Новые лики нейтронных звезд

Теоретики предсказали существование нейтронных звезд (NS) еще в тридцатые годы XX в., но их скорого открытия никто не ожидал, т.к. было ясно, что увидеть такой объект нелегко. Нейтронные звезды должны быть очень небольшими по размерам и чрезвычайно плотными телами, в сотни раз меньше, чем белые карлики - самые компактные из известных тогда звезд, которые с трудом удавалось увидеть в телескоп. Уменьшение радиуса в сто раз означает, что площадь излучающей поверхности будет меньше в десять тысяч раз.

    Светимость пропорциональна площади источника и температуре его поверхности в четвертой степени. У нейтронной звезды температура поверхности может достигать нескольких миллионов градусов (у горячих белых карликов - лишь десятки тысяч градусов). В этом случае максимум излучаемой энергии у нейтронных звезд должен попадать в рентгеновский диапазон, но и там их светимости невелики. В оптическом диапазоне при температуре в миллион градусов излучается гораздо меньшая доля энергии, поэтому регистрация нейтронной звезды в середине XX в. представлялась совершенно невозможной.
    Несмотря на это, нейтронные звезды были обнаружены в конце 60х гг., причем почти одновременно в двух различных своих ипостасях: как радиопульсары и как рентгеновские пульсары. Слово "пульсар" обозначает характерную особенность двух групп объектов - они испускают серии импульсов с почти идеальной периодичностью - первые в радиодиапазоне, вторые - в рентгене. В остальном объекты очень сильно различаются. Все рентгеновские пульсары входят в состав тесных двойных систем, в которых второй компаньон является нормальной звездой. (Заметим, что наблюдают пульсирующее рентгеновское излучение и от одиночных нейтронных звезд. Но это уже другая история, и поэтому под "рентгеновскими пульсарами" мы будем подразумевать только двойные системы.) Высокая светимость таких пульсаров объясняется аккрецией на поверхность нейтронной звезды вещества, поставляемого соседкой. В мощном гравитационном поле нейтронной звезды вещество разгоняется до очень высокой скорости и после удара о ее поверхность начинает светить в рентгеновском диапазоне. Из-за достаточно сильного (~10¹² Гс) магнитного поля NS вещество выпадет на поверхность только вблизи ее магнитных полюсов, а вращение звезды приводит к наблюдаемым пульсациям излучения.

Часть карты неба в гамма-лучах. Нижний источник - пульсар в Крабовидной туманности, верхний - Геминга. Геминга - 2 по яркости гамма-источник на нашем небе. Был открыт в 1972 г и является, самым близким к нам радиопульсаром (512 св. лет)	Остаток сверхновой Кассиопея А (Cas A), взорвав-шейся около 300 лет назад. Обсерватория "Чандра". Различные цвета фото соответствуют рентгеновским лучам разных энергий. Размер оболочки равен примерно 10 световым годам.
Какие бывают нейтронные звезды во Вселенной

