22 Астрофизика
реклама
22 Астрофизика
Рекордсмены магнитных полей
«Природа», 1984, № 8
В. М. Липунов
Владимир Михайлович Липунов, кандидат физико-математических наук, ассистент кафедры
астрофизики физического факультета Московского государственного университета им. М. В.
Ломоносова. Занимается исследованием физических процессов, происходящих в
окрестностях нейтронных звезд, вопросами эволюции звезд, процессами аккреции в
галактиках. В «Природе» опубликовал статью: Магнитосфера рентгеновских пульсаров
(1980, № 10).
Если бы пришлось создавать энциклопедию
рекордов, то нейтронные звезды вошли бы в нее
как обладатели самых мощных магнитных полей
во Вселенной. По этому параметру они превзошли
возможности лучших физических лабораторий, в
которых пока получены поля, не большие 10 Гс.
Нейтронным звездам уступают белые карлики (10"
Гс), с ними не могут соперничать даже черные
дыры
звездных
масс,
вблизи
которых
напряженность магнитного поля не превышает 10'°
Гс.
В современной литературе в качестве
характерной напряженности магнитного поля на
поверхности нейтронных звезд обычно приводят
величину
10'^
Гс.
Цифра
внушительная;
кубический сантиметр пустоты, содержащей такое
поле, весил бы на Земле 40 г! Невольно
вспоминается «пустышка» Рэдрика Шухарта,
которую с трудом поднимали два человека'. Но
поля напряженностью 10'^ Гс для нейтронных
звезд, по-видимому, не рекорд. В последние годы
появились данные, свидетельствующие в пользу
существования нейтронных звезд, на поверхности
которых магнитное поле в сотни раз мощнее. В
таких полях решаю' С т руга ц кие А. и Б. Пикник на обочине.— Аврора, 1972, № 7, с.
29.
щую роль начинают играть квантово-релятивистские эффекты.
Существование столь сильных полей ставит
целый ряд новых задач как для астрофизики, так и
для физики.
ПОЧЕМУ У НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД ДОЛЖНЫ
БЫТЬ СИЛЬНЫЕ МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ?
Ответ звучит необычно: по той же причине,
по которой магнитные поля нейтронных звезд
должны быть очень слабыми.
Нейтронные звезды образуются в результате катастрофического сжатия (коллапса)
обычных
звезд,
исчерпавших
источники
термоядерной энергии.
Звездное
вещество
представляет собой раскаленную плазму с
высокой электропроводностью, В такой плазме
силовые линии магнитного поля «приклеены» к
частицам, т. е. двигаются вместе с плазмой (это
называется «вмороженностью» магнитного поля).
При сжатии звезды общее число силовых линий,
пронизывающих звезду (поток магнитного поля),
сохраняется.
Следовательно,
при
сжатии
увеличивается
число
силовых
линий,
приходящееся на единицу площади сечения
звезды, т. е. растет напряженность магнитного
поля. Очевидно, напряженность поля нарастает
обратно пропорционально
Рекордсмены магнитных полей
квадрату радиуса звезды. В этом смысле
магнитное поле при сжатии увеличивается.
Однако если мы будем измерять напряженность магнитного поля на некотором
расстоянии
от
сжимающейся
звезды,
то
обнаружим уменьшение поля. Это легко понять,
если вспомнить, что напряженность поля на
некотором расстоянии от системы токов прямо
пропорциональна ее магнитному дипольному
моменту, который в данном случае есть
произведение магнитного потока, пронизывающего
звезду, на ее радиус. Следовательно, при сжатии с
со-
(для простоты вычислений примем его равным 7
км). Очевидно, при таком сжатии магнитное поле
на поверхности усилится в 10 млрд раз (попутно
отметим, что дипольный момент уменьшится в 100
тыс. раз, а квадрупольный — в 10 млрд раз). Так
как на поверхности Солнца средняя напряженность поля равна-1 Гс, то для образовавшейся
нейтронной звезды это поле будет равно 10° Гс.
Полученная оценка — весьма приближенная, хотя бы уже потому, что из звезды типа
Солнца нейтронной звезды не «сдела-
Изменение магнитного поля при коллапсе звезды. Начальный
радиус звезды К;), конечный — К. Поле на поверхности звезды
возрастает от величины Во до величины В (нейтронная звезда). В
некоторой пробной точке А, удаленной на расстояние Кд, напряженность поля, наоборот, падает от величины В^ к величине Вд.
хранением потока дипольный момент звезды
уменьшается прямо пропорционально ее радиусу.
Итак, нейтронная звезда должна обладать очень
малым магнитным ди-польным моментом!
Распространив приведенные рассуждения
на более высокие мультипольные моменты
магнитного поля, мы легко получим изящный
результат: коллапс звезды «очищает» ее
магнитное поле; так как более высокие мультиполи
звезды пропорциональны более высоким степеням
ее радиуса, при сжатии они исчезают еще быстрее, чем дипольный момент. Коллапс звезды
является как бы «чистилищем» для ее магнитного
поля. Это свойство коллапса оправдывает
традиционное предположение о чисто дипольном
характере магнитного поля нейтронных звезд.
Но вернемся к магнитным полям у
поверхности.
Используя
условие
«вмороженности», можно оценить величину магнитного
поля нейтронных звезд. Сожмем мысленно
Солнце, радиус которого равен 700 тыс. км, до
размера нейтронной звезды
Замедление скорости вращения радиопульсара Р5К 0833.
Наблюдаются «сбои периода», один из которых показан на рисунке.
Сбои носят спорадический характер и не могут скомпенсировать
среднего монотонного увеличения периода пульсара (по данным П.
Рейчли и Г. Даунса, 1969 г.).
ешь» — нужны более массивные звезды. И ..всетаки эта оценка дает правильное представление о
порядке величины магнитного поля.
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ РАДИОПУЛЬСАРОВ
Первые данные о магнитных полях
нейтронных звезд были получены сразу после
открытия радиопульсаров в 1967 г. Импульсы
радиоизлучения от пульсаров приходят на Землю
строго периодически. Но это верно лишь в первом
приближении. Замечательное свойство всех
радиоПульса-ров
заключается
в
том,
что
промежутки между временем прихода импульсов
медленно 'растут. Это свойство — ключевое для
разгадки природы их энерговыделения.
Довольно быстро астрофизики поняли, что
пульсары
представляют
собой
быстровращающиеся нейтронные звезды. Магнитное
поле такой звезды обеспечивает направленность
излучения, а вращение приво-
В. М. Липунов
дит к эффекту пульсаций. Таким образом,
промежуток времени между моментами прихода
импульсов есть не что иное, как период вращения
нейтронной звезды вокруг своей оси. А то, что
импульсы с годами приходят все реже и реже,
означает замедление скорости вращения нейтронной звезды. Так и должно быть, поскольку
радиопульсар — это «машина», в которой энергия
вращения уносится излучением, а «передаточным
ремнем» является магнитное поле нейтронной
звезды. Представим себе гигантский вращаю-
Возникновение магнитодипольного излучения. Магнит, вращающийся
вокруг оси ^, не совпадающей с его магнитной осью у.. излучает
электромагнитные волны на частоте вращения ш. В результате магнит будет тормозиться^ как если бы к нему был приложен
тормозящий момент сил. Торможение полностью определяется
магнитным дипольным моментом а, частотой о) и углом в.
