Всетаки 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 105 раз, следовательно, магнитное поле должно усилиться в 1010 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 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 университета и 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 в 15 степени 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 в 17 степени 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.
|