Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Иосиф Шкловский

Интервал времени, в течение которого наблюдается излучение от пульсаров (так называемое «окно»), обычно составляет около 1/30 от периода. На рис. 21.4 приведена диаграмма, дающая зависимость ширины «окна» от периода пульсаров. Ширину «окна» удобно измерять в угловых единицах (360° соответствуют полному периоду пульсаров). На этом рисунке хорошо видно, что точки, соответствующие различным пульсарам, группируются около прямой, соответствующей ширине «окна» 9°.

Хотя ширина «окна» для данного пульсара остается почти постоянной, отдельные детали профиля («истинного», а не усредненного «синтетического») могут в пределах «окна» перемещаться. У некоторых пульсаров такие перемещения носят удивительно регулярный характер. В таких случаях субимпульсы как бы перемещаются, «дрейфуют» в пределах «окна». Это явление впервые наблюдалось у пульсара PSR 1919+21. Сейчас уже известно довольно значительное количество пульсаров, где этот феномен наблюдается. На рис. 21.5 приводится схема, иллюстрирующая это интересное явление. Для таких пульсаров можно определить второй период, определяемый как промежуток времени, в течение которого их профиль повторяется. Обычно второй период P2 в несколько раз длиннее основного периода P1, определяемого вращением нейтронной звезды. Следует, однако, подчеркнуть, что второй период P2 отнюдь не отличается той прецизионной точностью, которая характерна для основного периода P1.

Из разных вариаций, которым подвержены профили импульсов пульсаров, едва ли не самым загадочным является полное прекращение радиоизлучения в течение значительного количества периодов. Так, излучение пульсара PSR 1237+25 внезапно «пропадает» на несколько минут, после чего «оживает» без малейшего сбоя периода. У пульсара PSR 0809+74 иногда «пропадает» несколько периодов. Такие явления, скорее всего, указывают на то, что по каким-то причинам у вращающейся нейтронной звезды внезапно прекращается радиоизлучение. В этой связи следует подчеркнуть, что детали основного процесса радиоизлучения пульсаров, приведшего к их открытию, все еще далеки от ясности. Ниже мы еще вернемся к этой проблеме.

Хотя природа радиоизлучения пульсаров пока еще довольно темна и загадочна, само по себе это излучение открыло новые, очень богатые возможности изучения межзвездной среды. Астрономы сразу же по достоинству оценили замечательную особенность этого радиоизлучения: его импульсный характер. Весьма полезным является и то, что радиоизлучение в ряде случаев оказалось линейно поляризованным. Все эти свойства пульсарного радиоизлучения позволяют использовать его как весьма эффективный зонд для изучения межзвездной среды. Прежде всего нашло себе применение явление дисперсии импульсов радиоизлучения от пульсаров в межзвездной среде. Об этом интереснейшем явлении стоит поговорить более подробно. Одинакова ли скорость распространения всех электромагнитных волн в межзвездной среде? Ведь ясно, что даже очень маленькая разница в скорости распространения электромагнитных волн различной длины в принципе могла бы дать вполне измеримый эффект, так как при огромных межзвездных расстояниях происходило бы непрерывное «накопление» разности времен прихода импульсов на разных волнах. На рубеже этого столетия наш самобытный астроном Г. А. Тихов пытался обнаружить такой эффект у затменно-двойных звезд: если бы эффект существовал, моменты звездных затмений в лучах разного цвета (например, синего и красного) должны были бы отличаться. Тогдашние сведения о природе межзвездной среды, однако, были даже не в зачаточном, а просто в нулевом состоянии. Только спустя несколько лет Гартманом были открыты линии межзвездного кальция, положившие начало изучению межзвездной среды (см. § 2). Теперь-то мы хорошо знаем, сколь несостоятельна была попытка Г. А. Тихова обнаружить межзвездную дисперсию света. Ведь плотность межзвездной среды настолько мала, что из-за обычной дисперсии даже на пути в 1000 световых лет импульс красного света опередит одновременно с ним излученный импульс синего света всего лишь на ничтожную долю секунды.

