Все нейтронные звёзды обладают мощными 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 звёзд обладают ещё более сильными магнитными полями. Такие звёзды называют магнетарами: их магнитные поля могут быть в 1000 раз сильнее обычного магнитного поля нейтронных звёзд. Магнетары, вероятно, служат причиной мощных кратковременных явлений, таких как мягкие гамма-репитеры и быстрые радиовсплески. Новое исследование рассматривает, как могут образовываться магнетары. Результаты опубликованы на сервере препринтов arXiv.
Работа посвящена слияниям двойных нейтронных звёзд. Часто при столкновении двух нейтронных звёзд образуется чёрная дыра. Это происходит потому, что их суммарная масса превышает предел Толмена — Оппенгеймера — Волкова (ТОВ), составляющий около 2,6 массы Солнца. Большинство нейтронных звёзд массивнее белых карликов, для которых предел Чандрасекара составляет около 1,4 массы Солнца. Но у некоторых нейтронных звёзд масса меньше. Если их суммарная масса оказывается ниже предела ТОВ, они могут слиться и образовать одну нейтронную звезду.
С помощью симуляций высокого разрешения, выполненных на японском суперкомпьютере «Фугаку», команда изучила слияние двойных систем из нейтронных звёзд малой массы. Чтобы немного упростить задачу, исследователи взяли звёзды с одинаковыми массами, но в остальном обычные нейтронные звёзды. Они предположили, что напряжённость магнитного поля этих звёзд составляет около 3 триллионов гаусс, что находится в верхней части диапазона для типичных нейтронных звёзд. Симуляции охватывали период от мгновений непосредственно перед столкновением звёзд до мгновений сразу после него.
Выяснилось, что через миллисекунды после соприкосновения двух звёзд нейтронная жидкость в области контакта входит в режим неустойчивости Кельвина — Гельмгольца. На языке физики это означает, что жидкость становится турбулентной. Вы наверняка видели такую неустойчивость. Если осторожно задуть свечу, от фитиля поднимается ровная струйка дыма. Но по мере подъёма струйка начинает завихряться и становится беспорядочной. Этот переход и есть момент, когда возникает неустойчивость.
Особенность неустойчивости Кельвина — Гельмгольца в том, что она способна чрезвычайно сильно перемешивать вещество. В симуляциях она перемешивает нейтронное вещество настолько полно и быстро, что магнитное поле значительно усиливается. Это перемешивание распространяется по остальному веществу, увлекая за собой магнитное поле. В результате магнитное поле слившейся нейтронной звезды может быть более чем в 300 раз сильнее начальных магнитных полей. Возможно также, что дальнейшая турбулентность усилит поле ещё больше, хотя это выходит за рамки симуляции.
В этой симуляции удивляет, насколько быстро усиливается магнитное поле. Оно распространяется по звёздам примерно за миллисекунду, а значит, может влиять на ход слияния и на структуру образующейся нейтронной звезды. Чтобы точно определить, как это происходит, потребуются дополнительные исследования. Но ясно, что магнетары могут образовываться при таких слияниях.