Некоторые звезды намагничены столь сильно, что излучают гигантские вспышки за счет энергии магнитного поля и существенно изменяют квантовые свойства вакуума. «Звездотрясение» на магнитаре высвобождает огромное количество электромагнитной энергии (эквивалентное энергии землетрясения силой в 21 балл) и выбрасывает раскалённый плазменный шар, который захватывается магнитным полем.

5 марта 1979 г., сбросив спускаемые аппараты в ядовитую атмосферу Венеры, советские космические станции «Венера-11» и «Венера-12» продолжили полет по эллиптическим орбитам через внутреннюю часть Солнечной системы. Показания счетчиков радиации на борту обеих станций колебались в пределах 100 отсчетов в секунду. Однако в 10:51 по среднеевропейскому времени (EST) на аппараты обрушился поток гамма-излучения. За долю миллисекунды уровень радиации превысил 200 тыс. отсчетов в секунду. Через 11 сек. поток гамма-излучения накрыл космический зонд Helios-2 NASA, который также двигался по орбите вокруг Солнца. Стало ясно, что через Солнечную систему прошел плоский фронт излучения высокой энергии. Вскоре он дошел до Венеры, и на обращавшемся вокруг нее спутнике  Pioneer VenusOrbiter детектор зашкалило. Спустя несколько секунд поток достиг Земли и был зарегистрирован тремя спутниками Vela министерства обороны США, советским спутником «Прогноз-7» и космической обсерваторией Einstein. Наконец, на пути через Солнечную систему волновой фронт ударил по международной космической станции International Sun-Earth Explorer.

Всплеск жесткого гамма-излучения высокой энергии был в 100 раз интенсивнее  всех предыдущих, приходивших из-за пределов Солнечной системы, и длился всего 0,2 сек. За ним последовал поток мягкого рентгеновского и гамма-излучения, пульсировавшего с периодом в 8 сек. и затухшего через три минуты. Спустя 14,5 часа в 01:17 6 марта в той же точке небесной сферы наблюдалась еще одна, но более слабая вспышка гамма-излучения. В течение последующих четырех лет группа ученых из Ленинградского физико-технического института им. А. Ф. Иоффе под руководством Евгения Мазеца зарегистрировала ещё 16 вспышек. Они различались по интенсивности, но были слабее и короче всплеска 5 марта 1979 г.

Астрономы никогда не сталкивались с подобным. Сначала новые вспышки были внесены в каталоги уже хорошо известных и изученных гамма-всплесков (Gamma-Ray Bursts, GRB), хотя отличались от них по целому ряду признаков. В 80-х гг. Кевин Харли (Kevin C. Hurley) из Калифорнийского университета в Беркли обнаружил, что подобные взрывы происходили еще в двух областях неба. Вспышки у всех этих источников повторялись, в отличие от GRB, которые вспыхивали только один раз (см. №4 «В мире науки». Нейл Герелс, Луиджи Пирои Питер Леонард «Ярчайшие взрывы во Вселенной»). В июле 1986 г. на конференции в Тулузе астрономы пришли к согласию по вопросу о положении этих источников на небе и назвали их «повторными мягкими гамма-всплесками» (Soft Gamma Repeaters, SGR).

Прошло еще семь лет, прежде чем Дункан и Томпсон, двое из авторов настоящей статьи, придумали объяснение для этих странных объектов, и только в 1988 г. Кувелиоту и ее группа нашли убедительные свидетельства, подтверждающие предложенную модель. Последние наблюдения показали, что все это имеет отношение к еще одному типу загадочных небесных тел, известных под названием аномальных рентгеновских пульсаров (Anomalous X-ray Pulsars, AXP).

Нейтронные звезды – самые плотные из известных небесных тел: их масса, несколько превышающая массу Солнца, сосредоточена в шаре диаметром всего 20 км. Исследования SGR показали, что некоторые нейтронные  звезды обладают настолько сильным магнитным полем, что оно существенно изменяет свойства вещества внутри звезд и квантовое состояние вакуума  вокруг них, что и приводит к физическим эффектам, не наблюдаемым в других местах Вселенной.

