Original Material
Краб в созвездии Тельца
Крабовидная туманность — один из самых известных небесных объектов. Огромное количество важнейших астрономических открытий связано с ней! На небе нет туманности, более известной и изученной и в то же время более загадочной. А история ее изучения подобна детективному роману.
Памятник воображению
Впервые эту туманность наблюдал в 1731 году английский физик и астроном-любитель Джон Бевис. Он обозначил туманность в атласе «Уранография Британика», который собирался издать. Но издатель обанкротился и Бевис умер, не дождавшись публикации. Лишь полвека спустя, в 1786 году, карты Бевиса (без упоминания его имени!) вошли в изданный в Лондоне звездный атлас. К тому времени туманность заново открыл Шарль Мессье, астроном при дворе короля Людовика XV.
Мессье занес туманность в каталог под первым номером и дал обозначение М1. Вильям Гершель считал, что это далекое звездное скопление, и будь у него телескоп побольше, он разглядел бы в туманном пятнышке отдельные звезды. Такой телескоп был у лорда Росса, но и тот не смог увидеть в туманности М1 ни одной звезды. Однако Росс сделал две важные вещи. Во-первых, обнаружил, что туманность имеет странную волокнистую структуру. Во-вторых, при еще более внимательном рассмотрении туманность показалась ему похожей на краба, и Росс назвал ее Крабовидной. Под этим названием туманность известна и сегодня — памятник воображению, способному разглядеть всё что угодно в туманном пятнышке.
Первые загадки Крабовидной туманности
В 1892 году британский астроном Вильям Робертс впервые сфотографировал Крабовидную туманность, а американский астроном Весто Слайфер в 1913 году получил ее первые спектрограммы. В отличие от прочих газовых туманностей, спектр Краба оказался непрерывным. На этом фоне были видны раздвоенные линии излучения. Непрерывный спектр (с линиями поглощения) обычно имеют звезды, но здесь-то излучала туманность! Почему спектр оказался непрерывным, а не линейчатым?
Загадка излучения Краба просуществовала долго. Более того, она стала чуть ли не неразрешимой, когда в 1936 году было доказано, что Крабовидная туманность находится на небе точно в том месте, где в 1054 году вспыхивала ярчайшая «звезда-гостья», которую можно было на протяжении нескольких месяцев видеть даже при ярком солнечном свете.
Сейчас такие ярчайшие вспышки называют сверхновыми. Название придумали в 1930-е Вальтер Бааде и Фриц Цвикки, работавшие в американских обсерваториях. «Пусть, — сказали они, — очень яркие новые звезды называются сверхновыми». Название довольно бессмысленное, потому-то, наверное, и прижилось. Так же, как Краб.
В работе Бааде и Цвикки, опубликованной в 1934 году, было много правильных идей. Они подошли к проблеме сверхновых как теоретики, но использовали весь имевшийся в их распоряжении наблюдательный материал. Начали они, однако, не с загадки сверхновых. Их интересовала не менее актуальная в те годы проблема происхождения космических лучей. Бааде и Цвикки впервые связали два явления и сделали вывод: космические лучи могут генерироваться при вспышках сверхновых.
Вторая идея Бааде и Цвикки была еще интереснее и, если можно так выразиться, еще правильнее. Они предсказали, что при вспышках сверхновых рождаются нейтронные звезды.
В 1934 году еще не было правильных идей насчет того, как эволюционируют звезды. Нейтрон был открыт всего двумя годами ранее. Теории ядерных превращений практически не существовало. Идея Бааде и Цвикки выглядела фантастикой, хотя и научной.
Южная звезда — остаток вспышки?
Пока Бааде и Цвикки исследовали Крабовидную туманность, американский астроном Рудольф Минковский изучал две слабенькие звездочки, издавна наблюдавшиеся на фоне М1. Одна из звездочек, как он надеялся, могла быть искомым объектом — «огарком» вспыхнувшей звезды. Минковский выяснил, что южная звезда движется со скоростью более 100 км/с. Что заставило звезду лететь с такой скоростью?
Еще более удивительным оказался спектр южной звезды. Линий в нем не было вовсе! Никаких: ни поглощения, ни излучения. Тем не менее Минковский пришел к выводу: туманность греется южной звездой. Он ошибся.
