Портал функционирует при финансовой поддержке Федерального агентства по печати и массовым коммуникациям.

Загадочная

Кандидат физико-математических наук Алексей Понятов

Мы можем разделить астрономию на две части: Крабовидная туманность и астрономия всего остального.
Джефри Бербидж, английский астроном

Одно из самых больших изображений Крабовидной туманности, сделанных телескопом «Хаббл» (НАСА). Составлено из 24 фото, полученных в 1999—2000 годах. Оранжевые нити — остатки звезды, состоящие в основном из водорода. Голубой цвет в центре — синхротронное излучение. Синий — в нитях во внешней части туманности — представляет нейтральный кислород, зелёный — однократно ионизированную серу, а красный — дважды ионизированный кислород. Иллюстрация: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll.
Часть созвездия Тельца из атласа Дж. Бевиса «Уранография Британика». Крабовидная туманность изображена размытым кружком рядом со звездой ζ Тельца (самый край нижнего рога). Иллюстрация из статьи: J. Jeff Hester The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera Annu. Rev. Astro. Astrophys. 2008.46:127—155.
На иллюстрации XIX века изображён 36-дюймовый телескоп У. Парсонса (1839 год), с помощью которого астроном сделал рисунок туманности, получившей название Крабовидная.
Мечехвост (справа) — водное животное, сходство с которым рисунка У. Парсонса (слева) дало название туманности. Цвета рисунка инвертированы. Рисунок: William Parsons/PD. Фото: Didier Descouens/Wikimedia Commons/CC BY-SA 4.0.
Комбинированное фото Краба, полученное в 2006 году объединением изображений, сделанных телескопами, работающими в трёх разных диапазонах электромагнитных волн. Они показаны разным цветом: рентгеновское изображение, от космической обсерватории «Чандра» (НАСА) — голубым цветом; оптическое, от космического телескопа «Хаббл» (НАСА/ЕКА) — зелёным и тёмно-синим; инфракрасное, от космического телескопа «Спитцер» (НАСА) — красным. Самое маленькое изображение — рентгеновское, поскольку энергичные электроны, испускаемые пульсаром в центре, быстро теряют энергию, не долетая до края туманности. Иллюстрация: X-ray: NASA/CXC/ASU/J.Hester et al.; Optical: NASA/ESA/ASU/J.Hester & A.Loll; Infrared: NASA/JPL-Caltech/Univ. Minn./R.Gehrz.
Структура Крабовидной туманности. В центре изображена «синхротронная» туманность с сильным пульсарным ветром, изрезанная из-за неустойчивости плазмы на пальцеобразные структуры, и ударная волна на её границе. Показано современное местоположение пульсара и его джетов, определяющих симметрию туманности. Иллюстрация из статьи: J. Jeff Hester The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera Annu. Rev. Astro. Astrophys. 2008.46:127—155.
Изображения Крабовидной туманности в шести разных спектральных диапазонах: радиодиапазон, инфракрасный, видимый, ультрафиолетовый, рентгеновский и гамма. Источники: Radio: NRAO/AUI and M. Bietenholz; NRAO/AUI and J. M. Uson, T. J. Cornwell; Infrared: NASA/JPL-Caltech/R. Gehrz (University of Minnesota); Visible: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University); Ultraviolet: NASA/Swift/E. Hoversten, PSU X-ray: NASA/CXC/SAO/F. Seward et al.; Gamma: NASA/DOE/Fermi LAT/R. Buehler. Иллюстрации: Wikimedia Commons/ CC BY-SA 3.0.

Ни один другой космический объект не стимулировал развитие астрофизики так, как эта удивительная туманность. Совершённые благодаря ей открытия связаны с большинством разделов астрофизики. Но и сегодня не все её тайны раскрыты.

Свою первую загадку Крабовидная туманность задала в момент рождения, а затем она регулярно подкидывала очередной сюрприз на каждом этапе развития астрономии, став наиболее наблюдаемым объектом на небе за пределами Солнечной системы и породив около 6000 научных работ.

