет) и станция Кавендишской лаборатории (Кембридж). Радиофизическая лаборатория (Сидней) организовала несколько станций в Австралии. Нидерландские радиоастрономы стали изучать облака межзвездного водорода. В СССР были построены радиотелескопы под Серпуховом, в Пулкове, в Крыму.
|
|
|
Сравнение с оптической астрономией. Из всех видов космического электромагнитного излучения к поверхности Земли сквозь ее атмосферу проходят, практически не ослабевая, только видимый свет, близкое (коротковолновое) инфракрасное излучение и часть спектра радиоволн. С одной стороны, радиоволны, имеющие значительно большую длину волны, чем оптическое излучение, легко проходят сквозь облачные атмосферы планет и облака межзвездной пыли, непрозрачные для света. С другой стороны, только самые короткие радиоволны проходят сквозь прозрачные для света области ионизованного газа вокруг звезд и в межзвездном пространстве.
Слабые космические сигналы радиоастрономы улавливают с помощью радиотелескопов, основными элементами которых служат антенны. Обычно это металлические рефлекторы в форме параболоида. В фокусе рефлектора, там, где концентрируется излучение, помещают собирающее устройство в виде рупора или диполя, которое отводит собранную энергию радиоизлучения к приемной аппаратуре. Рефлекторы диаметром до 100 м делают подвижными и полноповоротными; они могут наводиться на объект в любой части неба и следить за ним. Более крупные рефлекторы (до 300 м в диаметре) - неподвижные, в виде огромной сферической чаши, а наведение на объект происходит за счет вращения Земли и перемещения облучателя в фокусе антенны. Рефлекторы еще большего размера обычно имеют вид части параболоида. Чем больше размер рефлектора, тем детальнее наблюдаемая радиокартина. Часто для ее улучшения один объект наблюдают синхронно двумя радиотелескопами или целой их системой, содержащей несколько десятков антенн, разнесенных иногда на тысячи километров.
|
|
|
Сквозь земную атмосферу проходят радиоволны длиной от нескольких миллиметров до 30 м, т.е. в диапазоне частот от 10 МГц до 200 ГГц. Таким образом, радиоастрономы имеют дело с частотами, заметно более высокими, чем, например, широковещательный радиодиапазон средних или коротких волн. Однако с появлением УКВ и телевизионного вещания в диапазоне частот 50-1000 МГц, а также радиолокаторов (радаров) в диапазоне 3-30 ГГц у радиоастрономов возникли проблемы: мощные сигналы земных передатчиков в этих диапазонах мешают приему слабых космических сигналов. Поэтому путем международных соглашений радиоастрономам выделено для наблюдения космоса несколько диапазонов частот, в которых запрещена передача сигналов.
Зарегистрировано радиоизлучение Солнца с длиной волны от нескольких миллиметров до 30 м. Особенно сильно излучение в метровом диапазоне; оно рождается в верхних слоях атмосферы Солнца, в его короне, где температура порядка 1 млн.К. Коротковолновое излучение Солнца относительно слабо; оно выходит из хромосферы, расположенной над видимой поверхностью Солнца - фотосферой.
| Классификация по международному регламенту радиосвязи | ||||
| Длины волн | Название диапазона | Полоса частот | Название полосы | Применение |
| 100 - 10 Мм | Декамегаметровые | 3 - 30 Гц | Крайне низкие (КНЧ; ELF) | Связь с подводными лодками |
| 10 - 1 Мм | Мегаметровые | 30 - 300 Гц | Сверхнизкие (СНЧ; SLF) | Связь с подводными лодками |
| 1 000 - 100 км | Гектокилометровые | 0,3 - 3 кГц | Инфранизкие (ИНЧ; ULF) | |
| 100 - 10 км | Мириаметровые | 3 - 30 кГц | Очень низкие (ОНЧ; VLF) | Связь с подводными лодками |
| 10 - 1 км | Длинные волны, Километровые | 30 - 300 кГц | Низкие (НЧ; LF) | Радиовещание, радиосвязь |
| 1 000-100 м | Средние волны, Гектометровые | 300 - 3 000 кГц | Средние (СЧ; MF) | Радиовещание, радиосвязь |
| 100 - 10 м | Короткие волны, Декаметровые | 3 - 30 МГц | Высокие (ВЧ; HF) | Радиовещание, радиосвязь, рации |
| 10 - 1 м | Ультракороткие волны, Метровые | 30 - 300 МГц | Очень высокие (ОВЧ; VHF) | Телевидение, радиовещание, радиосвязь, рации |
| 10 - 1 дм | Дециметровые | 300 - 3 000 МГц | Ультравысокие (УВЧ; UHF) | Телевидение, радиосвязь, Мобильные телефоны, рации, микроволновые печи |
| 10 - 1 см | Сантиметровые | 3 - 30 ГГц | Сверхвысокие (СВЧ; SHF) | радиолокация, спутниковое телевидение, радиосвязь, Беспроводные компьютерные сети, спутниковая навигация |
| 10 - 1 мм | Миллиметровые | 30 - 300 ГГц | Крайне высокие (КВЧ; EHF) | Радиоастрономия, высокоскоростная радиорелейная связь, метеорологические радиолокаторы |
| 1 - 0,1 мм | Децимиллиметровые | 300 - 3 000 ГГц | Гипервысокие частоты, длинноволновая область инфракрасного излучения | |
|
|
|
Галактические радиоисточники
Уже первые наблюдения Г. Ребера показали, что радиоизлучение Млечного Пути неоднородно - оно сильнее в направлении центра Галактики. Дальнейшие исследования подтвердили, что основные источники радиоволн относительно компактны; их называют точечными или дискретными. Зарегистрированы уже десятки тысяч таких источников.
