Все формулы мира. Как математика объясняет законы природы

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 R_l = 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 B_NS – 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 супрамассивных нейтронных звезд. Такие объекты могут образоваться в результате коллапса ядра звезды или слияния нейтронных звезд. Их основное свойство – большая масса, превосходящая критическую, а от схлопывания удерживает чрезвычайно быстрое вращение. По мере замедления этот барьер перестает работать, так как с ростом периода вращения центральная плотность наконец-то дорастает до критической величины, и тогда образуется черная дыра. Или же можно превратить нейтронную звезду в кварковую. Такой процесс тоже приведет к перестройке структуры объекта, а значит – к «встряхиванию» магнитосферы. Важно, что и коллапс, и формирование кваркового ядра (деконфайнмент) происходят быстро. Другой интересный способ – взорвать рядом с нейтронной звездой сверхновую. Ударная волна уж точно сильно «тряханет» магнитосферу, причем из-за высокой скорости сброшенного при взрыве вещества произойдет это быстро. Такое в принципе возможно в тесных двойных системах. В общем, потенциально существует много способов устроить всплеск[127].