Мощная вспышка одного из источников мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ), зарегистрированная 27 декабря 2004 г., привлекла всеобщее внимание к этому типу объектов. В этой статье мы поговорим о МПГ, о различных проявлениях активности этими источниками и о сверхзамагниченных нейтронных звездах - магнитарах, - которые, как считается, ответственны за феномен МПГ.
Яркое событие неизбежно привлекает внимание публики. В астрономии такими яркими событиями часто становятся различные взрывные процессы. Ленты новостей сразу же начинают пестрить сообщениями о "самом мощном взрыве во Вселенной" или же о том, что "Земля чудом избежала гибели". Зачастую ничего серьезного Земле не угрожало, да и угрожать не могло. С другой стороны, такое событие чаще всего в самом деле оказывается неординарным. А, значит, есть хороший повод рассказать о том или ином явлении или типе источников.
27 декабря 2004 г. произошла мощная вспышка одного из источников мягких повторяющихся гамма-всплесков (МПГ). В самом факте вспышки ничего удивительного нет - взрывная активность этих объектов наблюдалась и раньше и, как мы увидим ниже, благодаря подобной вспышке был открыт первый объект этого типа. Уникальность события в том, что этот всплеск самый мощный среди всех наблюдавшихся с момента открытия МПГ.
История изучения МПГ тесно связана с исследованиями космических гамма-всплесков. Как читатель хорошо знает, в середине 60-х гг. на американских разведывательных спутниках Вела (Vela; название происходит не от латинского названия созвездия Паруса, а от испанского velar - наблюдать, следить), предназначенных для слежения за наземными ядерными испытаниями, был открыт такой феномен как космические гамма-всплески. Это явление привлекло внимание ученых своей загадочностью: вплоть до конца 90-х гг. не удавалось зафиксировать вспышку или ее последствия вне гамма-диапазона. Уже в 70-е гг. было запущено множество спутников, на которых стояли приборы для регистрации всплесков гамма-излучения. Стояла такая аппаратура и на отечественных спутниках Венера 11 и 12. Исследования проводила группа Е.П. Мазеца из ФТИ им. Иоффе. Приборы регулярно регистрировали приходящие из глубокого космоса гамма-вспышки. Шла нормальная работа, накапливались данные. И вот, 5 марта 1979 года детекторы вдруг зашкалили из-за необычайно мощного потока гамма-излучения. Короткая вспышка длительностью около четверти секунды на время "ослепила" аппаратуру. Когда же та "прозрела", то смогла записать "хвост" вспышки, в котором были обнаружены периодические пульсации с характерным временем около 8 секунд. Так был открыт первый МПГ - FXP 0520-66.
Наличие 8-мисекундных пульсаций позволило достаточно быстро прийти к мысли о связи источника с нейтронной звездой. Дело в том, что стабильность периода сразу наводит на мысль о вращении, а такое короткое время оборота вокруг своей оси свойственно только нейтронным звездам). Регистрация вспышки другими спутниками позволила методом триангуляции точно определить его местоположение. Источник оказался расположенным в Большом Магеллановом облаке, вблизи остатка сверхновой. Оценка энергетики вспышки могла повергнуть в изумление - источник за доли секунды излучил около 1044 эрг. Солнце излучает столько за тысячи лет. (Отметим сразу же, что точная оценка светимости таких источников отсутствует. Основной причиной является "ослепление" аппаратуры во время всплеска, т.о. нет регистрации потока излучения в максимуме. К этой проблеме мы еще вернемся ниже.) Стало ясно, что открыт новый тип источников. Разумеется, быстро придумалось и название для них. Поскольку всплески повторяются, а также являются более мягкими (т.е. основная доля энергии уносится менее энергичными квантами), чем обычные гамма-всплески, то данный тип объектов получил название источники мягких повторяющихся гамма-всплесков. По-английски эти объекты обозначаются аббревиатурой SGR (Soft Gamma Repeaters), мы же будем называть их МПГ.
Разумеется, слабые происходят чаще всего. Длятся они доли секунды. В них выделяется до 1041 эрг энергии. Частота всплесков распределена очень неравномерно. Обычно слабые вспышки сопутствуют более мощным. Т.е. есть периоды активности, когда число слабых всплесков возрастает. Значит, если наблюдается возросшее количество слабых всплесков, то стоит ждать более мощного (забегая вперед, отметим, что всплеск 27 декабря предсказывался, т.к. наблюдалось увеличение числа слабых вспышек).
Промежуточные вспышки существенно более мощные и редкие. Наблюдалось всего несколько штук. Иногда они сопровождаются такими же пульсирующими хвостами, как у вспышки 5 марта.
