Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Катя Москвич

он равен тридцати трем миллисекундам, и пульсар продолжает замедляться, а его период увеличивается примерно на 1,3 миллисекунды в столетие. Чем сильнее начальное магнитное поле, тем быстрее замедляется пульсар. Магнитное поле молодых пульсаров порядка 1012-1013 гауссов. (Для сравнения: магнитное поле магнитика, который вешают на холодильник, порядка ста гауссов.) Такой пульсар остается активным от десяти до ста миллионов лет. Это значит, что из всех нейтронных звезд, рожденных за 13,7 миллиарда лет существования Вселенной, около 99 % не излучают в радиодиапазоне: даже если они продолжают медленно вращаться, свет их маяков погас. Они пересекли линию смерти и растворились в небытии космоса, перебравшись на кладбище нейтронных звезд.

Аккрецирующие пульсары: голодные зомби

Не все радиопульсары так и остаются мертвыми. У некоторых есть звезды-компаньоны, связанные с ними гравитационными силами; перетягивая на себя вещество компаньона, радиопульсары могут “восстать из могилы”. Ученые называют их раскрученными миллисекундными пульсарами.

Для Нидерландов 29 декабря 2016 года выдалось необычно снежным и холодным. Оставалось еще несколько месяцев до того, как на суперкомпьютер Гронингенского университета поступят данные от самого медленного пульсара, но LOFAR все же удалось преподнести астрономам запоздалый рождественский подарок. Кес Басса, сотрудник Нидерландского института радиоастрономии, решил проверить последние показания LOFAR: в конце концов, телескоп не ушел на каникулы, так что поиск пульсаров продолжался. Сидя в спальне и привычно просматривая свежие данные, Басса неожиданно заметил на сигнале пик – возможно, пульсар, который, в отличие от других пульсаров, вращается с невероятно большой скоростью. Это было очень интересно, и, несмотря на выходные дни, Басса отправил электронное письмо своему коллеге Джейсону Хесселсу из Амстердамского университета. Тема письма звучала интригующе: “Поздоровайся с…” Когда Хесселс открыл письмо и увидел данные, каникулы закончились уже у двоих.

Среди всех обнаруженных пульсаров новый пульсар, теперь его называют PSR J0952-0607, занимает второе место по скорости вращения. Он почти догнал “рекордсмена”, обнаруженного Хесселсом двенадцатью годами ранее, в 2004-м (подробнее об этом открытии будет рассказано в главе 5). Периоды вращения обоих пульсаров измеряются миллисекундами: представьте себе пульсар Басса в виде шара размером с Вашингтон, вращающегося со скоростью 707 оборотов в секунду. Хесселс рассказывает: “Когда я прочел письмо Басса, то еще даже до всяких проверок понял: все правильно. Я был чрезвычайно возбужден, ведь последние пятнадцать лет это один из самых интересных для меня вопросов. Поэтому, хоть я и был в отпуске, но, услышав о таком невероятном событии, немедленно все бросил. Ни о чем другом думать не мог – это один из самых захватывающих этапов работы”. Торжествовал Хесселс не один: потрясающей новостью он поделился с женой и семилетней дочкой Димфи. Хесселс рассказывает: “Я сказал Димфи, что вот есть такая новая звезда и она совершенно особенная, поскольку вращается так быстро, что голова может очень, очень сильно закружиться”. Димфи в восторге начала кружиться: “Вот так, папочка? Я нейтронная звезда?”

Вращающиеся так быстро пульсары называются миллисекундными. Первый такой пульсар открыл американский астрофизик Дональд Чарльз Баккер в 1982 году, после того как его магистрант Шри Кулкарни обработал данные телескопа Arecibo. Этот пульсар, получивший название PSR В 1937+21, вращается необыкновенно быстро – в двадцать раз быстрее пульсара в Крабовидной туманности. Совершая 642 оборота в секунду, он удерживал рекорд скорости более двух десятилетий.

К настоящему времени астрономы обнаружили более трехсот[15] миллисекундных пульсаров, большинство из которых находится в галактическом диске Млечного Пути. Их плотность максимальна внутри шаровых звездных скоплений, содержащих большое число тесно связанных гравитацией старых звезд. В таких скоплениях могут быть сотни тысяч, иногда даже миллионы звезд, но и тогда только около 5 % из них миллисекундные пульсары.

В отличие от радиопульсаров, совершающих в одиночестве несколько оборотов в секунду, миллисекундные пульсары обычно обнаруживают в паре с другой звездой, чаще всего с белым карликом. Однако не всегда звездная пара существовала в таком виде. Подобные двойные системы исходно состоят из пары обычных звезд, безмятежно обращающихся друг относительно друга. В какой-то момент более массивная звезда расходует все свое ядерное топливо. Она вспыхивает сверхновой, оставляя вместо себя нейтронную звезду. Если система “выживает” при взрыве сверхновой, то есть ни нейтронная звезда, ни ее компаньон не выбывают из системы, они будут продолжать обращаться вокруг общего центра масс, причем пульсар излучает энергию в виде радиоволн (иногда еще и рентгеновское и гамма-излучение) и вращается все медленнее. За время своей жизни этот пульсар может замедлиться настолько, что замолчит – умрет, и наши телескопы больше не смогут его видеть.

Миллиарды лет спустя истечет срок жизни и компаньона пульсара – обычной звезды меньшей массы. Звезда начнет раздуваться и превратится в красный гигант. Вот тут-то становится действительно интересно. Раздуваясь, звезда приближается к своему компаньону – замолкшему пульсару. В какой-то момент она приблизится настолько, что излучение пульсара начнет разогревать поверхность красного гиганта – и вещество с нее будет улетучиваться. Когда такое происходит, из материала спутника пульсара формируется струя, направленная на мертвого друга, благодаря чему вокруг нейтронной звезды образуется диск из захваченного вещества. Этот процесс называется “аккреция”. Его можно описать так. Аккреционный диск напоминает горячий пончик. Разбухшее тесто – вещество, из которого он состоит, – стекает через отверстие, напоминающее слив ванной, и закручивается вокруг нейтронной звезды, постепенно оседая на ее поверхности. Перетекание вещества на нейтронную звезду до какой-то степени уменьшает ее магнитное поле, хотя до конца этот процесс не понимает никто.

В результате аккреции нейтронной звезде передается угловой момент, что заставляет ее вращаться быстрее. Можно сказать, что компаньон нейтронной звезды вдыхает в нее новую жизнь. Падающее на нейтронную звезду вещество взаимодействует с ее магнитным полем. Если магнитное поле достаточно велико, чтобы преодолеть силу гравитации, горячая газовая плазма удерживается вдоль магнитных силовых линий и впоследствии начинает стекать к магнитным полюсам нейтронной звезды. Тогда нейтронная звезда формирует горячие аккреционные пятна (обычно их называют просто “горячие пятна”) непосредственно в области магнитных полюсов – что-то вроде горба или горы поверх полюсов. Горячие пятна начинают излучать в рентгеновском диапазоне, и с этого момента пульсар опять можно обнаружить, при условии, что горячее пятно оказывается в поле зрения наших рентгеновских телескопов. Такая система называется маломассивной рентгеновской двойной системой, или LMXB (Low Mass X-ray Binary), поскольку компаньон, передающий вещество на нейтронную звезду, изначально был звездой малой массы наподобие Солнца, а пульсар излучает рентгеновские лучи7.

С тех пор в Млечном Пути обнаружили около двух сотен LMXB, тринадцать из них в шаровых звездных скоплениях. Их можно наблюдать с помощью космических рентгеновских телескопов, таких как Chandra и