Никто не ожидал

Поскольку всплеск радиации в марте 1979 г. был настолько сильным, теоретики предположили, что ее источник находится где-то в нашей Галактике на расстоянии не более нескольких сотен световых лет от Земли. В этом случае интенсивность рентгеновского и гамма-излучения объекта могла бы лежать ниже максимума стационарной светимости звезды, который был рассчитан в 1926 г. английским астрофизиком Артуром  Эддингтоном (ArthurEddington). Он определяется давлением излучения, проходящего через горячие внешние слои звезды. Если интенсивность излучения превысит этот максимум, то его давление преодолеет силу гравитации, вызовет выброс вещества звезды и нарушит ее стационарность. А поток излучения, меньший предела Эддингтона, объяснить не сложно. Например, некоторые теоретики предполагали, что всплеск излучения мог быть вызван ударом сгустка вещества, например астероида или кометы, в расположенную неподалеку от нас нейтронную звезду.

Данные наблюдений вынудили ученых отказаться от этой гипотезы. Каждая из космических станций отметила время прибытия первого всплеска жесткого излучения, что позволило группе астрономов во главе с Томасом Клайном (Thomas Litton Cline) из Годдардовского центра космических полётов  NASA определить методом триангуляции местоположение его источника. Оказалось, что оно совпадает с Большим Магеллановым облаком – небольшой галактикой, удаленной от нас примерно на 170 тыс. световых лет. Точнее, положение источника совпадает с молодым остатком сверхновой – светящимися остатками звезды, которая взорвалась в Большом Магеллановым облаке 5 тыс. лет назад. Если это не случайное совпадение, источник должен находиться в тысячу раз дальше от Земли, чем предполагалось вначале, следовательно, его интенсивность должна быть в миллион раз больше предела Эддингтона. В марте 1979 г. данный источник выделил за 0,2 сек. столько энергии, сколько Солнце излучает примерно за 10 тыс. лет, причем эта энергия была сконцентрирована в гамма-диапазоне, а не распределена по всему спектру электромагнитного излучения.

Обычная звезда не может выделять столько энергии, значит, источник должен быть чем-то необычным, например черной дырой или нейтронной звездой. Вариант черной дыры отвергли, т.к. интенсивность излучения менялась с периодом около 8 сек., а черная дыра – бесструктурный объект, который не может испускать строго периодические импульсы. Связь с остатком сверхновой еще больше подкрепляет гипотезу о нейтронной звезде, которая, как сейчас считается, образуется, когда запас ядерного топлива в ядре обычной звезды большой массы истощается, и она под действием сил гравитации коллапсирует, вызывая взрыв сверхновой.

Все же отождествление источника всплесков с нейтронной звездой не решило проблемы. Астрономам известно несколько нейтронных звезд, находящихся в остатках сверхновых, они являются радиопульсарами – объектами, которые периодически испускают импульсы радиоволн. Однако источник всплеска в марте 1979 г. вращался с периодом около 8 сек., что намного медленнее, чем вращение всех известных к тому времени радиопульсаров. И даже в «спокойное» время он испускал стационарный поток рентгеновского излучения такой большой интенсивности, которую не может объяснить торможение вращения нейтронной звезды. Странно и то, что источник заметно смещен от центра остатка сверхновой. Если он образовался в центре остатка, то для такого смещения он во время взрыва должен был приобрести скорость в 1 000 км/с, не типичную для нейтронных звезд.

Наконец, необъяснимыми кажутся и сами вспышки. Всплески рентгеновского излучения наблюдались у некоторых нейтронных звезд и раньше, но они никогда не превышали Эддингтоновского предела. Астрономы приписывали их процессам термоядерного горения водорода или гелия либо процессам внезапной аккреции на звезду. Однако интенсивность вспышек  SGR была беспрецедентна, и для ее объяснения требовался другой механизм.

