В 1949 году американские астрономы Уильям Хилтнер и Джон Холл обнаружили слабую поляризацию звездного света в нашей Галактике. В поисках объяснений этого явления Хилтнер связал эту поляризацию с действием магнитного поля на пылевые частицы. Через год сотрудники Калтеха Леверетт Дэвис и Джесси Гринстайн оценили величину этого поля. Позднее Хилтнер обнаружил этот же эффект в галактике М31 (она же туманность Андромеды) и тем самым положил начало изучению космического магнетизма.
«Намагниченность» космического пространства определяют несколькими способами. Первый — по степени поляризации звездного света. Звездное излучение изначально поляризовано изотропно, но волны с различной поляризацией по‑разному рассеиваются на частицах космической пыли, которые вращаются вокруг магнитных силовых линий: волна с линейной поляризацией, вектор которой ортогонален магнитному полю, поглощается сильнее остальных. Такой метод хорошо работает в спиральных галактиках, но не в эллиптических, где пыли очень мало.
По словам астрофизика из Принстона Анатолия Спитковского, всплески возникают вследствие сильнейшего разогрева плазменной оболочки, окружающей магнетар. Из разлома коры вырывается огненный шар, который излучает гамма-кванты и рентгеновские фотоны. Поскольку магнетар быстро вращается, эти лучи уходят в разных направлениях и могут задеть нашу планету, проявляя себя в виде гамма-всплесков. Спитковский смоделировал этот процесс на компьютере и получил серию изображений.
Величину и направление галактических магнитных полей можно также оценить путем анализа синхротронного излучения релятивистских электронов, которые закручиваются вокруг магнитных силовых линий. Такие электроны поставляются сверхновыми звездами, которые редко загораются в эллиптических галактиках. О величине этих полей можно судить и по расщеплению спектральных линий атомов водорода, обусловленному эффектом Зеемана, но в эллиптических галактиках водорода опять-таки немного.
Фотонный ветер
В феврале 2006 года японские астрофизики опубликовали модель рождения реликтовых магнитных полей. Они рассмотрели механизм, который мог генерировать эти поля в промежутке между эрой первичного нуклеосинтеза и появлением нейтральных атомов. Обычная материя тогда была горячей плазмой, состоящей из протонов с небольшой добавкой ядер дейтерия, гелия и лития, электронов и высокоэнергетичных фотонов. В этой плазме возникали потоки фотонного ветра, задувавшего из областей с высокой концентрацией квантов в зоны, где их было сравнительно меньше. Фотонные струи увлекали за собой электроны, но практически не влияли на тяжелые носители положительного заряда. Движение электронов рождало вихревые токи, которые и создали первичные магнитные поля протяженностью в миллионы световых лет. Этот механизм прекратил работать примерно через 400 тысяч лет после Большого Взрыва, когда свободные электроны объединились с ионами и перестали взаимодействовать с фотонным газом. По оценкам авторов, сила первичных полей составляла 10^-18 гауссов в масштабе мегапарсеков, но на килопарсековой шкале могла оказаться в тысячи и десятки тысяч раз большей. За последующие миллиарды лет поля, рожденные этим механизмом, должны были сильно ослабеть и сейчас вряд ли превышают 10^-24 гауссов.
Откуда берется магнетизм
Происхождение галактических магнитных полей объясняют две противоборствующие концепции. Энрико Ферми после публикации первых результатов Хилтнера выдвинул гипотезу реликтового магнетизма, возникшего вскорости после Большого взрыва. По его мнению, галактики захватили и усилили эти магнитные потоки, в результате чего возникли поля, которые мы наблюдаем сегодня. Английский астроном Фред Хойл выступил с серьезными возражениями, а американский астрофизик Юджин Паркер объяснял галактический магнетизм круговыми движениями плазмы в галактиках и их скоплениях. Позднее эту модель галактического динамо развивали различные ученые (в том числе ив СССР).
