Звезды и созвездия
Главная Обратная связь Добавить в закладки Сделать стартовой

Компьютерное моделирование пульсаров - быстро вращающихся нейтронных звезд. Сфера в центре представляет собой нейтронную звезду, окружающие ее линии, выходящие из магнитных полюсов - магнитное поле. Вращающееся магнитное поле ускоряет заряженные частицы вдоль магнитных силовых линий, в результате чего генерируется излучение высоких энергий (белые и голубые лучи). NASA/GSFC.

Группа ученых, возглавляемая астрономами колумбийского университета, обнаружила самый молодой пульсар, представляющий собой быстро вращающийся сильнонамагниченый объект размером порядка 10 км, который возник в результате взрыва массивной звезды примерно 700 лет назад. Пульсар обладает рядом необычных свойств, которые могут заставить ученых пересмотреть процессы рождения и развития этих объектов.

Так, например, возраст других известных пульсаров оценивается от тысяч до миллионов лет. Этот пульсар, находящийся в остатке вспышки сверхновой Kes 75, примерно на 300 лет моложе второго по возрасту пульсара в Крабовидной туманности, который ученые долгое время типичным представителем молодых пульсаров. В сравнении с пульсаром в Крабе, пульсар в Kes 75 вращается более чем в 10 раз медленнее, в то же время скорость замедления вращения в 10 раз больше. Кроме того пульсар имеет в 10 раз более сильное магнитное поле. Вот эти то необычные свойства и заставят, скорее всего, ученых переосмыслить этапы эволюции пульсаров.

"Ученые искали этот пульсар много лет", сказал доктор Eric Gotthelf, сотрудник колумбийской астрофизической лаборатории и руководитель группы авторов статьи, посланной в The Astrophysical Letters."Мы регистрировали радиоизлучение из ядра Kes 75, что указывало на существование пульсара. Однако проблема заключалась в том, что мы ожидали обнаружить быстровращающийся пульсар, типа пульсара в Крабе. То что мы нашли, совершенно отличается от наших ожиданий".

Пульсар - это нейтронная звезда - ядерный остаток гигантской звезды с массой по крайней мере в 10 раз большей массы Солнца. Такая звезда после истощения запасов ядерного топлива взрывается и сбрасывает все свои внешние оболочки, остается лишь ядро, которое сжимается до размеров примерно 10 км. Из выброшенного вещества формируется красивый остаток сверхновой, доступный для наблюдений в течении тысячелетий как в оптике, так и в радио и рентгеновском диапазонах.

Пульсары имеют мощное магнитное поле, по силовым линиям которого электроны движутся от полярных шапок во внешние области. Эти электроны, ускоряясь до околосветовых скоростей, излучают практически во всем диапазоне электромагнитных волн. Астрономы наблюдают вспышки излучения в тот момент, когда излучающий луч пульсара направлен на Землю.

Расположение пульсара в остатке сверхновой вовсе не обязательно. В результате асимметричного взрыва сверхновой, пульсар может быть выброшен далеко за пределы остатка. В других ситуациях направление излучающего луча не совпадает с направлением на Землю, и тогда пульсар мы не увидим. Или же, как в случае с недавней сверхновой 1987а, ядро звезды может сколлапсировать в черную дыру.

Пульсар, получивший номер PSR J1846-0258, был обнаружен в результате детальных исследований площадки вокруг Kes 75 с помощью спутника Rossi и с использованием архивных записей другого японо-ямериканского рентгеновского телескопа.

По рентгеновским наблюдениям период пульсара составляет 0.3 секунды, что очень много для молодого пульсара. Возраст пульсара - 700 лет, что совпадает с возрастом остатка сверхновой. Пульсар имеет примерно в 10 раз более сильное магнитное поле по сравнению с обычными пульсарами, и в 10 раз слабее магнитного поля магнетаров - таинственных, недавно обнаруженных объектов со сверхсильными магнитными полями. Таким образом, пульсар в Kes 75 может оказаться как раз недостающим звеном между этими классами объектов.



Судить о том, какие звезды и как часто рождаются в Галактике, астрономы могут лишь косвенно, делая широкие обобщения и опираясь на несовершенную пока теорию. Поскольку химический состав всех молодых звезд приблизительно одинаков, важнейшей характеристикой звезды, определяющей ее структуру и эволюцию, является масса. Подсчеты звезд различной массы возможны лишь в небольшой окрестности Галактики вокруг Солнца. Затем результаты этих подсчетов обобщаются "по принципу подобия" на всю Галактику. Да и вблизи Солнца подсчет молодых звезд очень затруднен тем, что они соседствуют или погружены в непрозрачные облака межзвездного газа.

