Сергей Попов - Суперобъекты. Звезды размером с город
Открытие нейтронных звезд с большими магнитными полями вызвало у астрофизиков огромный интерес, потому что эти объекты могут выделять энергию магнитного поля. Здесь важно напомнить, что магнитное поле порождается электрическими токами. Соответственно, если у нас присутствуют сильные токи, то появляются сильные поля. Так немножко понятнее. Ведь не так легко представить себе, как выделить энергию магнитного поля. Но все очень хорошо понимают, что если воткнуть пинцет в розетку, то будет короткое замыкание и все может перегореть. Выделяется энергия тока!
На нейтронных звездах с большими полями могут проходить короткие замыкания. Мы не очень пока понимаем, как и где они происходят – снаружи или в коре нейтронной звезды. Но при этом выделяется колоссальное количество энергии. За одну десятую секунды выделяется 1046 эрг (светимость Солнца – 4 на 1033 эрг в секунду, т. е. Солнце излучит 1046 эрг лишь за 100 000 лет!). Короткое время – десятую долю секунды – она светит ярче, чем большая галактика, т. е. система, состоящая из сотен миллиардов звезд. Это очень много. Это страшно интересно. И, естественно, когда очень много и страшно интересно, это очень трудно исследовать, изучать, потому что возникают очень сложные физические процессы. И ученые сейчас бьются, используют разные конкурирующие теории, чтобы описать эти явления.
С другой стороны, нейтронные звезды мы можем наблюдать просто потому, что на них что-то падает – идет аккреция. Каждый грамм, упавший на нейтронную звезду, дает около 10 в 20 эрг энергии (один грамм тротилового эквивалента – это 4×1010 эрг, т. е. в два миллиарда раз меньше!). Это много – примерно 10 % от mc2. Если вы возьмете водородную бомбу, взорвете, посчитаете, сколько энергии выделилось (будет примерно 1022 эрг, что соответствует примерно 250 килотоннам тротилового эквивалента). А потом возьмете просто камень такой же массы, как у бомбы, и бросите на нейтронную звезду, то выделится гораздо больше энергии. При самых эффективных термоядерных реакциях выделяется всего лишь порядка 1 % от mc2. Аккреция дает намного больше! Чтобы получить 1022 эрг, надо бросить на нейтронную звезду камень массой всего лишь… сто грамм!
Радиопульсары светят не за счет аккреции и не за счет диссипации энергии токов. Их «кладовая» – это вращение нейтронной звезды. Со временем период, за который компактный объект совершает оборот вокруг своей оси, растет. А энергия вращения обратно пропорциональна квадрату этого периода. Если мы начинаем с одной миллисекунды, то запас соответствует излучению с солнечной светимостью на протяжении 100 миллиардов лет! Неудивительно, что молодые сильно замагниченные нейтронные звезды, быстро «разбазаривающие» предоставленную им звездой-прародительницей энергию вращения, являются очень яркими источниками. Настоящая «золотая молодежь».
Причем быстрое вращение – это не единственное их наследство. Они еще и рождаются очень горячими. Запасов тепловой энергии тоже может хватить надолго. Именно благодаря расходованию ими запасенного тепла мы видим некоторые компактные объекты в остатках сверхновых.
Многообразие процессов с мощным выделением энергии дает разнообразные наблюдательные проявления. Поэтому ученые разными способами пытаются изучать нейтронные звезды. Используются самые разнообразные инструменты. Это и радиотелескопы – люди изучают радиопульсары и другие проявления нейтронных звезд в самой длинноволновой части спектра. Это и рентгеновские телескопы, потому что, когда энергии много, температура большая, то обычно испускается жесткое излучение. Это легко понять. Если вам нужно унести сто долларов, вы можете взять одной стодолларовой бумажкой или ста бумажками по одному доллару. Положить в карман. Мелкие даже удобнее. Но если вам надо унести сто миллионов долларов, то попробуйте посчитать, сколько это будет купюрами по одному доллару – будет несколько мешков. Столько не унести. Поэтому нужно брать крупными купюрами. Даже есть специальные купюры – тысячедолларовые, которые в магазинах не принимают. В природе все устроено точно так же. Когда в маленькой области пространства выделяется очень много энергии, то ее уносит самыми «жирными» рентгеновскими или гамма-квантами. И в нейтронных звездах это часто происходит. Они маленькие и компактные. И когда они светят, энергия уносится рентгеновским или гамма-излучением. (Продолжая аналогию, можно заметить, что для хищений в особо крупных размерах используют разные теневые схемы без участия наличных, а нейтронные звезды, когда энергии очень много, теряют ее за счет испускания нейтрино, крайне плохо взаимодействующих с веществом и поэтому способных незаметно покидать недра компактных объектов.)
