Суперобъекты. Звезды размером с город

Чтобы заработал эффективный динамо-механизм, ядро звезды, которая превратится в нейтронную звезду, должно очень быстро вращаться. Но здесь есть проблема. Массивные звезды имеют очень мощный звездный ветер, а мощность звездного ветра приводит к тому, что звезда замедляет свое вращение. Кроме того, расширение звезд (например, на стадии красного гиганта) также приводит к их торможению, что может сказываться и на вращении ядра. И потому мы ожидали бы, что большая часть массивных звезд к концу своей жизни вращаются очень медленно. Если внешние слои хорошо «зацеплены» за внутренние (например, благодаря магнитному полю), то у таких звезд и ядра должны медленно вращаться. Поэтому будут образовываться нейтронные звезды с не слишком быстрым вращением. «Не слишком» – по меркам нейтронных звезд, это может быть оборот за несколько сотых долей секунды, но нам хочется, чтобы она делала оборот за одну тысячную секунды – именно тогда мы сможем накрутить большое магнитное поле. Значит, ядро звезды надо дополнительно раскрутить.

Где можно раскрутить звезду? Опять-таки только в двойной системе! Если звезда входит в двойную, то возникает сразу несколько возможностей для того, чтобы звезда стала вращаться быстрее. Во-первых, звезда может раскрутиться, если на нее перетекает вещество с соседки. Во-вторых, в очень тесных системах звезды могут раскрутить друг друга приливным взаимодействием. Наконец, звезды могут просто слиться. Тогда получившаяся в итоге звезда будет обладать очень быстрым вращением. Поэтому вероятно, что основной канал образования магнитаров – это эволюция в двойных. Наши расчеты, проведенные в 2005 году вместе с Михаилом Прохоровым, а в 2009-м – с Алексеем Богомазовым, показали, что заметная часть магнитаров может рождаться в двойных системах, где хотя бы одна из звезд прошла стадию раскрутки.

Сейчас есть наблюдательные свидетельства в пользу такой модели. В 2009 году появилась статья Бена Дэвиса и его коллег, в которой они, описывая наблюдения одного из магнитаров – источника мягких повторяющихся гамма-всплесков SGR 1900+14, – начали обсуждать версию, что объект возник в двойной системе. А в 2014 году в работе Джейсона Кларка с соавторами были представлены убедительные аргументы в пользу того, что аномальный рентгеновский пульсар CXOU J1647–45 возник в двойной.

Возможно, что существует набор эволюционных каналов для двойных систем, которые в случае рождения нейтронной звезды приводят к появлению магнитара, а в случае образования черной дыры – к гамма-всплеску.

Гамма-всплески – это самые мощные взрывы во Вселенной. Их полное энерговыделение превосходит некоторые сверхновые. В стандартной на сегодняшний день модели длинных гамма-всплесков для столь неистового энерговыделения необходимо быстрое вращение коллапсирующего ядра звезды. В результате коллапса формируется черная дыра. Если ядро быстро вращается, то вокруг дыры сформируется толстый быстро вращающийся диск вещества. В такой системе, как показывают расчеты, можно сформировать ультрарелятивистский выброс и направленный поток излучения. Если он попадает на Землю, то мы регистрируем гамма-всплеск. Заметьте, в таком сценарии опять необходимо быстрое вращение звезды до взрыва, и мы не знаем, как этого достичь, если звезда не находится (или не находилась ранее) в двойной системе. А некоторые гамма-всплески объясняют и магнитарами.

Распределение гамма-всплесков по длительности. Четко выделяются две группы: короткие и длинные. Короткие, как полагают сейчас, связаны со слияниями нейтронных звезд. А длинные – с финальными стадиями жизни массивных звезд.

Двойные радиопульсары

Итак, массивные звезды в основном рождаются в двойных. Примерно в 10 % случаев система не разрушается после взрыва сверхновой. Значит, мы можем увидеть радиопульсар в паре с другой звездой. Но обычные пульсары живут недолго: всего миллион-другой лет – и все. Выключается механизм генерации радиоизлучения. Это происходит в основном из-за замедления темпа вращения. Еще немного может добавить уменьшение магнитного поля. Чтобы пульсар заработал вновь. было бы неплохо снова раскрутить его до очень короткого периода. Но как? Эволюция в тесной двойной системе дает такую возможность.

После возникновения нейтронной звезды в двойной системе второй компаньон продолжает свою жизнь. Как мы уже говорили, вокруг каждой из звезд существует область, контролируемая ею. Этот объем называют полостью Роша. В какой-то момент обычная звезда может заполнить свою полость Роша. Тогда начнется перетекание вещества на нейтронную звезду.

Полости Роша в двойной системе. Звезды могут обмениваться массой через так называемую внутреннюю точку Лагранжа, соединяющую две полости.

Переполнение может произойти в двух случаях: либо сама звезда расширилась – превратилась в красного гиганта, либо система просто стала более тесной – из-за излучения гравитационных волн или из-за магнитного звездного ветра компоненты сближаются, и начинается перетекание.