Яркие массивные звезды обнаружить легче. Об их, присутствии часто судят по косвенным признакам, например по инфракрасному излучению нагретой ими межзвездной пыли или по радиоизлучению ионизованного ими межзвездного газа. Молодые маломассивные звезды, сосредоточенные вблизи галактической плоскости, практически не видны на расстоянии более 1 кпк от Солнца. Поэтому исследовав распределение звезд по массам вблизи Солнца и считая, что везде в Галактике оно остается неизменным, обобщают подсчеты звезд высокой светимости (и массы) на звезды меньших масс.

Прямые подсчеты звезд дают нам некую итоговую картину звездообразования за весь период эволюции Галактики. Если же нас интересует распределение по массам ныне формирующихся звезд, то задача осложняется тем. что продолжительность жизни звезды зависит от ее массы: чем звезда массивнее, тем короче ее век. Поэтому от наблюдаемого распределения звезд переходят к начальному, используя теоретически рассчитанную продолжительность жизни звезд различной массы. Распределение молодых звезд по массам, или начальную функцию звездных масс, часто записывают в виде степенной функции, показатель которой A указывает на долю звезд различной массы в общем звездном населении.

В окрестности Солнца звезды с массами 0,5-10 Мс действительно неплохо описываются степенной функцией с A= 2.35 (такой спектр масс обычно называют салпитеровским, по фамилии астронома, впервые описавшего его в середине 50-х годов). Этому закону подчиняются как звезды, свободно движущиеся в пространстве (их называют звездами поля), так и звезды, объединенные в скопления. В соответствии с салпитеровской функцией масс маломассивных звезд в Галактике рождается сейчас значительно больше, чем массивных, и не только по количеству, но и по доле заключенного в них вещества. Повторим, что полная интенсивность звездообразования (т. е. суммарная масса звезд, родившихся в Галактике за 1 год) оценивается большинством исследователей в 3-5 Мс в год, хотя иногда можно встретить и другие цифры в диапазоне от 1 до 20 Мс в год (сказываются неопределенности в теории и наблюдениях).

Из наблюдений установлено с полной определенностью только существование звезд с массами от 80- 90 Mс до 0,1-0,05 Мс. Но вероятно, в действительности диапазон звездных масс значительно шире. Есть серьезные аргументы в пользу существования очень массивных звезд (от 200 до 2000 Мс), и появляются уже первые наблюдательные данные о существовании карликов с массами 0,04-0,01 Мс. Правда, работы последних лет показывают, что в распределении звезд по массам возможны провалы, т. е. звезды в определенных интервалах масс встречаются крайне редко или вовсе отсутствуют. Возможно также, что для всей совокупности звезд единый закон распределения по массе есть слишком грубое приближение и нужно пользоваться двумя независимыми распределениями для звезд большой и малой массы, соответствующими двум, немного различающимся способам формирования звезд.

При описании теории звездообразования мы увидим, что действительно существуют предпосылки для рассмотрения двух способов зарождения звезд. Это связано с возможностью спонтанного (самопроизвольного) и стимулированного вынужденного развития процесса гравитационной неустойчивости газовой среды. Однако вопросы эти сейчас лишь начинают обсуждаться, и до окончательных выводов еще далеко.

В заключение этой главы познакомимся со звездными агрегатами. Как известно, звезды "не любят" жить поодиночке. Не так давно считалось, что одиночные звезды составляют примерно половину населения Галактики, то теперь очевидно, что такие звезды находятся в явном меньшинстве. Большая часть звезд, судя по всему, двойные, но встречаются и более сложные системы - тройные, четверные… Известна даже одна система, содержащая 6 звезд. Чем больше компонент содержат звездные системы, тем реже они встречаются в пространстве.

Возможно, мы еще просто не натолкнулись на кратные звезды, содержащие 8, 10, 15 компонентов, хотя такие системы, вообще говоря, могут существовать. Кроме двойных и кратных звездных систем, имеющих регулярное строение, существуют и звездные скопления с хаотическим движением членов (раньше такие скопления метко называли звездными кучами).

Принято считать, что в настоящее время в Галактике формируются два типа звездных систем - рассеянные скопления и звездные ассоциации. Разницу между ними видят в том, что скопления более компактны и звезды в них гравитационно связаны, а ассоциации имеют больший размер, низкую пространственную плотность и звезды в них могут свободно разлетаться от общего места рождения, не будучи в состоянии удержать друг друга взаимным тяготением.