Всегда замедляя вращение

Последний всплеск гамма-излучения от источника 5 марта 1979 г. был зарегистрирован в мае 1983 г. Два других SGR, расположенные в пределах нашей Галактики, были обнаружены в 1979 г. и остаются активными до сих пор, производя сотни вспышек в год. В 1998 г. был обнаружен четвёртый  SGR. Три из четырех этих объектов, вероятно, связаны с остатками сверхновых. Два из них находятся вблизи очень плотных скоплений массивных молодых звезд, что позволяет думать об их происхождении из таких звезд. Пятый кандидат в SGR вспыхивал всего дважды, и его точное положение на небе пока не установлено.

В 1996 г. исследователи Баолянь Чен (Baolian L. Chang), Ричард Эпштейн (Richard I. Epstein), Роберт Гайер (Robert A. Guyer) и Алекс Янг (C. AlexY oung) из Лос-Аламосской национальной лаборатории отметили, что вспышки  SGR похожи на землетрясения: вспышки меньших энергий происходят чаще. Выпускник Алабамского университета в Хантсвилле Эрсин Гёгюс (Ersin Gegus) подтвердил такое поведение для большой выборки вспышек различных источников. Подобные статистические свойства характерны для самоорганизующихся систем, достигающих критического состояния, при котором малое возмущение способно вызвать цепную реакцию. Такое поведение присуще самым различным системам – от обрушения песчаных склонов до магнитных вспышек на Солнце.

Но почему нейтронные звезды ведут себя таким образом? Изучение радиопульсаров, которые представляют собой быстро вращающиеся нейтронные звезды с сильными магнитными полями, помогло ответить на вопрос. Магнитное поле, поддерживаемое электрическими токами, протекающими глубоко внутри звезды, вращается вместе со звездой. Пучки радиоволн испускаются с магнитных полюсов звезды и перемещаются в пространстве из-за ее вращения, подобно сигнальным огням маяка, в результате чего и наблюдаются пульсации. Пульсары испускают также потоки заряженных частиц и низкочастотные электромагнитные волны, которые уносят энергию и угловой нейтронной звезды, в результате чего ее вращение постепенно замедляется.

Пожалуй, самый известный пульсар находится в Крабовидной туманности – остатке сверхновой, взорвавшейся в 1054 г. Период его вращения составляет сегодня 33 мс и за каждые сто лет увеличивается на 1,3 мс. Обратная экстраполяция дает для первоначального периода пульсара значение около 20 мс. Ученые считают, что вращение пульсара будет и дальше замедляться, и в итоге его частота станет настолько малой, что он не сможет испускать радиоимпульсы. Темп замедления вращения был измерен почти для всех радиопульсаров, и, согласно теории, он зависит от напряженности магнитного поля звезды. Из этих наблюдений был сделан вывод, что большинство молодых радиопульсаров должно иметь магнитное поле между $10^{12}$ и $10^{13}$Гс. (Для сравнения: магнит в динамике звуковой колонки имеет поле около 100 Гс.)

Вначале была конвективная печь

Все-таки вопрос остается открытым: откуда берется  магнитное поле? Большинство астрономов предполагают, что оно возникло в те времена, когда звезда еще не стала сверхновой. Слабое магнитное поле имеют все звезды, и оно может усилиться просто в результате ее сжатия. Согласно уравнениям электродинамики Максвелла, уменьшение размеров намагниченного объекта в два раза увеличивает силу его магнитного поля в четыре раза. За время коллапса ядра массивной звезды, заканчивающегося рождением нейтронной звезды, его размеры уменьшаются в $10^5$ раз, следовательно, магнитное поле должно усилиться в $10^{10}$ раз.