Гигантские вспышки очень редки. За 30 лет наблюдений было зарегистрировано всего 4 таких всплеска (иногда говорят о трех, т.к. одна из вспышек по своим характристикам отличается от трех других). Причем, пока наблюдалось по вспышке от каждого из четырех МПГ. Первый гигантский всплеск - это историческое событие 5 марта. Второй был зарегистрирован 18 июня 1998 г. от МПГ 1627-41. Это как раз "спорное" событие, часто причисляемое к промежуточным. Третий "гигант" был отмечен 27 августа 1998 года и уже тогда вызвал немало дискуссий (это была первая бесспорно гигантская вспышка, обнаруженная в нашей Галактике). И, наконец, четвертый - это гипервспышка 27 декабря 2004 г., которую некоторые авторы уже выделяют в отдельный класс. Т.о. каждый из четырех МПГ дал по одной мощной вспышке за примерно 30 лет наблюдений.
Четкой границы между всплесками разных типов нет. Вполне вероятно, что с накоплением данных все типы сольются в единый спектр активности МПГ.
27 декабря 2004 г. фактически все спутники, работающие в жестких диапазонах, зарегистрировали всплеск МПГ 1806-20. Как обычно, фактически все спутники "ослепли" на время первого острого импульса. Любопытно, что несмотря на то, что вспышка эта оказалась самой мощной за всю историю наблюдений МПГ, именно для этого всплеска есть некоторая информация о потоке в максимуме. Единственные данные о максимуме удалось получить российским ученым группы Е.П. Мазеца. Здесь помогло замечательное обстоятельство. Один из приборов (Геликон) этой группы установлен на спутнике Коронас-Ф. В момент всплеска он был в тени Земли, поэтому прямое излучение от МПГ он регистрировать не мог. Зато удалось поймать отражение всплеска от Луны!!! Ниже на рисунке показана запись отраженного сигнала. Данный случай сразу же напоминает миф о медузе Горгоне. Только глядя на отражение удастся не окаменеть.
Другой вопрос связан с гипотезой о симметрии энерговыделения. При оценке светимости принимается, что источник излучал во все стороны одинаково. Однако это лишь гипотеза. Не исключено, что излучение несимметрично. Например, излучение космических гамма-всплесков характеризуется высокой степенью коллимации. Если излучение во время вспышки 27 декабря было направленным, то тогда оценку полной энергетики всплеска нужно будет существенно уменьшить. Однако пока нет серьезных оснований полагать, что этот эффект существенен. В частности, радионаблюдения говорят о том, что возможно асимметрия невелика.
После всплеска 27 декабря удалось зарегистрировать радиоизлучение от МПГ. С помощью системы VLA 3 января 2005 г. был обнаружен радиосигнал, который является "послесвечением" (afterglow) всплеска 27 декабря. До этого не удавалось обнаружить радиоизлучение МПГ ни в активном, ни в спокойном состоянии (было лишь одно сообщение о регистрации источника 1900+14 на телескопе в Пущино на довольно длинных волнах с частотой около 111 МГц). Радиоисточник оказался протяженным. Его размеры соответствуют разлету вещества со скоростью порядка 0.2-0.3 скорости света, что укладывается в современные модели активности МПГ.
Теперь, поговорив о наблюдательной стороне дела, нам следует попытаться обсудить природу всплесков с более теоретической точки зрения. И здесь не обойтись без разговора о магнитарах.
Существует несколько теорий, объясняющих природу МПГ. В настоящее время есть два основных подхода, использующихся для объяснения свойств МПГ и родственного им класса объектов - аномальных рентгеновских пульсаров (АРП). Это околозвездные диски и сверхсильные магнитные поля.
С точки зрения наблюдений есть два ключевых факта, используемые в обоих подходах. Это длинные (в сравнении с радиопульсарами) периоды вращения нейтронных звезд и большие положительные производные периода (т.е. периоды всегда увеличиваются и довольно быстро).
Один из подходов исторически связан именно АРП. Поэтому в начале несколько слов об этих объектах. АРП были выделены в отдельный класс в середине 90-х гг., когда заметили, что есть небольшая группа рентгеновских пульсаров с близкими периодами (порядка 10 секунд). Для всех этих источников было характерно постоянное увеличение периода пульсаций (т.е. вращение нейтронной звезды все время замедляется). Кроме того, ни для одного из этих объектов не удавалось (да так и не удалось) зарегистрировать излучение оптического компаньона, т.е. возникало подозрения, что все АРП не двойные системы (как прочие рентгеновские пульсары), а одиночные нейтронные звезды.
