Магнетар может родиться, когда две нейтронные звезды соприкасаются

Фото из открытых источников

Все нейтронные звезды обладают интенсивными магнитными полями. Типичное магнитное поле нейтронной звезды примерно в 100 000 раз сильнее самых сильных магнитных полей, которые мы можем создать на Земле. Но около 1% нейтронных звезд имеют еще более сильные магнитные поля. Известные как магнетары, их магнитные поля могут быть в 1000 раз сильнее обычного магнитного поля. Они являются вероятной причиной мощных кратковременных явлений, таких как мягкие гамма-всплески и быстрые радиовспышки. Новое исследование рассматривает, как могут образовываться магнетары.

Данная работа посвящена слиянию двойных нейтронных звезд. Часто при столкновении двух нейтронных звезд образуется черная дыра. Это происходит потому, что суммарная масса двух нейтронных звезд превышает предел Толмана-Оппенгеймера-Волкоффа (TOV), который составляет около 2,6 солнечных масс. Большинство нейтронных звезд массивнее белых карликов, масса которых по Чандрасекару составляет около 1,4 солнечных масс. Но некоторые нейтронные звезды имеют меньшую массу. Если их суммарная масса меньше предела TOV, то они могут слиться и образовать единую нейтронную звезду.

Используя высокоточные модели, выполненные на японском суперкомпьютере FUGAKU, команда исследовала слияние двойных систем нейтронных звезд малой массы. Для упрощения они предположили, что звезды имеют одинаковую массу, но в остальном являются типичными нейтронными звездами. Они предположили, что напряженность магнитного поля этих звезд составляет около 3 триллионов Гаусс, что находится в верхнем диапазоне для типичных нейтронных звезд. Их моделирование охватывало период от мгновений до столкновения звезд и до момента сразу после него.

Они обнаружили, что в течение миллисекунд после контакта двух звезд нейтронная жидкость в этой области переходит в состояние неустойчивости Кельвина-Гельмгольца. Это физический термин, означающий, что жидкость становится турбулентной. Вы, вероятно, уже сталкивались с подобной неустойчивостью. Если осторожно задуть свечу, от фитиля поднимается ровный поток дыма. Но по мере подъема поток становится завихренным и хаотичным. Именно в этом переходе и возникает неустойчивость.

Особенность неустойчивости Кельвина-Гельмгольца заключается в том, что она может вызывать колоссальное перемешивание. В моделировании это перемешивание происходит настолько быстро и полно, что магнитное поле значительно усиливается. Это перемешивание распространяется на остальную часть материала, увлекая за собой магнитное поле. В результате результирующее магнитное поле слившейся нейтронной звезды может быть более чем в 300 раз сильнее, чем исходное магнитное поле. Также возможно, что дальнейшая турбулентность еще больше усилит поле, хотя это выходит за рамки моделирования.

Удивительно в результатах моделирования то, как быстро усиливается магнитное поле. Оно распространяется по звёздам примерно за миллисекунду, а это значит, что оно может играть роль в развитии слияния и влиять на структуру образующейся нейтронной звезды. Для точного определения механизма этого процесса потребуются дополнительные исследования. Но ясно, что магнетары могут образовываться в результате подобных слияний.