Согласно второму традиционному сценарию рассказ идет о том, как в 1967 году Джоселин Белл и Энтони Хьюиш показали, что такого рода объекты существуют на самом деле. Работая на радиотелескопе в Кембридже (Англия), они обнаружили радиовсплески, идущие из космоса и повторяющиеся каждые 1.3 секунды. Был предпринят колоссальный труд, чтобы отсечь возможное земное или околоземное происхождение сигналов. В конце концов, была выдвинута гипотеза о том, что эти импульсы генерируются вращающейся нейтронной звездой.
До этого открытия нейтронные звезды рассматривались лишь как легкомысленные теоретические спекуляции. Никто не ожидал, что из быстровращающейся нейтронной звезды может исходить мощный луч радио-, видимого, а иногда и рентгеновского излучения, освещая, подобно вращающемуся маяку, попадающиеся на его пути миры. Вполне логично, что объекты такого рода были названы пульсарами.
Два вышеприведенных сценария, по которым обычно начинают разговор о пульсарах, возможно, необходимы, но в некоторой степени неудачны, поскольку мало помогают в понимании природы этих объектов. Проблема в том, что пульсары действительно экстраординарны. В самом деле, как можно описать вещество, имеющее плотность 1014 г/см3 и находящееся в гравитационном поле с ускорением свободного падения 200 миллиардов g, используя лишь земные аналогии?
Чтобы понять, что такое пульсар, стоит вернуться на шаг назад, представив себе для начала его рождение. Затем проследить, что происходит по мере его взросления и старения. К счастью, на протяжении 30-летнего исследования этих объектов мы достаточно много узнали о жизни пульсаров, чтобы хотя бы приблизительно написать их биографию. И тех, кого в биографиях привлекает необычность и экзотика, пульсары не разочаруют.
Посреди смерти — рождение
Биографию обычно начинают с рождения. В нашем случае она начинается со смерти. Массивная гигантская звезда, с массой от 8 до 15 солнечных масс, расходует последнее топливо и готова потухнуть...
Десятки миллионов лет звездное ядро сжигало водород, превращая его в гелий, что позволяло вырабатывать тепло и поддерживать давление, достаточное для сопротивления сжимающей силе гравитации. По мере выгорания в ядре водорода, оно сжималось, температура в нем повышалась и начинала гореть уже гелиевая "зола", превращаясь в углерод и кислород. Когда гелия осталось совсем немного, топливом стала сама "вторичная зола" — углерод и кислород. Подобные последовательные превращения элементов вниз по таблице Менделеева становились все менее эффективными и энергопродуктивными.
В последние несколько дней (по земным часам!) этого все более и более безнадежного процесса внутри звезды начинает гореть кремний, образуя железо. И это — конец. При слиянии ядер железа энергия уже не выделяется, а наоборот — поглощается. Черпать энергию на поддержание жизни звезды в ее прежних размерах уже неоткуда; гравитация очень быстро одерживает верх и...
Менее чем за одну секунду ядро звезды величиной с Землю сжимается примерно до 15-километровых размеров, сжимается до такой степени, что электроны и протоны сливаются, превращаясь в нейтроны. Когда нейтроны в сжимающемся ядре сближаются на максимально допустимое расстояние, в дело вступают мощнейшие ядерные силы: безудержный коллапс ядра внезапно останавливается и возникает своеобразный "отскок". Он порождает сильнейшую ударную волну, которая распространяется от ядра к внешним слоям звезды. Молниеносный коллапс ядра заканчивается и тут же сменяется стремительным взрывным расширением оболочки. Это и есть взрыв сверхновой.
Ударная волна выплескивает в межзвездное пространство то вещество, которое не может быть удержано крошечным ядром — остатком сверхновой. Со временем, это расширяющееся вещество образует вокруг него светящиеся дуги и полосы, подобные тем, что мы видим в знаменитой Крабовидной туманности в Тельце. Это пиротехническое представление является некрологом для обычной звезды и свидетельством о рождении звезды нейтронной. То, что некогда было ядром звезды, имеет теперь "атмосферу" толщиной в несколько сантиметров, твердую сверхплотную кору и еще более уплотненную жидкую сердцевину.
