Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Москвич Катя. Страница 29

Точно так же как в середине шестидесятых Джоселин Белл терпеливо вбивала столбы в грязь Кембриджшира, советский астроном Иосиф Шкловский упорно анализировал рентгеновские и оптические данные Скорпиона X-1. Согласно его гипотезе, источником излучения была нейтронная звезда, аккрецирующая вещество своей звезды-компаньона. В то время нейтронные звезды существовали только в теории, но позже Белл обнаружила первый пульсар LGM-1 и трех его “кузенов”. Вскоре подтвердилось, что Скорпион X-1 – двойная рентгеновская звезда, а конкретнее – LMXB. До сих пор это все еще самый яркий из известных источников рентгеновского излучения на небе.

В 1970 году группа Джаккони запустила спутник Uhuru – первую орбитальную рентгеновскую обсерваторию. Позже эта обсерватория обнаружила первого кандидата на роль черной дыры. На самом деле Uhuru — неофициальное название космического телескопа SAS-1 (Small Astronomy Satellite— 1, “маленький астрономический спутник – 1”). Но название Uhuru прижилось: на суахили это слово означает “свобода”, а запустили спутник с итальянского космодрома Сан-Марко в Кении в день независимости страны. Позднее Джаккони работал с Einstein X-ray Observatory (Рентгеновская обсерватория имени Эйнштейна) – первым рентгеновским телескопом, позволявшим получать изображение источника, запущенным в 1978 году, а затем и с его преемником телескопом Chandra — космической рентгеновской обсерваторией, запущенной в 1999 году⁸. “В то время оборудование было совсем не таким фантастическим, как сейчас, так что получить от Chandra или XMM столь же качественные рентгеновские изображения, как сегодня, не удавалось, – рассказывает Дэвид Бакли из Южноафриканской астрономической обсерватории в Кейптауне. – Мы знали только, что в некоторой области неба есть рентгеновские источники и отыскать их оптические аналоги совсем непросто. Некоторые даже использовали старомодные фотографические пластинки, когда искали на небе голубые и переменные объекты”.

Одним из первых источников рентгеновского излучения, идентифицированных как двойная система, стал Лебедь X-1. Свое название он получил в соответствии с принятым тогда общим правилом: открытые источники рентгеновского излучения астрономы называли по имени созвездия, где источник был обнаружен, и добавляли букву X, указывающую на то, что это рентгеновский источник. Постепенно от этого правила отказались, поскольку обнаруженные источники исчислялись миллионами. Сегодня неожиданные вспышки рентгеновского излучения ищут такие современные детекторы, как INTEGRAL, Swift, NICER и Maxi (прибор для мониторинга рентгеновского изображения всего неба, разработанный японскими учеными и установленный на Международной космической станции).

Помимо LMXB бывают и нейтронные звезды другого типа, излучающие в рентгеновском диапазоне. Если в двойной системе компаньон нейтронной звезды имеет промежуточную массу, систему называют рентгеновской двойной системой промежуточной массы, или IMXB (Intermediate Mass X-ray Binary). Если масса звезды-компаньона превосходит массу Солнца более чем в десять раз, мы имеем дело с рентгеновской двойной массивной системой, или HMXB (High Mass X-ray Binary). В последнем случае одна из звезд взрывается сверхновой и становится нейтронной звездой. Хотя ее компаньон – чрезвычайно яркая звезда, испускающая звездный ветер благодаря давлению излучения, вещество, захваченное нейтронной звездой, не образует аккреционный диск, а прямо оседает на ее поверхности. В рентгеновское излучение преобразуется энергия ветра. HMXB можно увидеть и в оптическом диапазоне, где доминирует излучение массивной звезды. Однако не все HMXB содержат нейтронную звезду: иногда на ее месте может быть черная дыра.

Однако системы LMXB, пожалуй, самые необычные, поскольку считается, что именно они были прародителями сверхбыстрых и очень, очень старых пульсаров⁹.