щийся магнит, ось вращения которого не совпадает
с его магнитной осью. Из электродинамики
известно, что такой магнит будет излучать
электромагнитные волны на частоте вращения
(магнитодипольное
излучение).
При
этом
уменьшение
скорости
вращения
полностью
определяется магнитным дипольным моментом
(точнее, его проекцией на экватор вращения),
частотой вращения магнита и его моментом
инерции. Если мы знаем момент инерции и
скорость
вращения
магнита,
то,
измерив
замедление вращения, мы сможем определить
проекцию его дипольного магнитного момента на
экватор.
Этот метод был впервые применен для оценки
магнитного поля нейтронной
В. М. Липунов
звезды. Конечно, пульсар не заменишь обычным
магнитом, даже очень большим. Процессы,
протекающие в магнитном поле радиопульсара,
значительно
сложнее
простого
излучения
магнитодипольных волн. Однако большинство
моделей радиопульсаров дают энергетические
потери, близкие к магнитодипольным.
Сейчас найдено более 300 радиопульсаров,
и для большинства из них известны изменения
периода. Если мы зададимся некоторыми
разумными значениями момента инерции звезды
(обычно 10^ г • см^)
Распределение числа радиопульсаров по величине их
магнитного поля. Величина магнитного поля оценивается по
замедлению радиопульсара с помощью магнитодипольной
формулы. Радиус нейтронной звезды принимается равным 10
км, а момент инерции — 10" г. см. (Распределение построено по
данным каталога Р. Манчестера и Дж. Тейлора, 1981 г.)
и ее радиуса (10 км), мы получим более 300
значений величины магнитного поля у нейтронных
звезд: от 10^ до 10^ Гс, причем большинство
радиопульсаров имеют поля порядка 10^ Гс.
Как видим, полученные результаты и
близки, и далеки от ожидаемых. Близки, поскольку
грубая оценка дает похожий порядок величины. А
далеки, потому что не так-то просто сжатием
получить напряженность магнитного поля около
10'^ Гс, а тем более 10^ Гс. Например, если
имеется звезда солнечных размеров, то необходимо предположить, что ее поле должно составлять
уже не 1, а 100 или 1000 Гс. Возможно, однако, что
такое
не
подкрепленное
наблюдениями
предположение и не по-
Рекордсмены магнитных полей
надобится.
Учитывая
сильную
зависимость
конечного поля сколлапсировавшей звезды от ее
радиуса, можно «списать» трудности на этот счет.
Вот если бы вдруг были обнаружены поля 10'^—
10'^ Гс, тогда, действительно, пришлось бы «бить в
колокола».
Итак, данные по замедлению радиопульсаров говорят о том, что характерная
величина их магнитного поля —10^ Гс. Этот вывод
оказался в прекрасном согласии с открытием
западногерманских
астрофизиков
под
руководством И. Трюмпера (Институт физики и
астрофизики им. М. Планка).
«СПЕКТРОСКОПИЯ»
ПУЛЬСАРОВ
зали советские астрофизики Ю. Н. Гнедин и Р. А.
Сюняев в. начале 70-х годов^. Роль атома в данном
случае выполняет электрон, вращающийся вокруг
линии магнитного поля. Как и в обычном атоме, у
электрона в магнитном поле имеются дискретные
уровни энергии (уровни Ландау), при переходах
между
которыми
возможно
излучение
и
поглощение квантов определенной частоты, или
энергии. Замечательно, что в не очень сильных
полях (менее 4 • 10'^ Гс) эти уровни находятся на
равном расстоянии друг от друга, при-
РЕНТГЕНОВСКИХ
В 1971 г. были открыты рентгеновские
пульсары. Уже первые наблюдения показали, что
они
принципиально
отличаются
от
радиопульсаров: рентгеновские пульсары не
замедляются, а ускоряются! С чем связано столь
разительное отличие в их поведении? Чем вообще
определяется поведение нейтронной звезды?
Оказалось, что радио- и рентгеновские пульсары
генетически связаны, все дело лишь в том, что
условия, в которых они находятся, совершенно
различны: радиопульсары — это одиночные
нейтронные звезды, а рентгеновские пульсары —
нейтронные звезды в двойных системах.
Рентгеновские пульсары светятся из-за того,
что на поверхность нейтронной звезды падает
(аккрецирует)
вещество,
захваченное
их
гравитационным полем. Поставляет им это
вещество обычная звезда — второй компонент
двойной системы. Вещество, стекающее с обычной
звезды, участвует вместе с ней в орбитальном
вращении и, следовательно, обладает вращательным моментом относительно нейтронной звезды.
Прежде чем упасть на ее поверхность, вещество
через магнитное поле отдает свой момент
нейтронной звезде, закручивая ее. Именно
поэтому рентгеновские пульсары ускоряются.
Вблизи нейтронной звезды вещество
«вмораживается» в силовые линии, стекая на
магнитные полюса. На магнитных полюсах при
ударе о твердую поверхность нейтронной звезды и
возникает рентгеновское излучение пульсара.
Температура в этих местах столь велика (ГО^ К),
что все атомы полностью ионизованы, и,
следовательно, жесткая часть спектра излучения
пульсара (более 10 кэВ) не должна содержать никаких линий.
И все-таки линии в рентгеновском спектре могут
быть. На это впервые ука-
10^
Геркулес Х-1
10^
шо
1
0
М
хи
1 о 10"
овхо
1-0
с
>Х
1 Х 10'
о со
о1
^
^
г
3: ф
о.
Ю"
1С
" " 10' 10"
энергия фотонов, кэВ
10
Спектр рентгеновского пульсара Геркулес Х-1, полученный И.
Трюмпером и др. Кружками показаны экспериментальные точки.
Сплошная
линия
наилучшим
образом
аппроксимирует
наблюдательные данные. В области 30—50 кэв видна спектральная
деталь, которую группа Трюмпера интерпретирует как циклотронную
линию (показана цветом).
чем разность энергий между ними полностью
определяется величиной магнитного поля. Так, при
напряженности поля 10^ Гс излучаются кванты с
энергией около 1 1 кэВ. Эта энергия соответствует
так называемой циклотронной частоте. Поэтому
спектраль-
0пе^1 п Уи. М„ 5 ипуае V ^. А.— А^гоп. апс) А1«горЬу5.,
1974, V. 36, р. 379.
ные линии, образующиеся в магнитном поле,
называют циклотронными.
В 1976 г. группа ученых из Института физики
и астрофизики им. М. Планка (ФРГ) обнаружила с
помощью рентгеновского детектора, поднятого на
воздушном шаре, циклотронную линию: в спектре
рентгеновского пульсара Геркулес Х-1 в районе
30— 50 кэВ они нашли спектральную деталь, похожую на линию^ К сожалению, до сих пор не
удалось точно установить, какая это линия —
излучения или поглощения. Если поглощения, то
энергия линии — 30 кэВ, если излучения — 50 кэВ.
