000
ОтложитьЧитал
Радиопульсары и рентгеновские пульсары – старый зоопарк
С радиопульсарами астрономам повезло: у нейтронных звезд вдруг оказались своего рода «бубенчики». Выяснилось, что молодые нейтронные звезды – не просто 10-километровые горячие шарики, они вдобавок излучают мощные периодические радиоимпульсы. Но был и еще один сюрприз, правда, авторам его открытия не так повезло.
С Земли невозможно наблюдать рентгеновское излучение космических объектов: все поглощается атмосферой. Приборы надо запускать в космос. Астрономы смогли начать это делать в начале 1960-х, устанавливая детекторы еще не на специализированных спутниках, а на ракетах, полет которых продолжался совсем недолго. Однако Риккардо Джиаккони, Герберт Гурски и их коллеги обнаружили несколько рентгеновских источников. Одним из них был объект, получивший наименование Sco X-1. Sco – обозначение созвездия Скорпион, именно там находится источник. X указывает на то, что это рентгеновский источник, во многих странах рентгеновские лучи называют Х-лучами (как обозначал их и сам Вильгельм Рентген). Наконец цифра 1 говорит о том, что это первый обнаруженный рентгеновский источник в созвездии Скорпион.
Теперь мы знаем, что источник Sco X-1 – это тесная двойная система с нейтронной звездой. Вещество нормальной звезды перетекает на компактный объект, будучи захваченным его гравитацией. Этот процесс называется аккрецией. В результате падения вещества на нейтронную звезду выделяется много энергии. Поскольку газ разогревается до высокой температуры, мы видим яркий рентгеновский источник. Примерно такое понимание природы Sco X-1 возникло через несколько лет после открытия, еще до обнаружения радиопульсаров. Но не было решающего доказательства.
Профиль импульса рентгеновского пульсара. Для наглядности показано два периода излучения. Периоды рентгеновских пульсаров могут находиться в очень широком диапазоне: от миллисекунд до часов.
Ключевым аргументом мог бы стать период вращения нейтронной звезды. Текущее на нее вещество – это плазма. Она неохотно двигается поперек силовых линий магнитного поля. Поэтому вещество каналируется на магнитные полюса, нагревая небольшую площадь поверхности. Такие горячие пятна называют полярными шапками. Если шапка повернута к нам – мы видим большой поток излучения. А когда нейтронная звезда повернута к нам холодным боком – меньший. В результате излучение будет пульсирующим. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами[8].
Если период пульсаций короткий – значит источник очень компактный и прочный (иначе вращение разорвало бы его). Кроме того, по свойствам излучения можно понять, что оно приходит от очень небольшого объекта. Все вместе это было бы доказательством того, что аккреция идет на нейтронную звезду. Но Sco X-1 не пульсирует. Рентгеновские пульсары были обнаружены уже после того, как открыли радиопульсары. Так что шанс обнаружить нейтронные звезды по их рентгеновскому излучению был упущен. Правда, за огромный вклад в развитие рентгеновской астрономии Риккардо Джиаккони получил свою Нобелевскую премию, но это было уже в 2002 году, когда Джиаккони исполнилось 70 лет.
Таким образом, к началу 1970-х сформировалась такая картина. Молодые нейтронные звезды видны как радиопульсары благодаря своему быстрому вращению и сильным магнитным полям. А более старые компактные объекты могут стать видны, если они входят в тесную двойную систему, когда начинается перетекание вещества с обычной звезды на нейтронную.
В старом зоопарке нейтронных звезд было два типа зверей: радиопульсары и аккрецирующие нейтронные звезды. И казалось, что других сюрпризов не будет. К счастью, реальность оказалась богатой на чудеса.