    Первые радиопульсары оказались одиночными объектами. Несколько позднее стало ясно, что небольшая часть таких источников - примерно 1% - может входить в состав двойных систем, но механизм излучения никак с этим фактом не связан, что затрудняет процесс их обнаружения. Зато с помощью двойных радиопульсаров можно изучать очень интересные явления: измерять массы нейтронных звезд, наблюдать их прецессию, проверять тонкие эффекты, предсказываемые общей теорией относительности (например, излучение гравитационных волн). В дальнейшем мы будем говорить только об одиночных нейтронных звездах.
    Физические процессы, происходящие на радиопульсарах, хорошо описаны в статье Криссы Кувелиоту, Роберта Дункана, Кристофера Томпсона. "Магнитары". Сегодня число открытых объектов уже перевалило за полторы тысячи. Многие годы самым типичным радиопульсаром считался источник в Крабовидной туманности. Вот его портрет: молодая нейтронная звезда с периодом вращения 0,033 секунды и магнитным полем порядка 10¹² Гс (для сравнения скажем, что магнитное поле Земли составляет примерно 1 гаусс). Пульсар рождается в результате взрыва массивной звезды - вспышки сверхновой. Первые 10-100 тысяч лет своей жизни нейтронная звезда находится внутри оболочки из вещества, выброшенного при взрыве - остатка сверхновой, - или же совсем недалеко от этой оболочки. Крабовидная туманность как раз является таким остатком, а пульсар расположен почти точно в его центре.
    Быстрое вращение сильно намагниченного тела порождает потоки заряженных частиц (пульсарный ветер), которые уносят энергию. В результате вращение пульсара постепенно замедляется, а период пульсаций увеличивается. Молодые NS проявляют себя как пульсары первые несколько миллионов лет, пока период их вращения не достигнет примерно секунды (чем больше магнитное поле, тем длиннее критический период). Потом они прекращают испускать радиоимпульсы.
    Первый признак того, что обычные радиопульсары это не все, чем нас могут порадовать одиночные NS, появился примерно 20 лет назад, когда были открыты так называемые миллисекундные радиопульсары, которые имеют всего два отличия от обычных, но каких! Во-первых, как следует из названия, они очень быстро вращаются, их периоды составляют тысячные доли секунды. (Два самых быстрых миллисекундных пульсара имеют периоды около 1,6 мс, т.е. делают более 600 оборотов в секунду.) Во-вторых, у них очень слабое по сравнению с другими NS магнитное поле - порядка 10⁹ Гс, из-за чего миллисекундные пульсары очень медленно тормозятся и очень долго могут сохранять способность излучать радиоимпульсы. Время активного существования этих объектов сравнимо с возрастом Вселенной, но остальными проявлениями они похожи на своих более многочисленных обычных собратьев. Причем слово "многочисленные" надо понимать в буквальном смысле: сегодня известно примерно 50 миллисекундных пульсаров и более 1500 обычных. Следует отметить, что обычные пульсары живут несколько миллионов лет, а миллисекундные - сотни миллионов и миллиарды, т.е. возникновение миллисекундного пульсара чрезвычайно редкое событие.
    Главное же отличие миллисекундных пульсаров от обычных заключено в том, как протекает их эволюция. Миллисекундными пульсарами не рождаются, а становятся, - мы не наблюдаем сколько-нибудь значительного рождения быстро вращающихся и слабо намагниченных нейтронных звезд. По современным представлениям, вначале миллисекундные пульсары были обычными нейтронными звездами, входившими в состав тесных маломассивных двойных систем. В последней фразе важным оказывается все. Система должна быть тесной, чтобы нормальный компонент двойной системы заполнял свою полость Роша и шел процесс аккреции вещества. А ее малая масса означает, что этот процесс может длиться миллиарды лет. За это время магнитное поле NS успевает ослабнуть из-за омических потерь в коре, а момент вращения, полученный вместе с аккрецируемым веществом, ускоряет ее осевое вращение до миллисекундных периодов. Нейтронная звезда изначально может входить в состав двойной системы или родиться одиночной, а позднее захватить нормальную звезду в результате близкого пролета (последняя ситуация особенно характерна для шаровых звездных скоплений).
    В последние несколько лет представления о том, какими могут быть одиночные нейтронные звезды, начали меняться. Во-первых, луч радиопульсара может не попадать на Землю, и мы не сможем наблюдать пульсирующий радиоисточник. Подобная возможность обсуждалась практически с момента открытия радиопульсаров, но обнаружить такие объекты удалось лишь в последние несколько лет. Во-вторых, существенная доля NS не проходит в молодости стадию радиопульсара или же эта стадия оказывается очень короткой. Причины различны. Около 10% NS могут быть магнитарами, которым посвящена предыдущая статья. Кроме того, некоторые нейтронные звезды могут рождаться с медленным вращением, недостаточным для появления радиопульсара. И, конечно, должно существовать множество потухших радиопульсаров (примерно в тысячу раз большее, чем "работающих"). Все эти объекты, в отличие от пульсаров, слабо излучают в радио-диапазоне, поэтому для них был предложен термин "радиотихие нейтронные звезды".

Кривая блеска Геминги, свернутая с периодом его вращения. Период пульсаций данного объекта постепенно увеличивается, скорость этих изменений соответствует типичному для нейтронных звезд магнитному полю ~1012 Гс.	Область антицентра нашей Галактики в жестком рентгеновском диапазоне. Яркая горизонтальная полоса в центре - диск нашей Галактики. Видны четыре источника, указанные стрелками. (Антицентр - направление, противоположное центру Галактики)
Какие бывают нейтронные звезды во Вселенной

