Звезды не крутятся вокруг своей оси

Все мы знаем, что Земля вращается вокруг Солнца. Исходя из этого, возникает закономерный вопрос: вращается ли само Солнце? И если да, то вокруг чего? Ответ на этот вопрос астрономы получили только в XX столетии.

Наша звезда действительно движется, причем если Земля имеет два круга вращения (вокруг Солнца и вокруг своей оси), то у Солнца их три. Мало того, вся Солнечная система вместе с планетами и другими космическими телами постепенно отдаляется от центра галактики, сдвигаясь с каждым оборотом на несколько миллионов километров.

Вокруг чего движется Солнце?

Вокруг чего же вращается Солнце? Известно, что наша звезда располагается в галактике Млечный Путь, диаметр которой имеет около 30 000 парсек. Под парсеком понимают астрономическую единицу измерения, равную 3,26 световых лет.

В центральной части Млечного Пути находится относительно небольшой Галактический центр с радиусом порядка 1000 парсек. В нем до сих пор происходит образование звезд и располагается ядро, благодаря которому когда-то и возникла наша звездная система.

Расстояние Солнца от Галактического центра составляет 26 тысяч световых лет, то есть оно расположено ближе к краям галактики. Вместе с остальными звездами, входящими в Млечный Путь, Солнце крутится вокруг этого центра. Средняя скорость его движения варьируется в пределах от 220 до 240 км в секунду.
На один оборот вокруг центральной части галактики уходит в среднем 200 млн. лет. За весь период своего существования наша планета вместе с Солнцем облетела вокруг Галактического ядра всего около 30 раз.

Почему Солнце вращается вокруг галактики?

Как и в случае с вращением Земли, точная причина движения Солнца не установлена. По одной из версий, в Галактическом центре находится некая темная материя (сверхмассивная черная дыра), которая воздействует как на вращение звезд, так и на их скорость. Вокруг этой дыры находится другая дыра меньшей массы.

Совместно обе материи оказывают гравитационное влияние на звезды в галактике и вынуждают их передвигаться по различным траекториям. Другие ученые придерживаются мнения, что движение связано с гравитационными силами, исходящими от ядра Млечного Пути.

Как и любой объект, Солнце движется по инерции по прямой траектории, однако гравитация Галактического центра притягивает его к себе и тем самым заставляет вращаться по окружности.

Вращается ли Солнце вокруг своей оси?

Вращение Солнца вокруг своей оси является вторым кругом его движения. Поскольку оно состоит из газов, его движение происходит дифференцированно.

Иными словами, на своем экваторе звезда вращается быстрее, а на полюсах – медленнее. Отследить вращение Солнца вокруг своей оси достаточно сложно, поэтому ученым приходится ориентироваться по солнечным пятнам.

В среднем пятно в районе солнечного экватора совершает оборот вокруг оси Солнца и возвращается в исходное положение за 24,47 дня. Регионы в области полюсов движутся вокруг солнечной оси за 38 дней.

Чтобы вычислить какую-то конкретную величину, ученые приняли решение ориентироваться на позицию 26° от экватора, так как примерно в этом месте наблюдается наибольшее количество солнечных пятен. В итоге астрономы пришли к единой цифре, согласно которой скорость обращения Солнца вокруг собственной оси составляет 25,38 дней.

Что такое вращение вокруг сбалансированного центра?

Как говорилось выше, в отличие от Земли, Солнце имеет три плоскости вращения. Первая – вокруг центра галактики, вторая – вокруг своей оси, а вот третьей является так называемый гравитационный сбалансированный центр. Если объяснять простыми словами, то все планеты, вращающиеся вокруг Солнца хоть и имеют намного меньшую массу, но немного притягивают его к себе.

В результате этих процессов собственная ось Солнца также вращается в пространстве. При вращении она описывает радиус центровой балансировки, внутри которого и вращается Солнце. При этом само Солнце тоже описывает свой радиус. Общая картина этого движения астрономам вполне понятна, но ее практическая составляющая до конца не изучена.