Магнитары, Великолепная семерка и все-все-все – новый зоопарк нейтронных звезд
Вначале казалось, что вырисовывается более или менее простая картина. Происходит вспышка сверхновой и рождается компактный объект. Действительно, внутри остатков сверхновых, внутри разлетающейся туманности, мы находим нейтронные звезды. У них сильные магнитные поля, в тысячи миллиардов раз больше, чем на Земле. У них быстрое вращение. Они могут рождаться с периодами 10–20 миллисекунд и даже меньше. Это очень-очень короткий период. Скорость вращения на экваторе приближается к скорости света. Такой вот нестандартный объект. Хотя в конце концов даже самые нестандартные могут оказаться типичными, если они все на одно лицо. Радиопульсары казались похожими друг на друга. А самым главным прототипом считался пульсар в Крабовидной туманности.
Нейтронная звезда с линиями магнитного поля. Вблизи поверхности поле может иметь более сложную структуру, но на больших расстояниях доминирует дипольная составляющая, образующая привычную картину силовых линий.
Этот пульсар был открыт в 1968 году. Его обозначение PSR B0531+21 (где числа – координаты на небе, а буква «B» говорит о том, что координаты соответствуют эпохе 1950 года). Он находится в туманности, на месте которой в 1054 году китайские астрономы наблюдали взрыв сверхновой. (В Европе 1054 год отмечен Великой схизмой – расколом между Римской и Византийской церквами. Странно, что никто не заметил вспышку и не связал ее с концом света.) Сейчас период вращения нейтронной звезды, наблюдаемой во всех диапазонах спектра, составляет 33 миллисекунды. Но при рождении период был менее 20 миллисекунд. Магнитное поле пульсара примерно в 10 тысяч миллиардов раз больше земного.
Но в последние 15–20 лет стали открывать необычные молодые нейтронные звезды, не похожие на пульсар в Крабе. Открыли нейтронные звезды с очень большими магнитными полями – с полями в тысячу раз больше, чем у обычных радиопульсаров. Открыли молодые нейтронные звезды и с маленькими магнитными полями – в тысячу раз меньше, чем у обычных радиопульсаров. Открыли звезды, которые очень медленно вращаются при рождении. Медленно означает, что период вращения равен не десяти миллисекундам, а, скажем, одной секунде. Одна секунда для нас – все равно быстро, но это в сто раз медленнее, чем вращаются другие. Есть загадочная нейтронная звезда в остатке сверхновой RCW103. Обнаружилось, что ее излучение меняется с периодом почти семь часов, правда, пока нет полной уверенности, что это именно период вращения компактного объекта (например, это может оказаться орбитальным периодом или еще чем-то). Получился целый большой зоопарк молодых нейтронных звезд с очень интересными свойствами.
Сейчас в дополнение к радиопульсарам, которых известно более 2000 штук, выделяют следующие классы молодых нейтронных звезд. Во-первых, источники мягких повторяющихся гамма-всплесков. Во-вторых, аномальные рентгеновские пульсары. Две эти группы источников объединяют в общий класс магнитаров, их общее число – примерно три десятка. В-третьих, радиотихие нейтронные звезды в солнечных окрестностях, называемые Великолепной семеркой. В-четвертых, центральные компактные объекты в остатках сверхновых, их известно около десятка. Они тоже радиотихие, как и Семерка, они испускают тепловое излучение, но они моложе, у них короче периоды вращения и меньше магнитные поля. Наконец, надо упомянуть так называемые вращающиеся радиотранзиенты (Rotating radio transients – RRATs). Это явно родственники радиопульсаров, демонстрирующие очень короткие радиоимпульсы. Однако природа импульсов неясна, и источники выделяют в отдельный класс.
Совершенно непонятно, почему они такие разные. Казалось бы, все должно быть примерно одинаково. Вроде бы существует единый универсальный процесс: схлопнулось ядро звезды, и образовалась нейтронная звезда. Массы примерно одинаковые, радиусы – тоже. А вот вращение, магнитные поля и скорости – разные. Поэтому и наблюдаются они как непохожие друг на друга источники. В наши дни это очень актуальная задача – объяснить, почему новорожденные нейтронные звезды выглядят такими непохожими и как они потом эволюционируют.