Но пока это и не столь важно. Важно другое. Мы
имеем дело именно с циклотронной линией (а никаких более разумных предположений высказано
не было). Отсюда следует, что в районе полюсов
нейтронная звезда Геркулес Х-1 имеет поле
напряженностью (3— 5)- 10^ Гс. Эту оценку не
может
сильно
изменить
небольшая
неопределенность,
которая
возникает
из-за
гравитационного
красного
смещения;
на
поверхности нейтронных звезд оно достигает
нескольких десятков процентов.
Поражает совпадение полученной величины
с
характерной
величиной,
найденной
из
совершенно
других
соображений
для
радиопульсаров.
Казалось бы, теперь в руках астрономов
имеется
надежный
метод
—
метод
«спектроскопического» измерения напряженности
магнитного
поля.
Осталось
только
найти
циклотронные линии у других рентгеновских
пульсаров, и проблема решена. Но в том-то и
дело, что у большинства рентгеновских пульсаров
такие линии вообще отсутствуют, а найденные
следы линии у еще двух-трех пульсаров находятся
на уровне шума. Напомним, что большинство
рентгеновских пульсаров излучает в диапазоне от
нескольких кэВ до нескольких десятков кэВ, с
максимумом вблизи 10— 20 кэВ. В этот диапазон
могли бы попасть линии, соответствующие
напряженности магнитного поля от нескольких
единиц на
10" Гс до (7—8) .10^ Гс. Именно такие значения
магнитных полей, полученные по наблюдениям
радиопульсаров, наиболее «популярны» и у
нейтронных звезд. Как же объяснить отсутствие
циклотронных линий в спектрах большинства
рентгеновских пульсаров?
Можно предположить, что либо условия
возникновения
циклотронных
линий
столь
специфичны, что им удовлетворяет лишь одна
нейтронная звезда — Геркулес Х-1, либо
большинство рентгеновских пульсаров имеют
магнитные
поля,
напряженности
которых
значительно отличаются от величины 10^ Гс,
например 10'° Гс или 10'^ Гс. Первое
предположение полностью исключить нельзя.
Пожалуй, оно имеет лишь одно слабое место: ведь
пульсар Геркулес Х-1 ничем не выделен среди
остальных пульсаров. Второе объяснение также
весьма рискованно. Пусть, например, рентгеновские пульсары имеют небольшие поля (10'"
Гс).
Тогда
непонятно,
почему
среди
радиопульсаров так мало звезд с полем 10'" Гс.
Имеется
и
другое,
как
мне
кажется,
«убийственное» для этой гипотезы возражение.
Дело в том, что большинство рентгеновских
пульсаров входит в состав массивных двойных
систем, время жизни которых очень мало с
астрономической точки зрения: 10^—10^ млн лет.
Нейтронная звезда, обладающая полем 10'° Гс, за
это время просто не успевает замедлить свое
вращение до периодов в сотни секунд (а именно
такие периоды характерны для рентгеновских
пульсаров).
Кажется, что так же легко можно
«расправиться» и с предположением об аномально
сильных магнитных полях у рентгеновских
пульсаров (10'"* Гс). Ведь такие значения
полностью
противоречат
наблюдениям
радиопульсаров — среди них нет ни одного со
столь гигантским полем.
Но это возражение, как впервые заметил
советский астрофизик Н. И. Шакура^ совершенно
необоснованно. Дело в том, что мы и не должны
видеть радиопульсары с такими большими полями.
Время жизни радиопульсара обратно пропорционально скорости его замедления, т. е. обратно
пропорционально
квадрату
поля
пульсара.
Например, радиопульсар с полем 10 Гс «живет» в
10 тыс. раз меньше, чем пульсар с полем 10'^ Гс!
Вероятность увидеть такой пульсар среди известных 300—400 радиопульсаров менее 3 %. Таким
образом, при наблюдении радиопульсаров из их
числа выпадают нейтронные звезды с очень
большими полями. В астрономии это называется
эффектом селекции.
Совершенно противоположная ситуация
имеет место для рентгеновских пульсаров.
' Тгитрег ). е1 а1. А^горЬу». .1. Ье^., 1978, V. 219, ^. 105.
* Шакура Н. И.— Письма в АЖ, 1975, т. 1, с. 23.
НОВЫЕ ВОПРОСЫ
МАГНИТНЫЕ
ПУЛЬСАРОВ
ПОЛЯ
РЕНТГЕНОВСКИХ
Светимость
рентгеновского
пульсара
определяется количеством вещества, падающего
на поверхность нейтронной звезды в единицу
времени (т. е. темпом ак-креции), и никоим образом
не зависит' от скорости ее вращения. Важно
только, чтобы нейтронная звезда вращалась не
слишком быстро, иначе магнитное поле будет
препятствовать аккреции. Скорость замедления
вращения пропорциональна магнитному полю
звезды, поэтому чем больше поле звезды, тем
больше вероятность застать ее на стадии
рентгеновского пульсара. Следовательно, для
рентгеновских пульсаров характерна селекция
совершенно обратного свойства — среди них нейтронные звезды с большими полями должны
встречаться чаще!
В настоящее время накоплен огромный
наблюдательный
материал
о
различных
характеристиках рентгеновских пульсаров: их
светимости,
спектрах,
массах,
периодах,
изменениях периодов и т. д. Какую наблюдательную величину лучше всего использовать для
определения
магнитного
поля?
Наиболее
чувствительными к магнитному полю оказались
период вращения рентгеновского пульсара, а также
скорость изменения этого периода.
Рентгеновские пульсары, в отличие от
радиопульсаров, могут как ускоряться, так и
замедляться.
Магнитосфера
рентгеновского
пульсара
устроена
так,
что
со
стороны
аккрецирующего
вещества
одновременно
приложены ускоряющие и замедляющие моменты
сил".
По-видимому,
вокруг
большинства
рентгеновских пульсаров имеются аккреционные
диски. Это связано с тем, что, стекая с обычной
звезды, вещество обладает настолько большим
вращательным моментом, что не может упасть не
нейтронную звезду, а образует вокруг нее
аккреционный
диск.
Отдельные
элементы
вещества двигаются в диске по сильно закрученной
спирали, постепенно приближаясь к нейтронной
звезде. Однако на некотором расстоянии (около
нескольких тысяч километров) магнитное поле
нейтронной звезды возрастает настолько, что
разрушает диск^. Вещество, проникая в маг-
' 1-1рипоу V. М.— А8<горЬу5. апс1 5расе 5с1., 1982. V. 82, р. 343.
^ Липунов В, М. Магнитосфера рентгеновских пульсаров.— Природа,
1980, № 10, с, 52,
282,9
5
О 90
1 85
о. 80
о
с 75
?а?7
0
1975
Уе1аХ-1
1
\
^
/
^
\
•
(
••»
1980
врем наблюден
я
ия
Изменение периода типичного рентгеновского пульсара Уе1а Х-1.
Видно, что для него характерно как уменьшение, так и увеличение
периода вращения.
Модель магнитосферы рентгеновского пульсара. Аккреционный
диск сжимает магнитное поле пульсара по экватору его
вращения. Внутренняя граница диска становится нестабильной
относительно перестановоч-ной неустойчивости, и вещество
проникает в глубь магнитосферы, где «вмораживается» в
магнитное поле и стекает по силовым линиям на магнитные
полюса звезды. Вне диска всегда имеется вещество (оно
захвачено из звездного ветра и обладает малым вращательным
моментом), которое замыкает внешнюю магнитосферу. Внизу
показана зависимость скорости вращения магнитосферы У„ и
вещества в диске V,, от расстояния до нейтронной звезды К.
Вне радиуса коротации К„ магнитосфера вращается быстрее
вещества и за счет конечной магнитной вязкости тормозит
нейтронную звезду; ю и V,, — угловая и линейная скорости
вращения магнитосферы, М — масса нейтронной звезды, V, —
линейная (кеплеровская) скорость вращения вещества в
аккреционном диске.
Аккреция вещества в двойной системе с образованием диска
вокруг нейтронной звезды. Внизу— зависимость величины
ускорения (Р ) и замедления вращения (Рд) рентгеновского
пульсара от его параметров — периода Р и светимости ^ (в
единицах 10" »рг/с). Точки — наблюдательные данные для ряда
рентгеновских пульсаров, полученные с борта космических
аппаратов. Линии — теоретические кривые для различных величин
напряженности магнитного поля (указаны цифрами, в гауссах) на
поверхности нейтронной звезды. Радиус нейтронной звезды
принимается равным 10 км. Запрещенная область находится выше
прямой, соответствующей максимально возможному ускорению
нейтронной звезды. На нижнем графике экспериментальные точки
помечены стрелками, чтобы показать неопределенность в
экспериментальных данных. Пунктирные линии соответствуют
выключенному состоянию пульсара, когда радиус диска становится
больше радиуса коротации (см. предыдущий рис.).
Зависимость величины ускорения (Ру) и замедления (Р,)
рентгеновского пульсара для случая, когда аккреционный диск не
образуется. Обозначения те же, что и на предыдущем рис. Т —
период двойной системы в десятках дней. Теоретические линии
построены для случая, когда истечение звездного ветра равно 10"'
Мд/г. Видно, что если аккреционный диск не образуется, то значения
магнитных полей несколько снижаются. Но даже в этой модели
имеются пульсары, у которых напряженность магнитного поля
достигает 10" Гс (например, СХ 301-2).
нитосферу нейтронной звезды, «подталкивает»
силовые линии-магнитного поля и, следовательно,
саму нейтронную звезду. Именно с этим связано
ускорение рентгеновских пульсаров. А замедление
связано с тем, что достаточно далеко от нейтронной звезды силовые линии магнитного по-
ля вращаются быстрее вещества и, следовательно, «зацепляясь» за него, тормозят
вращение нейтронной звезды.
Точно рассчитать ускоряющие и замедляющие моменты сил очень трудно. Для этого
нужно
решать
трехмерную
магнитогидродинамическую задачу, что пока не под
силу даже самым быстродействующим ЭВМ.
Однако качественно ясно, что замедление
вращения нейтронной звезды должно сильнейшим
образом зависеть от величины ее магнитного поля,
точнее, от ее магнитного дипольного момента. Это
свойство присутствует в приближенной аналитической теории, построенной автором^, и
именно оно^ позволяет оценить магнитное поле
рентгеновского пульсара. Прежде всего нужно
было проверить эту теорию для пульсара Геркулес
Х-1, у которого напряженность магнитного поля
известна. Правда, для этого необходимо было
задать радиус нейтронной звезды. Для Геркулеса
Х-1, по данным изменения периода, магнитный
дипольный момент равен (3— 5) • 10^ Гс • см^.
Чтобы привести это значение в согласие с
данными группы Трюмпера (т. е. с величиной
магнитного поля (3— 5) • 10^ Гс), необходимо
предположить, что радиус нейтронной звезды
Геркулес Х-1 ра*ен 6—7 км; это не противоречит
теоретическим расчетам строения нейтронных
звезд. Таким образом, аналитическая модель
«крутящих моментов» дает правильный результат
для Геркулеса Х-1. А как обстоят дела с другими
пульсарами?
Нужно
подчеркнуть, что большинство
рентгеновских пульсаров имеет большие периоды,
более 100 с. Так вот, для них при радиусе звезды
10 км получается •оценка магнитного поля около
нескольких единиц на 10'^ Гс. Это так называемые
сверхкритические поля. При таком поле энергия
электрона, вращающегося вокруг силовой линии,
значительно превышает его энергию покоя 511
кэВ, поэтому движение электрона описывается уже
не просто квантовой, а квантово-релятивистской
теорией^. На возможность существования таких
полей у нейтронных звезд впервые указал в 1975 г.
Н. И. Шакура. Но тогда эта идея была встречена
астрофизиками
' Липунов В. М,— Астрой, ж., 1982, т. 60, с. 888.
Квантово-релятивистские эффекты в столь сильных поля»
исследуются в МГУ под руководством И. М. Тернова.
Подробнее об этом см;Тернов И.М,,Халилов В.Р, Электроны
в сверхсильном магнитном поле.— Природа, 1983, № 5, с.
90.
«в штыки». И на это были свои объективные и
субъективные причины.
ПРОБЛЕМЫ И ПЕРСПЕКТИВЫ
Конечно, не существуют фундаментальные
физические законы, запрещающие нейтронной
звезде иметь поле напряженностью 10^ Гс. Бытует,
правда, заблуждение, будто такие поля не могут
существовать долго, поскольку в них должно идти
интенсивное рождение частиц, подобно тому как
это происходит в электрическом поле с
напряженностью больше 4. 10'^ ед. С05Е. Но это
совершенно неверно. Само по себе магнитное поле
не рождает частицы, поскольку оно не способно
совершать работу.
Однако
отсутствие
запрещающих
фундаментальных законов — еще не доказательство существования таких полей. Имеется
ряд объективных трудностей. Главная из них —
проблема генерации магнитных полей. Если просто
сжимать звезду типа Солнца с нормальным, уже
«вмороженным полем, то никогда не удастся получить магнитное поле величиной 10'^ Гс. Что
можно ответить на такое возражение? Те же
оценки (см. начало статьи) показывают, что не такто просто получить и поля гораздо меньшей
величины, около 10^ Гс, а уж существование таких
полей у нейтронных звезд доказано наблюдениями.
Так что новых проблем не возникало, просто
старая проблема (хотя ее молчаливо обходили)
резко обострилась. Чтобы решить ее, нужно либо
предположить
существование
внутри
звезд
магнитных полей, напряженность которых в сотни и
тысячи раз больше тех, которые мы регистрируем
на
поверхности;
либо
магнитные
поля
дополнительно генерируются при коллапсе (или
после него) в нейтронной звезде.
Казалось бы, нет никаких «либо-ли-бо» —
чего мудрить. Ведь астрономам давно известны так
называемые Ар-звезды, у которых напряженность
магнитного поля равна нескольким десяткам тысяч
гаусс. При сжатии такой звезды в нейтронную
звезду легко получить поле напряженностью 10'^
Гс! Астрономам также известны белые карлики с
полем около 10" Гс, которые при сжатии в
нейтронную звезду дадут напряженность поля не
меньше.
