Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Zvezdnye pary

Sergei Popov, Mihail Prohorov
(GAISh MGU)

Esli posmotret' na yasnoe nochnoe nebo, to legko mozhno uvidet', chto zvezdy raspredeleny na nem neravnomerno. To tut, to tam popadayutsya pary ili gruppy zvezd. No mnogie zvezdnye pary obmanchivy: tol'ko na voobrazhaemoi poverhnosti nebesnoi sfery eti zvezdy raspolozheny odna vozle drugoi, a v kosmose, v trehmernom prostranstve, oni razdeleny rasstoyaniyami v sotni i tysyachi svetovyh let. Dazhe izvestnye dvoinye zvezdy $\epsilon$ Vesov, $\epsilon$ Kozeroga, $\epsilon$ Liry kotorye ne vsyakii i razglyadit nevooruzhennym glazom, otnosyatsya k klassu opticheskih, t.e. "sluchainyh", dvoinyh.

Odnako, esli posmotret' na nebo vooruzhennym glazom, to mnogie, kazhushiesya odinochnymi, zvezdy raspadutsya na pary, a nekotorye, kak naprimer $\epsilon$ Liry, dazhe na dve pary. Eto uzhe fizicheskie dvoinye. Zvezdy kruzhatsya drug vokrug druga, uderzhivaemye silami tyagoteniya. Oni, kak pravilo, vmeste poyavilis' na svet (ili luchshe skazat' vmeste nachali izluchat' svet), hotya byvayut i pary, obrazovavshiesya v rezul'tate zahvata odnoi zvezdy drugoi pri tesnom sblizhenii (osobenno chasto eto dolzhno proishodit' v sharovyh skopleniyah i central'nyh oblastyah galaktik).

A byvayut li eshe bolee tesnye pary, kotorye i v teleskop ne razglyadish'? Byvayut. V etom sluchae dvoistvennost' ustanavlivaetsya ili po peremennosti bleska (odna zvezda mozhet zatmevat' druguyu), ili po spektru, v kotorom blagodarya effektu Doplera otrazhaetsya vrashenie zvezd vokrug obshego centra mass. V pervom sluchae zvezda nazyvaetsya zatmennoi peremennoi, a vo vtorom - spektral'no-dvoinoi. Naprimer, Micar yavlyaetsya spektral'no-dvoinoi zvezdoi. A Algol' - zatmennoi peremennoi.

Izuchenie dvoinyh sistem ochen' vazhno dlya vsei zvezdnoi astrofiziki, t.k. imenno u nih mozhno opredelyat' vazhneishie parametry zvezd. V pervuyu ochered' rech' idet o masse. Krome etogo, esli v sisteme proishodyat zatmeniya, to mozhno postroit' "kartu" zvezdy ili akkrecionnogo diska.


Dvoinaya sistema Micar A. (apod 970219)

Sredi mnozhestva dvoinyh zvezd osobenno interesny samye blizkie pary - tesnye dvoinye sistemy. V nih zvezdy mogut neposredstvenno vzaimodeistvovat' drug s drugom.


Dvoinaya sistema (apod 951226)

TESNYE DVO'NYE SISTEMY

Prezhde chem nachat' obsuzhdenie kakoi-libo problemy sleduet dogovorit'sya o terminah i ponyat' vazhnost' obsuzhdaemogo voprosa. Chto my ponimaem pod tesnymi dvoinymi sistemami (TDS), i pochemu oni udostoilis' nashego s vami vnimaniya?

Kriteriem "tesnoty" dvoinoi zvezdnoi sistemy yavlyaetsya ne rasstoyanie mezhdu dvumya komponentami, a stepen' vzaimodeistviya mezhdu nimi. Takzhe i v zhizni, vy mozhete ne znat' vseh svoih sosedei po lestnichnoi kletke i imet' pri etom blizkih druzei na drugom konce goroda, strany ili zemnogo shara. No, vse-taki, chashe nashi blizkie znakomye deistvitel'no zhivut nedaleko ot nas.


