Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть Страница 101

При современной чувствительности детекторов этого излучения можно зарегистрировать (в среднем, конечно) 1 импульс в день. Если за пару лет работы детекторов не было замечено ни одного повторного импульса, то для данного источника средний интервал между ними заведомо превосходит 2—3 года. С другой стороны, в случае явления 19 ноября 1978 г. этот интервал, как мы видели, равен (или меньше) 50 годам. Можно, очень грубо, конечно, принять, что средний интервал между гамма-импульсами у источников составляет примерно 10 лет. За это время с современными средствами можно было наблюдать 3000 источников. Но все они (в среднем) — сравнительно близкие объекты. Из распределения источников импульсного излучения по небу следует, что никакой реальной концентрации их к галактической плоскости нет. Это означает, что даже слабейшие из них находятся от нас на расстоянии, меньшем, чем половина толщины «диска», соответствующего их пространственному распределению. Так как потоки излучения от самых ярких гамма-импульсов в несколько сот раз больше, чем от самых слабых, то последние находятся от нас в среднем в 20—30 раз дальше, чем самые близкие (и, следовательно, в среднем самые яркие) источники. Например, если самые близкие источники импульсного гамма-излучения удалены на расстояние 30 пс (расстояние до ближайших пульсаров), то самые слабые (т. е. в среднем далекие) будут находиться на расстоянии 1000 пс. Следовательно, мы можем наблюдать импульсные источники внутри сферы радиуса 1000 пс, что составляет 3 10-4 объема Галактики. Значит, полное количество импульсов в Галактике за 10 лет составляет 107. Одновременно мы таким образом получаем оценку полного количества источников импульсного гамма-излучения, так как среднее время между импульсами у одного источника выше было принято равным 10 годам.

Наша оценка, конечно, является очень грубой, а главное — содержит произвольные элементы (например, расстояние до ближайших источников). Дальнейшие наблюдения, особенно более слабых импульсов, позволят эту оценку существенно уточнить. Тем не менее уже сейчас видно, что полное число источников импульсного гамма-излучения в Галактике очень велико: оно заключено, вероятно, между 106 и 108. Ничего удивительного в этом нет. Вряд ли можно теперь сомневаться в том, что источниками импульсного гамма-излучения являются нейтронные звезды, число которых в Галактике должно быть очень велико, 108. Это следует из частоты вспышек сверхновых II типа, в результате которых и образуются нейтронные звезды. Создается впечатление, что существенная, если не большая часть нейтронных звезд, когда-либо образовывавшихся в Галактике, время от времени излучает гамма-импульсы. Речь идет, главным образом, о старых объектах, возраст которых исчисляется многими миллиардами лет. Мы приходим к представлению, что более или менее периодически повторяющиеся всплески мягкого гамма-излучения есть фундаментальное свойство нейтронных звезд. Таким же свойством является их радиоизлучение, проявляющееся в феномене пульсаров. Однако, как мы видели в § 21, пульсары — это сравнительно молодые нейтронные звезды, возраст которых 2—3 миллиона лет, между тем как способность к импульсному гамма-излучению нейтронные звезды, по-видимому, сохраняют «до глубокой старости», когда их возраст исчисляется уже миллиардами лет.

Пока вопрос о причине самого явления гамма-всплесков у нейтронных звезд покрыт густым туманом. Можно только высказывать разного рода гипотезы. При всех условиях важно оценить энергетические соотношения. Если принять, что расстояние до ближайших источников импульсов около 30 пс, а поток энергии в импульсе 10-4 эрг/см2, то полная энергия излучения будет 1037 эрг. За несколько миллиардов лет будет излучено 3 1045 эрг — величина, ничтожно малая по сравнению с энергией гравитационной связи нейтронной звезды ( 1053 эрг). Квазипериодический характер явления наводит на мысль о постепенном накоплении какой-то неустойчивости, которая время от времени как бы «сбрасывается». Вполне возможно, что существует глубокая связь между описанными в § 21 «звездотрясениями» и всплесками гамма-излучения. Такое «звездотрясение» может привести к сильнейшему возмущению магнитосферы нейтронной звезды, стимулирующему всплеск гамма-излучения. Другая гипотеза исходит из аналога «вулканического извержения», когда богатая нейтронами неравновесная материя недр нейтронной звезды прорывается через «трещины» на ее поверхность...