Богатое наследство
Умершая звезда-родительница завещает своему потомству четыре экстраординарных свойства. Первое из них — очень быстрая частота вращения: несколько десятков оборотов в секунду. Столь быстрое вращение получается согласно закону сохранения углового момента как ответ на резкое уменьшение радиуса родительской звезды (период ее вращения мог быть равен, к примеру, суткам).
Ускорить вращение нейтронной звезды может также мощнейший импульс, заставляющий ее покинуть место своего рождения со скоростью более 1000 км/с. Эта огромная скорость собственного движения, возникающая в результате даже небольшой асимметрии взрыва сверхновой, — и есть второе свойство нейтронной звезды.
Третье свойство, наследуемое от взрыва сверхновой, — это колоссальная температура. Сравнительно небольшая площадь поверхности нейтронной звезды при такой невообразимой массе затрудняет излучение тепла в пространство и препятствует ее остыванию. Астрономы измерили температуры у нескольких ближайших нейтронных звезд и получили значения от сотен тысяч до миллиона градусов.
Четвертый родительский подарок — это гигантская напряженность магнитного поля, которая в триллионы раз больше, чем у магнитного поля Земли. Напряженность магнитного поля настолько велика, что оно должно изменить обычную форму атомов железа в коре звезды, превратив их в тонкие вытянутые "иглы". Однако это предсказание весьма трудно проверить. Тем не менее, существуют другие эффекты, наблюдать которые значительно легче.
Так, еще в 1831 г. Майкл Фарадей открыл, что изменяющееся магнитное поле порождает электрическое поле. Поскольку нейтронная звезда представляет собой гигантский вращающийся магнит, то ее поверхность должны пронизывать сильные электрические поля. Они срывают с поверхности пульсара заряженные частицы — электроны, позитроны и ионы — и выбрасывают их в пространство вдоль магнитных силовых линий. Так возникает ветер пульсара.
Сам по себе этот ветер невидим. Однако, при столкновении с межзвездной средой или с останками взрыва сверхновой в нем образуются турбулентности, которые можно наблюдать в виде слабосветящихся туманностей. Эти туманности позволяют астрономам изучать не только особенности ветра пульсаров, но и состав окружающей их среды.
Вторым следствием мощного магнитного поля нейтронной звезды являются наблюдаемые с Земли пульсации ее излучения. Оно "выбрасывается" узконаправленными потоками из магнитных полюсов пульсара вместе с частицами ветра. Магнитная ось нейтронной звезды не совпадает с осью ее вращения, и вследствие этого лучи пульсара как бы прочерчивают по небу две окружности. Многие молодые пульсары излучают в широком спектре от радиоволн до видимого света и гамма-лучей, более старые сохраняют свою активность обычно лишь в радиодиапазоне.
Мощное излучение, бьющее из полюсов, несет в себе лишь тысячную долю энергии, излучаемой пульсаром в окружающее пространство. Такая оценка вытекает из наблюдений, показавших, что пульсары имеют тенденцию к замедлению вращения, а энергии, выделяемой в виде лучей, совершенно недостаточно для покрытия потери вращательной энергии пульсара. Предполагается, что остальные 99.9% расходуются на ветер и излучение, не регистрируемое с Земли. Например, пульсар Крабовидной туманности "тикает" один раз в 0.033 секунды, однако этот период увеличивается на 0.0000000364 секунды ежедневно. Теряемая вращательная энергия передается Крабовидной туманности, нагревая ее и заставляя светиться.
Для изучения свойств обычных звезд астрономы используют диаграмму Герцшпрунга-Рессела, связывающую светимость звезды и ее температуру. Для пульсаров строится так называемая Р-Р-диаграмма, где Р — период пульсаций, а Р — скорость замедления пульсаций (точнее говоря, скорость замедления вращения). На основании этой диаграммы можно оценить напряженность магнитного поля пульсара (которая пропорциональна корню квадратному из РхР) и его приблизительный возраст (примерно соответствующий P/P).