В целом же наша звезда – очень сложная и многогранная система, поэтому в будущем ученым предстоит раскрыть еще много ее тайн и загадок.

Вращение звезды — это вращательное движение звезды вокруг своей оси. Скорость вращения может быть измерена по смещению линий в её спектре или по времени движения активных элементов («звёздных пятен») на поверхности. Вращение звезды создаёт экваториальную выпуклость за счёт центробежных сил. Так как звёзды не являются твёрдыми телами, у них также может существовать дифференциальное вращение; другими словами, экватор звезды может вращаться с другой угловой скоростью, чем области в высоких широтах. Эти различия в скорости вращения внутри звезды могут играть важную роль в генерации магнитного поля звёзд [1] .

Магнитное поле звезды взаимодействует со звёздным ветром. Так как звёздный ветер движется от звезды, а магнитное поле взаимодействует с ветром, то в результате этого взаимодействия угловой момент передаётся от звезды ветру, который постепенно «уносит» его, и со временем этот перенос замедляет скорость вращения звезды.

Содержание

Измерения [ править | править код ]

Если звезда не наблюдается со стороны её полюса, то некоторые участки поверхности приближаются к наблюдателю, а некоторые удаляются. Компонента движения, которая приближается к наблюдателю, называется радиальной скоростью. Из эффекта Доплера, приближающиеся к нам участки диска звезды вызовут смещение линий в её спектре к фиолетовому концу, а удаляющиеся — к красному. Разумеется, линии одновременно сместиться в противоположных направлениях не могут. В действительности часть линии сместится к одному концу спектра, часть к другому, в результате чего линия растянется, расширится. Именно по этому расширению и можно узнать, вращаются ли звёзды вокруг осей, причём с возрастанием скорости вращения увеличивается и ширина линий в спектре звезды [2] . Тем не менее, это расширение должно быть тщательно отделено от других эффектов, которые могут вызвать увеличение ширины линий в спектре звезды.

Для гигантских звёзд, атмосферные микротурбулентности могут приводить к уширению линий значительно больше, чем вращение звезды, сильно искажая сигнал. Тем не менее, альтернативный подход может быть использован при гравитационном микролинзировании событий. Это происходит, когда массивный объект проходит перед более отдалённой звездой и действует как линза, увеличивая изображение [3] .

Компонента радиальной скорости зависит от наклонения полюса звезды к лучу зрения. Измеренное значение в справочниках всегда даётся как v e ⋅ sin ⁡ i <displaystyle v_cdot sin i> , где v e <displaystyle v_> — скорость вращения на экваторе, а i <displaystyle i> — наклонение. Так как угол i известен не всегда, то результат измерений всегда показывает минимальное значение скорости вращения звезды. То есть, если i не является прямым углом, то фактическая скорость больше, чем v e ⋅ sin ⁡ i <displaystyle v_cdot sin i> [2] . Это значение также иногда называют предполагаемой скоростью вращения. Средние значения экваториальных скоростей вращения определяют, предполагая, что оси ориентированы случайным образом по отношению к лучу зрения и используют формулу: v e ⋅ sin ⁡ i ¯ = π 4 v e <displaystyle <overline cdot sin i>>=<frac <pi ><4>>v_> [4] .

Если звезда показывает высокую магнитную активность, такую как «звёздные пятна», то эти особенности также можно использовать для оценки скорости вращения. Но поскольку пятна могут образовываться не только на экваторе, но и в других местах, да ещё и переноситься по поверхности на протяжении всей их жизни, то такое дифференциальное вращение звезды может приводить к различным эффектам измерения [5] .

Звёздная магнитная активность часто связана с быстрым вращением, поэтому этот метод также может быть использован для измерения скорости вращения таких звёзд [6] . Наблюдение «звёздных пятен» показало, что эта активность может фактически изменять скорость вращения звезды, так как магнитные поля влияют на ток газов под поверхностью звезды [7] .

