И кое-что о магнетарах
Jan. 28th, 2021 09:55 am![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png){kind=small}
atandakil_gunzeНапомню, магнетары - это нейтронные звезды с экстремально сильным магнитным полем, в силу чего они подчас способны на очень буйное поведение (мягкие гамма-репитеры). Прочитать о них можно здесь https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/11635.html
Подробности формирования магнетаров с их монструозным магнитным полем долгое время не были ясны. Примерно год назад родилась красивая, основанная на результатах моделирования и согласующаяся с наблюдениями гипотеза, уточняющая возможный механизм их рождения.
Согласно этой гипотезе, магнетары формируются при коллапсе достаточно массивных голубых отставших https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/76980.html, претерпевших слияние в достаточно зрелом возрасте (скажем, в результате слияния двух звезд в бывшей изначально не очень тесной двойной системе). В таком варианте внутренняя область получившейся звезды оказывается весьма быстро вращающейся - ведь звезда наследует суммарный орбитальный момент обеих прародителей - и очень турбулентной, что способствует возникновению весьма мощного магнитного поля.
Если от слияния до коллапса проходит относительно немного времени (порядка миллионов лет), ни турбулентность, ни высокая скорость вращения ядра не успевают заметно снизиться, и в результате основная часть весьма мощного магнитного поля прогенитора остается "вмороженной" в резко уменьшившуюся в размерах (до двух с небольшим десятков километров) нейтронную звезду. Как и сказано ранее.
Подробности формирования магнетаров с их монструозным магнитным полем долгое время не были ясны. Примерно год назад родилась красивая, основанная на результатах моделирования и согласующаяся с наблюдениями гипотеза, уточняющая возможный механизм их рождения.
Согласно этой гипотезе, магнетары формируются при коллапсе достаточно массивных голубых отставших https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/76980.html, претерпевших слияние в достаточно зрелом возрасте (скажем, в результате слияния двух звезд в бывшей изначально не очень тесной двойной системе). В таком варианте внутренняя область получившейся звезды оказывается весьма быстро вращающейся - ведь звезда наследует суммарный орбитальный момент обеих прародителей - и очень турбулентной, что способствует возникновению весьма мощного магнитного поля.
Если от слияния до коллапса проходит относительно немного времени (порядка миллионов лет), ни турбулентность, ни высокая скорость вращения ядра не успевают заметно снизиться, и в результате основная часть весьма мощного магнитного поля прогенитора остается "вмороженной" в резко уменьшившуюся в размерах (до двух с небольшим десятков километров) нейтронную звезду. Как и сказано ранее.
