Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович (читать книги онлайн без txt) 📗

(21.5)

где r

e²/mc² = 10^-12 см² — классический радиус электрона.

Применение простой теории дифракции по схеме, представленной на рис. 21.6, к реальным сцинтилляциям радиоизлучения от пульсаров позволяет определить размеры неоднородностей a, которые порядка 10¹¹ см, а также избыточную электронную концентрацию в этих неоднородностях

N_e, которая оказывается 10^-4 см^-3. Такая очень мелкая «рябь» в межзвездной плазме, по-видимому, есть следствие ее возмущения потоками заряженных космических лучей.

Рис. 21.7:

Другим следствием дифракции радиоволн от пульсаров на неоднородностях межзвездной среды является большая длительность импульсов на низких частотах. Это объясняется различием в групповом запаздывании разных лучей, приходящих к наблюдателю в пределах угла

. Из-за такого различия (которое может достигать нескольких миллисекунд) на низких частотах импульс как бы «расплывается», т. е. его можно наблюдать больший промежуток времени. На рис. 21.7 приведена картина такого расплывания импульса на разных частотах для пульсара PSR 1946+35.

Так как радиоизлучение пульсаров поляризовано, а межзвездная плазма намагничена, следует ожидать изменения поляризационных характеристик при прохождении этого излучения через среду. Наиболее интересным эффектом взаимодействия линейно поляризованного излучения и намагниченной плазмы является фарадеевское вращение плоскости поляризации. Угол поворота плоскости поляризации электромагнитной волны, длина которой

, дается формулой

(21.6)

где

выражена в метрах, H — составляющая магнитного поля межзвездной среды, параллельная направлению распространения волны, l — расстояние от источника радиоизлучения до наблюдателя, выраженное в парсеках. Сравнивая направление электрического вектора в волне Для двух частот, можно непосредственно из наблюдений найти произведение R = N_eHl, называемое «мерой вращения». С другой стороны, для того же пульсара также из наблюдений определяется «мера дисперсии» D = N_el. Отсюда непосредственно определяется среднее значение «продольной» составляющей вектора межзвездного поля

(21.7)

Таким образом, было измерено уже несколько десятков значений H

, соответствующих направлениям на различные пульсары. Почти во всех случаях H оказывается порядка (2 3) 10^-6 Э. Из всех существующих в настоящее время методов измерения величины межзвездного магнитного поля (например, эффект Зеемана в линии 21 см, изучение небольшой оптической поляризации света звезд, вызванной межзвездными пылинками и др.) этот метод является самым надежным и наглядным.

Рис. 21.8:

Если направление магнитного поля меняется, то изменится и направление вращения плоскости поляризации. Так как межзвездное магнитное поле не вполне хаотично, а частично упорядочено (например, его силовые линии имеют тенденцию вытягиваться вдоль спиральных рукавов Галактики), то можно ожидать, что для больших участков неба направление фарадеевского вращения будет одинаково. Результаты наблюдений, подтверждающие эту картину, приведены на рис. 21.8. Черные кружки означают, что среднее значение межзвездного магнитного поля в направлении на соответствующий пульсар направлено к наблюдателю, белые — от наблюдателя. Величина кружков пропорциональна напряженности межзвездного магнитного поля. Вместе с тем рис. 21.8 дает представление о возможностях современной пульсарной радиоастрономии. Таким образом, открытие пульсаров, безотносительно к их природе, дало астрономам мощный метод исследования различных свойств межзвездной среды.

Глава 22 О теории пульсаров

После того как в предыдущих параграфах было рассказано об основных наблюдательных фактах, касающихся пульсаров, уместно перейти к обсуждению существующих теорий. В какой-то степени мы уже осветили раньше теоретический аспект проблемы пульсаров, когда обсуждалось их отождествление с быстро вращающимися нейтронными звездами. Несомненно, что это отождествление является выдающимся достижением современной астрономии. Но, конечно, мало доказать, что пульсары — это быстро вращающиеся нейтронные звезды. Необходимо понять причину их фантастически мощного электромагнитного излучения. Этот вопрос имеет принципиальное значение. Хотя феномен нейтронной звезды теоретически известен астрономам вот уже 40 лет, полной неожиданностью оказалась невероятно высокая активность этих объектов.

В § 19 уже говорилось, что спустя свыше 30 лет после теоретического обоснования необходимости существования нейтронных звезд и незадолго до открытия пульсаров Пиддингтон, Кардашев и вслед за ними Пачини пришли к выводу, что нейтронные звезды должны быстро вращаться и быть сильно намагниченными. Но каким же образом все-таки излучает радиоволны такой объект? Этот вопрос оказался далеко не простым. Надо прямо сказать, что на сегодняшний день не существует общепризнанной количественной теории радиоизлучения пульсаров. Сказанное не означает, что теоретики за 15 лет открытия пульсаров ничего не сделали в этой области. Несомненно, продвижение есть, и многое в какой-то степени прояснилось. Но задача эта на самом деле оказалась исключительно трудной. Слишком «экстремальны» физические условия в пульсарах. Их, например, невозможно в настоящее время моделировать в лабораторных условиях. Чудовищно высокая напряженность магнитного поля, о чем уже речь шла выше, радикально меняет картину распространения радиоволн в плазме. Наконец, большой теоретической проблемой является понимание структуры физических условий недр нейтронной звезды. Грубая модель обсуждалась выше. Но очень важно и вместе с тем необычайно трудно понять причину «звездотрясений», да и вращение сверхтекучего тела вокруг своей оси ставит немало проблем. Ведь из-за отсутствия вязкости и «сцепления» между частицами такое вещество, казалось бы, не должно вращаться как твердое тело...

Итак, нерешенных проблем в физике нейтронных звезд более чем достаточно. Поэтому, освещая современное состояние теории пульсаров, мы будем останавливаться только на самых простых и хорошо апробированных положениях. Заметим, однако, что даже и здесь отсутствует единство взглядов ученых и однозначность в истолковании результатов наблюдений.