Айзък Азимов
Гравитационната гибел на вселената (25) (Колапсиращата вселена или историята на черните дупки)

Пулсари

Междувременно обаче астрономите започнаха да използуват в работата си микровълните и науката радиоастрономия много бързо се разви, достигайки висока степен на сложност и давайки голяма продуктивност. Астрономите построиха специални детектиращи устройства — радиотелескопи, с помощта на които може да се определя с голяма точност положението на източниците на микровълни, както и да се изследват детайлно техните свойства.

В началото на 1960 г. например, радиоастрономите установиха, че някои източници на микровълни променят своя интензитет доста бързо, те като че ли мигат. Учените започнаха да проектират радиотелескопи, специално пригодени да улавят тези много бързи промени. Такъв радиотелескоп беше построен в обсерваторията на Кембриджския университет от Антъни Хюиш (1924). Той беше съставен от 2048 отделни приемни устройства, разположени на площ 18 000 m².

През юли 1967 г. новият радиотелескоп започна да сканира небето. Още първия месец дипломантката Джоселин Бел регистрирала микровълнови импулси, идващи от празно място, разположено между звездите Вега и Алтаир — те също били много бързи. Отначало тя сметнала, че наблюдаваният ефект се дължи на смущения от електроуредите в околността. Но по-късно тя установила, че източниците на тези бързо променящи се импулси се местят регулярно от нощ към нощ заедно със звездите от небесната сфера. Причината за това явление очевидно била извън Земята и това накарало Бел да докладва резултатите от своите наблюдения на Хюиш.

До края на ноември явлението било внимателно изучено. Хюиш очаквал някакви бързи флуктуации, но не чак толкова. Всеки импулс имал продължителност само 1/20 от секундата, а импулсите се излъчвали през интервал около 1 и 1/3 секунди. Те идвали с една наистина забележителна регулярност — по един импулс на всеки 1,33730109 секунди.

Новият радиотелескоп лесно регистрирал тези микровълнови импулси, тъй като те били достатъчно силни. Обикновените радиотелескопи обаче не били пригодени да улавят такива къси импулси. Тъй като мъртвото им време е по-голямо от интервала между импулсите, те могат да измерват само средния интензитет на микровълните. Този среден интензитет е едва 3,7% от максимума на импулсите и затова този максимум останал незабелязан.

Възникнал въпросът, какво крие в себе си това явление? Щом като източникът на микровълните изглежда като точка, то той може да бъде звезда. Импулсите били краткотрайни и това накарало Хюиш да мисли, че източникът е някакъв вид пулсираща звезда. Наименованието било съкратено веднага до пулсар и именно под това име новите обекти станали широко известни.

Хюиш потърсил по картите от предишните наблюдения други такива обекти и открил още три пулсара. Той проверил още веднъж своите доказателства и на 9 февруари 1968 г. обявил откритието си пред света.

Другите астрономи също започнали с настървение да търсят такива обекти и така бързо били открити още пулсари. До 1975 г. били известни вече 100 пулсара, а броят им в нашата галактика вероятно е около 100 000.

Две трети от пулсарите, чието положение на небето е известно, се намират в областите, където звездите в нашата Галактика са гъсто разположени. Това е сериозно доказателство, че пулсарите са част от нашата Галактика. (Няма причина да предполагаме, че те не съществуват и в други галактики, но вероятно такива пулсари са твърде слаби, за да бъдат открити при огромните разстояния до галактиките.) Най-близкият известен пулсар е отдалечен на около 300 светлинни години.

Всеки пулсар се характеризира с изключително постоянство на пулсациите, но има разлики в периодите на отделните пулсари. Най-дългият период на пулсация е 3,75491 секунди.

Пулсарът с най-къс период, известен досега, е открит през октомври 1968 г. в Грик Бенк, Западна Вирджиния. Той се намира в Ракообразната мъглявина (и с неговото откритие била направена първата реална връзка между пулсари и свръхнови), като неговия период е само 0,033099 секунди. Той пулсира 30 пъти в секунда или 113 пъти по-бързо от пулсара с най-дългия известен период.

