В основу теории высокочастотного излучения пульсара в Крабовидной туманности, по нашему мнению, следует положить знаменательный факт «завала» его спектра в ближней инфракрасной области. Какова причина этого явления? Автор настоящей книги еще в 1970 г. привел аргументы в пользу того, что этот «завал» следует объяснить явлением «синхротронной реабсорбции», в то время как само высокочастотное излучение пульсара NP 0531 объясняется обычным «синхротронным» механизмом, являющимся причиной основной части излучения Крабовидной туманности во всем диапазоне электромагнитных волн (см. § 17). Само явление синхротронной реабсорбции состоит в том, что при очень большой плотности релятивистских частиц космический объект перестает быть прозрачным для «собственного» синхротронного излучения. Эта непрозрачность начинается на некоторой частоте и прогрессивно растет в сторону низких частот. По этой причине интенсивность на низких частотах как бы «срезается» и синхротронный спектр источника приобретает вид, изображенный на рис. 22.7. На этом же рисунке для сравнения прерывистой линией изображен спектр того же источника при условии его прозрачности, т. е. при отсутствии синхротронной реабсорбции. Мы видим, что характер высокочастотного спектра пульсара в Крабовидной туманности (см. рис. 20.6) такой же, как у источника, где существенна синхротронная реабсорбция.
Значение частоты ![]()
m, начиная с которой эффект синхротронной реабсорбции становится существенным, тем выше, чем «компактнее» источник, т. е. прежде всего чем больше плотность находящихся там релятивистских электронов.
Угловые размеры источника синхротронного излучения, в спектре которого наблюдается синхротронная реабсорбция, определяются формулой
![]()
(22.8)
где ![]()
(![]()
) — безразмерный множитель порядка единицы, ![]()
выражается в секундах дуги. Эта очень важная для радиоастрономии формула впервые была получена в 1963 г. советским радиоастрономом В. И. Слышем. Тогда она была особенно полезной для изучения природы только что открытых квазаров, радиоспектры которых часто показывают явление синхротронной реабсорбции на частотах, лежащих в диапазоне сотен и тысяч мегагерц (что соответствует дециметровым и сантиметровым волнам). Тот факт, что в случае пульсара в Крабовидной туманности ![]()
m ![]()
1014 с-1 (сто миллионов мегагерц), сам по себе весьма поразителен. Он означает, прежде всего, что этот пульсар представляет собой «сверхкомпактный» источник.
Анализ показывает, что в области синхротронного оптического и рентгеновского излучения пульсара в Крабовидной туманности H![]()
![]()
3 ![]()
103 Э, в то время как полное значение вектора напряженности магнитного поля там ![]()
106 Э. Это означает, что излучающая область находится где-то вблизи светового цилиндра, радиус которого для пульсара NP 0531 равен ![]()
1,5 тысяч километров, что в 100—200 раз больше радиуса нейтронной звезды. По этой причине напряженность магнитного поля в области светового цилиндра в несколько миллионов раз меньше, чем на поверхности нейтронной звезды.
На основе теории синхротронного излучения можно вычислить концентрацию релятивистских электронов в магнитосфере пульсара NP 0531 и их поток в Крабовидную туманность. Оказывается, что этот поток как раз достаточен для непрерывного «питания» этой туманности энергией, необходимой для компенсации ее мощного излучения. Таким образом, синхротронная теория естественно объясняет оптическое и рентгеновское излучение едва ли не самого любопытного космического объекта. Что касается происхождения сверхжесткого гамма-излучения (см. сноску на стр. 616), то скорее всего оно обусловлено столкновениями между заряженными частицами, ускоренными до ультравысоких энергий электрическими полями в магнитосфере пульсара NP 0531.
Глава 23 Рентгеновские звезды
Как уже указывалось во введении к этой книге, бурное развитие внеатмосферной астрономии, так же как и радиоастрономии, привело в послевоенные годы к революции в нашей науке. Пожалуй, наиболее впечатляющими достижениями внеатмосферной астрономии были выдающиеся успехи рентгеновской астрономии. Первые наблюдения рентгеновского излучения Солнца были выполнены сразу же после войны, в 1946 г., с помощью счетчиков фотонов, установленных на маленьких ракетах. Потребовалось, однако, целых 16 лет для того, чтобы прогресс техники таких наблюдений позволил обнаружить первый рентгеновский источник, находящийся далеко за пределами Солнечной системы. Низкая разрешающая способность, характерная для рентгеновской астрономии (в то время порядка десятка градусов), не позволила сразу же более или менее точно определить положение нового рентгеновского источника на небе. Возникло даже предположение, что этот довольно яркий источник находится в центре Галактики. Вскоре, однако, выяснилось, что этот источник ничего общего с галактическим центром не имеет, находится в созвездии Скорпиона и удален от галактической плоскости почти на 20°. Последнее обстоятельство указывало на сравнительную его близость к Солнцу. Ведь толщина «галактического диска» — области, где находится подавляющее большинство звезд,— не превосходит ![]()
500 пс, в то время как радиус этого диска доходит до 15 000 пс. Так как галактическая широта рентгеновского источника в Скорпионе около 20°, то вероятное расстояние до него не должно быть больше, чем 250/ sin 20°![]()
750 пс. Такой простой способ грубой оценки расстояний до неизвестных галактических источников весьма распространен в астрономии. Вернемся теперь к космическим рентгеновским источникам.
