Введение

Феномен в астрофизике
Пульсарный пинок — это название явления, при котором нейтронная звезда часто приобретает скорость, отличную от скорости звезды-предшественника, как правило, значительно большую. Причина возникновения пульсарных пинков неизвестна, однако многие астрофизики полагают, что она связана с асимметрией при взрыве сверхновой. Если это так, то это позволит получить информацию о механизме взрыва сверхновых.

Наблюдение

Сегодня общепринято считать, что средняя скорость пульсарного удара составляет от 200 до 500 км/с. Однако некоторые пульсары обладают гораздо большей скоростью. Например, гиперскоростная звезда B1508+55 имеет скорость 1100 км/с и траекторию, выводящую её за пределы галактики. Чрезвычайно убедительный пример пульсарного удара можно наблюдать в туманности Гитара, где был зафиксирован ударный фронт, возникающий при движении пульсара относительно туманности остатка сверхновой, что подтверждает скорость 800 км/с. Особый интерес представляет вопрос о том, существует ли корреляция между величиной или направлением пульсарного удара и другими свойствами пульсара, такими как ось вращения, магнитный момент или напряжённость магнитного поля. На сегодняшний день корреляция между напряжённостью магнитного поля и величиной удара не обнаружена. Однако существуют разногласия относительно того, наблюдалась ли корреляция между осью вращения и направлением удара. Долгое время считалось, что такой корреляции нет. В исследованиях пульсаров Вела и Краб были обнаружены струи, которые, как предполагается, совпадают с осью вращения пульсара. Поскольку эти струи тесно совпадают с ударным фронтом и непосредственно измеренной скоростью пульсаров, это рассматривается как веское доказательство того, что эти пульсары получили удар, направленный вдоль их оси вращения. Также можно измерить ось вращения пульсара, используя поляризацию его излучения, и недавнее исследование 24 пульсаров выявило сильную корреляцию между поляризацией и направлением удара. Однако такие исследования всегда сопряжены с трудностями, поскольку погрешности, связанные с измерениями поляризации, очень велики, что затрудняет проведение корреляционных исследований. Существует вероятность, что распределение скоростей удара является бимодальным. Сильным аргументом в пользу этой возможности является "проблема удержания нейтронных звезд". Большинство шаровых скоплений в Млечном Пути имеют скорость убегания менее 50 км/с, поэтому лишь немногие пульсары должны испытывать трудности с покиданием скопления. Фактически, исходя из непосредственно измеренного распределения скоростей удара, мы ожидаем, что в шаровом скоплении останется менее 1% всех родившихся пульсаров. Однако это не так – шаровые скопления содержат множество пульсаров, некоторые из которых превышают 1000. Это число можно несколько увеличить, если допустить, что часть импульса удара передаётся компаньону в двойной системе. В этом случае, возможно, выживет около 6%, но этого недостаточно для объяснения расхождения. Это, по-видимому, указывает на то, что некоторые пульсары практически не получают удара, в то время как другие получают очень сильный удар. Напрямую наблюдать такое бимодальное распределение сложно, поскольку многие методы измерения скорости дают лишь верхнюю границу скорости объекта. Если окажется, что некоторые пульсары действительно получают очень слабый удар, это может дать нам представление о механизме пульсарных ударов, поскольку полное объяснение должно предсказывать такую возможность.

Теории

Было предложено множество гидродинамических теорий, все из которых пытаются объяснить асимметрию в сверхновых с использованием конвекции или механической нестабильности в звезде-предшественнике сверхновой. Возможно, наиболее понятная из них — «переходящий g-мод». В этой теории мы сначала предполагаем, что ядро немного смещено от центра звезды. Это увеличивает давление в близлежащих кремниевых и кислородных оболочках звезды. Поскольку скорость ядерных реакций в этих оболочках очень чувствительно зависит от давления, дополнительное давление приводит к значительному высвобождению энергии, и ядро отталкивается в противоположном направлении. Это, в свою очередь, увеличивает давление с другой стороны, и мы обнаруживаем, что ядро начинает колебаться. Показано, что многие из таких мод являются переходящими в массивных звездах, то есть небольшое возмущение со временем нарастает. Когда звезда взрывается, ядро приобретает дополнительный импульс в определенном направлении, который мы наблюдаем как «пинок». Предполагается, что гидродинамические модели могут объяснить бимодальное распределение посредством «дихотомического сценария пинка», в котором оболочка звезды-предшественника сверхновой похищается двойным компаньоном, подавляя механическую нестабильность и, следовательно, уменьшая результирующий пинок. Существуют два основных сценария пинка, обусловленных нейтрино, основанных на нарушении чётности во взаимодействиях нейтрино для объяснения асимметрии в распределении нейтрино. Первый использует тот факт, что в присутствии магнитного поля направление рассеяния нейтрино на ядре смещено в определенном направлении. Следовательно, если эмиссия нейтрино происходила в присутствии сильного магнитного поля, можно ожидать, что средний дрейф нейтрино будет в некоторой степени согласован с этим полем, и, таким образом, взрыв будет асимметричным. Основная проблема этой теории заключается в том, что для достижения достаточной асимметрии ей требуются поля порядка 10¹⁵ Г, что намного сильнее, чем ожидается в массивной звезде. Другая нейтринная теория использует тот факт, что сечение рассеяния нейтрино слабо зависит от напряженности окружающего магнитного поля. Таким образом, если само магнитное поле является анизотропным, то могут существовать «темные пятна», которые по сути непрозрачны для нейтрино. Однако для этого требуются анизотропии порядка 10¹⁶ Г, что еще менее вероятно. Наконец, существует так называемый сценарий электромагнитной ракеты. В этой теории мы предполагаем, что магнитный диполь пульсара смещен от центра и не совпадает с осью вращения пульсара. Это приводит к асимметрии амплитуды дипольных колебаний, видимой сверху и снизу, что, в свою очередь, означает асимметрию в излучении. Затем давление излучения медленно отталкивает пульсар. Обратите внимание, что это пинок, возникающий после рождения пульсара, и он не связан с асимметрией самой сверхновой. Также обратите внимание, что этот процесс отнимает энергию у вращения пульсара, поэтому основным наблюдательным ограничением для теории является наблюдаемая скорость вращения пульсаров по всей галактике. Важным преимуществом этой теории является то, что она фактически предсказывает корреляцию между спином и пинком. Однако существуют разногласия относительно того, может ли она генерировать достаточную энергию для объяснения всего диапазона скоростей пинка.

Черная дыра бьет по лугам

Большие расстояния от галактической плоскости, достигаемые некоторыми двойными системами, являются результатом импульсов, получаемых звездными черными дырами при их рождении (нательных ударов). Распределение скоростей этих импульсов для черных дыр похоже на распределение скоростей импульсов для нейтронных звезд. Можно было бы ожидать, что одинаковыми будут именно импульсы, при этом черные дыры, из-за большей массы, получали бы меньшие скорости, чем нейтронные звезды, но, по-видимому, это не так. Исследование 2023 года, основанное на результатах численного моделирования высокоэнергетических столкновений, предполагает, что предел скорости импульса для черных дыр составляет около 10% скорости света.