Dvoinaya sistema

Vernemsya k zvezdnym sistemam. Naprimer, dva krasnyh karlika s massami v 0.2 solnechnoi, vrashayushihsya na rasstoyanii 1 a.e. drug ot druga, ne yavlyayutsya tesnoi sistemoi, a dve ochen' massivnye zvezdy na takoi zhe orbite budut TDS (obychno rasstoyanie mezhdu komponentami TDS sostavlyaet okolo $10^{12}$ sm, t.e. desyatki radiusov Solnca). Dva takih karlika budut zhit' nezavisimo drug ot druga, kak dva Robinzona na raznyh ostrovah, a sverhgiganty budut aktivno vzaimodeistvovat' drug s drugom. T.o., vmesto slova "tesnye" my mozhem v dannom sluchae smelo ispol'zovat' slovo "vzaimodeistvuyushie". Dlya vsyakogo Robinzona ochen' vazhno naiti hot' kakogo-nibud' sobesednika, dazhe dikarya. Srazu stanovitsya ne tak skuchno, ved' prakticheski vsem sovershenno neobhodimo obshenie.


Dvoinaya sistema - (apod 960228)

Teper' nam ponyatno, chto i zhizn' vzaimodeistvuyushih dvoinyh zvezd gorazdo interesnee zhizni odinokoi zvezdy. No pochemu by ne pogovorit' o troinyh, chetvernyh i t.d. sistemah? Okazyvaetsya, chto sozdat' sistemu, v kotoroi drug s drugom vzaimodeistvovali by tri i bolee zvezd ochen' nelegko: sistema budet dinamicheski neustoichivoi, i "lishnie" zvezdy budut vykinuty iz nee, ili rasstoyanie mezhdu komponentami stanet nastol'ko veliko, chto vsyakoe vzaimodeistvie prekratitsya. Ustoichivymi okazyvayutsya tol'ko tak nazyvaemye "ierarhicheskie" troinye i kratnye sistemy, v kotoryh tret'sya komponenta obrashaetsya po dostatochno shirokoi orbite vokrug dvoinoi sistemy (nikogda ne priblizhayas' na rasstoyanie men'shee 8-10 radiusov "vnutrennei" dvoinoi sistemy). Komponenta sama mozhet byt' tesnoi dvoinoi sistemoi. V etom sluchae tesnye vnutrennie pary "vosprinimayut" drug druga pochti kak tochechnye tela i sistema okazyvaetsya ustoichivoi. K poluchennoi troinoi (ili 4-kratnoi) zvezde mozhno dobavit' sleduyushii uroven' ierarhii, kotoryi dolzhen byt' eshe raz v 10 shire i t.d. Real'no, kak iz-za osobennostei processa zvezdoobrazovaniya, tak i iz-za prilivnogo vliyaniya blizkih zvezd, sistemy vysokoi kratnosti nikogda ne obrazuyutsya.


Dvoinaya sistema

Po toi zhe prichine dovol'no trudno rasschityvat' na obnaruzhenie zhizni na planetah, vrashayushihsya vokrug dvoinyh zvezd, kotorye chasto lyubyat opisyvat' v nauchno-fantasticheskih romanah. Dlya poyavleniya vysshih form zhizni neobhodimy stabil'nye vneshnie usloviya, a eto znachit, chto rasstoyanie ot planety do zvezd dolzhno malo menyat'sya. Krome togo, zvezdy dolzhny davat' dostatochno mnogo energii naprimer dlya rosta rastenii. Oba etih usloviya redko vypolnyayutsya v blizkih dvoinyh sistemah odnovremenno.

