22 Астрофизика «Природа», 1984, №8 Рекордсмены магнитных полей

хранением потока дипольный момент звез­ды уменьшается прямо пропорционально ее радиусу. Итак, нейтронная звезда долж­на обладать очень малым магнитным ди-польным моментом!

Распространив приведенные рассуж­дения на более высокие мультипольные моменты магнитного поля, мы легко по­лучим изящный результат: коллапс звезды «очищает» ее магнитное поле; так как бо­лее высокие мультиполи звезды пропор­циональны более высоким степеням ее ра­диуса, при сжатии они исчезают еще быст­рее, чем дипольный момент. Коллапс звез­ды является как бы «чистилищем» для ее магнитного поля. Это свойство коллапса оправдывает традиционное предположение о чисто дипольном характере магнитного поля нейтронных звезд.

Но вернемся к магнитным полям у поверхности. Используя условие «вморо-женности», можно оценить величину маг­нитного поля нейтронных звезд. Сожмем мысленно Солнце, радиус которого равен 700 тыс. км, до размера нейтронной звезды

Замедление скорости вращения радиопульсара Р5К 0833. Наблюдаются «сбои периода», один из ко­торых показан на рисунке. Сбои носят спорадический характер и не могут скомпенсировать среднего монотонного увеличения периода пульсара (по дан­ным П. Рейчли и Г. Даунса, 1969 г.).

ешь» — нужны более массивные звезды. И ..все-таки эта оценка дает правильное представление о порядке величины маг­нитного поля.

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ РАДИОПУЛЬСА­РОВ

Первые данные о магнитных полях нейтронных звезд были получены сразу по­сле открытия радиопульсаров в 1967 г. Им­пульсы радиоизлучения от пульсаров при­ходят на Землю строго периодически. Но это верно лишь в первом приближении. Замечательное свойство всех радиоПульса-ров заключается в том, что промежутки между временем прихода импульсов мед­ленно 'растут. Это свойство — ключевое для разгадки природы их энерговыделе­ния.

Довольно быстро астрофизики поня­ли, что пульсары представляют собой быст-ровращающиеся нейтронные звезды. Маг­нитное поле такой звезды обеспечивает на­правленность излучения, а вращение приво-

В. М. Липунов

дит к эффекту пульсаций. Таким образом, промежуток времени между моментами прихода импульсов есть не что иное, как период вращения нейтронной звезды во­круг своей оси. А то, что импульсы с го­дами приходят все реже и реже, означает замедление скорости вращения нейтрон­ной звезды. Так и должно быть, посколь­ку радиопульсар — это «машина», в кото­рой энергия вращения уносится излучени­ем, а «передаточным ремнем» является магнитное поле нейтронной звезды. Представим себе гигантский вращаю-

Возникновение магнитодипольного излучения. Маг­нит, вращающийся вокруг оси ^, не совпадающей с его магнитной осью у.. излучает электромагнит­ные волны на частоте вращения ш. В результате маг­нит будет тормозиться^ как если бы к нему был при­ложен тормозящий момент сил. Торможение пол­ностью определяется магнитным дипольным момен­том а, частотой о) и углом в.

щийся магнит, ось вращения которого не совпадает с его магнитной осью. Из элект­родинамики известно, что такой магнит бу­дет излучать электромагнитные волны на частоте вращения (магнитодипольное излу­чение). При этом уменьшение скорости вращения полностью определяется магнит­ным дипольным моментом (точнее, его проекцией на экватор вращения), часто­той вращения магнита и его моментом инерции. Если мы знаем момент инерции и скорость вращения магнита, то, измерив замедление вращения, мы сможем опре­делить проекцию его дипольного магнит­ного момента на экватор.

Этот метод был впервые применен для оценки магнитного поля нейтронной

В. М. Липунов

звезды. Конечно, пульсар не заменишь обычным магнитом, даже очень большим. Процессы, протекающие в магнитном поле радиопульсара, значительно сложнее про­стого излучения магнитодипольных волн. Однако большинство моделей радиопуль­саров дают энергетические потери, близ­кие к магнитодипольным.

