Открытие пульсаров буквально всколыхнуло астрономию. Автору этой книги трудно забыть лето 1968 г., когда мы все жадно ожидали последних номеров «Nature» где в «экспрессном порядке» публиковались свежие новости с «пульсарного фронта». Прежде всего важно было получить как можно больше фактического материала об этих загадочных объектах. Теоретики же далеко не сразу и далеко не все осмыслили это явление. Удивительная, почти строгая, периодичность импульсов невольно обращала на себя внимание. Прежде всего поражала краткость этих периодов. Так, например, период у первого из открытых пульсаров, получившего название СР 1133[ 46 ], оказался равным 1,337 секунды, что много меньше периодов пульсации или вращения всех известных тогда в астрономии космических объектов. Судя по тому, что каждый из импульсов имел весьма короткую длительность (порядка нескольких сотых секунды времени), можно было предположить, что линейные размеры излучающей области весьма малы, во всяком случае меньше сотой доли световой секунды, т. е. несколько тысяч километров. Так как наблюдаемый период пульсаров плавно менялся в пределах одной десятитысячной своего значения в течение года, сразу же можно было сделать вывод, что пульсары находятся далеко за пределами Солнечной системы. В самом деле, такое плавное изменение периода за год непринужденно объясняется орбитальным движением Земли вокруг Солнца и связанным с этим движением эффектом Доплера, меняющим значение периода в зависимости от положения Земли на своей орбите.
Хотя координаты пульсаров были известны совсем неплохо, на первых порах пульсары нельзя было отождествить ни с одним из известных классов астрономических объектов. Пожалуй, первое удачное отождествление было выполнено летом 1968 г. в Австралии. Находящийся там большой крестообразный радиотелескоп, работающий на метровых волнах, оказался едва ли не лучшим в мире инструментом для поиска новых пульсаров. Достаточно сказать, что почти половина всех известных к 1970 г. пульсаров была открыта на этом радиотелескопе, расположенном в пустые ной местности около селения Молонгло. Из всех открытых с помощью этого радиотелескопа пульсаров, пожалуй, наибольший интерес представляет объект, получивший название PSR 0833—45. Координаты этого пульсара (![]()
= 8h33m, ![]()
= -45°) близки к координатам очень интересной туманности, находящейся в южном созвездии Парусов (Vela). Эта туманность, имеющая угловые размеры около одного градуса, является источником нетеплового радиоизлучения и представляет собой остаток вспышки сверхновой звезды[ 47 ]. Сам пульсар PSR 0833—45 находится в пределах радиотуманности, хотя и не совпадает с ее центром.
Удивительной особенностью этого пульсара является его исключительно короткий период — всего лишь 0,089 секунды! Почти полгода он был «чемпионом» среди всех известных тогда пульсаров, пока в конце 1968 г. он не уступил это «почетное звание» другому, еще более интересному объекту (см. ниже).
Открытие пульсара в радиотуманности — остатке вспышки сверхновой — не произошло случайно. Австралийский радиоастроном Лардж, руководивший на Молонгло работой по поискам новых пульсаров, с самого начала исходил из возможности генетической связи между пульсарами и вспышками сверхновых звезд. Туманность в созвездии Парусов является самым ярким и в то же время достаточно близким остатком вспышки сверхновой на южном небе, поэтому вполне естественно, что внимание исследователей было сконцентрировано на этом интереснейшем объекте.
Идея связи между пульсарами и остатками вспышек сверхновых звезд нашла наиболее эффектное подтверждение в самом конце 1968 г., когда был обнаружен, пожалуй, самый интересный пульсар: в Крабовидной туманности.
Я никогда не забуду своего ощущения, когда узнал об этом открытии... из телефонного разговора с заместителем директора Национальной радиоастрономической обсерватории США доктором Ховардом. Разговор касался деталей моего предстоящего визита в США на эту обсерваторию, и вдруг, без перехода, такая ошеломляющая новость! Я много лет занимался различными проблемами, связанными с Крабовидной туманностью — едва ли не самым замечательным объектом на небе. И вот — пожалуйста: в дополнение ко всем, связанным с этой туманностью «чудесам», там находится пульсар, да еще какой!