Но какво може да предизвика тези толкова бързи импулси, които се излъчват с такава фантастична регулярност?

Когато открили първите пулсари, Хюиш и неговите колеги астрономи останали толкова озадачени, че дори предположили съществуването на някаква форма на извънземен разумен живот някъде далеч в пространството, която изпраща тези сигнали. Още преди да влезе в употреба думата пулсар, учените използували за означаване на тези обекти съкращението МЗЧ — т.е. „малки зелени човечета“.

Тази представа за изкуствения произход на сигналите не просъществувала дълго. За генерирането на такива импулси е необходима 10 милиона пъти повече енергия, отколкото човечеството може да произведе. Не изглежда правдоподобно толкова много енергия да се изразходва само за изпращането на регулярни сигнали, които не носят информация. Освен това с откриването на все повече нови пулсари изглеждало невероятно толкова много различни форми на живот да се намират едновременно в еднакъв стадий на развитие и да изпращат сигнали към нас. Затова тази теория бързо била изоставена.

Но все пак нещо трябва да претърпява строго периодични промени — въртене около друго тяло, завъртане около оста си, пулсации — достатъчно бързи, за да предизвикат импулсите.

За да се предизвикат толкова бързи промени с освобождаване на такова огромно количество енергия, би трябвало да съществува гравитационно поле с мощен интензитет. Астрономите не познавали обекти с такива свойства, но изведнъж се сетили за белите джуджета.

Теоретиците се захванали веднага с тази идея, но не могли да си обяснят как едно бяло джудже може да обикаля около друго, да се върти около оста си или да пулсира с достатъчно кратък период, за да се получи пулсар. Могат да съществуват малки бели джуджета с интензивни гравитационни полета, но те нито са достатъчно малки, нито техните гравитационни полета са толкова интензивни. Те ще се разкъсат и разрушат, ако трябва да обикалят едно около друго, да се въртят около оста си или да пулсират с периоди, по-малки от четири секунди.

Необходим е някакъв обект, по-малък и по-плътен от бяло джудже. Роденият в Австрия астроном Томас Голд (1920) предположил, че пулсарите са именно тези неутронни звезди, които Опенхаймер разглеждаше теоретично. Голд показал, че неутронната звезда е достатъчно малка и плътна и може да се върти около оста си с период четири секунди или по-малък.

Освен това неутронната звезда трябва да има магнитно поле като това на обикновената звезда, но то трябва да е толкова концентрирано и уплътнено, колкото и веществото в нея. По тази причина магнитното й поле е невероятно по-интензивно от полетата на обикновените звезди. При въртенето около оста си неутронната звезда изхвърля електрони, които се улавят от магнитното поле и могат да избягат само през магнитните полюси в двете срещуположни страни на звездата.

Магнитните полюси могат и да не съвпадат с оста на истинското въртене (както е например при Земята). Всеки магнитен полюс прави един оборот около оста на въртене за броени секунди или за части от секундата и разпръсква електроните в пространството (както правят това въртящите се водни пръскачки). След като се изхвърлят, електроните изкривявах траекториите си под действието на магнитното и на гравитационното поле на неутронната звезда. Губейки енергия, не всички електрони могат да избягат, но тази загубена енергия се излъчва под формата на микровълново лъчение.

По този начин всяка неутронна звезда изстрелва две струи микровълново излъчване от двата срещуположни полюса на миниатюрното си кълбо. Ако струята, изхвърлена от неутронната звезда при въртенето й около оста, пресича лъча на зрение, то при всяко завъртане на звездата на Земята ще се детектира кратък микровълнов импулс. Според изчисленията на някои астрономи само една от всеки сто неутронни звезди изпраща микровълново излъчване в посока към нас, така че от съществуващите 100 000 звезди от този вид в нашата Галактика ние няма да бъдем в състояние да открием повече от 1000.