Но чем дольше изучаются эти объекты, тем больше накапливается признаков их подобия или уж во всяком случае, их генетической связи. У рассеянных скоплений при внимательном изучении обнаруживаются протяженные звездные "короны", слабо связанные с ядром скопления, а возможно, и потерявшие уже эту связь, но по инерции сопровождающие еще скопление в его галактическом движении. С другой стороны, у звездных ассоциаций, которые сначала были выделены как группировки ярких массивных звезд, при внимательном изучении обнаруживается многочисленное население слабых маломассивных звезд и в некоторых случаях плотное звездное ядро в центре.

Поэтому многие исследователи склонны теперь считать скопления и ассоциации лишь двумя стадиями одного процесса - процесса группового звездообразования, когда часть молодых звезд после своего рождения оказывается в свободном состоянии и быстро рассеивается в пространстве, а другая их часть формирует гравитационно связанную систему и длительное время входит в ее состав. Этот взгляд подтверждается и близкой частотой рождения скоплений и ассоциаций в Галактике. И те и другие рождаются примерно один раз в 2 - 3 тыс. лет.



Ещё Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути тёмные провалы, которые он называл "дырами в небесах". В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США) астроном Эдуард Бар-нард начал систематическое фотографирование неба. К 1913 г. он нашёл около 200 тёмных туманностей. По его мнению, они представляли собой облака поглощающей свет материи, а вовсе не промежутки между звёздами, как считал Гершель.

Это предположение подтвердилось. Когда рядом с облаком межзвёздного газа или внутри него нет горячей звезды, газ остаётся холодным и не светится. Если бы облако содержало только газ, его могли бы и не заметить. Но помимо газа в межзвёздной среде в небольшом количестве (около 1% по массе) есть мелкие твёрдые частицы - пылинки размерами около 1 мкм и меньше, которые поглощают свет далёких звёзд. Потому-то холодное облако и кажется тёмным "провалом в небесах". Детальное изучение Млечного Пути показало, что очень часто такие "провалы" встречаются в областях звездообразования, подобных туманности Ориона.

В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие чёрные пятна, которые назвал глобулами. Размер их от 0,01 до 1 пк. Они ослабляют свет лежащих за ними звёзд в десятки и сотни раз. Это значит, что вещество глобул в тысячи раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в пределах от 0,01 до 100 масс Солнца.

После открытия глобул появилось убеждение, что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены, что они-то и являются непосредственными предшественниками звёзд. Но вскоре стала очевидной поспешность такого заключения.

Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвёздной среде: с их помощью мы видим лишь горячие облака, нагретые массивными звёздами (как туманность Ориона), или маленькие тёмные глобулы на светлом фоне. И те и другие - довольно редкие образования. Только созданные в 50-е гг. радиотелескопы позволили обнаружить по излучению в линии 21 см атомарный водород, заполняющий почти всё пространство между звёздами.

Это очень разреженный газ: примерно один атом в кубическом сан тиметре пространства (по меркам земных лабораторий - высочайший вакуум!) Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд солнечных масс межзвёздного газа, или примерно 5% от её полной массы. Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых - кислород, углерод и азот.

Межзвёздного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 световых лет и диаметром около 30 кпк, или 100 тыс. световых лет (это диаметр галактического диска). Но и в таком тонком слое газ распределён неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные крупные облака протяжённостью в парсеки и даже в десятки парсек, а массой в сотни и тысячи масс Солнца. Плотность газа в них порядка 100 атомов на кубический сантиметр, температура около -200 °С. Оказалось, что критические масса и радиус Джинса при таких условиях почти совпадают с массой и радиусом самих облаков, а это значит, что они готовы к коллапсу. Но главное открытие было ещё впереди.

Астрономы подозревали, что при относительно высокой плотности и низкой температуре, царящей в межзвёздных облаках, часть вещества должна объединяться в молекулы. В этом случае важнейшая часть межзвёздной среды недоступна наблюдениям в оптическом диапазоне.

Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвёздной среды - молекулу водорода (Н^). А при наблюдении межзвёздного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина.

Как выяснилось, около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звёзд.

Большинство молекулярных облаков зарегистрировано только по радиоизлучению. Некоторые, впрочем, давно известны астрономам, например тёмная туманность Угольный Мешок, хорошо видимая глазом в южной части Млечного Пути. Диаметр этого облака 12 пк, но оно выглядит большим, поскольку удалено от нас всего на 150 пк. Его масса около 5 тыс. солнечных масс, тогда как у некоторых облаков масса достигает миллиона солнечных, а размер 60 пк В таких гигантских молекулярных облаках (их в Галактике всего несколько тысяч) и располагаются главные очаги формирования звёзд.

