В некоторых случаях природа подкидывает нам интересные загадки: спектр нейтронной звезды может плохо описываться водородным или железным составом. Тогда приходится подбирать нужные ингредиенты. Это не просто подгонка параметров. Дело в том, что после коллапса ядра и взрыва сверхновой часть выброшенного вещества иногда выпадает обратно на компактный объект, поэтому в атмосфере может появиться практически все – от водорода до железа. Что и в каком количестве окажется на поверхности, зависит от параметров взрыва. Таким образом, анализ состава атмосфер молодых нейтронных звезд помогает изучать, как происходят вспышки сверхновых.
Приложение 6Быстрые радиовсплески
Возможно, сейчас, когда вы читаете эту книгу, загадка быстрых радиовсплесков уже решена. Пока же на протяжении нескольких лет она остается одной из самых «горячих» в астрофизике, вызывая потоки интересных идей и бурные споры.
Кратко напомню, что первый всплеск был выявлен в 2007 г. Дунканом Лоримером и его коллегами. Но настоящий бум начался в 2013-м, когда появилось сообщение об обнаружении сразу четырех ярких миллисекундных радиовсплесков[124]. Уже в 2007 г. начали появляться первые теоретические модели, призванные объяснить новый тип источников, а к осени 2013 г. – после второй важной статьи наблюдателей – счет шел уже едва ли не на десятки. Давайте посмотрим, что дали самые первые наблюдения, т. е. что надо было объяснять теоретикам.
Всплески были обнаружены в архивных данных наблюдений 64-метрового телескопа в Парксе (Австралия) на частоте 1,4 ГГц. Длительность всплесков составляла всего лишь несколько миллисекунд, зато регистрируемый поток излучения был довольно большим. Правда, если расстояние неизвестно, то светимость источника мы по измеренному потоку определить не можем (но об этом чуть позже).
Существенно, что уже по одному всплеску можно было дать оценку темпа их появления на земном небе. И спустя 12 лет эта оценка по порядку величины остается верной! Как же это возможно? Дело в том, что всплеск был обнаружен в результате не каких-то случайных наблюдений, а обработки данных обзора, который проводился в основном с целью поиска радиопульсаров.
Представьте, что наш телескоп круглые сутки (в радиодиапазоне это вполне возможно) наблюдает одну и ту же небольшую площадку на небе, и в течение всего времени наблюдений на небе в случайных местах происходят всплески. Площадка маленькая. В случае телескопа в Парксе она сравнима с видимым размером лунного диска. Примем, что это около половины квадратного градуса. А на небе квадратных градусов более 40 000! Значит, мы видим примерно одну стотысячную от всей площади небесной сферы. Соответственно, если мы ведем наблюдения в течение суток и за это время на небе происходит тысяча всплесков, то вероятность регистрации одного из них составляет примерно 1 %. Иначе говоря, нам в среднем понадобится несколько месяцев, чтобы зафиксировать хотя бы одно событие, и тогда по нему мы уже сможем дать оценку темпа всплесков. Таким образом, если мы ведем систематические наблюдения, то даже по очень небольшому количеству зарегистрированных событий нам удастся верно оценить их темп, если только мы не столкнулись с заметно нетипичными событиями. Уже в первой статье Дункан Лоример и его соавторы дали оценку, говорившую о том, что яркие быстрые радиовсплески происходят несколько сотен раз в день. В последующие годы были обнаружены более слабые события, и они, разумеется, происходят в более высоком темпе – несколько тысяч раз в день. Это то число, которое надо объяснять теоретикам.
Кроме того, уже в первой работе появилась качественно верная оценка расстояния до источника. Вот на чем она была основана. Мы привыкли говорить, что скорость электромагнитных волн равна примерно 300 000 км/с. Но это в вакууме. А вот если волна распространяется в среде, то скорости будут разными для волн разной длины (и, соответственно, разной частоты). Радиоволны от источника всплеска распространяются в плазме. Перенос энергии (которую мы и регистрируем) связан с так называемой групповой скоростью волн. Эта скорость тем меньше, чем ниже частота радиоволны, поэтому сначала всплеск приходит к нам на более высокой частоте и чуть позже – на низкой. Величина задержки определяется количеством электронов в плазме на пути следования сигнала – именно с ними взаимодействует волна. Таким образом, задержка будет большой, если сигнал прошел через область плотной плазмы или если путь сигнала просто был большим. Задержка может набираться в межзвездной среде нашей Галактики, затем – в межгалактической среде, потом – в межзвездной среде галактики источника и, наконец, в непосредственной окрестности источника, если он погружен в плотную оболочку.