Itak, my mozhem nachat' razgovor o tesnyh (t.e. vzaimodeistvuyushih) dvoinyh sistemah. Vnachale nemnogo istorii. TDS stali ob'ektom pristal'nogo vnimaniya uchenyh (i nablyudatelei, i teoretikov) lish' vo vtoroi polovine dvadcatogo veka, a do etogo obsuzhdalis' lish' stroenie i evolyuciya odinochnyh zvezd. I v pervoi polovine HH veka blagodarya rabotam M.Shvarcshil'da, A.Eddingtona, H.Bete i drugih uchenyh eta zadacha byla v obshih chertah reshena (za otkrytie ciklov termoyadernyh reakcii v 1938-39 gg. H.Bete v 1967 g. byla prisuzhdena Nobelevskaya premiya po fizike).

No vot v 50-e gg. na otnositel'no chistom nebosklone astronomii vozniklo malen'koe oblachko...


Klassicheskaya algolevskaya krivaya ( ris. V.M. Lipunova)

Eshe v 1669 g. Dzh. Montanari otkryl peremennost' $\beta$ Perseya, zvezdy, poluchivshei v arabskoi astronomii imya Algol' (glaz d'yavola), ostavsheesya za nei i seichas. A v 1782 g. Dzh. Gudraik zametil, chto blesk Algolya izmenyaetsya ne sluchaino, a periodicheski. Imenno s rabot Gudraika mozhno nachat' otschet istorii izucheniya peremennyh zvezd.

No pochemu zhe imenno Algol' stal etim oblachkom? Davaite obratimsya k obshei kartine evolyucii odinochnoi zvezdy. Evolyuciya odinochnoi zvezdy - eto smena istochnikov energii. Snachala za schet gravitacionnoi neustoichivosti iz mezhzvezdnoi sredy kondensiruetsya protozvezdnoe oblako. Ono uplotnyaetsya, temperatura v ego centre rastet i, nakonec, stanovitsya takoi vysokoi, chto v centre oblaka, teper' uzhe stavshego zvezdoi, zagoraetsya vodorod. Vodorod posle cepochki reakcii prevrashaetsya v gelii. V etom sostoyanii (kotoroe nazyvaetsya stadiei glavnoi posledovatel'nosti) zvezda provodit bol'shuyu chast' svoei zhizni (okolo 90%). Posle ischerpaniya vodoroda v centre zvezdy ona popadaet v oblast' krasnyh gigantov ili sverhgigantov. Vodorodnoe toplivo smenyaetsya gelievym, dalee mogut nachat' svoi prevrasheniya bolee tyazhelye elementy vplot' do zheleza (bolee tyazhelye elementy obrazuyutsya v rezul'tate vspyshek sverhnovyh).

V konce koncov, v zavisimosti ot massy, zvezda prevratitsya v belyi karlik, neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru. My upomyanuli zavisimost' zvezdnoi sud'by ot massy. Chem massivnee zvezda, tem yarche ona svetit, i tem bystree ona evolyucioniruet (hotya zapas topliva u massivnoi zvezdy bol'she, no szhigaet ona ego namnogo bystree zvezdy s men'shei massoi). Vremya zhizni Solnca - 10 milliardov let (iz kotoryh polovina uzhe proletela), a naibolee massivnye zvezdy prohodyat svoi put' za neskol'ko millionov let (za etot nichtozhnyi srok nikakaya zhizn' vokrug etih svetil poyavit'sya, razumeetsya, ne mozhet). Esli obrazuetsya skoplenie zvezd, to ran'she vsego uhodyat s glavnoi posledovatel'nosti naibolee massivnye zvezdy. I v staryh skopleniyah vy uzhe ne naidete sverhgigantov, ostalis' tol'ko karliki.

No v sisteme Algolya, kak zametili P.P.Parenago i A.G.Masevich, vse bylo ne tak. Bolee staroi vyglyadela menee massivnaya zvezda! Voznik paradoks Algolya. Imenno s etogo momenta mozhno nachat' otschet izucheniya TDS.

Ob'yasnenie paradoksa bylo predlozheno D.Kroufordom. Vse prosto, esli predpolozhit', chto massa zvezdy mozhet sushestvenno izmenyat'sya v techenie ee zhizni. Dlya odinochnoi zvezdy eto nevozmozhno dazhe pri sil'nom zvezdnom vetre: 5 ili 10 solnechnyh mass pod kover ne spryachesh'! A v TDS - pozhaluista. Musor mozhno ne zametat' pod kover, a svalit' v drugoi komnate. "Lishnyuyu" massu zvezda mozhet "podarit'" svoei sosedke, esli oni dostatochno sil'no vzaimodeistvuyut.