Ближайшие к нам области звездообразования - это тёмные облака в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе.



С помощью инфракрасного телескопа UKIRT, находящегося на Гавайях, астрономы обнаружили две звезды нового типа, никогда ранее не наблюдавшегося. Это малые холодные звезды, напоминающие коричневые карлики, но фактически они являются остатками обычных звезд, которые остыли и уменьшились до размеров Юпитера в течение нескольких миллиардов лет, теряя вещество, перетекающее на звезду - белый карлик.

На изображениях видна массивная теряющая вещество звезда и звезда спектрального класса белый карлик. Поток газа устремляется к белому карлику и образует аккреционный диск вокруг него. В такой двойной системе две звезды совершают полный оборот друг вокруг друга за 4-6 часов, расстояние между ними составляет около одного диаметра Солнца (1 392 000 км). Белый карлик размером с нашу планету имеет массу от 1/2 до 1 массы Солнца.

Др. Steve B. Howell из института Planetary Science Institute, Аризона, - один из нескольких астрономов, предсказавших существование звезд этого вида в двойных звездных системах. Работая с несколькими другими исследователями на телескопе UKIRT, он нашел первое прямое доказательство существования таких звезд путем исследования инфракрасных спектров двух двойных систем: LL Andromedae в созвездии Андромеды и EF Eridani в созвездии Эридана. Результаты исследований будут опубликованы в журнале Astrophysical Journal Letters.

Наблюдатели использовали наличие периодов времени, когда поток перетекающего вещества временно приостанавливается. В этот период телескоп способен определять излучение, испускаемое холодной звездой, теряющей массу. Таким образом в двойной системе LL Andromedae были обнаружены признаки метана на длине волны 2.2 микрона. Это указывает на температуру звезды около 1000° C. В системе EF Eridani холодная звезда немного теплее - ее температура около 1350° C. Согласно теории, масса холодных звезд в этих двух системах составляет около 0,04 массы Солнца, или 40 масс Юпитера. Также на основе теоретической модели оценено расстояние до них: и LL Andromedae, и EF Eridani находятся в 100 - 130 световых годах от нас. Чтобы хорошо представить себе, на что похожа такая система, достаточно поставить на место белого карлика Землю. Тогда Юпитер - это звезда-спутник, который будет делать полный оборот вокруг Земли за 80 минут. Возраст обеих систем оценивается в 8 миллиардов лет - они ровестники нашей Галактики.



Периодичность импульсов радиопульсара выдерживается с удивительной точностью. Это самые точные часы в природе. И все же для многих.пульсаров удалось зарегистрировать и регулярные изменения их периодов. Конечно, это исключительно малые изменения и происходят они крайне медленно, так что регулярность следования импульсов нарушается лишь очень слабо. Характерное время изменения периода составляет для большинства пульсаров приблизительно миллион лет; это означает, что только за миллион лет можно ожидать заметного - скажем, вдвое - изменения периода

Во всех известных случаях радиопульсары увеличивают, а не уменьшают свой период. Иными словами, их вращение замедляется со временем. Что-то тормозит вращение нейтронной звезды, на что-то тратится ее энергия вращения. Так не служит ли вращение источником, питающим излучение пульсара?

Чтобы это проверить, нужно сделать прежде всего энергетическую оценку. Если пульсар действительно излучает за счет вращения, то кинетическая энергия вращения должна обеспечивать наблюдаемую мощность излучения, его светимость. Ориентировочную оценку кинетической энергии вращения звезды можно получить по простой формуле

E=0.5MV2

где М - масса звезды, V -характерная скорость вращения, в качестве которой можно взять линейную скорость вращения на экваторе звезды. При типичном периоде Р = 1 с и радиусе нейтронной звезды 10000 м находим :

E=0.5MV2= 3•1039Дж

Таков запас энергии вращения. Оценим теперь темп ее использования. Если период пульсара увеличивается вдвое за время t, то за то же время кинетическая энергия вращения нейтронной звезды уменьшается в 4 раза

E=V2=P-2

Значит, за время t теряется 3/4 начального запаса энергии вращения. Средняя потеря энергии в единицу времени:(1.5)

