Космос- Журнал

Новости и статьи о космосе, астрономии и технологиях

35

подобных системах движется по очень вытянутой орби-
4&
те 18. Поскольку в апоастре расстояние между звездами
довольно велико, то и аккреция мала, а следовательно,
рентгеновский источник является слабым. В периастре
же звезды становятся в десятки раз ближе, и поэтому
скорость аккреции и рентгеновская светимость
возрастают. Однако в этих системах вытянутость орбиты должна
быть аномально большой (эксцентриситет должен
превышать 0,97), и образование таких двойных систем
маловероятно. Следовательно, причиной рентгеновской
вспышки, по-видимому, являются какке-то
нестабильности в процессе аккреции (неравномерное истечение
вещества из нормальной звезды или неустойчивости в
газовом диске), а не вытянутость орбит. Однако
рассмотрение различных видов неустойчивостей пока не дало
удовлетворительного объяснения феномена
рентгеновской новой. Дожидается своего решения и загадка «бар-
стеров». Есть немало различных гипотез на этот счет
вплоть до идеи о ядерном взрыве в падающей на
релятивистскую звезду плазме...
Теория радиопульсаров тоже пока далека от своего
завершения. Казалось бы, исследуя излучение
радиопульсаров, можно получить информацию о процессах,
происходящих в сверхсильном поле тяжести нейтронной
звезды. Но оказалось, что излучение пульсаров
возникает не у поверхности релятивистской звезды, а в
области так называемого светового цилиндра, т. е. там, где
скорость вращения магнитосферы (а она вращается
синхронно с звездой) приближается к скорости света.
Именно здесь и возникают явления, приводящие к
когерентному радиоизлучению пульсара.
Радиус светового цилиндра около 1000 км (в сотни
раз больше гравитационного радиуса нейтронной
звезды), и «подобраться» к областям, непосредственно
примыкающим к гравитационному радиусу, пока не
удается, несмотря на все успехи техники наблюдений. Из-за
этого остаются неподтвержденными многие выводы
теории строения релятивистских звезд. Не вполне ясен даже
фундаментальный вопрос: какая масса нужна, чтобы
начался неудержимый коллапс. Пожалуй, наибольшее
значение для предельной массы нейтронной звезды было
получено в 1976 г. К. Бречером и А. Капорасо —
около
18
Аналогичную идею еще в 1964 г. предложил И. С.
Шкловский для объяснения периодических аномалий в излучении Крабо-
видной туманности.
46
5 Мс Однако большинство исследователей
предполагают более скромные величины —
до 2 Мс т. е. столько
же, сколько получил. 20 лет назад Камерон на основе
значительно упрощенной модели.
Гораздо больший прогресс был достигнут в
теоретических исследованиях проблемы черных дыр. Мы не
будем здесь подробно останавливаться на вопросах