Астронет: С. Б. Попов/ГАИШ "Великолепная семерка": молодые, горячие и стройные http://variable-stars.ru/db/msg/1181107

"Великолепная семерка": молодые, горячие и стройные
3.12.2002 18:12 | С. Б. Попов/ГАИШ, Москва

"Великолепная семерка" - это семь радиотихих близких одиночных нейтронных звезд, открытых спутником РОСАТ. Первый объект, звезда Волтера, был открыт в 1996 г. То что это одиночная близкая нейтронная звезда стало ясно практически сразу по экстремально большому отношению рентгеновского потока к оптическому. Но природа излучения оставалась неясной.

Первое время основной гипотезой являлась аккреционная. Полагалось, что старая нейтронная звезда, движущаяся с небольшой скоростью (10-30 км/с) натягивает на себя вещество межзвездной среды. При падении газа на поверхность происходит разогрев до температуры порядка миллиона градусов, и мы видим рентгеновский источник.

Затем удалось измерить параллакс и скорость нейтронной звезды. Расстояние оказалось около 120 пк, а скорость - более 100 км/с. Т.о. аккреция не может являться источником энергии (даже если бы звезда и находилась на стадии аккреции, то светимость при такой скорости была бы очень низкой, однако, наши расчеты показывают, что при высокой скорости нейтронной звезде вообще не удается перейти на аккреционную стадию, если магнитное поле не затухает до очень низких значений). Разумно полагать, что все семь источников имеют одинаковую природу. И вот, аккрецией из межзвездной среды их не объяснить. Что же тогда?

Нейтронные звезды рождаются очень горячими, и затем постепенно остывают в начале за счет излучения нейтрино, а позже за счет излучения фотонов. Даже через сотни тысяч лет после рождения нейтронная звезда может быть горячее миллиона градусов. Т.о. возможно, что мы видим семь близких молодых горячих нейтронных звезд.

Можно попытаться оценить - не много ли целых семь молодых объектов для нашей ближайшей окрестности. Это было вначале сделано в работе Нойхаузера и Трюмпера, а затем более детально в статьях нашей группы. Расчеты показали, что и в самом деле, плотность молодых нейтронных звезд вокруг нас оказывается выше, чем это следует из средних данных по распределению радиопульсаров в Галактике.

В чем же дело? Мы предположили, что всему виной - Пояс Гулда. Это диск молодых звезд, имеющий возраст около 30-60 миллионов лет. Наши новые расчеты показывают, что избыток плотности нейтронных звезд легко объясняется избытком массивных звезд вокруг нас.

Однако, остается интересный вопрос. Являются ли эти семь нейтронных звезд типичными для Галактики в среднем или нет? Мы знаем менее 2000 нейтронных звезд, и большую часть составляют радиопульсары. А эта семерка - радиотихие. Что тут может быть не так?

Сразу можно выделить один параметр, который в среднем для нашей семерки не такой как у всех других - они более легкие. Почему так?

Нейтронные звезды разных масс остывают по разному. В своих расчетах мы использовали кривые остывания посчитанные группой астрофизиков из ФТИ им. Иоффе. Общее свойство всех моделей - более легкие нейтронные звезды остывают медленнее. Значит, наша семерка селектированная по высокой температуре оказывается селектированной и по массе. И это не удивительно!

Возраст Пояса Гулда более 30 миллионов лет. Значит, сейчас там взрываются самые маломассивные звезды из числа тех, что вообще могут взорваться. При этом самых массивных звезд уже нет. Детальные расчеты сверхновых показывают, что более массивные звезды дают и более массивные остатки, а менее массивные - относительно легкие остатки. Значит, не удивительно, что в Поясе Гулда в последние миллионы лет образуются именно маломассивные нейтронные звезды! Мы живем в области Галактики, где много молодых маломассивных (а значит горячих) нейтронных звезд.

Интересно, какие еще параметры, кроме температуры, могут оказаться связанными с массой. Первое, что приходит в голову, - магнитное поле. Однако, тут все не так-то просто. Давайте посмотрим, как могут быть взаимосвязаны масса и магнитное поле нейтронной звезды.

В стандартных моделях затухания поля в коре нейтронных звезд получается, что чем горячее звезда, тем быстрее затухает поле (это связано с худшей проводимостью коры более горячего объекта). Значит, если образовались две нейтронные звезды с одинаковым полем, но разной массой, то очень скоро более легкая будет более горячей (она медленнее остывает), и при этом она же будет менее замагниченной. Вроде бы все ясно, но ...

С другой стороны, если после взрыва сверхновой на поверхность нейтронной звезды выпадало много вещества (т.н. возвратная аккреция или fall-back), то это могло увеличить количество дефектов в коре звезды, что приведет в дальнейшем в ускорению распада поля. Разумеется, возвратная аккреция при этом увеличила массу нейтронной звезды. Так что с затуханием поля не все оказывается столь очевидным....

Обратимся теперь к самым первым минутам жизни нейтронной звезды. С одной стороны, как показано в работах Томпсона и его соавторов, процесс возвратной аккреции может способствовать генерации магнитного поля. Т.е. в процессе увеличения массы и поле будет возрастать. С другой стороны Паж и его соавторы показали, что сильная аккреция может "вбить" поле в нейтронную звезду. И тогда более массивные будут иметь меньшее поле.

Кроме того, сильное поле и быстрое вращение могут вообще предотвратить аккрецию за счет эффекта пропеллера. Тогда самые сильно замагниченные нейтронные звезды будут иметь наименьшую массу.

Видно, что ситуация очень запутанная, а провести прямые расчеты чрезвычайно сложно. Что же нам говорят наблюдения "великолепной семерки"? Лишь для одного объекта удалось оценить магнитное поле по наблюдению замедления вращения нейтронной звезды. Поле оказалось примерно в 10 раз выше, чем у среднего радиопульсара, но тем не менее это не сверхсильное магнитное поле, которое наблюдается и магнитаров. У шести других источников поле неизвестно. Так что и наблюдения тут пока помочь не могут.

Есть еще одна проблема. Если все семь источников - "близнецы-братья", то неясно, почему только у четырех из них обнаружены периоды (речь идет о периодических пульсациях потока излучения, что связано с вращением нейтронной звезды вокруг своей оси). Причем все они лежат в довольно узком диапазоне примерно от 10 до 20 секунд (эти периоды характерны для магнитаров - сильно замагниченных нейтронных звезд). У самого же известного объекта из семи - RX J1856 - период не обнаружен, и пределы на величину пульсаций очень жесткие (порядка процента!).

Василий Бескин предположил, что это можно объяснить "схождением осей" (alignment). В ходе этого процесса угол между магнитной осью и осью вращения уменьшается. Ясно, что если угол мал, то пульсаций нет. Однако, для "великолепной семерки" этот механизм должен действовать на очень короткой шкале - шкале остывания. А для обычных радиопульсаров мы знаем, что даже на масштабе времени жизни этих объектов (примерно на порядок больше времени остывания) никакого эффекта нет. Тогда надо объяснять, почему "великолепная семерка" столь сильно отличается от обычных радиопульсаров. Здесь мы опять приходим к гипотезе, что это может быть связано с тем, что эти семь источников "отобраны" по маленькой массе (т.е. по большому времени охлаждения).

Будущие исследования "великолепной семерки" смогут дать много важной информации для физики и астрофизики нейтронных звезд. Прояснится и сама природа этих объектов (например, почему они радиотихие так и не ясно, может быть все легкие нейтронные звезды "молчат" в радиодиапазоне из-за слишком низкого или, наоборот, слишком высокого магнитного поля, или из-за каких-то особенностей в строении коры?). Но уже сейчас понятно, что скорее всего это семь молодых горячих маломассивных нейтронных звезд, которые образовались в Поясе Гулда в последние миллионы лет.