W=E - 1/4E/t=E/t=1026 Вт

Мы приняли здесь в качестве t характерное время, равное одному миллиону лет, и воспользовались предыдущей оценкой энергии вращения Е. Величина W - средняя мощность, связанная с расходованием энергии вращения, что для типичного пульсара на несколько порядков выше его радиосветимости

1019-1022 Вт

Для пульсара Крабовидной туманности, период которого составляет одну тридцатую секунды, оценку нужно сделать отдельно. У него и характерное время увеличения периода не миллион лет; как показывают наблюдения, оно сравнимо с его возрастом, т. е. близко к тысяче лет. В этом случае мощность Ж окажется в миллион раз больше, чем по соотношению (1.5); она превышает на несколько порядков полную светимость этого пульсара во всех диапазонах волн

Можно, таким образом, сказать, что предположение о вращении как источнике энергии пульсара выдерживает первую проверку: кинетическая энергия вращения нейтронной звезды достаточно велика и она способна служить резервуаром, из которого излучение черпает свою энергию. При этом на излучение тратится только небольшая доля общего расхода энергии.



Еще в 1934г. В. Бааде и Ф. Цвикки указали на возможную связь между вспышками сверхновых, нейтронными звездами и космическими лучами - частицами высоких энергий, приходящими на Землю из космического пространства.

Космические лучи были открыты более 60 лет назад и с тех пор служат предметом тщательного изучения. Интерес к ним связан, прежде всего, с возможностью использовать их для исследования взаимодействий элементарных частиц при высоких энергиях, недостижимых в лабораторных ускорительных устройствах. Наибольшая энергия частицы, зарегистрированная в космических лучах:

1020 эВ = 10 Дж

тогда как на лучших современных ускорителях достигаются энергии на 8 порядков меньше. Частицы высоких энергии, приходящие к Земле из межпланетного и межзвездного пространства, порождают в земной атмосфере новые, вторичные частицы, тоже обладающие немалыми энергиями. Но более всего интересны, очевидно, исходные, первичные частицы. Они представляют собою главным образом протоны; среди них имеются в небольшом числе и атомные ядра таких элементов, как гелий, литий, бериллий, углерод, кислород и т. д., вплоть до урана. Кроме редких случаев экстремально больших энергий, энергии в космических лучах в расчете на один нуклон (протон или нейтрон) не превышают

1013-1015 эВ

Средняя концентрация частиц космических лучей в межзвездном пространстве нашей Галактики оценивается величиной

10-4 м-3

Средняя энергия частицы

=10-9 Дж =1010 эВ

Плотность энергии космических лучей, т. е. энергия частиц в единице объема, =10-13 Дж/м3

Последняя величина сравнима с плотностью энергии магнитного поля Галактики и близка к средней плотности кинетической энергии хаотических движении облаков межзвездного газа. Электронов в космических лучах не более 1-2 %. Поток космических лучей изотропен - он приходят к Земле равномерно со всех сторон (кроме, конечно, частиц, испускаемых Солнцем).

Космические лучи, распространяясь в межзвездных магнитных полях, способны создавать синхротронное излучение. Общее радиоизлучение

1031

Галактики известно с конца 40-х годов. Его мощность составляет

1037

Напомним, что мощность оптического излучения Галактики эквивалентна свету приблизительно 1011 солнц. Однако радиомощность Галактики несравненно больше. Объяснение общего радиоизлучения Галактики как синхротронного излучения электронов космических лучей предложено В. Л„ Гинзбургом в 1950-1951 гг. Основной вопрос физики космических лучей с самого начала ее развития - природа их высокой энергии. Он до сих пор еще не решен. Обсуждается целый ряд интересных возможностей: ускорение частиц в межзвездных магнитных полях (как это предполагал еще в 40-е годы Э. Ферми), в оболочках, сбрасываемых при вспышках сверхновых (эта идея развивается сейчас многими авторами), в ядре Галактики или даже вне ее - в квазарах.

Открытие пульсаров, анализ их электродинамики, данные о частицах высокой энергии в Крабовидной туманности, получаемые из анализа ее синхротронного излучения,-все это указывает на пульсары как на эффективный источник космических лучей. Давняя идея В. Бааде и Ф. Цвикки о Единстве происхождения нейтронных звезд и космических лучей приобретает сейчас новые основания.



Ещё Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути тёмные провалы, которые он называл "дырами в небесах". В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США) астроном Эдуард Бар-нард начал систематическое фотографирование неба. К 1913 г. он нашёл около 200 тёмных туманностей. По его мнению, они представляли собой облака поглощающей свет материи, а вовсе не промежутки между звёздами, как считал Гершель.

