Суперобъекты. Звезды размером с город

Каждый год появляются новые интересные данные по ультрамощным источникам. Сейчас складывается картина, в которой эти объекты представляют собой смесь, ассорти. Есть очень веские аргументы в пользу того, что самые мощные из известных источников (например, источник HLX-1 в галактике ESO 243–49) действительно содержат очень массивные черные дыры с массами от нескольких сотен до 10 000 солнечных. С другой стороны, надежные оценки масс аккреторов в нескольких ультрамощных источниках свидетельствуют о типичных звездных массах черных дыр. Один источник, ко всеобщему удивлению, вообще оказался аккрецирующей нейтронной звездой! В 2014 году это замечательное открытие сделали Маттео Бакетти (Matteo Bachetti) и его соавторы, проводившие наблюдения на рентгеновском спутнике NuSTAR. Источник Х-2 в известной близкой галактике М82 оказался рентгеновским пульсаром с периодом чуть более одной секунды. Черные дыры пульсарами быть не могут, так что это точно нейтронная звезда. Наверняка ультрамощные источники еще не раз удивят астрономов. Например, высказываются гипотезы, что некоторые из них могут быть связаны с магнитарами.

Фотография галактики ESO 243–49 с гипермощным (hyper luminous) источником HLX-1. Местоположение источника отмечено кружком.

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.

Двойные радиопульсары

Итак, массивные звезды в основном рождаются в двойных. Примерно в 10 % случаев система не разрушается после взрыва сверхновой. Значит, мы можем увидеть радиопульсар в паре с другой звездой. Но обычные пульсары живут недолго: всего миллион-другой лет – и все. Выключается механизм генерации радиоизлучения. Это происходит в основном из-за замедления темпа вращения. Еще немного может добавить уменьшение магнитного поля. Чтобы пульсар заработал вновь. было бы неплохо снова раскрутить его до очень короткого периода. Но как? Эволюция в тесной двойной системе дает такую возможность.

После возникновения нейтронной звезды в двойной системе второй компаньон продолжает свою жизнь. Как мы уже говорили, вокруг каждой из звезд существует область, контролируемая ею. Этот объем называют полостью Роша. В какой-то момент обычная звезда может заполнить свою полость Роша. Тогда начнется перетекание вещества на нейтронную звезду.

Полости Роша в двойной системе. Звезды могут обмениваться массой через так называемую внутреннюю точку Лагранжа, соединяющую две полости.

Переполнение может произойти в двух случаях: либо сама звезда расширилась – превратилась в красного гиганта, либо система просто стала более тесной – из-за излучения гравитационных волн или из-за магнитного звездного ветра компоненты сближаются, и начинается перетекание.

Поток вещества влияет на нейтронную звезду тремя способами. Во-первых, он раскручивает ее до миллисекундных периодов. Во-вторых, немного подрастает ее масса. Третий эффект довольно неожиданный – уменьшается магнитное поле нейтронной звезды.

Выше мы уже говорили, что поля затухают, если уменьшаются токи, их порождающие. А токи уменьшаются из-за сопротивления, которое возрастает, когда кора нейтронной звезды нагревается. Так вот, аккреция будет греть кору, что приведет к уменьшению магнитного поля. Кроме того, падение большой массы вещества приведет к тому, что старая кора, в которой текут токи, начнет опускаться глубже в недра. Там затухание токов будет происходить быстрее. Результатом снова будет уменьшение магнитного поля.

В итоге получится такой необычный объект: нейтронная звезда с периодом вращения несколько миллисекунд и полем в сотни раз меньше, чем у обычных пульсаров. Такой источник тоже может излучать в радиодиапазоне. Это миллисекундный пульсар.

Особенность подобных объектов в том, что из-за слабого поля они очень медленно тормозят свое вращение. Поэтому живут они долго – миллиарды лет. Соответственно, мы можем обнаружить много таких объектов.

Первый миллисекундный радиопульсар был открыт в 1982 году. Но идея о том, что в двойных системах могут появляться пульсары с низкими полями, была впервые детально разработана более 40 лет назад, в работе 1974 года Бориса Комберга и Геннадия Бисноватого-Когана. Постепенно заполнялись пробелы как в нашем теоретическом понимании природы этих систем, так и в наблюдательных данных. Со временем были открыты рентгеновские миллисекундные пульсары, это произошло в 1998 году. Эти источники – предшественники миллисекундных радиопульсаров. В системе еще идет аккреция на нейтронную звезду. Но если ее прекратить, то начнется генерация радиоизлучения. И совсем недавно удалось это увидеть.