Изменение магнитного поля

Магнитное поле порождается электрическими токами. И поля нейтронных звезд – не исключение. Поскольку они не подключены к розетке, и батареек в них нет, токи со временем должны уменьшаться, затухать. Соответственно, будет уменьшаться и магнитное поле. На пальцах – все ясно. Но при углублении в детали обнаруживается масса любопытного и неожиданного.

Начнем с вопроса: где текут токи, порождающие магнитное поле? Ответ: неизвестно. Конечно, важно понимать: когда ученые отвечают, что что‑то не известно, чаще всего это означает наличие нескольких вариантов, выбрать из которых мы пока не можем. В случае нашего вопроса есть две основные возможности: поля (и токи) в основном сосредоточены в коре нейтронной звезды или они в основном находятся в ядре. Разумеется, в реальности они должны быть и там, и там. Но в какой пропорции?

Токи в коре должны быть более или менее похожи на тот ток, к которому мы привыкли. Ведь кора нейтронной звезды (кроме ее самой внутренней части, где вещество находится в состоянии так называемые «ядерной пасты», – спагетти, лазанья… – что понравилось бы Летающему Макаронному монстру) во многом похожа просто на кусок металла. Конечно, есть и существенные отличия, но по крайней мере тут нет каких‑то фундаментальных сложностей. Возможно, поэтому сейчас очень популярны модели, где поле в основном сосредоточено в коре.

Магнитное поле в ядре, по всей видимости, устроено очень необычно. Дело в том, что протоны в ядре должны находиться в сверхтекучем состоянии (в ядре ток должен быть связан именно с протонами, а не электронами). Сверхтекучесть заряженных частиц означает наличие сверхпроводимости. А сверхпроводники с магнитным полем не дружат. Поле или совсем выталкивается из сверхпроводника, или разбивается на квантовые магнитные трубки, в которых разрушена сверхпроводимость. Скорее всего, недра нейтронных звезд представляют собой сверхпроводник второго рода. Огромное количество магнитных трубок пронизывает ядро нейтронной звезды. Теперь для затухания поля надо, чтобы эти трубки выталкивались из ядра в кору: только там их можно будет уничтожить. Это может происходить по мере замедления вращения нейтронной звезды, но здесь есть много неопределенностей. Поэтому часто предполагают, что эволюция поля в ядре нейтронной звезды не слишком сильно сказывается на наблюдательных проявлениях. Мы ниже также будем придерживаться этой гипотезы.

Есть еще один простой важный вопрос: откуда токи берутся? Первая часть ответа очень проста: они остаются от ядра звезды. Нейтронная звезда образуется в процессе коллапса. Если мы представим себе ядро звезды пронизанным магнитными силовыми линиями, то при сжатии линии сохранятся (как говорят, сохранится магнитный поток). Плотность линий возрастает при сжатии. Соответственно, возрастает поле. Если у нас есть ядро звезды радиусом несколько тысяч километров, то при сжатии до размеров нейтронной звезды поле вырастет в десятки или даже сотни тысяч раз. Так можно объяснить поля обычных радиопульсаров. Для магнитаров есть вторая часть ответа: нужно дополнительно усиливать поле, например, за счет динамо‑механизма.

Схема коллапса с сохранением магнитного потока. Видно, что радиус объекта уменьшается, а число линий остается прежним. Значит, количество силовых линий, проходящих через элемент поверхности единичной площади, растет. Это означает усиление магнитного поля на поверхности.

Итак, допустим, токи в основном сосредоточены в коре. Тогда они будут уменьшаться просто за счет электрического сопротивления. Оно может определяться двумя основными факторами. Во‑первых, есть дефекты в микроструктуре вещества коры. Они будут препятствовать потоку электронов – т. е. току. Во‑вторых, кора может быть горячей. Тогда электронам будут мешать тепловые колебания – фононы. Пока нейтронная звезда молодая и горячая, доминирует затухание токов на фононах. Позже, когда звезда остынет, – на дефектах коры.

Затуханию токов может помогать еще один процесс, он особенно важен для сильных полей – т. е. для магнитаров. Это так называемый холловский каскад. Магнитные поля в коре могут иметь сложную структуру, не такую, как у обыкновенного дипольного поля, которое, как правило, представляет собой наиболее крупный элемент структуры. Мелкомасштабные поля затухают быстрее, и если придумать механизм, из‑за которого энергия будет перекачиваться из больших масштабов в маленькие, то диссипация будет идти быстрее. Холловский каскад как раз приводит к тому, что крупномасштабное поле постепенно разбивается на мелкие составляющие, что приводит к более быстрому уменьшению глобального поля. А значит, к более активному энерговыделению.