Но дело в том, что рентгеновские пульсары,
у которых найдены сверхкритические поля, входят
в состав массивных двойных систем. Другими
словами, их спутниками являются массивные О—
'В-звезды (с массами более 15—20 М,д). Так вот,
совре-
менная теория эволюции двойных звезд отвергает
возможность
существования
в
массивных
системах таких маломассивных звезд, как Арзвезды или белые карлики. Но о магнитных полях
внутри О—В-звезд ничего не известно.
Вообще, генерация магнитного поля — это
целая проблема даже для обычных звезд. Для
нейтронных
звезд
проблема
еще
менее
разработана, и пока нет надежных результатов.
Мне кажется, субъективные причины, по
которым многим астрофизикам не очень нравится
идея
сверхкритических
полей,
чисто
психологического характера. До сих пор все
работы по расчету спектров излучения плазмы в
магнитном
поле
проводились
лишь
для
докритических полей. Сверхкритическое поле
значительно усложняет задачу, возникают «новая»
физика и новые проблемы.
Зато сверхкритическое поле позволяет
объяснить отсутствие циклотронных линий в
спектрах большинства рентгенов\
Астрофизика
«Спиральность» нейтрино и
магнитные поля нейтронных
звезд
Известно, что образование
нейтронных
звезд
(коллапс)
сопровождается огромным, до 10
эрг,
выделением
энергии.
Астрофизиков давно волнует
вопрос, насколько симметрично
выбрасывается вся энергия. Ведь
достаточно небольшой анизотропии, и образующаяся нейтронная звезда может получить
огромный импульс отдачи. Например, если в одну сторону
излучится на 0,01 % больше
энергии, чем в другую, нейтронная звезда приобретет скорость в
несколько сотен километров в
секунду. Интересно, что именно
такая
скорость
движения
наблюдается у некоторых радиопульсаров.
Оригинальный механизм,
приводящий
к
анизотропии,
предложен Н. Н. Чугаем (Астрономический совет АН СССР).
ских пульсаров. При поле 10 Гс эти линии
«уходят» в область энергий, больших 0,1 МэВ, где
пульсар почти ничего не излучает,
Имеются и другие «за» и «против». Кратко
характеризуя ситуацию, сложившуюся сейчас в
той области астрофизики, которая занимается
изучением магнитных полей нейтронных звезд,
можно сказать так: несомненно, существуют нейтронные звезды, обладающие полями 10'^ Гс, и
уже это — рекорд. Появились очень веские
аргументы в пользу того, что существуют
нейтронные звезды со сверхкритическими полями,
вплоть до 10 Гс, а возможно, и больше. Как это
доказать? Единственный путь — исследовать
особенности поведения плазмы и ее излучения в
столь сильных полях и найти эти особенности у
наблюдаемых нейтронных звезд. Если это удастся
сделать, мы обязаны будем взглянуть на
проблему эволюции и генерации магнитных полей
в астрофизике совершенно по-новому.
Как показывают расчеты, почти
всю энергию, излучаемую в процессе коллапса, уносят нейтрино,
образующиеся
при
слиянии
протонов и электронов и при
захвате позитронов свободными
нейтронами: Р+е —*- п-(-у, п+е^-*р-1- 7. В условиях коллапса спинорбитальной связью можно пренебречь, поэтому полный спин
частиц, вступающих в реакцию,
должен быть равен спину образующихся частиц. Предположим,
реакции проходят в магнитном
поле столь сильном, что спины
всех электронов и позитронов
параллельны направлению этого
поля. Предположим также, что
протоны
и
нейтроны
не
поляризованы
(это
условие
выполняется, поскольку магнитный момент нуклонов значительно меньше, чем у электронов).
Тогда при всевозможных
направлениях спина нуклонов до
и
после
реакции
спины
образующихся нейтрино в большинстве случаев ориентированы
по полю (у антинейтрино — про-
тив поля). Но нейтрино «спиральны»; их спин всегда направлен по направлению движения (у
антинейтрино — наоборот). Это
означает, что большая часть
нейтрино и антинейтрино вылетает по направлению поля. По
закону сохранения импульса,
звезда должна получить сильнейший импульс отдачи. В реальных условиях только часть
электронов и позитронов полностью поляризованы.
По оценкам Чугая, скорость, приобретаемая нейтронной звездой, равна
у=30(В/10' •1-е) (М/М^)-• (К/10"
см)-' км/с,
где В '•— напряженность магнитного поля, М и К— масса и
радиус нейтронной звезды.
Таким образом, чтобы
объяснить наблюдаемые скорости
радиопульсаров
(100
км/с), нужно предположить существование магнитных полей,
примерно равных 3- 10'" Гс.
Письма в АЖ, 1984, т. 10, №3, с. 210—213.
Кандидат физико-математических наук В. М. ЛИПУНОВ
Новые модели нейтронных
звезд
Ученые Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга работают над созданием теории
эволюции нейтронных звезд. Созданная
ими классификация включает как
известные уже типы нейтронных звезд,
так и те, которые еще предстоит обнаружить.
ПРЕДСКАЗАНИЯ ТЕОРЕТИКОВ
СБЫВАЮТСЯ
Еще в 1932 году советский физик-теоретик Л. Д.
Ландау
(1908—1968)
указал
на
возможность
существования во Вселенной сверхплотных звезд,
своеобразных гигантских атомных ядер, соизмеримых
по массе с Солнцем. Интересно, что работа Л. Д. Ландау
появилась еще до открытия нейтрона, а буквально через
год, когда нейтрон уже был обнаружен, американские
астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки высказали
предположение, что вспышки сверхновых и есть
результат катастрофического сжатия (коллапса)
нормальной звезды в сверхплотное состояние.
Сверхплотные звезды представляют собой конечную
стадию «жизненного пути» обычных звезд, имеющих
первоначальную массу ядра больше ~1,4 М@. После
того, как исчерпаны все ресурсы ядерного горючего,
происходит коллапс, в результате которого наружные
слои звезды выбрасываются с огромной скоростью до ~
10 000 км/с, а внутренние—под действием сил
тяготения обрушиваются к центру, так как им уже не
противодействует газовое давление. За несколько
секунд внутренние слои звезды сожмутся в сотню тысяч
раз и объем звезды уменьшится в ~10" раз. Средняя
плотность ее при этом увеличится во столько же раз и
превзойдет ядерную. Теперь грави24
тационные силы, стремящиеся сжать звезду, будут
уравновешиваться ядерными силами. Атомные ядра в
такой звезде плотно прижаты друг к другу. Зная
размеры атомных ядер (10~" см) и их число, теоретики
определили радиус звезды (~10 км). Эти сверхплотные
звезды В. Бааде и Ф. Цвикки назвали нейтронными.
Так в начале 30-х годов в астрономии произошло
совершенно нетипичное для этой древней науки
явление—теоретики предсказали новый класс объектов
во Вселенной.
И только через 35 лет нейтронные звезды были
обнаружены. В июле 1967 года английские
радиоастрономы
под
руководством А. Хьюиша
открыли радиопульсары (Земля и Вселенная, 1971, № 2,
с. 19.—Ред.). В 1968 году в Крабовидной туманности
был открыт радиопульсар, период которого оказался
равным 0,033 с — столь быстро могла вращаться лишь
нейтронная звезда. Так подтвердилось не только
предположение Л. Д. Ландау, но и гипотеза В. Бааде и
Ф. Цвикки о связи нейтронных звезд со вспышками
сверхновых (известно, что Крабовидная туманность
образовалась после вспышки сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году).