Уже в середине 90-х была высказана гипотеза, что АРП - это одиночные нейтронные звезды, окруженные диском. Такой диск может возникнуть или из-за разрушения компаньона, или же из-за процесса обратной аккреции (fall-back) при образовании нейтронной звезды (выброшенное в результате взрыва вещество частично оказывается гравитационно связанным с образовавшимся компактным объектом, и постепенно выпадет на него). В этой теории достаточно естественно можно объяснить периоды и замедление АРП и МПГ. Однако описать вспышечную активность очень трудно. В настоящее время эта теория не пользуется большой популярностью, и мы в дальнейшем не будет подробно ее обсуждать. Обратимся к ее более успешному конкуренту - модели магнитаров. (Д.Г. Яковлев из ФТИ им. Иоффе обратил наше внимание на то, что по-русски название этих объектов следует писать именно через "и". В самом деле, коли название происходит от слова "магнит", то не стоит просто калькировать английское magnetar.)
| Тип | Источник | Период, с |
| АРП | CXOU 010043.1-721134 | 8.0 |
| АРП | 4U 0142+61 | 8.7 |
| АРП | 1E 1048.1-5937 | 6.4 |
| АРП | 1RXS J170849-400910 | 11.0 |
| АРП | XTE J1810-197 | 5.5 |
| АРП | 1E 1841-045 | 11.8 |
| АРП | AX J1844-0258 | 7.0 |
| АРП | 1E 2259+586 | 7.0 |
| МПГ | 0526-66 | 8.0 |
| МПГ | 1627-41 | 6.4 |
| МПГ | 1806-20 | 7.5 |
| МПГ | 1900+14 | 5.2 |
Магнитарная модель родилась в 1992 г. Наиболее последовательная разработка этой теории связана с именами американских ученых Кристофера Томпсона (C. Thompson) и Роберта Дункана (R. Duncan). На английском языке можно прочесть замечательные популярные материалы по МПГ, подготовленные Дунканом. (Отметим также, что одновременно с первой работой этой пары в 1992 г. появилась статья Владимира Усова, где высказывалась гипотеза о том, что сверхзамагниченные нейтронные звезды с миллисекундными периодами могут быть связаны с космическими гамма-всплесками.) Длинные периоды и их быстрое увеличение естественно объясняются наличием у нейтронной звезды большого (порядка 1014-15 Гаусс) магнитного поля. Существенно, что постоянная (невспышечная) светимость и МПГ и АРП превосходит потери вращательной энергии. Это отличает эти источники от обычных радиопульсаров. Авторское определение магнитара говорит именно о том, что не вращение, а магнитное поле ответственно за основной вклад в энергетику. Это можно обеспечить распадом (затуханием) магнитного поля.
Наличие большого поля с учетом его распада говорит о молодости нейтронных звезд. Это подтверждается и оценкой возраста по периоду. Если мы разделим период вращения на темп его замедления, то мы получим оценку возраста нейтронной звезды. Для МПГ такая процедура дает возраст порядка тысячи лет, для АРП несколько больше - около десяти тысяч лет.
Существенно, что в модели магнитара можно пытаться объяснять свойства вспышек. Причем, вспышки наблюдаются не только у МПГ. Всплески, аналогичные слабым вспышкам МПГ, зарегистрированы и от АРП. Этот факт тесно связывает два типа источников друг с другом.
Окончательной теории вспышек пока нет, но можно указать общие черты, используемые в разных вариантах решения этой проблемы. Энергия выделяется из-за перестройки системы силовых линий магнитного поля. В этом смысле вспышки магнитаров могут быть подобны солнечным вспышкам, хотя есть и некоторые отличия, связанные с тем, что в случае магнитаров во-первых, энергия поля очень велика, а во-вторых, силовые линии "зацеплены" за плотное вещество - кору нейтронной звезды. Причиной перестройки магнитосферы как раз может быть подвижка коры, хотя есть и другие предположния о том, что же вызывает начало всплеска, например, это может быть связано с какими-то плазменными неустойчивостями. Была замечана любопытная особенность. Распределение слабых спектров по энергии аналогично распределению землетрясений по силе. Некоторые исследователи полагают, что это можно рассматривать как косвенный аргумент в пользу того, что всплески инициируются "звездотрясениями".
О сильном магнитном поле косвенно свидетельствуют длинные периоды и быстрый темп их увеличения. Кроме оценок магнитного поля по темпу замедления вращения нейтронных звезд существуют и прямые измерения. Несколько лет назад по наблюдениям на спутнике RXTE удалось получить спектры одного из МПГ, в которых отчетливо различима спектральная деталь. Наиболее подходящим объяснением этой линии в спектре является протонное циклотронное поглощение (это означает, что за поглощение ответственны протоны, вращающиеся вокруг силовых линий магнитного поля). Если эта гипотеза верна, то поле получается равным 1015 Гаусс, что, кстати сказать, совпадает с оценкой по темпу замедления вращения.