Это предположение подтвердилось. Когда рядом с облаком межзвёздного газа или внутри него нет горячей звезды, газ остаётся холодным и не светится. Если бы облако содержало только газ, его могли бы и не заметить. Но помимо газа в межзвёздной среде в небольшом количестве (около 1% по массе) есть мелкие твёрдые частицы - пылинки размерами около 1 мкм и меньше, которые поглощают свет далёких звёзд. Потому-то холодное облако и кажется тёмным "провалом в небесах". Детальное изучение Млечного Пути показало, что очень часто такие "провалы" встречаются в областях звездообразования, подобных туманности Ориона.

В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие чёрные пятна, которые назвал глобулами. Размер их от 0,01 до 1 пк. Они ослабляют свет лежащих за ними звёзд в десятки и сотни раз. Это значит, что вещество глобул в тысячи раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в пределах от 0,01 до 100 масс Солнца.

После открытия глобул появилось убеждение, что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены, что они-то и являются непосредственными предшественниками звёзд. Но вскоре стала очевидной поспешность такого заключения.

Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвёздной среде: с их помощью мы видим лишь горячие облака, нагретые массивными звёздами (как туманность Ориона), или маленькие тёмные глобулы на светлом фоне. И те и другие - довольно редкие образования. Только созданные в 50-е гг. радиотелескопы позволили обнаружить по излучению в линии 21 см атомарный водород, заполняющий почти всё пространство между звёздами.

Это очень разреженный газ: примерно один атом в кубическом сан тиметре пространства (по меркам земных лабораторий - высочайший вакуум!) Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд солнечных масс межзвёздного газа, или примерно 5% от её полной массы. Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых - кислород, углерод и азот.

Межзвёздного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 световых лет и диаметром около 30 кпк, или 100 тыс. световых лет (это диаметр галактического диска). Но и в таком тонком слое газ распределён неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные крупные облака протяжённостью в парсеки и даже в десятки парсек, а массой в сотни и тысячи масс Солнца. Плотность газа в них порядка 100 атомов на кубический сантиметр, температура около -200 °С. Оказалось, что критические масса и радиус Джинса при таких условиях почти совпадают с массой и радиусом самих облаков, а это значит, что они готовы к коллапсу. Но главное открытие было ещё впереди.

Астрономы подозревали, что при относительно высокой плотности и низкой температуре, царящей в межзвёздных облаках, часть вещества должна объединяться в молекулы. В этом случае важнейшая часть межзвёздной среды недоступна наблюдениям в оптическом диапазоне.

Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвёздной среды - молекулу водорода (Н^). А при наблюдении межзвёздного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина.

Как выяснилось, около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звёзд.

Большинство молекулярных облаков зарегистрировано только по радиоизлучению. Некоторые, впрочем, давно известны астрономам, например тёмная туманность Угольный Мешок, хорошо видимая глазом в южной части Млечного Пути. Диаметр этого облака 12 пк, но оно выглядит большим, поскольку удалено от нас всего на 150 пк. Его масса около 5 тыс. солнечных масс, тогда как у некоторых облаков масса достигает миллиона солнечных, а размер 60 пк В таких гигантских молекулярных облаках (их в Галактике всего несколько тысяч) и располагаются главные очаги формирования звёзд.

Ближайшие к нам области звездообразования - это тёмные облака в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе.



Две космических обсерватории - Rossi и Integral - обнаружили пульсар в созвездии Кассиопеи, который ускоряется за счет поглощения вещества соседней звезды, сообщается на сайте Европейского космического агентства. Пульсар J00291+5934 вращается вокруг своей оси с периодом 1,67 миллисекунды и считается самым быстрым из известных. J00291+5934 излучает в рентгеновском и гамма-диапазонах. Частота сигналов, испускаемых им, напрямую зависит от скорости вращения, и по изменению частоты астрофизики заключили, что он ускоряется. Рядом с помощью оптического телескопа нашли "обычную" звезду V709 Cas, спектр которой свидетельствовал об аккреции, то есть "перетекании" вещества на пульсар. Согласно расчетам, эта звезда уже потеряла большую часть своей массы и теперь всего в 40 раз тяжелее Юпитера, но аккреция может продолжаться еще примерно миллиард лет. Напротив, сам пульсар относится к сверхтяжелым и сверхплотным космическим объектам. Это - быстро вращающаяся нейтронная звезда диаметром всего в несколько десятков километров и с массой, во много раз первышающей солнечную. Гравитационное поле пульсара считают достаточно сильным, чтобы поворачивать проходящие вблизи световые лучи на сотни градусов. Космическая гамма-обсерватория Integral была запущена в 2002 году. Integral - совместный проект американского, европейского и российского космических агентств. Рентгеновский телескоп Rossi был создан сотрудниками NASA и вывведен в космос в 1995 году.