Голд твърдял още, че ако теорията му е вярна, то през полюсите на неутронната звезда ще изтича енергия и скоростта й на въртене трябва да намалява. Това означава, че колкото по-бърз е един пулсар, толкова по-млад е той, толкова по-бързо ще губи енергия и ще забавя въртенето си.

Най-бързият известен пулсар е пулсарът в Ракообразната мъглявина и вероятно той е и най-младият, който сме имали възможност да наблюдаваме досега, тъй като неутронната звезда в мъглявината се е образувала само преди 900 години при експлозията на свръхнова. В момента на своето образуване пулсарът в Ракообразната мъглявина вероятно се е въртял около оста си 1000 пъти в секунда, като бързо е губел енергия. През тези първи 900 години от неговото съществуване е изтекла над 97% от енергията му и сега той се завърта само 30 пъти в секунда. Вероятно пулсарът ще продължава все повече и повече да забавя въртенето си.

Периодът на пулсара от Ракообразната мъглявина беше изследван внимателно и наистина се установи, че той забавя въртенето си точно според предвижданията на Голд. Всеки ден неговият период се увеличава с 36,48 милиардни части от секундата и при този темп той ще се удвоява веднъж на всеки 1200 години. Същият феномен се наблюдава и при други пулсари, чиито периоди са по-големи от този на пулсара в Ракообразната мъглявина и скоростта им на забавяне е по-малка. Първият открит пулсар, сега означен като CP 1919, има период 40 пъти по-дълъг от този на пулсара в Ракообразната мъглявина и темпът на забавянето му е такъв, че удвояването на периода ще става веднъж на 16 милиона години. Когато пулсарът започва да се върти по-бавно, излъчваните от него импулси отслабват. При периоди, надвишаващи 4 секунди, пулсарите ще отслабнат до такава степен, че няма да могат да се детектират. Обаче пулсарите пребивават в състояние, когато могат да бъдат детектирани в продължение на десетки милиони години.

В резултат на изследването на забавянето на импулсите днес астрономите вече със сигурност знаят, че пулсарите са неутронни звезди.

Понякога пулсарът може да ускори внезапно своя период, като увеличението е много малко, но след това тенденцията към забавяне продължава. Това явление беше открито през февруари 1969 г., когато периодът на пулсара Vela X-1^[1] (намиращ се в остатъка на свръхновата, избухнала преди 15 000 години в съзвездието Корабни платна) внезапно се промени. Внезапната промяна в периода беше наречена на жаргон глич от немско-европейската дума, която означава „приплъзване“, и впоследствие този термин навлезе в научната терминология.

Някои астрономи предполагат, че това приплъзване е в резултат на звездотресения, т.е. на преразпределение на масите в неутронната звезда, изразяващо се в скъсяване на диаметъра й с около сантиметър или още по-малко. А може би това се дължи на гигантски метеор, който се забива в неутронната звезда и добавя своята енергия към нейното въртене.

Естествено няма никакви причини да смятаме, че изхвърляните от неутронната звезда електрони губят енергия само във вид на микровълново излъчване. Те ще излъчват и в другите диапазони на спектъра. Ще се излъчват и рентгенови лъчи, както е в случая с Ракообразната мъглявина. Около 10-15% от рентгеновото излъчване на мъглявината се дължи на неутронната звезда в нея. Останалите 85 или повече процента идват от турбулентния газ. Този факт беше обезверил онези астрономи, които още през 1964 г. търсеха неутронна звезда в Ракообразната мъглявина.

Неутронната звезда проблясва и във видимите диапазони на спектъра. През 1969 г. астрономите откриха, че една слаба звезда от шестнадесета величина в Ракообразната мъглявина променя блясъка си през съвсем точни интервали, равни на интервалите на микровълновите импулси. Тези импулси и времето между тях бяха толкова кратки, че беше необходима нова специализирана апаратура за тяхното улавяне. При наблюдение с обикновен телескоп изглеждаше, че звездата има постоянен блясък. Неутронната звезда в Ракообразната мъглявина беше първият открит оптичен пулсар — първата и единствена досега видима неутронна звезда.