Если магнитное поле ядра звезды с самого начала было достаточно сильно, сжатие ядра может объяснить намагниченность пульсара. К сожалению, измерить магнитное поле внутри звезды невозможно, так что проверить гипотезу нельзя. Кроме того, есть достаточно весомые основания полагать, что сжатие звезды – не единственная причина усиления поля.

В процессе эволюции магнитное поле изменяет свою форму, порождая электрические токи, текущие вдоль магнитных силовых линий снаружи звезды.

В звезде газ может циркулировать в результате конвекции. Более горячие участки ионизованного газа всплывают, а более холодные – опускаются. Поскольку ионизованный газ хорошо проводит электрический ток, пронизывающие его магнитные силовые линии увлекаются потоком вещества. Таким образом, поле может изменяться и иногда усиливаться. Предполагается, что именно это явление, известное под названием динамо-механизма, может быть причиной возникновения магнитных полей у звезд и планет. Динамо-механизм может действовать на любой стадии жизни массивной звезды, если ее турбулентное ядро вращается достаточно быстро. Более того, именно в течение короткого периода после превращения ядра в нейтронную звезду конвекция особенно сильна.

В 1986 г. Адам Бэрроуз (Adam Burrows) из Аризонского университетаи Джеймс Латтимер (James M. Lattimer) из Университета штата Нью-Йорк с помощью компьютерного моделирования показали, что температура только что образовавшейся нейтронной звезды превышает 30 млрд. градусов. Горячая ядерная жидкость циркулирует с периодом 10 мс, обладая огромной кинетической энергией. Примерно через 10 сек. конвекция затухает.

Вскоре после моделирования, проведенного Бэрроузом и Латтимером, Дункан и Томпсон, работавшие тогда в Принстонском университете, оценили степень важности такой мощной конвекции для образования магнитного поля нейтронной звезды. В качестве исходной точки можно использовать Солнце. Когда вещество внутри него циркулирует, оно увлекает за собой магнитные силовые линии, отдавая магнитному полю около 10% своей кинетической энергии. Если движущаяся среда внутри нейтронной звезды также превращает в магнитное поле одну десятую своей кинетической энергии, то напряженность поля должна превысить $10^{15}$ Гс, что в 1000 раз больше полей большинства радиопульсаров.

Будет ли действовать динамо-машина во всем объеме звезды или только в отдельных ее областях, зависит от того, сравнима ли скорость вращения звезды со скоростью конвекции. В глубоких слоях внутри Солнца эти скорости близки, и магнитное поле может «самоорганизовываться» в крупном масштабе. Аналогично у новорожденной нейтронной звезды период вращения не превышает 10 мс, так что сверхсильные магнитные поля в ней могут широко распространиться. В 1992 г. мы назвали такие гипотетические нейтронные звезды магнитарами.

Верхний предел напряженности магнитного поля нейтронной звезды около $10^{17}$Гс. При более сильных полях вещество внутри звезды начинает перемешиваться, и магнитное поле рассеивается. Во Вселенной нам не известны объекты, способные генерировать и поддерживать магнитные поля, превышающие названный  предел. Одним из побочных следствий наших расчетов является вывод, что радиопульсары – это нейтронные звезды, в которых крупномасштабный динамо-механизм не заработал. Так, в случае пульсара в Крабе молодая нейтронная звезда вращалась с периодом около 20 мс, т. е. существенно медленнее, чем период конвекции.

Мерцающий маленький магнитар

Хотя концепция магнитара еще не разработана настолько, чтобы можно было объяснить природу SGR, ее выводы сейчас станут вам ясны. Магнитное поле должно действовать на вращение магнитара как сильный тормоз. За 5 тыс. лет поле в $10^{15}$Гс  замедлит вращение объекта настолько, что его период достигнет 8 сек., – что объясняет пульсации излучения, наблюдавшиеся во время всплеска в марте 1979 г.