Загадка первая: невнимательные европейцы

На рассвете 4 июля 1054 года по христианскому летоисчислению китайские астрономы, которых правильнее будет назвать астрологами, обнаружили в созвездии Тьен-Куан (Телец) новую звезду, светившую столь ярко, что была видна в дневное время на протяжении 23 дней. Они сравнивали её блеск с блеском Венеры, которую тоже можно увидеть после восхода Солнца. Современные оценки показывают, что звезда должна была достигнуть в момент максимального блеска звёздной величины — 7, что примерно в 10 раз ярче Венеры. Ярче на ночном небе только Луна. Как зафиксировано в китайских хрониках, в ночное время звезда была видна в течение 22 месяцев, до 10 апреля 1056 года. Китайцы неоднократно наблюдали и описывали подобные явления, которые они называли звёздами-гостьями, не делая, по-видимому, различий между вспыхнувшими звёздами и кометами. Они относили их к божественным знакам, требующим тщательного толкования. В этот раз придворный астролог Янг Вэй-Тэ пришёл к выводу, что очередная звезда-гостья указывает на правление человека великой мудрости и добродетели и обретение страной великой силы. Он настоятельно просил, «чтобы Бюро историографии получило это сообщение». Бюро его получило, и оно в итоге дошло до нас.

Трижды упоминается эта звезда и в японских источниках. Наиболее подробно о ней говорится в «Мейгетсуки» — дневнике самого известного поэта XIII века Фудзивара-но Тэйка (1162—1241), который он вёл на протяжении 60 лет. Любопытно, что название «Мейгетсуки» переводится как «Записи ясной Луны». Наблюдая за кометой 1230 года, Тэйка заинтересовался свидетельствами о прошлых звёздах-гостьях. Будучи придворным, за информацией он обратился к придворному же астрологу из бюро Оммё-рё, письмо которого и присоединил к своему дневнику. Видимо, слава поэта помогла сохранить его до наших дней, в то время как документы самого бюро сгинули в сотрясавших средневековую Японию смутах. В письме астролог сравнивал новую звезду с другим ярчайшим объектом нашего неба — Юпитером.

Основой деятельности государственного бюро Оммё-рё служило учение Оммёдо, пришедшее в Японию из Китая, как система совершения гаданий, изгнания злых духов и защиты от проклятий. В обязанности бюро входило ежедневное астрономическое наблюдение и основанное на нём гадание, результаты которого придворный астролог сообщал императору. Звёзды-гостьи, затмения и некоторые другие небесные явления считались плохими предзнаменованиями, и доклады о них императору были тайными, чтобы предотвратить вдохновлённые ими заговоры и мятежи. Возможно, этим и объясняется скудность информации о нашей героине из Японии.

А вот дальше — первая загадка: хорошо развитая арабская астрономия о новой звезде не упоминает. А ведь из преобладания арабских названий звёзд в атласе ясно, что за небом исламские астрономы следили очень тщательно. Впрочем, одно упоминание о ней всё же было найдено в 1978 году, но не у астронома, а у… врача! Сирийский врач XIII века Ибн Аби Усаибия составил биографическую энциклопедию известных врачей исламской эпохи. В ней он и сообщил, что врач–христианин Ибн Бутлан, работавший в Багдаде в 1054 году, оставил описание вспыхнувшей звезды.

Разгадка такой «невнимательности» исламских астрономов кроется, видимо, в их подходе, восходящем к Аристотелю, который не относил кратковременные небесные явления вроде комет и вспыхивающих звёзд к астрономии. Древнегреческий мудрец полагал их чём-то вроде погодных явлений. Поэтому исламская астрология, в отличие от китайской, зависела не от необычных случайных небесных событий, а от стабильных положений планет. Соответственно на случайные события астрологи просто не обращали внимания, хотя современному астроному это кажется очень странным.

Вслед за арабами загадочно молчат о новой звезде и европейские хронисты. Да, в Европе в это время, в отличие от арабского мира, ещё не велось серьёзных астрономических наблюдений. Однако то, что творилось на небесах, европейцы замечали и знамения толковали, что находило отражение в летописях. Скажем, вспышка предыдущей сверхновой 1006 года отмечена во многих европейских документах. Сохранились и связанные с ней предсказания астрологов о войне и голоде. А в этот раз — полное молчание!

Это тем более странно, что 1054 год — важный год для европейской цивилизации: в самом разгаре раскол христианской церкви. Именно в июле 1054 года Константинопольский патриарх и Папа Римский предали друг друга анафеме. Казалось бы, самое время для различных толкований знамений. Но — молчание. Возможно, всё дело именно в том, что главы церквей не были заинтересованы в мрачных предсказаниях о последствиях раскола. Хотя это уже конспирология. Так или иначе, но «документально» Европа не заметила вспыхнувшую звезду.