Излучение космических радиоисточников бывает двух типов: тепловое и нетепловое (обычно синхротронное). Тепловое излучение рождается в горячем газе от случайного (теплового) движения заряженных частиц - электронов и протонов. Его интенсивность в широком диапазоне спектра почти постоянна, но на длинных волнах она быстро уменьшается. Такое излучение характерно для эмиссионных туманностей. Остальные источники имеют нетепловое излучение, интенсивность которого растет с увеличением длины волны. В этих источниках излучение возникает при движении очень быстрых электронов в магнитном поле. Скорости электронов близки к скорости света, и это не может быть следствием простого теплового движения. Для разгона электронов до таких скоростей в лаборатории используют специальные ускорители - синхротроны. Как это происходит в естественных условиях, не совсем ясно. Синхротронное излучение сильно поляризовано. Это позволяет обнаруживать его в космических источниках и по направлению поляризации определять ориентацию их магнитного поля. Таким методом исследованы межзвездные магнитные поля в нашей и соседних галактиках.
|
|
|
Одним из важнейших достижений радиоастрономии стало открытие активных процессов в ядрах галактик. Радионаблюдения указывали на это еще в 1950-е годы, но окончательное подтверждение появилось в 1962, когда с помощью 5-метрового оптического телескопа обсерватории Маунт-Паломар (США) были независимо обнаружены бурные процессы в ядре галактики М 82.
В 1967 Э. Хьюиш, Дж. Белл и их коллеги из Кембриджа (Англия) открыли необычные переменные радиоисточники - пульсары[3]. Излучение каждого пульсара представляет строго периодическую последовательность импульсов; у открытых пульсаров периоды лежат в интервале от 0,0016 с до 5,1 с. Через 2 года У. Кокки, М. Дисней и Д. Тейлор обнаружили, что радиопульсар в Крабовидной туманности совпадает со слабой оптической звездой, которая, как и пульсар, изменяет свою яркость с периодом 1/30 с. Среди более 700 известных сейчас пульсаров еще только один - в созвездии Парусов (Vela) - демонстрирует оптические вспышки. Выяснилось, что феномен пульсара связан c нейтронными звездами, образовавшимися в результате гравитационного коллапса ядер массивных звезд. Имея диаметр около 15 км и массу как у Солнца, нейтронная звезда быстро вращается и как маяк периодически "освещает" Землю. Постепенно скорость вращения пульсара замедляется, период между импульсами возрастает, а их мощность падает. Иногда наблюдаются резкие сбои периода, когда у нейтронной звезды происходит перестройка структуры, называемая "звездотрясением".
Другим важнейшим открытием радиоастрономии считаются квазары - очень далекие и активные внегалактические объекты. Вначале они казались рядовыми точечными источниками. Затем некоторые из них были отождествлены со слабыми звездами (отсюда название "квазар" - квазизвездный радиоисточник). Доплеровское смещение линий в их оптических спектрах указывает на то, что квазары удаляются от нас со скоростью, близкой к скорости света и, в соответствии с законом Хаббла, расстояния до них составляют миллиарды световых лет. Находясь на таких гигантских расстояниях, они заметны лишь потому, что излучают с огромной мощностью - порядка 1041 Вт. Это значительно больше мощности излучения целой галактики, хотя размер области генерации энергии у квазаров существенно меньше размера галактик и порой не превосходит размера Солнечной системы. Загадка квазаров до сих пор не раскрыта.