Сейчас найдено более 300 радиопуль­саров, и для большинства из них извест­ны изменения периода. Если мы зададим­ся некоторыми разумными значениями мо­мента инерции звезды (обычно 10^ г • см^)

Распределение числа радиопульсаров по величине их магнитного поля. Величина магнитного поля оце­нивается по замедлению радиопульсара с помощью магнитодипольной формулы. Радиус нейтронной звезды принимается равным 10 км, а момент инерции — 10" г. см. (Распределение построено по данным каталога Р. Манчестера и Дж. Тейлора, 1981 г.)

и ее радиуса (10 км), мы получим более 300 значений величины магнитного поля у нейтронных звезд: от 10^ до 10^ Гс, при­чем большинство радиопульсаров имеют поля порядка 10^ Гс.

Как видим, полученные результаты и близки, и далеки от ожидаемых. Близки, поскольку грубая оценка дает похожий по­рядок величины. А далеки, потому что не так-то просто сжатием получить напряжен­ность магнитного поля около 10'^ Гс, а тем более 10^ Гс. Например, если имеется звезда солнечных размеров, то необходи­мо предположить, что ее поле должно составлять уже не 1, а 100 или 1000 Гс. Воз­можно, однако, что такое не подкреплен­ное наблюдениями предположение и не по-

надобится. Учитывая сильную зависимость конечного поля сколлапсировавшей звезды от ее радиуса, можно «списать» трудности на этот счет. Вот если бы вдруг были об­наружены поля 10'^—10'^ Гс, тогда, дейст­вительно, пришлось бы «бить в колокола».

Итак, данные по замедлению радио­пульсаров говорят о том, что характерная величина их магнитного поля —10^ Гс. Этот вывод оказался в прекрасном согласии с от­крытием западногерманских астрофизиков под руководством И. Трюмпера (Институт физики и астрофизики им. М. Планка).

«СПЕКТРОСКОПИЯ» РЕНТГЕНОВСКИХ ПУЛЬСАРОВ

В 1971 г. были открыты рентгенов­ские пульсары. Уже первые наблюдения показали, что они принципиально отли­чаются от радиопульсаров: рентгеновские пульсары не замедляются, а ускоряются! С чем связано столь разительное отличие в их поведении? Чем вообще определяет­ся поведение нейтронной звезды? Оказа­лось, что радио- и рентгеновские пульсары генетически связаны, все дело лишь в том, что условия, в которых они находятся, со­вершенно различны: радиопульсары — это одиночные нейтронные звезды, а рентге­новские пульсары — нейтронные звезды в двойных системах.

Рентгеновские пульсары светятся из-за того, что на поверхность нейтронной звезды падает (аккрецирует) вещество, за­хваченное их гравитационным полем. По­ставляет им это вещество обычная звезда — второй компонент двойной системы. Веще­ство, стекающее с обычной звезды, участ­вует вместе с ней в орбитальном враще­нии и, следовательно, обладает вращатель­ным моментом относительно нейтронной звезды. Прежде чем упасть на ее поверх­ность, вещество через магнитное поле от­дает свой момент нейтронной звезде, за­кручивая ее. Именно поэтому рентгенов­ские пульсары ускоряются.

Вблизи нейтронной звезды вещество «вмораживается» в силовые линии, стекая на магнитные полюса. На магнитных полю­сах при ударе о твердую поверхность нейт­ронной звезды и возникает рентгеновское излучение пульсара. Температура в этих местах столь велика (ГО^ К), что все атомы полностью ионизованы, и, следовательно, жесткая часть спектра излучения пульсара (более 10 кэВ) не должна содержать ни­каких линий.

И все-таки линии в рентгеновском спектре могут быть. На это впервые ука-

ные линии, образующиеся в магнитном по­ле, называют циклотронными.

В 1976 г. группа ученых из Института физики и астрофизики им. М. Планка (ФРГ) обнаружила с помощью рентгеновского де­тектора, поднятого на воздушном шаре, циклотронную линию: в спектре рентгенов­ского пульсара Геркулес Х-1 в районе 30— 50 кэВ они нашли спектральную деталь, по­хожую на линию^ К сожалению, до сих пор не удалось точно установить, какая это линия — излучения или поглощения. Ес­ли поглощения, то энергия линии — 30 кэВ, если излучения — 50 кэВ. Но пока это и не столь важно. Важно другое. Мы имеем дело именно с циклотронной линией (а ни­каких более разумных предположений вы­сказано не было). Отсюда следует, что в районе полюсов нейтронная звезда Герку­лес Х-1 имеет поле напряженностью (3— 5)- 10^ Гс. Эту оценку не может сильно изменить небольшая неопределенность, которая возникает из-за гравитационного красного смещения; на поверхности нейт­ронных звезд оно достигает нескольких десятков процентов.