Астрономы обнаружили такой парадокс. Если взять разные типы молодых нейтронных звезд и определить темп рождения в каждой популяции, то суммарный темп рождения молодых компактных объектов получается больше темпа сверхновых с коллапсом ядра. Странный результат. Значит, что-то мы делаем не так. Конечно, можно предположить, что мы ошиблись сразу во всех темпах, причем в одну сторону и в несколько раз. Но это вряд ли. Значит, видимо, просто нельзя складывать скорости рождения разных нейтронных звезд. Может быть, не совсем правильно думать, что все они рождаются настолько разными и их линии жизни никогда не пересекаются. Ведь если, например, сложить темпы рождаемости разных групп населения на Земле – мальчиков, девочек, физиков, химиков, болельщиков «Спартака», болельщиков ЦСКА, то окажется, что суммарный темп больше, чем темп рождения людей. Человек может, к примеру, родиться одновременно мальчиком, получить физическое образование и болеть за «Спартак». А может родиться девочкой, химиком, болельщицей ЦСКА, а потом сменить пол, стать физиком и начать болеть за «Барселону». То есть произойдет очень интересная эволюция. Может быть, что-то подобное происходит и у нейтронных звезд. То есть существуют какие-то эволюционные связи между пульсарами и магнитарами, магнитарами и Великолепной семеркой, Великолепной семеркой и центральными компактными объектами и т. д.
Источники энергии нейтронных звезд
Все эти типы источников сейчас активно изучаются. Разные молодые нейтронные звезды можно наблюдать различными способами, потому что они очень по-разному могут выделять энергию. В астрономии это всегда очень важно, потому что астрономия – единственная естественная наука, где мы не можем экспериментировать с реальными объектами исследования.
Все знают, как биологи изучают лягушек. Берут несчастных животных и режут их на мелкие кусочки, а потом через эти кусочки могут еще пропустить электрический ток. Физики, изучая частицы, разгоняют их, сталкивают – и смотрят, что получается. Мы не можем сталкивать нейтронные звезды, как-то ковыряться в них, бурить. Мы можем только наблюдать издалека. Поэтому важно, как и какая энергия выделяется в этих источниках.
Открытие нейтронных звезд с большими магнитными полями вызвало у астрофизиков огромный интерес, потому что эти объекты могут выделять энергию магнитного поля. Здесь важно напомнить, что магнитное поле порождается электрическими токами. Соответственно, если у нас присутствуют сильные токи, то появляются сильные поля. Так немножко понятнее. Ведь не так легко представить себе, как выделить энергию магнитного поля. Но все очень хорошо понимают, что если воткнуть пинцет в розетку, то будет короткое замыкание и все может перегореть. Выделяется энергия тока!
На нейтронных звездах с большими полями могут проходить короткие замыкания. Мы не очень пока понимаем, как и где они происходят – снаружи или в коре нейтронной звезды. Но при этом выделяется колоссальное количество энергии. За одну десятую секунды выделяется 1046 эрг (светимость Солнца – 4 на 1033 эрг в секунду, т. е. Солнце излучит 1046 эрг лишь за 100 000 лет!). Короткое время – десятую долю секунды – она светит ярче, чем большая галактика, т. е. система, состоящая из сотен миллиардов звезд. Это очень много. Это страшно интересно. И, естественно, когда очень много и страшно интересно, это очень трудно исследовать, изучать, потому что возникают очень сложные физические процессы. И ученые сейчас бьются, используют разные конкурирующие теории, чтобы описать эти явления.
С другой стороны, нейтронные звезды мы можем наблюдать просто потому, что на них что-то падает – идет аккреция. Каждый грамм, упавший на нейтронную звезду, дает около 10 в 20 эрг энергии (один грамм тротилового эквивалента – это 4×1010 эрг, т. е. в два миллиарда раз меньше!). Это много – примерно 10 % от mc2. Если вы возьмете водородную бомбу, взорвете, посчитаете, сколько энергии выделилось (будет примерно 1022 эрг, что соответствует примерно 250 килотоннам тротилового эквивалента). А потом возьмете просто камень такой же массы, как у бомбы, и бросите на нейтронную звезду, то выделится гораздо больше энергии. При самых эффективных термоядерных реакциях выделяется всего лишь порядка 1 % от mc2. Аккреция дает намного больше! Чтобы получить 1022 эрг, надо бросить на нейтронную звезду камень массой всего лишь… сто грамм!
