ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ ЗВЕЗД. КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ. ПУЛЬСАРЫ

Ценным и интересным оказывается обнаружение десятка совершенно достоверных остатков вспышек сверхновыхзвезд в нашей Галактике, в особенности SN 1054 г. в Тельце, а также SN 1572 г. в Касиопее и SN 1604 г. в Змееносце. Первые две являются в наше время источниками мощного радиоизлучения, а первая и последняя имеют вид газовых туманностей, причем у SN 1054 г. туманность весьма яркая, хотя и небольших размеров; она известна под названием Крабовидной туманности. Как источник радиоизлучения в метровом диапазоне волн, эта туманность принадлежит к числу самых ярких и известна под названием Телец А (Таu А).

В центре Крабовидной туманности находится двойная звезда, обе компоненты которой весьма слабы, слабее (виз.). Одна из них — позднего спектрального класса; другая (юго-западная компонента), наоборот, очень горячая, с большим избытком ультрафиолетового излучения. Это и есть бывшая сверхновая, достигавшая в 1054 г. блеска . Отсюда и делается заключение об амплитуде сверхновых: около . Связь этой звездочки с окружающей ее Крабовидной туманностью вытекает не из центрального положения звезды в туманности, а из замеченного за последние 60 лет расширения туманности радиально относительно этой звезды.

Расширение было обнаружено путем сопоставления старых и новых фотографий туманности; оно оказалось равным 0,21" в год. Спектральные наблюдения центральных частей Крабовидной туманности показывают расщепление спектральных линий, соответствующее удалению задних участков и приближению передних со скоростью около 1000 км/с. В сопоставлении с величиной углового расширения туманности эта скорость указывает на расстояние до нее около 1000 пк, а тогда видимой звездной величине в максимуме соответствует абсолютная звездная величина , что с учетом поглощения света в межзвездном пространстве между звездой и наблюдателем (оно достигает ) дает .

По значению скорости расширения 0,21" в год можно определить, что Крабовидная туманность имела нулевые размеры около 1150 г. н. э., что достаточно близко к дате 1054 г., когда арабские, китайские и японские ученые наблюдали вблизи звезды Тельца «звезду-гостью» даже в дневное время. Несовпадение дат 1150 и 1054 гг. вполне объясняется неточностью определения скорости расширения туманности или возможного ускорения расширения с течением времени.

Анализ причин свечения Крабовидной туманности мы отнесем к главе VI, когда познакомимся с физическими процессами в газовых туманностях вообще. Сейчас для нас важно лишь отметить очень большую длительность существования и огромные размеры светящихся газовых масс, выброшенных из Сверхновой 1054 г. по сравнению с эфемерностью газовых масс, выбрасываемых новыми звездами (рис. 130). Масса Крабовидной туманности, может быть, достигает . В то же время звезда — бывшая сверхновая, имеющая блеск , абсолютную звездную величину и спектр, подобный классу ВО, но без заметных спектральных линий, приближается к белым карликам, как обыкновенные новые в минимуме. Была ли звезда такою же до вспышки?

На самом деле остатки сверхновых говорят о более глубокой перестройке звезды. В настоящее время юго-западная компонента двойной звезды в центре Крабовидной туманности известна как короткопериодический пульсар NP 0532 (рис. 131). Она излучает как в радио-, так и в оптическом диапазоне, а также в рентгеновской области спектра. Интенсивность излучения меняется с периодом 0,033 с, что ставит ее в разряд нейтронных звезд, а не белых карликов (см. с. 221).

В § 18 было показано, что период 33 миллисекунды скорее всего есть период вращения нейтронной звезды. Там же было сказано, что свечение самого пульсара и всей Крабовидной туманности поддерживается энергией вращения пульсара. Об этом говорит систематическое замедление вращения NP 0532, так же как и многих других пульсаров. В следующей табличке даны гелиоцентрические значения периода Р у NP 0532 в даты, следовавшие за открытием пульсара:

(кликните для просмотра скана)

Отсюда вытекает замедление нс в сутки, или , что соответствует увеличению периода в е раз приблизительно за время лет ( называется характерным временем). Это самое быстрое возрастание периода, наблюдаемое у пульсаров. У пульсара PSR 0833—45 в созвездии Парусов (Vela) замедление составляет 10,6 не в сутки.