Поражает совпадение полученной ве­личины с характерной величиной, найден­ной из совершенно других соображений для радиопульсаров.

НОВЫЕ ВОПРОСЫ

Казалось бы, теперь в руках астро­номов имеется надежный метод — метод «спектроскопического» измерения напря­женности магнитного поля. Осталось только найти циклотронные линии у других рент­геновских пульсаров, и проблема решена. Но в том-то и дело, что у большинства рентгеновских пульсаров такие линии вооб­ще отсутствуют, а найденные следы линии у еще двух-трех пульсаров находятся на уровне шума. Напомним, что большинст­во рентгеновских пульсаров излучает в диа­пазоне от нескольких кэВ до нескольких де­сятков кэВ, с максимумом вблизи 10— 20 кэВ. В этот диапазон могли бы попасть линии, соответствующие напряженности магнитного поля от нескольких единиц на

10" Гс до (7—8) .10^ Гс. Именно та­кие значения магнитных полей, полученные по наблюдениям радиопульсаров, наиболее «популярны» и у нейтронных звезд. Как же объяснить отсутствие циклотронных линий в спектрах большинства рентгеновских пульсаров?

' Тгитрег ). е1 а1. А^горЬу». .1. Ье^., 1978, v. 219, ^. 105.

Можно предположить, что либо усло­вия возникновения циклотронных линий столь специфичны, что им удовлетворяет лишь одна нейтронная звезда — Геркулес Х-1, либо большинство рентгеновских пуль­саров имеют магнитные поля, напряжен­ности которых значительно отличаются от величины 10^ Гс, например 10'° Гс или 10'^ Гс. Первое предположение полностью исключить нельзя. Пожалуй, оно имеет лишь одно слабое место: ведь пульсар Гер­кулес Х-1 ничем не выделен среди осталь­ных пульсаров. Второе объяснение также весьма рискованно. Пусть, например, рент­геновские пульсары имеют небольшие поля (10'" Гс). Тогда непонятно, почему среди радиопульсаров так мало звезд с полем 10'" Гс. Имеется и другое, как мне ка­жется, «убийственное» для этой гипотезы возражение. Дело в том, что большинство рентгеновских пульсаров входит в состав массивных двойных систем, время жизни которых очень мало с астрономической точ­ки зрения: 10^—10^ млн лет. Нейтронная звезда, обладающая полем 10'° Гс, за это время просто не успевает замедлить свое вращение до периодов в сотни секунд (а именно такие периоды характерны для рентгеновских пульсаров).

Кажется, что так же легко можно «расправиться» и с предположением об аномально сильных магнитных полях у рент­геновских пульсаров (10'"* Гс). Ведь такие значения полностью противоречат наблю­дениям радиопульсаров — среди них нет ни одного со столь гигантским полем.

Но это возражение, как впервые заме­тил советский астрофизик Н. И. Шакура^ совершенно необоснованно. Дело в том, что мы и не должны видеть радиопуль­сары с такими большими полями. Время жизни радиопульсара обратно пропорцио­нально скорости его замедления, т. е. об­ратно пропорционально квадрату поля пульсара. Например, радиопульсар с полем 10 Гс «живет» в 10 тыс. раз меньше, чем пульсар с полем 10'^ Гс! Вероят­ность увидеть такой пульсар среди извест­ных 300—400 радиопульсаров менее 3 %. Таким образом, при наблюдении радио­пульсаров из их числа выпадают нейтрон­ные звезды с очень большими полями. В ас­трономии это называется эффектом селек­ции.

Совершенно противоположная си­туация имеет место для рентгеновских пульсаров.

* Шакура Н. И.— Письма в АЖ, 1975, т. 1, с. 23.

Светимость рентгеновского пульсара определяется количеством вещества, па­дающего на поверхность нейтронной звез­ды в единицу времени (т. е. темпом ак-креции), и никоим образом не зависит' от скорости ее вращения. Важно только, чтобы нейтронная звезда вращалась не слишком быстро, иначе магнитное поле бу­дет препятствовать аккреции. Скорость за­медления вращения пропорциональна маг­нитному полю звезды, поэтому чем больше поле звезды, тем больше вероятность за­стать ее на стадии рентгеновского пуль­сара. Следовательно, для рентгеновских пульсаров характерна селекция совершен­но обратного свойства — среди них нейт­ронные звезды с большими полями долж­ны встречаться чаще!

В настоящее время накоплен огром­ный наблюдательный материал о различных характеристиках рентгеновских пульсаров: их светимости, спектрах, массах, периодах, изменениях периодов и т. д. Какую наблю­дательную величину лучше всего исполь­зовать для определения магнитного поля? Наиболее чувствительными к магнитному полю оказались период вращения рентге­новского пульсара, а также скорость изме­нения этого периода.

Рентгеновские пульсары, в отличие от радиопульсаров, могут как ускоряться, так и замедляться. Магнитосфера рентгенов­ского пульсара устроена так, что со сто­роны аккрецирующего вещества одновре­менно приложены ускоряющие и замед­ляющие моменты сил". По-видимому, во­круг большинства рентгеновских пульсаров имеются аккреционные диски. Это связано с тем, что, стекая с обычной звезды, ве­щество обладает настолько большим вра­щательным моментом, что не может упасть не нейтронную звезду, а образует вокруг нее аккреционный диск. Отдельные эле­менты вещества двигаются в диске по силь­но закрученной спирали, постепенно при­ближаясь к нейтронной звезде. Однако на некотором расстоянии (около нескольких тысяч километров) магнитное поле нейт­ронной звезды возрастает настолько, что разрушает диск^. Вещество, проникая в маг-

' 1-1рипоу V. М.— А8<горЬу5. апс1 5расе 5с1., 1982. v. 82, р. 343.

^ Липунов В, М. Магнитосфера рентгенов­ских пульсаров.— Природа, 1980, № 10, с, 52,

Точно рассчитать ускоряющие и за­медляющие моменты сил очень трудно. Для этого нужно решать трехмерную маг-нитогидродинамическую задачу, что пока не под силу даже самым быстродействую­щим ЭВМ. Однако качественно ясно, что замедление вращения нейтронной звезды должно сильнейшим образом зависеть от величины ее магнитного поля, точнее, от ее магнитного дипольного момента. Это свойство присутствует в приближенной ана­литической теории, построенной автором^, и именно оно^ позволяет оценить магнит­ное поле рентгеновского пульсара. Прежде всего нужно было проверить эту теорию для пульсара Геркулес Х-1, у которого на­пряженность магнитного поля известна. Правда, для этого необходимо было задать радиус нейтронной звезды. Для Геркулеса Х-1, по данным изменения периода, маг­нитный дипольный момент равен (3— 5) • 10^ Гс • см^. Чтобы привести это значе­ние в согласие с данными группы Трюмпера (т. е. с величиной магнитного поля (3— 5) • 10^ Гс), необходимо предположить, что радиус нейтронной звезды Геркулес Х-1 ра*ен 6—7 км; это не противоречит тео­ретическим расчетам строения нейтронных звезд. Таким образом, аналитическая мо­дель «крутящих моментов» дает правиль­ный результат для Геркулеса Х-1. А как обстоят дела с другими пульсарами?

Нужно подчеркнуть, что большинство рентгеновских пульсаров имеет большие периоды, более 100 с. Так вот, для них при радиусе звезды 10 км получается •оцен­ка магнитного поля около нескольких еди­ниц на 10'^ Гс. Это так называемые сверх­критические поля. При таком поле энер­гия электрона, вращающегося вокруг сило­вой линии, значительно превышает его энергию покоя 511 кэВ, поэтому движе­ние электрона описывается уже не просто квантовой, а квантово-релятивистской тео­рией^. На возможность существования та­ких полей у нейтронных звезд впервые указал в 1975 г. Н. И. Шакура. Но тогда эта идея была встречена астрофизиками

' Липунов В. М,— Астрой, ж., 1982, т. 60, с. 888.

