Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса

К настоящему времени астрономы обнаружили более трехсот[15] миллисекундных пульсаров, большинство из которых находится в галактическом диске Млечного Пути. Их плотность максимальна внутри шаровых звездных скоплений, содержащих большое число тесно связанных гравитацией старых звезд. В таких скоплениях могут быть сотни тысяч, иногда даже миллионы звезд, но и тогда только около 5 % из них миллисекундные пульсары.

В отличие от радиопульсаров, совершающих в одиночестве несколько оборотов в секунду, миллисекундные пульсары обычно обнаруживают в паре с другой звездой, чаще всего с белым карликом. Однако не всегда звездная пара существовала в таком виде. Подобные двойные системы исходно состоят из пары обычных звезд, безмятежно обращающихся друг относительно друга. В какой-то момент более массивная звезда расходует все свое ядерное топливо. Она вспыхивает сверхновой, оставляя вместо себя нейтронную звезду. Если система “выживает” при взрыве сверхновой, то есть ни нейтронная звезда, ни ее компаньон не выбывают из системы, они будут продолжать обращаться вокруг общего центра масс, причем пульсар излучает энергию в виде радиоволн (иногда еще и рентгеновское и гамма-излучение) и вращается все медленнее. За время своей жизни этот пульсар может замедлиться настолько, что замолчит – умрет, и наши телескопы больше не смогут его видеть.

Миллиарды лет спустя истечет срок жизни и компаньона пульсара – обычной звезды меньшей массы. Звезда начнет раздуваться и превратится в красный гигант. Вот тут-то становится действительно интересно. Раздуваясь, звезда приближается к своему компаньону – замолкшему пульсару. В какой-то момент она приблизится настолько, что излучение пульсара начнет разогревать поверхность красного гиганта – и вещество с нее будет улетучиваться. Когда такое происходит, из материала спутника пульсара формируется струя, направленная на мертвого друга, благодаря чему вокруг нейтронной звезды образуется диск из захваченного вещества. Этот процесс называется “аккреция”. Его можно описать так. Аккреционный диск напоминает горячий пончик. Разбухшее тесто – вещество, из которого он состоит, – стекает через отверстие, напоминающее слив ванной, и закручивается вокруг нейтронной звезды, постепенно оседая на ее поверхности. Перетекание вещества на нейтронную звезду до какой-то степени уменьшает ее магнитное поле, хотя до конца этот процесс не понимает никто.

В результате аккреции нейтронной звезде передается угловой момент, что заставляет ее вращаться быстрее. Можно сказать, что компаньон нейтронной звезды вдыхает в нее новую жизнь. Падающее на нейтронную звезду вещество взаимодействует с ее магнитным полем. Если магнитное поле достаточно велико, чтобы преодолеть силу гравитации, горячая газовая плазма удерживается вдоль магнитных силовых линий и впоследствии начинает стекать к магнитным полюсам нейтронной звезды. Тогда нейтронная звезда формирует горячие аккреционные пятна (обычно их называют просто “горячие пятна”) непосредственно в области магнитных полюсов – что-то вроде горба или горы поверх полюсов. Горячие пятна начинают излучать в рентгеновском диапазоне, и с этого момента пульсар опять можно обнаружить, при условии, что горячее пятно оказывается в поле зрения наших рентгеновских телескопов. Такая система называется маломассивной рентгеновской двойной системой, или LMXB (Low Mass X-ray Binary), поскольку компаньон, передающий вещество на нейтронную звезду, изначально был звездой малой массы наподобие Солнца, а пульсар излучает рентгеновские лучи⁷.

С тех пор в Млечном Пути обнаружили около двух сотен LMXB, тринадцать из них в шаровых звездных скоплениях. Их можно наблюдать с помощью космических рентгеновских телескопов, таких как Chandra и XMM. Но открытие этих систем началось с пуска ракеты.

Шел 1949 год. Детектор рентгеновских лучей установили на переделанной ракете “Фау-2”, запущенной с ракетного полигона Уайт-Сэндс в штате Нью-Мексико. Вынесенный за пределы атмосферы ракетой, детектор был предназначен для регистрации рентгеновского излучения Солнца. Астрономы подозревали, что и наша собственная звезда является источником рентгеновского излучения. Они знали, что рентгеновское излучение должно поглощаться атмосферой, но ожидали, что звезды и другие космические тела вроде нашего Солнца, содержащие очень горячие газы при температурах от миллиона до ста миллионов кельвинов, испускают рентгеновские лучи. Считалось, что рентгеновское излучение Солнца должно быть существенно слабее видимого света, исходящего от нашей звезды, и, по мнению астрономов, именно поэтому им никак не удастся обнаружить рентгеновское излучение более далеких звезд.