Текст книги "Суперобъекты. Звезды размером с город"

Источники энергии нейтронных звезд

Все эти типы источников сейчас активно изучаются. Разные молодые нейтронные звезды можно наблюдать различными способами, потому что они очень по-разному могут выделять энергию. В астрономии это всегда очень важно, потому что астрономия – единственная естественная наука, где мы не можем экспериментировать с реальными объектами исследования.

Все знают, как биологи изучают лягушек. Берут несчастных животных и режут их на мелкие кусочки, а потом через эти кусочки могут еще пропустить электрический ток. Физики, изучая частицы, разгоняют их, сталкивают – и смотрят, что получается. Мы не можем сталкивать нейтронные звезды, как-то ковыряться в них, бурить. Мы можем только наблюдать издалека. Поэтому важно, как и какая энергия выделяется в этих источниках.

Открытие нейтронных звезд с большими магнитными полями вызвало у астрофизиков огромный интерес, потому что эти объекты могут выделять энергию магнитного поля. Здесь важно напомнить, что магнитное поле порождается электрическими токами. Соответственно, если у нас присутствуют сильные токи, то появляются сильные поля. Так немножко понятнее. Ведь не так легко представить себе, как выделить энергию магнитного поля. Но все очень хорошо понимают, что если воткнуть пинцет в розетку, то будет короткое замыкание и все может перегореть. Выделяется энергия тока!

На нейтронных звездах с большими полями могут проходить короткие замыкания. Мы не очень пока понимаем, как и где они происходят – снаружи или в коре нейтронной звезды. Но при этом выделяется колоссальное количество энергии. За одну десятую секунды выделяется 1046 эрг (светимость Солнца – 4 на 1033 эрг в секунду, т. е. Солнце излучит 1046 эрг лишь за 100 000 лет!). Короткое время – десятую долю секунды – она светит ярче, чем большая галактика, т. е. система, состоящая из сотен миллиардов звезд. Это очень много. Это страшно интересно. И, естественно, когда очень много и страшно интересно, это очень трудно исследовать, изучать, потому что возникают очень сложные физические процессы. И ученые сейчас бьются, используют разные конкурирующие теории, чтобы описать эти явления.

С другой стороны, нейтронные звезды мы можем наблюдать просто потому, что на них что-то падает – идет аккреция. Каждый грамм, упавший на нейтронную звезду, дает около 10 в 20 эрг энергии (один грамм тротилового эквивалента – это 4×1010 эрг, т. е. в два миллиарда раз меньше!). Это много – примерно 10 % от mc2. Если вы возьмете водородную бомбу, взорвете, посчитаете, сколько энергии выделилось (будет примерно 1022 эрг, что соответствует примерно 250 килотоннам тротилового эквивалента). А потом возьмете просто камень такой же массы, как у бомбы, и бросите на нейтронную звезду, то выделится гораздо больше энергии. При самых эффективных термоядерных реакциях выделяется всего лишь порядка 1 % от mc2. Аккреция дает намного больше! Чтобы получить 1022 эрг, надо бросить на нейтронную звезду камень массой всего лишь… сто грамм!

Радиопульсары светят не за счет аккреции и не за счет диссипации энергии токов. Их «кладовая» – это вращение нейтронной звезды. Со временем период, за который компактный объект совершает оборот вокруг своей оси, растет. А энергия вращения обратно пропорциональна квадрату этого периода. Если мы начинаем с одной миллисекунды, то запас соответствует излучению с солнечной светимостью на протяжении 100 миллиардов лет! Неудивительно, что молодые сильно замагниченные нейтронные звезды, быстро «разбазаривающие» предоставленную им звездой-прародительницей энергию вращения, являются очень яркими источниками. Настоящая «золотая молодежь».

Причем быстрое вращение – это не единственное их наследство. Они еще и рождаются очень горячими. Запасов тепловой энергии тоже может хватить надолго. Именно благодаря расходованию ими запасенного тепла мы видим некоторые компактные объекты в остатках сверхновых.

