Зоопарк нейтронных звезд. Научно-популярная лекция Сергея Попова.

Но оказалось, что вот эти две группы правы: это действительно совершенно другой тип источников — не рентгеновские пульсары в тесных двойных системах, а, по всей видимости, сильно замагниченные звезды, которые светят совсем по другим причинам.

Ну, вот известно около десятка источников, у них тоже периоды порядка 10 секунд, как и у источников мягких повторяющихся гамма-всплесков. Вот их рентгеновские профили, так они пульсируют; по такой картинке нельзя отличить, где что: они, вообще говоря, очень похожи.

Может быть, они такие близнецы-братья (я вот давно заметил, что «близнецы-братья» давно уже у молодежи не вызывают никакой реакции). Действительно, у аномальных рентгеновских пульсаров начали видеть слабые вспышки, гигантских вспышек от них не видели, и, скорее всего, они их не дают. Но, тем не менее, аномальные рентгеновские пульсары дают вспышки, совершенно не отличимые ни по спектру, ни по профилю от вспышек источников мягких повторяющихся гамма-всплесков, так что, по всей видимости, это действительно объекты одной природы. По крайней мере, одни и другие — магнитары. Может быть, одни немножко постарше, другие немножко помладше, поэтому одни дают мощные вспышки, другие — нет.

Измерение магнитного поля. Ну вот эта картинка — это то, что астрономы называют «прямым измерением». Это спектр одного из источников мягких повторяющихся гамма-всплесков во время вспышки. Вот в таком хорошем спектре крестики — это реальные наблюдения, а сплошная линия — это теория. Вот в таком сплошном спектре видны 4 линии, они в гармоническом отношении друг к другу находятся. Вот Пифагор, наверное, сразу сказал бы, что это магнитное поле — такое красивое гармоническое отношение. Если сказать, что это действительно протонная циклотронная линия, то есть протоны крутятся в магнитном поле — а заряд, массу протона мы знаем — соответственно, если мы знаем, на какой энергии эти фотоны, — ну, в данном случае поглощают энергию, соответственно, могли бы и излучать, — то можем сказать, в каком магнитном поле они крутятся, и тогда получается как раз примерно между 10¹⁴ и 10¹⁵ гаусс, то есть то, что и ожидается. Поэтому это считается хорошим подтверждением магнитного поля магнитаров, но, тем не менее, важно понимать, что все-таки это астрономия, все-таки это вот просто спектр, никто никуда никакой прибор не вносил, в это магнитное поле, поэтому, может быть, рано говорить, что жестко доказано, что у этих нейтронных звезд есть эти гигантские поля. Хотя это очень консервативная уже гипотеза.

(Так, это я быстро пропускаю.) Последняя гигантская вспышка, которую наблюдали, произошла 27 декабря 2004 года. Она была в 100 раз мощнее предыдущих. Это было замечательное событие, оно всё ионизовало у нас в ионосфере Земли. То есть где-то 15 килопарсек — то есть это 45 000 световых лет от нас — что-то бумкнуло, а у нас в ионосфере всё поменялось. Все спутники, которые смотрели в сторону вспышки, естественно, «ослепли», поэтому, опять же, максимум вспышки никто не прописал.

Вот много-много аппаратов, — все, кто летал, — все ее видели, причем вспышка произошла достаточно близко от Солнца (в проекции), поэтому много солнечных аппаратов, которые просто в рентгеновском диапазоне, в гамма-диапазоне смотрят в сторону Солнца, изучают Солнце, — они увидели вспышку, тоже, естественно, «ослепли».

Вот эта вспышка имела полную энергетику больше, чем 10⁴⁶ эрг. Это уже очень много. Светимость была больше, чем 10⁴⁷ эрг/с — это уже сильно больше, чем вся галактика светит. Опять же, был красивый длинный хвост (есть ли у меня хвост? — есть... хвост будет потом).