Отождествление источников.
Звезды - слабые источники радиоволн. Долгое время единственной звездой на "радионебе" было Солнце, и то лишь благодаря его близости. Но в 1970-х годах Р. Хелминг и К. Уэйд из Национальной радиоастрономической обсерватории США открыли радиоизлучение от газовых оболочек, сброшенных Новой Дельфина 1967 и Новой Змеи 1970. Затем они обнаружили радиоизлучение красного сверхгиганта Антареса и рентгеновского источника в Скорпионе.
|
|
|
В. Бааде и Р. Минковский из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар (США) отождествили многие яркие радиоисточники с оптическими объектами. Например, ярчайший источник в Лебеде оказался связан с очень далекой и слабой галактикой необычной формы, ставшей прототипом радиогалактик[4]. Мощный радиоисточник в Тельце они отождествили с остатком взрыва сверхновой звезды, отмеченной в китайской летописи 1054. Мощный источник в Кассиопее также оказался остатком сверхновой, вспыхнувшей всего лет 300 назад, но не замеченной никем.
Квазары
Квазар (англ. quasar - сокращение от QUASi stellAR radio source - "квазизвёздный радиоисточник") - класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от "точечных источников" - звёзд.
В 1963 г. были обнаружены метагалактические (т.е. расположенные за пределами нашей Галактики) объекты нового типа. Это открытие было сделано голландским астрономом Маартеном Шмидтом, работающим в Калифорнии. Указанные объекты имеют звездообразный вид и некоторые из них еще раньше были отождествлены с радиоисточниками весьма малых угловых размеров. Спектр этих "квазизвездных объектов", или, как их сейчас повсеместно называют, "квазаров" состоит из ярких линий излучения на "непрерывном" фоне.
Квазары - квазизвёздные объекты, квазизвёзды, сверхзвёзды, небесные объекты, имеющие сходство со звёздами по оптическому виду и с газовыми туманностями по характеру спектров, обнаруживающие, кроме того, значительные красные смещения (См. Красное смещение) (до 6 раз превышающие наибольшие из известных у галактик). Последнее свойство определяет важную роль К в астрофизике и космологии. Открытие К. явилось результатом повышения точности определения координат внегалактических источников радиоизлучения, позволившего значительно увеличить число радиоисточников, отождествленных с небесными объектами, видимыми в оптических лучах. Первое совпадение радиоисточника с звёздоподобным объектом было обнаружено в 1960, а в 1963, когда американский астроном М. Шмидт отождествил сдвинутые вследствие эффекта красного смещения линии в спектрах таких объектов, они были выделены в особый класс космических объектов - квазары. Т.о., первоначально были обнаружены К., являющиеся сильными радиоисточниками, но впоследствии были найдены К. также и со слабым радиоизлучением (около 98,8% всех К., доступных обнаружению). Эта многочисленная разновидность К. называлась радиоспокойными К., квазигалактиками (квазагами), интерлоперами, а иногда - голубыми звёздоподобными объектами. Полное число доступных наблюдениям К. составляет около 105, из них уже отождествлено с оптическими объектами около 1000, но достоверная принадлежность к К. по спектрам установлена лишь примерно для 200.
В спектрах К. обнаруживаются мощное ультрафиолетовое излучение и широкие яркие линии, характерные для горячих газовых туманностей (температура около 30 000 °C), но значительно сдвинутые в красную область спектра. При красных смещениях, превышающих 1,7, на снимках спектров К. становится видна даже резонансная линия водорода Lα 1216 Å. Изредка в спектрах К. наблюдаются узкие тёмные линии, обусловленные поглощением света в окружающем К. межгалактическом газе. На фотографиях К. имеют вид звёзд, Т.о. их угловые диаметры менее 1", только ближайшие К. обнаруживают оптические особенности: эллиптическую форму звездообразного изображения, газовые выбросы. По сильному ультрафиолетовому излучению, характеризуемому голубыми показателями цвета (См. Показатель цвета), К. удаётся отличать на фотографиях от нормальных звёзд, а по избыточному инфракрасному излучению - от белых карликов, даже если К. не имеют радиоизлучения.
Вариации блеска многих К. являются, по-видимому, одним из фундаментальных свойств К. (кратчайшая вариация с периодом τ ≈ 1 ч, максимальные изменения блеска - в 25 раз). Поскольку размеры переменного по блеску объекта не могут превышать с τ (с - скорость света), размеры К. не могут быть более 4․1012 м (менее диаметра орбиты Урана), и только при движении вещества со скоростью, близкой к скорости света, эти размеры могут быть больше. В отличие от непрерывного излучения, вариации интенсивности в спектральных линиях редки.