В процессе эволюции магнитное поле изменяет свою форму, порождая электрические токи, текущие вдоль магнитных силовых линий снаружи звезды, которые, в свою очередь, генерируют рентгеновские лучи. Одновременно магнитное поле движется через твердую кору магнитара, создавая в ней изгибные и растягивающие напряжения. Это вызывает нагрев внутренних слоев звезды и иногда приводит к разломам коры, сопровождающимся мощными «звездотрясениями». Выделяющаяся при этом электромагнитная энергия создает плотные облака электронов и позитронов, а также внезапные всплески мягкого гамма-излучения умеренной силы, которые дали название периодическим источникам SGR.

Реже магнитное поле становится нестабильным и претерпевает крупномасштабную перестройку. Подобные (но меньшие) выбросы происходят иногда и на Солнце, порождая солнечные вспышки. Магнитар может располагать энергией, достаточной для сверхмощных вспышек, подобных наблюдавшейся в марте 1979 г. Согласно теории, в течение первой полусекунды гигантского всплеска источником радиации был расширяющийся плазменный шар. В 1995 г. мы предположили, что часть его вещества была захвачена магнитными силовыми линиями и удерживалась вблизи звезды. Эта захваченная часть постепенно сжималась и испарялась, непрерывно испуская рентгеновские лучи. Исходя из количества выделившейся энергии, мы рассчитали, что для удержания этого огромного плазменного шара требовалось магнитное поле не менее $10^{14}$Гс, что соответствует оценке, сделанной на основе скорости замедления вращения звезды.

В 1992 г. Богдан Пачиньски (Bohdan Paczinski) из Принстонского университета дал независимую оценку магнитного поля, отметив, что рентгеновские лучи могут легче проходить через электронные облака, если заряженные частицы находятся в сильном магнитном поле. Чтобы интенсивность потока рентгеновских лучей во вспышке могла быть такой большой, индукция магнитного поля должна была превышать $10^{14}$Гс.

Теорию осложняет тот факт, что напряженность полей магнитаров превышает квантовый электродинамический порог, составляющий $4\cdot 10^{13}$Гс. В столь сильных полях начинают твориться странные вещи: рентгеновские фотоны легко расщепляются на два или сливаются друг с другом. Поляризуется сам вакуум, в результате чего в нем возникает сильное двулучепреломление, как в кристалле кальцита. Атомы деформируются, превращаясь в вытянутые цилиндры диаметром меньше комптоновской длины волны электрона (см. таблицу). Все эти странные эффекты влияют на наблюдательные проявления магнитаров. Физика этих явлений столь необычна, что она привлекает лишь немногих исследователей.

Новая вспышка

Исследователи продолжили наблюдения за источниками всплесков излучения. Первая благоприятная возможность появилась тогда, когда Комптоновская космическая гамма-обсерватория NASA в октябре 1993 года зарегистрировала всплеск гамма-излучения. Этого давно ожидала Кувелиоту, присоединившаяся к команде обсерватории в Хантсвилле. Прибор, зарегистрировавший событие, позволял определить местоположение источника лишь с точностью до сравнительно широкой полосы неба. Кувелиоту обратилась за помощью к команде японского спутника  ASCA. Вскоре Тошио Мураками (Toshio Murakami) и его коллеги из японского Института космических наук и астронавтики обнаружили в той же области неба равномерно излучавший рентгеновский источник. Затем произошел еще один всплеск, снявший все сомнения, что этот объект представляет собой  SGR. Впервые этот объект был обнаружен в 1979 г., и тогда ему было присвоено название SGR 1806-20.

В 1995 г.  NASA запустила спутникRossi X-Ray Timing Explorer (RXTE),разработанный для высокоточной регистрации изменений интенсивности рентгеновского излучения. С егопомощью Кувелиоту установила, что излучение от SGR 1806-20 пульсирует с периодом 7,47 сек., близким к периоду 8 сек., наблюдавшемуся у всплеска излучения в марте 1979 г. (от источника  SGR 0526-66). За последующие пять лет период вращения SGR увеличился примерно на 0,2%. Хотя темп замедления кажется невысоким, он выше, чем у любого известного радиопульсара, что позволяет оценить магнитное поле источника в $10^{15}$Гс.