Двадцатишестиметровый радиотелескоп обсерватории Маунт Плезант в Тасмании и рентгеновский спутник Чандра. Нейтронные звезды являются источниками и очень длинных, и очень коротких электромагнитных волн. Как в медицине, где для комплексной диагностики нужно использовать разные виды излучения и разные длины волн, так и в астрофизике наблюдения в разных диапазонах позволяют полнее изучить природу источников.
Но нейтронные звезды светят и в оптическом диапазоне. Например, возьмем самый знаменитый пульсар – пульсар в Крабовидной туманности. Можно посмотреть на нее в очень мощный оптический телескоп и заметить пульсации блеска одной из звездочек. Конечно, глазу это будет тяжело – слишком быстро меняется блеск. Но с помощью довольно простых приборчиков это можно сделать. Вообще говоря, классические астрономы, работавшие с данными оптических телескопов, могли это открыть до обнаружения радиопульсаров, если бы знали, куда смотреть. Тогда они бы опередили радиоастрономов.
Внутренняя часть Крабовидной туманности непосредственно вблизи пульсара. Видна структура, формирование которой связано с его активностью.
Итак, у нейтронных звезд может быть четыре основных источника энергии: вращение, энергия токов, тепло и аккреция. Первые три во многом связаны с тем, как нейтронная звезда рождалась – со сверхновой и свойствами взрывающегося ядра. В некоторых случаях, если часть вещества, выброшенного при взрыве, падает обратно на новорожденный компактный объект, аккреция также может стать источником энергии, связанным с параметрами сверхновой.
Отпечатки «пальцев» сверхновых на нейтронных звездах
Хотя нейтронные звезды крайне любопытны сами по себе, особенно интересно их исследовать, потому что они рождаются в бурном процессе взрыва сверхновой. А мы очень плохо знаем, как сверхновые взрываются. Мы видим их сотни в год, и это количество только растет с вводом в строй новых инструментов, специально предназначенных для поисков вспыхивающих объектов. Но посчитать детально модель такого взрыва очень тяжело. Там перемешано очень много всякой сложной физики. И по большей части авторы разных сценариев взрывов пользовались какими-то упрощениями. Например, кто-то не учитывал сильные магнитные поля, кто-то не учитывал какие-то термоядерные реакции, кто-то приближенно считал гравитацию, кто-то считал двумерную модель взрыва и т. д. А до недавнего времени сверхновые вообще не «взрывались» в компьютерах, если расчеты проводили в трех измерениях. Приходилось руками вписывать дополнительный импульс, добавлять «поршень», который расталкивал бы вещество. Только недавно, в 2012 году, наконец-то астрофизикам удалось продвинуться и взорвать «компьютерную сверхновую». Они смогли учесть эффекты Общей теории относительности более корректно, чем раньше. Это позволило получить взрыв и разлет вещества. Но все равно есть ощущение, что, хотя многое сделано, многое еще предстоит, поскольку разлет получился только в двумерном моделировании, а настоящая вспышка сверхновой происходит в трех измерениях. Кроме того, в этих расчетах не учитывались некоторые потенциально важные физические процессы.
Сейчас, в первую очередь благодаря росту мощности компьютеров, ученые активно продвигаются в этом направлении. Правда, наблюдатели постоянно подкидывают все новые и новые загадки, обнаруживая все более и более странные сверхновые. Но даже если взрыв смоделирован успешно, это надо сравнивать с разнообразными наблюдениями.
Нейтронные звезды, рожденные в процессе взрыва ядра звезды, несут на себе его отпечаток. Например, они могут очень быстро двигаться. Представьте, у вас есть компактный объект диаметром 20 километров с массой раза в два больше, чем у Солнца, а лететь он может со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Хотя до взрыва скорость звезды-прародителя составляла всего лишь 10 км/с, т. е. она практически покоилась относительно своих соседей. Такая ситуация возможна, потому что если мощный взрыв чуть-чуть сделать несимметричным, то отдача заставит образовавшийся компактный объект быстро двигаться. Энергии хватит. И это тоже надо воспроизводить в расчетах. Нужно, чтобы модели рождения нейтронных звезд, т. е. модели взрывов сверхновых, объясняли как сами большие скорости, так распределение компактных объектов по скоростям: сколько рождается медленных, а сколько – быстрых. Таким образом, изучая скорости нейтронных звезд (и черных дыр), мы косвенно получаем информацию о физике взрыва сверхновой.
