Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса

В 1979 году, когда волна гамма-излучения накрыла Землю, Крис Томпсон был еще школьником и, в отличие от Кувелиоту, даже не подозревал о существовании гамма-всплесков. Но в 1986 году Томпсон вместе с Робом Дунканом заинтересовался магнитными полями радиопульсаров. Тогда он был магистрантом Принстонского университета, а Дункан недавно защитил там же диссертацию. Молодые люди хотели выяснить, каким образом магнитные поля замедляют вращение пульсаров и почему некоторые пульсары намагничены сильнее, чем другие.

Важная подсказка содержалась в работе о новообразованных нейтронных звездах, незадолго до этого опубликованной Адамом Берроузом из Университета Аризоны и Джеймсом Латтимером из Университета Стоуни-Брук штата Нью-Йорк. Они разработали компьютерную модель, показывавшую, что плотная жидкость внутри еще горячей нейтронной звезды циркулирует благодаря конвекции в течение нескольких секунд, прежде чем начинает остывать. Все звезды обладают слабыми магнитными полями и передают нейтронной звезде лишь некоторое остаточное магнитное поле. Однако, как предположили Дункан и Томпсон, иногда оно может стать гораздо сильнее. Это произойдет не с каждым пульсаром, а только с теми, что чрезвычайно быстро вращались при рождении – запуская так называемый динамо-эффект. Этот эффект проявляется и у нашей Земли, и у большинства звезд. Он запускается, когда электропроводящая жидкость или газ движется циклично: горячие области поднимаются наверх, затем остывают и опускаются снова вниз, совсем как в закипающей в кастрюле воде. Магнитное поле зависит от заряженных частиц в жидкости, поэтому оно вытягивается и усиливается при ее движении.

На этой стадии внутри нейтронной звезды все еще обычная, а не сверхтекучая жидкость, которая образуется только тогда, когда звезда существенно остывает. Эта горячая нейтронная жидкость мечется вверх и вниз со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Если, утверждали Дункан и Томпсон, начальное магнитное поле новорожденной нейтронной звезды достаточно сильное и вращается она достаточно быстро, совершая более двухсот оборотов в секунду, постепенно запускается динамо-эффект. Хотя все разворачивается в течение нескольких секунд, этого оказывается достаточно, чтобы увеличить магнитное поле, которое становится больше 10¹⁵ гауссов. Это в тысячу раз больше магнитного поля типичной нейтронной звезды, вращающейся слишком медленно для того, чтобы началась конвекция и запустился динамо-эффект. Напомню, что магнитное поле Земли всего примерно полгаусса, а магнитика на холодильнике – около ста гауссов. Магнитное поле пятен на Солнце – самых намагниченных его мест – порядка трех тысяч гауссов. Чем сильнее начальное магнитное поле, тем быстрее умирает нейтронная звезда: со временем она начинает вращаться слишком медленно, чтобы излучать радиоволны. Угасание пульсара занимает от десяти до ста миллионов лет.

Томпсон и Дункан решили дополнительно исследовать, как проходит процесс увеличения магнитного поля. “Мы задумались о том, как такие поля должны проявляться, можем ли мы обнаружить их «визитную карточку»”, – рассказывает Томпсон. В 1992 году они опубликовали произведшую эффект разорвавшейся бомбы статью, где, чтобы описать эти странные объекты, ввели термин “магнетар”, или “намагниченная звезда”. Магнетары – нейтронные звезды, магнитное поле которых сильнее, чем у любого другого объекта во Вселенной. Томпсон и Дункан вычислили, что верхний предел магнитного поля, которое подобные звезды могут создавать и удерживать, – порядка 10¹⁷ гауссов. Когда этот предел превзойден, ядерная жидкость внутри звезды начинает перемешиваться и поле слабеет.

Кроме того, теоретики исследовали влияние сверхсильного магнитного поля на вращение нейтронной звезды. Вскоре стало понятно, что это поле быстро и очень существенно замедляет вращение магнетара: в конечном итоге практически вся энергия вращения переходит в энергию магнитного поля. Хотя при рождении магнетар должен вращаться быстрее обычного пульсара, скорость его вращения стремительно падает. При поле в 10¹⁵ гауссов период магнитных волн, забирающих на себя энергию вращения, примерно через пять тысяч лет становится равен восьми секундам. Более того, скорость вращения магнетаров не постоянна. Сначала они очень быстро замедляются – их период вращения удваивается за время от нескольких минут до нескольких часов, – а затем скорость замедления постепенно падает. Если нейтронные звезды, особенно миллисекундные пульсары, известны как устойчивые часы, то магнетары – часы ужасные: скорость, с которой они вращаются, постоянно колеблется и может возрастать или уменьшаться даже в десять раз.