А ведь имеются обоснованные предположения, что звезду наблюдали даже индейцы Нового света. В Америке были найдены наскальные рисунки той эпохи, изображающие некую звезду рядом с серпом Луны. Причём их расположение соответствует именно звезде 1054 года.

Загадка вторая: странная туманность

Первым Крабовидную туманность открыл в 1731 году английский врач, физик и астроном Джон Бевис, известный также тем, что ввёл в физику понятие положительных и отрицательных зарядов. Он отметил её на карте звёздного неба в созданном им атласе «Уранография Британика», который собирался издать. Но атлас из-за банкротства издателя так официально и не был опубликован. Правда, некоторое количество его копий всё же разошлось, а часть атласа была напечатана в 1786 году под названием «Atlas Celeste».

Тем временем туманность в 1758 году независимо открыл Шарль Мессье, что повлекло за собой важное последствие. Дело обстояло так. В начале 1758 года в созвездии Тельца ожидалось предсказанное Эдмундом Галлеем появление кометы, которая позднее получит его имя. Это был очень важный момент в истории астрономии — именно для этой кометы впервые была установлена периодичность возвращения. В 1758 году как раз должно было произойти первое предсказанное её появление. Одновременно это должно было подтвердить теорию тяготения Ньютона, с помощью которой была рассчитана её орбита. В поисках кометы Мессье наткнулся на Крабовидную туманность, которую первоначально принял за искомый объект. Однако спустя некоторое время он заметил, что наблюдаемый объект не перемещается по небу, и понял свою ошибку. Комету Галлея Мессье тогда так и не нашёл, она сильно «опоздала». Но зато он пришёл к выводу, что было бы полезно составить каталог небесных туманностей, чтобы в дальнейшем не путать их с кометами. Так Крабовидная туманность стала «соавтором» знаменитого каталога Мессье, войдя в него под первым номером — М 1. Кстати, Мессье позднее получил копию атласа Бевиса и в своём каталоге 1781 года упоминает о нём, признавая приоритет английского коллеги.

Своё известное сегодня название «Крабовидная туманность» М 1 получила только почти век спустя, благодаря зарисовке астронома Уильяма Парсонса, графа Росса. Парсонс прославился изготовлением больших телескопов, благодаря которым получал детальные изображения космических объектов. Созданный им в 1847 году телескоп с диаметром зеркала 72-дюйма (1,83 метра) получил за свой размер прозвище «Левиафан» и оставался крупнейшим телескопом в мире до начала ХХ века. На рисунке, сделанном Парсонсом в 1844 году по наблюдениям на 36-дюймовом телескопе, туманность М 1 напоминала мечехвоста, которого в народе называли краб-подкова. Воздавая должное воображению графа, заметим, что он сделал важное открытие, первым обнаружив, что туманность имеет сложную, волокнистую структуру — на фоне туманного облачка видны чуть более яркие, похожие на нити образования. Позднее с помощью «Левиафана» Парсонс нарисовал более точный рисунок, не напоминавший краба, однако название уже прижилось. Хотя один из астрономов предлагал переименовать туманность в Ирландскую, поскольку её форма напомнила ему контуры острова Ирландия.

Несмотря на все наблюдения, природа этой туманности, как и других подобных объектов, оставалась загадкой. Многие, как известный английский астроном Уильям Гершель, считали их очень далёкими скоплениями звёзд, которые просто не удаётся различить в существующие телескопы. Даже Парсонс с его «Левиафаном» этого сделать не смог. Но астрономы не теряли надежды, ведь удалось же когда-то Галилею увидеть отдельные звёзды в тумане Млечного Пути.

Тем временем на помощь астрономам пришли новые методы исследований: фотографирование и спектральные измерения. В 1892 году один из основоположников астрофотографии Исаак Робертс впервые сфотографировал Крабовидную туманность. Кстати, именно он сделал первую фотографию туманности Андромеды, на которой видна её спиральная структура. А в 1913 году Весто Слайфер получил первые спектры М 1. И сразу же возникли новые загадки. Во-первых, спектр М 1 оказался непрерывным. Но если туманность представляет собой облако нагретого газа, то её спектр должен был быть линейчатым, то есть состоять из отдельных частот, соответствующих химическим элементам, входящим в облако. Непрерывный тепловой спектр возникает только у горячего плотного непрозрачного тела, такого как звезда. Но туманность — не звезда! Эта тайна излучения Крабовидной туманности оставалась неразгаданной почти сорок лет.