Открытие космического радиоизлучения коренным образом изменило старую проблему обнаружения дисперсии электромагнитных волн в межзвездной среде. Последнюю всегда можно рассматривать как плазму (даже в «зонах Н I», где водород не ионизован; см. § 2). Теория распространения и дисперсии радиоволн в плазме является очень хорошо разработанным отделом макроскопической физики. Приведем только выражение для показателя преломления электромагнитных волн в плазме, в которой магнитное поле отсутствует:

Здесь Ne — концентрация свободных электронов в плазме,  — частота излучения.

Как видно из формулы (21.1), показатель преломления плазмы для радиоволн меньше единицы. Как известно из элементарного курса физики, скорость распространения электромагнитных волн в среде с показателем преломления n 3ф = c/n, где c = 3 1010 см/с — скорость света в вакууме. Коль скоро n меньше единицы, 3ф > c, что как будто бы противоречит специальному принципу относительности. Никакого противоречия, однако, здесь нет. Дело в том, что 3ф есть так называемая «фазовая скорость», относящаяся к строго определенной частоте волны. Принцип относительности утверждает, что нельзя передавать сигналы со сверхсветовой скоростью. Однако при помощи так называемой «монохроматической волны» (т. е. волны со строго определенной частотой) никакого сигнала передать нельзя. Для этого надо пользоваться группой волн, частоты которых слегка различны. Такая группа волн (или «волновой пакет») распространяется в среде с некоторой групповой скоростью, которая отличается от фазовой. В случае распространения волн в достаточно разреженной плазме групповая скорость выражается формулой

а время распространения группы волн

Из этих формул следует, что разница времени распространения группы волн в среде (плазме) и в вакууме (т. е. запаздывание группы) будет равна

где величина D = NeR — число свободных электронов в цилиндре, площадь основания которого равна одному квадратному сантиметру, а образующая равна R. В формуле (21.3) частота выражена в мегагерцах, a R — в парсеках. Величина D называется «мерой дисперсии». Допустим теперь, что измеряется время приходов импульсов на двух частотах, слегка различающихся одна от другой на величину . Подчеркнем, что импульс радиоизлучения, содержащий набор частот, был испущен в некоторый момент времени и если бы не дисперсия межзвездной среды, он наблюдался бы одновременно на всех частотах. Наличие же дисперсии приводит к тому, что на более высоких частотах импульс будет наблюдаться раньше, чем на низких. Разница в моментах времени наблюдения импульса на частотах, различающихся на величину t, как можно показать, будет равна

Чтобы почувствовать, велика ли эта величина или мала, сделаем численный расчет. Допустим, что = 100 МГц, a D = 100 см-3 пс. Тогда из формулы (21.4) следует, что при = 1 МГц t 1 с! Это очень большая величина, особенно если учесть, что 1 секунда близка к среднему периоду пульсаров. Из этого примера видно, что межзвездная дисперсия радиосигналов от пульсаров очень сильно искажает наблюдаемую структуру импульсов. В отдельных случаях, если не принять особых мер (например, не сузить полосу частот, которую принимает приемник радиоизлучения), она может «замыть» импульсы и сделать их ненаблюдаемыми. Об искажении наблюдений пульсаров межзвездной дисперсией мы уже говорили раньше.

Техника современной радиоастрономии позволяет определять величину меры дисперсии D для каждого пульсара с высокой точностью: до одной стотысячной. Такая высокая точность позволяет в отдельных случаях измерять вариации величины D. Особо интересны вариации меры дисперсии для пульсара в Крабовидной туманности. В этом случае D = 57 см-3 пс или 1,75 1020 см-2. Однако во время периодов активности в центральной части Крабовидной туманности, связанных с образованием быстро движущихся «жгутов» (см. рис. 17.10), значение D меняется на величину D 1016 см-2. Такое возрастание меры дисперсии обычно длится несколько недель, после чего D возвращается к первоначальному значению. Не подлежит сомнению, что описанные изменения D обусловлены прохождением радиоволн через движущиеся облака плазмы в центральной части Крабовидной туманности.