Самые яркие магниты Вселенной: реальность или иллюзия?

Александр Муштуков
Александр Муштуков

Я часто ловлю себя на мысли, что астрофизика — преимущественно наблюдательная наука в том смысле, что теории нередко приходится догонять наблюдения, а удачное наблюдение может взбудоражить и перевернуть целую область. Хорошим примером является неожиданное открытие в 2014 году нейтронных звезд в ультраярких рентгеновских источниках, т. е. там, где многие специалисты ожидали бы обнаружить черную дыру, а то и особого зверя — черную дыру промежуточной массы. Открытие нейтронных звезд в ультраярких рентгеновских источниках перевернуло наше представление о том, насколько яркими могут быть нейтронные звезды, а объяснение этого феномена по-прежнему является вызовом теоретикам. Но давайте по порядку.

Ультраяркие рентгеновские источники (мы будем использовать латинскую аббревиатуру ULX — ultraluminous X-ray sources, [1]) известны уже около 40 лет. Они были открыты космической рентгеновской обсерваторией «Эйнштейн» в начале 1980-х. По определению, это точечные источники рентгеновского излучения, находящиеся в других галактиках, локализованные вдали от центра своей галактики, а потому не связанные с центральной черной дырой, и имеющие светимость, превышающую 1039 эрг/с, т. е. суммарную светимость примерно миллиона Солнц. Известно около пяти сотен ULX. Рентгеновская светимость некоторых из них достигает значений 1041–1042 эрг/с. ULX — это тесные двойные системы, и в рентгене они видны из-за процесса аккреции вещества со звезды-компаньона (по всей видимости, звезды-гиганта) на компактный объект (рис. А).

Наше представление об аккрецирующих нейтронных звездах в ULX на разных пространственных масштабах: от характерных размеров двойной системы (А) до масштабов внутренней границы аккреционного потока (Б) и само́й нейтронной звезды (В). Рисунок автора
Наше представление об аккрецирующих нейтронных звездах в ULX на разных пространственных масштабах: от характерных размеров двойной системы (А) до масштабов внутренней границы аккреционного потока (Б) и само́й нейтронной звезды (В). Рисунок автора

Число в определении ULX (1039 эрг/с) связано с понятием эддингтоновского предела светимости из учебника по астрофизике. Для объектов, чья светимость приближается к эддингтоновской, сила давления излучения становится близкой по значению к гравитационной силе, удерживающей объекты в связанном состоянии. Поэтому эддингтоновский предел часто рассматривается как хорошая оценка максимально возможной светимости объекта. Из-за того что гравитационная сила пропорциональна массе тяготеющего объекта, эддингтоновский предел светимости скалируется с массой (тоже прямо ей пропорционален). Более массивные объекты тем самым потенциально могут быть и более яркими. Эддингтоновcкий предел для Солнца — около 2×1038 эрг/с при фактической его светимости 3,86×1033 эрг/с.

Светимость ULX, превышающая 1039 эрг/с, предполагает, что масса центрального объекта в них свыше 5–10 M (масс Солнца), а то и более 103 M — для самых ярких представителей этого класса. Среди компактных объектов — белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр — только черные дыры могут иметь такие большие массы: массы белых карликов ограничены сверху пределом Чандрасекара (~1,4 M), а нейтронных звезд — пределом Оппенгеймера — Волкова (~3 M). Поэтому в течение десятилетий ULX рассматривались научным сообществом как аккрецирующие черные дыры звездных (от ~5 до десятков M) или промежуточных масс (от 102 до 105 M).

Однако в 2014 году обнаружилось неожиданное: были открыты когерентные пульсации у второго по яркости ULX галактики M82 (светимость ~1040 эрг/с, [2]). У черных дыр поверхности нет, и поэтому источником когерентных пульсаций они быть не могут, а вот когерентные пульсации от аккрецирующих нейтронных звезд хорошо известны в астрофизике. Феномен этот называется рентгеновским пульсаром.