На ошибку указал в 1948 году радиоастроном Джон Болтон. Он обнаружил на небе четыре ярких источника радиоизлучения. Один из них был расположен в созвездии Тельца. Год спустя Болтон уточнил координаты источника и объявил, что они в точности совпадают с положением Крабовидной туманности. Оказалось, что Крабовидная туманность излучает в радиодиапазоне слишком много, гораздо больше, чем в оптике. Значит, южная звезда не нагревает туманность? Значит, ее радиоизлучение имеет иную природу?
Почему излучает туманность?
Разрешил это противоречие в 1953 году советский астрофизик Иосиф Шкловский, предположив, что в Крабовидной туманности излучает не газ, а электроны, движущиеся в магнитном поле с почти световыми скоростями. Такое излучение называется синхротронным. Ультрарелятивистские электроны, «запутавшись» в магнитном поле Крабовидной туманности, излучают во всех диапазонах длин волн и во всех направлениях. Идея была проста и объясняла наблюдательные данные так естественно, что против нее и возражать не стали.
Никто не возвращался в те годы к загадке южной звезды. А ведь звезда стала еще загадочнее, чем была! Если излучение Крабовидной туманности синхротронное, то нагревать газ в туманности не нужно, и значит, нет необходимости предполагать, что в туманности находится горячая звезда. А размер южной звезды Минковский вычислил именно в предположении, что звезда очень горяча. Всё рассыпалось…
Электроны большой энергии могли остаться в туманности и со времен вспышки. Об этом писал еще Цвикки, когда объяснял происхождение космических лучей. Но это предположение было опровергнуто в 1956 году советским астрофизиком Соломоном Пикельнером. Электроны, ответственные за радиоизлучение Крабовидной туманности, теряют энергию не очень быстро, они действительно могли остаться после вспышки и дожить до наших дней. Но электроны, ответственные за оптическое излучение, за сто лет должны были растерять весь запас энергии! Вспышка произошла девять веков назад. Электроны, излучение от которых доходит в наше время, не могли возникнуть при вспышке — они появились в туманности значительно позже. В Крабовидной туманности должна быть «пушка», непрерывно стреляющая быстрыми электронами. Где же эта пушка? Одно из двух: либо электроны ускоряются в самой туманности, либо источником их является южная звезда.
Рентгеновское окно
В 1962 году ракеты серии Aerobee впервые подняли на высоту ста километров детекторы рентгеновского излучения. В первом же полете был обнаружен мощный источник космического рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона, а во время второго полета открыли еще один источник, и расположен он был в направлении на Крабовидную туманность.
Но что же излучало: вся туманность или знаменитая южная звезда? Приборы того времени не обладали хорошей разрешающей способностью, с их помощью невозможно было получить изображение туманности в рентгеновском диапазоне и выделить излучение южной звезды.
Идею проверки предложил Иосиф Шкловский. 7 июля 1964 года должно было произойти довольно редкое событие — затмение Крабовидной туманности Луной. Если рентгеновским источником является не туманность, а звезда, то Луна закроет ее мгновенно, и рентгеновское излучение исчезнет. Если же излучает вся туманность, то источник начнет ослабевать постепенно, по мере того, как Луна будет наползать на туманность. Полное затмение продолжится 12 минут, затем источник появится вновь.
В момент включения прибора на Aerobee скорость счета фотонов составляла 300 импульсов в секунду, плавно уменьшалась, и две минуты спустя источник исчез. Стало ясно: излучает не южная звезда, а туманность!
С новой силой дало о себе знать старое противоречие. В туманности обязательно должен быть инжектор релятивистских электронов. А в ней не обнаружили пока ничего, кроме южной звезды! Крабовидная туманность ежесекундно излучает во всех диапазонах электромагнитных волн в тысячи раз больше, чем Солнце. В нейтронной звезде (если, как предполагали Бааде и Цвикки, южная звезда — нейтронная) не могло быть таких мощных источников энергии. Откуда им взяться в мертвом и остывшем шаре?