Физические эффекты [ править | править код ]

Экваториальная выпуклость [ править | править код ]

Гравитация стремится превратить небесное тело в идеальный шар, у которого все части находятся как можно ближе к центру масс. Но вращающиеся звёзды имеют несферическую форму: один из признаков подобной несферичности — экваториальная выпуклость. Когда из вращающегося протозвёздного диска формируется звезда её форма становится все более и более сферической, но этот процесс не идёт вплоть до идеальной сферы. На полюсах сила тяжести приводит к увеличению сжатия, но на экваторе сжатию эффективно противостоит центробежная сила. Окончательный вид звезды после звёздообразования имеет равновесную форму, в том смысле, что сила тяжести в экваториальной области не может придать звезде, более сферическую форму. Вращение приводит также к гравитационному потемнению на экваторе, как описано в теореме фон Цайпеля. (Эта теорема предсказывает «потемнение», то есть разность температур (иногда свыше нескольких тысяч градусов) между более «прохладной» экваториальной областью и более горячими полюсами). Неучёт гравитационного потемнения экваториальных областей звёзд может привести к систематическому занижению скоростей их вращения [8] .

Ярким примером звезды с экваториальной выпуклостью является Регул (α Льва). Скорость вращения этой звезды на экваторе — 317±3 км/с. Это соответствует периоду вращения 15,9 часа, что составляет 86 % от скорости, при которой звезда будет разорвана на части.

Экваториальный радиус этой звезды на 32 % больше, чем полярный радиус [9] . В качестве примеров другие быстровращающихся звёзд можно привести Вегу, Альтаир и Ахернар.

Скорость отрыва (break-up velocity) — выражение, которое используется, чтобы описать случай, когда центробежные силы на экваторе равны силе тяжести. Для стабильных звёзд скорость вращения должна быть ниже этого значения [10] .

Дифференциальное вращение [ править | править код ]

Дифференциальное вращение наблюдается на таких звёздах, как Солнце, когда угловая скорость вращения меняется с широтой. Как правило, угловые скорости уменьшается с увеличением широты. Однако обратное также было отмечено, например, для звезды HD 31993 [11] [12] . Первой звездой, после Солнца, для которой были выявлены детали дифференциального вращения была AB Золотой Рыбы [1] [13] .

Основной механизм, который вызывает дифференциальное вращение является турбулентность конвекции внутри звезды. Конвективное движение переносит энергию к поверхности за счёт движения плазмы. Эта масса плазмы несёт часть угловой скорости звезды. При турбулентности происходит сдвиг массы и момента вращения, который может быть перераспределён по различным широтам через меридиональные токи [14] [15] .

Взаимодействие между областями, с резкими различиями скоростями вращения считаются эффективными механизмами для динамо-процессов, которые генерируют звёздное магнитное поле. Существует также сложное взаимодействие между вращением звезды и распределением её магнитного поля, с превращением магнитной энергии в кинетическую и соответствующим изменением распределения скоростей [1] .

Замедление вращения [ править | править код ]

Звёзды формируются в результате коллапса низкотемпературного облака газа и пыли. Как только облако сколлапсирует, закон сохранения момента импульса превращает даже небольшое общее вращение протяжённого облака в весьма быстрое вращение компактного диска. В центре этого диска формируется протозвезда, которая разогревается за счёт гравитационной энергии коллапса.

По мере того как схлопывание продолжается, скорость вращения может увеличиться до точки, в которой аккреционный диск протозвезды может распадаться из-за действия центробежной силы на экваторе. Таким образом, скорость вращения должна быть замедлена в течение первых 100 тысяч лет, чтобы избежать подобного сценария. Одним из возможных объяснений торможения может быть взаимодействие магнитного поля протозвезды со звёздным ветром. Истекающий ветер уносит часть углового момента и замедляет скорость вращения будущей звезды [16] [17] .