Распределение радиопульсаров на небесной сфере позволяет заключить прежде всего, что эти источники принадлежат нашей Галактике: они очевидным образом концентрируются к ее плоскости служащей, экватором галактической координатной сетки. Объекты, которые никак не связаны о галактикой, никогда не показали бы никакой, преимущественной ориентации такого рода. Распределение по направлениям говорит в этом случае о реальном пространственном расположении источников: такая картина может возникнуть лишь тогда, когда источники находятся в диске Галактики. Некоторые из них лежат заметно выше или ниже экватора; но они тоже расположены в диске, около плоскости Галактики, только ближе к нам, чем большинство остальных пульсаров. Ведь вместе с Солнцем мы находимся почти точно в галактической плоскости, и потому направление от нас на близкие объекты внутри хотя бы и узкого слоя может быть, вообще говоря, любым.

Близких пульсаров сравнительно мало и они не затемняют общую картину. Если радиопульсары располагаются вблизи галактической плоскости, среди самых молодых звезд Галактики, то разумно полагать, что и сами они являются молодыми.

Об одном из них, пульсаре Крабовидной туманности, определенно известно, что он существует всего около тысячи лет - это остаток вспышки сверхновой 1054 года; его возраст значительно меньше времени жизни ярких звезд-гигантов, - 10 миллионов лет, не говоря уже о звездах-карликах, средний возраст которых еще в 1000 раз больше. Строгая периодичность следования импульсов, расположение в плоскости Галактики и молодость - все это сближает радиопульсары с рентгеновскими пульсарами. Но во многих других отношениях они резко отличаются друг от друга. Дело не только в том, что одни испускают радиоволны, а другие рентгеновские лучи. Важнее всего то, что радиопульсары - это одиночные, а не двойные звезды. Известно всего три радиопульсара, имеющих звезду-компаньона. У всех остальных, а их более трехсот пятидесяти, никаких признаков двойственности не замечается. Отсюда немедленно следует, что физика радиопульсаров должна быть совсем иной, чем у барстеров или рентгеновских пульсаров. Принципиально иным должен быть источник их энергии - это во всяком случае не аккреция.

Другой важнейший факт: спектр излучения радиопульсаров очень далек от какого-либо подобия универсальному чернотельному спектру, который характерен для излучения нагретых тел. Это означает, что излучение радиопульсаров никак не связано с нагревом нейтронной звезды, с температурой, с тепловыми процессами на ее поверхности. Излучение электромагнитных волн, не связанное с нагревом тела, называют нетепловым. Такое излучение не редкость в астрофизике, физике и технике. Вот простой пример. Антенна радиостанции или телецентра - это проводник определенного размера и формы. В нем имеются свободные электроны, которые под действием специального генератора совершают согласованные движения вдоль проводника туда и обратно с заданной частотой. Так как электроны колеблются «в унисон», то и излучают они согласованно: все излучаемые в пространство электромагнитные волны имеют одинаковую частоту - частоту колебаний электронов. Так что спектр излучения антенны содержит только одну частоту или длину волны. Сведения о спектре излучения радиопульсаров удалось получить прежде всего благодаря наблюдениям самого яркого из них - пульсара Крабовидной туманности. Замечательно, что его излучение регистрируется во всех диапазонах электромагнитных волн - от радиоволн до гамма лучей. Больше всего энергии он испускает именно в области гамма лучей (так что пульсар вполне заслуживает названия гамма пульсара);

= 10-11Вт/м2

принимаемый гамма-поток в рентгеновской области в 5-10 раз меньше. В области видимого света он еще в десять раз меньше. Слабее всего поток в радиодиапазоне:

= 10-12Вт/м2

Можно проверить, что ни при какой температуре излучение нагретого тела не может обладать таким распределением энергии по областям спектра

Кроме пульсара Крабовидной туманности, «миллисекундного» пульсара в созвездии Лисички и еще одного пульсара в созвездии Парусов, все остальные радиопульсары регистрируются лишь благодаря излучению в радиодиапазоне. Не исключено, что они излучают и в других областях спектра - в видимом свете, в рентгеновских и гамма лучах, подобно пульсару Крабовидной.туманности (хотя, вероятно, и не так интенсивно, как он); но они находятся дальше от нас, а чувствительность существующих радиотелескопов выше чувствительности оптических, рентгеновских и гамма телескопов