Как радиоисточники, К. сходны с радиогалактиками: у К. часто наблюдаются два, не обязательно одинаковых по интенсивности, протяжённых радиоисточника, находящихся на значительном расстоянии по разные стороны от оптического объекта. Механизм радиоизлучения и тех и других синхротронный. Но в К., кроме того, обнаружены компактные радиоисточники, порождающие вариации радиоизлучения на сантиметровых волнах; они представляют собой расширяющиеся облака релятивистских частиц, существующие несколько лет. Механизм их радиоизлучения связан, по-видимому, с плазменными колебаниями.
Природа К изучена ещё мало. В зависимости от толкований природы красного смещения в их спектрах обсуждаются три гипотезы (начало 70-х гг.20 в). Наиболее правдоподобна космологическаягипотеза, согласно которой большие красные смещения свидетельствуют о том,что К. находятся на огромных расстояниях (до 10 гигапарсек) и принимают участие в расширении Метагалактики. На этом предположении основаны определения расстояний до К. (по красным смещениям) и оценки их масс и светимостей, В космологической гипотезе К. по абсолютным звёздным величинам (-27) и массам (около 1038 кг, т.е.108 масс Солнца) являются действительно сверхзвёздами. Физическая природа К. в этом случае связывается с гравитационным коллапсом массы газа, который остановлен вследствие магнитной турбуленции или вращения К.
Большой расход энергии на все виды электромагнитного излучения при этой гипотезе ограничивает активную стадию К.104 годами. По мощности радиоизлучения (Квазары1012 вт) К. сравнимы с радиогалактиками. Предполагается, что К. являются сверхмассивными звёздами радиусом порядка 1012 м, плазма которых непрерывно, а также сильными взрывами выбрасывает потоки частиц различных энергий. В радиусе порядка 1016 м К. окружены облаками ионизованного газа, создающими яркие линии в спектрах К., а на расстояниях порядка 1019 м находятся облака релятивистских частиц, запертых в слабых магнитных полях, - радиоизлучающие области К.
Ближайшие К. находятся далее 200 мегапарсек. Относительные редкость и кратковременность их существования подтверждают предположение, что К. - это стадия эволюции крупных космическихмасс, например ядер галактик. Т.о., оказывается неслучайным сходство К. с N-галактиками, галактиками Сейферта и голубыми компактными галактиками по характеру спектров, вариациям блеска и радиоизлучения. Ближайшие К., у которых удалось рассмотреть на фотографиях структуру, оказались N-галактиками, на основании чего их объединили в один класс компактных сверхярких объектов. Загадочна природа объекта BL Ящерицы (и ещё нескольких), который по колебаниям блеска, радиоизлучению, показателям цвета и оптической структуре выглядит как типичный К., но в то же время не имеет в спектре никаких линий.
Согласно другой гипотезе, К. со скоростями, близкими к скорости света, разлетаются в результате взрыва в центре Галактики и выброса вещества массой около 1040 кг, происшедших несколько млн. лет назад. По этой гипотезе массы К. составляют 1031 кг (5 масс Солнца), а расстояния до них 60-600 килопарсек. Однако неизвестны физические процессы, которые могли бы дать необходимую для взрыва энергию (1058 дж).
В третьей гипотезе предполагается, что К. - компактные газовые объекты размерами 1016-1017 м и массами 1042-1043 кг, в спектрах которых линии имеют большие красные смещения гравитационного характера.
Пульсары
Даже по самым строжайшим критериям обнаружение пульсаров действительно является подлинным открытием. Это открытие, как это всегда бывает, с настоящим открытием, произошло случайно. Летом 1967 г. аспирантка известного английского радиоастронома Хьюиша мисс Бэлл неожиданно обнаружила на небе совершенно необычный радиоисточник. Этот источник излучал кратковременные радиоимпульсы, которые строго периодически, через каждые 1,33 секунды, повторялись. Вскоре были обнаружены еще три таких же источника с другими также "почти секундными" периодами.
Это открытие настолько ошеломило исследователей, что они, заподозрив, что эти сигналы имеют искусственное происхождение и посылаются некими "сверхцивилизациями", засекретили эти наблюдения и в течение почти полугода никто об этом не знал - случай беспрецедентный в истории астрономии... Только после того, как они убедились, что эти сигналы - не результат активности внеземных разумных цивилизаций, результаты наблюдений были опубликованы.