Большинство звёзд главной последовательности спектральных классов от F5 и O5 быстро вращаются [9] [18] . Для звёзд в этого класса измеренная скорость вращения увеличивается с массой. Это увеличение вращения достигает максимума у молодых, массивных звёзд класса B. Так как ожидаемая продолжительность жизни звезды уменьшается с ростом массы, то это может быть объяснено снижением скорости вращения с возрастом.

Параметры вращения звёзд в зависимости от спектрального класса

Спектральный класс	ve (км/с) [19]	vmax (км/с) [20]	vотр (км/с) [20]	R ⊙ <displaystyle R_<odot >> [21]	tср (час)	Tср (дн.)
Тёмные межзвёздные облака, области звездообразования	1	—	—	—	—	—
O5	190	400	—	12

70

3 B0 200 420 630 6 35 1.5 A0 190 320 500 2,25 15 0,6 F0 100 180 450 1,6 20 0,8 F5 30 100 400 1,4 60 2,5 G0 4 100 400 1 300 12 K, M 1 — — 0,6 >700 >30 v_e — средняя скорость вращения звёзд в предположении произвольной ориентации осей вращения; v_max — максимальная наблюдавшаяся скорость вращения; v_отр — скорость отрыва, при которой сила гравитационного притяжения на экваторе уравновешивается центробежной силой; R ⊙ <displaystyle R_<odot >> — радиус звезды в радиусах Солнца; t_ср и T_ср — время обращения в часах и днях соответственно.

Для звёзд главной последовательности, снижение скорости вращения может быть аппроксимировано математическое соотношением:

Ω e ∝ t − 1 2 , <displaystyle Omega _propto t^<-<frac <1><2>>>,>

где Ω e <displaystyle Omega _> — угловая скорость на экваторе и t <displaystyle t> — возраст звезды [22] . Это соотношение называется закон Скуманича (Andrew P. Skumanich), которые открыл его в 1972 году [23] .

Гирохронология (Gyrochronology) — определение возраста звезды на основе скорости вращения, при котором результаты калибруется на основании информации о Солнце [24] .

Звёзды медленно теряют массу, которая истекает с помощью звёздного ветра из фотосферы. Магнитное поле звезды взаимодействует с выброшенным веществом, в результате чего происходит постоянная передача момента импульса от звезды. Звёзды со скоростью вращения более чем 15 км/с и демонстрируют более быструю потерю массы, а следовательно, быстрее снижают скорость вращения. Таким образом, при дальнейшем вращении звезды происходит снижение темпов потери углового момента. В этих условиях, звёзды постепенно замедляются, но никогда не смогут достичь полного отсутствия вращения [25] .

Тесные двойные системы [ править | править код ]

Тесными двойными системами называют такую систему, в которой две звезды вращаются друг относительно друга на среднем расстоянии, имеющем такой же порядок, что и их диаметры. На таких расстояниях начинаются гораздо более сложные взаимодействия чем просто взаимное притяжение. В таких системах имеют место, например, приливные эффекты, перенос массы и даже столкновения. Приливные взаимодействия в тесной двойной системе могут привести к изменению орбитальных и вращательных параметров. Полный угловой момент системы, разумеется, сохраняется, но угловой момент может передаваться таким образом, что возникают периодические изменения между периодами вращения друг вокруг друга и скоростями вращения вокруг своей оси [26] .

Каждый из членов тесной двойной системы воздействует на звезду-компаньона через гравитационное взаимодействие. Однако выпуклости могут немного отклоняться от перпендикуляра по отношению к направлению гравитационного притяжения. Таким образом сила тяжести создаёт крутящий момент на выступе, в результате чего осуществляется передача углового момента. Это приводит к тому, что система становится нестабильной, хотя она может приблизиться к состоянию устойчивого равновесия. Эффект может быть более сложным в тех случаях, когда ось вращения не перпендикулярна к плоскости орбиты [26] .

