Самый сильный магнит во Вселенной

Сильвия Дзане (Silvia Zane, London University)
Роберто Туролла (Roberto Turolla, University of Padova)

В ноябре 1996 г. спутник RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, NASA) проводил мониторинг необычного пульсара, находящегося в 400 000 световых годах от Земли. Эта звезда (ее обозначение SGR 1806-20) является одним из четырех известных источников мягких повторяющихся гамма-всплесков - вращающихся нейтронных звезд, которые время от времени излучают мощные всплески гамма-лучей. И вот международная команда исследователей, используя данные RXTE, показала, что этот источник является самым мощным из известных на сегодняшний день магнитом во Вселенной.

Измерение сильных магнитных полей

Пульсары являются вращающимися нейтронными зведами, которые проявляют себя как гигантские космические маяки. Обладая массой порядка полутора солнечных, сжатой в шар диаметров около 10 км, нейтронные звезды это самые плотные объекты. Вращение приводит к появлению периодического радиосигнала, и тогда звезду называют пульсаром. Стандартная модель пульсара - это магнитный диполь, чья ось наклонена к оси вращения, и радиоволны распространяются в виде конуса, направленного вдоль оси диполя.

Электромагнитное излучение пульсара возникает за счет его энергии вращения. Т.о. звезда замедляется, период растет, что позволяет оценить магнитное поле. Хотя увеличение периода составляет всего одну миллионную долю секунды за 100 лет, эту величину можно измерить с высокой точностью по радионаблюдениям. Принимая простую модель магнитного диполя, мы получаем, что темп замедления пропорционален B²/P, где P - период вращения звезды, а B - ее магнитное поле.

Однако, в некоторых случаях магнитное поле может быть измеренно напрямую, и именно такой подход использовался в недавней интерпретации данных RXTE. Дело в том, что для пульсаров, которые излучают в рентгеновском диапазоне, зависимость между полем и замедлением не столь четкая, но эту проблему можно обойти. В сильном магнитном поле электроны вынуждены двигаться вдоль силовых линий. Когда же магнитное поле "сжимает" электроны в направлении тангенциальном движению до величины меньшей их де Бройлевской волны, то становятся существенными квантовые эффекты. Движение становится квантованным, появляются дискретные уровни - уровни Ландау, - которые даются соотношением $E_n\approx n h \omega_c$/ 2 \pi, где $\omega_c=eB/m_e c$ - циклотронная частота, $e$ и $m_e$ - заряд ии масса электрона, $h$ - постоянная Планка, и $c$ - скорость света.

Прямое измерение магнитного поля звезды достигается регистрацией эмиссионной линии на частоте, соответствующей переходам электрона с одного уровня Ландау на другой. Обычно такие линии наблюдаются в рентгеновской области спектра: например электронная циклотронная линия у пульсара Геркулес X-1 находится на частоте, соответствующей энергии 60 кэВ.

Нейтронные звезды известны как сильно замагниченные объекты с полями порядка 10¹² Гс, что примерно в миллион раз больше самого сильного магнитного поля на обычных звездах или поля, которое можно получить в лаборатории. Объяснение происхождения столь сильных магнитных полей является настоящим вызовом для теоретической физики. Десять лет назад Роберт Дункан из Техасского университета и Кристофер Томпсон из университета Северной Каролины показали, что конвективные движения и быстрое вращение во время образования нейтронной звезды приводят к появлению полей вплоть до 10¹⁵ Гс. Они назвали такие звезды "магнитарами", и астрономы сразу же принялись искать их.

Охота на магнитары

Первыми кандидатами в магнитары было семейство редких и необычных источников гамма- и рентгеновских лучей, называемых источниками мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ, английская аббревиатура SGR).(прим. перев. - первые МПГ были открыты в СССР группой Мазеца в эксперименте "Конус"). Эти медленно вращающиеся пульсары спокойно светят в рентгеновском диапазоне в течение нескольких лет, пока вдруг не становятся на некоторое время (несколько недель или месяцев) чрезвычайно активными. В этот период они излучают множество коротких (около 0.1 с) вспышек гамма-излучения, каждая вспышка имеет светимость до миллиарда светимостей Солнца. Именно наличие таких всплесков позволило заподозрить, что МПГ являются магнитарами. Теория предполагает, что сильные магнитные поля, сосредоточенные в коре нейтронной звезды, могут создавать "разломы", что приводит к аналогу землетрясений, называемому "звездотрясениями".

Во время звездотрясения структура магнитного поля становится неустойчивой, и происходит перестройка в новое устойчивое состояние с более низкой энергией. Мощные сейсмические волны, распространяющиеся в коре звезды, смещают "основания" магнитного поля. Линии поля могут действовать как упругие нити, порождающие волны, называемые Альвеновскими, которые в свою очередь ускоряют облака частиц над поверхностью звезды. Именно это и порождает всплеск гамма излучения. Если эта теория верна, то всплески МПГ в какой-то мере аналогичны солнечным вспышкам, но существенно превосходят последние по мощности. В обоих случаях причина кроется в смещении основания линий магнитного поля (в случае Солнца причина смещения - конвекция, в случае нейтронных звезд - сейсмическая активность), что приводит к генерации Альвеновских волн.

