Отпечатки «пальцев» сверхновых на нейтронных звездах
Хотя нейтронные звезды крайне любопытны сами по себе, особенно интересно их исследовать, потому что они рождаются в бурном процессе взрыва сверхновой. А мы очень плохо знаем, как сверхновые взрываются. Мы видим их сотни в год, и это количество только растет с вводом в строй новых инструментов, специально предназначенных для поисков вспыхивающих объектов. Но посчитать детально модель такого взрыва очень тяжело. Там перемешано очень много всякой сложной физики. И по большей части авторы разных сценариев взрывов пользовались какими-то упрощениями. Например, кто-то не учитывал сильные магнитные поля, кто-то не учитывал какие-то термоядерные реакции, кто-то приближенно считал гравитацию, кто-то считал двумерную модель взрыва и т. д. А до недавнего времени сверхновые вообще не «взрывались» в компьютерах, если расчеты проводили в трех измерениях. Приходилось руками вписывать дополнительный импульс, добавлять «поршень», который расталкивал бы вещество. Только недавно, в 2012 году, наконец-то астрофизикам удалось продвинуться и взорвать «компьютерную сверхновую». Они смогли учесть эффекты Общей теории относительности более корректно, чем раньше. Это позволило получить взрыв и разлет вещества. Но все равно есть ощущение, что, хотя многое сделано, многое еще предстоит, поскольку разлет получился только в двумерном моделировании, а настоящая вспышка сверхновой происходит в трех измерениях. Кроме того, в этих расчетах не учитывались некоторые потенциально важные физические процессы.
Сейчас, в первую очередь благодаря росту мощности компьютеров, ученые активно продвигаются в этом направлении. Правда, наблюдатели постоянно подкидывают все новые и новые загадки, обнаруживая все более и более странные сверхновые. Но даже если взрыв смоделирован успешно, это надо сравнивать с разнообразными наблюдениями.
Нейтронные звезды, рожденные в процессе взрыва ядра звезды, несут на себе его отпечаток. Например, они могут очень быстро двигаться. Представьте, у вас есть компактный объект диаметром 20 километров с массой раза в два больше, чем у Солнца, а лететь он может со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Хотя до взрыва скорость звезды-прародителя составляла всего лишь 10 км/с, т. е. она практически покоилась относительно своих соседей. Такая ситуация возможна, потому что если мощный взрыв чуть-чуть сделать несимметричным, то отдача заставит образовавшийся компактный объект быстро двигаться. Энергии хватит. И это тоже надо воспроизводить в расчетах. Нужно, чтобы модели рождения нейтронных звезд, т. е. модели взрывов сверхновых, объясняли как сами большие скорости, так распределение компактных объектов по скоростям: сколько рождается медленных, а сколько – быстрых. Таким образом, изучая скорости нейтронных звезд (и черных дыр), мы косвенно получаем информацию о физике взрыва сверхновой.
Точно так же масса, вращение, величина магнитного поля и другие параметры нейтронной звезды несут на себе отпечаток взрыва сверхновой. Частичное выпадение вещества после взрыва обратно на компактный объект может увеличивать массу и уменьшать наблюдаемое магнитное поле, асимметрия взрыва может раскручивать нейтронную звезду и менять направление оси вращения. Чем лучше мы понимаем происхождение начальных свойств нейтронных звезд, тем лучше понимаем физику сверхновых.
Я абсолютно убежден, что в наши дни область астрофизики, изучающая нейтронные звезды, не только находится на стадии роста, но и в течение ближайших лет будет оставаться очень активной областью, которая будет давать много важных результатов не только астрофизикам, но и физикам вообще. То есть она будет полезна для фундаментальной науки в целом. И связь со сложной физикой взрыва сверхновой – лишь один из примеров. Многие другие возникают по мере рассмотрения того, как параметры компактных объектов меняются со временем.
III. Эволюция нейтронных звезд
Астрофизические проявления нейтронных звезд, – т. е. то, какими мы их видим, – зависят от многих параметров: масса, скорость, период вращения, температура, магнитное поле, свойства вещества вокруг… Эволюция нейтронной звезды – это изменение ключевых параметров. Мы обсудим основные из них.
Вращение
У любого объекта есть предельная скорость вращения. Например, скорость вращения на земном экваторе составляет примерно полкилометра в секунду. Если мы начнем раскручивать нашу планету все быстрее и быстрее, то в конце концов она начнет разрушаться. Скорость вращения на экваторе Солнца примерно в 10 раз больше, чем на экваторе Земли. Если Солнце заставить вращаться в сотни раз быстрее, то вещество начнет истекать с солнечного экватора. Это приведет к замедлению вращения. Возникает предельный период. Нельзя заставить Солнце вращаться с периодом около часа. Нейтронные звезды могут вращаться очень быстро, потому что они компактные и плотные. Для них предельный период составляет менее одной тысячной доли секунды. Это соответствует скорости примерно 1/5 от скорости света! Дальше даже такие компактные объекты начинают истекать.
Нейтронные звезды могут иметь очень короткий период вращения, в том числе близкий к предельному, уже при своем рождении или приобретать его в ходе эволюции (раскручиваясь в двойных системах за счет аккреции вещества со второй звезды). Анализ данных наблюдений показывает, что практически все эти компактные объекты при рождении имеют периоды существенно менее одной секунды. Такую особенность легко объяснить. Нейтронная звезда появляется на свет в результате коллапса ядра звезды. Его размеры уменьшаются в тысячи раз. Все знают, что если вращающийся объект сжимается, то скорость вращения увеличивается. Простые оценки показывают, что звездное ядро в результате коллапса может легко раскрутиться до периода в доли секунды.
Вращение может быть настолько быстрым, что на какое-то время предотвратит образование черной дыры. Масса компактного объекта может быть большой, но превращение в черную дыру определяется плотностью в центре. Быстрое вращение понижает эту плотность. Поэтому какое-то время, пока новорожденный объект имеет короткий период, окончательный коллапс не происходит. Лишь спустя какое-то время, обреченная нейтронная звезда схлопнется. Такие, как говорят, метастабильные объекты называют супрамассивными нейтронными звездами. Теоретики любят привлекать их там, где им хочется сделать двухстадийный коллапс с дополнительным энерговыделением в промежутке (источником энергии служит вращение супрамассивного объекта).
Быстровращающаяся нейтронная звезда, замедляясь, может сколлапсировать в черную дыру из-за роста центральной плотности. По мере торможения вращения в центре растет плотность, и вещество может начать переходить в новую фазу. Область новой фазы, т. е. состоящая уже из других частиц, будет расти. Этот процесс может завершиться коллапсом.
В течение своей жизни нейтронная звезда может и замедлять свое вращение, и ускорять (но, конечно, не быстрее предельного). Для ускорения необходимо какое-то внешнее воздействие, а замедление может происходить и без участия внешних объектов. История нейтронной звезды обычно начинается с замедления.