Dlya togo chtoby ponyat', kogda zhe nachnetsya obmen veshestvom, obratimsya k bolee blizkomu primeru. Davaite otvetim na takoi vopros: gde zakanchivaetsya Solnechnaya sistema? Chasto otvechayut, chto za orbitoi Plutona ili na granice magnitopauzy, no eto ne tak. Ona zakanchivaetsya tam, gde prityazhenie Solnca sravnivaetsya s prityazheniem drugih zvezd, blizkih k Solncu. Vokrug Solnca, t.o., sushestvuet nekotoraya oblast', v kotoroi imenno ego vklad dominiruet v gravitacionnom potenciale. Takaya zhe "oblast' vliyaniya" est' i u kazhdoi zvezdy v dvoinoi sisteme. Iz-za vliyaniya sosedki ona imeet teper' uzhe ne krugluyu formu. Chem bol'she massa zvezdy, tem ona "vliyatel'nee", tem bol'she eta oblast', nazyvaemaya polost'yu Rosha.

U nas kak-by est' dva otkrytyh soobshayushihsya sosuda. Kogda v hode svoei evolyucii zvezda nachinaet rasshiryat'sya, to ee "sosud" mozhet stat' ei tesen, i zvezda, kak moloko na plite, "pobezhit". Zvezda perepolnit polost' Rosha.

Takim obrazom, za schet obmena veshestvom posle perepolneniya polosti Rosha evolyuciya TDS sil'no otlichaetsya ot evolyucii odinochnoi zvezdy. Ved' v processe evolyucii odinochnoi zvezdy sohranyaetsya (my prenebregaem zdes' poterei massy za schet zvezdnogo vetra) vazhneishii parametr - massa, a v TDS komponenty mogut obmenivat'sya veshestvom. V zavisimosti ot parametrov dvoinoi sistemy voznikayut razlichnye ob'ekty.

Napomnim, istoricheski pervymi byli rassmotreny modeli evolyucii odinochnyh zvezd. Odnako, pri rassmotrenii tol'ko ih evolyucii my teryaem bol'shoe kolichestvo informacii. Ved' bol'shaya chast' zvezd, kak sleduet iz nablyudenii, vhodit v sostav dvoinyh i kratnyh sistem, chto, po-vidimomu, yavlyaetsya vazhnoi osobennost'yu processa zvezdoobrazovaniya. Pri estestvennyh predpolozheniyah vo mnogih komp'yuternyh raschetah obrazovaniya zvezd formiruyutsya imenno dvoinye sistemy. Osobenno yasno neobhodimost' ucheta dvoinyh zvezd v evolyucionnyh scenariyah byla osoznana v konce 60-h - nachale 70-h godov kogda byli otkryty pervye dvoinye rentgenovskie istochniki i neitronnye zvezdy (pul'sary).

Evolyuciya zvezd v TDS sil'no otlichaetsya ot evolyucii odinochnoi zvezdy. V techenie evolyucii TDS proishodit (vozmozhno neodnokratnoe) peretekanie veshestva ot odnogo komponenta k drugomu, chto mozhet kachestvenno izmenit' ih evolyucionnyi status. Primerom etogo sluzhit Algol', izvestnaya dvoinaya zvezda v sozvezdii Perseya ("paradoks Algolya"). Obrazovanie bol'shinstva dvoinyh rentgenovskih istochnikov, dvoinyh i millisekundnyh radiopul'sarov bylo by nevozmozhno bez obmena veshestvom, t.k. pri vzryve bolee massivnoi (i bystree evolyucioniruyushei zvezdy) sistema raspalas' by.