Очень красивый результат, опять же, получила, группа Мазеца. Вот что она получила: у них было... собственно, это тоже важно, так очень забавно, как у нас устроено знание о том, что люди делают. Действительно, одна из самых сильных астрофизических групп в стране, они до сих пор держат по крайней мере два прибора на орбите на разных спутниках. Постоянно получают результаты и рассказывают о них очень мало. Так вот, у них было два прибора: один — на американском спутнике "Wind", другой — на российском «Коронасе». Один прекрасно смотрел в сторону всплеска и, естественно, «ослеп», а второй был в тени Земли, и он как бы не «ослеп», потому что он в тени был. И они увидели, что, тем не менее, что-то аппарат увидел. Но позже. Что он увидел? Когда они посчитали, насколько позже он увидел, то выяснилось, что временная задержка — это как раз столько, сколько нужно свету для того, чтобы дойти до Луны, отразиться и попасть в аппарат. То есть вспышка была настолько мощная, что они увидели в рентгене отражение от Луны. Луна, я скажу вам, и так плохое зеркало, она в оптике отражает 8% света, это нам так на ночном небе кажется, что она яркая. В рентгене она отражает еще хуже. Тем не менее мощность вспышки позволила увидеть отраженный сигнал от Луны. То есть единственный аппарат, который как бы не «ослеп» во время максимума, — который смотрел на отражение. Поэтому естественным образом можно вспомнить вот этот кусочек мифологии.

Тем не менее механизм гигантских вспышек абсолютно неизвестен. Строится много теорий, очень сложных, большую часть которых я плохо понимаю, потому что это очень сложная магнитогидродинамика.

Интересны вопросы, связанные просто с эволюцией магнитаров. Почему? Вот почему есть нейтронные звезды, которые становятся пульсаром в Крабе, а есть в которых поле в 100 раз сильнее? Вот глядя на звезды обычные, мы не видим, мы не можем сказать... Вот есть какая-то звезда, мы ее видим. Кем она станет — пульсаром, как в Крабе, или магнитаром? Непонятно. Нет никакой драматической разницы между звездами массивными. Обсуждаются разные гипотезы. Одна из них основана на том, что один из кандидатов находится в скоплении, называется оно «Вестерлунд 1» (Westerlund 1), скоплении, где сейчас мы видим очень массивные звезды. Значит, уже прожить свою жизнь и взорваться могли только еще более массивные. Это аргумент в пользу того, что только самые массивные звезды дают магнитары. Почему это так — всё равно непонятно. Есть идея, что здесь нужны двойные звезды, поскольку в двойной системе одна масса может раскрутить другую — например, за счет аккреции или за счет синхронизации своего вращения с орбитальным вращением. А если у вас есть быстро вращающийся плазменный шар, который схлопывается, то вы в нём можете за счет динамо-механизма генерировать магнитное поле, и тогда вы можете, действительно, эффективно поле увеличить. Если бы звезда вращалась медленно, она дала бы пульсар в Крабе, а если бы вращалась быстро, из-за того, что раскрутили в двойной системе, — дала бы магнитар. Никаких серьезных аргументов ни в пользу первой, ни второй гипотезы нет, люди разрабатывают модели, но это очень важно понять. Мы совершенно не знаем, почему часть нейтронных звезд рождается как магнитары.

Как вы видели, все магнитары, которые известны, они находятся у нас в галактике (ну, Большое Магелланово облако — это почти что наша галактика: она падает на нас, всё равно можно считать, что рано или поздно она станет нашей). Почему мы не видим магнитары в других галактиках? Это достаточно больной вопрос. Вот только совсем недавно это начали видеть, и опять-таки начала видеть группа Мазеца. Ну, вот там уже новое поколение появляется, поэтому в данной работе первый автор — Дима Фредерикс, а не Мазец. Но вот один из гамма-всплесков спроецировался на область с галактикой М83, это достаточно близко... сколько это? Ну, если вам парсеки удобнее, то это где-то 4 мегапарсека, в световых годах — 10 миллионов световых лет, это близко. Второй гамма-всплеск спроецировался вообще на Туманность Андромеды, и если посчитать энергетику, это очень похоже на всплеск 27 декабря 2004 года. То есть как бы всё говорит о том, что мы начинаем потихонечку видеть внегалактические магнитары. Ну, вот нужно, чтобы летали аппараты, нужно, чтобы они продолжали находить новые объекты, поскольку, оказывается, это не так просто, несмотря на то, что объекты яркие. Выделить такие короткие всплески, когда они далеко, в общем, достаточно проблематично.

Что еще у нас есть? Итак, в галактике, мы пока сказали, у нас есть радио-пульсары, аномальные рентгеновские пульсары, источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, центральные источники в остатках сверхновых. Вот вблизи мы начинаем видеть интересный тип объектов (вдали мы их не видим) — радиотихие нейтронные звезды. Это как раз совсем, наверное, то, о чём мечтали Бааде и Цвикки: у них никаких колокольчиков нет. Первую такую звезду увидели в 96-м году.