Рентгеновские пульсары — это нейтронные звезды с сильным магнитным полем в тесных двойных системах. Вещество, текущее от звезды-компаньона, в таких системах захватывается гравитационным полем нейтронной звезды и падает на нее. Однако сильное магнитное поле препятствует прямому падению вещества, т. к. плазме сложно двигаться поперек линий поля. Аккреционный поток приостанавливается на некотором расстоянии от компактного объекта, а далее вещество следует вдоль силовых линий поля и достигает поверхности нейтронной звезды около ее магнитных полюсов (рис. Б). Площадь, на которую падает вещество, оказывается меньше одного квадратного километра, а энерговыделение в этой области таково, что излучение уходит в жестком рентгеновском диапазоне. Несовпадение оси вращения нейтронной звезды с ее магнитной осью приводит к тому, что звезда работает как маяк, выдавая удаленному наблюдателю пульсации.

Как мы видим, сильное магнитное поле — ключевая особенность пульсаров, оно же — одна из основных причин пристального к ним внимания. Магнитное поле на поверхности нейтронных звезд в рентгеновских пульсарах очень сильное: ~1012 Гс (в миллионы раз выше того, что мы можем получить в лабораториях). Такое поле оказывается достаточно сильным не только для того, чтобы кардинально изменить свойства вещества и его взаимодействия с излучением, но и делает возможным многие процессы, недопустимые в обычных условиях (например, расщепление фотонов, однофотонную аннигиляцию и рождение электрон-позитронных пар). До 2014 года были известны яркие и даже сверхэддингтоновские пульсары, но до 1040 эрг/с они никак не дотягивали.

Итак, в 2014 году оказалось, что по крайней мере некоторые ULX — это нейтронные звезды с сильным магнитным полем, выдающие себя когерентными пульсациями излучения. Сейчас известно шесть пульсирующих ULX. Среди них есть один из самых ярких ULX — NGC5907 X-1, чья видимая светимость достигает 1041 эрг/с [3].

Интересно, что некоторые из пульсирующих ULX удалось обнаружить, анализируя старые архивные данные. Почему же пульсации сначала проглядели? Одна из причин в том, что все ULX находятся в других галактиках и число фотонов от них зачастую недостаточно для того, чтобы искать пульсации. Из около пяти сотен известных ULX лишь 15–20 предоставляют число фотонов, достаточное для поиска пульсаций [4]. Но это не всё. Дело еще и в том, что общим свойством пульсирующих ULX оказалось нахождение нейтронной звезды на чрезвычайно близкой к звезде-компаньону орбите. Наблюдаемая частота пульсаций подвержена эффекту Доплера и меняется по мере движения нейтронной звезды по орбите. Этот эффект, некритичный в обычных пульсарах, где орбиты больше, оказывается важным в ULX. Прямой анализ кривой блеска не позволяет найти пульсации, и нужно угадывать неизвестные параметры орбиты в системе, а это выливается в непростую вычислительную задачу.

Загадка пульсирующих ULX — как аккрецирующая нейтронная звезда может быть настолько яркой и почему колоссальная светимость и давление излучения не разрушают аккреционный процесс?

Для того чтобы разобраться, проследим, что происходит с веществом, которое покидает внутреннюю границу аккреционного потока и устремляется вдоль силовых линий магнитного поля к полюсам нейтронной звезды.

Полет вещества по силовым линиям поля общей протяженностью в несколько сотен или тысяч километров (эта величина зависит от напряженности магнитного поля нейтронной звезды и темпа аккреции) до магнитного полюса занимает примерно десятую долю секунды, а то и меньше. В непосредственной близости к нейтронной звезде вещество успевает разогнаться благодаря гравитации до скорости, близкой к половине скорости света. Кинетическая энергия, которой суждено высветиться внутри одного квадратного километра на поверхности, таким образом, составляет около 20% энергии покоя вещества. В условиях экстремального темпа аккреции энерговыделение на полюсах и давление излучения становятся настолько большими, что излучение начинает тормозить подающее вещество. Над магнитными полюсами нейтронной звезды образуется ударная волна. Высота ударной волны над поверхностью зависит от темпа аккреции. При больших темпах аккреции приходится говорить о километрах. Под ударной волной вещество, потерявшее часть своей кинетической энергии, продолжает опускаться на поверхность и терять энергию вместе с излучением. Вся эта структура над полюсами называется аккреционной колонкой (рис. В, [5]). Там-то и ожидается выделение почти всей энергии ULX.