«Теории реликтовых полей подчас выглядят весьма элегантно, и некоторые даже могут оказаться верными. Однако, чтобы это выяснить, необходимо точно измерить межгалактический магнетизм, а это еще никому не удавалось, — объясняет профессор астрономии Висконсинского университета Эллен Цвейбел. — Иное дело поля внутри галактик и галактических кластеров. Их появление хорошо описывается теорией, предложенной 60 лет назад немецким астрофизиком Людвигом Бирманном. Этот механизм называется батареей Бирманна. Магнитные поля могут возникать и по-другому — скажем, при вращении плазмы, падающей на черную дыру. У природы есть немало способов усилить эту намагниченность — например, посредством сжатия космической плазмы ударными волнами. Такие процессы постоянно происходят в спиральных галактиках, что и обеспечивает стабильность их внутреннего магнетизма».
Однако попытки измерить межгалактический магнетизм могут оказаться вполне успешными. Всего через полторы недели после беседы с профессором Цвейбел сотрудник Калифорнийского технологического Шин-Ичиро Андо и его коллега из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе Александр Кусенко сообщили, что им, возможно, удалось зарегистрировать межгалактические магнитные поля. Эти поля должны несколько размывать гамма-лучевые портреты активных центров галактик. Андо и Кусенко утверждают, что им удалось обнаружить такие «ореолы» на совмещенных изображениях 170 активных галактических центров, полученных космическим гамма-телескопом «Ферми» (Fermi Gamma-ray Space Telescope). Они оценили силу полей, которая оказалась неожиданно большой, порядка 10−15 гауссов. Если их выводы подтвердятся, открытие будет иметь огромное значение для астрономии и космологии.
Самый мощный из гамма-всплесков магнетарного происхождения дошел до земли 27 декабря 2004 года. Всего за пять минут он выбросил в пространство без малого 10^40 Дж электромагнитной энергии (Cолнцу для этого нужно полмиллиона лет), причем примерно ее пятая часть, 1,3 х 10^39 дж, ушла в пространство за 0,1 с. Этот же магнетар (sgr 1806−20) вспыхивал в 1979, 1980 и 1996 годах.
Магнетизм и звездные роды
Галактические магнитные поля связаны и с процессами рождения звезд. Давно известно, что звезды возникают в результате гравитационного сгущения холодных и сравнительно плотных облаков космического газа. Такие облака, в каждом кубическом сантиметре которых содержится от десятка до миллиона частиц, подчас простираются на сотни световых лет. Особо плотные и обширные облака могут дать начало сотням и даже тысячам звезд. Процессы рождения звезд, по всей видимости, завершаются весьма быстро, максимум за 10−15 млн лет. Но детали этого процесса пока не ясны.
Почти все астрофизики согласны стем, что типичная звезда возникает в четыре этапа. Сначала газовое (или газопылевое) облако фрагментируется и в нем образуются сгустки вещества повышенной плотности. Затем каждый из сгустков сжимает сила тяготения, причем гравитационный коллапс начинается в центре сгустка и распространяется к периферии. Так формируются сферические протозвезды, окруженные вращающимися плоскими дисками.
Но протозвезда не станет светилом, пока не позаимствует у диска изрядную долю его вещества. Если такое произошло (это уже третья стадия), протозвезда быстро приобретает дополнительную массу, еще больше сжимается и сильно разогревает собственное ядро. В конце концов его температура достигает нескольких миллионов градусов и начинается термоядерное горение водорода. Протозвезда превращается в звезду.
Как рассказала «ПМ» профессор астрономии Мэрилендского университета Ева Острикер, галактические магнитные поля играют немаловажную роль в этих процессах. Чтобы вещество диска аккретировало (падало) на протозвезду, оно должно потерять часть своего вращательного момента. Этому как раз и способствует магнитное поле. Уже на стадии образования диска оно искривляет пути протонов, которые сталкиваются с нейтральными молекулами и также изменяют их траектории. Это магнитное торможение приводит к возникновению внутреннего трения, уменьшающего вращательный момент. Позднее, когда диск обретает форму, вращение замедляется за счет другого физического механизма, магнито-ротационной неустойчивости, который связывает между собой внутренние и внешние пояса диска и заставляет первые вращаться медленней, а вторые быстрее.