Pervye raboty, posvyashennye evolyucii dvoinyh sistem poyavilis' v 60-e gg. Pionerskie raboty B.Pachinskogo, A.V. Tutukova, E. Van den Hevela pozvolili podoiti k ob'yasneniyu evolyucionnogo statusa rentgenovskih ob'ektov, no stalo yasno, chto neobhodimo rassmatrivat' evolyuciyu zamagnichennyh vrashayushihsya ob'ektov: belyh karlikov i neitronnyh zvezd.

Eshe do poyavleniya v sisteme kompaktnogo ob'ekta v nei mogut proishodit' ochen' interesnye sobytiya. Kogda bolee massivnaya zvezda izrashoduet prakticheski ves' vodorod, ona nachnet razbuhat' i nachnet perepolnyat' polost' Rosha. Gaz budet chastichno zahvatyvat'sya vtoroi zvezdoi, a chastichno rasseetsya vokrug, obrazuya obolochku. Primerom takoi sistemy yavlyaetsya izvestnaya lyubitelyam astronomii zvezda $\beta$ Liry. Kak raz posle okonchaniya etoi stadii, kogda iznachal'no bolee tyazhelaya zvezda zametno pohudela, nastupaet stadiya Algolya.


Krabovidnaya tumannost' (M1). (apod 970207)

No vot, nakonec, v sisteme obrazovalsya kompaktnyi ob'ekt: belyi karlik, neitronnaya zvezda ili chernaya dyra.

Evolyuciya tesnoi dvoinoi sistemy (PostScript).

Neitronnye zvezdy i chernye dyry obrazuyutsya obychno posle vspyshki sverhnovoi. Neitronnye zvezdy poyavlyayutsya posle vzryvov zvezd s massoi vyshe primerno 10 mass Solnca, chernye dyry - iz naibolee massivnyh zvezd (s massoi bol'she 40-60 solnechnyh mass, eta granica dovol'no ploho izvestna i, vozmozhno, krome massy eshe slabo zavisit ot drugih parametrov predsvehrnovoi zvezdy). Iz zvezd s massami na glavnoi posledovatel'nosti ot primerno 35 do 60 mass solnca skoree vsego v raznyh sluchayah mogut obrazovyvat'sya i neitronnye zvezdy i chernye dyry. Etot vyvod, kstati, osnovan na izuchenii TDS. Belye karliki obrazuyutsya bez vspyshki iz menee massivnyh zvezd, odnako, esli vposledstvii na belyi karlik peretechet dostatochno veshestva s blizkoi sosedki, to on takzhe mozhet prevratit'sya v neitronnuyu zvezdu (tak v nashe vremya mogut obrazovyvat'sya neitronnye zvezdy v ellipticheskih galaktikah, gde prakticheski sovsem net molodyh massivnyh zvezd, t.k. malo gaza i pyli, iz kotoryh oni obrazuyutsya).

NE'TRONNYE ZVEZDY

Massivnye zvezdy zakanchivayut svoyu zhizn' kolossal'nym vzryvom, posle kotorogo ot giganta, vo mnogo raz prevyshavshego razmery nashego Solnca, ostaetsya lish' medlenno ostyvayushii "trup" - malen'kii, chrezvychaino plotnyi bystrovrashayushiisya ob'ekt. Astronomy nazyvayut ih neitronnymi zvezdami.


Kol'ca sverhnovoi 1987A. (apod 960705)

Segodnya my znaem, chto neitronnye zvezdy - eto chrezvychaino kompaktnye (s radiusom poryadka 10 km) zvezdy, chasto obladayushie moshnym magnitnym polem. Za schet togo, chto oni sostoyat pochti celikom iz neitronnogo veshestva, udaetsya "upakovat'" massu poryadka massy Solnca v stol' malen'kii, po astronomicheskim merkam, sharik. Ih sushestvovanie bylo predskazano eshe v 30-e gody nashego veka L.Landau srazu posle otkrytiya neitrona v 1932 g. Ochen' lyubopytno otmetit', chto vse neitronnye zvezdy, massy kotoryh izvestny dostatochno tochno (oni vhodyat v sostav dvoinyh radiopul'sarov) imeyut ochen' pohozhie massy ot 1.38 do 1.41 mass Solnca.

