Что такое звезды?

Первая публикация кембриджской группы появилась в феврале 1968 г., и уже в ней в качестве вероятных кандидатов на роль источников пульсирующего излучения упоминаются нейтронные звезды. Периодичность радиосигнала связывается с быстрым вращением нейтронной звезды. Источник вращается как фонарь маяка, и это создает прерывистость видимого излучения, приходящего к нам отдельными импульсами. Открытие пульсаров отмечено Нобелевской премией по физике в 1978 г.

Интерпретация: нейтронные звезды В астрономии известно немало звезд, блеск которых непрерывно меняется, то возрастая, то падая. Имеются звезды, их называют цефеидами (по первой из них, обнаруженной в созвездии Цефея), со строго периодическими вариациями блеска. Усиление и ослабление яркости происходит у разных звезд этого класса с периодами от нескольких дней до года. Но до пульсаров никогда еще не встречались звезды со столь коротким периодом, как у первого «кембриджского» пульсара.

Вслед за ним в очень короткое время было открыто несколько десятков пульсаров, и периоды некоторых из них были еще короче. Так, период пульсара, обнаруженного в 1968 г. в центре Крабовидной туманности, составлял 0,033 с. Сейчас известно около четырех сотен пульсаров. Подавляющее их большинство—до 90%— имеет периоды в пределах от 0.3 до 3 с, так что типичным периодом пульсаров можно считать период в 1 с. Но особенно интересны пульсары-рекордсмены, период которых меньше типичного. Рекорд пульсара Крабовидной туманности продержался почти полтора десятилетия. В конце 1982 г. в созвездии Лисички был обнаружен пульсар с периодом 0,155 с, т. е. 1,55 мс. Вращение с таким поразительно коротким периодом означает 642 об/с. Очень короткие периоды пульсаров послужили первым и самым веским аргументом в пользу интерпретации этих объектов как вращающихся нейтронных звезд. Звезда со столь быстрым вращением должна быть исключительно плотной. Действительно, само ее существование возможно лишь при условии, что центробежные силы, связанные с вращением, меньше сил тяготения, связывающих вещество звезды. Центробежные силы не могут разорвать звезду, если центробежное ускорение на экваторе меньше ускорения силы тяжести

Здесь M, R — масса и радиус звезды, Q — угловая частота ее вращения, G — гравитационная постоянная. Из неравенства для ускорений (1.1) следует неравенство для средней плотности звезды (1.2) Если взять период пульсара Крабовидной туманности P=0,033 с, то соответствующая ему частота вращения Q=2p /Р, составит приблизительно 200 рад/с. На этом основании найдем нижний предел его плотности.