О чем шумят рентгеновские пульсары

Рис.1. Возможные варианты геометрии аккреции на нейтронную звезду с дипольной (сверху) и квадрупольной (внизу) структурой магнитного поля
Рис.1. Возможные варианты геометрии аккреции на нейтронную звезду с дипольной (сверху) и квадрупольной (внизу) структурой магнитного поля
Александр Муштуков
Александр Муштуков

Рентгеновские пульсары — это аккрецирующие нейтронные звезды с сильным магнитным полем в тесных двойных системах. Самые яркие представители этого класса объектов уже были предметом нашего внимания на страницах ТрВ-Наука [1]. В таких объектах вещество звезды-компаньона, захваченное нейтронной звездой, ускоряется гравитационным полем последней до скоростей ~0,5c, достигает поверхности нейтронной звезды и высвечивает практически всю свою энергию (при таких скоростях это ~20% полной энергии покоя) в рентгене [2]. Магнитные поля нейтронных звезд в рентгеновских пульсарах, которые и определяют рентгеновские пульсары как класс объектов, невероятно сильны: на поверхности это 1012–1013 Гс, а то и больше. Напряженность поля на поверхности звезды удается уверенно измерять по положению циклотронных линий в спектре, если такие там обнаруживаются [3]. Появление циклотронных линий связано c тем, что энергия движения электрона поперек магнитного поля квантуется, а переходы электронов между энергетическими уровнями приводят к появлению резонансов в сечениях рассеяния и поглощения. Самые сильные поля, которые удается получить в наземных лабораториях, в сотни тысяч раз слабее тех, что мы фиксируем в рентгеновских пульсарах. Отсюда и интерес к этим объектам: декодируя информацию, зашифрованную в их спектрах, поляризации и пр., мы можем наблюдать поведение вещества в условиях сверхсильных магнитных полей. Магнитное поле полностью определяет геометрию аккреционного потока около нейтронной звезды в рентгеновских пульсарах: поток вещества в виде ветра или диска (далее мы будем подразумевать, что аккреция происходит из диска) разрушается магнитным полем на расстоянии около ста радиусов нейтронной звезды (~108 см). Дальше вещество следует силовым линиям поля и достигает поверхности около магнитных полюсов. Почти всё рентгеновское излучение рождается тут, в непосредственной близости от поверхности. Сам аккреционный поток если и излучает, то в основном в оптике или в ультрафиолетовом диапазоне (на эти диапазоны приходится лишь малая часть общей светимости системы: ~1%).

Видимая яркость аккрецирующих компактных объектов звездных масс, и рентгеновских пульсаров в частности, непостоянна и меняется на временных масштабах от месяцев до малых долей секунды. Природа переменности может быть очень разной. На масштабах недель и месяцев наблюдаются вспышки, связанные с изменением темпа аккреции со звезды-компаньона. В таких случаях яркость объекта на небе может измениться в сотни тысяч раз. Например, в одном из рентгеновских пульсаров нашей галактики — Swift J0243.6+6124 — во время вспышки 2017 года, которая длилась не менее шести месяцев, светимость изменилась более чем в миллион раз. Мощные короткие вспышки продолжительностью в несколько секунд могут быть связаны с термоядерным горением накопленного на поверхности нейтронный звезды вещества, однако именно для нейтронных звезд с сильным полем такое явление все-таки нехарактерно: вещество успевает прогореть еще в аккреционном канале. С другой стороны, короткие вспышки длиной в секунды могут быть связаны с развитием нестабильности в аккреционном диске, когда его внутренние горячие области внезапно «обваливаются» на компактный объект. Другой вид переменность связан прецессией аккреционного диска, когда со временем (речь о десятках и сотнях дней) меняется направление оси его вращения. В этом случае диск работает как ширма, то появляющаяся, то исчезающая на луче зрения, а переменность носит почти периодический характер. В конце концов, в рентгеновских пульсарах видны сами пульсации, связанные с вращением нейтронной звезды, которая интенсивно излучает только около магнитных полюсов и для удаленного наблюдателя работает по принципу маяка. Список переменностей можно продолжать и дальше. На его фоне, однако, выделяется один вид переменности. Его особенность в том, что он носит стохастический, случайный характер. Рентгеновский поток от пульсаров, как оказывается, шумит, и даже источник, казалось бы, с постоянной яркостью при внимательном рассмотрении оказывается переменным. Это чем-то похоже на ровный треск цикад в летнем поле: уровень звука более-менее постоянен, но в нем есть многочисленные непредсказуемые детали, которые и формирую особое звучание.