Neitronnye zvezdy - odni iz samyh interesnyh astronomicheskih ob'ektov s fizicheskoi tochki zreniya. Fizika neitronnyh zvezd svyazana i so sverhtekuchest'yu, i so sverhprovodimost'yu, t.k. iz-za kolossal'noi plotnosti v nedrah neitronnyh zvezd (eta plotnost' poryadka yadernoi) vse neobhodimye usloviya dlya etih "sverh" yavlenii okazyvayutsya vypolneny dazhe pri otnositel'no vysokoi temperature. Vazhny eti ob'ekty i dlya fiziki plazmy, osobenno dlya izucheniya vzaimodeistviya plazmy s sil'nym magnitnym polem (magnitnye polya na mnogo poryadkov prevoshodyat polya, dostizhimye v zemnyh laboratoriyah), i sobstvenno dlya izucheniya processov v sverhsil'nyh magnitnyh polyah. Krome etogo, neitronnye zvezdy - vazhneishie ob'ekty dlya proverki obshei teorii otnositel'nosti. Est' idei i o "narodno-hozyaistvennom" ispol'zovanii neitronnyh zvezd, obladayushih ochen' stabil'nym vrasheniem, kotoroe nikak ne zavisit, estestvenno, ot processov, proishodyashih na Zemle, v kachestve tochnyh etalonov vremeni. Ostaetsya dobavit' vklad fiziki neitronnyh zvezd v izuchenie povedeniya veshestva pri yadernoi plotnosti i izuchenie elementarnyh chastic.

Otkrytye v 60-e gody radiopul'sary dovol'no bystro byli otozhdestvleny s neitronnymi zvezdami (al'ternativnaya gipoteza pul'siruyushih belyh karlikov byla pochti srazu isklyuchena novymi nablyudeniyami). Chut' pozzhe analogichnaya situaciya proizoshla i s nekotorymi iz otkrytyh v 70-e gody galakticheskih istochnikov rentgenovskogo izlucheniya. Vsego na segodnyashnii den' astronomy obnaruzhili bolee 1000 takih kompaktnyh ob'ektov. Iz nih bol'shinstvo yavlyayutsya radiopul'sarami, t.e. istochnikami strogo periodicheskih radioimpul'sov (kstati, oni yavlyayutsya chempionami sredi astronomicheskih ob'ektov po chislu poluchennyh za ih issledovanie Nobelevskih premii), a ostal'nye - rentgenovskimi ili gamma istochnikami. Sootvetstvuyut li eti cifry deistvitel'nomu kolichestvu neitronnyh zvezd, nahodyashihsya Galaktike? Astronomy schitayut, chto na samom dele nash "zvezdnyi gorod" naselyaet ne menee 100-300 mln. takih ob'ektov, ved' za milliardy let evolyucii Galaktiki svoi zhiznennyi put' uspelo zavershit' ogromnoe kollichestvo massivnyh zvezd. Pochemu zhe neitronnyh zvezd naideno tak malo? Prichina etogo kroetsya v trudnostyah ih obnaruzheniya. Odinochnaya neitronnaya zvezda redko vystavlyaet sebya na pokaz, predpochitaya kosmicheskoe otshel'nichestvo. Poetomu posle ih predskazaniya prakticheski nikto i ne pytalsya obnaruzhit' samyh malen'kih chlenov zvezdnogo semeistva v edinstvennom izvestnom togda opticheskom diapazone.