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД
Самым замечательным в нейтронных звездах
оказалось то, что они обладают сверхмощным
магнитным полем, напряженность которого на
поверхности звезды достигает 10" Гс (Земля и
Вселенная, 1984, № 4, с. 13— Ред.). Это было полной
неожиданностью для большинства теоретиков, но не
для всех. Еще за три года до этих работ советский
астрофизик член-корреспондент АН СССР Н. С. Кардашев показал, что при коллапсе обычной звезды в
нейтронную должны возникать мощные магнитные
поля. Он высказал предполо-
жение, что именно магнитные поля вращающейся
нейтронной звезды и обеспечивают энергетику
явлений,
наблюдаемых
в
Крабо-видной
туманности. За несколько месяцев до открытия
радиопульсаров советские астрофизики П. Р.
Амнуэль и О. X. Гусейнов сдали в печать статью, в
которой рассматривалось падение (аккреция)
вещества на нейтронную звезду в тесных двойных
системах. Ученые высказали предположение:
мощное магнитное поле нейтронной звезды должно
искажать симметричное движение плазмы так, что
ее излучение будет резко анизотропным, а вращение звезды приведет к тому, что излучение
будет пульсировать. Примерно в то же время
американский астрофизик Ф. Пачини рассмотрел
процесс ускорения частиц магнитным полем
вращающейся нейтронной звезды.
Существование столь сильных магнитных полей
у нейтронных звезд выдвинуло их в особый класс
астрономических объектов— объектов, которые
взаимодействуя
с
окружающим
веществом
посредством двух типов сил—электромагнитных и
гравитационных—
имеют
разнообразные
наблюдаемые проявления, зависящие именно от
соотношения этих сил. Впервые это важное
обстоятельство объяснил советский астрофизик В.
Ф. Шварцман в 1970 году. Он показал, что молодая
нейтронная звезда (радиопульсар) постепенно
должна замедлить свое вращение настолько, что
гравитационные силы превысят электромагнитные,
и тогда под действием силы тяжести плазма начнет
падать на поверхность нейтронной звезды. В
результате должен возникнуть рентгеновский
пульсар.
Такие объекты действительно вскоре были
обнаружены группой американских исследователей
под руководством Р. Джиаккони. Открытие радио- и
рентгеновских
пульсаров
явилось
полным
триумфом.
РЕНТГЕНОВСКИЕ ПУЛЬСАРЫ —
НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Сразу же после открытия рентгеновских
пульсаров в тесных двойных системах они почти
безоговорочно были приняты за нейтронные
звезды. Это считалось вполне очевидным по двум
причинам. Во-первых, вначале были открыты
короткопериодические пульсары (с периодом в
несколько секунд),
и казалось крайне маловероятным, чтобы белый
карлик (единственный конкурент нейтронной
звезды на роль рентгеновского пульсара) мог
вращаться с таким коротким периодом. Во-вторых,
в теоретических расчетах предполагалось, что
источником
периодического
рентгеновского
излучения может быть лишь нейтронная звезда.
Но ситуация резко обострилась в середине 70-х
годов, когда выяснилось, что большинство
рентгеновских пульсаров обладает периодами в
несколько сотен секунд, и в то же время было
открыто рентгеновское излучение от белого
карлика — АМ Геркулеса. Очевидно: был
необходим какой-то другой, решающий тест,
позволяющий различать нейтронные звезды и
белые карлики.
Решение этой задачи оказалось крайне
простым. Известно, что периоды рентгеновских
пульсаров в двойных системах, как правило, со
временем уменьшаются, в то время как периоды
радиопульсаров растут. Это указывает на
совершенно
различную
природу
их
энерговыделения (Земля и Вселенная, 1977, № 1,
с. 29.—Ред.). Причина ускорения рентгеновских
пульсаров кроется в том, что в двойных системах (а
только в них и наблюдаются рентгеновские
пульсары) вещество, падающее на нейтронную
звезду со второй компоненты, обычно обладает
вращательным моментом. Отдавая его нейтронной
звезде, вещество тем самым ускоряет вращение
звезды. И чем больше вещества падает на компактную звезду, тем сильнее ускорение. Количество
падающего вещества определяют из наблюдений
по светимости пульсара. Однако вещество не
может
обладать
сколь
угодно
большим
вращательным моментом, иначе центробежные
силы не дадут ему упасть на поверхность
компактной звезды. Отсюда ясно, что при данном
количестве
падающего
вещества
величина
ускорения ограничена сверху. Это ограничение
зависит также и от момента вращения самой
компактной звезды, то есть от ее периода и
радиуса. Так как белые карлики в несколько сот раз
больше
нейтронных
звезд,
то
для
них
максимальное ускорение должно быть во много раз
меньше. Сравнивая наблюдаемые ускорения с
верхним пределом, ученые доказали, что рентгеновские пульсары действительно—нейтронные
звезды. В последующие 10 лет были открыты сотни
25
Так выглядит двойная система, в которой
нейтронная звезда находится в режиме
сверхкритической акиреции (5А). Возможная
модель источника 55 433.
рентгеновских и гамма-источников с совершенно
неожиданными свойствами, и среди них такие
объекты, как рентгеновские барстеры, источники
гамма-всплесков, источник 55 433 и другие (Земля
и Вселенная, 1980, № 4, с. 20; 1981, № 3, с. 7—
Ред.).
КЛАССИФИКАЦИЯ
НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД
Обилие наблюдательных данных, полученных к
концу 70-х годов, и особенно их многообразие
убедили
ученых
Государственного
астрономического института им. П. К. Штернберга в
том, что необходимо создать общую теорию этих
источников на основе представлений об эволюции
нейтронных звезд. Сущность эволюции состоит в
медленном
изменении
режимов
взаимодействия
нейтронной
звезды
с
окружающим веществом. Были рассмотрены
возможные стадии, которые проходит нейтронная
звезда в ходе своей эволюции. Из первых расчетов
выяснилось, что число различных режимов
взаимодействия нейтронных звезд с окружающим
веществом далеко не исчерпывается такими
проявлениями, как радио- и рентгеновские
пульсары.
Рассмотрим, какие же стадии проходит
нейтронная звезда в ходе своей эволюции.
Нейтронные звезды, по-видимому, рождаются с
очень короткими периодами вращения (10 '—10 ' с).
Это следует из закона сохранения вращательного
момента при коллапсе нормальной звезды в
нейтронную. Вращаясь вначале очень быстро,
такая звезда испускает подобно радиопульсару
радиоволны, электромагнитное излучение и
релятивистские
частицы.
Электромагнитное
излучение и потоки релятивистских частиц,
«застревая» в окружающей плазме, стремятся
отбросить ее, а сила тяготения нейтронной звезды
притягивает плазму к поверхности звезды. В этот
период
жизни
нейтронной
звезды
сила,
отбрасывающая окружающее вещество, намного
превосходит силу гравитации. Такой режим
называется режимом эжекции и обозначается для
краткости «Е» (от англ. Е{ес^оп — извержение,
выброс). К этому типу нейтронных звезд относятся
радиопульсары. Энергия их излучения черпается из
вращательной энергии нейтронной звезды, а
инструментом «выуживания» этой энергии служит
магнитное поле. Но нейтронные звезды типа Е не
всегда могут проявлять себя как радиопульсары.
