Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Катя Москвич

Периодичность этого “хвоста” была особенно удивительна. “Периодичность означала, что у компактного объекта есть поверхность. Проще говоря, что это нейтронная звезда”, – рассказывает Кувелиоту. Вскоре были зарегистрированы еще и другие, хотя и менее интенсивные, всплески. Но направление сигналов явно указывало на одно и то же место на небе, а их описание не укладывалось ни в одну из известных теорий происхождения гамма-всплесков. Кувелиоту вспоминает: “Все казалось настолько загадочным, что мы попросту растерялись”. Некоторые ученые даже предположили, что первый всплеск вызван столкновением кометы с нейтронной звездой.

Вскоре после этого удалось локализовать источник события, произошедшего 5 марта. Он находился в Большом Магеллановом Облаке и был связан с молодым остатком сверхновой N49, возраст которого составлял около пяти тысяч лет. Это значило, что источник оказался примерно в тысячу раз дальше, чем исходно предполагалось на основании его блеска, а светимость этого источника по крайней мере в миллион раз превосходила предел Эддингтона. Из-за периодичности импульсов “хвоста” черная дыра таким источником быть не могла. Но был остаток сверхновой. Могла ли являться источником нейтронная звезда? В то время было только известно, что пульсары – это быстро вращающиеся нейтронные звезды, испускающие радиоволны. Однако наблюдавшийся на Земле всплеск рентгеновского излучения был слишком мощным, чтобы его можно было соотнести с радиопульсаром. Кроме того, получалось, что нейтронная звезда, если это действительно она, должна находиться не в центре остатка сверхновой, а где-то с краю. Это указывало на то, что при рождении ее выбросило из места расположения звезды-предшественницы со скоростью порядка тысячи километров в секунду – гораздо быстрее, чем любой из известных тогда пульсаров.

В течение следующих четырех лет советские ученые из Физико-технического института в Ленинграде (сейчас это Физико-технический институт имени А. Ф. Иоффе в Санкт-Петербурге) зарегистрировали еще шестнадцать всплесков, идущих из того же места, – одни сильнее, другие слабее, но все менее заметные и более короткие, чем вспышка 5 марта. Еще несколько подобных событий, которые следовали группами из трех разных мест на небе, зарегистрировали позднее. Никто толком не знал, что это такое.

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”.