Магнитные сердца Вселенной
Рентгеновские пульсары глазами космических обсерваторий
С.С.Цыганков, А.А.Лутовинов
Из тысячелетней истории визуальных наблюдений человечество знает об активности космического пространства, одно из проявлений которой — сияние огромного количества звезд на ночном небе. Известно также, что светила живут не вечно и рано или поздно умирают, становясь невидимыми для человеческого глаза. Судьба потухших звезд до недавнего времени оставалась загадкой для земных наблюдателей.
До середины прошлого столетия ученые имели возможность исследовать излучение, приходящее из космоса, только в радио- и оптическом диапазонах частот, поскольку на остальных длинах волн электромагнитное излучение эффективно поглощается атмосферой Земли. Ситуация изменилась с началом освоения человеком космического пространства. В частности, в 60-е годы прошлого века, когда были запущены первые ракеты с детекторами, регистрирующими фотоны с короткой длиной волны, удалось открыть ярчайший рентгеновский источник в нашей Галактике — Скорпион X-! [1]. Последовавшие за этим открытием наблюдения и теоретические разработки показали, что наиболее вероятный источник энергии для таких объектов — аккреция (падение вещества в сильном гравитационном поле компактного объекта) [2]. Эффективность энерговыделения при данном процессе может
© Цыганков С.С., Лутовинов А.А.,
2011
Сергей Сергеевич Цыганков, кандидат физико-математических наук, научный сотрудник отдела астрофизики высоких энергий Института космических исследований РАН. Награжден Медалью РАН для молодых ученых в области общей физики и астрономии (2007). Область научных интересов — рентгеновская и гамма-астрономия, физика аккреции на релятивистские объекты.
Александр Анатольевич Лутовинов,
кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник отдела астрофизики высоких энергий того же института. Лауреат Премии Фонда содействия отечественной науки лучшим кандидатам наук (2006). Занимается рентгеновской и гамма-астрономией, исследованиями релятивистских объектов, структуры Галактики.
составлять около 10% от массы покоя падающего вещества (E ~ 0.1 mc2), что в сотни раз превосходит эффективность энерговыделения в термоядерных реакциях. При этом аккрецирующее вещество разогревается до нескольких миллионов градусов, а максимум спектра его излучения приходится на рентгеновский диапазон энергий.
В настоящий момент на околоземной орбите работает сразу несколько космических обсерваторий, регистрирующих рентгеновские фотоны (с энергией от 0.2 до 100 кэВ) и обладающих высоким временным, энергетическим и угловым разрешением: рентгеновская обсерватория им.Бруно Росси RXTE (NASA, с 1995 г.), обсерватория гамма-лучей ИНТЕГРАЛ (ESA, Роскосмос, с 2002 г.), рентгеновская и гамма-миссия для изучения гамма-всплесков «Swift» (NASA, с 2004 г.), рентгеновская обсерватория «Suzaku» (NASA, JAXA, с 2005 г.). Такое количество научных спутников позволяет не только оперативно следить за отдельными компактными объектами, но и выполнять обзоры всего неба за относительно небольшой промежуток времени.
Жизнь после смерти
Люди привыкли считать, что биение сердца как признак жизни присуще исключительно живым организмам. Наблюдаемые проявления жизни объектов, о которых ниже пойдет речь, очень напоминают биение человеческого сердца, и многие важнейшие их свойства можно исследовать с помощью «кардиограмм», получаемых космическими рентгеновскими обсерваториями. Это становится возможным, если источник излучения — рентгеновский пульсар, т.е. нейтронная звезда с очень сильным магнитным полем, входящая в состав двойной системы с обычной оптической звездой-компаньоном.
Для иллюстрации на рис.1,я показана зависимость интенсивности излучения от времени (так называемая кривая блеска) рентгеновского пульсара 4и 0115+63, расположенного в нашей Галактике. А на рис.1,б представлена кардиограмма здорового человека. Видно, насколько похожи эти две характеристики жизнедеятельности таких разных объектов, как человек и «умершая» звезда — рентгеновский пульсар.
Источник рентгеновского излучения Центавр Х-3 стал первым объектом на небе, от которого орбитальная обсерватория «иИиги» в 1971 г. зарегистрировала периодический сигнал, подобный изображенному на рис.1,я. К настоящему моменту в нашей и соседней с ней галактиках известно более сотни таких «сердец» — рентгеновских пульсаров в двойных системах. Их исследования дают
1° 11-6 1.6 0 1 1.2 KJ I ш I 0.8 - а AAA \ \ \ / W W W
0 3 6 9 время, с
б
ц 1 II
А Jl
Рис.1. Две «кардиограммы». Кривая блеска рентгеновского пульсара 4U 0115+63 в диапазоне энергий 11—17 кэВ по данным орбитальной обсерватории RXTE. Период пульсаций (один оборот нейтронной звезды вокруг своей оси) составляет около 3.6 с. Повторяющиеся с таким периодом кривые называются профилем импульса (а). Настоящая кардиограмма — последовательность электрических импульсов, связанных с работой сердца здорового человека. Характерная частота пульса около одного сокращения в секунду (б).