Во-вторых, загадкой было то, что линии излучения, которые всё же были видны на фоне непрерывного спектра, оказались раздвоенными. У этого явления может быть несколько причин. Линии могут расщепляться, например, из-за излучения атома в сильном магнитном поле. Это эффект Зеемана, открытый в 1896 году. Слайфер же посчитал, что причиной раздвоения служит сильное электрическое поле — эффект Штарка. Почему? Возможно, потому, что открытый в том же 1913 году этот эффект был тогда на слуху (Штарк получил за это Нобелевскую премию в 1919 году).

Парадоксально, но Слайфер, прославившийся доплеровскими измерениями, с помощью которых он впервые измерил скорости шаровых скоплений, спиральных туманностей, в том числе туманности Андромеды, и далёких галактик, что легло в основу гипотезы о расширяющейся Вселенной, упустил из виду правильное объяснение раздвоения линий из-за эффекта Доплера. В этом случае он мог первым открыть расширение Крабовидной туманности. Дело в том, что мы видим одновременно ближний и дальний края туманности, которые движутся из-за расширения в разные стороны. Соответственно линии излучения от них смещаются в спектре тоже в разные стороны. Почему Слайфер не сделал этого вывода, мы тоже можем отнести к загадкам Краба.

В результате расширение туманности астрономы обнаружили только в 1921 году при сравнении её фотографий, сделанных в разные годы. Сначала Карл Лампланд объявил, что за восемь лет туманность изменила свою структуру — волоконца в ней заметно сместились. А следом Джон Дункан, использовав фото 1909 года, пришёл к выводу, что она расширяется. Кстати, именно Дункан обнаружил в центре туманности две слабенькие звёздочки шестнадцатой звёздной величины.

Но наблюдаемое расширение означало, что какое-то время тому назад туманность возникла из компактного объекта, например из взорвавшейся звезды. Но какой именно и виден ли был на Земле этот взрыв? И тут мы переходим к следующей загадке.

Загадка третья: М 1 — это остаток звезды-гостьи 1054 года?

Открытие расширения М 1 удачно совпало с повышенным интересом астрономов к наиболее ярким вспышкам звёзд, которые они считали моментом их гибели. В те годы как раз горячо обсуждался вопрос, являются ли некоторые туманности другими галактиками. Различить отдельные звёзды в них долгое время не удавалось, и тут на помощь астрономам пришли яркие вспышки некоторых звёзд. В отдельных случаях их яркость была сравнима или даже больше, чем общая яркость галактики до вспышки. К 1920 году стало общепризнанным, что такие вспышки — не обычные новые звёзды, а отдельный класс явлений, который с конца тридцатых годов известен как сверхновые звёзды. А от далёких галактик астрономы перешли к нашей Галактике, где такие вспышки и их остатки должны были быть видны значительно лучше.

В 1919 году Кнут Лундмарк заинтересовался поиском упоминаний о таких вспыхнувших звёздах в исторических хрониках. В 1921 году он опубликовал список найденных им сообщений. Среди них была и звезда-гостья 1054 года. Но словно загадочный рок преследовал эту звезду. Лундмарк допустил опечатку: он указал, что вспышка наблюдалась около звезды η (эта) Тельца, в то время как М 1 расположена около звезды ζ (дзета). Из-за этого никто не увидел между ними связи. Ошибка была исправлена лишь в 1938 году. Тем не менее в 1928 году Эдвин Хаббл, оценив по скорости расширения дату взрыва, предположил, что Крабовидная туманность — остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 году. К сожалению, тогда эта идея прошла практически незамеченной. Лишь в 1942 году Николас Мейол и Ян Оорт окончательно доказали связь вспышки 1054 года с М 1. В этом им помогло сотрудничество с известным китаистом, профессором китайского языка в Лейденском университете, Яном Дёйвендаком.

Оценки некоторых других исследователей давали более позднюю дату возникновения Краба, например первую половину XII века. Это оказалось связано с ускоренным расширением туманности — ещё одной её загадкой, о которой речь пойдёт ниже. Последняя проверка даты взрыва была проведена астрономами в 2007 году. С помощью фотографий, сделанных с интервалом в 17 лет, они оценили скорость движения слабой «струи» во внешней части туманности, не подверженной ускорению. Как и ожидалось, сверхновая взорвалась в середине XI века.