По мере нарастания аккреции вещество звезды-компаньона, перетекающее на нейтронную звезду, приводит к ослабеванию ее магнитного поля. Когда оно уменьшается до 10⁸ гауссов, аккрецируемое вещество оказывается так близко к поверхности, что, передавая угловой момент пульсару, может ускорить его вращение настолько, что оно станет миллисекундным. По окончании аккреции рентгеновское излучение, источником которого был аккреционный диск, прекращается: теперь это опять миллисекундный радиопульсар в стадии так называемого раскручивания. Комбинация ослабленного магнитного поля и ускоренного вращения приводит к увеличению времени жизни пульсара. Видимый пульсар существует от десяти до ста миллионов лет, а возраст такой нейтронной звезды – более миллиарда лет, сопоставимо с возрастом Вселенной. Привет тебе, дважды умерший – “зомби в квадрате” – остаток ядра некогда массивной звезды, превратившийся в очень старый радиопульсар.

Тем временем компаньон миллисекундного пульсара превращается в белый карлик. Либо он остается белым карликом, либо сильный ветер высокоэнергетических частиц пульсара уносит прочь вещество соседней звезды. Такое происходит, если пульсар нагревает своего компаньона до температуры, вдвое превышающей температуру поверхности Солнца, и постепенно разрушает его. Именно поэтому некоторые пульсары не входят в двойные системы, а существуют “в гордом одиночестве”. Их называют “черными вдовами” по аналогии с самками одноименных пауков, пожирающими своих супругов. К таким пульсарам относится, например, первый миллисекундный пульсар, открытый Баккером. На данный момент обнаружено восемнадцать таких пульсаров в Млечном Пути и еще несколько в шаровых звездных скоплениях, принадлежащих нашей Галактике [16]. У некоторых из них компаньонов нет, тогда как спутниками других являются звезды чрезвычайно малой массы. Именно такого типа систему обнаружил Басса: масса белого карлика, компаньона пульсара, составляла всего 2 % от массы Солнца. Очевидно, что большую часть массы он потерял из-за соседства с очень “голодным” пульсаром. Когда спутник пульсара имеет чуть большую массу, но все еще явно сражается за свое выживание, пульсар, опять используя аналогию с пауками, называют “австралийской вдовой”¹⁰.

Тогда как миллисекундные пульсары обычно излучают радиоволны, некоторые из них не могут решиться на что-то определенное и периодически излучают то в радио-, то в рентгеновском диапазоне. Такие странные создания получили название “переходные миллисекундные пульсары”. В 2008 году группа из Амстердамского университета под руководством Энн Арчибальд с помощью телескопа Green Bank в Западной Вирджинии открыла новый радиопульсар, известный сейчас как PSR J1023 + 0038. Когда Энн и ее коллеги обратились к архивным данным, стало ясно, что за восемь лет до того ровно в этом же месте видели в оптическом диапазоне нейтронную звезду, окруженную аккреционным диском. Они начали непрерывное наблюдение нового пульсара с помощью телескопов Lovell, Arecibo, Green Bank и Westerbork. Пульсар был виден до июня 2013 года, а затем внезапно исчез. Через несколько недель снова появился аккреционный диск и звезда опять стала видна в оптическом диапазоне. Благодаря аккреционному диску она была очень яркой. Позднее наблюдения, выполненные в обоих участках спектра с помощью космических рентгеновских обсерваторий и оптических телескопов на Земле, показали, что система попеременно переключается с “радиовещания” на другие частоты, излучая в рентгеновском диапазоне, когда происходит аккреция вещества и пульсар становится виден в участке спектра, доступном невооруженному глазу¹¹.

Очень редко такие двойные системы состоят из двух пульсирующих нейтронных звезд. К настоящему моменту известна только одна такая система – двойной пульсар (PSR J0737–3039A/B). Хотя всплески более медленного пульсара, так называемого пульсара В, не фиксировались с 2008 года, его миллисекундный партнер А все еще благополучно излучает радиоволны¹².