Цифровой журнал «Компьютерра» № 16

Теоретики совершенствуют магнитарную модель, объясняя с её помощью всё больше и больше наблюдаемых явлений. Кроме этого, развиваются модели эволюции магнитного поля нейтронных звезд.

Магнитные поля должны уменьшаться, так как токи, их поддерживающие, со временем затухают (ведь нейтронная звезда не подключена к розетке, и батарейки у неё нет). Взяв конкретный сценарий изменения поля, со временем можно дополнить его другими эволюционными законами и построить компьютерную модель популяции нейтронных звезд. Именно создание хорошей численной симуляции, основанной на детальных теоретических расчетах и удовлетворяющей всем данным наблюдений, будет означать, что мы всё правильно поняли и смогли построить модель Великого объединения для самых интересных суперобъектов.

_{Остаток сверхновой Cas A.}

Пока нам удалось построить простую модель, в которую вписалось всё, кроме антимагнитаров. То есть, это скорее не Великое, а Большое объединение. В нашем сценарии сильные поля затухают быстро, то есть магнитары могут быть только очень молодыми. Некоторые из них могут превратиться в объекты типа Великолепной семёрки. Вблизи Солнца активных магнитаров нет потому, что они быстро теряют свои поля.

Разумеется, модель ещё нуждается в подтверждении и дополнениях. Тем не менее, приятно, что все, кроме одного, основные классы нейтронных звезд «возникли» из единого распределения по параметрам. По-прежнему непонятно, как возникает это распределение (его вид, пусть и естественный, пока приходится просто задавать). Здесь необходимо хорошо понимать эволюцию звезд разных типов до взрыва сверхновой, а также сами взрывы разных типов, а это совсем непросто. Так что, многое сделано, но многое ещё предстоит.

К оглавлению