Магнитары, как и обычные радиопульсары, должны замедлять свое вращение. Причем, поскольку поле у магнитаров на три порядка выше, то и темп замедления становится более существенным - около миллисекунды в год. В конце 90-х гг. команда Крисы Кувелиту (Chrissa Kouveliotou) из Маршалловского центра космических полетов (НАСА) и Кевина Харлей из Университета Калифорнии в Беркли измерила темп замедления для двух МПГ. Это был большой успех, т.к. открытие явилось существенным аргументом в пользу магнитарной интерпретации МПГ.

Несмотря на столь существенное косвенное указание на сверхсильное магнитное поле, прямого подтверждения не было. Астрономам было необходимо непосредственно измерить величину магнитного поля путем регистрации электронной циклотронной линии. Но, для поля 10¹⁵ Гс линия должна находиться на энергиях порядка нескольких МэВ, а эта область пока недоступна для столь детальных спектральных исследований. Однако, для таких полей можно ожидать появления на энергиях порядка нескольких кэВ протонной циклотронной линии, которая при обычных полях "спрятана" мощным поглощением в оптическом или УФ диапазонах.

Теоретики, включая Донга Лая и Винна Хо из Корнельского университета, а также авторы данной статьи, стали проводить расчеты параметров поля излучения для такого случая. Излучение распространяется в сильно замагниченной плазме в экстремальных условиях атмосферы нейтронной звезды. Наша задача заключалась в предсказании свойств спектральной линии (ее ширины и интенсивности). мы получили, что циклотронная линия появится как абсорбционная деталь, достаточно широкая, чтобы быть замеченной с помощью современных рентгеновских обсерваторий. Астрономы начали мощную наблюдательную компанию по поиску линий у всех известных кандидатов в магнитары. Однако, до настоящего момента не было никаких положительных результатов поисков для источников в спокойном (не вспышечном) состоянии.

Ищите там, где ярче

Новые результаты основаны на наблюдениях источника SGR 1806-20 на спутнике RXTE в ноябре 1996 г., когда объект находился в активном состоянии. Спутник в основном предназначен для исследования временных характеристик рентгеновских источников и не имеет хорошей спектральной аппаратуры. Однако, все-таки в диапазоне от 2 до 60 кэВ можно получать распределение фотонов по энергиям с помощью прибора PCA (Proportional Counter Array). Энергетическое разрешение PCA не очень высокое (устройство может различить фотоны, лишь если их энергия отличается более чем на 20 процентов), но для нашей задачи этого оказалось достаточно. На рисунке показано распределение числа фотонов в зависимости от их энергии.

В 2002 г. Алаа Ибрагим из Университета Джорджа Вашингтона, команда исследователей из Годдардовского центра НАСА и авторы данной статьи нашли необычную деталь в рентгеновском спектре источника SGR 1806-20. Вначале результат был получен лишь для одного всплеска ( Ibrahim et al. 2002a). Затем аналогичная линия была обнаружена во множестве вспышек. Именно эти наблюдения позволили напрямую измерить магнитное поле в этом объекте, и дали твердые основания для магнитарной интерпретации МПГ ( Ibrahim et al. 2002b). В узком диапазоне энергий около 5 кэВ число фотонов было существенно меньше, чем вокруг (см. рисунок). Энергия и ширина этой абсорбционной детали типичны для поглощения электромагнитного излучения протонами, движущимися в магнитном поле порядка 10¹⁵ Гс.

Важность этого открытия выходит за рамки простого дополнения известного зоопарка астрономических объектов еще одним экземпляром. Во-первых, это первое детектирование протонной циклотронной линии у космического источника. Во-вторых, это однозначно устанавливает магнитарную природу МПГ, и дает четкое доказательство существования полей выше квантового критического значения (4.4 10¹³ Гс). Это значение соответствует ситуации, когда скачок между первым и вторым уровнями Ландау равен массе покоя электрона. При этом поле для движения электрона в направлении тангенциальном силовой линии остается места как раз на длину волны де Бройля для этой частицы. Это наименьшая область пространства, где может быть локализован электрон, и критическая величина (4.4 10¹³ Гс) имеет значение естественного масштаба магнитного поля.

Данное открытие открывает новый рубеж в исследовании нейтронных звезд. Т.к. магнитары быстро замедляются, то в каждый момент времени лишь немногие из них будут активны и доступны для наблюдения. Несмотря на это астрономы ожидают, что в самом ближайшем будущем число известных магнитаров возрастет. Осторожная оценка показывает, что в нашей Галактике должно быть около миллиона магнитаров, но более оптимистические расчеты дают от 30 до 100 миллионов таких объектов. Их исследования еще только начинаются.

Мы благодарим авторов за предоставление материала до его публикации на physicsweb.org.
Перевод: Сергей Попов