Уникальная роль Крабовидной туманности в развитии астрофизики в первую очередь состоит в том, что она долгое время оставалась единственным известным остатком вспышки сверхновой, который можно было изучать. К тому же она расположена достаточно близко к нам по астрономическим меркам — всего в двух тысячах парсек. Это позволило изучить детали её строения и происходящих процессов. В видимом свете туманность занимает на небе область длиной 6' (угловых минут) и шириной 4'. Для сравнения полная Луна имеет диаметр 30'. Это соответствует размерам примерно 9x6 световых лет. Вероятность такого соседства мала, но астрономам повезло. Не будь её, развитие астрофизики в ХХ веке пошло бы несколько иначе.

Загадка четвёртая: процессы в Крабе

В 1942 году наблюдением за Крабом на крупнейшем в мире 100-дюймовом телескопе в обсерватории Маунт Вилсон занялись Вальтер Бааде и Рудольф Минковский, авторы классификации сверхновых звёзд на два типа. Условия для наблюдений были великолепными: в соседнем Лос-Анджелесе по случаю военного времени ввели светомаскировку, что уменьшило засветку неба. И коллекция загадок туманности существенно пополнилась.

Неожиданно Бааде обнаружил в М 1 быстрые изменения. Обычно изменений космических объектов надо ждать десятилетиями, а тут внезапно в центральной части туманности на несколько месяцев, а то и дней возникали, перемещались и исчезали яркие нити. Причём их скорость достигала 26 000 км/с в то время, как скорость расширения самой туманности оценивалась в 700—1500 км/с. Бааде правильно предположил, что источник этой активности — оставшаяся после взрыва сверхновой звезда. Но какая из двух, обнаруженных Дунканом?

Ответ на этот вопрос дал Рудольф Минковский, который, изучая эти звёзды, обнаружил, что северная звезда почти не движется, а вот южная звезда наоборот, движется слишком быстро — со скоростью не менее 100 км/с. Как правило, звёзды не движутся так быстро, но взрыв сверхновой способен на многое! Кроме того, по облаку время от времени пробегала рябь, направленная именно от южной звезды. Бааде и Минковский правильно посчитали её остатком сверхновой, но сделали роковую ошибку, предположив причиной светимости и активности туманности нагрев газа в ней до высокой температуры. Оценка размера южной звезды, необходимого для такого нагрева, получилась слишком большой для нейтронной звезды, где-то в пять раз меньше Солнца. Так Бааде, один из авторов (вместе с Цвикки) идеи нейтронных звёзд, упустил шанс открыть своё детище. А ведь намёком на это была обнаруженная Минковским загадка спектра южной звезды. В то время как северная звезда была типичным жёлтым карликом с линиями поглощения в спектре, в спектре южной звезды линий не было совсем!

М 1 стала прототипом целого класса газовых туманностей, возникающих при взрыве сверхновых, — плерионов (от греческого pleres — заполненный). Они отличаются более или менее равномерным заполнением веществом. Различные процессы в них связаны с сильным звёздным ветром от центральной звезды, который при столкновении с туманностью может порождать даже ударные волны.

Неожиданным оказалось и открытие того, что туманность расширяется с ускорением. Это похоже на автомобиль, который начал разгоняться после того, как у него выключили двигатель. Силы, способные затормозить расширение, астрофизикам были известны. Это и гравитация, и сопротивление межзвёздной среды. Но что ускоряет расширение? Так появилась ещё одна загадка Краба, решить которую удалось только через двадцать лет.

Загадка пятая: природа излучения туманности

Выше уже упоминалась загадка непрерывного спектра излучения туманности, но в конце 1940-х годов к ней добавилась ещё одна. После Второй мировой войны произошло стремительное развитие радиоастрономии. В 1948 году один из первых радиоастрономов Джон Болтон обнаружил на небе четыре ярких источника радиоизлучения, один из которых располагался в созвездии Тельца. Год спустя Крабовидная туманность стала одним из трёх первых небесных радиоисточников, которые удалось отождествить с известными оптическими объектами. Фактически Крабовидная туманность стала первым небесным объектом после Солнца, наблюдение за которым регулярно велось в радиодиапазоне.

Проблема была в том, что туманность излучала в радиодиапазоне слишком много — значительно больше, чем в оптическом! Радиоизлучение же нагретого газа ничтожно мало по сравнению с оптическим. Перед астрофизиками остро встал вопрос о механизме излучения туманности.

