От момента первой вспышки рождения до окончательного коллапса звезды замедляют свое вращение в сотни раз по сравнению с первоначальной скоростью. Точный механизм этого замедления долгое время оставался загадкой для исследователей.
У Солнца со временем постепенно уменьшается полный угловой момент: вещество с поверхности светила уносится солнечным ветром, а взаимодействие магнитного поля с потоком плазмы эффективно «тормозит» вращение. Однако для звезд с другими массами и возрастами ситуация оказалась значительно сложнее, чем предполагалось.
Благодаря астеросейсмологии — методу, который позволяет судить о внутренней структуре и вращении звезды по колебаниям — астрономы собрали обширный массив данных о внутренних скоростях вращения и магнитных полях звезд. Выяснилось, что процесс замедления реальных звезд значительно сложнее, чем предсказывают стандартные модели.
Группа исследователей из Киотского университета под руководством Реты Симады решила «заглянуть» внутрь массивной звезды с помощью трехмерных численных расчетов. Астрофизики применили 3D‑магнитогидродинамические (МГД) симуляции звезды на поздних стадиях жизни — перед коллапсом ядра. В таких объектах, как и в нашем Солнце, существуют зоны конвекции, в которых вещество звезды активно «кипит», передавая энергию от центра к поверхности.
Исследователи продемонстрировали, что внутри массивной звезды магнитное поле и вращение развиваются совместно по механизму, аналогичному работе солнечного динамо — процесса, поддерживающего магнитное поле Солнца. Сильная конвекция, вращение и магнитные линии тесно переплетены: движение плазмы усиливает и «закручивает» поле, а оно в ответ изменяет характер потоков и перенос углового момента.
Симуляции показали, что в сравнительно короткие промежутки времени скорость и направление конвективных потоков чувствительны к конфигурации магнитного поля и вращению. Это, в свою очередь, может как замедлять, так и — что стало неожиданностью для ученых mdash; ускорять вращение ядра. Авторы исследования смогли выразить это в виде модели радиального переноса углового момента — наружу и внутрь звезды. Ключевым параметром оказалась геометрия магнитного поля на поздних стадиях термоядерного горения.
«Мы были поражены, обнаружив, что некоторые конфигурации магнитного поля не тормозят, а наоборот, фактически раскручивают ядро, — отмечает соавтор работы Люси МакНил. — Это означает, что конечная скорость вращения уникальна и непосредственно зависит от характеристик конкретной звезды. Для некоторых классов массивных звезд медленное вращение может быть просто невозможным».