Батарея Бирманна
Если не вдаваться в детали, работу батареи Бирманна можно пояснить на простой модели. Выделим в пространстве куб, заполненный электронно-протонной плазмой. Допустим, что по правую сторону куба сила тяготения и температура выше, нежели по левую. Примем также, что горизонтальный температурный градиент нарастает при движении от верхней грани куба к нижней. Такие ситуации вполне обычны в звездных окрестностях. Что же произойдет? Гравитационное поле тянет электроны и протоны вправо, а перепад температур создает давление, смещающее их к левой грани. Это давление не зависит от массы частиц, а вот сила тяготения ей пропорциональна. Получается, что электроны мигрируют влево быстрее протонов. Это приводит к возникновению горизонтального электрического поля, препятствующего слишком сильному расхождению частиц с разными зарядами. Поле неоднородно: его величина возрастает по направлению к нижней грани, где температура изменяется сильнее. Поэтому оно генерирует замкнутые токи, соединяющие верхнюю и нижнюю области, которые и создают магнитное поле.
Жизнь после смерти
Жизнь звезд главной последовательности завершается превращением в компактные объекты — белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Последние не имеют собственного магнитного поля, обладая лишь массой, угловым моментом и электрическим зарядом, а вот у остальных магнитные поля могут достигать фантастических значений.
Белый карлик образуется после гравитационного коллапса исчерпавшей топливные запасы звезды, которая в молодости тянула максимум на 8−10 солнечных масс. Из обнаруженных в нашей Галактике 2500 белых карликов более чем 90% не обладают поддающимся измерению магнитным полем. Зато остальные намагничены весьма сильно — от 0,5 до 500 МГс. Этим они обязаны коллапсу уже намагниченной материнской звезды, который плотно сжимает ее магнитные силовые линии и тем самым в тысячи раз усиливает магнитное поле.
Спирали и эллипсы
Обычная (барионная) материя космического пространства представляет собой полностью или частично ионизированный газ, который является хорошим проводником и поэтому надежно удерживает магнитные потоки, так что в межзвездной среде магнитные силовые линии практически никогда не исчезают полностью. Вблизи Солнца средняя сила (точнее, индукция) магнитного поля равна 6 микрогауссам, а в центре нашей Галактики она достигает 20−40 микрогауссов. Такие показатели типичны и для прочих спиральных галактик. Магнитные поля внутри их дисков в среднем тянут на 10 микрогауссов (в галактических гало — вдвое меньше). В галактиках, особо богатых газом и, как следствие, молодыми звездами, эта величина больше в 3−5 раз, а в их центральных зонах может превышать и сотню микрогауссов. (для сравнения: поле у поверхности Земли варьирует в диапазоне 0,2−0,7 гаусса). Эллиптические галактики бедны газом, и потому их магнитные поля много слабее. Там, где их удается измерить, они не превышают десятых долей микрогаусса. Однако, как уже говорилось, сделать это очень непросто, поэтому сведения об их магнетизме очень отрывочны. Поля с индукцией от нескольких микрогауссов до десятков микрогауссов пронизывают и скопления галактик — галактические кластеры. Но в космическом пространстве, разделяющем такие кластеры, магнитные поля пока не обнаружены. Если они и есть, то чрезвычайно слабы и скорее всего сохранились со времени младенчества нашей Вселенной.
Но абсолютные рекордсмены по магнитной части — нейтронные звезды. Обычно величина магнитного поля вблизи поверхности составляет у них 10^12 Гс, а иногда в сотни и тысячи раз превышает эту величину. Звезды с полями в 10^14—10^15 Гс называются магнетарами. Общее количество выявленных магнетаров и претендентов на это звание сейчас превышает пару десятков.