Рис.2. Примеры шума с разными характерными временами переменности
Рис.2. Примеры шума с разными характерными временами переменности

Попробуем немного разобраться с шумами. Шумы могут быть разными в том смысле, что в них могут преобладать те или иные характерные времена переменности: представьте себе шум того же поля, полного цикад, и шум прибоя. Сравните также шумы, представленные графически на рис. 2. Видно, что в случае (a) характерные времена переменности короче, в шуме преобладают высокие частоты по сравнению со случаем (b). Из-за того, что шум как процесс развивается во времени до известной степени непредсказуемо, исследовать его оказывается намного удобнее, анализируя его частотные свойства: легче сказать, какие времена (частоты) переменности преобладают, чем предсказать, как именно будет развиваться шумовой процесс в следующее мгновение. Технически для исследования частотных свойств к сигналу, разворачивающемуся во времени, применяют преобразование Фурье. Абсолютная величина фурье-образа, возведенная в квадрат, дает так называемый спектр мощности (PDS, power density spectrum). Спектр мощности показывает, каким образом общая мощность процесса распределяется по разным фурье-частотам f или же по разным характерным временам переменности t=1/f. Спектры мощности по сути своей очень похожи на более привычные кому-то спектры электромагнитного излучения, с той разницей, что последние строятся на основе переменного во времени электромагнитного поля.

Вернемся, однако, к пульсарам. Пример настоящих спектров мощности шума потока излучения от одного из рентгеновских пульсаров приведен на рис. 3 (обратите внимание, что по вертикальной оси отложен спектр мощности, умноженный на частоту). Из спектров видно, что в шумах хорошо представлены низкие частоты и спектры мощности обваливается на высоких частотах. Характерные частоты, на которых происходит обвал, меняются от источника к источнику. Даже для одного и того же объекта, как это видно из рис. 3, положение завала может меняться в зависимости от яркости объекта. Тем не менее, сам факт обвала спектра мощности на высоких частотах остается неизменным: все пульсары молчат на достаточно высоких частотах.

Рис.3. Спектры мощности шума, наблюдавшиеся в рентгеновском диапазона от пульсара A0535+26 [8] (справа). Спектры данные синими и красными точками соответствуют меньшему и большему темпам аккреции соответственно. Смещение завала в спектра мощности в сторону высоких частот в ярком состоянии связано с тем, что диск подбирается ближе к нейтронной звезде при больших темпах аккреции (см. схемы слева, [2])
Рис.3. Спектры мощности шума, наблюдавшиеся в рентгеновском диапазона от пульсара A0535+26 [8] (справа). Спектры данные синими и красными точками соответствуют меньшему и большему темпам аккреции соответственно. Смещение завала в спектра мощности в сторону высоких частот в ярком состоянии связано с тем, что диск подбирается ближе к нейтронной звезде при больших темпах аккреции (см. схемы слева, [2])
В чем же физика, стоящая за возникновением стохастической переменности наблюдаемого потока? Рентгеновская светимость пульсаров пропорциональна темпу аккреции на поверхность нейтронной звезды. Стало быть, флуктуации рентгеновского потока отражают флуктуации темпа аккреции на звезду (мы помним, что весь рентген рождается около поверхности). Если по пути от границы магнитосферы к нейтронной звезде флуктуации темпа аккреции никак не искажаются, то наблюдая флуктуации светимости, мы, по сути, видим флуктуации темпа аккреции на границе магнитосферы. Природа же флуктуаций темпа аккреции в диске кроется в самом механизме работы аккреционного диска.

Образование аккреционных дисков связано с ненулевым моментом импульса вещества, падающего на нейтронную звезду, что неизбежно в двойных системах. Вещество с ненулевым моментом собирается в диск вокруг компактного объекта, где по туго закрученной спирали движется внутрь. Для продвижения внутрь вещество должно постепенно терять угловой момент. Потеря углового момента происходит из-за вязкого трения между соседними кольцами диска, которые вращаются с немного разными угловыми скоростями. Чем сильнее трение, тем эффективнее веществу удается избавиться от своего углового момента, и тем быстрее оно может сваливаться на нейтронную звезду. Для обеспечения наблюдаемых в рентгеновских двойных темпов аккреции обычной молекулярной вязкости явно не хватает. По всей видимости, вязкость в дисках рентгеновских двойных имеет турбулентную природу [4]. Однако турбулентность сама по себе является стохастическим процессом и, обеспечивая вязкость в аккреционном потоке, с неизбежностью делает ее флуктуирующей. Флуктуации вязкости, постоянно возникающие по всему диску, порождают локальные флуктуации темпа аккреции и плотности. Далее эти флуктуации вместе с веществом распространяются в сторону нейтронной звезды, формируют шум на внутренней границе диска, а вместе с ним и переменность темпа аккреции на полярные шапки [5]. Получается, что наблюдая, казалось бы, паразитный сигнал в данных, мы слышим отзвуки турбулентного процесса в аккреционных дисках. Теперь попытаемся понять, как следует декодировать информацию, заложенную в шуме, и что из нее можно достать?