Для контактных или очень тесных двойных систем, передача массы от звезды к её спутнику может также привести к значительной передаче углового момента. Аккрецирующий спутник может достичь критической скорости вращения, когда начнётся потеря массы вдоль экватора [27] .

Звёздные остатки [ править | править код ]

После того как звезда закончила производство энергии путём термоядерного синтеза, она превращается в более компактный, вырожденный объект. В ходе этого процесса размеры звезды значительно снижаются, что может привести к соответствующему увеличению угловой скорости.

Белый карлик [ править | править код ]

Белый карлик — звезда, которая состоит из материала, который является побочным продуктом термоядерного синтеза в первой половине её жизни, но ей не хватает массы, чтобы вновь зажечь термоядерную реакцию. Это компактное тело, которое поддерживает своё существование за счёт квантово-механического эффекта, известный как давление вырожденного газа, которое не позволяет, звезде сколлапсировать окончательно. В целом большинство белых карликов имеют низкую скорость вращения, скорее всего, в результате потери углового момента, когда звёзды-прародительницы потеряли свою оболочку [28] . (см. Планетарная туманность.)

Медленно вращающийся белый карлик не может превышать предел Чандрасекара равный 1,44 солнечной массы, не становясь нейтронной звездой или взрываясь как сверхновая типа Ia. Если белый карлик достигает этой массы, например, путём аккреции или столкновения, сила тяжести будет превышать давление, оказываемое вырожденным газом. Однако, если белый карлик вращается быстро, то эффективная сила тяжести уменьшается в экваториальной области, что позволяет белому карлику превысить предел Чандрасекара. Такое быстрое вращение может происходить, например, в результате аккреции массы, что приводит к передаче углового момента [29] .

Нейтронная звезда [ править | править код ]

Нейтронная звезда является очень плотным звёздным остатком, который в основном состоит из нейтронов — частиц, которые входят в состав атомных ядер, и не имеют электрического заряда. Масса нейтронной звезды находится в диапазоне от 1,35 до 2,1 масс Солнца. В результате коллапса, вновь образованные нейтронные звёзды могут иметь очень высокую скорость вращения, порядка тысячи оборотов в секунду [30] .

Пульсары являются вращающимися нейтронными звездами, которые имеют сильное магнитное поле. Узкий пучок электромагнитного излучения исходит из полюсов вращающихся пульсаров. Если пучок направлен в сторону Солнечной системы, то производимые пульсаром периодические импульсы могут быть зарегистрированы на Земле. Энергия, излучаемая магнитным полем постепенно замедляет скорость вращения, в результате чего импульсы старых пульсаров имеют период в несколько секунд [31] .

Чёрная дыра [ править | править код ]

Чёрная дыра представляет собой объект с гравитационным полем, достаточно сильным, чтобы не дать свету возможности вырваться с его поверхности. Когда они образуются в результате коллапса вращающейся массивной звезды, они сохраняют весь угловой момент, который не был исторгнут в виде выброшенного газа. Это вращение приводит к тому, что эргосфера, окружающая чёрную дыру приобретает вид сплюснутого сфероида. Некоторая часть падающего в чёрную дыру вещества может быть выброшена, не попадая в чёрную дыру. Когда происходит этот выброс массы, чёрная дыра теряет угловой момент (т. н. «Процесс Пенроуза») [32] . Скорость вращения чёрной дыры может быть выше, чем 98,7 % скорости света [33] .

Необычайно быстрый пульсар обнаружен с помощью сети радиотелескопов LOFAR. Её координационный центр располагается в Голландии.

На фотографии Крабовидная туманность, содержащая один из самых знаменитых пульсаров. Честь открытия этого класса объектов в значительной мере принадлежит Джоселин Белл.

Если бы мы могли увидеть радиоволны, в небе сияло бы пять солнц. Остатки вспышек сверхновых в созвездиях Кассиопеи и Тельца, галактика в созвездии Девы и квазар в Лебеде заливают Землю радиосиянием не хуже нашего родного светила.

Вообще же радиоастрономы наблюдают сотни тысяч объектов, в основном, конечно же, очень тусклых. От любого космического радиоисточника приходит во много раз меньше энергии, чем от обыкновенных земных радиостанций. Именно это заставляет астрономов строить огромные антенны. Так, диаметр "тарелки" в Обсерватории Аресибо (Arecibo) превышает 300 метров. Также приходится работать на специально выделенных частотах, свободных от земного радиовещания.

Наблюдаемые объекты разнообразны. Квазары, галактики, природные мазеры (они же лазеры, излучающие радиоволны) на месте будущих звёзд, облака межзвёздного водорода… Распахнув в середине XX века радиоокно во Вселенную, астрономы узнали о ней много нового.

Захватывающая история произошла в 1967 году в Кембриджском университете. Аспирантка Джоселин Белл Бёрнелл (Jocelyn Bell Burnell) обнаружила сигнал, периодичность импульсов которого демонстрировала невероятную точность. Как выяснилось впоследствии, по этому показателю он даже может поспорить с атомными часами! Вместе с тем загадочные импульсы явно имели космическое происхождение. Может быть, это маяки. Первые открытые радиопульсары обозначались аббревиатурой LGM (Little Green Men, или маленькие зелёные человечки) — так они поразили астрономов своими характеристиками. Учёным попросту не верилось, что сигналы имеют природное происхождение.

Сейчас пульсаров известно уже несколько тысяч. Нет сомнений, что это не творение инопланетян, а нейтронные звёзды, которые очень быстро вращаются. Такой объект обладает огромной плотностью (сотни миллионов тонн в кубическом сантиметре) и мощнейшим магнитным полем.

Электроны в этом магнитном поле разогнаны почти до световой скорости. На таких скоростях, как было известно ещё Эйнштейну, пространство и время ведут себя непривычно – впрочем, научным миром их фокусы давно поняты и описаны. В частности, частицы в атмосфере пульсара излучают радиоволны равномерно во все стороны – но для нас, наблюдателей с Земли, их "во все стороны" сворачивается в чрезвычайно узкий конус, похожий на луч маяка.

В тот краткий миг, когда этот луч направлен на Землю, радиотелескоп принимает яркий импульс излучения. Но пульсар вращается вокруг своей оси, и луч вскоре “отворачивается” от нашей планеты. Наступает молчание на время одного полного оборота. Период между радиосигналами пульсара – это всего лишь период его вращения.

Главная загадка пульсаров давно разгадана, но это не значит, что у них не осталось других тайн. Некоторые из этих объектов демонстрируют очень необычное поведение. Загадочные перебои в ходе "космических часов", высокоинтенсивные импульсы, нестандартные спектры – вопросов по-прежнему больше, чем ответов. К тому же плотность вещества и напряжённость магнитного поля нейтронной звезды не могут быть воссозданы в лаборатории, а значит, не могут быть и исследованы экспериментальной наукой.

Поэтому пульсары сами могут сыграть роль лабораторий, в которых открываются новые законы физики. Наконец, есть к ним и чисто практический интерес – они могут служить эталонами времени и точками отсчёта в пространстве для систем навигации. Поэтому интерес к ”галактическим маякам” не ослабевает.

И вот недавно NASA сообщило, что сеть радиотелескопов LOFAR обнаружила пульсар, который делает 707 оборотов в секунду. Новичка назвали PSR J0952-0607 (здесь PSR – сокращение от английского слова pulsar, а остальные символы обозначают координаты объекта). Он находится в созвездии Секстанта. Расстояние до него трудно определить точно, оно составляет от 3200 до 5700 световых лет.