Ведь импульсное радиоизлучение пульсаров —
хотя и красивый, но ничем не примечательный в
энергетическом отношении эффект. Достаточно
сказать, что энергия, теряемая пульсаром в
радиодиапазоне, в тысячи раз меньше энергии,
уносимой релятивистскими частицами.
При некоторых условиях, например в тесных
двойных системах, радиоизлучение практически
полностью поглощается в звездном ветре второго
компонента (обычной звезды), поэтому в таких
системах
радиопульсар
обнаружить
почти
невозможно. На стадии эжекции нейтронная звезда
должна замедлять свое вращение. По мере
замедления уменьшается и мощность излучения.
Постепенно давление излучения, разбрасывающее
плазму, умень27
шится настолько, что окружающее вещество, падая на
звезду, гасит ее излучение.
Эта стадия продолжается ~10*—10° лет. Затем
эжекция прекращается, наступает новый режим,
названный А. Ф. Илларионовым и Р. А. Сюняевым
режимом «пропеллера» (тип Р—от англ. РгореЧег).
Происходит вот что: напряженность магнитного поля в
окрестно* стях нейтронной звезды нарастает очень
быстро и давление магнитного поля на некотором
расстоянии сравнивается с давлением сил гравитации.
Из-за высокой проводимости плазмы в ней возникают
токи и электрические поля, увлекающие ее
вращающимся магнитным полем звезды. Так
формируется магнитосфера нейтронной звезды. Однако
нейтронная звезда вращается настолько быстро, что на
границе магнитосферы ее линейная скорость значительно превосходит вторую космическую, и поэтому
вещество, увлекаемое магнитным полем, выбрасывается
обратно; отсюда и название режима — «пропеллер». В
действительности возможен квазистационарный режим
без отбрасывания плазмы. Просто магнитосфера
нейтронной звезды за счет вращения разогревает
падающее вещество до такой температуры, что оно
перестает «замечать» гравитацию нейтронной звезды—
вокруг магнитосферы образуется горячая турбулентная
атмосфера. Надежного отождествления нейтронной
звезды в режиме «пропеллера» с каким-либо
астрономическим объектом пока нет.
В режиме «пропеллера» нейтронная звезда
продолжает замедляться, и наконец ее период достигает
такого значения, при котором магнитное поле уже не
препятствует гравитации. Наступает режим аккреции
(тип А). Вследствие большого гравитационного потенциала нейтронной звезды вещество, попадая на ее
поверхность, выделяет в виде излучения до 20% своей
потенциальной энергии (что в сотни раз эффективнее
термоядерных реакций). Например, для появления
яркого рентгеновского источника со светимостью 10"
эрг/с (примерно в 25000 раз больше светимости Солнца)
необходимо, чтобы в одну секунду на поверхность
нейтронной звезды «выпадало» 10" г вещества (что
соответствует потоку 10-» Ме/год).
В тесных двойных системах обычные звезды
поставляют аккрецируемое вещество нейтронным
звездам большим темпом: они способны терять до 10^—10-^ Ме/год. Именно
в таких двойных системах и были
обнаружены рентгеновские пульсары,
^М^^Лх^ ^^^АЪ^^^~^^^~
полное число которых в Галактике,
^^Д<
^^ ^-»
по-видимому, не превышает 100, с- 'г££>м^-.
'•^Г•?М
а наблюдается пока лишь около
20.
К нейтронным звездам типа
А
относятся
также
рентгеновские
барстеры. В
маломассивных
двойных
системах,
которые
эволюционируют крайне медленно,
существенной
оказывается
диссипация
магнитных
нейтронных звезд. В результате
давлени^маг-нитное
поле
уменьшается настолько, что
магнитосфера
нейтронной
звезды оказывается практически
прижатой к ее поверхности.
Вещество растекается по значительной части
поверхности нейтронной звезды, излучение
пульсирует
слабо,
но
зато
создаются достигает нескольких сотен километров в секунду,
благоприятные
условия
для
термоядерных то есть в десятки раз превосходит вторую
вспышек. Время от времени, когда на поверхности
космическую скорость. Частицы солнечного ветра
звезды накапливается достаточное количество
пролетают мимо Земли, совершенно не реагируя на
вещества, оно взрывается подобно термоядерной
бомбе. Именно эти взрывы воспринимаются нами ее гравитационное поле. Нейтронные звезды с
такими
магнитосферами
называются
как рентгеновские вспышки. Отсюда и название—
рентгеновский барстер (от англ. Виг^— вспышка) геоподобными и обозначаются символом «О» (от
греч. <3е—Земля). Магнитосферы геоподобных
(Земля и Вселенная, 1979, № 2, с. 25.—Ред.).
Стадии эжекции, «пропеллера» и аккреции не
нейтронных звезд надежно предохраняют их
исчерпывают всех режимов взаимодействия нейт- поверхность от падения вещества, однако внутри
ронных звезд с окружающим
веществом.
При
этих магнитосфер возможны процессы ускорения
некоторых условиях, даже сильно замедлив свое релятивистских частиц и своеобразные «полярные
вращение, нейтронная звезда в своей эволюции
сияния», которые в будущем могут быть обминует стадию А. Это происходит тогда, когда
силы давления магнитного поля
на
границе
магнитосферы
значительно превосходят силы
притяжения.
Именно
такая
ситуация
реализуется
при
взаимодействии солнечного ветра
с магнитосферой Земли. Действительно, скорость солнечного
ветра у Земли
^/в^^^я^л^ ^^^р^-
светимость,
при
которой силы давления
^^л ^е^^•^^<-^-£е^'<2^-) <.г^с^'/^^^м^^ / /
излучения сравниваются с силами гра•^^^е^(^и^ / '
витации.
Этот
предел
светимости
называется
эддинг-тоновским
пределом и для звезд солнечной
массы примерно равен 10^ эрг/с.
Такая светимость была бы у
нейтронной звезды, на которую
идет аккреция с темпом 10~*
М(э/год. В жизни нейтронной
звезды в двойной системе наступает момент, когда с соседней
звезды на нее «сваливается» в
десятки тысяч раз более мощный поток вещества.
Если бы все это вещество достигало поверхности
"^
нейтронной звезды, то ее излучение в 10000 раз
превосходило бы эддингтоновский предел. А это
невозможно, так как сила давления излучения
превзошла бы силу гравитации в 10000 раз и
«аружены. В очень тесных двойных системах
аккреция прекратилась бы.
обычная звезда может оказаться внутри магЧто же произойдет в этом случае? Ведь не
нитосферы нейтронной звезды, и такой экзоможет же вещество одновременно и падать, и
тический случай называют магнитной двойной, «улетать»]
обозначая буквой «М» (от англ. МадпеНс —
Оказывается, может. В двойной системе
магнитный).