Как бы то ни было, поле может (и должно!) уменьшаться. Чем сильнее поля – тем заметнее этот эффект. Уменьшение поля в некотором смысле имитирует замедление вращения: радиопульсар быстрее выключается, раньше происходит переход на стадию пропеллера, раньше может начаться аккреция. Но есть и более прямые проявления затухания поля.

Магнитное поле имеет энергию. Вообще говоря, большую. По формуле E = mc² в коре нейтронной звезды поле обычно соответствует плотности больше сотни грамм в кубическом сантиметре. А у магнитаров речь идет уже о многих тоннах в кубическом сантиметре! Это много. И эту энергию можно выделить. Кора даже может начать трескаться и разламываться после уменьшения энергии поля, так как это аналогично уменьшению давления в коре.

Поле порождается токами. Мы знаем два основных вида выделения энергии тока: какой‑нибудь прибор либо греется постепенно, либо происходит короткое замыкание. В нейтронных звездах реализуются оба варианта.

Во‑первых, постепенное затухание магнитного поля приводит к нагреву коры нейтронной звезды. Если поля велики, то эффект может быть значительным, и некоторые нейтронные звезды видны как рентгеновские источники именно благодаря такому «электрическому подогреву». Во‑вторых, «короткие замыкания» приводят к вспышкам. Это основное свойство магнитаров, выделяющее их среди других нейтронных звезд.

Из‑за эволюции поля может меняться его структура. Магнитное поле имеет много составляющих, т. е. это не просто «бабочка» диполя – это набор очень разных компонент, которые обычно быстро уменьшаются с расстоянием от поверхности нейтронной звезды (поэтому в большом масштабе всегда доминирует дипольное поле, оно спадает с расстоянием медленнее в сравнении с более «кудрявыми» компонентами), но вблизи поверхности они играют важную роль, направляя течение аккрецируемого вещества или формируя распределение поверхностной температуры при остывании нейтронных звезд. Разные компоненты эволюционируют с разной скоростью. Кроме того, они могут обмениваться энергией. Сейчас это научились воспроизводить в компьютерных расчетах. Такие особенности эволюции могут объяснить, например, магнитары со слабым дипольным полем. Они замедляются, как обычные пульсары, но вспыхивают, как настоящие магнитары, поскольку сильные поля (и токи) в них есть, только их структура иная. Кажется, что сильное поле все‑таки не утаишь – как шило в мешке. Разве что взять мешок потолще…

«Толстый мешок» можно создать вокруг нейтронной звезды прямо в момент ее формирования. После взрыва сверхновой значительная масса вещества может выпадать обратно на сколлапсировавшее ядро. Этот процесс может занимать несколько часов. Нейтронная звезда (вместе со своим магнитным полем) формируется гораздо быстрее. Поэтому можно представить себе такую картину. На замагниченный компактный объект течет огромный поток плазмы. Давление настолько велико, что магнитосфера оказывается смятой. Теперь не магнитные силовые линии диктуют веществу, что надо течь на полюса, – теперь вещество дает силовым линиям команду «лежать». Поле прижимается к поверхности и укутывается слоем плазмы.

Иногда вещества выпадает много. Масса может составить и несколько солнечных. Нейтронная звезда не способна вынести такое давление и превращается в черную дыру. Но если упало всего лишь несколько тысячных или сотых массы Солнца, то в итоге получится нейтронная звезда, в коре которой продолжают течь мощные токи, но снаружи мы не видим сильного поля. Такие источники мы наблюдаем, например, как центральные компактные объекты в остатках сверхновых. Их еще иногда называют антимагнитарами, так как на диаграмме «период – темп замедления» они лежат относительно основной группы пульсаров с противоположной по сравнению с магнитарами стороны. При периодах в сотые или десятые доли секунды они обладают дипольными полями (которые отвечают за замедление вращения нейтронной звезды) в десятки и сотни раз меньше, чем у радиопульсаров. Но они не всегда останутся такими.

Поле будет потихоньку пробираться наружу. Согласно расчетам, это может занять несколько тысяч или десятков тысяч лет (в зависимости от того, каким было поле и сколько вещества выпало на поверхность). То есть антимагнитары должны исчезнуть, превратившись во что‑то другое. Пока неясно, могут ли они потом включиться как радиопульсары или магнитары. Ответ в конечном счете должны дать наблюдения.