Уже у первого всплеска задержка была достаточно большой, чтобы сказать, что он находится за пределами Галактики[125]. Если мы предположим, что в основном задержка связана с влиянием межгалактической среды, то можно прикинуть расстояние. По порядку величины оно получилось равным 1 Гпк (что составляет более 3 млрд световых лет!). Данная оценка давала возможность оценить радиосветимость всплеска (если энергия излучается симметрично во все стороны): примерно 1042 эрг/с. Учитывая миллисекундную длительность события, получаем, что полное энерговыделение в радиодиапазоне составляет около 1040 эрг. Это само по себе очень много (Солнце столько излучает за месяц). Но также важно учесть, что крайне редко механизмы излучения позволяют поместить основное выделение энергии в радиодиапазон, т. е. полная (болометрическая) светимость источника должна быть гораздо выше! Значит, мы имеем дело с какими-то колоссальными вспышками, происходящими при этом достаточно часто. Если 1 Гпк – это типичное расстояние, то в галактике вроде нашей такие события должны происходить раз в несколько сотен лет (для сравнения: слияния нейтронных звезд друг с другом или с черными дырами происходят раз в несколько десятков тысяч лет).
Таким образом, уже в первых моделях надо было объяснять темп вспышек (как на небе, так и во вселенной), короткий масштаб времени и большую радиосветимость. Не так уж много моделей могло отвечать этим требованиям, к тому же довольно скоро они еще возросли. Во-первых, в 2014 г. астрономы научились выявлять вспышки не только по архивным данным, но и «на лету». Это позволило сразу начать наблюдения в области локализации всплесков в других диапазонах спектра. Если бы радиовсплески были связаны со сверхновыми или гамма-всплесками, это сразу бы заметили. Во-вторых, в 2016 г. появилась статья, в которой был представлен первый случай регистрации повторяющихся всплесков от одного и того же источника. Иными словами, стало ясно, что механизм вспышки должен исключить катастрофические события, приводящие к полному разрушению источника. А таких моделей было предложено уже довольно много.
Сценарии, предлагавшиеся для описания быстрых радиовсплесков, можно разделить на две группы: нейтронные звезды и всякая экзотика. Стремление привлечь экзотику (космические струны, облака аксионов, белые дыры и т. п.) вполне понятно: теоретику всегда приятно, если его любимая модель вдруг начнет обсуждаться в контексте реальных данных (даже если сразу кажется, что вероятность того, что удастся все объяснить в рамках сколь-нибудь реалистичного сценария, довольно мала). Поэтому перейдем сразу к нейтронным звездам.
Во-первых, из-за того что это компактные массивные объекты, легко получить короткий масштаб времени. Нейтронные звезды могут вращаться с периодом около 1 мс. Время свободного падения вблизи поверхности такого объекта составляет доли миллисекунды. Кроме того, сигналы во внутренних частях магнитосфер нейтронных звезд, где сосредоточена основная доля магнитной энергии, распространяются за несколько миллисекунд (так называемая альвеновская скорость в плазме близка к скорости света). Иначе говоря, с короткими вспышками проблем не возникает.
Во-вторых, мы знаем, что нейтронные звезды связаны с разнообразными процессами выделения большого количества энергии: это и вспышки магнитаров, и слияния нейтронных звезд с другими компактными объектами, и рентгеновские барстеры. Плюс можно легко придумать еще множество сценариев взрывных процессов большой мощности, связанных с нейтронными звездами.
В-третьих, есть радиопульсары и так называемые вращающиеся радиотранзиенты (RRATs[126]) – источники коротких всплесков в радиодиапазоне, т. е. нейтронные звезды известны как источники довольно мощного импульсного радиоизлучения.
На основе простых формул мы можем составить общую схему модели быстрого радиовсплеска, порождаемого нейтронной звездой. Выше (приложение 5А) мы уже записывали соотношения для оценки энергии, запасенной в магнитосфере нейтронной звезды. Плотность энергии магнитного поля (т. е. энергия единичного объема) равна B2/(8π). Магнитное поле простирается до радиуса светового цилиндра, т. е. до расстояния Rl = c /ω = cP/2π, где P – период вращения нейтронной звезды. Однако, поскольку магнитное поле быстро спадает с удалением от поверхности – – основная энергия находится вблизи компактного объекта. Значит, оценка полной энергии в невозмущенной магнитосфере где BNS – величина поля на поверхности. Если мы возьмем обычный пульсар типа Краба, то энергия составит всего лишь 1042 эрг. Всю сразу ее трудновато выделить, поэтому так быстрые радиовсплески излучать плохо. А вот если взять поле, как у магнитара, да еще перекрутить магнитосферу (это приведет к усилению электрических токов в ней), то хватит и небольшой доли запасенной энергии.
Теперь надо эту энергию быстро выделить. Для этого необходимо как-то «встряхнуть» магнитосферу. Было предложено много разных идей, в основном связанных с катастрофическими событиями. Можно просто устроить коллапс нейтронной звезды в черную дыру. Например, это происходит в модели так называемых