Квантово-релятивистские эффекты в столь сильных поля» исследуются в МГУ под руко­водством И. М. Тернова. Подробнее об этом см;Тернов И.М,,Халилов В.Р, Электро­ны в сверхсильном магнитном поле.— Приро­да, 1983, № 5, с. 90.

«в штыки». И на это были свои объектив­ные и субъективные причины.

ПРОБЛЕМЫ И ПЕРСПЕКТИВЫ

Конечно, не существуют фундамен­тальные физические законы, запрещающие нейтронной звезде иметь поле напряжен­ностью 10^ Гс. Бытует, правда, заблуж­дение, будто такие поля не могут суще­ствовать долго, поскольку в них должно идти интенсивное рождение частиц, подоб­но тому как это происходит в электри­ческом поле с напряженностью больше 4. 10'^ ед. С05Е. Но это совершенно не­верно. Само по себе магнитное поле не рождает частицы, поскольку оно не спо­собно совершать работу.

Однако отсутствие запрещающих фундаментальных законов — еще не дока­зательство существования таких полей. Имеется ряд объективных трудностей. Глав­ная из них — проблема генерации магнит­ных полей. Если просто сжимать звезду типа Солнца с нормальным, уже «вморо­женным полем, то никогда не удастся по­лучить магнитное поле величиной 10'^ Гс. Что можно ответить на такое возражение? Те же оценки (см. начало статьи) показы­вают, что не так-то просто получить и поля гораздо меньшей величины, около 10^ Гс, а уж существование таких полей у нейт­ронных звезд доказано наблюдениями. Так что новых проблем не возникало, просто старая проблема (хотя ее молчаливо обхо­дили) резко обострилась. Чтобы решить ее, нужно либо предположить существование внутри звезд магнитных полей, напряжен­ность которых в сотни и тысячи раз больше тех, которые мы регистрируем на поверх­ности; либо магнитные поля дополнитель­но генерируются при коллапсе (или после него) в нейтронной звезде.

Казалось бы, нет никаких «либо-ли-бо» — чего мудрить. Ведь астрономам давно известны так называемые Ар-звезды, у которых напряженность магнитного поля равна нескольким десяткам тысяч гаусс. При сжатии такой звезды в нейтронную звезду легко получить поле напряженно­стью 10'^ Гс! Астрономам также известны белые карлики с полем около 10" Гс, ко­торые при сжатии в нейтронную звезду да­дут напряженность поля не меньше.

Но дело в том, что рентгеновские пульсары, у которых найдены сверхкрити­ческие поля, входят в состав массивных двойных систем. Другими словами, их спут­никами являются массивные О—'В-звезды (с массами более 15—20 М,д). Так вот, совре-

менная теория эволюции двойных звезд отвергает возможность существования в массивных системах таких маломассивных звезд, как Ар-звезды или белые карлики. Но о магнитных полях внутри О—В-звезд ничего не известно.

Вообще, генерация магнитного по­ля — это целая проблема даже для обыч­ных звезд. Для нейтронных звезд проблема еще менее разработана, и пока нет надеж­ных результатов.

Мне кажется, субъективные причины, по которым многим астрофизикам не очень нравится идея сверхкритических полей, чи­сто психологического характера. До сих пор все работы по расчету спектров излуче­ния плазмы в магнитном поле проводи­лись лишь для докритических полей. Сверх­критическое поле значительно усложняет задачу, возникают «новая» физика и новые проблемы.

Зато сверхкритическое поле позволя­ет объяснить отсутствие циклотронных ли­ний в спектрах большинства рентгенов-

ских пульсаров. При поле 10 Гс эти линии «уходят» в область энергий, больших 0,1 МэВ, где пульсар почти ничего не излу­чает,

Имеются и другие «за» и «против». Кратко характеризуя ситуацию, сло­жившуюся сейчас в той области астрофи­зики, которая занимается изучением маг­нитных полей нейтронных звезд, можно сказать так: несомненно, существуют нейт­ронные звезды, обладающие полями 10'^ Гс, и уже это — рекорд. Появились очень веские аргументы в пользу того, что существуют нейтронные звезды со сверхкритическими полями, вплоть до 10 Гс, а возможно, и больше. Как это доказать? Единственный путь — исследо­вать особенности поведения плазмы и ее излучения в столь сильных полях и найти эти особенности у наблюдаемых нейтрон­ных звезд. Если это удастся сделать, мы обязаны будем взглянуть на проблему эво­люции и генерации магнитных полей в аст­рофизике совершенно по-новому.