вещество не сразу попадает на компактную звезду,
Рассматривая режимы эжекции, «пропеллера» и а образует вокруг нее аккреционный диск. Если
аккреции, мы молчаливо предполагали, что энергия, темп аккреции становится сверхкритическим, то
выделяемая в результате падения вещества, часть лишнего вещества «выдувается» давлением
невелика и возникающее излучение не влияет на излучения поперек диска. Режим сверхкритической
движение
вещества.
в
действительности дисковой аккреции на релятивистский объект
существует предельная
впервые рассмотрели Н. И. Шакура и Р. А. Сю-няев
в 1973 году.
Ситуация
для
нейтронной
звезды
со
сверхкритической
дисковой
аккрецией
\ ^^-<°/С / ^ осложняется влиянием ее вращающегося
магнитного поля. Могут возникнуть три
"^т^^с^и^—)^^>''
режима: 5Е—сверхкрити-ческий диск и
эжекция; 5Р — сверхкритический
диск и «пропеллер»; 5А — просто
сверхкритическая
дисковая
аккреция. Вещество, истекающее
поперек
диска,
оказывается
совершенно
Г^ ..
... . .^^"Т^''/' <» .^^
'. * ^у. ' *,.. *
•^•^•^;:•
^
^-
и \т -зтц^и
непрозрачным
для
жесткого
излучения.
Внешнему наблюдателю будут видны только
самые поверхностные слои истекающей оболочки
(фотосферы). Фотосфера
может
достигать
звездных размеров, и для
внешнего наблюдателя такая
нейтронная
звезда
будет
выглядеть как обычная звезда с
широкими
эмиссионными
линиями. Аккре-ционный диск
может оказаться
полностью
внутри фотосферы. Возможно,
что сверхкритические режимы
сопровождаются
выбросом
релятивистских струй вещества,
и источник 55 433 является
именно
такой
нейтронной
звездой (Земля и Вселенная,
1980, № 1, с. 22.—Ред.).
ДИАГРАММА «ПЕРИОД—СВЕТИМОСТЬ»
ДЛЯ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД
Соотношение между гравитационными и
электромагнитными силами для нейтронных звезд
в основном определяется тремя параметрами:
периодом вращения нейтронной звезды вокруг
своей оси, величиной магнитного поля и
количеством вещества, которое захватывается
ее гравитационным полем. Последняя величина
называется потенциальным темпом аккреции. Ее
измеряют в энергетических единицах, заменив
светимостью, которую имел бы источник, если бы
все вещество, захваченное нейтронной звездой,
упало бы на ее поверхность. Удобство этой
величины состоит в том, что для аккрецирующих
нейтронных звезд (например, рентгеновских пульсаров) эта величина наблюдаема и равна
рентгеновской светимости.
Если же рассматривать звезды с одинаковым
магнитным полем, то для них изменяются только
два параметра — период и светимость, и
следовательно, можно на диаграмме показать
практически все типы нейтронных звезд. Два
режима О и М на диаграмму не попадают, так как
реализуются
только
когда
выполняются
дополнительные
условия.
На
диаграмме
«период—светимость» нейтронные
-1-.-•.•^;- :1.
^^^^Л^
звезды в режиме эжекции располагаются внизу (то
есть в области быстровращающихся нейтронных
звезд), а аккрецирующие нейтронные звезды —
вверху, где роль электромагнитных сил мала. Эта
диаграмма замечательна тем, что на ней
одновременно можно изобразить положение как
рентгеновских, так и радиопульсаров. Если
провести на диаграмме «период — светимость»
линии, соответствующие магнитному полю на
поверхности нейтронных звезд равному 10'^ Гс, то
радиопульсары окажутся в области эжекции, а
рентгеДиаграмма «период — светимость» для
нейтронных звезд с одинаковым магнитным полем.
Сплошные линии разделяют диаграмму на области,
соответствующие различным режимам
взаимодействия нейтронной звезды с окружающим
веществом (напряженность магнитного поля на
поверхности звезды принята равной 10" Гс).
новские пульсары — в области аккреции. Однако
пустыми останутся еще 4 области: сверхкритической
аккреции (5А), сверхкритической эжекции (5Е),
«пропеллера» (Р) и сверхкритического «пропеллера»
(5Р). Надежных наблюдательных кандидатов в эти
области пока нет, хотя они в природе наверняка
существуют.
Возможным проявлением нейтронной звезды на
стадии Р могут быть источники гамма-всплесков.
Согласно модели, предложенной Е. И. Москаленко, Н.
И. Шакурой и автором статьи, источниками гаммавсплесков являются одиночные нейтронные звезды,
которые замедлили свое вращение настолько, что
стадия эжекции уже кончилась, но стадия аккреции еще
не наступила. В результате вещество, не имея
возможности падать на поверхность нейтронной
звезды, образует оболочку внутри ее магнитосферы.
Когда масса оболочки станет достаточно большой и
гравитационная
сила
превысит
центробежную,
оболочка «сваливается» на поверхность нейтронной
звезды — возникает гамма-всплеск. Существенную
роль при этом могут играть плазменные неустойчивости типа тех, которые наблюдаются в земной
магнитосфере. Хотя эта модель далека от совершенства,
она имеет ряд интересных следствий. Например, можно
показать, что ближайшие источники гамма-всплесков
находятся на расстояниях порядка 10 пк, а число их в
Галактике достигает 10% общего числа нейтронных
звезд, то есть порядка нескольких десятков миллионов.
Еще одно важное предсказание; период вращения этих
нейтронных звезд должен быть больше 4—5 с, поскольку именно с этих периодов начинается стадия
«пропеллера».
Приведенная выше диаграмма удобна для анализа
эволюции нейтронных звезд. При этом магнитное поле
играет примерно ту же роль, что и масса обычной
звезды при ее эволюции на диаграмме Герцшпрунга —
Ресселла, то есть чем больше магнитное поле
нейтронной звезды, тем быстрее она эволюционирует.
В Государственном астрономическом институте
имени П. К. Штернберга В. Г. Корниловым и автором
создана программа, моделирующая с помощью
компьютера эволюцию нейтронных звезд в Галактике.
Программа позволяет, в частности, рассчитать, какое
число
нейтронных звезд в нашей Галактике н«хо-дится в
том или ином состоянии. Как и ожидалось, то, что
наблюдается
сейчас
в
виде
радиои
рентгеновских пульсаров,—-это лишь «вершина
айсберга». Подавляющее число нейтронных звезд
в массивных двойных системах находится в
состоянии эжекции (Е) и «пропеллера» (Р), а среди
одиночных нейтронных звезд, которых в Галактике
больше всего, полностью преобладают звезды
типов Р, С и А. Возможно, именно они или часть их
проявляют себя как источники гамма-вспгес-ков.
Источников типа 5А, то есть объектов с
возможными свойствами тип* 55 433, в Галактике
примерно в 5 раз меньше, чем рентгеновских
пульсаров, а число источников типа 5Р в 100 раз
меньше, чем рентгеновских пульсаров.
Как видим, теоретическая картина возможных
состояний
нейтронных
звезд,
частично
подтвержденная наблюдениями, кажется значительно обширнее имеющихся наблюдательных
данных. Это вдохновляет и наблюдателей и
теоретиков на новые открытия.
