Симуляция на FUGAKU показала рождение магнетара за миллисекунды

Слияние двух нейтронных звезд не всегда приводит к образованию черной дыры. Новые расчеты показывают, что в некоторых случаях результатом становится массивная нейтронная звезда с сверхмощным магнитным полем — магнетар. Моделирование процессов на суперкомпьютере выявило механизм формирования таких объектов всего за несколько миллисекунд после столкновения.

Детальное моделирование столкновения

Для исследования использовался японский суперкомпьютер FUGAKU. Ученые смоделировали столкновение двух нейтронных звезд, каждая из которых имела массу 1,35 солнечной. Пространственное разрешение вычислений достигало 6,25 метра (20,5 фута), что позволило отслеживать мелкомасштабную турбулентность и ее влияние на магнитные поля в течение всего процесса слияния.

Исходные магнитные поля звезд составляли приблизительно 3,16 триллиона гаусс, что соответствует верхнему диапазону значений, наблюдаемых у двойных пульсаров. В ходе столкновения поля в части остатка достигали порядка 10 квадриллионов гаусс, а в локальных областях интенсивность была еще выше.

Роль нестабильности Кельвина-Гельмгольца

Авторы работы указывают, что «нестабильность Кельвина-Гельмгольца, возникающая при соприкосновении двух нейтронных звезд, усиливает магнитное поле до ожидаемой энергии электромагнитного насыщения ∼ 10⁵⁰ эрг в течение 3 мс после слияния». Этот физический эффект развивается, когда соседние слои жидкости движутся с разными скоростями.

При слиянии нейтронных звезд огромные различия в движении жидкости создают турбулентность, которая растягивает и укрепляет магнитные линии. На начальном этапе наиболее сильное усиление происходит на очень малых масштабах. Затем турбулентное магнитное поле начинает воздействовать на все более крупные области объединенной звезды, позволяя амплификации достичь звездных масштабов.

По словам исследователей, нестабильность вызывает «усиление магнитного поля звездного масштаба как минимум в 316 раз». Примерно через пять миллисекунд симулируемое поле увеличилось с 3,16 триллиона гаусс до около одного квадриллиона гаусс, достигнув силы магнетара. Как формулируют авторы: «То есть рождается магнетар».

Устойчивость и дальнейшая эволюция полей

Несмотря на получение полей магнетарной силы, ученые предупреждают о неопределенностях в том, как турбулентность и магнитная диссипация работают на экстремально малых масштабах. Эти факторы могут повлиять на оценку степени усиления.

В одном из экстраполяционных расчетов для более реалистичных условий смоделированное поле звездного масштаба могло быть завышено в 10 раз. Даже при таком допущении результирующее магнитное поле все равно достигало бы примерно 100 триллионов гаусс.

Магнитная структура оставалась сконцентрированной вблизи экваториальной плоскости остатка, а не формировала организованное полярное поле, необходимое для запуска релятивистских джетов. Для развития такой конфигурации могут потребоваться дополнительные магнитные процессы, в частности магниторотационная нестабильность.

Результаты работы свидетельствуют о том, что «образование магнетара может быть неизбежным при слияниях двойных нейтронных звезд, по крайней мере временно после слияний, если он не коллапсирует в черную дыру немедленно». Симуляции охватывали только самые ранние моменты после столкновения. Для определения того, как эти поля будут эволюционировать, помогут ли они питать энергетические вспышки и как долго нейтронная звезда сможет существовать перед потенциальным коллапсом, необходимы более длительные расчеты.

Статья «A magnetar formation in binary neutron star merger», подготовленная Кента Киучи, Алексисом Ребулем-Сальзе, Юитиро Секигути и Масару Сибадой, опубликована 9 июня 2026 года на arXiv (DOI: 2606.11299).