Пуста ли пустота: магнетар, вакуум и квантовая Вселенная

Одним из самых распространенных ошибочных представлений космоса в кино и литературе является пояс астероидов, где астероиды находятся очень близко друг к другу, а полет сквозь их скопление сопряжен с колоссальным риском. Это не более чем творческая интерпретация и гиперболизация, так как расстояния между отдельными объектами может составлять несколько миллионов километров. Большая часть космического пространства это пустота, или нам так только кажется. Космическая пыль, газ, различные излучения и таинственная темная материя — все они являются невидимыми обитателями космической «пустоты». Следовательно, то, чего мы не видим, все же может влиять на окружающую среду. Около 90 лет Вернером Гейзенбергом назад была выдвинута теория «квантового двулучепреломления», утверждающая, что идеальный вакуум не пуст и может оказывать влияние на распространение света. Ученые из Технологического университета Суинберна (Мельбурн, Австралия) смогли доказать эту теорию на практике. Что такое идеальный вакуум, почему он не пустой, и как же он влияет на свет? Ответы на эти вопросы мы найдем в докладе ученых.

Основа исследования

Одними из самых любопытных космических объектов являются магнетары — изолированные нейтронные звезды с исключительно сильными поверхностными магнитными полями B_surface ∼ 10^14–15 Гс. Их напряженность превышает типичные значения магнитного поля молодых пульсаров, излучение которых поддерживается энергией вращения, на 1–3 порядка. Распад этих магнитных полей служит источником устойчивого рентгеновского излучения высокой светимости, которое обычно достигает максимума в диапазоне 0.5–10 кэВ и имеет светимость L_X ≳ 10³⁵ эрг/с. Поскольку напряженность магнитного поля магнетаров значительно превышает критическое поле квантовой электродинамики (QED от quantum electrodynamic), B_cr = 4.4 × 10¹³ Гс, магнетары широко рассматриваются как перспективные астрофизические лаборатории для исследования необычных нелинейных процессов QED в режиме сверхсильных магнитных полей.

Одним из таких предсказаний является вакуумное двулучепреломление (VB от vacuum birefringence), при котором чрезвычайно сильные магнитные поля, сопоставимые с полями магнетаров, существенно изменяют показатели преломления собственных поляризационных мод фотонов и делают их различными: излучение с разной поляризацией распространяется с разными скоростями. Это свойство является прямым следствием поляризации квантового вакуума и составляющих его виртуальных электрон-позитронных пар электромагнитным полем и до сих пор остается экспериментально не подтвержденным предсказанием QED. Косвенные свидетельства, согласующиеся с проявлением VB, были получены как в лабораторных экспериментах, так и в астрофизических наблюдениях, тогда как прямые измерения в обоих случаях по-прежнему представляют значительные трудности. В совокупности эти взаимодополняющие подходы обеспечивают существенный прогресс в проверке этого фундаментального физического предсказания и открывают перспективные возможности для дальнейших исследований.

Влияние VB в магнитосферах магнетаров, как ожидается, существенно усиливает поляризационный сигнал мягких рентгеновских фотонов, выходящих с поверхности звезды. Предполагается, что эти фотоны испытывают различные фазовые сдвиги в зависимости от одной из двух поляризационных мод — обыкновенной (O mode) и необыкновенной (X mode). Если k обозначает вектор импульса фотона, то в O-моде (∥) вектор электрического поля приблизительно лежит в плоскости k–B, тогда как в X-моде (⊥) он перпендикулярен этой плоскости. VB приводит к независимому распространению собственных поляризационных мод вплоть до расстояний порядка 30–300 радиусов звезды, вследствие чего ориентация их векторов поляризации оказывается тесно связана со структурой магнитного поля магнитосферы. В результате VB усиливает суммарную линейную поляризацию излучения поверхности, и при благоприятной геометрии наблюдения степень поляризации (PD от polarization degree) теоретически может приближаться к 100%.

В атмосферах магнетаров совместное действие вакуумного и плазменного двулучепреломления позволяет фотонам переходить между поляризационными модами. Такое преобразование мод наиболее эффективно при энергии вакуумного резонанса QED (VR от vacuum resonance), обычно составляющей несколько кэВ. Эта энергия зависит от плотности водородной плазмы, локальной напряженности магнитного поля и направления распространения света. Преобразование мод при VR приводит к уменьшению суммарной степени поляризации излучения, выходящего с поверхности. Таким образом, при усреднении по фазе вращения ожидается высокая PD вдали от энергии VR и ее существенное снижение вблизи VR вследствие усиленного смешивания поляризационных мод.

1E 1547.0−5408 — типичный магнетар с периодом вращения 2.09 с и напряженностью экваториального магнитного поля на поверхности ≈ 2.2 × 10¹⁴ Гс. В настоящее время он находится в устойчиво ярком рентгеновском состоянии и демонстрирует характерный для магнетаров спектр: мягкий тепловой компонент, наиболее выраженный в диапазоне ≲ 10 кэВ, и жесткий рентгеновский хвост, доминирующий при более высоких энергиях. Широкополосный спектр в диапазоне 0.5–70 кэВ лучше всего описывается либо моделью с двумя тепловыми компонентами черного тела (BB от blackbody) и нетепловым компонентом в виде степенного закона (PL от power-law), либо моделью с одним компонентом BB и двумя компонентами PL. Форма импульса во всем энергетическом диапазоне практически синусоидальна, а вклад высших гармоник минимален. Среднеквадратичная (RMS от root-mean-squared) пульсирующая доля заметно выше, чем у большинства других магнетаров, и демонстрирует выраженную зависимость от энергии: от ∼ 30% при 2 кэВ она постепенно возрастает до 42% вблизи 6 кэВ, а затем монотонно снижается примерно до 20% при энергиях > 10 кэВ. Эти спектральные и временные характеристики, вероятно, указывают на наличие горячего теплового пятна на поверхности звезды, излучение которого доминирует в наиболее мягкой части спектра вплоть до ∼ 6 кэВ. При более высоких энергиях начинает преобладать излучение магнитосферного происхождения, которое превосходит вклад поверхности в спектр и изменяет свойства импульса.

1E 1547.0−5408 также выделяется среди магнетаров тем, что является устойчивым радиоизлучающим пульсаром. Он испускает широкие радиоимпульсы с периодом, соответствующим периоду вращения магнетара. Их длительность составляет приблизительно 25% периода вращения источника, что необычно много для молодых изолированных нейтронных звезд (NS от neutron star). Радиоимпульсы также характеризуются высокой степенью поляризации и демонстрируют характерное S-образное изменение позиционного угла линейной поляризации, указывающее на пересечение линией зрения наблюдателя конуса радиоизлучения. Эти свойства свидетельствуют о почти соосной конфигурации магнитной оси и оси вращения, при которой линия зрения наблюдателя проходит под небольшим углом к оси вращения и пересекает открытые силовые линии магнитного поля вблизи полярной шапки.

Богатство информации, получаемой при совместном анализе рентгеновских и радиоданных, стало основанием для проведения длительной серии одновременных наблюдений с использованием Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE), Neutron Star Interior Composition ExploreR (NICER) и Murriyang — 64-метрового радиотелескопа Parkes. Наблюдения проводились с 26 марта 2025 года, 03:01:52 UTC, по 5 апреля 2025 года, 00:26:53 UTC. Основная цель исследования заключалась в детальном изучении поляриметрических свойств источника в мягком рентгеновском диапазоне 2–8 кэВ с помощью IXPE и их сопоставлении с геометрическими ограничениями, полученными из радио-наблюдений. Поэтому все наблюдения были согласованы таким образом, чтобы обеспечить максимальное одновременное покрытие разными инструментами, особенно совместно с IXPE.

Изображение №1

Данные IXPE показали, что усредненная по энергии и фазе степень поляризации (PD) в диапазоне 2–8 кэВ составляет около 46 ± 4% (неопределенность 1σ; здесь и далее по тексту), а угол поляризации (PA от polarization angle) — −76° ± 3° (график выше). Статистическая значимость измерения составляет ∼ 10.5σ относительно минимально обнаружимой поляризации при доверительном уровне 99% (MDP₉₉). Это самое высокое значение PD среди шести магнетаров, наблюдавшихся с помощью IXPE. PD также демонстрирует выраженную зависимость от энергии, достигая максимального значения 59 ± 5% в самом мягком энергетическом диапазоне 2–3 кэВ, после чего снижается до 37 ± 5% в диапазоне 3–4 кэВ. При этом значения PA в этих двух диапазонах согласуются с углом поляризации, полученным при интегрировании по всему энергетическому диапазону. В более жесткой части спектра, 4–8 кэВ, измеренная PD составляет 40 ± 11%, а PA несколько смещен и равен −86° ± 8°. Статистическая значимость этого измерения составляет лишь 3.5σ, главным образом из-за более низкого отношения сигнал/шум. Примечательно, что PD в самом мягком энергетическом диапазоне как минимум в 2.5 раза превышает соответствующие значения, измеренные у остальных магнетаров этой выборки.

Изображение №2

Используя фазово-когерентную эфемериду, охватывающую весь период наблюдений, ученые выполнили свертку рентгеновских данных по фазе вращения (интенсивности и поляризации) вместе с радиоданными. Предварительно была внесена поправка на распространение излучения через ионизованную межзвездную среду, чтобы обеспечить точное взаимное фазовое совмещение рентгеновских и радионаблюдений. Наиболее высокая PD наблюдается в мягкой части спектра (графики выше). Она умеренно изменяется с фазой, достигая максимума 74 ± 11% в диапазоне 2–4 кэВ и минимума около 34 ± 8%. Максимум наблюдается вблизи минимума рентгеновского импульса и вдали от радиоимпульса, тогда как минимум PD, напротив, приходится на область, близкую к радиоимпульсу. В диапазоне 2–3 кэВ PD достигает 82 ± 15%, а ее минимальное значение составляет 42 ± 12%. PA демонстрирует синусоидальную модуляцию в диапазоне от максимального значения −51° ± 6° до минимального −97° ± 9°. Интересно, что по амплитуде и форме эта модуляция сопоставима с наблюдаемой в радиодиапазоне, однако опережает ее по фазе примерно на 0.3 периода. Сходное фазовое смещение наблюдается и для интенсивности, но в этом случае максимум рентгеновского импульса, наоборот, запаздывает относительно максимума радиоимпульса.

Спектрополяриметрический анализ усредненного по фазе спектра IXPE+NICER показал, что излучение в мягком рентгеновском диапазоне 1–8 кэВ лучше всего описывается компонентом черного тела (BB) с температурой kT = 0.72 ± 0.01 кэВ и сравнительно небольшой площадью излучающей области R² = 1.07 ± 0.05 км² при принятом расстоянии до источника 4.5 кпк. В дополнение к приведенным выше модельно-независимым результатам поляриметрии ученые установили, что усредненные по фазе спектры параметров Стокса Q и U для BB-компонента лучше всего описываются линейным уменьшением PD: от 65 ± 8% при 2 кэВ со скоростью −15 ± 2% кэВ⁻¹, при постоянном PA = −67° (+4°/−7°). Ученые не обнаружили свидетельств какого-либо систематического изменения PA или PD в верхней части энергетического диапазона IXPE (≳ 4 кэВ), на которое указывал модельно-независимый анализ, хотя и с низкой статистической значимостью. Вероятно, это связано с тем, что спектр источника IXPE в диапазоне 2–8 кэВ в значительной степени определяется фотонами диапазона 2–4 кэВ, на который приходится их наибольшее число. Действительно, добавление второго компонента в спектральную модель статистически не оправдано, а при его включении параметры этого компонента остаются неограниченными.

Умеренная степень поляризации, усредненная по фазе, которая измерялась у большинства магнетаров в мягком рентгеновском диапазоне 2–3 кэВ, до сих пор интерпретировалась как свидетельство наличия конденсированной поверхности. Значительно более высокая PD, измеренная у 1E 1547.0−5408, ставит такой сценарий для этого источника под сомнение. Действительно, с учетом высокой температуры поверхности, полученной в данной работе и в предыдущих исследованиях, а также напряженности дипольного магнитного поля ≈ 2 × 10¹⁴ Гс, магнитная конденсация для 1E 1547.0−5408 представляется маловероятной. В чистой намагниченной атмосфере без привлечения дополнительных эффектов усредненная по фазе PD может достигать примерно 40%, однако воспроизвести значения порядка 65% значительно сложнее. Еще более серьезную проблему для таких моделей представляют чрезвычайно высокие фазово-разрешенные значения PD (около 70–80% в диапазоне 2–4 кэВ) и отсутствие сильной деполяризации вблизи фазы радиоимпульса. Хотя во время радиоимпульса ученые действительно обнаружили минимум рентгеновской PD, ее значение оставалось сравнительно высоким — около 30–40%, тогда как при прохождении линии зрения через область открытых силовых линий магнитного поля ожидалась бы существенно более сильная деполяризация. В совокупности эти особенности указывают на противоречия со стандартными моделями поверхности и атмосферы магнетара и позволяют предположить, что существенную роль могут играть дополнительные физические процессы, влияющие на распространение поляризованного излучения через магнитосферу.

Изображение №3

Наблюдаемое S-образное изменение PA в усредненном по времени и частоте радиопрофиле в диапазоне 2.5–4.0 ГГц (верхняя панель на изображении №2) согласуется с моделью вращающегося вектора (RVM от rotating vector model) для дипольной геометрии магнитного поля и хорошо описывается этой моделью. Полученная геометрия соответствует почти соосному ротатору, наблюдаемому вблизи оси вращения. Ученые получили угол между магнитной осью и осью вращения α = 3.4° (+1.3°/−1.2°), а также угол между осью вращения и линией зрения ζ = 7.5° (+3.0°/−2.6°). При упрощающем предположении, что открытые силовые линии над полярной шапкой полностью участвуют в радиоизлучении, такое сочетание магнитной геометрии и геометрии наблюдения вместе с высокой долей периода, занятой радиоимпульсом, указывает на то, что радиоизлучение возникает на высоте примерно 692 км (+654/−400 км) над поверхностью NS. Эта высота составляет менее 1% радиуса светового цилиндра, что означает, что абсолютная фаза радиоимпульса достаточно точно соответствует моменту прохождения линии зрения через магнитный полюс.

Изменение PA в рентгеновском диапазоне также достаточно хорошо описывается в рамках RVM, что указывает на геометрическую модуляцию рентгеновской поляризации, согласующуюся с крупномасштабной структурой магнитного поля. Хотя из-за более низкого отношения сигнал/шум ограничения в рентгеновском диапазоне слабее, чем в радиодиапазоне, полученные геометрические параметры в целом согласуются с результатами радиоанализа на уровне ∼ 2.5σ, однако не позволяют однозначно определить геометрию системы. В частности, допустимая область параметров остается широкой, и лишь небольшая ее часть пересекается с ограничениями, полученными по радиоданным. Различия между решениями, полученными в радио- и рентгеновском диапазонах, включая фазовые смещения профилей интенсивности и поляризации, указывают на то, что сигналы в этих двух диапазонах возникают в разных областях относительно магнитной оси звезды. Это может быть связано либо с различной высотой формирования излучения, либо с отклонениями конфигурации магнитного поля от чисто дипольной.

Заметное снижение PD в узком энергетическом диапазоне 2–4 кэВ представляет особый интерес. Спектральные и временные характеристики источника не указывают на наличие отдельного компонента с иной поляризацией, который вносил бы вклад в BB-излучение. Напротив, эти данные свидетельствуют о том, что в данном энергетическом диапазоне по-прежнему доминирует один и тот же тепловой компонент. Наиболее естественным объяснением такого поведения является преобразование поляризационных мод вблизи вакуумного резонанса. С учетом напряженности магнитного поля 1E 1547.0−5408 и при предположении водородной атмосферы преобразование мод становится эффективным при энергиях ≳ 2 кэВ. При энергиях ≳ 4 кэВ такая интерпретация становится менее надежной из-за снижения отношения сигнал/шум. Тем не менее в диапазоне 4–8 кэВ, а также 4–5 кэВ, наблюдается предварительное отклонение от тенденции, характерной для более низких энергий. Для уточнения поляриметрического поведения источника в этом диапазоне необходимы более глубокие наблюдения с помощью IXPE.

Исключительно высокая степень поляризации, достигающая 65 ± 8% при 2 кэВ и возрастающая до 82 ± 15% в отдельных фазах вращения, отсутствие выраженной деполяризации вблизи фазы радиоимпульса, наблюдаемое снижение поляризации в диапазоне 2–4 кэВ, а также согласованное изменение PA в рентгеновском и радиодиапазонах, хорошо описываемое RVM, формируют целостную наблюдательную картину. В совокупности эти особенности трудно согласовать со стандартными атмосферными моделями протяженных рентгеновских горячих областей на поверхности звезды, в которых наблюдаемое излучение формируется при широком диапазоне направлений магнитного поля. Наблюдаемые свойства сигнала естественным образом объясняются сценариями, в которых на распространение поляризованного излучения влияют квантово-электродинамические эффекты, действующие в магнитосфере. В частности, сочетание высокой степени поляризации и сравнительно небольшой модуляции PA указывает на то, что направление поляризации остается тесно связанным с геометрией крупномасштабного магнитного поля на значительных расстояниях от поверхности звезды. В этом контексте вакуумное двулучепреломление в магнитосфере представляет собой естественный физический механизм, способный объяснить наблюдаемое поляризационное поведение.

Чтобы проиллюстрировать интерпретацию, связанную с VB, ученые выполнили моделирование интенсивности и поляризационных характеристик рентгеновского излучения с помощью кода переноса излучения MAGTHOMSCATT. В рамках использованной модели конфигурации, учитывающие VB в магнитосфере, значительно лучше описывали фазово-разрешенные данные по параметрам Стокса I, Q и U, чем модели, в которых этот эффект не учитывался. В частности, при распространении излучения без рефракционных эффектов получались заметно более сильные фазовые изменения параметров Стокса Q и U, чем наблюдалось в данных. С учетом фазового смещения между радио- и рентгеновским сигналами модель с наилучшим соответствием данным указывает на то, что центр рентгеновской горячей области смещен относительно магнитного полюса (изображение №3). Хотя эти результаты зависят от выбранной модели, они служат дополнительным подтверждением того, что эффекты распространения излучения в магнитосфере играют важную роль в формировании наблюдаемых поляризационных характеристик 1E 1547.0−5408.

Представленные здесь результаты совместных рентгеновских и радионаблюдений демонстрируют все более широкие возможности для исследования эффектов QED в экстремально сильных магнитных полях магнетаров. Дальнейшие рентгеновские поляриметрические наблюдения, особенно при более низких энергиях, где можно ожидать еще более высокой степени поляризации, будут иметь ключевое значение для развития этого направления. Продолжение наблюдений с помощью IXPE, возможности будущих миссий мягкой рентгеновской поляриметрии, таких как GoSOX, а также лабораторные эксперименты и исследования на коллайдерах позволят проводить все более строгие проверки фундаментальных предсказаний квантовой электродинамики.

Для более детального ознакомления с нюансами исследования рекомендую заглянуть в доклад ученых и дополнительные материалы к нему.

Эпилог

В рассмотренном нами сегодня труде авторы получили одно из самых убедительных на сегодняшний день свидетельств в пользу одного из самых необычных предсказаний квантовой механики: даже, казалось бы, пустое пространство может влиять на распространение света. Это явление, известное как вакуумное двулучепреломление, было предсказано почти 90 лет назад Вернером Гейзенбергом, одним из основоположников квантовой механики. Его работа предполагала, что идеальный вакуум на самом деле не является абсолютно пустым. Напротив, он должен содержать виртуальные частицы, которые кратковременно возникают и исчезают.

