Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Москвич Катя

Кувелиоту закончила аспирантуру в 1981 году. Год она преподавала в Афинском университете, а затем получила работу в Центре космических полетов имени Джорджа Маршалла, находящегося в ведении НАСА. Однако гамма-всплески и таинственная вспышка 1979 года не выходили у нее из головы. В 1986-м на астрономической конференции в Тулузе зашел разговор о событиях 1979 года, и она тоже решила высказаться. Тогда большинство ученых считало, что это что-то вроде гамма-всплесков, но Кувелиоту думала иначе. Гамма-всплески были темой ее диссертации, и она не сомневалась, что это не они.

Единого мнения не было, но на конференции “виновников” решили назвать источниками мягких повторяющихся гамма-всплесков (SGR, Soft Gamma Repeater). Дело в том, что энергия этих всплесков оказалась не столь велика, как у обычных гамма-всплесков, и поскольку эти события повторялись, они явно не были связаны с какими-то катастрофическими явлениями. Все больше ученых соглашались с тем, что гамма-всплески гораздо мощнее и берут начало где-то в глубоком космосе, за пределами нашей Галактики, a SGR находятся гораздо ближе, в плоскости Млечного Пути.

Время от времени продолжали происходить выбросы энергии из источника, наблюдавшегося впервые 5 марта 1979 года. Похоже, что последний такой выброс замечен в мае 1983 года. Кувелиоту намеревалась раскрыть эту загадку, но проблема заключалась в том, что еще не существовало инструментов для зондирования этих таинственных всплесков и не было аппаратуры высокого разрешения, позволяющей определить место, откуда они исходят. Больше десяти лет Кувелиоту не оставалось ничего другого, как ждать. Она не знала, что два физика-теоретика приближаются к раскрытию этой тайны с другой стороны. Скоро их пути пересекутся.

В 1979 году, когда волна гамма-излучения накрыла Землю, Крис Томпсон был еще школьником и, в отличие от Кувелиоту, даже не подозревал о существовании гамма-всплесков. Но в 1986 году Томпсон вместе с Робом Дунканом заинтересовался магнитными полями радиопульсаров. Тогда он был магистрантом Принстонского университета, а Дункан недавно защитил там же диссертацию. Молодые люди хотели выяснить, каким образом магнитные поля замедляют вращение пульсаров и почему некоторые пульсары намагничены сильнее, чем другие.

Важная подсказка содержалась в работе о новообразованных нейтронных звездах, незадолго до этого опубликованной Адамом Берроузом из Университета Аризоны и Джеймсом Латтимером из Университета Стоуни-Брук штата Нью-Йорк. Они разработали компьютерную модель, показывавшую, что плотная жидкость внутри еще горячей нейтронной звезды циркулирует благодаря конвекции в течение нескольких секунд, прежде чем начинает остывать. Все звезды обладают слабыми магнитными полями и передают нейтронной звезде лишь некоторое остаточное магнитное поле. Однако, как предположили Дункан и Томпсон, иногда оно может стать гораздо сильнее. Это произойдет не с каждым пульсаром, а только с теми, что чрезвычайно быстро вращались при рождении – запуская так называемый динамо-эффект. Этот эффект проявляется и у нашей Земли, и у большинства звезд. Он запускается, когда электропроводящая жидкость или газ движется циклично: горячие области поднимаются наверх, затем остывают и опускаются снова вниз, совсем как в закипающей в кастрюле воде. Магнитное поле зависит от заряженных частиц в жидкости, поэтому оно вытягивается и усиливается при ее движении.

На этой стадии внутри нейтронной звезды все еще обычная, а не сверхтекучая жидкость, которая образуется только тогда, когда звезда существенно остывает. Эта горячая нейтронная жидкость мечется вверх и вниз со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Если, утверждали Дункан и Томпсон, начальное магнитное поле новорожденной нейтронной звезды достаточно сильное и вращается она достаточно быстро, совершая более двухсот оборотов в секунду, постепенно запускается динамо-эффект. Хотя все разворачивается в течение нескольких секунд, этого оказывается достаточно, чтобы увеличить магнитное поле, которое становится больше 1015 гауссов. Это в тысячу раз больше магнитного поля типичной нейтронной звезды, вращающейся слишком медленно для того, чтобы началась конвекция и запустился динамо-эффект. Напомню, что магнитное поле Земли всего примерно полгаусса, а магнитика на холодильнике – около ста гауссов. Магнитное поле пятен на Солнце – самых намагниченных его мест – порядка трех тысяч гауссов. Чем сильнее начальное магнитное поле, тем быстрее умирает нейтронная звезда: со временем она начинает вращаться слишком медленно, чтобы излучать радиоволны. Угасание пульсара занимает от десяти до ста миллионов лет.

