По мысли Н. С. Кардашева регулярное магнитное поле в Крабовидной туманности есть следствие «закручивания» поля нейтронной звезды в окружающей ее плазме, заполняющей некоторый вращающийся диск, имеющий магнитную связь с коллапсирующей звездой. Расчеты, выполненные Н. С. Кардашевым, показали, что за время жизни Крабовидной туманности таким способом могло «намотаться» поле нужной величины.
Работа Н. С. Кардашева была нацелена не столько на предсказание удивительных свойств образующихся при вспышках сверхновых нейтронных звезд, сколько на объяснения «квазирегулярного» магнитного поля Крабовидной туманности. Все же в ней совершенно четко подчеркивались два основных свойства образующихся при гравитационном коллапсе нейтронных звезд: а) огромная скорость осевого вращения, б) исключительно большая величина напряженности их магнитного поля. В появившейся в 1967 г. (т. е. примерно за год до публикации первой работы об открытии пульсаров) работе итальянского астронома Ф. Пачини также было обращено внимание на эти два основных свойства нейтронных звезд. В этой работе итальянский исследователь сделал важный акцент на тот простой факт, что кинетическая энергия вращающейся нейтронной звезды будет переходить в электромагнитную энергию и по этой причине ее период вращения будет непрерывно расти. По существу, то же предсказание о непрерывной потере кинетической энергии вращения нейтронной звезды сделал и Н. С. Кардашев тремя годами раньше. Ведь энергия магнитного поля Крабовидной туманности по его концепции черпается за счет кинетической энергии вращения нейтронной звезды, которая по этой причине должна тормозиться. Заслуга Пачини, однако, состоит в том, что он эту простую идею высказал в четкой и ясной форме. Это тоже имеет большое значение в истории науки!
Пожалуй, первый ученый, сказавший, что только что открытые пульсары — это быстро вращающиеся нейтронные звезды, был известный американский астроном Т. Голд. Именно ему принадлежит простая модель пульсара, схематически изображенная на рис. 20.1. Для этой модели существенно, что магнитная ось нейтронной звезды, одновременно являющаяся осью конуса, в пределах которого по некоторым причинам сосредоточено мощное радиоизлучение, не совпадает с ее осью вращения. По этой причине при «благоприятном» положении наблюдателя по отношению к вращающейся нейтронной звезде он будет принимать от этой звезды радиоимпульсы, разделенные одинаковыми интервалами времени. Почти одновременно с Голдом такое же объяснение феномена пульсаров дал и Пачини, который вполне уже мог ссылаться на свою упомянутую выше теоретическую работу, опубликованную до открытия пульсаров. В этой работе, как мы видели, содержится важное теоретическое предсказание, что периоды вращения у всех нейтронных звезд должны со временем расти. Очень скоро путем прямых наблюдений была показана справедливость этого прогноза. Например, в начале 1969 г. с помощью гигантского радиотелескопа Пуэрто-Рико американские радиоастрономы Ричарде и Комелла нашли, что период пульсара Крабовидной туманности регулярно растет на 36 наносекунд в день (наносекунда — одна миллиардная часть секунды). У других пульсаров также вскоре было измерено непрерывное увеличение периодов, правда, значительно меньше. Можно спросить, а как вообще можно измерить столь ничтожные по своей величине изменения периодов? Ответ на этот вопрос прост: если бы период пульсаций был величиной строго постоянной, то можно было бы на большой срок вперед предсказать точную фазу. Например, предсказать, что точно через год, т. е. через тридцать один миллион шестьсот тысяч секунд у данного пульсара будет наблюдаться импульс радиоизлучения. Сравнение моментов реальных наблюдений импульсов и предсказанных в предположении о постоянстве периодов позволяет с огромной точностью определить малые изменения периодов пульсаров. Эта поразительная точность, вообще говоря, будет тем выше, чем короче период пульсара, чем дольше проводятся его наблюдения и, конечно, чем быстрее меняется период[ 50 ].
То, что у всех без исключения пульсаров периоды растут, явилось решающим подтверждением концепции, согласно которой пульсары — это быстро вращающиеся нейтронные звезды. И, наконец, два самых короткопериодических пульсара, NP 0531 и PSR 0835—45, находятся внутри радиоизлучающих туманностей — остатков вспышек сверхновых.
В связи с последним обстоятельством возникает вполне естественный вопрос, вернее, два вопроса: почему далеко не во всех радиотуманностях — остатках вспышек сверхновых — наблюдаются пульсары и почему пульсары, как правило, не находятся в пределах радиотуманностей? Рассмотрим прежде первый вопрос. Действительно, в большей части из известных радиотуманностей пульсары не обнаружены. Например, в самом ярком (после Солнца) радиоисточнике на небе, Кассиопее А, являющемся едва ли не самым молодым остатком вспышки сверхновой (см. часть III), пульсар не обнаружен. То же самое следует сказать о знаменитой системе тонковолокнистых туманностей в созвездии Лебедя, а также об остатках исторических Сверхновых 1572 г. (Тихо) и 1604 г. (Кеплер). В известном каталоге австралийского радиоастронома Милна содержится свыше 100 таких объектов, из которых только у трех (или четырех) обнаружены пульсары. Объяснение этому очень простое: радиоизлучение пульсаров неизотропно (т. е. не имеет одинаковой интенсивности по всем направлениям), а сосредоточено в пределах некоторого конуса, ось которого наклонена к его оси вращения (см. рис. 20.1). Надо, конечно, еще иметь в виду, что для удаленных радиотуманностей поток излучения от пульсаров будет мал.
Вполне возможно, что в близком будущем будут открыты еще несколько слабых пульсаров у еще более удаленных туманностей. Все же эффект направленности излучения пульсаров должен играть важнейшую роль при объяснении отсутствия пульсаров в остатках вспышек сверхновых. Нам, например, очень повезло, что Крабовидная туманность, в дополнение ко многим своим удивительным свойствам, о которых речь шла в части III, к тому же имеет пульсар, который особенно «удачно» ориентирован по отношению к земным наблюдателям...
Отсутствие радиотуманностей вокруг подавляющего большинства пульсаров объясняется еще проще. Дело в том, что основная часть известных сейчас пульсаров имеет возраст, во всяком случае превышающий миллион лет, в то время как возраст даже наиболее «старых» радиотуманностей — остатков вспышек сверхновых — по крайней мере в 10 раз меньше. В § 16 мы уже занимались оценкой возраста этих туманностей. Как же определяется возраст пульсаров?
Оказывается, что этот возраст можно определить довольно надежно, пожалуй, даже более надежно, чем возраст радиотуманностей. Выше уже шла речь о непрерывном увеличении периодов у всех без исключения пульсаров. Следовательно, можно полагать, что молодые, недавно образовавшиеся нейтронные звезды (которые радиоастрономы наблюдают как пульсары) должны вращаться значительно быстрее старых, уже порядком затормозивших свое вращение объектов. Отсюда ясно, что, зная период пульсара и его рост за единицу времени, можно определить его возраст. Обозначим изменение периода пульсара P за одну секунду через
. Тогда ясно, что если бы за всю историю эволюции пульсара величина
P была постоянной, то его возраст, выраженный в секундах, определялся бы простой формулой
Тот факт, что в начале «жизни» пульсара, когда его торможение должно было быть особенно сильным, а величина P естественно была значительно больше, чем у «старого» пульсара, заставляет сделать вывод, что действительный возраст пульсара должен быть меньше. Теория торможения пульсаров, о которой речь будет ниже, дает такую формулу для возраста пульсаров:
