Рис. 1. Рентгеновский снимок пульсара в Парусах, полученный космическим телескопом «Чандра». Нейтронная звезда находится в районе круглого светлого пятна в самой яркой области снимка. Расплывчатая полоса, идущая из левого нижнего в правый верхний угол снимка, — это джет, выбрасываемый пульсаром. См. также видео, на котором этот пульсар запечатлен в движении. Фото с сайта www.nasa.gov
Коллаборация H.E.S.S. опубликовала результаты измерений высокоэнергетичного излучения от пульсара в Парусах. 78 пойманных фотонов с энергиями от нескольких ТэВ до 20 ТэВ — самое энергичное излучение, когда-либо детектированное от пульсаров. Область генерации излучения не удалось локализовать, но его модуляция с периодом вращения нейтронной звезды указывает на близость источника к самой звезде. Модуляция полностью исключает возможность генерации излучения в окружающей пульсар туманности. Детектирование такого высокоэнергетичного излучения дает уникальный шанс посмотреть «вглубь» магнитосферы пульсара (размер которой составляет всего несколько тысяч километров) и протестировать теории ускорения частиц и формирования их излучения. Астрофизикам-теоретикам теперь предстоит объяснить этот новый энергетический рубеж.
Радиопульсары
Радиопульсары были открыты в 1967–68 годах, как источники радиоизлучения с необыкновенной для астрофизических объектов устойчивой периодичностью (подробно история их открытия рассказана в статье Радиофизика шестидесятников: история двух великих открытий, «Элементы», 15.10.2018). Отличительная черта этих объектов зашифрована в названии: радиопульсары — источники периодических мощных сигналов в радиодиапазоне. Характерный период сигнала составляет от нескольких миллисекунд до нескольких секунд, причем он удивительно стабилен — меняется всего лишь на 10−11–10−8 секунд в год. Благодаря этим свойствам астрофизики довольно быстро поняли природу радиопульсаров: это вращающиеся нейтронные звезды, обладающие сверхсильным магнитным полем. Периодичность радиосигналов определяется вращением звезды, а длительность каждого отдельного радиоимпульса определяется также и «толщиной» узкой области излучения вокруг магнитной оси пульсара (рис. 2). Можно сказать, что пульсары подобны маякам, радиоволны от которых детектируются в короткие промежутки времени, когда магнитная ось смотрит на наблюдателя.
Рис. 2. Схема «работы» пульсара. Эффект маяка возникает из-за того, что ось вращения не совпадает с направлением излучения. Анимация с сайта emiliosilveravazquez.com
По теоретическим оценкам, неоднократно подтвержденным в наблюдениях, магнитное поле на поверхности таких звезд варьируется от 108 до 1015 Гаусс. Механизм генерации радиоизлучения до сих пор не до конца понятен. За последние 50 лет было предложено множество теоретических моделей, большая часть которых была со временем опровергнута либо наблюдениями, либо численными симуляциями. У астрофизиков нет консенсуса даже насчет области формирования радиоизлучения. Предположительно, оно возникает вблизи поверхности нейтронной звезды — на расстоянии не более нескольких километров от нее (напомним, типичный радиус нейтронной звезды — 10–15 км). Эта, во многом общепринятая, гипотеза будет крайне важна для рассуждений ниже.
Магнитосфера
Магнитосфера пульсара — область, обволакивающая нейтронную звезду, — имеет очень интересную структуру. Дело в том, что вращение замагниченного идеального проводника (а поверхность нейтронной звезды именно таковым и является) должно генерировать электрический потенциал — подобно униполярному индуктору, который можно собрать из проволоки, батарейки и магнита (рис. 3). Эта аналогия, правда, работает «наоборот», поскольку в униполярном редукторе наличие электрического потенциала (батарейки) вызывает вращение проволоки.
Рис. 3. Простейший униполярный редуктор, собранный из магнита, батарейки и проволоки. Видео с сайта reddit.com
Вакуум, однако, проводить электрический ток не может, поэтому, при отсутствии источников заряженных частиц, электрическое поле из-за вращения пульсара никак не экранируется. На самом деле, в начале 1970-х уже стало понятно, что необходимую плазму можно «вырвать» из атмосферы нейтронной звезды. Электроны, вырванные с поверхности электрическим полем, ускоряются до гигантских энергий (в десятки миллионов раз превосходящих энергию покоя), производя фотоны, которые, взаимодействуя со сверхсильным магнитным полем, генерируют вторичные электрон-позитронные пары, которые подхватываются тем же электрическим полем. Этот самовоспроизводящийся процесс паророждения, который называется каскадом, продолжается до высоты в несколько километров от поверхности нейтронной звезды — до области, в которой электрическое поле экранируется произведенными им же зарядами. В результате магнитосфера заполняется электрон-позитронной плазмой (рис. 4, слева).
Рис. 4. Слева — схема строения магнитосферы пульсара. Синими линиями показаны магнитные силовые линии. Внешняя магнитосфера отделена от внутренней световым цилиндром (условной поверхностью, на которой скорость вращения с частотой нейтронной звезды равна скорости света), за пределами которого силовые линии открыты. Справа показано излучение пульсара в Парусах, усредненное по большому количеству периодов вращения, на частотах от радио до гамма-лучей. Цвет фона соответствует области магнитосферы, где предположительно генерируется излучение (см. схему слева). Рисунок из статьи A. Philippov, M. Kramer, 2022. Pulsar Magnetospheres and Their Radiation
Из-за огромной амплитуды магнитного поля частицы, по сути, «вморожены» в силовые линии. Близко к поверхности звезды плазма, увлекаемая сильными магнитными полями, вращается вокруг нее с угловой скоростью самой звезды. Однако на расстоянии (c P_* / 2 pi) от оси вращения, где (P_*) — период вращения звезды, коротация со звездой означала бы движение быстрее скорости света. За этой поверхностью, называемой световым цилиндром, магнитные силовые линии «уходят» в бесконечность, тогда как плазма «скользит» по ним, двигаясь практически радиально наружу со скоростью близкой к скорости света. Для типичных пульсаров с периодом вращения в 1 секунду световой цилиндр находится примерно на расстоянии 50 000 км от поверхности (примерно в 5000 раз больше радиуса самой звезды); для быстрых пульсаров, типа пульсара в Крабовидной туманности, это значение близко к 1500 км, для пульсара в Парусах — примерно в 2,5 раза дальше. Световой цилиндр условно соответствует границе между внутренней коротирующей магнитосферой и внешней, где улетающая плазма формирует так называемый пульсарный ветер.
Высокоэнергетичное излучение
Помимо радиоизлучения у многих пульсаров также было обнаружено излучение на более высоких частотах, повторяющееся с такой же периодичностью (в оптическом, рентгеновском и гамма- диапазонах). Что интересно, во многих случаях высокоэнергетичное излучение имеет задержку по фазе вращения относительно радио (рис. 5). Это напрямую указывает, что источник высокоэнергетичного излучения находится далеко от поверхности нейтронной звезды, вблизи которой, как мы обсудили выше, предположительно генерируется радиоизлучение.
Рис. 5. Фазовый сдвиг излучения пульсара J1119-6127 на частотах от радио до гамма-излучения. График из статьи D. Parent et al., 2011. Observations of Energetic High Magnetic Field Pulsars with the Fermi Large Area Telescope
Вторым ключевым индикатором того, что высокочастотное излучение генерируется не на поверхности, является высокая интенсивность этого излучения: наблюдения телескопа Fermi в гамма-диапазоне показали, что для пульсаров, у которых наблюдается гамма-излучение на энергиях от 0,1 до нескольких ГэВ, мощность этого излучения достигает 0,1–10% от мощности торможения пульсара — энергии вращения, которую нейтронная звезда теряет в единицу времени из-за уменьшения угловой скорости вращения (рис. 6). Иными словами, источник, который генерирует высокоэнергетичное излучение, каким-то образом диссипирует огромную долю всей доступной электромагнитной энергии, излучаемой пульсаром из-за торможения.
Рис. 6. Интенсивность гамма-излучения (вертикальная ось) для пульсаров с разной мощностью торможения ((dot{E}), горизонтальная ось). Так как торможение вращения пульсара является главным источником энергии, интенсивность гамма-излучения не может быть больше этого значения (точки, лежащие выше прямой (L_gamma=dot{E}), имеют систематическую погрешность из-за оценки расстояния до пульсара). Тем не менее, большая часть этих объектов излучает значительную часть доступной энергии (0,1–10%) в виде гамма-излучения. График из статьи A. Abdo et al., 2013. The Second Fermi Large Area Telescope Catalog of Gamma-Ray Pulsars
Эти два факта — смещение по фазе относительно радио-излучения и интенсивность гамма-излучения — указывают, что высокоэнергетичное излучение пульсара от оптического до гамма- диапазонов должно генерироваться во внешней магнитосфере за поверхностью светового цилиндра, в так называемом токовом слое, где магнитные линии противоположной полярности из северного и южного полушарий сходятся в очень узкой области в экваториальной плоскости (см. рис. 4).
Процесс, который в токовом слое может диссипировать электромагнитную энергию, ученые «подсмотрели» у Солнца. При схождении магнитных линий противоположной полярности в достаточно узкой области, где магнитное поле практически обнуляется, плазма, по сути, размагничивается, и происходит магнитное пересоединение, в результате чего энергия магнитного поля переходит в энергию частиц, которые при этом ускоряются, до ультрарелятивистских энергий. Детали этого процесса описаны в задаче Магнитное пересоединение.
Магнитное пересоединение позволяет решить одновременно обе описанные выше проблемы. Во-первых, так как плазма ультрарелятивистская, магнитные силовые линии сходятся к токовому слою со скоростью, сравнимой с 10% скорости света (эту величину также называют темпом пересоединения). Благодаря этому, пересоединение действительно способно достаточно быстро диссипировать большой процент доступной электромагнитной энергии в магнитосфере, что мы в итоге и наблюдаем как высокоэнергетичное излучение. Во-вторых, энергия, до которой частицы, в основном представляющие собой электрон-позитронные пары, могут ускоряться в таком процессе, определяется отношением магнитной энергии к энергии покоя частиц. Для типичных молодых пульсаров, у которых наблюдается гамма-излучение, это число превосходит массу покоя на 5–6 порядков, то есть энергия электрон-позитронных пар может достигать нескольких ТэВ! Главным механизмом излучения в диапазоне энергий до нескольких ГэВ, таким образом, является синхротронное излучение таких ультрарелятивистских пар, которые теряют свою энергию, излучая гамма-фотоны, почти так же быстро, как ускоряются (рис. 7).
Рис. 7. Примеры спектров двух пульсаров в гамма-диапазоне. Излучение на всех остальных энергиях меньше на несколько порядков, и большая часть энергии излучения этих объектов уходит именно в виде фотонов с энергией от нескольких сотен МэВ до нескольких ГэВ. Графики из статьи A. Abdo et al., 2013. The Second Fermi Large Area Telescope Catalog of Gamma-Ray Pulsars
Пульсар в Парусах
Эти рассуждения возвращают нас к новым наблюдениям пульсара в Парусах. Система телескопов H.E.S.S. состоит из четырех зеркал диаметром 12 метров (CT1-4), расположенных в углах квадрата со стороной 120 м, и одного зеркала диаметром 28 метров (CT5) в центре квадрата. H.E.S.S. находится в Намибии. Все пять телескопов модульные и состоят из множества более мелких зеркал (по сути — пикселей), каждое из которых перенаправляет свет в центральный детектор, который фиксирует фотоны в оптическом диапазоне. Наблюдательный читатель может заметить, что оптический диапазон, то есть фотоны с энергией, измеряемой единицами эВ, довольно далеко от интересующих нас фотонов с энергией в ТэВ — разница в 12 порядков! Ответ состоит в том, что эти телескопы «ловят» высокоэнергетичные фотоны не напрямую, а через продукты их взаимодействия с атмосферой.
Рис. 8. Система телескопов H.E.S.S. Фото с сайта en.wikipedia.org
Детектировать фотоны энергий больше нескольких ГэВ необычайно сложно (а в исследовании речь идет о 20 ТэВ). Из-за того, что фотонов с такой энергией мало, телескоп (или детектор) должен иметь большую собирающую поверхность. Поэтому сделать орбитальный телескоп (по типу Fermi, который детектирует фотоны с энергией до 10 ГэВ) сейчас невозможно. Значит, приходится рассчитывать на наземные установки. Но с детектором на Земле есть другая проблема — атмосфера. Практически все фотоны таких высоких энергий взаимодействуют с молекулами воздуха и Земли не достигают. К счастью, ученые смогли обратить эту проблему во благо.
Когда космические частицы высокой энергии взаимодействуют с атомами газов воздуха, они порождают так называемые широкие атмосферные ливни — каскады из вторичных субатомных частиц. Фотон с энергией порядка ТэВ в плотной относительно межзвездного пространства атмосфере достаточно быстро взаимодействует с электрическим полем ядер, распадаясь на электрон-позитронную пару. Эти вторичные частицы движутся с ультрарелятивистскими скоростями (их энергия также имеет порядок ТэВ, что в миллионы раз больше массы покоя электрона/позитрона) и излучают тормозное гамма-излучение. Часть этого излучения распадается на третичные пары и т. д. Такой «мультипликативный» каскад продолжается до тех пор, пока энергия излученных фотонов не станет меньше энергии покоя электронов/позитронов (0,5 МэВ). Происходит это примерно на высоте 10 км от поверхности Земли.
Интересная для наших целей область ливня находится чуть выше уровня сатурации, когда вторичных пар достаточно много, но при этом их движение все еще ультрарелятивистское. Скорость этих ультрарелятивистских пар близка к скорости света в вакууме и превосходит скорость света в атмосфере. Это вызывает дополнительное излучение в оптическом диапазоне — черенковское излучение. Именно по нему и детектируется широкий атмосферный ливень и, как результат, ТэВ-фотон. Картинки, полученные с разных телескопов, позже совмещают, реконструируя ливень и определяя энергию и направление движения первичного фотона.
Рис. 9. Схема работы сети черенковских телескопов. Рисунок из статьи J. Hinton, W. Hofmann, 2011. Teraelectronvolt Astronomy
Установка H.E.S.S. работает как раз по такому принципу. Недавно работающие с ней ученые опубликовали любопытные данные наблюдений радиопульсара в Парусах. Им удалось зарегистрировать излучение этого пульсара в широком диапазоне высокоэнергетичной части спектра — от нескольких ТэВ до 20 ТэВ. Это излучение пришло в фазе с излучением с энергией порядка ГэВ, которое наблюдалось раннее с помощью космического телескопа Fermi (рис. 10, видно, что второй пик с энергией >5 ТэВ совпадает с пиком в ГэВ-диапазоне).
Чтобы понять всю сложность таких наблюдений, достаточно посмотреть на вертикальную ось на графике ниже, где обозначено количество детектированных ТэВ-фотонов. В диапазоне энергии выше 5 ТэВ удалось «поймать» всего 78 событий за более чем 80 часов наблюдений. Поскольку период вращения пульсара составляет всего 89 миллисекунд, график на рис. 10 показывает результат наблюдений более 3 млн периодов вращения пульсара!
Рис. 10. Кривая блеска пульсара в Парусах в разных частях гамма-диапазона. Показанные суммарные данные за множество периодов вращения нейтронной звезды. По горизонтальной оси — фаза ее вращения; период вращения равен 89 миллисекунд. Здесь можно посмотреть анимацию гамма-пульсаций, созданную на основе данных космического телескопа Fermi. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy
Спектр излучения на этих энергиях, возможно, еще интереснее с точки зрения теории. Напомним, что фотоны с энергией порядка ГэВ предположительно рождаются благодаря синхротронному излучению ускоренных частиц в магнитном поле вблизи токового слоя магнитосферы нейтронной звезды. От нескольких ГэВ то ТэВ спектр излучения спадает, что полностью согласуется с синхротронной моделью, однако после значения в несколько ТэВ он снова возрастает (показано синим на рис. 11). Получается следующее. С одной стороны, раз задержки по фазе нет, можно предполагать, что ТэВ-компонента скорее всего генерируется там же, где ГэВ-излучение. С другой стороны, из описанных особенностей спектра следует, что что она имеет другую природу происхождения. Форма спектра ГэВ-компоненты указывает на известный механизм в астрофизике высоких энергий — обратное комптоновское рассеяние. Если в системе присутствует достаточно фотонов малых энергий (порядка эВ, это оптический диапазон), то они могут напрямую сталкиваться с ультрарелятивистскими электрон-позитронными парами, увеличивая свою энергию пропорционально энергии пар. Несмотря на согласованность этой модели, вопрос о том, откуда вблизи токового слоя взять достаточное количество низкоэнергичных фотонов остается открытым. Теоретически это могут быть фотоны, возникшие из-за того же синхротронного механизма на более низких энергиях, однако это требует проверки.
Также надо отметить, что для излучения фотонов с энергией порядка ТэВ необходимо иметь электроны или позитроны с энергией в ТэВ или больше (что в миллионы раз больше массы покоя электронов/позитронов). Иными словами, это наблюдение ставит эмпирическую минимальную границу, до которой частицы должны быть ускорены. Могут ли разные процессы (вроде магнитного пересоединения) ускорять частицы до таких огромных энергий, — пока тоже неясно, хотя многие симуляции подтверждают эту гипотезу.
Рис. 11. Спектр излучения пульсаров в Парусах и в Крабовидной туманности (показано серым) в гамма-диапазоне. Наблюдения H.E.S.S. CT-5 (большое зеркало, в моноскопическом режиме) на низких энергиях показаны светло-зеленым, а синим показаны наблюдения всей системы H.E.S.S. (стереоскопический режим) на энергиях ТэВ и выше. Темно-зеленым показаны данные космического телескопа Fermi на энергиях до 100 ГэВ. Стрелки обозначают верхнюю оценку на наблюдение (отсутствие детектирования выше определенной чувствительности). Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy
Поразительным образом, всего 78 фотонов — правда, это фотоны огромных энергий, — поставили перед теоретиками множество новых вопросов, которые предстоит решить в ближайшие годы. Пульсар в Парусах — не единственный пульсар, у которого наблюдали излучение на таких высоких энергиях. У пульсара в Крабовидной туманности также наблюдается излучения до энергий порядка ТэВ, модулированное вращением. Однако, излучение последнего отличается тем, что оно скорее является продолжением синхротронного спектра на энергиях порядка ГэВ. В любом случае, астрофизикам предстоит много работы, чтобы объяснить и понять эти наблюдения в теоретических моделях и воспроизвести их в симуляциях.
Источник: The H.E.S.S. Collaboration et al. Discovery of a radiation component from the Vela pulsar reaching 20 teraelectronvolts // Nature Astronomy. 2023. DOI: 10.1038/s41550-023-02052-3.
Айк Акопян
Источник: https://elementy.ru/