Звезды: их рождение, жизнь и смерть

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.