Согласно описанной модели, свечение пульсара происходит за счёт энергии вращения. Следовательно, с течением времени скорость вращения звезды должна убывать. Зная энергию, излучаемую пульсаром, а также массу и скорость вращения звезды, можно легко определить увеличение периода за единицу времени. Вычисленные значения этой величины находятся в согласии с наблюдательными данными, указанными выше. Для объяснения внезапных изменений периода было высказано предположение, что они вызываются перестройкой твёрдой коры нейтронной звезды.

Результаты исследования пульсаров подробно изложены в книгах [14], [15], [16] и др.

ЛИТЕРАТУРА К ГЛАВЕ VI

Соболев В. В. Движущиеся оболочки звёзд. — Л.: Изд-во Ленинградского университета, 1947.

Горбацкий В. Г.,Минин И. Н. Нестационарные звёзды. — М.: Физ-матгиз, 1963.

Воронцов-Вельяминов Б. А. Газовые туманности и новые звёзды. —М.: Изд-во АН СССР, 1948.

Амбарцумян В. А. Научные труды, т. II. — Ереван: Изд-во АН АрмССР, 1960.

Вспыхивающие звёзды. — Ереван.: Изд-во АН АрмССР, 1977.

Мирзоян Л. В. Нестационарность и эволюция звёзд. — Ереван.: Изд-во АН АрмССР, 1981.

Гурзадян Г. А. Вспыхивающие звёзды.— М.: Наука, 1973.

Гершберг Р. Е. Вспыхивающие звёзды малых масс. — М.: Наука, 1978.

Звёзды, туманности, галактики. — Ереван: Изд-во АН АрмССР, 1969.

Kraft R. P. Cataklysmic variables as binary Stars, 1963 (русск. перевод. Крафт Р. Взрывные переменные как двойные звёзды. — М.: Мир, 1965).

Горбацкий В. Г. Новоподобные и новые звёзды. — М.: Наука, 1974.

Шкловский И. С. Сверхновые звёзды. — М.: Наука, 1966.

Гинзбург В. Л., Сыроватский С. И. Происхождение космических лучей. — М.: Изд-во АН СССР, 1963.

Каплан С. А., Цытович В. Н. Плазменная астрофизика. — М.: Наука, 1972.

Дайсон Ф., Тер-Хаар Д. Нейтронные звёзды и пульсары. — М.: Мир, 1973.

Smith F. G. Pulsars, 1977 (русский перевод: Смит Ф. Г. Пульсары.— М.: Мир, 1977).

Глава VII МЕЖЗВЁЗДНАЯ СРЕДА

Межзвёздное вещество в нашей Галактике встречается как в виде пыли, так и в виде газа. Существование межзвёздной пыли обнаруживается прежде всего по производимому ею поглощению света звёзд в непрерывном спектре. Это поглощение является селективным: в красной части спектра оно слабее, чем в фиолетовой; по этой причине далёкие объекты кажутся нам «покрасневшими».

В некоторых участках неба поглощение оказывается особенно сильным. Оно вызывается находящимися сравнительно близко от нас тёмными пылевыми туманностями. В Галактике наблюдаются также светлые пылевые туманности, которые светятся вследствие отражения ими излучения звёзд.

О присутствии газа в межзвёздном пространстве позволяют судить вызываемые им линии поглощения в звёздных спектрах. Вблизи горячих звёзд межзвёздный газ сильно ионизован и он светится за счёт ультрафиолетовой энергии звёзд. Излучение межзвёздного газа, как линейчатое, так и непрерывное, наблюдается не только в видимой области спектра, но и в области радиочастот.

Межзвёздное вещество довольно сильно концентрируется к плоскости Галактики. В первом приближении считается, что оно образует однородный слой или что его плотность с удалением от галактической плоскости убывает по экспоненциальному закону.

В действительности межзвёздное вещество весьма неоднородно и характеризуется сильными флуктуациями плотности. Иногда принимается, что оно состоит из отдельных облаков, движущихся друг относительно друга. Следует заметить, что если бы в какой-то момент межзвёздная материя и была однородной, то через некоторое время, благодаря движению звёзд и производимому ими световому давлению, создались бы области пониженной и повышенной плотности.