Интересно, что уже и одних только данных о светимости пульсаров в радиодиапазоне - без каких-либо сведений об излучении на более коротких длинах волн достаточно, чтобы убедиться в нетепловом, нечернотельном характере их излучения. Расстояние до Крабовидной туманности известно:

d = 2knk = 6•1019м

, поэтому с помощью данных о потоке излучения можно найти светимость пульсара. Полная Светимость во всех диапазонах получается умножением полного потока на площадь, сферы радиуса d

L = f•4pd2= 3•1028 Вт

(В качестве потока f взят фактически поток в гамма диапазоне.) Светимость этого пульсара приблизительно в тысячу раз больше светимости Солнца на всех длинах волн. Здесь, однако нужно сделать одно замечание. Наша оценка была бы вполне справедлива, если бы пульсар излучал одинаково во всех направлениях. На самом деле его излучение не изотропно, оно обладает определенной направленностью. Мы не знаем, как выглядит луч этого «маяка»: какова его ширина и как ось вращения пульсара ориентирована относительно Земли. Поэтому учесть направленность излучения точно не удается; Действительная светимость может быть, вообще говоря, и больше, и меньше; чем 3•1029Вт

Неопределенность все же не катастрофически велика; так что значение светимости находится, вероятно, между

3•1027 3•1030 Вт.



Ближайшая к нам звезда - это Солнце. О нем подробно рассказано на отдельной странице. Здесь же мы поговорим о звездах вообще, то есть в том числе и о тех, что можно видеть ночью

Солнце мы тоже не станем исключать из повествования, наоборот, мы всегда будем сравнивать с ним другие звезды. До Солнца - 150 000 000 километров. Это в 270 000 раз ближе, чем до самой близкой, исключая само Солнце, звезды. Ясно, почему очень многое, что известно о звездах, мы знаем благодаря нашему дневному светилу

Даже свет от ближайших звезд идет несколько лет, а сами звезды в самые мощные телескопы видны как точки. Впрочем, это не совсем так: звезды видны в виде крохотных дисков, но это связано с искажениями в телескопах, а не с увеличением. Звезд бесчисленное множество. Никто не в силах точно сказать, сколько существует звезд, тем более звезды рождаются и умирают. Можно лишь приближенно заявить, что в нашей Галактике около 150 000 000 000 звезд, а во Вселенной неизвестное число миллиардов галактик… А вот сколько звезд можно увидеть на небе невооруженным глазом известно точнее: около 4,5 тысяч. Более того, задавшись определенным пределом яркости звезд, близким по доступности глазу, можно это число назвать точнее, чуть ли не до единиц. Яркие звезды давно посчитаны и занесены в каталоги. Яркость звезды (или, как говорят, ее блеск) характеризуется звездной величиной, которую астрономы давно умеют определять. Так что же такое звезды?

Звезды - раскаленные газовые шары. Температура поверхности звезд различна. У некоторых звезд она может достигать 30 000 К, а у других - лишь 3 000К. Наше Солнце имеет поверхность с температурой около 6 000 К. Надо оговориться, что говоря о поверхности, мы имеем в виду лишь видимую поверхность, так как никакой твердой поверхности у газового шара быть не может

Нормальные звезды гораздо больше планет, но главное - гораздо массивнее. Мы увидим, что есть во Вселенной странные звезды, имеющие типичные для планет размеры, но во много раз превосходящие последние по массе. Солнце в 750 раз массивнее всех остальных тел Солнечной системы. Подробнее о размерах планет, астероидов и комет и о них самих Вы сможете узнать на страницах, посвященных Солнечной Системе. Есть звезды, в сотни раз превышающие по размеру Солнце и во столько же раз уступающие ему в этом показателе. Однако, массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах - от одной двенадцатой массы Солнца до 100 его масс. Может быть, есть и более тяжелые, но такие массивные звезды очень редки. Нетрудно догадаться, прочитав последние строки, что звезды очень сильно отличаются по плотности. Есть среди них такие, кубический сантиметр вещества которых перевешивает большой груженый океанский корабль. Вещество других звезд настолько разряжено, что его плотность меньше плотности того наилучшего вакуума, который достижим в земных лабораторных условиях. К разговору о размерах, массах и плотности звезд мы еще вернемся в дальнейшем.



© 2012 Мир народной медицины | Все права защищены.Копирование материалов запрещено
Яндекс.Метрика