Интерпретация: нейтронные звезды



Интерпретация: нейтронные звездыВ астрономии известно немало звезд, блеск которых непрерывно меняется, то возрастая, то падая. Имеются звезды, их называют цефеидами (по первой из них, обнаруженной в созвездии Цефея), со строго периодическими вариациями блеска. Усиление и ослабление яркости происходит у разных звезд этого класса с периодами от нескольких дней до года. Но до пульсаров никогда еще не встречались звезды со столь коротким периодом, как у первого «кембриджского» пульсара.

Вслед за ним в очень короткое время было открыто несколько десятков пульсаров, и периоды некоторых из них были еще короче. Так, период пульсара, обнаруженного в 1968 г. в центре Крабовидной туманности, составлял 0,033 с. Сейчас известно около четырех сотен пульсаров. Подавляющее их большинство — до 90% — имеет периоды в пределах от 0,3 до 3 с, так что типичным периодом пульсаров можно считать период в 1 с.

Но особенно интересны пульсары-рекордсмены, период которых меньше типичного. Рекорд пульсара Крабовидной туманности продержался почти полтора десятилетия. В конце 1982 г. в созвездии Лисички был обнаружен пульсар с периодом 0,00155 с, т. е. 1,55 мс. Вращение с таким поразительно коротким периодом означает 642 об/с.

Очень короткие периоды пульсаров послужили первым и самым веским аргументом в пользу интерпретации этих объектов, как вращающихся нейтронных звезд.

Звезда со столь быстрым вращением должна быть исключительно плотной. Действительно, само ее существование возможно лишь при условии, что центробежные силы, связанные с вращением, меньше сил тяготения, связывающих вещество звезды. Центробежные силы не могут разорвать звезду, если центробежное ускорение на экваторе Ω2R меньше ускорения силы тяжести GM/R2. Здесь М, R — масса и радиус звезды, Ω — угловая частота ее вращения, G — гравитационная постоянная. Из неравенства для ускорений Ω2R < GM/R2, следует неравенство для средней плотности звезды: M/R3 ≈ ρ > Ω2/G.

Если взять период пульсара Крабовидной туманности, Р=0,033 с, то соответствующая ему частота вращения, Ω=2π/P, составит приблизительно 200 рад/с. На этом основании найдем по соотношению нижний предел его плотности; ρ > 6 × 1014 кг/м3. Это очень значительная плотность, которая в миллионы раз превышает плотность белых карликов (~109 кг/м3) — самых плотных из наблюдавшихся до того звезд. Оценка плотности по периоду «миллисекундного» пульсара, Р=0,00155 с, Ω ≈ 4000 рад/с, приводит к еще большему значению: ρ > 2 × 1017 кг/м3. Эта плотность приближается к плотности вещества внутри атомных ядер (~1018 кг/м3). Столь компактными, сжатыми до такой высокой степени могут быть лишь нейтронные звезды: их плотность действительно близка к ядерной.



Этот вывод подтверждается всей пятнадцатилетней историей изучения пульсаров.

Но каково происхождение быстрого вращения нейтронных звезд-пульсаров? Оно несомненно вызвано сильным сжатием звезды при ее превращении из «обычной» звезды в нейтронную.

Звезды всегда обладают вращением с той или иной скоростью или периодом. Солнце, например, вращается вокруг своей оси с периодом около месяца. Когда звезда сжимается, ее вращение убыстряется. С ней происходит то же, что с танцором на льду: прижимая к себе руки, танцор ускоряет свое вращение.

Здесь действует один из основных законов механики — закон сохранения момента импульса (или момента количества движения). Из него следует, что при изменении размеров вращающегося тела изменяется и скорость его вращения; но остается неизменным произведение MΩR2 (которое и представляет собой — с точностью до несущественного числового множителя — момент импульса). В этом произведении Ω — частота вращения тела, M — его масса, R — размер тела в направлении, перпендикулярном оси вращения, который в случае сферической звезды совпадает с ее радиусом. При неизменной массе остается постоянным произведение ΩR2, и, значит, с уменьшением размера тела частота его вращения возрастает по закону Ω ∞ R−2.

Нейтронная звезда образуется путем сжатия центральной области, ядра звезды, исчерпавшей запасы ядерного топлива. Ядро успевает еще предварительно сжаться до размеров белого карлика, R ≈ 107 м. Дальнейшее сжатие до размера нейтронной звезды, R ≈ 104 м, означает уменьшение радиуса в тысячу раз. Соответственно в миллион раз должна возрасти частота вращения и во столько же раз должен уменьшиться его период. Вместо, скажем, месяца звезда совершает теперь один оборот вокруг своей оси всего за три секунды. Более быстрое исходное вращение дает и еще более короткие периоды.

Сейчас известны не только пульсары, излучающие в радиодиапазоне, — их называют радиопульсарами, но и рентгеновские пульсары, излучающие регулярные импульсы рентгеновских лучей. Они тоже оказались нейтронными звездами; в их физике много такого, что роднит их с барстерами. Но и радиопульсары, и рентгеновские пульсары отличаются от барстеров в одном принципиальном отношении: они обладают очень сильными магнитными полями. Именно магнитные поля — вместе с быстрым вращением — и создают эффект пульсаций, хотя и действуют эти поля по-разному в радиопульсарах и пульсарах рентгеновских.

Связанные записи

Метки: , , , , , , , , , , , , , , , , , ,

Оставить комментарий