Радиопульсары светят не за счет аккреции и не за счет диссипации энергии токов. Их «кладовая» – это вращение нейтронной звезды. Со временем период, за который компактный объект совершает оборот вокруг своей оси, растет. А энергия вращения обратно пропорциональна квадрату этого периода. Если мы начинаем с одной миллисекунды, то запас соответствует излучению с солнечной светимостью на протяжении 100 миллиардов лет! Неудивительно, что молодые сильно замагниченные нейтронные звезды, быстро «разбазаривающие» предоставленную им звездой-прародительницей энергию вращения, являются очень яркими источниками. Настоящая «золотая молодежь».
Причем быстрое вращение – это не единственное их наследство. Они еще и рождаются очень горячими. Запасов тепловой энергии тоже может хватить надолго. Именно благодаря расходованию ими запасенного тепла мы видим некоторые компактные объекты в остатках сверхновых.
Многообразие процессов с мощным выделением энергии дает разнообразные наблюдательные проявления. Поэтому ученые разными способами пытаются изучать нейтронные звезды. Используются самые разнообразные инструменты. Это и радиотелескопы – люди изучают радиопульсары и другие проявления нейтронных звезд в самой длинноволновой части спектра. Это и рентгеновские телескопы, потому что, когда энергии много, температура большая, то обычно испускается жесткое излучение. Это легко понять. Если вам нужно унести сто долларов, вы можете взять одной стодолларовой бумажкой или ста бумажками по одному доллару. Положить в карман. Мелкие даже удобнее. Но если вам надо унести сто миллионов долларов, то попробуйте посчитать, сколько это будет купюрами по одному доллару – будет несколько мешков. Столько не унести. Поэтому нужно брать крупными купюрами. Даже есть специальные купюры – тысячедолларовые, которые в магазинах не принимают. В природе все устроено точно так же. Когда в маленькой области пространства выделяется очень много энергии, то ее уносит самыми «жирными» рентгеновскими или гамма-квантами. И в нейтронных звездах это часто происходит. Они маленькие и компактные. И когда они светят, энергия уносится рентгеновским или гамма-излучением. (Продолжая аналогию, можно заметить, что для хищений в особо крупных размерах используют разные теневые схемы без участия наличных, а нейтронные звезды, когда энергии очень много, теряют ее за счет испускания нейтрино, крайне плохо взаимодействующих с веществом и поэтому способных незаметно покидать недра компактных объектов.)
Двадцатишестиметровый радиотелескоп обсерватории Маунт Плезант в Тасмании и рентгеновский спутник Чандра. Нейтронные звезды являются источниками и очень длинных, и очень коротких электромагнитных волн. Как в медицине, где для комплексной диагностики нужно использовать разные виды излучения и разные длины волн, так и в астрофизике наблюдения в разных диапазонах позволяют полнее изучить природу источников.
Но нейтронные звезды светят и в оптическом диапазоне. Например, возьмем самый знаменитый пульсар – пульсар в Крабовидной туманности. Можно посмотреть на нее в очень мощный оптический телескоп и заметить пульсации блеска одной из звездочек. Конечно, глазу это будет тяжело – слишком быстро меняется блеск. Но с помощью довольно простых приборчиков это можно сделать. Вообще говоря, классические астрономы, работавшие с данными оптических телескопов, могли это открыть до обнаружения радиопульсаров, если бы знали, куда смотреть. Тогда они бы опередили радиоастрономов.
Внутренняя часть Крабовидной туманности непосредственно вблизи пульсара. Видна структура, формирование которой связано с его активностью.
Итак, у нейтронных звезд может быть четыре основных источника энергии: вращение, энергия токов, тепло и аккреция. Первые три во многом связаны с тем, как нейтронная звезда рождалась – со сверхновой и свойствами взрывающегося ядра. В некоторых случаях, если часть вещества, выброшенного при взрыве, падает обратно на новорожденный компактный объект, аккреция также может стать источником энергии, связанным с параметрами сверхновой.