Рис. 131. Изменение блеска пульсара Крабовидной туманности NP 0532 в оптическом диапазоне на протяжении одного периода

При периоде 89 мс это дает характерное время тыс. лет; у других пульсаров увеличение периода идет медленнее, составляя , а у пульсара CP 0950, с , так что млн лет. Нетрудно убедиться (при разумных предположениях о массе и радиусе пульсаров), что наблюдаемое у пульсара NP 0532 замедление вращения должно сопровождаться убылью кинетической энергии порядка , что соответствует полному излучению Крабовидной туманности в наше время.

Сопоставляя очень короткий период вращения и быстрое его замедление у пульсара NP 0532 с датой его образования (1054 г.), можно высказать предположение, что быстрое вращение пульсара есть признак его молодости. Не следует придавать значения тому, что характерное время для NP 0532 значительно больше 900 лет, отделяющих нас от 1054 г.:

во-первых, мы не знаем первоначального периода вращения пульсара, а во-вторых, нельзя быть уверенным в том, что торможение вращения само не замедляется со временем.

В этой связи полезно заметить, что другой быстро замедляющийся короткопериодический пульсар PSR 0833—45 в Парусах пытались отождествить с остатком Сверхновой 1006 г., зарегистрированной в арабских и китайских хрониках. В окрестностях этого пульсара лишь в самое последнее время удалось отыскать оптическую звезду 24-й звездной величины, которая меняет блеск с частотой пульсара. Звезда сильно ослаблена очень большим межзвездным поглощением света, действующим в этом направлении.

Наряду с систематическим уменьшением частоты импульсов от пульсара, которое укладывается в квадратичную формулу , у отдельных пульсаров наблюдаются резкие скачки с увеличением частоты, которые затем «преодолеваются» замедлением пульсаций, так что возвращается прежняя закономерность изменения периода. Так, у пульсара NP 0532 за 6 лет (1969— 1975) наблюдались три скачка, из которых последний, 4 февраля 1975 г., был самым значительным: до 0,1 Р за сутки, так что в конце месяца накопилось упреждение моментов импульсов до 40 мс (1,2 Р).

Если замедление вращения пульсара говорит о потере энергии вращения как средства покрытия затрат на излучение пульсара, то ускорение вращения всего проще объясняется разовым уменьшением размеров пульсара с разломом его твердой коры (что можно назвать «звездотрясением»).

Как уже было сказано в § 18, образование нейтронной звезды происходит при гравитационном коллапсе звезды, исчерпавшей термоядерные источники энергии, эффективные при температуре до . При более высокой температуре реакции, подобные описанным в § 20 (мелкий шрифт), ведущие к образованию тяжелых элементов, протекают особенно быстро, со взрывом, энергия которого близка к энергии взрыва сверхновых — до у SN I и несколько меньше у SN II. Мы уже рассмотрели эти процессы на с. 283. Существенно то, что при сжатии, когда происходит освобождение гравитационной энергии, в очень горячих недрах звезды происходят такие эндоэргические ядерные реакции, которые забирают на себя выделенную энергию, и, таким образом, сжатие идет «в разнос». В стадии, когда в ядре звезды весь гелий превратился в углерод, при очень высоком давлении становится весьма вероятным захцат ядром электрона, число электронов в звезде резко уменьшается и сопротивление давлению тоже падает, коллапс звезды усиливается. У звезд малой массы этот процесс остановится лишь после образования сверхплотного нейтронного ядра. У массивных звезд такой гравитационный коллапс может зайти столь далеко, что звезда перестает быть наблюдаемым объектом.

