Расчёт на суперкомпьютере Fugaku: при слиянии нейтронных звёзд поле достигает уровня магнетара
Моделирование на японском суперкомпьютере Fugaku слияния двух нейтронных звёзд по 1,35 массы Солнца дало поля магнетара. Это результат расчёта, а не наблюдения.
Исследователи смоделировали слияние двух нейтронных звёзд на японском суперкомпьютере FUGAKU и получили магнитные поля силы магнетара в течение миллисекунд после столкновения, сообщает SciTechDaily. Масса каждой звезды в модели составляла 1,35 массы Солнца, пространственное разрешение расчёта достигло 6,25 метра scitechdaily.com
SciTechDailyscitechdaily.comОткрыть источник ↗. Работу выполнили Кента Киучи, Алексис Ребуль-Сальзе, Юитиро Секигучи и Масару Шибата.
Моделирование и рост магнитного поля
Слияние двух нейтронных звёзд часто заканчивается чёрной дырой, но в некоторых случаях остаётся массивная нейтронная звезда с очень сильным магнитным полем. Магнетары — редкий класс нейтронных звёзд с полями, намного более сильными, чем у обычных. С ними связывают всплески излучения, в том числе мягкие гамма-репитеры, и, возможно, часть быстрых радиовсплесков.
Исходные поля модельных звёзд составляли около 3,16 трлн гаусс, что соответствует верхней границе наблюдаемых в двойных пульсарах. При столкновении в отдельных частях остатка поля достигли примерно 10 квадриллионов гаусс, а в локальных областях были ещё сильнее. Примерно за пять миллисекунд поле на масштабе звезды выросло с 3,16 трлн гаусс до около одного квадриллиона гаусс, то есть до уровня магнетара.
Механизм и ограничения
Авторы связывают рост поля с неустойчивостью Кельвина — Гельмгольца, которая возникает, когда соседние слои жидкости движутся с разной скоростью. По данным авторов, она усиливает поле до ожидаемой электромагнитной энергии насыщения ∼ 10⁵⁰ эрг в течение 3 мс после слияния и вызывает усиление на масштабе звезды не менее чем в 316 раз scitechdaily.com
SciTechDailyscitechdaily.comОткрыть источник ↗. Сильнее всего поле растёт сначала на очень малых масштабах, затем турбулентное поле охватывает всё более крупные области объединённой звезды.
Авторы предупреждают, что неопределённости в описании турбулентности и магнитной диссипации на предельно малых масштабах могут повлиять на оценку усиления. В одной из экстраполяций на более реалистичные условия поле на масштабе звезды могло быть завышено в 10 раз. Даже тогда оно достигло бы примерно 100 трлн гаусс.
Магнитная структура также оставалась сосредоточенной у экваториальной плоскости остатка и не образовала упорядоченное полярное поле, которое связывают с запуском релятивистских джетов. Для такой конфигурации могут понадобиться дополнительные процессы, в частности магниторотационная неустойчивость. По словам авторов, результат указывает, что образование магнетара при слиянии двойных нейтронных звёзд может быть неизбежным, по крайней мере временно, если остаток не коллапсирует сразу в чёрную дыру.
Моделирование охватывает только самые ранние моменты после столкновения. Чтобы выяснить, как поля эволюционируют, помогают ли они питать мощные вспышки и как долго нейтронная звезда живёт до возможного коллапса в чёрную дыру, нужны более длительные расчёты.