Скорость вращения этого объекта уникальна, известен только один его "коллега", который вращается быстрее – PSR J1748-2446ad, делающий за секунду около 717 оборотов.

Отметим, что пульсары делятся на две группы – секундные и миллисекундные. Нейтронные звёзды из первой группы, как явствует из названия, делают один оборот за несколько секунд. Именно такие пульсары и составляют подавляющее большинство. Их тоже нельзя назвать сонными и медлительными – всё-таки подобное тело имеет массу порядка солнечной, а ведь нашему светилу на полный оборот требуется около месяца. Но есть ещё небольшая группа нейтронных звёзд, считающих, что в жизни нужно крутиться как можно быстрее. Их луч описывает окружность всего за несколько миллисекунд, поэтому и называются они миллисекундными пульсарами.

Пока ещё не вполне ясно, откуда берутся такие "торопыжки". Предполагается, что каждый из них когда-то был благовоспитанным секундным пульсаром, но у него была звезда-компаньон. Этого, правда, ещё не достаточно для разгона. Ведь на самом деле большинство звёзд в Галактике – двойные или кратные. Одиночное Солнце – исключение, а не правило, хоть нам и кажется правилом всё, к чему мы привыкли.

Чтобы пульсар стал миллисекундным, звезда-компаньон должна быть расположена довольно близко. Достаточно близко, чтобы он стал стягивать вещество с его поверхности. Такие пульсары иногда образно называют "чёрными вдовами" – в честь вида пауков, самки которого съедают самца после спаривания.

Поведение нейтронной звезды в тесной паре тоже иначе как каннибализмом не назовёшь. Например, от звезды-компаньона PSR J0952-0607 осталось, по расчётам, всего 20 масс Юпитера. Для сравнения: Солнце тяжелее Юпитера примерно в тысячу раз.

По мере того как пульсар поглощает плазму звезды-партнёра, увеличивается его момент импульса, а потому и скорость вращения.

Вещество, высасываемое нейтронной звездой из ни в чём не повинного партнёра, разогревается до огромных температур. А такое горячее вещество всегда излучает рентгеновские и гамма-фотоны. Вот и PSR J0952-0607 был вначале обнаружен орбитальным телескопом Fermi как источник жёсткого излучения. Но в тот момент ещё не была ясна его природа.

Между тем инструменты, объединённые в сеть LOFAR, способны принимать радиоволны метровой длины: импульсы PSR J0952-0607 были приняты на длине волны около двух метров.К слову, таких радиотелескопов в мире не так уж и много. Чаще радиоастрономы работают на более коротких волнах (например, сантиметровых), где гораздо меньше сказываются помехи, влияние ионосферы и фоновое излучение Галактики.

Однако некоторые пульсары очень важно наблюдать именно в метровом диапазоне, потому что с уменьшением длины волны их радиосветимость быстро падает (специалисты называют такие спектры крутыми). На сантиметровых волнах их может быть уже попросту не видно.

Возможно, именно этим объясняется факт, давно интересующий астрономов. Они отчего-то не находят ещё более быстрые пульсары, хотя их существование предсказано теоретически. Так, скорость нынешних рекордсменов составляет всего 60% от теоретического максимума. Где же объекты, которые вертятся ещё быстрее?

Возможно, дело именно в том, что их можно обнаружить только на длинноволновых инструментах. Авторы исследования полагают, что самые быстрые пульсары имеют самые крутые спектры, а значит, на большинстве радиотелескопов мира их просто невозможно наблюдать.

Тем ценнее нынешние наблюдения LOFAR. Не исключено, что в будущем к изучению необычайно быстрого "космического волчка" подключатся и российские радиотелескопы. Ведь, к слову, два телескопа, работающих на метровых волнах – БСА и ДКР-1000 – имеются в Пущинской радиоастрономической обсерватории в Московской области.

Научная статья с результатами исследования была опубликована в журнале The Astrophysical Journal Letters.