Турбулентные процессы, определяющие вязкость, разворачиваются на так называемых временах магнитного динамо tdyn. Ожидается, что время динамо-процессов в диске приблизительно пропорционально локальному динамическому, или кеплеровскому времени [6], которое растет с удалением от центрального объекта. Получается, что характерные времена флюктуаций темпа аккреции тем меньше, чем ближе к внутреннему краю диска они возникают. Самые высокочастотные флуктуации рождаются в непосредственной близости от края. Флуктуации частот выше частоты динамо на внутренней границе диска аккреционный потока создать не может. С этим обстоятельством и связан факт существования завала спектра мощности на высоких фурье-частотах [7]. Иными словами, положение завала в спектре соответствует динамо-частоте на внутреннем крае диска. Зацепимся за этот результат.

Внутренний радиус аккреционного диска в наших объектах, т. е. то расстояние, на котором магнитное поле нейтронной звезды становится достаточным для того, чтобы разрушить диск, зависит от напряженности магнитного поля и от темпа аккреции: чем сильнее поле, тем дальше от нейтронной звезды оно разрушает поток, но чем больше на нейтронную звезду валится вещества, тем ближе диск может подобраться к ней. Если темп аккреции на нейтронную звезду по каким-то причинам меняется, то меняется и положение внутреннего края. Именно это мы и видим на рис. 3: в ярком состоянии, с большим темпом аккреции диск подбирается ближе к нейтронной звезде, и спектр мощности пульсара смещен в сторону высоких частот по отношению к спектру мощности того же источника в состоянии с меньшими темпами аккреции. Для пульсара A0535+26 надежно (по положению циклотронных линий) измерена напряженность магнитного поля на поверхности, а значит, можно оценить положение внутренней границы диска при разных темпах аккреции. Положение слома в спектре мощности смещается с изменение темпа аккреции так же, как меняется частота динамо на внутренней границе диска. Мало того, знание кеплеровской частоты на внутреннем крае позволяет оценить коэффициент пропорциональности между динамическим временем и временем развития турбулентного динамо [8]. Получается, что спектр мощности шума несет в себе информацию о геометрии аккреционного потока и о физике вязкости в диске. Обнаружение же слома в спектре мощности позволяет независимым образом оценить расстояние, на котором диск разрушается магнитным полем, а стало быть, и косвенно измерить магнитное поле нейтронной звезды. Это особенно важно, если другие методы измерения поля не работают.

Если оценки магнитного поля, сделанные на основе циклотронных линий и положения слома в спектре мощности, расходятся, то этот факт открывает интересные возможности. Можно говорить о специфической структуре магнитного поля. Действительно, циклотронные линии указывают на напряженность поля около поверхности нейтронной звезды, где рождается всё рентгеновское излучение, а шум говорит о свойствах поля на значительном удалении от звезды. Оценивая внутренний радиус диска по известной напряженности поля на поверхности, мы неизбежно предполагаем определенную структуру магнитного поля. Как правило, самую простую — дипольную (верхняя часть рис. 1 в начале статьи). И в этом предположении можно ошибиться. Несоответствие оценок напряженности поля, полученных разными методами, выявлено недавно в случае известного рентгеновского пульсара Her X-1 [9]. Циклотронная линия в спектре говорит о магнитном поле ~ 5×1012 Гс на поверхности. Такая напряженность поля предполагает в случае дипольной структуры (и известного нам темпа аккреции) разрушение диска на расстоянии ~200 радиусов нейтронной звезды. Но слом, видимый в спектре мощности, говорит о том, что диск доходит до расстояния по крайней мере 50 радиусов звезды. Такое несоответствие можно увязать с реальностью, если отказаться от предположения дипольной структуры магнитного поля. Недипольное магнитное поле (например, квадрупольное, см. нижнюю часть рис. 1) ослабевает с расстоянием намного быстрее, а значит, диск может подобраться ближе. Интересно, что указания на сложную структуру магнитного поля нейтронной звезды в Her X-1 уже обсуждались в литературе, и в этом смысле анализ шума делает подобные подозрения более обоснованными. В целом, сейчас появляется всё больше указаний на то, что магнитные поля некоторых аккрецирующих нейтронных звезд сильно отличаются от дипольного [10, 11]. Я бы сказал, что мы наблюдаем, как не дипольные поля превращаются из необязательного и даже экзотического усложнения теории во что-то, от чего уже сложно отказаться. Исследуя шум, мы можем получать информацию о крупномасштабной структуре магнитного поля. Метод оказывается грубым, но иногда получаются занятные результаты.

