Читать книгу "Суперобъекты. Звезды размером с город - Сергей Попов"

Какое-то время обсуждалась гипотеза, что аномальные рентгеновские пульсары могут светить благодаря аккреции. Тогда у них должен быть довольно мощный аккреционный диск. Вещество могло накопиться сразу после взрыва сверхновой. Это могло бы объяснить светимость и периоды источников. Но не объясняет некоторые особенности их всплесков, а главное – вспышки. Оказалось, что некоторые аномальные рентгеновские пульсары могут давать так называемые слабые вспышки, подобные наблюдаемым у источников мягких повторяющихся гамма-всплесков.

Источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, кстати, между вспышками могут выглядеть как аномальные рентгеновские пульсары. Часть ученых заподозрила, что это «родственники» и роднит их сильное магнитное поле.

Сильные поля

Почему в случае аномальных рентгеновских пульсаров и источников мягких повторяющихся гамма-всплесков говорят именно о сильных магнитных полях? Разумеется, строго говоря, даже слабые магнитные поля могут приводить к тому, что какие-то части поверхности нейтронной звезды будут более горячими. И короткое замыкание в принципе можно устроить без очень сильных магнитных полей. Но, конечно, если поля большие, значит, и токи текут большие. Энергии выделяется больше, и объекты просто заметнее. Это первая причина.

Вторую причину мы не будем детально рассматривать, но вкратце она сводится к тому, что сильные токи быстрее и заметнее эволюционируют. То есть для них темп диссипации энергии действительно выше. Однако детальное обсуждение этого вопроса требует детального обсуждения физики процесса с соответствующими выкладками.

Третья причина связана собственно с измерениями магнитных полей. К сожалению, измерить напрямую магнитные поля столь далеких объектов довольно трудно. Массово их измеряют лишь косвенно. Чем сильнее магнитное поле, тем быстрее нейтронная звезда (не взаимодействующая с веществом вокруг) замедляет свое вращение. И по вот этому торможению вращения нейтронных звезд можно оценивать поля. Для радиопульсаров, например, это достаточно хорошо работает. Если такую же методику применить для источников мягких повторяющихся гамма-всплесков или для аномальных рентгеновских пульсаров, окажется, что поля у них в сотни раз больше, чем у обычных радиопульсаров. То есть при тех же периодах они замедляются в десятки тысяч раз эффективнее: произведение периода вращения на его производную (т. е. на темп замедления) пропорционально квадрату дипольного магнитного поля на поверхности нейтронной звезды.

Есть и другие причины думать, что магнитные поля магнитаров велики. Можно оценить запас энергии, необходимой для поддержания вспышечной активности в течение десятков тысяч лет. Необходимая величина соответствует запасам энергии магнитного поля, если оно велико. Для возникновения пульсирующего хвоста после гигантской вспышки нужно удерживать вещество от разлета – это может сделать сильное магнитное поле. Наконец, спектры магнитаров тоже свидетельствуют в пользу сильных полей.

Красивый результат был получен на рентгеновском спутнике ИНТЕГРАЛ, вначале Сергеем Мольковым с соавторами, а затем и другими группами наблюдателей. До этих наблюдений никто не мог получить спектры магнитаров на энергиях существенно больших 10 кэВ, т. е. за стандартным рентгеновским диапазоном. Экстраполяция спектров (и, соответственно, теоретических моделей) в область энергий жесткого рентгеновского диапазона предсказывала, что источники будут слабыми – спектры спадают в области жесткого рентгена. Оказалось, что это не так. Несколько аномальных рентгеновских пульсаров и источников мягких повторяющихся гамма-всплесков продемонстрировали мощное излучение в жестком рентгеновском диапазоне. Появились разные модели, объясняющие эти данные. Но самые успешные из них требуют присутствия сильного магнитного поля.

Таким образом, сформировалась первая концепция современных магнитаров: это нейтронные звезды с большими (и в смысле величины, и в смысле пространственной протяженности) магнитными полями. Они довольно редкие – известных магнитаров примерно в сто раз меньше, чем радиопульсаров. Но, дело в том, что они просто очень недолго живут – стадия активного магнитара длится в десятки раз меньше стадии радиопульсара. Они очень быстро замедляются, теряют свою энергию и перестают быть хорошо видимыми объектами. Полагали, что несколько процентов (может быть, до 10 %) всех нейтронных звезд в молодости могут быть вот такими магнитарами.

Уже в тот момент, когда появилась первая магнитарная концепция, встал вопрос, откуда берутся эти сильные магнитные поля. Поскольку если все-таки нормой являются обычные радиопульсары, то нужно придумать механизм, как усилить поля еще на два порядка. Такой сценарий был предложен уже в первых работах Томсона, Дункана и их соавторов. Он основан на работе динамо-механизма.

Наглядно идея выглядит так. Мы все представляем себе магнитные поля как силовые линии, как некие «шнуры», торчащие из магнита. Любой шнур можно перекрутить и сложить. Тогда в нашей области шнур будет упакован плотнее. То же самое с магнитным полем – оно станет в два раза сильнее, если вы проделаете такую штуку с силовыми линиями. Для этого нужно, чтобы поле было хорошо связано с веществом, а вещество совершало трехмерное движение. В случае магнитаров это возможно, когда нейтронная звезда, во-первых, очень быстро вращается, а во-вторых, она еще жидкая, и в ней возможна конвекция. Тогда конвекция и вращение в протонейтронной звезде могут приводить к тому, что магнитные поля будут усиливаться динамо-механизмом. Это хорошая идея, но она сталкивается с очень большой проблемой – трудно объяснить, почему же нейтронные звезды столь быстро вращаются вначале. Необходимо вращение в десятки раз быстрее, чем в среднем бывает при рождении у обычных пульсаров. Что же может заставить новорожденную нейтронную звезду так быстро вращаться?

Ее вращение, конечно же, связано с тем, как вращалась звезда-прародитель. И есть способ дополнительно раскрутить обычную звезду. Это возможно, если она входит в двойную систему. Тогда взаимодействие со звездой-соседкой может привести к тому, что звезда-прародитель магнитара будет вращаться в несколько раз быстрее, чем ей положено, и потом может возникнуть быстровращающаяся нейтронная звезда, которая сможет усилить свое магнитное поле и превратиться в магнитар. Пока, к сожалению, непонятно, работает этот механизм, или нет, но по крайней мере есть хорошая такая логическая цепочка, которая приводит к образованию нейтронных звезд с очень сильными магнитными полями как раз примерно в 10 % случаев. И есть наблюдения, которые говорят, что по крайней мере в некоторых случаях магнитары родились из звезд, которые на одной из стадий своей эволюции дополнительно раскрутились в двойных системах.

Картина запутывается

Первые магнитары были связаны с источниками мягких повторяющихся гамма-всплесков или с аномальными рентгеновскими пульсарами. И казалось, что это два совершенно отдельных семейства, стоящих в стороне от всех других нейтронных звезд. Однако чем дольше мы наблюдаем, тем больше видим связей между разными нейтронными звездами. Вначале было надежно установлено родство между аномальными рентгеновскими пульсарами и источниками мягких повторяющихся гамма-всплесков. Во-первых, практически все источники мягких повторяющихся гамма-всплесков между всплесками выглядят как аномальные рентгеновские пульсары. Во-вторых, когда понаблюдали за аномальными рентгеновскими пульсарами достаточно долго, увидели, что они вспыхивают, как источники мягких повторяющихся гамма-всплесков.