Впрочем, какой это пульсар, стало ясно не сразу. Открыли пульсар два молодых радиоастронома Стэйлин и Райфенстайн. Они обнаружили импульсы радиоизлучения, исходящие из области Крабовидной туманности, но период определить было нельзя. Самое удивительное это то, что американские радиоастрономы утверждали, имея на это все основания, что в области Крабовидной туманности обнаружено два пульсара. Вот это уже не лезло ни в какие ворота! Как раз в это время я был в США и, помню, заключил пари с американскими коллегами. Я утверждал, что в Крабовидной туманности может быть только один пульсар, а они, посмеиваясь и указывая на записи импульсов, говорили: два! Ставка была «принципиальная»: один доллар против одного рубля... Еще не кончилась моя трехнедельная командировка в США, как все стало ясно. Американский радиоастроном Комелла на гигантском радиотелескопе в Пуэрто-Рико, диаметр которого 300 м, показал, что его коллеги на Национальной радиоастрономической обсерватории действительно обнаружили два пульсара: один с рекордно коротким периодом 0,033 секунды, а второй — с рекордно длинным: 3,7 секунды. Чуть позже, однако, удалось показать, что коротко-периодический пульсар находится в самом центре Крабовидной туманности, между тем как долгопериодический находится на расстоянии 1°,5 от нее. Напомним, что угловые размеры Крабовидной туманности всего лишь 5 минут дуги. Заметим еще, что самые ранние наблюдения пульсара в Крабовидной туманности имели очень низкое «угловое разрешение», что не дало возможности точно определить координаты вновь обнаруженных пульсаров. Итак, долгопериодический пульсар, хотя сравнительно и близок к Крабовидной туманности, однако генетически с ней не связан (см. ниже). Мне кажется, что я имею серьезные основания считать, что пари выиграно мною, хотя пульсаров оказалось все-таки два. Я не потерял еще надежды получить свой доллар, который, правда, с тех пор успел заметно подешеветь...
Открытие пульсара в Крабовидной туманности с периодом 1/30 секунды в значительной степени помогло понять природу этих объектов. Со времени открытия пульсаров главным вопросом было объяснение их удивительно строгой периодичности. Вскоре стало ясно, что у первых «кембриджских» пульсаров изменение периодов составляет величину меньшую, чем 10-14 за период! Только лучшие кварцевые часы идут с таким удивительно постоянным ходом.
Каково же происхождение естественного «часового механизма», связанного с пульсарами? Астрономии известны два таких механизма: а) пульсация звезд, б) вращение звезд. Рассмотрим прежде первый механизм. Феномен пульсации звезд известен уже много десятилетий. В наиболее отчетливой форме такие пульсации наблюдаются у цефеид. Существует ряд эмпирических зависимостей, связывающих различные характеристики звезд. Например, зависимость «период — средняя плотность», имеющая вид P ![]()
![]()
-1/2, где P — период цефеиды, ![]()
— ее средняя плотность. Эта формула непосредственно следует из основной формулы маятника, известной каждому школьнику: P = 2![]()
![]()
, где P — период маятника, l — его длина, g — ускорение силы тяжести. Применим эту формулу к пульсирующей звезде. В этом случае ускорение силы тяжести g ![]()
GM/R2, l ![]()
R, где M — масса звезды, R — ее радиус, G — постоянная тяготения. Подставляя значения g и l в формулу маятника, получим
= 8h33m, 
= -45°) близки к координатам очень интересной туманности, находящейся в южном созвездии Парусов (Vela). Эта туманность, имеющая угловые размеры около одного градуса, является источником нетеплового радиоизлучения и представляет собой остаток вспышки сверхновой звезды[ 47 ]. Сам пульсар PSR 0833—45 находится в пределах радиотуманности, хотя и не совпадает с ее центром. 
-1/2, где P — период цефеиды, 
— ее средняя плотность. Эта формула непосредственно следует из основной формулы маятника, известной каждому школьнику: P = 2
, где P — период маятника, l — его длина, g — ускорение силы тяжести. Применим эту формулу к пульсирующей звезде. В этом случае ускорение силы тяжести g 
GM/R2, l 
R, где M — масса звезды, R — ее радиус, G — постоянная тяготения. Подставляя значения g и l в формулу маятника, получим