Только будущие наблюдения помогут сделать правильный выбор между различными, как правило, довольно экзотическими возможностями объяснения природы космических гамма-импульсов.

1975 год в рентгеновской астрономии прошел под знаком рентгеновских всплесков. Одновременно работающие три спутника — «АНС», «SAS-3» (США) и «Ариэль» (Англия) непрерывно получали богатый наблюдательный материал. Было установлено, что всплески, исходящие от NGC 6624, почти периодичны; наблюдалась последовательность всплесков, разделенных промежутками времени 0,22 суток. Впрочем, через месяц этот интервал сильно укоротился. Вскоре были обнаружены рентгеновские всплески от других шаровых скоплений, например, NGG1851, NGC 6388, NGC6541 и ряда других. Очень интересный источник рентгеновских всплесков был обнаружен около галактического центра. «Квазипериод» рентгеновских всплесков в этом случае оказался рекордно коротким, около 17 с. От этого источника уже наблюдалось несколько тысяч импульсов (см. рис. 23.15).

Любопытно отметить, что мощность каждого отдельного всплеска от указанного источника тем больше, чем длительнее «спокойный» интервал времени до последующего всплеска. Создается определенное впечатление, что всплеск определяется постепенным «накоплением» некоторого запаса энергии, которая затем быстро освобождается. Это может быть, например, накоплением газа в сильном магнитном поле магнитосферы нейтронной звезды с последующим быстрым «высыпанием» на ее поверхность. После того, как координаты этого источника были определены с точностью 1, на его месте в красных лучах было обнаружено дотоле неизвестное (из-за сильного межзвездного поглощения света) шаровое скопление.

В настоящее время (начало 1983 г.) 12 (из 35) таких источников рентгеновского излучения (получивших название «барстеров») отождествляются с шаровыми скоплениями, вернее, с их самыми центральными частями.

Тот факт, что пространственное распределение барстеров такое же, как и шаровых скоплений, означает, что эти рентгеновские источники принадлежат к старейшему («второму») типу звездного населения нашей Галактики. По-видимому, значительная, если не большая, часть рентгеновских источников в туманности Андромеды (см. рис. 23.2) является барстерами. В этой галактике 17 из 224 обнаруженных рентгеновских источников находятся в шаровых скоплениях. Всего в М 31 насчитывается 237 шаровых скоплений, в то время как в нашей Галактике их около 150.

Выше, на стр. 696, мы уже говорили о двух типах рентгеновских источников в Галактике, имеющих, соответственно, «плоское» и «полусферическое» распределение. Теперь мы можем первые отождествить с массивными двойными системами типа Центавр Х-3, у которых «оптическим» компонентом является голубой массивный сверхгигант. Источники второго типа — это барстеры и сходные с ними старые объекты, у которых мощность рентгеновского излучения примерно такая же, как у источников I типа, но зато мощность оптического излучения в 1000 раз меньше. Хотя двойственность барстеров пока еще не доказана прямыми наблюдениями, вряд ли в этом можно сомневаться. Напрашивается вывод, что у барстеров и сходных с ними объектов оптическим компонентом является маломассивный красный карлик. Объектами, сходными по своей природе с барстерами, могут быть ярчайшие источники Скорпион Х-1 и Лебедь Х-2.

Вернемся теперь к «обычным» барстерам. Доказано, что они испускают рентгеновское излучение и в промежутках между вспышками. Существенно, что энергия, излученная между вспышками, примерно в сто раз превышает энергию, излученную при вспышках. Это обстоятельство имеет решающее значение для понимания природы рентгеновского излучения барстеров. Излучение барстеров в промежутках между вспышками обусловлено аккрецией газа от второго компонента двойной системы, подобно тому, как это происходит в массивных двойных системах. Однако, по мере накопления вещества на поверхности нейтронной звезды, возникают благоприятные условия для термоядерного взрыва на ее поверхности, вызывающего мощную вспышку рентгеновского излучения. При такой вспышке на грамм вещества выделяется c2 энергии (где = 10-3 — «упаковочный эффект» при синтезе ядер), а при аккреции на нейтронную звезду 0,1c2 эрг/г. Теперь понятно, почему энергия, излучаемая между всплесками, примерно в 100 раз превосходит энергию, излучаемую при всплесках[ 59 ].