Тепловая эволюция

Нейтронные звезды рождаются горячими и начинают остывать. Первые расчеты этого процесса появились еще до открытия самих компактных объектов. Наверное, просто потому, что с этим связаны сложные и интересные физические явления

В процессе образования компактного объекта рождается огромное количество нейтрино. Пока идет коллапс, нейтрино могут покидать быстро сжимающееся ядро звезды. Но потом там станет слишком тесно и жарко. Первую минуту своего существования протонейтронная звезда непрозрачна для нейтрино. Она постепенно сжимается, начиная с размера в пару сотен километров, испуская нейтрино с поверхности, пока при возрасте несколько десятков секунд не достигнет своего окончательного радиуса и не станет прозрачной для этих частиц. Вот теперь можно считать, что нейтронная звезда окончательно родилась!

Пока компактный объект очень молод, главным процессом в тепловой истории является остывание. У нейтронной звезды оно происходит довольно причудливым образом, и все благодаря нейтрино. Предметы вокруг нас остывают снаружи (мы постоянно сталкиваемся с этим во время еды, например, беря печеную картошку из углей). А нейтронные звезды остывают изнутри. Нейтрино очень эффективно уносят энергию, а возникают они с большим темпом при высокой плотности вещества. Поэтому поток тепла направлен внутрь, а не наружу. Недра более холодные. По звезде наружу как бы бежит волна охлаждения. Эта стадия продолжается несколько десятков лет, пока температура внутри нейтронной звезды не выравнивается.

Итак, недра становятся изотермичными, но тут надо сделать два замечания. Во‑первых, изотермичность не распространяется на самые внешние слои – кору. А наблюдаем‑то мы именно их! Пока регистрация нейтрино из недр остывающих нейтронных звезд остается далеко за пределами наших технических возможностей (мы можем лишь регистрировать нейтринную вспышку при коллапсе, что однажды удалось сделать, когда в 1987 году наблюдалась сверхновая в Большом Магеллановом облаке). Поверхность типичной нейтронной звезды гораздо холоднее ядра. Например, если внутри может быть под миллиард градусов, то снаружи будет всего лишь около миллиона. Связано это с тем, что во внешних слоях есть относительно тонкая прослойка, работающая как прекрасный теплоизолятор.

Второе замечание связано с эффектом Общей теории относительности. Температура выравнивается благодаря теплообмену. Но вспомним о гравитационном красном смещении: сигнал, распространяющийся из области с большой гравитацией в область с меньшей будет покрасневшим (в том числе меньшей будет энергия каждого отдельного фотона). Из‑за этого внутренние части будут горячее, но поток тепла не возникает, так как внешние слои воспринимают внутренние «покрасневшими», т. е. более холодными, чем они есть.

Нейтронная звезда может остывать за счет излучения фотонов с поверхности или нейтрино из недр. Продолжим наш разговор о нейтрино. Они могут рождаться в нескольких процессах взаимодействия элементарных частиц. Самым главным из них является так называемый прямой урка‑процесс. Своим названием он обязан Георгию Гамову (с Гамовом вообще связано много мифологических событий, как и многие другие легенды, история урка‑процесса описана в его книге «Моя мировая линия»). Будучи в Бразилии, он со своим коллегой Марио Шёнбергом посетил казино Urca. Обсуждая проблему уноса энергии при взрывах сверхновых, Шёнберг заметил Гамову, что в процессе превращения нейтрона в протон и электрон, а затем обратного превращения протона с электроном в нейтрон энергия уносится нейтрино так же быстро, как исчезают деньги в казино. Гамов решил назвать процесс в честь казино, что стало его очередной красивой шуткой. Правда, на всякий случай (если бы придрались редакторы; нас, скажем, один раз в академическом журнале попросили или убрать термин «урка», или расшифровать аббревиатуру) Гамов даже придумал расшифровку: unrecordable cooling agent. Но она не понадобилась и не стала популярной.

Остывание нейтронных звезд разной массы. Более легкие нейтронные звезды остывают медленнее. Рисунок основан на расчетах исследовательской группы из ФТИ им. Иоффе. Благодарю Петра Штернина и Дмитрия Яковлева за предоставленные данные.