неоценимую информацию о поведении вещества и излучения в условиях сверхсильных гравитационных и магнитных полей, которые никогда не будут достижимы в земных условиях.
Что же такое рентгеновские пульсары?
В 30-х годах XX в., сразу после открытия нейтрона, ученые предположили, что во Вселенной могут существовать очень плотные холодные объекты — нейтронные звезды. Свое название они получили из-за того, что значительную часть их объема составляют именно нейтроны. Образуются такие звезды в результате гравитационного сжатия (коллапса) ядер массивных звезд (масса которых больше 8—10 масс Солнца) на финальной стадии их эволюции и имеют колоссальную плотность (~1014 г/см3, что сравнимо или даже превышает плотность в атомных ядрах). Происходит подобный коллапс после выгорания термоядерного топлива (элементов периодической таблицы Менделеева легче железа) в их недрах, когда излучение больше не может противодействовать гравитационному сжатию звезды и в равновесии такой объект может поддерживаться только давлением вырожденного нейтронного газа.
Из простых соображений можно оценить важнейшую характеристику нейтронных звезд — напряженность магнитного поля. В процессе коллапса радиус оптической звезды-прародителя уменьшается примерно в 100 тыс. раз и в итоге составляет всего около 10 км. При этом в первом приближении магнитное поле сохраняет диполь-ную конфигурацию, характерную для обычных звезд. Звезды-прародители ранних спектральных классов O и B (очень горячие молодые звезды, в миллионы раз ярче нашего Солнца) могут обладать магнитными полями от нескольких десятков до нескольких тысяч гаусс; для сравнения, магнитное поле Солнца составляет ~1 Гс. Таким образом, предполагая магнитный поток сохраняющейся величиной (Ф ~ BR2 = const, где В — напряженность магнитного поля, R — радиус звезды) и используя приведенные выше величины, мы можем оценить напряженность магнитного поля компактного остатка после коллапса в 1011—1013 Гс.
В зависимости от того, имеется ли рядом обычная оптическая звезда или нет, нейтронные звезды делятся на два основных класса — одиночные и двойные системы. Одиночные нейтронные звезды, как правило, проявляют себя как источники периодического радиоизлучения — радиопульсары. Феномен же рентгеновского пульсара возможен только в том случае, когда в процессе коллапса двойная система не разрушается и вещество с обычной звезды-компаньона начинает перетекать на вращающуюся нейтронную звезду с сильным магнитным полем. Если аккрецирующее вещество обладает значительным моментом коли-
Рис.2. Вид рентгеновского пульсара с аккреционным диском. На заднем плане показана оптическая звезда-компаньон. Вещество перетекает на компактный объект через аккреционный диск и магнитосферные течения (показаны на рисунке).
Рисунок художника M.GarL^ck (www.space-art.co.uk)
чества движения (что реализуется при перетекании вещества через внутреннюю точку Лагранжа), то падать на компактный объект напрямую оно не может и образует так называемый аккреционный диск, в котором и теряет излишки момента в результате действия сил трения (см., например, [2] и рис.2, а также рис.6,а и 7).
Благодаря высокой напряженности магнитного поля вокруг нейтронной звезды вещество со
звезды-компаньона в процессе падения тормозится на так называемой альвеновской поверхности (поверхности, где давление магнитного поля уравновешивает давление падающего вещества — по ней проходит граница магнитосферы нейтронной звезды Ям) и «вмораживается» в магнитное поле. Дальше оно уже падает вдоль силовых линий на магнитные полюса нейтронной звезды, фактически формируя две горячие области вблизи ее поверхности (рис.2, 3, 6,а). Из-за малой скорости вмораживания вещество проникает в магнитное поле на небольшую глубину, много меньшую Ям. По этой причине канал аккреции вблизи поверхности нейтронной звезды имеет форму тонкостенной оболочки цилиндра — колонки (см. рис.3). Если же оптическая звезда обладает достаточно сильным звездным ветром, аккрецируемое вещество будет заполнять всю полость колонки.
Как уже упоминалось выше, в процессе падения вещество разогревается до миллионов градусов и излучает в рентгеновском диапазоне длин волн. В случае, если ось вращения нейтронной звезды не совпадает с ее магнитной осью, внешний наблюдатель будет регистрировать на кривой блеска импульсы, различающиеся по форме и наличию особенностей в зависимости от конкретных физических и геометрических условий как вблизи поверхности нейтронной звезды, так и на пути распространения сигнала. Периоды обращения нейтронных звезд вокруг своей оси для известных рентгеновских пульсаров составляют от долей секунды до нескольких сотен секунд.
падающее вещество
линии магнитного
ПОЛЯ
излучение
поверхность нейтронной звезды
линии магнитного поля
ударная волна
Рис.3. Схема строения аккреционной колонки рентгеновского пульсара, питающегося из аккреционного диска, для разных темпов аккреции: низкого (а) и высокого (б). Оранжевым цветом показана в разрезе заполненная горячим ве
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.