Проблему решил советский астроном Иосиф Шкловский, в 1953 году предположивший, что это излучение Краба имеет синхротронную природу. Синхротронным называют излучение электромагнитных волн быстрыми электронами, движущимися по изогнутым траекториям в сильном магнитном поле. Излучение туманности соответствовало электронам, движущимся со скоростью вплоть до половины скорости света.

Но как это проверить? Теория предсказывала, что, в отличие от теплового излучения, синхротронное излучение линейно поляризовано. Это побудило астрономов к поиску поляризации излучения М 1 и разработке соответствующих инструментов. Через три года она была обнаружена. Сегодня мы уже знаем, что синхротронные процессы играют важную роль во многих астрофизических явлениях. Но именно в Крабовидной туманности было впервые установлено их существование в космосе.

А в 1963 году было открыто рентгеновское излучение Краба. Надо сказать, существование рентгеновского излучения Солнца предсказывали ещё до войны, как причину ионизации атмосферы и образования так называемой ионосферы, существование которой показывает отражение от атмосферы радиоволн на высотах свыше 60 км. Соответственно и наблюдать рентгеновские лучи можно только на больших высотах из-за их сильного поглощения в атмосфере. Поэтому открытие солнечного рентгена состоялось только в 1948 году с помощью ракеты, взлетевшей на высоту 200 км. Долгое время космические источники рентгеновского излучения искать даже не пытались, полагая, что они очень слабы. Ведь рентгеновское излучение нагретых тел составляет лишь очень малую долю общего их излучения. Так что рентгеновский источник в созвездии Скорпиона был открыт в 1962 году случайно при поиске рентгеновского излучения Луны, возникающего при бомбардировке её поверхности космическими лучами. Уже вторая ракета в 1962-м показала наличие такого источника и в Тельце, однако уверенно отождествить его с М 1 удалось только в следующем году.

Так вслед за радиоастрономией М 1 оказалась причастной и к возникновению рентгеновской астрофизики. А в 1967 году было обнаружено ещё и гамма-излучение Краба. Надо отметить, что в рентгеновском и гамма-диапазоне свыше 30 кэВ туманность М 1 является сильнейшим постоянным источником излучения в нашей Галактике.

Близкое расположение и достаточно большие видимые размеры Краба позволили астрономам в 1964 году провести уникальный эксперимент и ответить на вопрос: что именно излучает — сама туманность или звезда в её центре. К сожалению, точность рентгеновских датчиков тогда была ещё недостаточной, чтобы непосредственно разделить их излучение. Идею эксперимента предложил всё тот же И. С. Шкловский. Дело в том, что 7 июля 1964 года Луна должна была закрыть туманность. Однако край лунного диска закрывает её постепенно в течение примерно двух минут. Поэтому если излучает туманность, то интенсивность рентгеновского излучения должна при этом уменьшаться постепенно. Если же излучает звезда, представляющая собой точечный источник, то рентген «выключится» мгновенно, как только она будет закрыта. Эксперимент был очень сложен из-за того, что ракета оставалась на нужных высотах лишь несколько минут, и нужно было всё рассчитать так, чтобы именно в эти минуты и произошло закрытие звезды.

Эксперимент закончился успешно, источник гас плавно, а значит, излучает сама туманность. Этот результат был подтверждён в 1967 году с помощью прибора с точностью определения координат источника 20''. С природой излучения в этот раз проблем не было. Измеренная форма спектра, то есть зависимость излучаемой энергии от частоты, позволила предположить, что электромагнитное излучение Краба для всех диапазонов имеет одинаковое происхождение — синхротронное.

Загадка шестая: Откуда дровишки?

Однако возникает вопрос: откуда в туманности столь быстрые электроны и энергия на все процессы? Ведь только светимость синхротронного излучения Краба примерно в 75 000 раз больше, чем у Солнца во всех диапазонах.

Разумеется, электроны могли остаться в туманности со времени взрыва сверхновой, ускорившего различные частицы. Именно так Фриц Цвикки объяснял происхождение космических лучей ещё в 1930-е годы. Но эта гипотеза была опровергнута в 1956 году советским астрофизиком Соломоном Пикельнером. Он показал, что электроны, отвечающие за оптическое излучение, должны были потерять свою энергию за сто лет, а туманность существует значительно дольше. Так что вопрос: «Откуда дровишки?» стал очень актуальным. Причём даже если в центре Краба после вспышки сверхновой осталась нейтронная звезда, как это предполагали Цвикки и Бааде, то было совершенно неясно, откуда у неё такая энергия? Реакции термоядерного синтеза на ней не идут, а значит, обычного для звёзд источника энергии она не имеет.