Аномальное детство
Четыре объекта, отмеченные квадратиками в верхнем правом углу Р-Р-диаграммы, представляют собой выбивающуюся из общей массы группу молодых пульсаров. Имеются серьезные основания полагать, что при рождении у них образовалось исключительно мощное магнитное поле, в 100 раз большее, чем у обычных пульсаров. Соответственно, они излучают в пространство огромное количество энергии и достаточно быстро замедляют свое вращение (периоды их пульсаций составляют от 5 до 10 секунд). Возможно, что вследствие своего сверхсильного магнитного поля эти объекты излучают главным образом в рентгеновском диапазоне (а не в радио). Вследствие этих характеристик такие объекты были названы аномальными рентгеновскими пульсарами (английская аббревиатура — АХР, Anomalous X-ray Pulsars).
Два треугольника в том же верхнем правом углу Р-Р-диаграммы — это близкие братья АХР, именуемые источниками повторяющихся мягких гамма-всплесков (по-английски — SGR, Soft Gamma-ray Repeaters). Такое название они получили благодаря своему свойству время от времени порождать интенсивные вспышки гамма-излучения. Слово "мягких" не должно никого вводить в заблуждение. Оно действительно характеризует относительно низкую энергию каждого гамма-фотона по отдельности, однако, суммарная энергия подобных гамма-вспышек огромна.
Наиболее правдоподобной гипотезой, объясняющей причины подобных "гамма-штормов", является предположение о "пульсаротрясениях". Жесткая кора пульсара состоит из сверхплотной формы железа, колеблющейся в ответ на любое изменение магнитного поля. Большие напряжения в коре пульсара накапливаются до тех пор, пока она в какой-то момент не начнет трескаться. Этот процесс сопровождается огромным выделением энергии, подобно тому, как это происходит во время землетрясений.
Исходя из вышесказанного, мы можем предположить, что АХР и SGR являются двумя названиями одного и того же феномена, а именно: нейтронной звезды с необычайно сильным магнитным полем. Вот почему в последнее время астрономы стали использовать для описания обоих типов пульсаров один и тот же термин — "магнетары".
Этот кризисный юношеский возраст
Наиболее многочисленной группой пульсаров, образующей большое пятно в центре Р-Р-диаграммы, являются радиопульсары. По мере своего взросления они постепенно теряют энергию, замедляя скорость вращения и смещаясь на диаграмме вправо (увеличивается Р).
Процесс замедления пульсара обычно очень стабилен. Однако некоторые молодые пульсары подвержены "юношескому кризису", проявляющемуся в резких неожиданных скачках скорости вращения — своего рода бунтах против монотонного замедления. Например, пульсар в Парусах каждые несколько лет спонтанно и почти мгновенно увеличивает частоту вращения на несколько миллионных долей, после чего вновь возвращается к плавному замедлению.
Подобные сбои случаются редко, однако они имеют большое значение для астрономов, так как являются видимыми проявлениями внутренней активности пульсара и помогают понять, что же происходит у него внутри (подобно тому, как волны на электрокардиограмме помогают врачу оценить состояние пациента). Наличие сбоев дает нам надежду, что мы сумеем больше узнать о процессах, происходящих внутри нейтронной звезды, в царстве таких давлений и плотностей, которые находятся далеко за пределами воображения земных экспериментаторов. О чем же говорят эти неожиданные скачки скорости вращения пульсаров?
Первое время все они считались свидетельством микрозвездотрясений (с величиной сдвига вещества коры не более 1 микрона), которые возникают в коре пульсара вследствие сильных напряжений, развивающихся по мере замедления скорости его вращения. Однако в последние годы астрономы полагают, что причина по крайней мере некоторых из них лежит отнюдь не «на поверхности», а где-то под корой пульсара. Возможно, в плотной мантии, состоящей из тяжелых ядер и пронизанной потоками сверхтекучей нейтронной жидкости.
Одно из следствий сверхтекучести — это отсутствие вязкости, позволяющее такой жидкости течь без сопротивления практически в любой среде. Тем не менее, возможность, позволяющая тяжелым ядрам мантии препятствовать свободному течению этой жидкости, существует. Дело в том, что эта жидкость подчиняется квантовым законам, а значит ее угловой момент тоже квантуется (то есть он может иметь только определенные дискретные значения). Вследствие этого она разбивается на отдельные микроскопические вихри с точно определенным угловым моментом. Именно с ними и могут сцепляться тяжелые ядра.