    Радиопульсаров, излучающих "мимо нас", сегодня известно всего два. Первый из них - знаменитая Геминга - необычный источник гамма-излучения в созвездии Лебедя. Второй, очень похожий на него объект, был открыт несколько лет назад. Слабое периодически пульсирующее излучение объектов наблюдается в рентгеновском и гамма-диапазонах. По-видимому, диаграмма направленности для жесткого излучения у пульсаров шире, чем для радио. Долгое время не удавалось зарегистрировать радиоизлучение от этих объектов. На частотах, используемых для наблюдения за большинством обычных радиопульсаров, Геминги обнаружить не удалось, но несколько лет назад на низкочастотном радиотелескопе в Пущине был зарегистрирован периодический радиосигнал от первого из источников. Результат, однако, требует независимого подтверждения на других инструментах. Исследователи полагают, что радиопульсаров, чей свет не доходит до нас, должно быть, по крайней мере, в 2-3 раза больше, чем наблюдаемых.
    Магнитары не испускают импульсы в радио-диапазоне, и это еще одна их загадка. Если в формулы современной теории радиопульсаров подставить типичные параметры магнитаров (аномальных рентгеновских пульсаров и мягких повторных гамма-всплесков), которые имеют периоды вращения около 10 сек. и магнитные поля порядка 10¹⁴ - 10¹⁵ Гс, то мы увидим, что они должны излучать радиоимпульсы (т.е. еще не должны были "потухнуть"). Однако наблюдения подобного не подтверждают. Данная проблема еще не решена, возможно, это еще одно проявление "другой физики", которая работает при полях, превышающих квантовый предел.
    Идею о том, откуда могут взяться очень медленно вращающиеся нейтронные звезды, не способные стать пульсарами, в течение нескольких лет разрабатывает Александр Тутуков из Института астрономии РАН в Москве. Он считает, что если массивная звезда, из которой впоследствии образуется NS, была одиночной или входила в состав широкой двойной системы, ее ядро перед коллапсом будет вращаться очень медленно, а образующаяся из нее NS будет обладать периодом в несколько секунд, который слишком велик, чтобы она стала радиопульсаром. В тесной двойной системе звезда и, следовательно, ее ядро не могут вращаться с периодом, превышающим орбитальный, так как мощные приливные силы, действующие в тесных двойных, очень быстро синхронизуют осевое и орбитальное вращение звезд. Из таких систем будут получаться радиопульсары, подобные наблюдаемому в Крабовидной туманности. Но поскольку широких двойных систем достаточно много, то через стадию радиопульсара не будет проходить заметная доля молодых NS.
    Однако самое весомое доказательство существования радиотихих нейтронных звезд было получено по наблюдениям источников в остатках сверхновых. Тот факт, что туманность еще не рассеялась в космическом пространстве, говорит о небольшом времени, прошедшем с момента взрыва. В некоторых остатках сверхновых рентгеновская аппаратура, установленная на космических обсерваториях, видит точечные источники излучения. Очевидно, очень молодые и горячие нейтронные звезды не являются радиопульсарами. Дело в том, что в остатке сверхновой мы можем наблюдать не только узкий луч пульсирующего излучения, но и излучение испускаемых пульсаром релятивистских частиц в магнитных полях, заполняющих сброшенную при взрыве сверхновой оболочку. Такие туманности называются плерионами, спектр их излучения сильно отличается от наблюдаемых у других туманностей. Наличие плериона считается доказательством существования пульсара в остатке, даже когда сам пульсар не виден, а отсутствие свидетельствует о том, что радиопульсара нет, несмотря на молодость нейтронной звезды.
    Наблюдения в рентгеновском диапазоне, в первую очередь на спутнике ROSAT, показали наличие популяции источников (возможно, это несколько различных популяций), отождествляемых с одиночными радиотихими NS. Сегодня известно семь слабых источников мягкого рентгеновского излучения, которые, скорее всего, являются такими одиночными NS ("великолепная семерка"). Они могут излучать по двум причинам - или это молодые, не успевшие остыть после взрыва сверхновой NS, либо это старые нейтронные звезды, вращение которых замедлилось до такой степени, что на них началась аккреция межзвездного вещества, гораздо более слабая, чем та, что имеет место в двойных рентгеновских системах. Результаты численного моделирования, проделанного авторами данной статьи (в соавторстве с итальянскими учеными), указывают, что первое объяснение - предпочтительнее.

Сегодня картина эволюции NS уже не кажется такой простой и ясной, как 10 лет назад, когда пульсар в Крабе считался "идеальной молодой нейтронной звездой". Сегодня она скорее напоминает лоскутное одеяло - открыто несколько новых классов объектов, но всего несколько объектов каждого класса - слишком мало для надежного анализа. Целостная картина пока не сложилась. Очевидно, для дальнейшего прогресса потребуются совместные усилия наблюдателей и теоретиков.

---