Выход нашёл в 1964 году молодой советский астрофизик Николай Кардашёв, догадавшийся, что нейтронная звезда может обладать сильным магнитным полем и очень быстрым вращением, что обеспечивает её большим запасом энергии. Перед взрывом сверхновой «престарелая» звезда вращалась вокруг оси и обладала магнитным полем. После взрыва остаток звезды лишился термоядерной топки, и ничто уже не мешало гравитации сжать звезду от солнечных размеров до диаметра порядка 20 км, превращая её в нейтронную звезду. При этом в соответствии с законом сохранения момента импульса скорость её вращения очень сильно возрастает. Подобное явление можно наблюдать у вращающегося с раскинутыми руками фигуриста, который затем прижимает их к телу. Одновременно растёт и магнитное поле на уменьшающейся поверхности звезды.

Сорванная взрывом оболочка звезды разлетелась, образуя туманность. При этом она захватила с собой линии магнитного поля, которые как бы вморожены в плазму. Как известно из физики, эти линии замкнуты и не могут разорваться. Выходя из нейтронной звезды, они пронизывают туманность и возвращаются обратно. Если бы нейтронная звезда не вращалась, то петли магнитных линий просто вытягивались бы при расширении туманности. Но нейтронная звезда вращается значительно быстрее, чем туманность, закручивая линии вокруг себя. Это приводит к сближению линий и росту магнитного поля и его давления, которое воздействует на плазму туманности, приводя её в движение. Кроме того, линии магнитного поля не могут разрываться, но могут перезамыкаться или пересоединяться. При этом выделяется большое количество энергии. Такой механизм работает и на нашем Солнце. На всё это нейтронная звезда расходует свою энергию вращения, постепенно замедляясь.

Фактически Кардашёв указал основу механизма работы пульсара, существование которого в Крабовидной туманности в 1967 году предсказал итальянский астрофизик Франко Пачини. На основе этого автор теории излучения пульсаров Томас Голд сравнил светимость пульсара в Крабе с потерями энергии. Оценки показали, что нейтронная звезда в Крабе теряет в секунду энергии примерно в 100 000 раз больше, чем излучает Солнце. Этого достаточно и на излучение туманности и пульсара, и на ускорение электронов и других частиц, образующих звёздный ветер, и на ускоренное расширение туманности. Нейтронная звезда способна создать и наблюдаемое в туманности магнитное поле, необходимое для генерации синхротронного излучения. Хотя оно и невелико, всего тысячные доли Гаусса (на поверхности Земли магнитное поле 0,25—0,65 Гс), но всё равно примерно в 100 раз больше среднего магнитного поля в межзвёздном газе.

В начале 1968 года группа Энтони Хьюиша объявила об открытии пульсирующих радиоисточников, или пульсаров. К концу года было известно уже около 25 пульсаров, из которых только два были сопоставлены с ранее известными небесными объектами: Вела X в созвездии Паруса и южная звезда в Крабовидной туманности. Пульсар в Крабе обнаружил 10 ноября 1968 года радиотелескоп в Аресибо.

Очень важным здесь стало то, что оба объекта были остатками сверхновых, а период следования импульсов был очень мал: у Вела X он был около 89 миллисекунд, а у Краба ещё меньше — всего 33 миллисекунды. Это были серьёзные аргументы в пользу того, что пульсары представляют собой именно компактные нейтронные звёзды.

А в январе 1969 года произошло ещё одно уникальное открытие: у пульсара в Крабовидной туманности были обнаружены оптические пульсации, период которых точно совпадает с периодом радиопульсаций.

Особое значение пульсара в Крабовидной туманности — в знании его точного возраста (практически до дня), что позволило определить основные физические свойства пульсара и проследить его эволюцию. Это сыграло решающую роль в понимании процессов, происходящих в остатках сверхновых.

Загадка седьмая: Почему первый пульсар найден не в Крабе?

Даже как-то странно, что при таком внимании к Крабовидной туманности первый пульсар был обнаружен не в ней. Хотя астрономы несколько раз были близки к этому.

Джоселин Белл Бернелл, которая, собственно, и обнаружила первый пульсар в 1967 году, рассказывала, что в конце 1950-х годов она наблюдала южную звезду Крабовидной туманности на телескопе Чикагского университета и заметила её мигание. Однако астроном Элиот Мур, которому она об этом сказала, проигнорировал этот факт, сказав, что это просто сцинтилляция. Правда, Белл Бернелл отмечает, что мигание с частотой 30 Гц трудно увидеть большинству людей.