«Спиральность» нейтрино и магнитные поля нейтронных звезд

Известно, что образова­ние нейтронных звезд (коллапс) сопровождается огромным, до 10 эрг, выделением энергии. Астрофизиков давно волнует вопрос, насколько симметрично выбрасывается вся энергия. Ведь достаточно небольшой анизо­тропии, и образующаяся нейт­ронная звезда может получить огромный импульс отдачи. На­пример, если в одну сторону излучится на 0,01 % больше энергии, чем в другую, нейтрон­ная звезда приобретет скорость в несколько сотен километров в секунду. Интересно, что имен­но такая скорость движения наблюдается у некоторых ра­диопульсаров.

Оригинальный механизм, приводящий к анизотропии, предложен Н. Н. Чугаем (Астро­номический совет АН СССР).

Как показывают расчеты, почти всю энергию, излучаемую в про­цессе коллапса, уносят нейтри­но, образующиеся при слиянии протонов и электронов и при захвате позитронов свободными нейтронами: Р+е —*- п-(-у, п+е^-*-р-1- 7. В условиях коллапса спин-орбитальной связью можно пре­небречь, поэтому полный спин частиц, вступающих в реакцию, должен быть равен спину обра­зующихся частиц. Предполо­жим, реакции проходят в маг­нитном поле столь сильном, что спины всех электронов и по­зитронов параллельны направ­лению этого поля. Предположим также, что протоны и нейтроны не поляризованы (это условие выполняется, поскольку магнит­ный момент нуклонов значи­тельно меньше, чем у электро­нов).

Тогда при всевозможных направлениях спина нуклонов до и после реакции спины образующихся нейтрино в боль­шинстве случаев ориентированы по полю (у антинейтрино — про-

тив поля). Но нейтрино «спи­ральны»; их спин всегда направ­лен по направлению движения (у антинейтрино — наоборот). Это означает, что большая часть нейтрино и антинейтрино выле­тает по направлению поля. По закону сохранения импульса, звезда должна получить силь­нейший импульс отдачи. В реаль­ных условиях только часть электронов и позитронов пол­ностью поляризованы.

По оценкам Чугая, ско­рость, приобретаемая нейтрон­ной звездой, равна

у=30(В/10' •1-е) (М/М^)-• (К/10" см)-' км/с,

где В '•— напряженность магнит­ного поля, М и К— масса и радиус нейтронной звезды.

Таким образом, чтобы объяснить наблюдаемые ско­рости радиопульсаров (100 км/с), нужно предположить су­ществование магнитных полей, примерно равных 3- 10'" Гс.

Письма в АЖ, 1984, т. 10, №3, с. 210—213.

ПРЕДСКАЗАНИЯ ТЕОРЕТИКОВ СБЫВАЮТСЯ

Еще в 1932 году советский физик-теоретик Л. Д. Ландау (1908—1968) указал на возмож­ность существования во Вселенной сверхплот­ных звезд, своеобразных гигантских атомных ядер, соизмеримых по массе с Солнцем. Ин­тересно, что работа Л. Д. Ландау появилась еще до открытия нейтрона, а буквально через год, когда нейтрон уже был обнаружен, аме­риканские астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки высказали предположение, что вспышки сверх­новых и есть результат катастрофического сжа­тия (коллапса) нормальной звезды в сверх­плотное состояние.

Сверхплотные звезды представляют собой конечную стадию «жизненного пути» обычных звезд, имеющих первоначальную массу ядра больше ~1,4 М@. После того, как исчерпаны все ресурсы ядерного горючего, происходит коллапс, в результате которого наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью до ~ 10 000 км/с, а внутренние—под действи­ем сил тяготения обрушиваются к центру, так как им уже не противодействует газовое дав­ление. За несколько секунд внутренние слои звезды сожмутся в сотню тысяч раз и объем звезды уменьшится в ~10" раз. Средняя плотность ее при этом увеличится во столько же раз и превзойдет ядерную. Теперь грави-