Вращение звезд и магнитары

Для появления некоторых интересных типов объектов нужно, чтобы звезда очень быстро вращалась. Пожалуй, есть два основных класса объектов, которые, как думают, образуются из очень быстро вращающихся ядер звезд: магнитары и источники длинных гамма‑всплесков. Магнитары – это нейтронные звезды, которые характеризуются очень мощным магнитным полем. Чтобы создалось такое магнитное поле, т. е. чтобы были токи, которые его поддерживают, нужен какой‑то механизм. Дело в том, что простого сохранения магнитного потока, скорее всего, недостаточно для возникновения магнитарных полей. Сейчас известно несколько массивных звезд с большими магнитными полями на поверхности. Но в состав магнитара входят только поля, пронизывающие ядро звезды. Хенк Спруит показал, что поля в ядре не хватит для того, чтобы объяснить параметры магнитаров. Значит, нужна дополнительная генерация.

Мы умеем генерировать электрические токи динамо‑механизмами. При этих процессах энергия движения вещества (в том числе вращения) переходит в энергию электрического поля, а стало быть – в энергию магнитного поля. Соответственно, в динамо что‑то должно крутиться.

Чтобы заработал эффективный динамо‑механизм, ядро звезды, которая превратится в нейтронную звезду, должно очень быстро вращаться. Но здесь есть проблема. Массивные звезды имеют очень мощный звездный ветер, а мощность звездного ветра приводит к тому, что звезда замедляет свое вращение. Кроме того, расширение звезд (например, на стадии красного гиганта) также приводит к их торможению, что может сказываться и на вращении ядра. И потому мы ожидали бы, что большая часть массивных звезд к концу своей жизни вращаются очень медленно. Если внешние слои хорошо «зацеплены» за внутренние (например, благодаря магнитному полю), то у таких звезд и ядра должны медленно вращаться. Поэтому будут образовываться нейтронные звезды с не слишком быстрым вращением. «Не слишком» – по меркам нейтронных звезд, это может быть оборот за несколько сотых долей секунды, но нам хочется, чтобы она делала оборот за одну тысячную секунды – именно тогда мы сможем накрутить большое магнитное поле. Значит, ядро звезды надо дополнительно раскрутить.

Где можно раскрутить звезду? Опять‑таки только в двойной системе! Если звезда входит в двойную, то возникает сразу несколько возможностей для того, чтобы звезда стала вращаться быстрее. Во‑первых, звезда может раскрутиться, если на нее перетекает вещество с соседки. Во‑вторых, в очень тесных системах звезды могут раскрутить друг друга приливным взаимодействием. Наконец, звезды могут просто слиться. Тогда получившаяся в итоге звезда будет обладать очень быстрым вращением. Поэтому вероятно, что основной канал образования магнитаров – это эволюция в двойных. Наши расчеты, проведенные в 2005 году вместе с Михаилом Прохоровым, а в 2009‑м – с Алексеем Богомазовым, показали, что заметная часть магнитаров может рождаться в двойных системах, где хотя бы одна из звезд прошла стадию раскрутки.

Сейчас есть наблюдательные свидетельства в пользу такой модели. В 2009 году появилась статья Бена Дэвиса и его коллег, в которой они, описывая наблюдения одного из магнитаров – источника мягких повторяющихся гамма‑всплесков SGR 1900+14, – начали обсуждать версию, что объект возник в двойной системе. А в 2014 году в работе Джейсона Кларка с соавторами были представлены убедительные аргументы в пользу того, что аномальный рентгеновский пульсар CXOU J1647–45 возник в двойной.

Возможно, что существует набор эволюционных каналов для двойных систем, которые в случае рождения нейтронной звезды приводят к появлению магнитара, а в случае образования черной дыры – к гамма‑всплеску.

Гамма‑всплески – это самые мощные взрывы во Вселенной. Их полное энерговыделение превосходит некоторые сверхновые. В стандартной на сегодняшний день модели длинных гамма‑всплесков для столь неистового энерговыделения необходимо быстрое вращение коллапсирующего ядра звезды. В результате коллапса формируется черная дыра. Если ядро быстро вращается, то вокруг дыры сформируется толстый быстро вращающийся диск вещества. В такой системе, как показывают расчеты, можно сформировать ультрарелятивистский выброс и направленный поток излучения. Если он попадает на Землю, то мы регистрируем гамма‑всплеск. Заметьте, в таком сценарии опять необходимо быстрое вращение звезды до взрыва, и мы не знаем, как этого достичь, если звезда не находится (или не находилась ранее) в двойной системе. А некоторые гамма‑всплески объясняют и магнитарами.

Распределение гамма‑всплесков по длительности. Четко выделяются две группы: короткие и длинные. Короткие, как полагают сейчас, связаны со слияниями нейтронных звезд. А длинные – с финальными стадиями жизни массивных звезд.