«Магнитные поля обычных нейтронных звезд, как и поля белых карликов, возникают при коллапсе звезды-родительницы, но при неизмеримо большем сжатии. Магнитный поток такой звезды замкнут внутри сферы радиусом около 10 км (вместо нескольких тысяч километров у белого карлика), поле при подобной компрессии значительно сильнее, — говорит Виктория Каспи, профессор астрофизики Монреальского университета Макгилла и мировой авторитет в области исследования нейтронных звезд. — Откуда же берется магнетизм, если у нейтронов нет электрического заряда? Правда, у них есть магнитный момент, но он дает совершенно мизерный вклад в магнитное поле. Дело в том, что такие звезды сложены не из одних только нейтронов. Их поверхностные слои, скорее всего, состоят из обычной материи, да и в глубинах имеются заряженные частицы — протоны и электроны. Они могут участвовать в конвективных процессах, порождающих в недрах звезды токи, которые и становятся источником столь сильного магнитного поля. В недрах нейтронной звезды, происходящей от сильно намагниченной звезды главной последовательности и вращающейся со скоростью более тысячи оборотов в секунду, в первые мгновения жизни включается мощнейшее динамо, которое разгоняет величину магнитного поля до гигантских значений».
К такому выводу 18 лет назад пришли принстонские физики Роберт Дункан и Кристофер Томпсон, которые и придумали термин «магнетар». Согласно их теории, недра такой нейтронной звезды всего за несколько секунд остывают настолько, что конвекция прекращается и динамо перестает работать. Однако сверхсильное магнитное поле сохраняется еще долго, поскольку оно вморожено в сверхтекучую жидкую среду, которая обладает чрезвычайно высокой электропроводностью (не исключено даже, что это сверхпроводник). Магнитное поле отбирает у звезды часть кинетической энергии и отдает ее в виде радиации и выбросов частиц. Поэтому период вращения магнетара быстро растет и всего за 10 000 лет достигает нескольких секунд. Как раз такой угловой скоростью и обладают все известные ныне магнетары.
Пульсары и магнетары
Магнитная мощь нейтронных звезд превращает их в источники непрерывного направленного радиоизлучения. Способ его генерации в деталях еще не известен, но общее объяснение таково. Вращающееся магнитное поле нейтронной звезды индуцирует чрезвычайно сильные электрические поля, отрывающие от ее поверхности заряженные частицы. Эти частицы начинают двигаться по спиралям с очень плотной намоткой, направленным вдоль магнитных силовых линий. Такое движение порождает узкие пучки радиоволн, уходящих в пространство вдоль магнитной оси нейтронной звезды. Поскольку эта ось не совпадает с осью вращения, каждый пучок радиоволн очерчивает в пространстве коническую поверхность. При пересечении Земли с такой поверхностью радиотелескоп принимает радиоимпульсы, следующие друг за другом с одинаковыми короткими промежутками времени. Такие источники называются радиопульсарами. Имеются и более редкие разновидности космических прожекторов — оптические, рентгеновские и гамма-пульсары.
Магнетары работают иначе. Эти экзотические звезды по несколько раз облучают космос короткими, но чрезвычайно мощными выбросами мягкого гамма-излучения и рентгена. «Считается, что в нашей Галактике содержится от ста миллионов до миллиарда нейтронных звезд, причем каждая десятая из них в младенчестве была магнетаром, — рассказывает профессор физики Колумбийского университета Андрей Белобородов. — Все они покрыты твердой кристаллической корой толщиной до 2 км, окружающей сердцевину из жидкой вырожденной материи, где и сконцентрировано магнитное поле. Поля магнетаров настолько сильны, что не в состоянии долго сохранять стабильность. Мало-помалу они деформируются и вызывают в веществе оболочки сильные напряжения, локализованные на небольших участках. Когда напряжение превышает предел прочности коры, она лопается и ломается, причем очень быстро, где-то за одну десятую долю секунды. Магнитное поле в этом месте вырывается наружу и спирально закручивается, создавая сильнейшие возмущения магнитосферы. В результате генерируются концентрированные пучки высокочастотных фотонов, которые мы регистрируем в виде всплесков мягкого гамма-излучения и рентгена. Как правило, за первой гигантской вспышкой следуют более слабые, магнетар отключается постепенно».