Отпечатки «пальцев» сверхновых на нейтронных звездах
Хотя нейтронные звезды крайне любопытны сами по себе, особенно интересно их исследовать, потому что они рождаются в бурном процессе взрыва сверхновой. А мы очень плохо знаем, как сверхновые взрываются. Мы видим их сотни в год, и это количество только растет с вводом в строй новых инструментов, специально предназначенных для поисков вспыхивающих объектов. Но посчитать детально модель такого взрыва очень тяжело. Там перемешано очень много всякой сложной физики. И по большей части авторы разных сценариев взрывов пользовались какими-то упрощениями. Например, кто-то не учитывал сильные магнитные поля, кто-то не учитывал какие-то термоядерные реакции, кто-то приближенно считал гравитацию, кто-то считал двумерную модель взрыва и т. д. А до недавнего времени сверхновые вообще не «взрывались» в компьютерах, если расчеты проводили в трех измерениях. Приходилось руками вписывать дополнительный импульс, добавлять «поршень», который расталкивал бы вещество. Только недавно, в 2012 году, наконец-то астрофизикам удалось продвинуться и взорвать «компьютерную сверхновую». Они смогли учесть эффекты Общей теории относительности более корректно, чем раньше. Это позволило получить взрыв и разлет вещества. Но все равно есть ощущение, что, хотя многое сделано, многое еще предстоит, поскольку разлет получился только в двумерном моделировании, а настоящая вспышка сверхновой происходит в трех измерениях. Кроме того, в этих расчетах не учитывались некоторые потенциально важные физические процессы.
Сейчас, в первую очередь благодаря росту мощности компьютеров, ученые активно продвигаются в этом направлении. Правда, наблюдатели постоянно подкидывают все новые и новые загадки, обнаруживая все более и более странные сверхновые. Но даже если взрыв смоделирован успешно, это надо сравнивать с разнообразными наблюдениями.
Нейтронные звезды, рожденные в процессе взрыва ядра звезды, несут на себе его отпечаток. Например, они могут очень быстро двигаться. Представьте, у вас есть компактный объект диаметром 20 километров с массой раза в два больше, чем у Солнца, а лететь он может со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Хотя до взрыва скорость звезды-прародителя составляла всего лишь 10 км/с, т. е. она практически покоилась относительно своих соседей. Такая ситуация возможна, потому что если мощный взрыв чуть-чуть сделать несимметричным, то отдача заставит образовавшийся компактный объект быстро двигаться. Энергии хватит. И это тоже надо воспроизводить в расчетах. Нужно, чтобы модели рождения нейтронных звезд, т. е. модели взрывов сверхновых, объясняли как сами большие скорости, так распределение компактных объектов по скоростям: сколько рождается медленных, а сколько – быстрых. Таким образом, изучая скорости нейтронных звезд (и черных дыр), мы косвенно получаем информацию о физике взрыва сверхновой.
Точно так же масса, вращение, величина магнитного поля и другие параметры нейтронной звезды несут на себе отпечаток взрыва сверхновой. Частичное выпадение вещества после взрыва обратно на компактный объект может увеличивать массу и уменьшать наблюдаемое магнитное поле, асимметрия взрыва может раскручивать нейтронную звезду и менять направление оси вращения. Чем лучше мы понимаем происхождение начальных свойств нейтронных звезд, тем лучше понимаем физику сверхновых.
Я абсолютно убежден, что в наши дни область астрофизики, изучающая нейтронные звезды, не только находится на стадии роста, но и в течение ближайших лет будет оставаться очень активной областью, которая будет давать много важных результатов не только астрофизикам, но и физикам вообще. То есть она будет полезна для фундаментальной науки в целом. И связь со сложной физикой взрыва сверхновой – лишь один из примеров. Многие другие возникают по мере рассмотрения того, как параметры компактных объектов меняются со временем.