Количество межзвёздного вещества в Галактике очень велико. По-видимому, его масса составляет около одной сотой массы звёзд. Поэтому межзвёздное вещество должно играть большую роль как в физических, так и в космогонических процессах, происходящих в Галактике.

§ 32. Межзвёздная пыль

1. Связь между звёздами и туманностями.

Как уже сказано, свечение туманностей происходит под действием излучения звёзд. Почти всегда можно точно указать ту звезду или группу звёзд, которая вызывает свечение данной туманности. Как показывают наблюдения, свечение газовых туманностей вызывается очень горячими звёздами (спектральных классов O и B1). Этот факт вполне понятен, так как энергия ультрафиолетового излучения более холодных звёзд слишком мала, чтобы вызвать заметное свечение туманности в видимой части спектра. Из наблюдений также следует, что пылевые туманности светятся в основном под действием излучения более холодных звёзд (спектральных классов более поздних, чем B1). С первого взгляда кажется странным отсутствие пылевых туманностей, отражающих излучение горячих звёзд. Для объяснения этого явления были высказаны некоторые гипотезы. Согласно одной из них горячие звёзды, являющиеся вместе с тем и звёздами высокой светимости, отгоняют от себя пыль световым давлением. Согласно другой гипотезе, под действием излучения горячей звезды пыль превращается в газ. В действительности указанные наблюдательные данные объясняются, по-видимому, тем, что в пылевых туманностях всегда содержится некоторое количество газа. Если туманность находится близко от холодной звезды, то пыль светится, а газ нет. Если же рядом с туманностью расположена горячая звезда, то светятся и пыль, и газ. Однако газ светится гораздо ярче пыли, так как ультрафиолетовое излучение горячей звезды гораздо интенсивнее её излучения в видимой части спектра.

Интересно выяснить характер связи между туманностью и освещающей её звездой. Туманность и звезда могут быть связаны между собой генетически (т.е. общим происхождением), а могут и случайно встретиться друг с другом при движении в Галактике. В. А. Амбарцумян и Ш. Г. Горделадзе [1] следующим путём решили эту задачу.

Если связь между туманностью и звездой случайная, то числа туманностей, связанных со звёздами различных спектральных классов, должны быть пропорциональны частям пространства, освещённых звёздами этих классов. Посмотрим, соблюдается ли в действительности такая пропорциональность?

Каждая звезда освещает вокруг себя объём 𝑉, освещённость внутри которого превосходит некоторое критическое значение 𝐸. Когда туманность попадает в этот объём, то она является светлой, вне же этого объёма она тёмная. Очевидно, что для звезды светимости 𝐿 радиус 𝑟₀ указанного объёма определяется из соотношения

𝐸

=

𝐿

4π𝑟₀²

,

(32.1)

а величина самого объёма равна

𝑉

=

4

3

⎛

⎜

⎝

𝐿

4π𝑟𝐸

⎞³/₂

⎟

⎠

.

(32.2)

Так как светимость 𝐿 связана с абсолютной величиной звезды 𝑀 соотношением 𝐿~10^-0,4𝑀, то вместо (32.2) имеем

𝑉

=

𝑉₀

10

^-0,6𝑀

,

(32.3)

где 𝑉₀ — значение объёма 𝑉 для звезды нулевой абсолютной величины.

Пусть φ(𝑀) — функция светимости для звёзд данного спектрального класса, т.е. φ(𝑀)𝑑𝑀 — вероятность того, что абсолютная величина звезды заключена в интервале от 𝑀 до 𝑀+𝑑𝑀. Тогда среднее значение объёма 𝑉 для звёзд этого класса будет равно

𝑉

=

𝑉₀

+∞

∫

-∞

φ(𝑀)

⋅

10

^-0,6𝑀

𝑑𝑀

.

(32.4)

Если мы обозначим через 𝑛 число звёзд данного спектрального класса в единице объёма, то величина 𝑛𝑉 будет представлять собой искомую долю пространства, освещённого этими звёздами.