Для более строгой проверки моделимагнитара требовалась еще одна гигантская вспышка. Ранним утром 27 августа 1998 г., через 19 лет после вспышки, положившей начало астрономии SGR, к Земле из глубин мирового пространства пришла еще более мощная волна гамма-излучения. В результате детекторы семи научных космических станций зашкалили, а межпланетная станция NASA Comet Asteroid Rendezvous Flyby была вынуждена перейти в режим аварийного отключения. Гамма-лучи попали на ночную сторону Земли из источника, находящегося в зените над серединой Тихого океана.

В это раннее утро инженер-электрик Умран Инан (Umran S. Inan) и его коллеги из Стэнфордского университета собирали данные о распространении очень низкочастотных радиоволн вокруг Земли. В 3:22 по среднеевропейскому времени они обнаружили резкое изменение ионизованных верхних слое атмосферы: нижняя граница ионосферы за пять минут опустилась с 85 до 60 км. Это удивительное явление было вызвано нейтронной звездой в удаленной от нас части Галактики, отстоящей от Земли на 20 тыс. световых лет.

Еще одна динамо-машина

Вспышка 27 августа 1998 г. была почти копией события марта 1979 г. На самом деле ее энергия была в десять раз меньше, но поскольку источник располагался ближе к Земле, интенсивность всплеска гамма-излучения была намного больше, чем любого из когда либо зарегистрированных всплесков, пришедших из-за пределов Солнечной системы. В последние несколько сотен секунд вспышки наблюдались отчётливые пульсации с периодом 5,16 сек. С помощью спутника  RXTE группа Кувелиоту провела измерения скорости замедления вращения звезды. Она оказалась сравнима со скоростью замедления  SGR 1806-20, соответственно их магнитные поля близки. Таким образом, в список магнитаров был внесен еще один SGR. Точная локализация источников в рентгеновских лучах позволила изучать их с помощью радио- и инфракрасных телескопов (но не в видимом свете, который сильно поглощается межзвездной пылью). Этой проблемой занимались несколько астрономов, в том числе Дейл Фрейл (Dale Frail) из Национальной радиоастрономической лаборатории США и Шри Кулкарни (Shri Kulkarni) из Калифорнийского технологического института. Другие наблюдения показали, что все четыре подтвержденных  SGR продолжают излучать энергию, хотя и более слабо, в промежутках между вспышками.

Сегодня можно сказать, что магнитные поля магнитаров измерены точнее магнитных полей пульсаров. В случае одиночных пульсаров единственным свидетельством того, что их магнитные поля достигают $10^{12}$ Гс,  являются измеренные скорости замедления их вращения. В то  время как  сочетание быстрого замедления и ярких рентгеновских вспышек предоставляет несколько независимых аргументов в пользу того, что магнитные поля магнитаров составляют от $10^{14}$ до $10^{15}$Гс. Алаа Ибрагим (Alaa Ibrahim) и его коллеги из Годдардовского центра космических полетов  NASA представили еще одно свидетельство, говорящее о большой силе магнитных полей магнитаров, а именно рентгеновские циклотронные спектральные, генерируемые, по-видимому, протонами, обращающимися в магнитном поле напряженностью порядка $10^{15}$Гс.

Интересно, связаны ли магнитары с какими-либо еще космическими явлениями, кроме SGR? Природа коротких гамма-всплесков еще не получила убедительного объяснения, но некоторые из них, возможно, возникают из-за вспышек на магнитарах в других галактиках. При наблюдении с очень больших расстояний даже гигантская вспышка может оказаться близкой к пределу чувствительности телескопа. При этом можно будет зафиксировать только короткий интенсивный всплеск жесткого гамма-излучения, поэтому телескопы зарегистрируют его как GRB, а не SGR.

В середине 90-х гг. Томпсон и Дункан предположили, что магнитарами могут оказаться также аномальные рентгеновские пульсары (AXP) – объекты, во многих отношениях подобные SGR. Но вспышек у таких пульсаров не наблюдалось. Однако Виктория Каспи (Victoria M. Kaspi) и Фотис Гэврил (Fotis P. Gavriil) из Университета Макгилла и Питер Вудз (Peter M. Woods) из Национального центра космических исследований и технологий в Хантсвилле зарегистрировали вспышки у двух из семи известных  AXP. Один из этих объектов ассоциируется с остатками молодой сверхновой в созвездии Кассиопеи, другой  AXP –первый кандидат в магнитары, зафиксированный в видимом свете. Три года назад его обнаружили Ферди Хюллеман (Ferdi Hulleman) и Мартин ван Керквик (Marten van Kerkwijk) из Утрехтского университета (Нидерланды), работавшие с Кулкарни. С тех пор Брайан Керн(Brian Kern) и Кристофер Мартин(Christopher Martin) из Калифорнийского технологического института наблюдают за его яркостью в видимом свете. Его излучение ослабевает и усиливается с периодом, равным периоду пульсаций рентгеновского излучения нейтронной звезды. Эти наблюдения подтверждают идею о том, что данный AXP является магнитаром. Будь он обычной нейтронной звездой, окруженной диском вещества, его видимое и инфракрасное излучения были бы намного интенсивнее, а их пульсации – гораздо слабее.

Природа коротких гамма-всплесков еще не получила убедительного объяснения, но некоторые из них, возможно, возникают из-за вспышек на магнитарах в других галактиках.

Последние открытия и полное молчание источника всплесков в Большом Магеллановом облаке в течение 20 лет наводят на мысль, что магнитары могут сохранять состояние покоя в течение нескольких лет и десятилетий, а затем внезапно проявлять высокую активность. Некоторые астрономы полагают, что  AXP в среднем моложе, чем SGR, но вопрос остается открытым. Если и SGR, и AXP являются магнитарами, то они составляют, вероятно, значительную долю общего числа нейтронных  звезд.

История магнитаров – напоминание о том, как много нам еще предстоит узнать о Вселенной. Сегодня мы едва различаем дюжину магнитаров среди бессчетного множества звезд. Они проявляют себя лишь на доли секунды в таких лучах, которые регистрируют самые сложные современные телескопы. За 10 тыс. лет их магнитные поля затухают, и они перестают испускать интенсивное рентгеновское излучение. Таким образом, десяток обнаруженных магнитаров свидетельствует о существовании более миллиона, а возможно, и сотен миллионов им подобных. Старые, темные, давно потухшие магнитары, подобно удивительным мирам, странствуют в межзвездном пространстве. Какую тайну нам предстоит еще открыть?

ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА:
Flash! The Hunt for the Biggest Explosions in the Universe. Govert Schilling. CambridgeUniversity Press, 2002.

ОБ АВТОРАХ:
Крисса Кувелиоту (Chryssa Kouveliotou),  Роберт Дункан (Robert C. Duncan), Кристофер Томпсон (Christopher Thompson) изучают магнитары в общей сложности 40 лет. Кувелиоту – наблюдатель, работает в Национальном центре космических наук и технологий в Хантсвилле (штат Алабама). В число наблюдаемых ею объектов, кроме повторных мягких гамма-всплесков (SGR), входят «обычные» гамма-всплески и двойные рентгеновские системы. Дункан и Томпсон – теоретики: первый работает в Техасском университете в Остине, а второй – в Канадском институте теоретической астрофизики в Торонто. Дункан изучает сверхновые, кварковое вещество и межгалактические газовые облака. Томпсон изучал разные темы – от космических струн до падения гигантских метеоритов в Солнечной системе на ранних этапах ее существования.

Комментарии (3):

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.