Совершенно случайно: люди изучали в рентгеновском диапазоне обычные звезды молодые. Фред Уолтер (Frederick M. Walter) — интересный человек, всю жизнь изучал обычные звезды, проводил рентгеновские наблюдения, самая цитируемая статья у человека — по нейтронным звездам. Он случайно открыл замечательный объект, который имеет вот такое вот легко запоминающееся красивое имя: RX J1856.5-3754. Вот это оптическое изображение этой звездочки, полученное космическим телескопом имени Хаббла. Увидеть случайно вот это и сказать, что это нейтронная звезда, нельзя. Это то, о чём говорили Бааде и Цвикки примерно. Увидели ее по рентгеновскому излучению, она достаточно близко от нас; это, вообще говоря, самая близкая (Расстояние до RX J1856 уточнили, звездочка чуть отодвинулась и стала «одной из самых близких», а не самой близкой. (Прим. С. Попова)) из известных нейтронных звезд, она молодая, она еще горячая, у нее температура почти миллион градусов. Ее увидел рентгеновский спутник ROSAT, о котором поговорим. В оптике ее увидели только потому, что знали, куда смотреть. Увидеть случайно такой объект фактически невозможно в оптике, ну а уж в 34-м году и подавно.

Открыли шесть объектов, очень похожих на вот этот RX J1856, поэтому их назвали Великолепная семерка. Как видите, они все имеют периоды примерно такие же, как у магнитаров. Но они не магнитары. Во-первых, они не излучают энергию своего магнитного поля, они светятся просто потому, что молодые и горячие. Это что-то вроде компактных источников в остатках сверхновых, только они постарше и поэтому послабее, но зато они близко от нас, поэтому мы их можем увидеть. На расстоянии, там, в центре галактики мы такой объект уже не увидим (ну, если не знаем, куда смотреть). Никакого радиоизлучения от них зарегистрировать не удалось; есть надежда, что что-то на очень низких частотах в Пущинской радиоастрономической обсерватории видят, проверить результат нельзя: кроме них никто не наблюдает таких низких частотах с таким качеством, скажем так. Поэтому, если результат одной группы получен на одном инструменте, то он всегда остается под вопросом.

Итак, открыли их на спутнике ROSAT — замечательный был немецкий спутник, 10 лет отлетал, и его именно отключили. Он бы, может, еще отлетал 10 лет, но решили отключить. Пока, к сожалению, нет нового хорошего обзорного спутника в рентгене, самая большая надежда — это на спутник... — собственно российский будет, «Спектр-Рентген-Гамма» (СРГ). На нём будут стоять три прибора (Компоновка планируемого спутника SRG изменилась, прибора Lobster там, увы, скорее всего не будет. (Прим. С. Попова)): собственно российский прибор, который будет изучать в основном тесные двойные системы; будет стоять очень интересный английский прибор, "Lobster" называется, потому что он устроен, как глаз. (Он называется Lobster. Как любит говорить Сергей Иванович Блинников: «Нам, русским, больше привычно слово ''омар''». Вот лобстер и омар — это один и тот же зверь.) Так вот, прибор устроен, как глаз омара. Там просверлено много канальцев, там нет оптики; есть прибор, много дырочек, в них попадает рентгеновское излучение, и такая дырочка работает как зеркало косого падения: луч попадает, отражается от одной стенки дырочки, от другой, и, в неком смысле, происходит фокусировка. Можно одновременно осмотреть всё небо в рентгеновском диапазоне, это будет первый прибор такого типа, выведенный в космос. Ну, вот будет стоять немецкий рентгеновский телескоп, который будет давать обзор неба лучше, чем ROSAT. Есть надежда, что это прибор будет открывать новые нейтронные звезды типа Великолепной семерки. Но пока мы имеем только данные ROSAT.

Для 1856 мы знаем уже очень много. Это одна из самых хорошо изученных нейронных звезд теперь, потому что она очень близко, ее видят в рентгене, видят в оптике. Вот это данные космического телескопа имени Хаббла. Видно, как она летит, мы можем измерить ее скорость, мы можем точно измерить расстояние, измерив параллакс, и на основании этого мы можем пытаться уже строить какие-то теории, как мы увидим, они очень важны оказываются для физиков. Я пропущу всё про солнечную окрестность, это не так, может быть, существенно сейчас.