Сильное магнитное поле играет в физике аккреционных колонок важную роль: именно оно удерживает плазму в условиях невероятного давления излучения (температура внутри колонки может достигать 109–1010 К), стремящегося разнести в клочья аккреционный поток около поверхности. Оказывается, что сверхсильное магнитное поле нейтронной звезды меняет и свойства элементарных процессов, в частности комптоновского рассеяния фотонов на электронах, которое в основном определяет давление излучения. Магнитное поле ограничивает свободу электронов двигаться поперек поля, поэтому сечение рассеяния может быть во много раз, а то и на порядки меньше, чем сечение того же рассеяния в отсутствие поля. Таким образом, магнитное поле способно заметно уменьшить давление излучения, что тоже помогает удержать колонку в связанном состоянии. Детальный анализ показывает, что с сильным магнитным полем можно объяснить саму возможность существования нейтронной звезды со светимостями ULX ~1040 эрг/с. Однако для этого необходима напряженность поля около поверхности ~1013–1014 Гс, а вот это уже экстрим даже для нейтронных звезд.

Магнитные поля ~1014 Гс на поверхности нейтронных звезд возможны, и существуют даже магнитары — особый класс молодых одиночных нейтронных звезд, где такие поля как раз ожидаются. Однако в ULX мы предполагаем столь сильное поле на поверхности аккрецирующей нейтронной звезды в двойной системе. Это не так просто объяснить: магнитное поле, особенно сверхсильное, эволюционирует и мало-помалу затухает из-за процессов внутри звезды и из-за самой аккреции. Поля порядка 1014 Гс не могут очень долго существовать (затухают за время порядка 105 лет). Объяснение сверхсильного поля у нейтронной звезды в ULX становится интересным само по себе. Тем не менее мы видим, что самые яркие нейтронные звезды имеют шанс быть одновременно и самыми сильными магнитами во Вселенной.

Однако весь этот разговор имеет смысл, только если мы правильно определяем ключевую характеристику ULX — их светимость.

Светимость стандартно определяется потоком рентгеновского излучения, который доходит до Земли, и расстоянием до ULX. Принадлежность ULX к своей галактике определяется надежно, поэтому расстояния, как правило, известны хорошо. В методе оценки светимости, тем не менее, кроется предположение о том, что рентгеновское излучение уходит от ULX более-менее изотропно. Это вовсе не очевидно, особенно в условиях экстремальной аккреции. Окончательная точка в этом вопросе всё еще не поставлена, и внутри научного сообщества идет жаркая дискуссия. Попробуем разобраться.

Высокий темп аккреции со звезды-компаньона должен приводить к образованию аккреционного диска вокруг центрального компактного объекта. Аккреционные диски работают так, что трение разных слоев диска друг о друга способствует оттоку углового момента аккрецирующего вещества наружу, и это же дает возможность самому веществу, потерявшему угловой момент, постепенно, по скручивающейся спирали, двигаться к центру. Трение приводит к выделению энергии, а вещество, разогреваясь, излучает часть энергии в виде фотонов. Чем больше темп аккреции, тем больше энерговыделение в диске и тем больше диск теряет энергии в виде излучения. При экстремальных темпах аккреции излучается так много энергии, что ее оказывается достаточно, чтобы выкинуть часть вещества из диска под влиянием силы радиационного давления (рис. Б, [6]). Таким образом, диски в условиях экстремальной аккреции начинают терять вещество в виде ветра. В пионерских работах 1970-х годов было показано, что так может улетать значительная или даже бо́льшая часть вещества. До внутреннего края диска и до центрального объекта доходит только часть. В результате рентгеновская светимость центрального источника невелика, но вместе с тем центральный источник оказывается локализован внутри «колодца», где стенками служат потоки выкидываемого вещества. Такой колодец коллимирует излучение центрального объекта, и рентгеновский поток в направлении оси симметрии колодца может во много раз превышать поток в других направлениях (см. рис. A, где оранжевым показаны направления выхода фотонов, в синим — оттоки вещества из диска). Тогда наблюдатель, которому посчастливилось оказаться близко к оси симметрии, увидит яркий источник на рентгеновском небе. В этом случае оценка светимости, основанная на предположении об изотропности, будет во много раз превосходить истинную светимость [7]. Такой сценарий предполагает значительную популяцию невидимых ULX (наблюдателю не посчастливилось оказаться вблизи оси симметрии колодца) и снимает проблему экстремального темпа аккреции на поверхность нейтронных звезд, а вместе с тем и необходимость в сверхсильных магнитных полях.

