НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ. ПУЛЬСАРЫ

Мыслим и коллапс иного рода, который может случиться со звездами более массивными, чем предел (18.9), и привести к плотностям много большим, чем у белых карликов. Он также происходит на конечных этапах эволюции звезд при распаде ядер до гелиевых ядер (см. § 20), когда образуются многочисленные нейтроны, а число электронов убывает, электронное давление падает, коллапс ускоряется, плотность возрастает, электроны сливаются с ядрами и вновь образуются нейтроны. Процесс идет ускоренно. При большой плотности вещество в ядре звезда состоит почти из одних нейтроноа с небольшой примесью (1—2%) электронов и протонов. При таких высоких температуре и давлении нейтроны вполне устойчивы и не распадаются. Высокая плотность достигается из-за того, что нейтроны не испытывают электрического отталкивания и в ядре звезды может образоваться вырожденный нейтронный газ, обладающий упругостью, достаточной для устойчивого противодействия гидростатическому давлению. Этим обеспечивается устойчивое существование нейтронных звезд. Впрочем, состояние вещества в недрах нейтронной звезды следует представлять себе-как сверхтекучую жидкость, а ближе к периферии при плотности порядка 10 г/см3 и температуре менее 1010 К имеется твердая кора, состоящая из взаимно связанных заряженных частиц. Конечно, выше ее существует высокотемпературная плазма. Совершенно необычные физические особенности нейтронной звезды можно представить себе с помощью такой лабораторной модели: стальная сфера с толщиной стенок в 0,1 от его радиуса заполнена жидким при температуре абсолютного нуля. В центре находится малое ядро неизвестного состава.

Нейтронная звезда устойчива также в отношении случайных возмущений ее структуры в ту или другую сторону. Вопрос о верхнем пределе массы не вполне выяснен. Не исключено, что массы нейтронных звезд могут достигать 2—3 солнечных масс.

Нейтронные звезды приобрели реальность после открытия в 1967 г. Хьюишем и его сотрудниками (Кембридж, Англия) пульсаров. Открытие было сделано при попытках обнаружить мерцание радиоисточников на неоднородностих межзвездной среды. Были открыты источники, которые в радиодиапазоне испытывали правильные пульсации с периодами в 1 секунду и меньше. К середине 1975 г. их было открыто 147, а к 1986 г. уже около 400. Среди них самый медленный с периодом 3,75 с и считавшийся в течение 15 лет самым быстрым пульсар NP 0532 или «Краб-пульсар», находящийся в Крабовидной туманности: его период 0,033 с.

В 1982—1983 гг. были последовательно открыты два миллисекундных пульсара с периодами 1,56 и соответственно. Такие пульсары немногочисленны в Галактике, как, впрочем, все с (см. дальше на с. 290). Пока пульсары немногочисленны, их обозначают четырехзначным числом, указывающим прямое восхождение. Иногда прибавляют еще две цифры, обозначающие склонение; перед цифрами ставятся буквы — сокращенное обозначение места, где открыт пульсар. Так, упомянутые миллисекундные пульсары обозначены .

Гидродинамическая теория строения звезды (она очень сложна по сравнению с изложенной в этой главе гидростатической моделью) показывает, что если радиус звезды подвергается возмущению, то звезда начинает пульсировать с фундаментальным периодом Р, который при адиабатическом протекании пульсации, т. е. без подвода энергии извне, должен удовлетворять условию

где — средняя плотность звезды, а — параметр, определяемый строением звезды; он равен единице для однородной модели и больше единицы во всех остальных разумных моделях.

Взяв — плотность типичного белого карлика Сириуса В, найдем для него период адиабатических пульсаций около 1 минуты и лишь для крайнего случая . Но период пульсара Крабовидной туманности 0,033 с невозможно объяснить плотностями белых карликов, нужна плотность на два-три порядка выше. Нейтронные звезды обладают еще более высокой плотностью, например, при радиусе 10 км и массе, равной солнечной, плотность , но у такой звезды период пульсации равен 0,5 миллисекунды, т. е. на полтора порядка меньше самого короткого периода, известного у пульсаров. Таким образом, для пульсации белых карликов периоды пульсаров слишком коротки, а для пульсации нейтронных звезд — слишком велики.

С количественной стороны к периодам пульсации радиоизлучения пульсаров лучше подходит период вращеник нейтронной звезды. Действительно (см. § 23), если масса звезды остается неизменной, то, в силу закона сохранения момента вращения, у нее должно сохраняться неизменным произведение где — момент инерции звезды, который у однородной звезды равен и уменьшается при уплотнении звезды к центру (см. подробнее § 23). Требуется очень большая степень неоднородности, чтобы коэффициент при был существенно иным. Поэтому если звезда эволюционирует с неизменной массой, то произведение приблизительно постоянно, и когда звезда сжимается в размерах от до 100 км, ее угловая скорость должна возрасти в раз, так что первоначальный период вращения звезды в суток уменьшается до 0,01 с.

Учет выброса части массы может увеличить это значение на порядок.

Уже в спектрах белых карликов хорошо видны признаки быстрого вращения. Оно подтверждается также недавно открытой у них сильной круговой поляризацией излучения в непрерывном спектре (до ), которая сопровождается сильной линейной поляризацией. Такое может случиться только при наличии у звезды очень большого магнитного поля (до ). Возникновение подобного поля у белого карлика естественно происходит в процессе сжатия, так как и магнитное поле звезды растет пропорционально (см. § 28). Импульсы радиоизлучения у пульсаров настолько сильны, что не только причину пульсаций, но и саму энергию пульсаций следует искать в энергии вращения. У тех пульсаров, расстояние до которых известно, можно подсчитать мощность излучения. У пульсара Крабовидной туманности она достигает , что на 1,5 порядка превышает мощность излучения Солнца. У всех пульсаров периоды пульсации испытывают вековое замедление, которое примерно соответствует такой убыли ротационной энергии, какая требуется для покрытия пульсирующего излучения и излучения, возбуждаемого им в окружающей среде. Другое дело — механизм этого излучения. К нему мы вернемся ниже в § 24 и 28.