Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

Сразу же после открытия этого рентгеновского источника возникла проблема: а что представляет собой этот источник? Можно было ожидать, что излучает сама Крабовидная туманность, т. е. объект, имеющий хотя и небольшие, но вполне определенные угловые размеры порядка 5 минут дуги. Но, с другой стороны, нельзя было исключить и возможность того, что источником рентгеновского излучения является звезда, некогда взорвавшаяся как сверхновая. В таком случае угловые размеры рентгеновского источника были бы ничтожно малы, т. е. он оказался бы «точечным». Разрешающая способность рентгеновской астрономии, в данном случае — способность отличить «точечный» источник от малого, но протяженного объекта, 10 лет назад была весьма низка. Счастливое обстоятельство помогло, однако, астрономам быстро решить эту проблему. Мы уже говорили выше о том, что при исследовании распределения радиояркости Крабовидной туманности весьма эффективным оказался метод анализа радиоизлучения во время ее покрытия Луной. Аналогичный метод вполне приложим к анализу рентгеновского излучения Крабовидной туманностью. Нужно в подходящий момент во время покрытия Луной туманности запустить ракету, на которой должен находиться детектор, ориентированный на Краб. При этом должен непрерывно регистрироваться уровень рентгеновского излучения от туманности. Если источник рентгеновского излучения точечный, то в момент его покрытия краем Луны поток резко упадет до нуля. Если источник протяженный, то поток рентгеновского излучения по мере нахождения края Луны на источник будет постепенно уменьшаться.

Рис. 17.11:Результаты рентгеновских наблюдений во время покрытий Луной Крабовидной туманности. Вверху — зависимость скорости счета рентгеновских квантов от времени.

Такой опыт по нашему предложению был осуществлен Фридманом 7 июля 1964 г. Луна закрывала туманность со скоростью около 0 , 5 за минуту времени. Максимальные угловые размеры Крабовидной туманности 6 , следовательно, полная длительность покрытия около 12 минут. Ракета могла находиться на высоте свыше 100 км (где только и можно принимать космическое рентгеновское излучение) всего лишь около 5 минут. По этой причине программа наблюдений была построена так, чтобы можно было наблюдать только центральную часть Крабовидной туманности размером в 2 . Результаты этих наблюдений представлены на рис. 17.11, где приведена зависимость показаний детектора от времени при покрытии Крабовидной туманности Луной. Из приведенной на этом рисунке кривой сразу же видно, что источник рентгеновского излучения является протяженным , так как показания детектора убывают по мере закрытия туманности Луной постепенно . На рис. 17.11 (внизу) восстановлено полученное из показаний детектора распределение яркости источника рентгеновского излучения в Крабовидной туманности. Угловые размеры его порядка 1 , т. е. значительно меньше размеров туманности в оптических лучах.

В дальнейшем было выполнено много наблюдений рентгеновского излучения Крабовидной туманности в разных спектральных диапазонах. При помощи аппаратуры, установленной на баллонах (воздушных шарах), удалось проследить жесткий спектр Крабовидной туманности вплоть до гамма-диапазона, т. е. вплоть до энергий квантов в сотни миллионов электронвольт [ 40 ] Наблюдаются и кванты с энергией 10 11 —10 12 эВ по вызываемым ими вспышкам черенковского излучения в земной атмосфере (см. § 20). . Напомним, что энергия квантов оптического диапазона составляет 2—3 эВ, а кванты радиодиапазона имеют энергию еще в сотни тысяч и миллионы раз меньшую. Таким образом, отношение энергий квантов крайних областей всего диапазона электромагнитных волн, принимаемого от Крабовидной туманности, составляет 10 14, или сотни тысяч миллиардов. Ни один другой космический объект (включая чрезвычайно близкое к нам и потому очень яркое Солнце) не исследован в таком широком диапазоне спектра. На примере этой туманности мы можем увидеть всеволновой характер современной астрономии. Пока в спектре Крабовидной туманности остаются два «белых пятна»: а) далекая инфракрасная область, б) ультрафиолетовая область. Эти спектральные участки чрезвычайно трудны для наблюдений. Ультрафиолетовое излучение, например, сильно поглощается межзвездной средой. Тем не менее электромагнитный спектр туманности вырисовывается со всей определенностью. Он представлен на рис. 17.12, где по оси абсцисс нанесены частоты излучения (пропорциональные энергиям квантов), а по оси ординат — спектральная плотность потока.