конечно, не поверхность нейтронной звезды, а ее «атмосфера», вернее -
«магнитосфера», размеры которой в сотню раз больше размеров нейтронной
звезды.
Таким образом, в пульсарах имеет место ускорение заряженных частиц до
огромных энергий. Похоже на то, что эти частицы попадают из магнитосферы
пульсара в Крабовидную туманность и обеспечивают свечение последней.
Можно было бы еще много говорить о замечательных свойствах пульсаров.
Например, изучая поляризацию их радиоизлучения, как оказывается, можно опре-
делить напряженность межзвездного магнитного поля. Это, пожалуй, лучший из су-
ществующих методов определения этой важнейшей характеристики межзвездной
среды. Сложнейшие вопросы ставят пульсары и перед теоретиками. Так, внутрен-
ние слои пульсара должны находиться в сверхпроводящем и в сверхтекучем состоя-
нии. Для двух самых молодых пульсаров, находящихся в оболочках сверхновых,
наблюдались внезапные «сбои» в периодах, что неизбежно должно быть связано
с изменением периода вращения. Эти так называемые «звездотрясения», по-види-
мому, связаны с какой-то перестройкой внутренней структуры пульсаров. Их при-
рода, как и многое другое, касающееся пульсаров, пока неизвестна. Почему, напри-
мер, оптические кванты излучает только самый молодой пульсар NP 0532,
находящийся в «Крабе»? Похоже на то, что генерация заряженных частиц сверхвы-
соких энергий должна быстро затухать со временем, но почему? В гл. 8 мы немно-
го коснемся еще одного интересного аспекта, связанного с пульсаром в Крабовид-
ной туманности. О другом недавно появившемся методе изучения нейтронных
звезд речь будет также идти в гл. 8. А теперь мы перейдем к другой, не менее вол-
нующей проблеме.
Еще в конце тридцатых годов была доказана теорема, согласно которой давле-
ние газа в недрах звезды, лишенной источников энергии (например, внутри ней-
тронной звезды), не может уравновесить гравитационное притяжение наружных
слоев звезды, если масса последней превышает некоторый предел. Этот предел не
так уж велик и только немногим превышает 2,5 солнечной массы.
Но ведь масса первоначально образовавшейся из облака межзвездного газа
протозвезды может значительно превосходить этот предел. Что же будет тогда?
До последнего времени неявно принималось, что звезда в стадии красного гиганта
«сбрасывает» излишек массы тем или иным способом (см. гл. 4). Но ведь это совер-
шенно необязательно! Звезда не живое существо, и поэтому она не может точно
«помнить», сколько же именно ей надо сбросить с себя вещества, чтобы не попасть
в «неприятное положение»...
А положение такой звезды, выражаясь образно, мы вполне можем назвать не-
завидным. Так как перепад газового давления уже не может противодействовать
силе притяжения, наступит катастрофа: звезда начнет с огромной скоростью сжи-
маться, одновременно уплотняясь. Она будет как бы раздавлена собственным ве-
сом. За каких-нибудь несколько секунд звезда может превратиться в сверхплотную
«точку». Это явление, которое уже давно занимает умы теоретиков, получило на-
звание «гравитационный коллапс».
Но сожмется ли «коллапсирующая» звезда до точечных размеров? То, что бу-
дет написано ниже, неподготовленному читателю может показаться фантастикой.
И тем не менее это актуальнейшая, строго научная задача современной физики
и астрофизики. Итак, звезда будет быстро сжиматься, причем ее масса будет оста-
ваться неизменной. Очевидно, что при этом так называемая «параболическая», или,
как многие говорят в последние годы, «вторая космическая», скорость будет не-
прерывно расти по закону где r — радиус звезды. Для поверхности Солн-
ца параболическая скорость примерно 700 км/с. Если бы наше Солнце сжалось до
таких размеров, что его радиус стал равным 3 км (при этом его средняя плотность
была бы около 10
16
г/см
3
, что в 10 раз превышает плотность атомного ядра), то
70