По мере замедления вращения пульсара эти вихри мигрируют во внешние слои, ближе к коре, приспосабливаясь к новой скорости вращения и стремясь точно сохранить свое квантованное значение углового момента. Тут-то тяжелые ядра и оказывают сопротивление движению этих минивихрей, сцепляясь с некоторыми из них. Время от времени внешние силы берут верх над этим сопротивлением, и тогда происходит катастрофа. Вихри разом прорываются через мантию наружу и передают свой вращательный момент коре, мгновенно увеличивая скорость ее вращения на небольшую, но весьма ощутимую величину.
Свадьба
Спустя примерно 10 миллионов лет после своего рождения пульсар перестает пульсировать. Он уже не может вращаться со скоростью, необходимой для того, чтобы генерировать достаточно сильный поток излучения, который бы мог фиксироваться приборами на Земле. Это. является причиной того, что в нижнем правом углу Р-Р-диаграммы, за так называемой "линией смерти", пульсары отсутствуют. Может показаться, что это — конец биографии пульсара. Для одинокого пульсара это действительно так. Однако, если пульсар является членом двойной системы, его последующая биография может быть весьма интересной.
На первый взгляд кажется весьма странным, что у пульсара могут остаться какие-либо компаньоны. Ведь энергии, выделяющейся при взрыве, достаточно для того, чтобы осветить целую галактику и разогнать образовавшуюся нейтронную звезду до скорости 1000 км/с и выше. Неужели после взрыва сверхновой пульсар может сохранить гравитационную связь со своим спутником? Оказывается, да. В том случае, когда в результате сферического взрыва сверхновой в космос выбрасывается менее половины общей массы двойной системы, партнерство не нарушается.
То, что происходит в этой системе дальше, зависит от массы компаньона. Более массивная звезда эволюционирует в красного гиганта значительно быстрее, чем звезда с относительно малой массой, поскольку она является более горячей и быстрее сжигает свое водородное топливо.
В том случае, если спутником пульсара является массивная звезда, скажем, раз в 15 "тяжелее" Солнца, она превращается в красного гиганта уже через 10 миллионов лет. Внешние слои непомерно раздувшегося гиганта будут "состригаться" приливными силами нейтронной звезды, которая к этому моменту, скорее всего, уже перестанет пульсировать.
Отобранное у красного гиганта вещество будет перетекать в направлении нейтронной звезды, образуя вокруг нее тонкий аккреционный диск. В результате трения газ в этом диске нагревается до такой степени, что начинает излучать в рентгеновском диапазоне, и в результате мы получаем массивную рентгеновскую двойную, проявляющую себя на нашем небе как спорадически мерцающий рентгеновский источник. На этой стадии нейтронная звезда также может возобновить пульсации, однако, исключительно в рентгеновском диапазоне. Причем механизм этого свечения будет совершенно отличен от того, который управлял ее пульсациями в молодости, хотя в его основе — тоже сильное магнитное поле.
Истекающая из массивной звезды материя захватывается мощным магнитным полем нейтронной звезды, силовые линии которого сходятся на полюсах. Затем она стекает по ним в воронки полюсов, ослепительно сияя рентгеновскими лучами, подобно дугам электросварки. Вращаясь, нейтронная звезда вращает и этот факел, который мы наблюдаем как периодические рентгеновские вспышки.
Вообще говоря, процесс падения вещества на нейтронную звезду понижает напряженность ее магнитного поля, и чем старее нейтронная звезда, тем оно слабее — это хорошо видно на Р-Р-диаграмме. Однако массивные рентгеновские двойные должны быть относительно молодыми (поскольку массивные звезды долго не живут). Таким образом в этих системах магнитное поле нейтронной звезды просто еще не успело ослабнуть.