Это всё, конечно, упрощенная картина, которая указывает разве что направление мысли. При более внимательном изучении мы увидим, что есть много других факторов, которые могут быть как источниками шума, так и влиять на шум, уже успевший появиться в системе. Например, при высоких темпах аккреции источником шума могут стать фотонные пузыри в аккреционном канале рентгеновского пульсара, когда плазма около полюсов начинает «булькать» как вода в кипящей кастрюле; темп аккреции может влиять не только на энерговыделение, но и на геометрию излучающей области, и это приводит к появлению новых «оркестрантов» в общей картине переменности, да и сама модуляция потока нейтронной звезды ее вращением может нетривиальным образом повлиять на шум [8, 9]. Это всё темы для отдельных рассказов и дальнейших исследований. Так или иначе, на сегодняшний день уже ясно, что шумы несут в себе уйму полезной информации. Какие-то данные удается выцепить уже сейчас, но всё же мы далеки от того, чтобы шумы давали возможность осуществлять тонкую диагностику. Пока они дают лишь хорошие подсказки. Отчасти такое положение дел связанно со сложностью физических процессов, лежащих в основе появления шумов: турбулентность, развитие разного рода неустойчивостей и пр. Кроме того, шум — это процесс, разворачивающийся во времени, и значит, для его описания нужны модели, принимающие во внимание нестационарность, а они всегда сложнее.

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

Рисунки автора

1. trv-science.ru/2022/05/samye-yarkie-magnity-vselennoj

2. Mushtukov, Tsygankov, 2022, arXiv: 2204.14185.

3. Staubert et al., 2019, A&A, 622, 61.

4. Balbus & Hawley, 1998, Reviews of Modern Physics, 70, 1.

5. Lyubarskii, 1997, MNRAS, 292, 679.

6. King et al., 2004, MNRAS, 348, 111.

7. Revnivtsev et al., 2009, A&A, 507, 1211.

8. Mushtukov et al., 2019, MNRAS, 486, 4061.

9. Mönkkönen et al., 2022, arXiv: 2206.01502.

10. Tsygankov et al., 2017, A&A, 605, 39.

11. Kong et al., 2022, arXiv: 2206.04283.

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

См. также:
Подписаться
Уведомление о
guest

3 Комментария(-ев)
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Валерий Морозов
1 месяц назад

Это всё, конечно, упрощенная картина, которая указывает разве что направление мысли…

Это точно. Точнее только на одно направление мысли. Я например уверен, что тут не обошлось без синхротронного излучения.
Все завязано на размер нейтронной звезды, который точно не известен.
Я бы не доверял в оценке гравитационного поля уравнению Эйнштейна. Эйнштейн был вынужден упростить это уравнение в 1915. С тех пор уравнение в больших полях не вызывает доверия.

Последняя редакция 1 месяц назад от Валерий Морозов
Валерий Морозов
1 месяц назад

В целом, сейчас появляется всё больше указаний на то, что магнитные поля некоторых аккрецирующих нейтронных звезд сильно отличаются от дипольного

Это хорошая новость. Не так давно моя статья была отвергнута (не отклонена, а именно отвергнута). Причем с почти дословно одинаковой формулировкой, это можно переформулировать в «так не бывает». Бог им судья. Астрофизики готовы поверить в любую чушь, только не в то, что конденсат фермионных пар (нейтронов) может иметь ферримагнитную фазу. А ведь 3Не такую фазу образует. Экспериментальный факт, между прочим.
О магнитном поле нейтронных звезд (About the magnetic field of neutron stars)

Владимир Аксайский
Владимир Аксайский
1 месяц назад

Заметка понравилась.
Идея использовать рентгеновский шум для исследования аккреции кажется привлекательной.
И «…физика, стоящая за возникновением стохастической переменности…», похоже, вполне правдоподобная.
Однако, предположение  «Если по пути от границы магнитосферы к нейтронной звезде флуктуации темпа аккреции никак не искажаются…» не кажется  достаточно обоснованным.
Земная аналогия — аккреция воды бассейном: я наливаю в бассейн воду турбулентной струей из шланга, — и регистрирую звуковой шум, рождающийся в месте соприкосновения струи с поверхностью воды.
Как экспериментатор, обязательно посмотрю, как откликается звуковой шум на турбулентность струи на её пути от наконечника шланга до бассейна, — варьированием всех экспериментально доступных параметров струи.

Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (3 оценок, среднее: 4,67 из 5)
Загрузка...
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: