 |
Астронет: С. Б. Попов/ГАИШ Великое объединение нейтронных звезд http://variable-stars.ru/db/msg/1335235 |
Великое объединение нейтронных звезд12.04.2015 18:47 | С. Б. Попов/ГАИШ, Москва
Современная астрономия это в основном астрофизика, то есть часть физики. Но далеко не все небесные объекты оказываются одинаково интересны физикам. Физикам важно, чтобы в объектах происходило что-то, проливающее свет на важные нерешенные проблемы , лучше что-то что они не могут воспроизвести в лабораториях на Земле. Нейтронные звёзды, видимо, являются самым интересным физическим объектом. Это довольно легко пояснить.
Чем экстремальнее состояние вещества, тем более интересными физическими законами оно описывается. Мы можем взять какой-то кусок вещества, например, газ. Начать его сжимать. Чем больше будет давление, температура в нём, тем интереснее физика, которая описывает этот сгусток газа. Мы сжимаем его, гравитация начинает описываться в рамках Общей теории относительности. Становятся важными квантовые явления. Если мы сожмём этот кусок слишком сильно, образуется чёрная дыра. Часть свойств будет утеряна. Часть интересной физики будет утеряна.
Нейтронные звёзды это самые компактные из известных объектов. Они одновременно описываются Общей теорией относительности, квантовой электродинамикой, квантовой хромодинамикой. Ведь это макроскопические объекты, где вещество сжато до очень высокой плотности. Плотность вещества в центре нейтронной звезды очень велика, она раз в десять превосходит ядерную. Мы не можем получать такое вещество в земных лабораториях, и видимо, ещё очень долго не научимся это делать. Поэтому, если мы хотим изучать физику экстремального состояния вещества, нам нужно обращаться к таким естественным лабораториям как нейтронные звёзды.
Но, оказывается, что, несмотря на то что все нейтронные звёзды по массе и радиусу очень похожи друг на друга. по своим наблюдательным проявлениям они могут выглядеть как источники совершенно разной природы.
Представьте. Крутиться в космосе 10-ти километровый шарик, и вдруг на доли секунды он становиться ярче, чем целая галактика. Это вспышка магнитара - вспышка на молодой нейтронной звезде. Другие же нейтронные звёзды выглядят как десятикилометровые шарики, разве что горячие, с температурой под миллион градусов, но никакой взрывной активностью они не выделяются. Какие-то нейтронные звезды уже остыли, но мы наблюдаем их благодаря радиоимпульсам, связанным с их сильным магнитным полем и быстрым вращением.
Почему же нейтронные звёзды выглядят такими разными? Мы не знаем. В своей работе мы пытаемся описать разные типы молодых нейтронных звёзд в рамках единой модели - построить теорию Великого объединения нейтронных звёзд.
В физике "Великим объединением" называют пока не созданную теорию, которая объединила бы электро-магнитное, слабое и сильное ядерное взаимодействия. Дальше останется только "Теория всего", которая включила бы и гравитацию. В 2010 году Вики Каспи из университета МакГилла (Монреаль, Канада) ввела в обиход термин "Великое объединение нейтронных звезд". Что он обозначает?
Примерно 15-20 лет назад астрономы начали с удивлением обнаруживать, что молодые нейтронные звезды могут наблюдаться как источники очень разных типов. Какие-то из них наблюдаются как обычные радиопульсары. Какие-то производят мощные гамма-вспышки. Некоторые обладают сильным рентгеновским излучением, хотя как радиопульсары не видны. Некоторые сидят в самых центрах остатков сверхновых и светят потому, что очень горячие. Целый зоопарк! Казалось, что по какой-то причине начальные свойства этих объектов очень разняться. Т.е., с самого рождения нейтронную звезду ждет какая-то определенная судьба.
Однако несколько лет назад начали открывать еще более удивительные явления. Например, оказалось, что нейтронные звезды с гамма-вспышками (их называют источниками повторяющихся мягких гамма-всплесков) и нейтронные звезды с аномально большой рентгеновской светимостью (аномальные рентгеновские пульсары) - родственники. У многих аномальных пульсаров стали регистрировать вспышки, а у источников повторяющихся всплесков зарегистрировали высокую рентгеновскую светимость между вспышками. Теперь и те, и другие относят к классу магнитаров - нейтронных звезд, чья активность связана с выделением энергии магнитного поля (или, можно сказать, энергии мощных электрических токов внутри звезды, которые это поле и создают). Дальше - больше. Хотя некоторые ученые уже поверили, что магнитары не проявляют себя как радиопульсары (и даже придумали теории для объяснения этого!), неожиданно было открыто пульсарное излучение и от аномальных рентгеновских пульсаров, и от источников повторяющихся гамма-всплесков. И это еще не все. Один из радиопульсаров неожиданно стал в несколько раз ярче в рентгеновском диапазоне, и от него пошли вспышки. Жил-был пульсар - стал магнитар!
Есть и другие примеры "кентавров" - источников, проявляющих свойства разных классов объектов. Это надо как-то объяснять. Т.е., нужна какая-то объединяющая модель, которая смогла бы в рамках единой картины описать разные типы источников и объяснить превращения и сочетания свойств. Вот это и есть "Великое объединение нейтронных звезд".
Наш подход к решению этой задачи основывается на методе популяционного синтеза. Его основная идея довольно проста. Мы создаем компьютерную модель. Нейтронные звезды рождаются в разных местах Галактики. При своем появлении они имеют начальные параметры, которые случайно выбираются из определенных распределений (их определение отдельная интересная задача, которой мы тоже посвящаем много времени). Затем мы отслеживаем эволюцию нейтронных звезд: как они движутся в Галактике (попадая при этом в области с разной плотностью межзвездной среды), как меняется их период и магнитное поле и т.д. На каждом шаге мы смотрим, как будет проявляться себя источник с такими параметрами, окруженной межзвездной средой с известными свойствами т.е., определяем, как такую звезду можно будет наблюдать. Вся эта статистика собирается. И в итоге мы имеем Галактику нейтронных звезд в компьютере. Остается сравнить данные расчетов с наблюдениями.
У нейтронных звезд не так уж много астрофизических параметров. И один из самых главных - магнитное поле. Он должен играть важную роль в Великом объединении. Поле может уменьшаться (с выделением энергии), расти, или оставаться неизменным. Причем на разных стадиях жизни звезды поведение может быть различным. Одна из проблем связана с тем, что магнитное поле трудно измерить. Другая - с тем, что поле может иметь множество разных компонент.
Обычно магнитные поля нейтронных звезд не измеряют напрямую. Если у нас есть одиночная нейтронная звезда, вокруг пустота, а звезда вращается, то, во-первых, она будет периодическим источником излучения, во вторых, вращение будет замедляться (период вращения растет). Вот по темпу изменения периода как раз можно оценить магнитное поле. Именно так оценивают поля радиопульсаров. Они оказываются равны примерно 10 в 12 степени гаусс. Это в десятки тысяч миллиардов раз больше, чем на поверхности Земли или Солнца (вне пятен). Так же оцененные поля магнитаров еще в сотни раз больше. Но эта оценка касается лишь одной (хотя и самой главной) компоненты поля - дипольной. Это самое привычное для нас поле. Оно похоже на поле обычного магнита: два полюса и тп. Эта компонента поля слабее других спадает с расстоянием. Но вблизи поверхности объекта поле может выглядеть очень "кудряво". Например, на Земле есть магнитные аномалии, на Солнце - пятна, которые связаны с мощными магнитными полями. Измерить эти компоненты гораздо труднее.
В астрономии единственный хороший способ точно измерить магнитное поле (любую компоненту) - это измерить его влияние на спектр объекта. Именно так, к примеру, измеряют поля звезд. Здесь астрономы достигли высокой точности, хотя речь идет о полях, скажем, в сотни гаусс. А вот сверхсильные поля нейтронных звезд удается измерить крайне редко. Это связано с особенностями их спектров. До недавнего времени хорошие измерения касались только нейтронных звезд, являющихся рентгеновскими источниками в тесных двойных системах. Но наши герои - совсем другие, это "герои-одиночки".
Чтобы построить точный рентгеновский спектр - нужно собрать много фотонов. Самый лучший агрегат для этого - европейский спутник XMM-Newton. Именно его использовала группа итальянских астрономов (Андреа Тиенго из университета Павии и его соавторы, статья опубликована в журнале Nature) для исследования одного из самых загадочных магнитаров, который астрономы обозначают как SGR 0418+5729. Его тайна связана с его магнитным полем. По замедлению периода вращения необычного магнитара удалось оценить его дипольное поле. Оно оказалось обычным, таким же как у радиопульсаров. Это странно - до этого все магнитары имели гигантские дипольные магнитные поля. Ученые подозревали, что дело тут в других компонентах поля, прижатых к поверхности. Но вот только измерить их очень сложно.
Детальный спектр, полученный с помощью XMM-Newton однозначно говорит о том, что вблизи поверхности магнитара SGR 0418+5729 поле очень сильное. И это очень точные данные! Удивительно, что самое точное измерение магнитного поля у одиночной нейтронной звезды впервые выполнено для столь странного объекта. Магнитар оказался магнитаром. Поле у поверхности в сотни, а может и тысячи, раз выше, чем у обычных радиопульсаров. Чем же это важно?
Это открытие вносит некоторую ясность в картину Великого объединения нейтронных звезд. Во-первых, подтверждено, что активность магнитаров связана с сильными полями в их коре. Это хорошая новость, т.к. были сомневающиеся. Во-вторых, подтверждено, что активность нейтронных звезд может быть связана с недипольными компонентами магнитных полей, и, более того, что эти компоненты могут в сотни раз превосходить дипольное поле!
Теперь важные аспекты единого сценария эволюции нейтронных звезд не выглядят столь умозрительными. Объекты исследования астрономов находятся очень далеко, и изучать их поэтому непросто. Тем более трудно строить теоретические модели. Тут легко навоображать себе какие-нибудь несуществующие свойства и стать жертвой собственных фантазий. К счастью, наблюдатели рано или поздно вносят ясность. Сейчас мы на шаг ближе в Великому объединению нейтронных звезд.
Что же получается в моделях? Мы начали наши исследования с изучения пока не наблюдающегося типа объектов. Это старые нейтронные звезды, которые настолько замедлили свое вращение, что магнитное поле не препятствует попаданию на их поверхность вещества межзвездной среды. Падение каждого грамма вещества на нейтронную звезду приводит к выделению 10% от энергии покоя. Это очень много, учитывая, что в секунду из межзвездной среды может выпадать масса, равная десяткам тысяч тонн. Было бы очень интересно увидеть такие источники. Это позволило бы сразу понять, как эволюционируют нейтронные звезды на масштабе в миллиарды лет. Чтобы правильно построить программу наблюдений и поисков, необходимо провести предварительные исследования рассчитать число наблюдаемых источников и примерно рассчитать их свойства. Обычно это как раз и делается методом популяционного синтеза. К сожалению, оказалось, что старые нейтронные звезды, аккрецирующие вещество межзвездной среды, должны быть не только очень слабыми источниками, да еще и довольно редко встречающимися. Это позволило впервые как следует объяснить, почему такие объекты не открыл спутник ROSAT. Но сейчас мы возлагаем большие надежды на российский спутник Спектр-РГ, который должен быть запущен в 2016 году. Кроме старых аккрецирующих нейтронных звезд этот аппарат должен также существенно увеличить известную популяцию других интересных объектов, к которым мы и переходим. Они имеют самое непосредственное отношение к Великому объединению.
После работы над популяцией старых аккрецирующих нейтронных звезд мы обратились к только что открытому типу компактных объектов. Во второй половине 90-х гг. прошлого века астрономы начали открывать близкие нейтронные звезды, которые мы видим благодаря тепловому излучению их поверхности. Сейчас известно семь таких источников, и мы назвали их Великолепная семерка. Название прижилось. Но появилась загадка: казалось, что их слишком много в нашей окрестности. Высказывались различные гипотезы. Нам удалось объяснить происхождение этой популяции, связав ее с т.н. Поясом Гулда локальной структурой из ассоциаций и скоплений молодых звезд на расстоянии примерно 1000 световых лет от Солнца.
Великолепная семерка видны благодаря тому, что эти нейтронные звезды еще не остыли. Темп остывания зависит от свойств недр этих объектов. Совместно с физика-теоретиками, занимавшихся ядерными процессами, связанными с остыванием нейтронных звезд, мы рассмотрели различные модели, сравнив с их с наблюдениями. Это помогло забраковать некоторые теоретические подходы, т.к. получалось то слишком много, то слишком мало объектов типа Семерки. Это было важным результатом. Но нам хотелось двигаться дальше и связать Великолепную семерку с другими популяциями.
Дело в том, что то время разные типы нейтронных звезд рассматривали отдельно. Считалось, что пульсары рождаются пульсарами, магнитары магнитарами и т.д. Но уже начинали активно развиваться теоретические подходы, которые могли бы связать воедино хотя бы некоторые типы объектов.
Эти подходы связаны с затуханием магнитного поля. Токи, текущие в недрах нейтронных звезд и создающие их магнитные поля, со временем должны уменьшаться. Это не только позволяло со временем превратить магнитар в объект с магнитным полем, как у обычного пульсара, но и объяснить относительно высокую температуру поверхности некоторых нейтронных звезд. Выделение энергии токов должно приводить к нагреву коры нейтронной звезды. Совместно с испанскими коллегами, которые занимались расчетами эволюции магнитных полей и эволюцией радиопульсаров, мы взялись за построение модели, в которой разом описывалось бы несколько типов компактных объектов.
В нашей искусственной галактике было три типа объектов: радиопульсары, объекты типа Великолепной семерки и магнитары. Но важно, что они рождались не по отдельности. Мы создавали просто нейтронные звезды, а параметры брали из единого гладкого распределения. Т.е. мы, как хорошие родители, не пытались предопределить судьбу детей. Звезды эволюционировали, и ... О чудо! Оказалось, что в модели с затуханием магнитного поля естественным образом можно получить столько, сколько нужно радиопульсаров, магнитаров и остывающих нейтронных звезд. Т.о., мы впервые смогли объединить в одной эволюционной модели три разных типа компактных объектов (кстати, это произошло прямо перед появлением статьи Вики Каспи с термином Великое объединение нейтронных звезд).
Что же дальше? Теперь важно включить в единую картину т.н. компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых. Это нейтронные звезды с магнитными полями раз в 100 меньше, чем у обычных пульсаров. Никакой активности эти объекты не показывают, а светят лишь за счет своего остывания. Поначалу казалось, что это все-таки отдельный тип объектов. Но потом появилась интересная идея.
После взрыва сверхновой часть вещества может упасть обратно на компактный объект. Оказывается, что даже одной десятитысячной массы Солнца будет достаточно, чтобы завалить даже сильное магнитное поле. Оно не исчезнет совсем. За несколько тысяч лет оно потихоньку выберется наружу. Но первые тысячи лет нам будет казаться, что нейтронная звезда обладает очень слабым полем.
Это очень перспективная идея, т.к. позволяет включить в картину Великого объединения последний большой класс молодых нейтронных звезд. Популяционные модели с всплывающим магнитным полем пока не построены, т.к. важно провести некоторую подготовительную работу. В частности, надо на примере известных объектов лучше нащупать связать между такими заваленными нейтронными звездами и магнитарами, а также узнать больше о начальных параметров нейтронных звезд. Этим мы и заняты в настоящее время. И конечно, мы с нетерпением ждем новых данных наблюдений. Особенно много надежд мы связываем со спутником Спектр-РГ, для которого мы провели специальные популяционные расчеты, чтобы предсказать наблюдаемое число объектов типа Великолепной семерки и магнитаров.
Нет сомнений, что в ближайшие лет 10 у нас в руках будет модель Великого объединения нейтронных звезд.
С изменениями и дополнениями статья опубликована в журнале "Вселенная. Пространство. Время", 2015 г. N2 (февраль)