В какой-то момент компаньон нейтронной звезды может сам взорваться как сверхновая, и тогда звездной паре придется пережить еще одно "испытание на прочность". В качестве подобной системы можно привести пульсар PSR 1913+16, расположенный на границе созвездий Орла и Стрелы. Это — тесная пара, состоящая из двух нейтронных звезд, вращающихся вокруг общего центра масс с периодом всего 7.75 часов. Только одна из двух нейтронных звезд все еще продолжает пульсировать.
Нейтронным звездам, имеющим маломассивного компаньона (скажем, в две солнечные массы), приходится ждать долго, буквально миллиарды лет, прежде чем им представится возможность загореться рентгеновской двойной. Это произойдет только тогда, когда ее медленно эволюционирующий партнер раздуется в красного гиганта и начнет отдавать свое вещество в аккреционный диск. Однако к тому моменту магнитное поле нейтронной звезды может ослабеть до такой степени, что у нее уже не хватит "сил" для того, чтобы стать рентгеновским пульсаром, и все, что ей остается — это неустойчиво мерцать в качестве "маломассивной рентгеновской двойной".
Воскрешение
Случается, что старая нейтронная звезда в маломассивной рентгеновской двойной системе, уже давно перешагнувшая "границу смерти" на Р-Р-диаграмме, вдруг может полностью "омолодиться". Более того, она может завертеться даже быстрее, чем это было во времена ее молодости. В том случае, когда падающее из аккреционного диска на поверхность нейтронной звезды вещество имеет более высокую скорость, чем сама звезда, оно может раскрутить последнюю до тысячи оборотов в секунду!
"Подстегнутая" таким образом нейтронная звезда может дать о себе знать внешнему миру тремя различными способами. Во-первых, она может проявить свое быстрое вращение, непосредственно пульсируя в рентгеновском диапазоне (если, конечно, ее магнитное поле еще не успело сильно ослабнуть). Однако это случается довольно редко, и на сегодня обнаружен лишь один подобный пульсар — SAX J1808.4-3658, частота импульсов которого составляет 402 Гц.
Другой, более изящный способ "самовыражения" заключается в мощных вспышках рентгеновского излучения, которые время от времени действительно наблюдаются в маломассивных рентгеновских двойных. Взрыв происходит тогда, когда свежее ядерное топливо из аккреционного диска, растекающееся по поверхности нейтронной звезды, достигает критической массы. В этот момент на всей поверхности вспыхивает гигантский термоядерный взрыв. Именно в этот момент звезда и выдает свое быстрое вращение слабыми, но хорошо заметными на общем фоне рентгеновского излучения периодическими мерцаниями.
И, наконец, заново раскрученная нейтронная звезда может проявить себя несколько позже. Дождавшись, когда аккреция окончательно остановится (поскольку внешние слои звезды-донора будут полностью "съедены"), она снова может стать радиопульсаром. Однако детали этого процесса пока не вполне понятны.
Такими видятся причины появления миллисекундных радиопульсаров (самый быстрый среди них вращается с частотой 667 оборотов в секунду) — достаточно важных и интересных членов семейства нейтронных звезд, оккупировавших небольшой клочок пространства в левом нижнем углу Р-Р-диаграммы. Вращение этих объектов чрезвычайно стабильно: у них не бывает сбоев, как у молодых радиопульсаров, а замедление вращения очень незначительно. Потребуются миллиарды лет для того, чтобы его обнаружить (это связано с тем, что расход энергии на радиосигналы минимален по сравнению с имеющимся запасом).
Итак, наступило время завершить наше биографическое описание жизни нейтронных звезд. Мы начали наше путешествие с рождения сверхновой. Затем прошли через все этапы их импульсивной юности и относительно спокойной старости, нередко нарушаемой бурными взаимоотношениями с партнерами. А напоследок увидели некоторых из них даже воскрешенными.
И все-таки, наблюдения показывают, что жизнь некоторых пульсаров не соответствует указанным "маршрутам судьбы". Например, 6.2-миллисекундный пульсар PSR В1257-12 в Деве имеет, как минимум, две планеты. Каким образом эти тела оказались здесь (скорее всего, уже после взрыва сверхновой) — это отдельный, весьма интересный рассказ, однако сюжет его пока неизвестен.