Если оценки возраста магнитаров, сделанные по их замедлению, верны, то можно попытаться оценить какая доля нейтронных звезд проходит через эту эволюционную стадию. Если в Галактике находится несколько сот миллионов нейтронных звезд, а возраст Галактики примерно 10 миллиардов лет, то, принимая, что мы знаем несколько магнитаров с возрастом порядка нескольких тысяч лет, можно получить, что несколько процентов нейтронных звезд рождается со сверхсильными магнитными полями. При этом время жизни магнитара должно быть невелико. За несколько десятков тысяч лет магнитное поле затухает до значений, исключающих активность типа проявляемой МПГ и АРП. Т.о. число магнитаров среди новорожденных нейтронных звезд не так уж мало!
Здесь уместно сделать несколько замечаний о "магнитарной угрозе". Среди новостей, посвященных вспышке 27 декабря, мелькали фразы о том, что будь источник расположен на расстоянии в 30 пк от нас, излучение всплеска могло бы погубить жизнь на Земле. Сделанная выше оценка частоты появления магнитаров делает появление такого редкого и короткоживущего объекта на небольшом расстоянии от солнечной системы крайне маловероятным. Даже локальный избыток числа молодых нейтронных звезд, связанный с Поясом Гулда (локальной дискообразной структурой размером около 600 пк, содержащей массивные звезды), не увеличивает оценку существенно. Кроме того, в спокойном состоянии магнитар не может "спрятаться" от нас на небольшом расстоянии. Заметная рентгеновская светимость такого источника "выдала" бы его, если бы он был у нас под боком.
Надеемся, что читатель согласится с нами, что МПГ - это очень интересные объекты. Жаль только, что их известно всего четыре (плюс есть один кандидат). Причем, по всей видимости, связано это с краткостью жизни нейтронной звезды на этой стадии. Т.о. надежда обнаружить другие МПГ в нашей Галактике невелика. Но, может быть, можно как-то поискать их в других галактиках?
Гигантские вспышки МПГ можно наблюдать с достаточно больших расстояний. Прибор BATSE на борту Комптоновской обсерватории (CGRO) мог бы увидеть вспышку, подобную всплеску 5 марта, с расстояния в несколько Мпк. А гипервсплеск, подобный событию 27 декабря - с расстояния в десятки Мпк. Значит, стоит покопаться в архиве BATSE. Беда в том, что точность определения координат очень невелика. Поэтому важно понять где искать.
Давайте подумаем. МПГ - это очень молодые нейтронные звезды. Значит, их больше там, где сейчас рождается много массивных звезд (и, соответственно, где происходит много взрывов сверхновых). Темп звездообразования распределен очень неравномерно. В окрестности в 10 Мпк вокруг нас за 25 процентов темпа звездообразования ответственны всего лишь четыре хорошо известные галактики: M82, NGC 253, M83, NGC 4945. В пределах 4-5 Мпк их вклад еще больше. Стало быть, именно в направлении этих галактик стоит ждать прихода всплесков от внегалактических магнитаров. Мы с Борисом Штерном из АКЦ ФИАН просмотрели архив BATSE, однако подходящих кандидатов обнаружено не было. Это может говорить о том, что максимальная энергетика вспышек, аналогичных 5 марта, чуть ниже, чем это принято считать, и, соответственно, предельное расстояние для детектирования на BATSE меньше 3-4 Мпк.
Гипервспышки, потенциально детектируемые с расстояний порядка 50 Мпк, можно искать в более экзотических галактиках. На расстоянии порядка 40 мпк от нас находятся две "фабрики сверхновых" - галактики Arp 299 и NGC 3256. Темп сверхновых в них превосходит галактический в 20-100 раз! Можно ожидать, что всплески, подобные 27 декабря, происходят в них раз в год. Наш анализ каталога BATSE выявил несколько интересных кандидатов, однако пока рано говорить о том, что мы обнаружили аналоги гипервспышки от 1806-20.
Можно также надеяться, что в галактиках, где есть много активных магнитаров, могут быть и более мощные источники. Ведь, если вспышку даст еще более молодая нейтронная звезда, период вращения которой короче, а магнитное поле больше, чем у галактических МПГ, то энергетика всплеска превысит 1046 эрг.
Кроме отдельных выделенных галактик с мощным звездообразованием можно ожидать, что в какой-то из сотен галактик скопления в Деве вспыхнет магнитар. Возможно, что находящиеся сейчас на орбите спутники, в первую очередь Swift (а, может быть, и Integral и HETE-2), смогут увидеть гигантские всплески от МПГ в галактиках скоппления в Деве. Поле зрения этих приборов достаточно велико, чтобы туда "проваливалось" сразу все скопление.
Мощные вспышки происходят чрезвычайно редко. Было бы заманчиво детектировать слабые вспышки от внегалактических МПГ. Однако они слишком слабы. Можно только надеяться, что будущее поколение рентгеновских спутников сможет наблюдать такие всплески с расстояний в несколько Мпк (а может быть и в десятки Мпк). Тогда основными "мишенями" приборов станут все те же галактики с мощным звездообразованием.