Ученые изучили эту давнюю квантовую загадку, наблюдая магнетар — редкий тип нейтронной звезды, обладающей самыми сильными известными магнитными полями во Вселенной. Звездой исследования (фигурально и буквально) стала 1E 1547.0-5408 — быстро вращающаяся нейтронная звезда, магнитные поля которой более чем в триллион раз сильнее магнитного поля Земли. Магнетар является мощным источником радио- и рентгеновского излучения, причем их максимумы смещены друг относительно друга в течение его 2.1-секундного периода вращения. Это указывает на то, что основной источник рентгеновского излучения представляет собой вторичное «горячее пятно», смещенное относительно магнитной оси. Наблюдения ученых, возможно, представляют собой первое обнаружение вакуумного двулучепреломления в чрезвычайно мощном магнитном поле магнетара. Если эта интерпретация подтвердится, результат может дать ученым новый способ исследования квантовой Вселенной.

Согласно теории, исключительно сильное магнитное поле может воздействовать на «море» виртуальных частиц, связанных с вакуумом. В таких условиях эти частицы, как ожидается, начинают влиять на распространение света, специфическим образом преломляя его и вызывая вакуумное двулучепреломление. Магнетары предоставляют редкую возможность для поиска этого эффекта, поскольку их магнитные поля достаточно сильны, чтобы предсказанное квантовое поведение стало потенциально наблюдаемым.

Исследователи детально проследили, как меняется направление радиоволн, исходящих от магнетара, по мере его вращения, то есть их состояние поляризации. На основании этих измерений они установили, что магнитная ось и ось вращения звезды почти совпадают. Кроме того, магнетар наблюдается почти «с полюса». В совокупности эти особенности создают исключительно благоприятные условия для поиска вакуумного двулучепреломления вокруг 1E 1547.

Затем команда обнаружила два важных признака, указывающих на квантовый эффект. Во-первых, рентгеновское излучение магнетара, зарегистрированное IXPE, показало чрезвычайно высокую степень поляризации. Во-вторых, направление этой поляризации оставалось связанным с магнитным полем 1E1547 так же, как это наблюдалось в радиодиапазоне.

Если эта интерпретация подтвердится, результат поможет физикам проверить, как известные теории квантовой физики работают в одних из самых экстремальных условий, существующих во Вселенной. По словам ученых, дополнительные наблюдения и более совершенные компьютерные симуляции помогут установить, действительно ли обнаруженный сигнал связан с вакуумным двулучепреломлением. Такие усовершенствования должны облегчить различение предсказанного квантового сигнала и других физических процессов, происходящих вблизи магнетаров.

Немного рекламы

Спасибо, что остаетесь с нами. Вам нравятся наши статьи? Хотите видеть больше интересных материалов? Поддержите нас, оформив заказ или порекомендовав знакомым, облачные VPS для разработчиков от $4.99, уникальный аналог entry-level серверов, который был придуман нами для Вас: Вся правда о VPS (KVM) E5-2697 v3 (6 Cores) 10GB DDR4 480GB SSD 1Gbps от $19 или как правильно делить сервер? (доступны варианты с RAID1 и RAID10, до 24 ядер и до 40GB DDR4).

Dell R730xd в 2 раза дешевле в дата-центре Maincubes Tier IV в Амстердаме? Только у нас 2 х Intel TetraDeca-Core Xeon 2x E5-2697v3 2.6GHz 14C 64GB DDR4 4x960GB SSD 1Gbps 100 ТВ от $199 в Нидерландах! Dell R420 - 2x E5-2430 2.2Ghz 6C 128GB DDR3 2x960GB SSD 1Gbps 100TB - от $99! Читайте о том Как построить инфраструктуру корп. класса c применением серверов Dell R730xd Е5-2650 v4 стоимостью 9000 евро за копейки?