Вновь открытый рентгеновский источник получил название «Скорпион Х-1», где буква «X» символизирует рентгеновское излучение («икс-лучи»). Аналогичная «номенклатура» для вновь открываемых источников была принята в первые бурные годы развития радиоастрономии. Самые яркие радиоисточники получили названия по созвездиям, где они были обнаружены: Лебедь А, Кассиопея А, Телец А, Дева А и т. д. До сих пор эти названия сохранились, хотя сейчас уже каждый астроном знает, что Телец А — это Крабовидная туманность, а Дева А — это гигантская сфероидальная галактика NGC 4486. Вскоре после открытия источника Скорпион Х-1 было обнаружено рентгеновское излучение от Крабовидной туманности — об этом уже шла речь в § 17, а также два новых источника в созвездии Лебедя, сразу же получившие названия Лебедь Х-1 и Лебедь Х-2.
В последовавшие после открытия источника Скорпион Х-1 8 лет развитие рентгеновской астрономии все еще было недостаточно быстрым. Наблюдения проводились на ракетах, причем запуски их были немногочисленны и более или менее случайны (исключение составило наблюдение покрытия рентгеновского источника в Крабовидной туманности Луной, о чем речь шла в § 17). Все же в этот период была получена весьма ценная информация о природе рентгеновских источников. Прежде всего обращает на себя внимание огромная величина потока рентгеновского излучения от источника Скорпион Х-1. В интервале энергии рентгеновских квантов 1—10 кэВ (длины волн порядка нескольких ангстрем) этот поток ![]()
3 ![]()
10-7 эрг/см2. Примерно такой же поток (болометрический!) дает звезда седьмой видимой величины. Только в 1966 г. улучшившаяся техника рентгеноастрономических наблюдений дала возможность локализовать на небе источник в Скорпионе с точностью в несколько минут дуги, что сразу же позволило отождествить этот загадочный объект с довольно слабой и до того времени ничем не обращавшей на себя внимание звездой 13-й величины. К этому времени было обнаружено, что поток рентгеновского излучения от источника Скорпион Х-1 довольно сильно меняется: ото дня ко дню вариации потока достигают многих десятков процентов. Оптическая звездочка, отождествляемая с этим источником, также довольно беспорядочно меняет свой блеск (примерно от 12-й до 13-й звездной величины), причем эти изменения практически не связаны с изменениями рентгеновского потока (см., однако, ниже).
m, начиная с которой эффект синхротронной реабсорбции становится существенным, тем выше, чем «компактнее» источник, т. е. прежде всего чем больше плотность находящихся там релятивистских электронов. 
(22.8)
(
) — безразмерный множитель порядка единицы, 
выражается в секундах дуги. Эта очень важная для радиоастрономии формула впервые была получена в 1963 г. советским радиоастрономом В. И. Слышем. Тогда она была особенно полезной для изучения природы только что открытых квазаров, радиоспектры которых часто показывают явление синхротронной реабсорбции на частотах, лежащих в диапазоне сотен и тысяч мегагерц (что соответствует дециметровым и сантиметровым волнам). Тот факт, что в случае пульсара в Крабовидной туманности 
m 
1014 с-1 (сто миллионов мегагерц), сам по себе весьма поразителен. Он означает, прежде всего, что этот пульсар представляет собой «сверхкомпактный» источник. 
3 
103 Э, в то время как полное значение вектора напряженности магнитного поля там 
106 Э. Это означает, что излучающая область находится где-то вблизи светового цилиндра, радиус которого для пульсара NP 0531 равен 
1,5 тысяч километров, что в 100—200 раз больше радиуса нейтронной звезды. По этой причине напряженность магнитного поля в области светового цилиндра в несколько миллионов раз меньше, чем на поверхности нейтронной звезды. 
500 пс, в то время как радиус этого диска доходит до 15 000 пс. Так как галактическая широта рентгеновского источника в Скорпионе около 20°, то вероятное расстояние до него не должно быть больше, чем 250/ sin 20°
750 пс. Такой простой способ грубой оценки расстояний до неизвестных галактических источников весьма распространен в астрономии. Вернемся теперь к космическим рентгеновским источникам. 
3 
10-7 эрг/см2. Примерно такой же поток (болометрический!) дает звезда седьмой видимой величины. Только в 1966 г. улучшившаяся техника рентгеноастрономических наблюдений дала возможность локализовать на небе источник в Скорпионе с точностью в несколько минут дуги, что сразу же позволило отождествить этот загадочный объект с довольно слабой и до того времени ничем не обращавшей на себя внимание звездой 13-й величины. К этому времени было обнаружено, что поток рентгеновского излучения от источника Скорпион Х-1 довольно сильно меняется: ото дня ко дню вариации потока достигают многих десятков процентов. Оптическая звездочка, отождествляемая с этим источником, также довольно беспорядочно меняет свой блеск (примерно от 12-й до 13-й звездной величины), причем эти изменения практически не связаны с изменениями рентгеновского потока (см., однако, ниже).