Многообразие процессов с мощным выделением энергии дает разнообразные наблюдательные проявления. Поэтому ученые разными способами пытаются изучать нейтронные звезды. Используются самые разнообразные инструменты. Это и радиотелескопы – люди изучают радиопульсары и другие проявления нейтронных звезд в самой длинноволновой части спектра. Это и рентгеновские телескопы, потому что, когда энергии много, температура большая, то обычно испускается жесткое излучение. Это легко понять. Если вам нужно унести сто долларов, вы можете взять одной стодолларовой бумажкой или ста бумажками по одному доллару. Положить в карман. Мелкие даже удобнее. Но если вам надо унести сто миллионов долларов, то попробуйте посчитать, сколько это будет купюрами по одному доллару – будет несколько мешков. Столько не унести. Поэтому нужно брать крупными купюрами. Даже есть специальные купюры – тысячедолларовые, которые в магазинах не принимают. В природе все устроено точно так же. Когда в маленькой области пространства выделяется очень много энергии, то ее уносит самыми «жирными» рентгеновскими или гамма-квантами. И в нейтронных звездах это часто происходит. Они маленькие и компактные. И когда они светят, энергия уносится рентгеновским или гамма-излучением. (Продолжая аналогию, можно заметить, что для хищений в особо крупных размерах используют разные теневые схемы без участия наличных, а нейтронные звезды, когда энергии очень много, теряют ее за счет испускания нейтрино, крайне плохо взаимодействующих с веществом и поэтому способных незаметно покидать недра компактных объектов.)

Двадцатишестиметровый радиотелескоп обсерватории Маунт Плезант в Тасмании и рентгеновский спутник Чандра. Нейтронные звезды являются источниками и очень длинных, и очень коротких электромагнитных волн. Как в медицине, где для комплексной диагностики нужно использовать разные виды излучения и разные длины волн, так и в астрофизике наблюдения в разных диапазонах позволяют полнее изучить природу источников.

Но нейтронные звезды светят и в оптическом диапазоне. Например, возьмем самый знаменитый пульсар – пульсар в Крабовидной туманности. Можно посмотреть на нее в очень мощный оптический телескоп и заметить пульсации блеска одной из звездочек. Конечно, глазу это будет тяжело – слишком быстро меняется блеск. Но с помощью довольно простых приборчиков это можно сделать. Вообще говоря, классические астрономы, работавшие с данными оптических телескопов, могли это открыть до обнаружения радиопульсаров, если бы знали, куда смотреть. Тогда они бы опередили радиоастрономов.

Внутренняя часть Крабовидной туманности непосредственно вблизи пульсара. Видна структура, формирование которой связано с его активностью.

Итак, у нейтронных звезд может быть четыре основных источника энергии: вращение, энергия токов, тепло и аккреция. Первые три во многом связаны с тем, как нейтронная звезда рождалась – со сверхновой и свойствами взрывающегося ядра. В некоторых случаях, если часть вещества, выброшенного при взрыве, падает обратно на новорожденный компактный объект, аккреция также может стать источником энергии, связанным с параметрами сверхновой.

Отпечатки «пальцев» сверхновых на нейтронных звездах

Хотя нейтронные звезды крайне любопытны сами по себе, особенно интересно их исследовать, потому что они рождаются в бурном процессе взрыва сверхновой. А мы очень плохо знаем, как сверхновые взрываются. Мы видим их сотни в год, и это количество только растет с вводом в строй новых инструментов, специально предназначенных для поисков вспыхивающих объектов. Но посчитать детально модель такого взрыва очень тяжело. Там перемешано очень много всякой сложной физики. И по большей части авторы разных сценариев взрывов пользовались какими-то упрощениями. Например, кто-то не учитывал сильные магнитные поля, кто-то не учитывал какие-то термоядерные реакции, кто-то приближенно считал гравитацию, кто-то считал двумерную модель взрыва и т. д. А до недавнего времени сверхновые вообще не «взрывались» в компьютерах, если расчеты проводили в трех измерениях. Приходилось руками вписывать дополнительный импульс, добавлять «поршень», который расталкивал бы вещество. Только недавно, в 2012 году, наконец-то астрофизикам удалось продвинуться и взорвать «компьютерную сверхновую». Они смогли учесть эффекты Общей теории относительности более корректно, чем раньше. Это позволило получить взрыв и разлет вещества. Но все равно есть ощущение, что, хотя многое сделано, многое еще предстоит, поскольку разлет получился только в двумерном моделировании, а настоящая вспышка сверхновой происходит в трех измерениях. Кроме того, в этих расчетах не учитывались некоторые потенциально важные физические процессы.

Сейчас, в первую очередь благодаря росту мощности компьютеров, ученые активно продвигаются в этом направлении. Правда, наблюдатели постоянно подкидывают все новые и новые загадки, обнаруживая все более и более странные сверхновые. Но даже если взрыв смоделирован успешно, это надо сравнивать с разнообразными наблюдениями.

Нейтронные звезды, рожденные в процессе взрыва ядра звезды, несут на себе его отпечаток. Например, они могут очень быстро двигаться. Представьте, у вас есть компактный объект диаметром 20 километров с массой раза в два больше, чем у Солнца, а лететь он может со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Хотя до взрыва скорость звезды-прародителя составляла всего лишь 10 км/с, т. е. она практически покоилась относительно своих соседей. Такая ситуация возможна, потому что если мощный взрыв чуть-чуть сделать несимметричным, то отдача заставит образовавшийся компактный объект быстро двигаться. Энергии хватит. И это тоже надо воспроизводить в расчетах. Нужно, чтобы модели рождения нейтронных звезд, т. е. модели взрывов сверхновых, объясняли как сами большие скорости, так распределение компактных объектов по скоростям: сколько рождается медленных, а сколько – быстрых. Таким образом, изучая скорости нейтронных звезд (и черных дыр), мы косвенно получаем информацию о физике взрыва сверхновой.

Точно так же масса, вращение, величина магнитного поля и другие параметры нейтронной звезды несут на себе отпечаток взрыва сверхновой. Частичное выпадение вещества после взрыва обратно на компактный объект может увеличивать массу и уменьшать наблюдаемое магнитное поле, асимметрия взрыва может раскручивать нейтронную звезду и менять направление оси вращения. Чем лучше мы понимаем происхождение начальных свойств нейтронных звезд, тем лучше понимаем физику сверхновых.

Я абсолютно убежден, что в наши дни область астрофизики, изучающая нейтронные звезды, не только находится на стадии роста, но и в течение ближайших лет будет оставаться очень активной областью, которая будет давать много важных результатов не только астрофизикам, но и физикам вообще. То есть она будет полезна для фундаментальной науки в целом. И связь со сложной физикой взрыва сверхновой – лишь один из примеров. Многие другие возникают по мере рассмотрения того, как параметры компактных объектов меняются со временем.

III. Эволюция нейтронных звезд

Астрофизические проявления нейтронных звезд, – т. е. то, какими мы их видим, – зависят от многих параметров: масса, скорость, период вращения, температура, магнитное поле, свойства вещества вокруг… Эволюция нейтронной звезды – это изменение ключевых параметров. Мы обсудим основные из них.

Вращение

У любого объекта есть предельная скорость вращения. Например, скорость вращения на земном экваторе составляет примерно полкилометра в секунду. Если мы начнем раскручивать нашу планету все быстрее и быстрее, то в конце концов она начнет разрушаться. Скорость вращения на экваторе Солнца примерно в 10 раз больше, чем на экваторе Земли. Если Солнце заставить вращаться в сотни раз быстрее, то вещество начнет истекать с солнечного экватора. Это приведет к замедлению вращения. Возникает предельный период. Нельзя заставить Солнце вращаться с периодом около часа. Нейтронные звезды могут вращаться очень быстро, потому что они компактные и плотные. Для них предельный период составляет менее одной тысячной доли секунды. Это соответствует скорости примерно 1/5 от скорости света! Дальше даже такие компактные объекты начинают истекать.

Нейтронные звезды могут иметь очень короткий период вращения, в том числе близкий к предельному, уже при своем рождении или приобретать его в ходе эволюции (раскручиваясь в двойных системах за счет аккреции вещества со второй звезды). Анализ данных наблюдений показывает, что практически все эти компактные объекты при рождении имеют периоды существенно менее одной секунды. Такую особенность легко объяснить. Нейтронная звезда появляется на свет в результате коллапса ядра звезды. Его размеры уменьшаются в тысячи раз. Все знают, что если вращающийся объект сжимается, то скорость вращения увеличивается. Простые оценки показывают, что звездное ядро в результате коллапса может легко раскрутиться до периода в доли секунды.

Вращение может быть настолько быстрым, что на какое-то время предотвратит образование черной дыры. Масса компактного объекта может быть большой, но превращение в черную дыру определяется плотностью в центре. Быстрое вращение понижает эту плотность. Поэтому какое-то время, пока новорожденный объект имеет короткий период, окончательный коллапс не происходит. Лишь спустя какое-то время, обреченная нейтронная звезда схлопнется. Такие, как говорят, метастабильные объекты называют супрамассивными нейтронными звездами. Теоретики любят привлекать их там, где им хочется сделать двухстадийный коллапс с дополнительным энерговыделением в промежутке (источником энергии служит вращение супрамассивного объекта).

Быстровращающаяся нейтронная звезда, замедляясь, может сколлапсировать в черную дыру из-за роста центральной плотности. По мере торможения вращения в центре растет плотность, и вещество может начать переходить в новую фазу. Область новой фазы, т. е. состоящая уже из других частиц, будет расти. Этот процесс может завершиться коллапсом.

В течение своей жизни нейтронная звезда может и замедлять свое вращение, и ускорять (но, конечно, не быстрее предельного). Для ускорения необходимо какое-то внешнее воздействие, а замедление может происходить и без участия внешних объектов. История нейтронной звезды обычно начинается с замедления.

Нейтронная звезда чаще всего рождается как радиопульсар. Даже если сам механизм радиоизлучения по какой-то причине оказывается подавленным (как, например, в центральных компактных объектах в остатках сверхновых), замедление вращения одиночной нейтронной звезды происходит примерно по одинаковому сценарию. У нас есть быстровращающийся «шарик» с магнитным полем. Такой объект должен излучать электромагнитные волны и ускорять заряженные частицы. В приложении к нейтронным звездам впервые на это указал Франко Пачини в 1967 году (т. е. прямо перед открытием радиопульсаров, хотя сам феномен пульсара не был предсказан). На излучение волн и ускорение частиц нужна энергия. Она берется из вращения, т. е. наш «шарик» будет замедляться. Время, затрачиваемое на один оборот, будет увеличиваться.

Энергия уносится потоком волн и частиц. Интенсивность излучения зависит от частоты вращения и величины магнитного поля. По мере замедления вращения энергии будет излучаться все меньше. Это означает, что будет падать давление, оказываемое дующим от нейтронной звезды «ветром» на внешнюю среду. Вначале давление обычно достаточно велико, поэтому пульсар «не знает» о том, что вокруг не пустота. Но со временем присутствие вещества будет все заметнее. Оно стремится подобраться поближе к нейтронной звезде. Это стремление связано как с давлением самого вещества (оно, во-первых, определяется температурой и плотностью вещества, а во-вторых, есть «лобовое давление», связанное со скоростью вещества относительно нейтронной звезды), так и с гравитацией. Если вещество вошло в область гравитационного влияния нейтронной звезды, то она сама начнет «натягивать» его на себя. В конце концов, ветер волн и частиц не сможет сопротивляться внешнему давлению, и вещество начнет проникать в магнитосферу. Это выключает не только пульсарный механизм (обычно он перестает работать еще раньше), но и весь процесс генерации ветра релятивистских частиц. Замедлившись до критического значения периода вращения, нейтронная звезда переходит на следующую эволюционную стадию.

Если первую стадию жизни нейтронной звезды называют эжектором (потому что вещество и волны активно эжектируются – выбрасываются – во внешнюю среду), то вторая стадия получила название пропеллера. Впервые ее рассмотрел в самом начале 1970-х годов Викторий Шварцман. Но мировую известность она получила в 1975-м благодаря статье Андрея Илларионова и Рашида Сюняева.

На этой стадии падение вещества на поверхность остановлено быстро вращающейся магнитосферой (которая вращается вместе со звездой, поскольку силовые линии «вморожены» в кору). Дело в том, что падающее вещество – это плазма. Вещество плазмы ионизовано, а заряженные частицы взаимодействуют с магнитным полем. Им очень тяжело двигаться поперек силовых линий (поэтому на Земле красивые сияния происходят в основном вблизи магнитных полюсов, за что их и называют полярными). Иногда говорят, что частицы сидят на силовых линиях как бусины на проволоке. На самом деле их поведение сложнее, но для нас важно, что плазма, как говорят, «вморожена» в магнитное поле. Плазме тоже, как и отдельным заряженным частицам, трудно двигаться поперек силовых линий. Поэтому магнитное поле может остановить поток вещества.

Если скорость вращения магнитного поля в данном месте превышает круговую скорость движения плазмы, то вращающиеся силовые линии магнитного поля работают как пропеллер, пытаясь разбросать вещество. Энергия вращения нейтронной звезды через магнитное поле передается веществу, часть которого может улететь вдоль силовых линий. Это приводит к очень быстрому торможению вращения нейтронной звезды. Поэтому стадия пропеллера достаточно короткая, и застать на ней нейтронную звезду довольно маловероятно. К тому же на этой стадии обычно нет мощного энерговыделения, так что и ярких источников здесь не получишь. Хотя кандидаты есть, их находят в тесных двойных системах, где вещество перетекает с нормальной звезды на слишком быстро вращающуюся нейтронную.

Постепенно время оборота нейтронной звезды вокруг своей оси растет. Медленно вращающийся пропеллер уже не может задержать поток вещества. Оно попадает на поверхность. Начинается аккреция.

Теперь вращение нейтронной звезды может и ускоряться, и замедляться. Падающее вещество может приносить с собой момент импульса (иногда употребляют и другой термин – угловой момент), т. е. может раскручивать нейтронную звезду[9]9
  Приток момента импульса соответствует раскручиванию, т. е. усилению вращения, а потеря момента импульса – замедлению вращения.


[Закрыть]. Но взаимодействие магнитного поля с потоком вещества должно тормозить вращение. Обычно, если внешние условия не меняются, устанавливается равновесие. Особенно ярко это проявляется у рентгеновских пульсаров – аккрецирующих нейтронных звезд в тесных двойных системах. Период пульсаций излучения – это, как и у радиопульсаров, период вращения компактного объекта. Только источником энергии теперь служит не вращение, а потенциальная (гравитационная) энергия падающего вещества. Наблюдения демонстрируют, что часть аккрецирующих пульсаров показывает увеличение периода, а часть – уменьшение. Часто мы видим, что какой-то рентгеновский пульсар то ускоряется, то тормозится. Но обычно это колебания вблизи положения равновесия, когда торможение и ускорение примерно уравновешивают друг друга. Это равновесие крайне важно, так как если есть хорошая модель аккреции, то знание равновесного периода позволяет оценить магнитное поле нейтронной звезды, чем астрофизики активно пользуются. Зачастую другого способа хотя бы примерно узнать величину поля аккрецирующей нейтронной звезды просто нет.

Итак, радиопульсар живет, пока нейтронная звезда быстро вращается. Рентгеновский пульсар возникает в двойной системе, если звезда достаточно замедлилась. Если магнитное поле постоянно, то вращение – главный параметр, определяющий то, какой мы видим нейтронную звезду. Но поле не всегда постоянно.

Изменение магнитного поля

Магнитное поле порождается электрическими токами. И поля нейтронных звезд – не исключение. Поскольку они не подключены к розетке, и батареек в них нет, токи со временем должны уменьшаться, затухать. Соответственно, будет уменьшаться и магнитное поле. На пальцах – все ясно. Но при углублении в детали обнаруживается масса любопытного и неожиданного.

Начнем с вопроса: где текут токи, порождающие магнитное поле? Ответ: неизвестно. Конечно, важно понимать: когда ученые отвечают, что что-то не известно, чаще всего это означает наличие нескольких вариантов, выбрать из которых мы пока не можем. В случае нашего вопроса есть две основные возможности: поля (и токи) в основном сосредоточены в коре нейтронной звезды или они в основном находятся в ядре. Разумеется, в реальности они должны быть и там, и там. Но в какой пропорции?

Токи в коре должны быть более или менее похожи на тот ток, к которому мы привыкли. Ведь кора нейтронной звезды (кроме ее самой внутренней части, где вещество находится в состоянии так называемые «ядерной пасты», – спагетти, лазанья… – что понравилось бы Летающему Макаронному монстру) во многом похожа просто на кусок металла. Конечно, есть и существенные отличия, но по крайней мере тут нет каких-то фундаментальных сложностей. Возможно, поэтому сейчас очень популярны модели, где поле в основном сосредоточено в коре.

Магнитное поле в ядре, по всей видимости, устроено очень необычно. Дело в том, что протоны в ядре должны находиться в сверхтекучем состоянии (в ядре ток должен быть связан именно с протонами, а не электронами). Сверхтекучесть заряженных частиц означает наличие сверхпроводимости. А сверхпроводники с магнитным полем не дружат. Поле или совсем выталкивается из сверхпроводника, или разбивается на квантовые магнитные трубки, в которых разрушена сверхпроводимость. Скорее всего, недра нейтронных звезд представляют собой сверхпроводник второго рода. Огромное количество магнитных трубок пронизывает ядро нейтронной звезды. Теперь для затухания поля надо, чтобы эти трубки выталкивались из ядра в кору: только там их можно будет уничтожить. Это может происходить по мере замедления вращения нейтронной звезды, но здесь есть много неопределенностей. Поэтому часто предполагают, что эволюция поля в ядре нейтронной звезды не слишком сильно сказывается на наблюдательных проявлениях. Мы ниже также будем придерживаться этой гипотезы.

Есть еще один простой важный вопрос: откуда токи берутся? Первая часть ответа очень проста: они остаются от ядра звезды. Нейтронная звезда образуется в процессе коллапса. Если мы представим себе ядро звезды пронизанным магнитными силовыми линиями, то при сжатии линии сохранятся (как говорят, сохранится магнитный поток). Плотность линий возрастает при сжатии. Соответственно, возрастает поле. Если у нас есть ядро звезды радиусом несколько тысяч километров, то при сжатии до размеров нейтронной звезды поле вырастет в десятки или даже сотни тысяч раз. Так можно объяснить поля обычных радиопульсаров. Для магнитаров есть вторая часть ответа: нужно дополнительно усиливать поле, например, за счет динамо-механизма.

Схема коллапса с сохранением магнитного потока. Видно, что радиус объекта уменьшается, а число линий остается прежним. Значит, количество силовых линий, проходящих через элемент поверхности единичной площади, растет. Это означает усиление магнитного поля на поверхности.

Итак, допустим, токи в основном сосредоточены в коре. Тогда они будут уменьшаться просто за счет электрического сопротивления. Оно может определяться двумя основными факторами. Во-первых, есть дефекты в микроструктуре вещества коры. Они будут препятствовать потоку электронов – т. е. току. Во-вторых, кора может быть горячей. Тогда электронам будут мешать тепловые колебания – фононы. Пока нейтронная звезда молодая и горячая, доминирует затухание токов на фононах. Позже, когда звезда остынет, – на дефектах коры.

Затуханию токов может помогать еще один процесс, он особенно важен для сильных полей – т. е. для магнитаров. Это так называемый холловский каскад. Магнитные поля в коре могут иметь сложную структуру, не такую, как у обыкновенного дипольного поля, которое, как правило, представляет собой наиболее крупный элемент структуры. Мелкомасштабные поля затухают быстрее, и если придумать механизм, из-за которого энергия будет перекачиваться из больших масштабов в маленькие, то диссипация будет идти быстрее. Холловский каскад как раз приводит к тому, что крупномасштабное поле постепенно разбивается на мелкие составляющие, что приводит к более быстрому уменьшению глобального поля. А значит, к более активному энерговыделению.

Как бы то ни было, поле может (и должно!) уменьшаться. Чем сильнее поля – тем заметнее этот эффект. Уменьшение поля в некотором смысле имитирует замедление вращения: радиопульсар быстрее выключается, раньше происходит переход на стадию пропеллера, раньше может начаться аккреция. Но есть и более прямые проявления затухания поля.