Не сразу было понято, что причиной строгой периодичности радиоимпульсов от этих новых источников (получивших название "пульсары") является быстрое вращение звездообразных объектов. Только вращение массивного тела может объяснить удивительное постоянство (с точностью до стомиллионной доли) периодов пульсаров. Более тщательные наблюдения показали, что на самом деле периоды не строго постоянны, а медленно растут. Представим себе, что излучение радиоволн не равномерно по всем направлениям, а сосредоточено внутри некоторого конуса, ось которого образует определенный угол с осью вращения. Теперь вообразим себе наблюдателя, который в какой-то момент времени находится на продолжении оси конуса. Ясно, что он сможет наблюдать радиоизлучение. Это будет возможно в течение некоторого времени до тех пор, пока из-за вращения звезды ось конуса уйдет, достаточно далеко. Однако через промежуток времени, равный периоду вращения звезды, радиоизлучение снова можно будет наблюдать. Эта простая модель пульсара изображена на рис.25.
Что же это за звезды, быстрое вращение которых есть причина наблюдаемого явления пульсаров? В 1967 г. был открыт пульсар с рекордно коротким периодом в 0,033 сек. (об этом замечательном пульсаре речь пойдет дальше). Так быстро вращаться может только очень маленькое тело. Ведь линейная скорость вращения на экваторе определяется школьной формулой: v = 2πR/T, где R - радиус вращающегося тела, T - период его вращения. Из этой формулы следует, что при T = 1/30 сек., учитывая, что скорость вращения никак не может превышать скорость света, радиус тела не превышает 1500 км, что в 4 раза меньше Земли. Но это является очень грубой оценкой верхней границы размеров вращающегося тела. Так как линейная экваториальная скорость вращения по простым причинам должна быть в десятки раз меньше скорости света, непосредственно ясно, что линейные размеры пульсаров не могут превышать несколько десятков километров. Но если это так, то пульсары - это не что иное, как нейтронные звезды!
Имеется и другое доказательство этого важнейшего вывода. Упомянутый выше рекордно-короткопериодический пульсар (получивший название NP 0532) расположен... в центре Крабовидной туманности! Другой пульсар, период которого всего лишь в три раза длиннее (0,089 с), также находится внутри туманности, являющейся более старым остатком вспышки сверхновой. Итак, пульсары находятся там, где положено находиться нейтронным звездам, которые должны образоваться при вспышках сверхновых! То обстоятельство, что не во всех остатках вспышек сверхновых наблюдаются пульсары и только малая часть пульсаров (их сейчас известно свыше трехсот) находится в остатках сверхновых, не должно нас смущать. Дело в том, что пульсар может быть обнаружен только при "благоприятной" по отношению к нам ориентации его оси вращения. Это ясно из рис.25. Если учесть это, оказывается, что едва ли 5% всех пульсаров можно хотя бы в принципе наблюдать. Поразительно, что Крабовидная туманность, помимо тех замечательных особенностей, о которых говорилось выше, еще имеет и пульсар, "удачно" ориентированный по отношению к Земле...
Пульсары - слабые источники космического излучения, всплески которого 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 космического радиоизлучения, характеризующихся либо постоянной интенсивностью (галактики или радиогалактики), либо нерегулярными всплесками радиоизлучения (Солнце, некоторые вспыхивающие звёзды).
Для известных П. значения периода (т.е. интервала времени между двумя последовательными 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.д.ля большинства П. время, в течение которого период возрастает вдвое, совпадает по порядку величины с их возрастом и составляет миллионы и десятки миллионов лет. Однако имеются два П., у которых 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, который можно наблюдать также в оптическом, 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 средней 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 кпс, 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 многие др. данные наблюдений, в частности медленное увеличение периода является следствием замедления вращения звезды. Однако возникли серьёзные затруднения с выбором класса звёзд, который 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 теоретических исследований класс нейтронных звёзд (См. Нейтронные звёзды). 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 несколько десятков км. Плотность вещества внутри таких звёзд достигает 1014 - 1015 г/см 3, 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., - кинетическая энергия вращения нейтронной звезды. Механизм излучения П. связан с существованием на их поверхности сильных магнитных полей с напряжённостью, достигающей тысяч млрд. э. Трансформация кинетической энергии вращения звезды в излучение происходит, по-видимому, вследствие того, что вращающаяся магнитная звезда индуцирует вокруг себя электрическое поле, ускоряющее частицы окружающей П. плазмы до высоких энергий. Эти ускоренные частицы и дают наблюдаемое излучение.
В 70-х гг. открыты П., излучающие главным образом 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, которое и создаёт эффект пульсаций для наблюдателя, попадающего в пучок направленного излучения.
|
|
|