Zato dovol'no prosto zafiksirovat' podobnyi ob'ekt, esli on yavlyaetsya odnim iz komponentov tesnoi dvoinoi sistemy. V takih sistemah mozhet proishodit' padenie ili, govorya po-nauchnomu, akkreciya na poverhnost' neitronnoi zvezdy veshestva vtorogo komponenta. V rezul'tate etogo voznikaet moshnoe rentgenovskoe izluchenie, kotoroe my mozhem zafiksirovat' s pomosh'yu kosmicheskih apparatov, poskol'ku zemnaya atmosfera v etom diapazone neprozrachna. Zdes' neobhodimo podcherknut', chto do nedavnego vremeni vse neitronnye zvezdy, otkrytye po rentgenovskim nablyudeniyam, vhodili v sostav tesnyh dvoinyh sistem ostal'nye neitronnye zvezdy rentgenovskogo neba pervonachal'no obnaruzhivalis' po nablyudeniyam v drugih diapazonah (udalos' zafiksirovat' rentgenovskoe izluchenie ot neskol'kih radiopul'sarov, a takzhe ot ob'ekta Geminga, otkrytogo po gamma-nablyudeniyam).

Odnako neitronnye zvezdy mogut sushestvovat' ne tol'ko v dvoinyh sistemah. Vo-pervyh, odinochnye neitronnye zvezdy mogut obrazovyvat'sya v rezul'tate raspada dvoinoi sistemy. Tak, esli v processe vspyshki sverhnovoi vzryvaetsya bolee massivnaya zvezda, i v moment vzryva ona teryaet bolee poloviny summarnoi massy vsei sistemy (pri krugovoi orbite), to takaya sistema raspadaetsya, i poluchaetsya dve odinochnyh zvezdy, odna iz kotoryh, ta chto ostalas' posle vspyshki sverhnovoi, - neitronnaya. Vo-vtoryh, izolirovannaya neitronnaya zvezda mozhet obrazovat'sya i v rezul'tate "estestvennoi smerti" - vzryva sverhnovoi - iznachal'no odinochnoi massivnoi zvezdy.

Obnaruzhit' izolirovannuyu neitronnuyu zvezdu - zadacha dovol'no slozhnaya. Ved' pri diametre vsego v 20 km, zametit', naprimer, teplovoe izluchenie takogo ob'ekta, dazhe esli on imeet bol'shuyu temperaturu, s rasstoyaniya bolee odnogo kiloparseka prakticheski nevozmozhno, po kraine mere segodnya. Odnako ne stoit dumat', chto eti ekzoticheskie ob'ekty navsegda skrylis' ot nashego vzora v glubinah Galaktiki. V poslednee vremya astronomy, kazhetsya, nashli sposob ih obnaruzheniya.


Odinochnaya neitronnaya zvezda (ukazana strelkoi). Nesmotrya na vozmozhnosti Kosmicheskogo Teleskopa imeni Habbla v vidimom svete neitronnaya zvezda vyglyadit prosto slaben'koi zvezdochkoi. (apod 981128)

Uvidet' odinochnuyu neitronnuyu zvezdu na bol'shom rasstoyanii mozhno prakticheski tol'ko na dvuh stadiyah ee evolyucii. Naibolee izvestna tak nazyvaemaya stadiya ezhekcii, kogda, govorya uproshenno, izluchenie bystro vrashayusheisya neitronnoi zvezdy (elektromagnitnoe izluchenie ili veter relyativistskih chastic) ne pozvolyaet veshestvu padat' na ee poverhnost', i togda my mozhem nablyudat' ee v vide radiopul'sara. No, uvy, stadiya radiopul'sara otnositel'no neprodolzhitel'naya. Da eshe ne pri vsyakom raspolozhenii pul'sara otnositel'no Zemli my smozhem zafiksirovat' ego radioizluchenie. Pul'sar izluchaet nesimmetrichno. I luch mozhet proskal'zyvat' mimo Zemli. Po etoi prichine my ne vidim bolee poloviny pul'sarov, iz teh chto principial'no dostupny nashim nablyudeniyam (ozhidaetsya, chto vo vtorom desyatiletii 21 veka blagodarya kilometrovoi sisteme radioteleskopov - SKA - my smozhem nablyudat' vse radiopul'sary, napravlennye na nas). Esli molodaya zvezda obladaet ekstremal'no sil'nym magnitnym polem, poryadka