Магнитное поле имеет энергию. Вообще говоря, большую. По формуле E = mc² в коре нейтронной звезды поле обычно соответствует плотности больше сотни грамм в кубическом сантиметре. А у магнитаров речь идет уже о многих тоннах в кубическом сантиметре! Это много. И эту энергию можно выделить. Кора даже может начать трескаться и разламываться после уменьшения энергии поля, так как это аналогично уменьшению давления в коре.

Поле порождается токами. Мы знаем два основных вида выделения энергии тока: какой-нибудь прибор либо греется постепенно, либо происходит короткое замыкание. В нейтронных звездах реализуются оба варианта.

Во-первых, постепенное затухание магнитного поля приводит к нагреву коры нейтронной звезды. Если поля велики, то эффект может быть значительным, и некоторые нейтронные звезды видны как рентгеновские источники именно благодаря такому «электрическому подогреву». Во-вторых, «короткие замыкания» приводят к вспышкам. Это основное свойство магнитаров, выделяющее их среди других нейтронных звезд.

Из-за эволюции поля может меняться его структура. Магнитное поле имеет много составляющих, т. е. это не просто «бабочка» диполя – это набор очень разных компонент, которые обычно быстро уменьшаются с расстоянием от поверхности нейтронной звезды (поэтому в большом масштабе всегда доминирует дипольное поле, оно спадает с расстоянием медленнее в сравнении с более «кудрявыми» компонентами), но вблизи поверхности они играют важную роль, направляя течение аккрецируемого вещества или формируя распределение поверхностной температуры при остывании нейтронных звезд. Разные компоненты эволюционируют с разной скоростью. Кроме того, они могут обмениваться энергией. Сейчас это научились воспроизводить в компьютерных расчетах. Такие особенности эволюции могут объяснить, например, магнитары со слабым дипольным полем. Они замедляются, как обычные пульсары, но вспыхивают, как настоящие магнитары, поскольку сильные поля (и токи) в них есть, только их структура иная. Кажется, что сильное поле все-таки не утаишь – как шило в мешке. Разве что взять мешок потолще…

«Толстый мешок» можно создать вокруг нейтронной звезды прямо в момент ее формирования. После взрыва сверхновой значительная масса вещества может выпадать обратно на сколлапсировавшее ядро. Этот процесс может занимать несколько часов. Нейтронная звезда (вместе со своим магнитным полем) формируется гораздо быстрее. Поэтому можно представить себе такую картину. На замагниченный компактный объект течет огромный поток плазмы. Давление настолько велико, что магнитосфера оказывается смятой. Теперь не магнитные силовые линии диктуют веществу, что надо течь на полюса, – теперь вещество дает силовым линиям команду «лежать». Поле прижимается к поверхности и укутывается слоем плазмы.

Иногда вещества выпадает много. Масса может составить и несколько солнечных. Нейтронная звезда не способна вынести такое давление и превращается в черную дыру. Но если упало всего лишь несколько тысячных или сотых массы Солнца, то в итоге получится нейтронная звезда, в коре которой продолжают течь мощные токи, но снаружи мы не видим сильного поля. Такие источники мы наблюдаем, например, как центральные компактные объекты в остатках сверхновых. Их еще иногда называют антимагнитарами, так как на диаграмме «период – темп замедления» они лежат относительно основной группы пульсаров с противоположной по сравнению с магнитарами стороны. При периодах в сотые или десятые доли секунды они обладают дипольными полями (которые отвечают за замедление вращения нейтронной звезды) в десятки и сотни раз меньше, чем у радиопульсаров. Но они не всегда останутся такими.

Поле будет потихоньку пробираться наружу. Согласно расчетам, это может занять несколько тысяч или десятков тысяч лет (в зависимости от того, каким было поле и сколько вещества выпало на поверхность). То есть антимагнитары должны исчезнуть, превратившись во что-то другое. Пока неясно, могут ли они потом включиться как радиопульсары или магнитары. Ответ в конечном счете должны дать наблюдения.