[AUTO] [KOI-8R] [WINDOWS] [DOS] [ISO-8859]

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 грави-

24

 

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. Кар-дашев 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,

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, полное число которых в Галактике, по-видимому, не превышает 100, 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 благоприятные условия для термоядерных вспышек. Время от времени, когда на поверхности звезды накапливается достаточное количество вещества, оно взрывается подобно термоядерной бомбе. Именно эти взрывы воспринимаются нами как рентгеновские вспышки. Отсюда и название≈рентгеновский барстер (от англ. Виг^≈ вспышка) (Земля и Вселенная, 1979, ╧ 2, с. 25.≈Ред.).

Стадии эжекции, ⌠пропеллера■ и аккреции не исчерпывают всех режимов взаимодействия нейтронных звезд с окружающим веществом. При некоторых условиях, даже сильно замедлив свое вращение, нейтронная звезда в своей эволюции минует 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

светимость, при которой силы давления излучения сравниваются с силами гравитации. 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 аккреция прекратилась бы.

Что же произойдет в этом случае? Ведь не может же вещество одновременно и падать, и ⌠улетать■]

Оказывается, может. В двойной системе вещество не сразу попадает на компактную звезду, а образует вокруг нее аккреционный диск. Если темп аккреции становится сверхкритическим, то часть лишнего вещества ⌠выдувается■ давлением излучения поперек диска. Режим сверхкритической дисковой аккреции на релятивистский объект впервые рассмотрели Н. И. Шакура и Р. А. Сю-няев в 1973 году.

Ситуация для нейтронной звезды со сверхкритической дисковой аккрецией осложняется влиянием ее вращающегося магнитного поля. Могут возникнуть три режима: 5Е≈сверхкрити-ческий диск и эжекция; 5Р ≈ сверхкритический диск и ⌠пропеллер■; 5А ≈ просто сверхкритическая дисковая аккреция. Вещество, истекающее поперек диска, оказывается совершенно

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

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 гамма-всплесков 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 радио- и 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.