Итак, почему эти объекты так важны? Ну, открыли еще какие-то нейтронные звезды, ну, хорошо, они не похожи на пульсар в Крабе, хотя их рождается много, то есть они по количеству, может, даже превосходят радиопульсары в галактике. Ну, и бог бы с ними: мало ли чего есть в природе интересного, друг Горацио. Тем не менее оказывается, что именно такие нейтронные звезды очень важны, потому что это очень чистые нейтронные звезды. Мы видим тепловое излучение от поверхности — мы не видим теплового излучения, связанного с тем, что есть магнитное поле. Они быстро вращаются, эти нейтронные звезды, что-то излучается. Нет. Ничего на нее не падает, то есть нет никакого излучения, связанного с аккрецией, есть просто излучение от поверхности.

Почему это так важно? Потому что нам очень интересно, как ведет себя вещество внутри нейтронной звезды. Внутри нейтронной звезды плотность — 10 ядерных, вещество при этом холодное (ну, холодное с физической точки зрения). То есть еще вот тут вещество становится сверхтекучим, температура у него может быть 100 миллионов градусов, но плотность так велика, что вещество уже сверхтекучее, мы можем считать его холодным. Температура не важна для описания этого вещества. В лаборатории мы не можем получить 10 ядерных плотностей для холодного вещества, мы можем сталкивать на ускорителях частицы и получать менее плотное вещество очень горячим. Можем, там, кварк-глюонную плазму получать — очень здорово, но это изучает другую немножко область фазовой диаграммы, то есть немножко другое состояние вещества. Изучать состояние вещества при сверхъядерных плотностях и низкой температуре можно только в нейтронных звездах Но внутрь мы заглянуть практически никак не можем.

Но если мы построим нейтринные телескопы, которые будут видеть нейтрино из недр нейтронной звезды, тогда сможем. Но пока таких телескопов нет, и, на самом деле, большой надежды на то, что такие чувствительные нейтринные телескопы будут — нет такой надежды. Только во время взрыва сверхновой мы можем увидеть очень мощный поток нейтрино. Грубо говоря, у вас 90% протонов превращается в нейтроны, и при этом излучается нейтрино, то есть количество излученных нейтрино примерно равно числу протонов в звезде — там, 10⁵⁸ штук. Такой поток мы можем увидеть, может быть даже... В 87-м году три детектора в мире увидели, там, 2 нейтрино, 5 нейтрино и 7 нейтрино от сверхновой в Магеллановом облаке. Но это надо, чтобы что-то близко взорвалось. С тех пор ничего похожего не происходило. Так вот, если мы хотим узнать, что здесь происходит, нам нужно смотреть, как излучает поверхность нейтронной звезды — это единственный способ заглянуть внутрь.

И что люди делают? Люди строят кривые остывания нейтронных звезд. Вот график: здесь возраст — 10 лет, 100 лет, то есть логарифм, естественно, 1000, 10 000, 10 000, 1 000 000; здесь — температура нейтронной звезды, вот миллион градусов, 10⁶ градусов. Точки — это нейтронные звезды с известной температурой, известным возрастом. Люди стоят теоретические кривые остывания, основанные на какой-то теории поведения вещества при очень высокой плотности. Причем, мало этого, к сожалению, — вы можете построить замечательную теорию, как всё устроено здесь, но вам потом нужно энергию передать наружу и заставить поверхность излучать. А здесь и по дороге есть всякие сложности, да еще на поверхности может быть какой-нибудь хитрый химический состав, магнитное поле, которое немножечко искажает спектр, и этого достаточно для того, чтобы температура поплыла, по крайней мере поплыла ваша оценка температуры. Тем не менее единственный способ проверять теорию строения нейтронных звезд, почти единственный способ — это сравнивать наблюдаемые температуры нейтронных звезд с теоретическими расчетами. И Великолепная семерка в данном случае — идеальные объекты, потому что у них мы просто видим тепловое излучение, оно ничем дополнительно не затуманено, как это, например, происходит у радиопульсаров фактически всегда.

Вот такие исследования — они помогут понять, как устроена нейтронная звезда внутри, а здесь возможно множество вариантов. Вот Фридолин Вебер (Fridolin Weber), он на одной картинке сумел замечательно всё объяснить.