Томпсон и Дункан решили дополнительно исследовать, как проходит процесс увеличения магнитного поля. “Мы задумались о том, как такие поля должны проявляться, можем ли мы обнаружить их «визитную карточку»”, – рассказывает Томпсон. В 1992 году они опубликовали произведшую эффект разорвавшейся бомбы статью, где, чтобы описать эти странные объекты, ввели термин “магнетар”, или “намагниченная звезда”. Магнетары – нейтронные звезды, магнитное поле которых сильнее, чем у любого другого объекта во Вселенной. Томпсон и Дункан вычислили, что верхний предел магнитного поля, которое подобные звезды могут создавать и удерживать, – порядка 1017 гауссов. Когда этот предел превзойден, ядерная жидкость внутри звезды начинает перемешиваться и поле слабеет.

Кроме того, теоретики исследовали влияние сверхсильного магнитного поля на вращение нейтронной звезды. Вскоре стало понятно, что это поле быстро и очень существенно замедляет вращение магнетара: в конечном итоге практически вся энергия вращения переходит в энергию магнитного поля. Хотя при рождении магнетар должен вращаться быстрее обычного пульсара, скорость его вращения стремительно падает. При поле в 1015 гауссов период магнитных волн, забирающих на себя энергию вращения, примерно через пять тысяч лет становится равен восьми секундам. Более того, скорость вращения магнетаров не постоянна. Сначала они очень быстро замедляются – их период вращения удваивается за время от нескольких минут до нескольких часов, – а затем скорость замедления постепенно падает. Если нейтронные звезды, особенно миллисекундные пульсары, известны как устойчивые часы, то магнетары – часы ужасные: скорость, с которой они вращаются, постоянно колеблется и может возрастать или уменьшаться даже в десять раз.

Выяснилось, что периодичность события 5 марта 1979 года составляла именно восемь секунд. Это указывало на связь между источниками мягких повторяющихся гамма-всплесков и сверхсильными магнитными полями из теории магнитного динамо Томпсона и Дункана. Для теоретиков всплеск 1979 года оказался крайне полезен еще и по причине его чрезвычайно большой энергии и яркости. Стало понятно, что сверхсильные магнитные поля могут объяснить как очень высокую яркость (на пике гигантская вспышка магнетара, такая как событие 1979 года, от тысячи до десяти тысяч раз ярче повторяющихся всплесков SGR), так и длинный хвост регулярных импульсов, зарегистрированный вслед за ярким пиком гамма-излучения. Поскольку магнитные поля и то, что было выброшено при вспышке, увлекаются быстро вращающейся нейтронной звездой, астрономы регистрируют всплеск каждый раз, когда звезда “смотрит” прямо на Землю.

Томпсон и Дункан утверждали, что напряженность магнитного поля такой нейтронной звезды можно рассчитать двумя разными способами. В первом, согласно их нумерации, использовалась комбинация наблюдаемого периода вращения и возраста остатка сверхновой N49. Но для того, чтобы именно магнитное поле было ответственно за огромную энергию всплеска 1979 года, оно должно было превышать 1014 гауссов. Вернувшись на шаг назад, теоретики пришли к выводу, что, когда такое чрезвычайно сильное магнитное поле проходит через твердую, обычно стабильную кору звезды, в ней постепенно накапливаются столь большие напряжения, что кора разламывается и происходит “звездотрясение”. Это приводит к тому, что магнитное поле вне звезды закручивается и, передавая энергию облакам электронов и позитронов, вызывает огромный выброс магнитной энергии в форме жесткого (высокоэнергетического) гамма-излучения, сходного с излучением вспышки на Солнце, но гораздо более интенсивного.