Такой процесс, если речь идет об отдельных протонах и нейтронах, запускается только при достаточно высокой плотности (при участии ядер, например натрия и неона, процесс может запускаться и в белых карликах). Даже такие экстремалы, как нейтронные звезды, не всегда могут его себе позволить. Только в достаточно массивных объектах охлаждение происходит за счет прямого урка‑процесса, да и то лишь в центральных областях. Правда, и этого достаточно. Если хотя бы несколько тысячных массы Солнца в центре компактного объекта охвачено прямым урка‑процессом, то энергия теряется очень быстро. Кстати, если в плотных недрах нейтроны и протоны превращаются в другие частицы, то в большинстве случаев существуют аналоги прямого урка‑процесса. Так что массивные компактные объекты должны остывать довольно быстро, даже если нейтронов в центре нет, а вместо них появились другие частицы.

Что же делать более худосочным? Для них природа придумала модифицированный урка‑процесс. (Здесь уместно отметить остроумие сотрудников ФТИ им. Иоффе, которые не только являются одной из самых сильных научных групп в мире по изучению физики недр нейтронных звезд, но еще ввели в научный обиход – зарубежные коллеги, возможно, ничего не подозревают – наименования DURCA и MURCA для прямого (direct) и модифицированного процесса). В нем участвует лишняя частица, поэтому он не столь эффективен. Зато всегда работает.

Кроме урка‑процесса нейтрино могут рождаться в результате взаимодействия частиц без превращений (например, при рассеянии частиц друг на друге). Плюс – есть еще одна экзотическая возможность.

Недра нейтронных звезд сверхтекучи. И это несмотря на температуру в сотни миллионов градусов! Просто плотность настолько высока, что даже при столь высокой температуре вещество считается холодным. То есть тепловая энергия частиц несущественна для их основных взаимодействий. Чтобы протоны или нейтроны стали сверхтекучими, необходимо, чтобы они образовывали пары – из фермионов (частиц с полуцелым спином, как у протонов и нейтронов) получаются бозоны (частицы с целым спином). На тепловую эволюцию это влияет двумя способами. Во‑первых, наличие сверхтекучести подавляет прямой урка‑процесс. Таким образом, сверхтекучесть помогает сохранить тепло. Однако пары могут рождаться и разрушаться. А при этом испускаются нейтрино. Так что, во‑вторых, сверхтекучесть запускает новый канал остывания. Правда, более слабый.

Тепловая эволюция зависит от свойств недр: состава, плотности и т. д. Поэтому изучение зависимости температуры от возраста нейтронных звезд помогает продвинуться в понимании устройства их недр. Кроме того, измерение температуры дает независимую оценку возраста, если мы доверяем расчетам остывания. Как правило, им можно верить при возрастах от сотен до сотен тысяч лет при условии, что звезда довольно горячая (не запустился прямой урка‑процесс) и не было дополнительного подогрева.

Откуда у нейтронных звезд «грелка»? Обсуждались самые разные идеи. Но если нет аккреции, то по всей видимости лишь одна из версий представляется действительно очень важной для одиночных нейтронных звезд. Это затухание магнитного поля.

Магнитные поля порождаются электрическими токами, и они уменьшаются со временем. Часть энергии токов идет на нагрев коры. Если поля были достаточно сильными и затухают быстро (а именно это происходит в магнитарах), то нагрев будет заметным. Действительно, магнитары отличает довольно высокая тепловая рентгеновская светимость – до сотни светимостей Солнца. Они заметно горячее своих кузенов, не имеющих столь сильных магнитных полей. Часть энергии, выделившейся при затухании магнитного поля (токов), переносится внутрь и там излучается наружу с помощью нейтрино.

Для нейтронных звезд в двойных системах есть другая «грелка». Это пикноядерные реакции. Если нейтронную звезду оставить в покое, то ее составные элементы придут в равновесное состояние. В том числе и кора. Но мощная аккреция выводит кору из равновесия. Падающее сверху вещество давит на кору. В итоге она начинает погружаться в более глубокие и плотные слои. Состав опустившегося вещества коры теперь не соответствует той плотности, в которой оно оказалось. Поэтому начнутся реакции превращения элементов. Они могут приводить к достаточно заметному выделению тепла. И это наблюдается. Известны источники в двойных системах, где аккреция иногда выключается. Удается увидеть, как меняется температура поверхности компактного объекта между эпизодами аккреции. Сравнение данных наблюдений с расчетами говорит о том, что для поддержания температуры необходимы пикноядерные реакции в коре. Это снова возвращает нас к вопросу о свойствах недр нейтронных звезд.