Последнее следует понимать так. Согласно общей теории относительности, для тела массы существует такое предельное значение радиуса

при котором гравитационное поле на поверхности тела становится столь значительным и, как следствие этого, замедление процессов на нем для внешнего наблюдателя станет столь большим, что колебательные процессы, в том числе электромагнитные колебания, внешний наблюдатель будет воспринимать как бесконечно медленные. Короче говоря, если в результате коллапса радиус звезды станет меньше гравитационного (или шварцшильдовского) радиуса RUmt то звезда перестанет быть видимой наблюдателю, находящемуся вне ее. Ее взаимодействие с остальным миром будет ограничиваться тяготением. Такие объекты получили название «черных дыр».

Гравитационный радиус Солнца равен 2,95 км; белый карлик с массой около радиусе около км не очень далек от гравитационного коллапса, поскольку для него

Нейтронная звезда еще ближе к этому состоянию, так как для нее , а значения достигает звезда с массой при коллапсе, когда ее радиус км. Было бы неосторожным утверждать, что трудности с отождествлением остатков сверхновых звезд связаны с их пребыванием в состоянии гравитационного коллапса. Теория указывает на возможность полного разбрасывания вещества при взрыве сверхновой звезды. Это может произойти, когда массивная звезда сожмется настолько, что температура ядра поднимется до Кельвинов или выше, и в строй вступят реакции типа (20.2)—(20.5), приводящие к образованию ядер все более тяжелых, до «железной» группы включительно. К тому же приводит распад образовавшегося железного ядра с возникновением ядер гелия (см. с. 238). Реакции эти идут столь стремительно (доли секунды), что звезда испытывает самый настоящий взрыв. Все вещество ее выбрасывается в межзвездное пространство, обогащая его тяжелыми элементами, которые в будущем войдут в состав звезд нового поколения.

Образующиеся при взрыве сверхновой звезды тяжелые элементы, не успевая распасться при кратковременном подъеме температуры, переходят в межзвездную среду, а затем и в состав звезд нового поколения.

Взрыв сверхновой в Тельце породил пульсар и Крабовидную туманность, сравнительно небольшую, компактную. Гораздо более давний взрыв в созвездии Парусов породил пульсар PSR 0833—45 и, возможно, туманность Гама (Gum), простирающуюся на несколько градусов. Еще большие размеры имеет туманность — совокупность нескольких тонковолокнистых туманностей в Лебеде (см. рис. 160).

Таких туманностей на небе известно немало, и мы можем рассматривать их все как остатки сверхновых, вспыхивавших в Галактике за миллионы лет. Если подобно новым звездам сверхновая возникает из одной компоненты в тесной двойной системе, то вполне можно допустить, что такая система после взрыва распалась и остаток вспышки — нейтронная звезда-пульсар, если он уцелел, продолжает существование как одиночная звезда. Действительно, мы знаем лишь один радиопульсар, PSR 1913 + 16, входящий в двойную систему . Стоит отметить, что у пульсаров часто наблюдаются большие пространственные скорости, что также можно объяснить распадом двойной системы в прошлом.

Со времени своего открытия в 1968 г. Краб-пульсар в течение 15 лет был самым быстрым среди сотен других. В конце 1982 г. в результате длительных специально организованных поисков в созвездии Лисички (неподалеку от ) был открыт пульсар — Р 1937 + 215 — с периодом 1,6 миллисекунды. При таком периоде, если пульсар обладает массой порядка , скорость вращения на экваторе превосходит 20 000 км/с. В конце 1983 г. по соседству был открыт еще один миллисекундный пульсар — Р 1953+29 с периодом 6,13 мс.

Оба эти пульсара обладают исключительно стабильными периодами. Так, у первого пульсара замедление , а у второго — еще меньше: . Такая устойчивость настолько высока, что Р 1953+29 (да и 1937 + 215) может служить в качестве космических часов, не уступающих часам атомным.