Вариант решения предложил в 1964 году советский астрофизик Николай Кардашёв. Звезда, вспышка которой привела к явлению «звезды-гостьи», обладала магнитным полем и вращалась вокруг оси. В 1054 году она взорвалась. Оболочка разлетелась, а ядро стало нейтронной звездой. Оболочка унесла с собой и силовые линии магнитного поля. Нейтронная звезда быстро вращается, и силовые линии наматываются на нее, как на барабан. Магнитное поле, проходящее сквозь туманность, становится подобным спирали, ветви которой скручиваются всё туже. Увеличивается магнитное поле, растет и магнитное давление. А давление магнитного поля расталкивает плазму в туманности, заставляет ее расширяться всё быстрее.
Однако и решение Кардашёва не объясняло, откуда в туманности ультрарелятивистские электроны, ответственные за излучение. Не из нейтронной же звезды! В 1964 году всё еще существовало сильнейшее и ничем не поколебленное предубеждение: нейтронная звезда — мертвое тело.
Пульсар в Крабовидной туманности
В 1968 году британский радиоастроном Энтони Хьюиш и его аспирантка Джоселин Белл открыли первый радиопульсар1, оказавшийся нейтронной звездой. Но если, как утверждали Бааде и Цвикки, южная звезда в Крабе — нейтронная, то и она, по идее, могла быть пульсаром!
Через год австралийские радиоастрономы открыли в Крабовидной туманности пульсирующий радиоисточник, координаты которого точно совпали с положением южной звезды. Открытие было ожидаемым, но, тем не менее, стало сенсацией. У пульсара в Крабовидной туманности оказался рекордно малый период повторения импульсов — всего 33 миллисекунды.
Зимой 1968 года всем стало очевидно, что нейтронные звезды наконец-то обнаружены. Более того, блестяще подтвердилась идея Бааде и Цвикки о том, что образуются нейтронные звезды при вспышках сверхновых, в процессе катастрофического коллапса.
Но возник естественный вопрос: если радиоизлучение южной звезды так сильно пульсирует, почему этого не происходит ни с оптическим, ни с рентгеновским излучением?
Может, и происходит, сказали наблюдатели, мы об этом не думали. Действительно, никому в голову не приходило искать быстрые пульсации у оптической звезды и тем более у рентгеновского источника. Новых ракетных стартов не потребовалось. Группа американских ученых, возглавляемая Эдвином Болдтом, заново обработала результаты полета ракеты в марте 1968 года с учетом того, что переменность рентгеновского источника может быть быстрой. И переменность нашли — точно такую же, как у радиопульсара, с периодом 33 миллисекунды.
Смущенные наблюдатели решили реабилитировать себя до конца: найти быструю оптическую переменность у южной звезды. В январе 1969 года в Обсерватории Стюарда при Аризонском университете провели серию оптических наблюдений, использовав фотоумножители, способные фиксировать быстрые колебания блеска, и открыли первый оптический пульсар.
Морозными январскими ночами 1969 года завершилась тридцатипятилетняя эпопея поиска нейтронной звезды в Крабовидной туманности.
***
Крабовидная туманность — объект поистине уникальный. Сверхновую 1054 года видели при свете солнца. Первым газообразным остатком взрыва сверхновой, обнаруженным астрономами, была Крабовидная туманность. Первым остатком сверхновой, для которого удалось определить возраст, был Краб. Первым остатком, у которого была обнаружена внутренняя активность, стал Краб. Первый остаток, в центре которого наблюдается оптическая звезда: Краб. Южная звезда в Крабе — первый объект, на который пало подозрение, что это нейтронная звезда. Одним из первых радиоисточников, обнаруженных на небе, был Краб. Один из первых открытых рентгеновских источников — Краб. Повезло даже в том, что Крабовидная туманность регулярно затмевается Луной — наблюдения затмений позволили впервые определить размеры рентгеновского источника. Пульсар в Крабе вращается быстрее многих известных пульсаров.
Целый паноптикум астрофизических аномалий! И наконец: сверхновая 1054 года вспыхнула на расстоянии «всего» шести тысяч световых лет от Солнца. Вспышка ведь могла произойти и на противоположном краю Галактики. Кто знает, как развивалась бы тогда наука — и не только астрофизическая. Многие открытия запоздали бы, а может, и вовсе не были бы сделаны!
Павел Амнуэль
1 См.: Амнуэль П. Далекие маяки Вселенной. Фрязино: Век-2, 2007.