Американский астрофизик Фримен Дайсон (автор знаменитой «Сферы Дайсона») говорил в 1970 году, что уже в 1940-е годы было бы нетрудно установить, что звезда Бааде — Минковского обладает импульсным излучением, если бы у кого-нибудь хватило воображения использовать для наблюдений фотоумножитель, способный разделять импульсы, следующие с частотой 30 Гц. Но южная звезда казалась астрономам слишком яркой, чтобы быть нейтронной звездой, а обычные звёзды не могли так часто колебаться. Они ещё не подозревали, что излучение может быть нетепловым. Дайсон и себя упрекнул в недостатке воображения, рассказав, что не догадался проверить южную звезду, когда в 1961 году пытался найти пульсации белых карликов в оптическом диапазоне, хотя в его распоряжении была аппаратура, способная обнаружить изменения блеска с миллисекундными периодами.

В 1965 году мог бы сообщить об открытии пульсара в Крабе и Хьюиш, но, обнаружив мерцающее радиоизлучение от компактного источника, он решил, что это просто излучение какой-то звезды.

Нерешённые загадки россыпью

Несмотря на многолетние исследования, М 1 хранит ещё немало тайн. Одна из них — загадка массы Краба.

Теоретическая модель взрыва сверхновой говорит, что звезда, образовавшая Крабовидную туманность, должна была иметь массу от 9 до 11 масс Солнца. Звёзды с меньшими массами не производят взрывы сверхновых, в то время как более тяжёлые звёзды в результате взрыва создали бы туманность с другим химическим составом.

Но измеренная суммарная масса туманности и пульсара значительно меньше, чем предсказанная масса звезды-прародителя, и вопрос о том, где же находится «недостающая масса», остаётся пока нерешённым. Оценки разнятся: на данный момент масса туманности, как правило, лежит в интервале 2—5, а масса нейтронной звезды — не более 2 масс Солнца.

Наиболее популярная теория, объясняющая этот недостаток массы Крабовидной туманности, заключается в том, что значительная часть массы звезды-прародителя была унесена ещё до взрыва сверхновой быстрым звёздным ветром. Однако это должно было создать оболочку из унесённого вещества вокруг туманности, которая до сих пор не найдена.

В гамма-астрономии достаточно недавно были зарегистрированы сильные вспышки в Крабе длительностью в несколько дней. Первую вспышку зарегистрировали в сентябре 2010 года, а в дальнейшем в результате анализа уже имеющихся данных были обнаружены более ранние вспышки в октябре 2007-го и феврале 2009 года. Природа этих вспышек пока не установлена. Астрономы обнаружили: Краб испускает гамма-лучи с энергией до 400 ГэВ, а это превышает то, что ранее ожидалось от пульсаров. Подобные явления до сих пор не наблюдались ни в одной другой туманности пульсаров.

До сих пор не объяснены многие детали или аномалии Крабовидной туманности. Одной из них является, например, гелиевый тор, который виден как полоса с востока на запад, пересекающая область пульсара. Тор составляет около 25% от всего видимого выброса вещества и содержит около 95% гелия. Правдоподобного объяснения его существования пока ещё нет.

Забавно, что, несмотря на тщательные исследования, астрономы никак не могут точно определить расстояние до Крабовидной туманности. В 2008 году было принято, что оно составляет 2,0±0,5 килопарсек. Погрешность в 25% достаточно велика для столь близкого объекта.

***

Крабовидная туманность поистине уникальный объект, сыгравший в истории современной астрофизики выдающуюся роль. Она стала первым остатком сверхновой, возраст которого удалось определить первым источником космического излучения в радио- и рентгеновском диапазонах, отождествлённым с объектом нашей Галактики. У неё впервые обнаружили синхротронное излучение, благодаря чему была понята роль релятивистских частиц и нейтронной звезды в эволюции остатков сверхновых. У пульсара Краба впервые удалось обнаружить сразу оптическое, рентгеновское и гамма-излучение. А его открытие фактически доказало существование нейтронных звёзд. Благодаря исследованиям М 1 была более глубоко обоснована теория эволюции звёзд, уточнены условия, при которых она завершается стадией нейтронной звезды.


Случайная статья


Другие статьи из рубрики «Любителям астрономии»