Все формулы мира - читать онлайн книгу. Автор: Сергей Попов cтр.№ 48

Во-первых, из-за того что это компактные массивные объекты, легко получить короткий масштаб времени. Нейтронные звезды могут вращаться с периодом около 1 мс. Время свободного падения вблизи поверхности такого объекта составляет доли миллисекунды. Кроме того, сигналы во внутренних частях магнитосфер нейтронных звезд, где сосредоточена основная доля магнитной энергии, распространяются за несколько миллисекунд (так называемая альвеновская скорость в плазме близка к скорости света). Иначе говоря, с короткими вспышками проблем не возникает.

Во-вторых, мы знаем, что нейтронные звезды связаны с разнообразными процессами выделения большого количества энергии: это и вспышки магнитаров, и слияния нейтронных звезд с другими компактными объектами, и рентгеновские барстеры. Плюс можно легко придумать еще множество сценариев взрывных процессов большой мощности, связанных с нейтронными звездами.

В-третьих, есть радиопульсары и так называемые вращающиеся радиотранзиенты (RRATs ^[126]) – источники коротких всплесков в радиодиапазоне, т. е. нейтронные звезды известны как источники довольно мощного импульсного радиоизлучения.

На основе простых формул мы можем составить общую схему модели быстрого радиовсплеска, порождаемого нейтронной звездой. Выше (приложение 5А) мы уже записывали соотношения для оценки энергии, запасенной в магнитосфере нейтронной звезды. Плотность энергии магнитного поля (т. е. энергия единичного объема) равна B²/(8π). Магнитное поле простирается до радиуса светового цилиндра, т. е. до расстояния R_l = c /ω = cP/2π, где P – период вращения нейтронной звезды. Однако, поскольку магнитное поле быстро спадает с удалением от поверхности – – основная энергия находится вблизи компактного объекта. Значит, оценка полной энергии в невозмущенной магнитосфере где B_NS – величина поля на поверхности. Если мы возьмем обычный пульсар типа Краба, то энергия составит всего лишь 10⁴² эрг. Всю сразу ее трудновато выделить, поэтому так быстрые радиовсплески излучать плохо. А вот если взять поле, как у магнитара, да еще перекрутить магнитосферу (это приведет к усилению электрических токов в ней), то хватит и небольшой доли запасенной энергии.

Теперь надо эту энергию быстро выделить. Для этого необходимо как-то «встряхнуть» магнитосферу. Было предложено много разных идей, в основном связанных с катастрофическими событиями. Можно просто устроить коллапс нейтронной звезды в черную дыру. Например, это происходит в модели так называемых супрамассивных нейтронных звезд. Такие объекты могут образоваться в результате коллапса ядра звезды или слияния нейтронных звезд. Их основное свойство – большая масса, превосходящая критическую, а от схлопывания удерживает чрезвычайно быстрое вращение. По мере замедления этот барьер перестает работать, так как с ростом периода вращения центральная плотность наконец-то дорастает до критической величины, и тогда образуется черная дыра. Или же можно превратить нейтронную звезду в кварковую. Такой процесс тоже приведет к перестройке структуры объекта, а значит – к «встряхиванию» магнитосферы. Важно, что и коллапс, и формирование кваркового ядра (деконфайнмент) происходят быстро. Другой интересный способ – взорвать рядом с нейтронной звездой сверхновую. Ударная волна уж точно сильно «тряханет» магнитосферу, причем из-за высокой скорости сброшенного при взрыве вещества произойдет это быстро. Такое в принципе возможно в тесных двойных системах. В общем, потенциально существует много способов устроить всплеск ^[127].

Но есть и проблемы. Необходимо предложить механизм излучения, в котором радиовсплески будут очень мощными (на многие порядки мощнее всего, что наблюдалось от нейтронных звезд), нужно придумать, как при этом избежать яркой вспышки в других диапазонах, ну и надо оставить объект целым. Последнее сразу отбрасывает слияния нейтронных звезд и их коллапс в черную дыру. Также отпадает и превращение нейтронной звезды в кварковую, если мы хотим объяснить в рамках единой модели и обычные, и повторные источники (которых сейчас известно уже несколько штук).

Что же остается? Выживают два основных класса моделей: пульсарные и магнитарные. В первом случае излучается энергия вращения нейтронной звезды. Известно, что пульсар в Крабовидной туманности иногда испускает так называемые гигантские импульсы. Это очень короткие радиовсплески очень высокой интенсивности. Сами по себе они не могут объяснить быстрые радиовсплески – светимости не хватит. Но можно проделать такую экстраполяцию: если предположить, что энергия гигантских импульсов тем больше, чем больше полные потери энергии вращения пульсаром, можно добраться до необходимых величин при условии, что мы имеем дело с очень быстро вращающейся звездой.

Выше мы показали, что темп потери вращательной энергии пропорционален квадрату магнитного поля пульсара и четвертой степени частоты его вращения. Период вращения пульсара в Крабе – 33 мс. Предельный период – порядка 1 мс. Значит, нетрудно представить себе пульсар с потерями энергии вращения в миллион раз больше. Если такие объекты давали бы гигантские импульсы в миллион раз мощнее, то это сразу объясняло бы быстрые радиовсплески.

В магнитарных моделях источником энергии является магнитное поле. В нашей Галактике наблюдалось несколько мощных вспышек магнитаров: в 1979, 1998 и 2004 гг. Последнее событие – часто его выделяют и называют гипервспышкой – имело пиковую светимость в рентгеновском и гамма-диапазоне под 10⁴⁷ эрг/с. Однако важно, что с расстояний в сотни миллионов световых лет такое современными приборами не увидеть. А вот если всего лишь одну миллионную от этой энергии излучить в радиодиапазоне, то опять-таки удастся объяснить быстрые радиовсплески.

Можно объединить эти две модели и говорить о молодых магнитарах, у которых одновременно и период вращения маленький, и магнитное поле очень сильное. Это позволяет не только получить значительное выделение энергии в очень коротком импульсе, но и обеспечить их многократность, что важно для объяснения источников повторяющихся всплесков. К тому же молодая нейтронная звезда в норме окружена плотной оболочкой, сформировавшейся после вспышки сверхновой из сброшенного вещества звезды (а также того, что оболочка успела нагрести во внешней среде), а это помогает объяснить значительное расплывание радиосигнала (те самые задержки всплеска на низких частотах).