Однако если вникнуть в детали модели ULX с сильно неизотропным потоком уходящего излучения, то обнаружатся сложности. Коллимация уходящего излучения неизбежно связана с ослаблением, а то и полным исчезновением пульсаций. Пытаясь выйти из колодца, излучение испытывает многократные отражения от его стенок. В результате каждого такого отражения теряется часть информации о первоначальном направлении движения фотона. Чем больше отражений, тем меньше информации остается. В результате чем сильнее коллимация, тем слабее пульсирующая часть сигнала [8]. Но наблюдения показывают, что пульсации, причем довольно сильные, уже обнаружены примерно у половины объектов из 15–20 ULX со статистикой, достаточной для обнаружения пульсаций. Это ставит под сомнение возможность сильной коллимации и говорит в пользу того, что видимая светимость ULX c нейтронной звездой близка к настоящей.

Дополнительным аргументом против моделей с сильной коллимацией излучения служит возможная адвекция в дисках около ULX. Если темп аккреции большой, то излучению, рождающемуся в диске, требуется время на то, чтобы выбраться наружу и поучаствовать в рождении ветра. При интенсивной аккреции это время становится сравнимым со временем движения вещества к центральному источнику: фотоны оказываются запертыми внутри аккреционного потока. В результате с ветром уходит не такая большая часть вещества. Расчеты показывают, что потерять более половины потока с ветром очень сложно. Таким образом, минимум половина аккрецирующего вещества все-таки добирается до компактного объекта [9], высвечивая свою энергию на поверхности нейтронной звезды в случае пульсирующих ULX. Если по-прежнему предполагать сильную коллимацию излучения, то нужно учитывать и то, что многократно отраженное излучение внутри колодца успеет перед выходом в пространство передать ветру огромный импульс в направлениях от оси симметрии системы, что должно сказаться на геометрии оттока и уменьшить коллимацию.

Итак, постараемся суммировать сказанное. На сегодняшний день мы знаем, что по крайней мере часть самых ярких аккрецирующих двойных — это не черные дыры, а нейтронные звезды. Их видимая светимость может отличаться от настоящей. Если отличие невелико, то, вероятно, мы имеем дело с самыми сильными магнитами во Вселенной, но пока это плохо согласуется с нашими представлениями об эволюции магнитных полей нейтронных звезд. Если ли же видимая светимость — это иллюзия, созданная сильной коллимацией выходящего из системы рентгена, то проблема сильных магнитных полей снимается, а систем с экстремальной аккрецией на нейтронные звезды много больше, чем мы видим (большинство «неудачно» ориентированы по отношению к нам). Однако в модели с сильной коллимацией плохо вписывается сам факт существования сильных пульсаций в ULX с нейтронными звездами.

Решение вопроса о природе и свойствах пульсирующих ULX, вероятно, прольет свет на многие другие открытые вопросы астрофизики. Какова доля нейтронных звезд и черных дыр среди ULX? Может ли быть так, что большинство ULX — это нейтронные звезды? Если это нейтронные звезды со сверхсильными магнитными полями, то как таким полям удается выжить? Каков эволюционный статус ULX и как именно эта фаза эволюции тесных двойных влияет на популяцию источников гравитационных волн во Вселенной?

Истину еще предстоит выяснить.

Александр Муштуков, PhD, Steven Hawking fellow
(Оксфордский университет, Великобритания)

1. Fabrika S. N. et al. // Astrophysical Bulletin. 2021. Vol. 76. No. 1. P. 6–38.

2. Bachetti M. et al. // Nature. 2014. 514. P. 202–204.

3. Israel G. L. et al. // Science. 2017. Vol. 355. Iss. 6327. P. 817–819.

4. Rodriguez Castillo G. A. et al. // Ap J. 2020. Vol. 895. No. 1. P. 60.

5. Basko M. M., Sunyaev R. A. // MNRAS. 1976. Vol. 175. Iss. 2. P. 395–417.

6. Shakura N. I., Sunyaev R. A. // A&A. 1973. Vol. 24. P. 337–355.

7. King A., Lasota J.-P. // MNRAS. 2019. Vol. 485. Iss. 3. P. 3588–3594.

8. Mushtukov A. A. et al. // MNRAS. 2021. Vol. 501. Iss. 2. P. 2424–2429.

9. Poutanen J. et al. // MNRAS. 2007. 377. Iss. 3. P. 1187–1194.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

См. также:

Подписаться
Уведомление о
guest
0 Комментария(-ев)
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (4 оценок, среднее: 4,25 из 5)
Загрузка...
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: