СТОЛКНОВЕНИЕ НЕЙТРОННЫХ ЗВЁЗД В НАШЕЙ СОБСТВЕННОЙ ГАЛАКТИКЕ?

Когда сливаются две нейтронные звезды, столкновение выбрасывает богатое нейтронами вещество, в котором путём быстрого захвата нейтронов — r-процесса — образуются элементы тяжелее железа. Последующая вспышка называется килоновой. В нашей Галактике такие слияния редки: авторы приводят частоту от 10⁻⁵ до 10⁻⁴ в год, так что остатков килоновых должно быть лишь несколько — против сотен остатков сверхновых. До сих пор ни один из них не опознан.

Сирота на гамма-небе

Телескопы H.E.S.S. в Намибии нашли 78 источников гамма-излучения очень высоких энергий в своём обзоре плоскости Галактики 2004–2013 годов; 30 из них до сих пор не объяснены. Один из них, HESS J1507−622, выделяется. Он находится примерно в 3,5 градуса ниже плоскости Галактики — гораздо дальше большинства таких источников. Он компактен (около 0,3 градуса в поперечнике), стабилен и ярок от ГэВ-диапазона, наблюдаемого спутником Fermi, до ТэВ-диапазона, наблюдаемого H.E.S.S.

Однако на более низких энергиях почти ничего нет: ни соответствующего рентгеновского свечения, ни радиооболочки, ни пульсара. Оба обычных подозреваемых не справляются. Туманности пульсарного ветра нужен пульсар, которого никто не нашёл, а её энергетический бюджет становится невозможным на расстояниях больше примерно 10 килопарсек. Остаток сверхновой должен иметь оболочку и обычно остаётся вблизи плоскости, где родилась его звезда.

Карта неотождествлённых гамма-источников и остатков сверхновых вдоль плоскости Галактики.

30 неотождествлённых источников H.E.S.S. (чёрные кружки) и 310 известных остатков сверхновых (серые точки); HESS J1507−622 — красная звезда, далеко под плоскостью. — Рисунок 1, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Электроны, а не протоны

Прантик Сарма, Силу Ван и их коллеги из Института физики высоких энергий в Пекине вместе с группой Ребекки Сурман из Университета Нотр-Дам возвращаются к идее, которую команда H.E.S.S. выдвинула в 2011 году и затем отбросила. Тогдашнее возражение касалось энергии: чтобы получить гамма-лучи с помощью протонов, потребовался бы абсурдно мощный взрыв.

Новая модель использует вместо них электроны. Ускоренные ударной волной расширяющихся обломков, они поднимают фотоны реликтового микроволнового излучения до энергий гамма-диапазона. Протоны здесь в любом случае бесполезны: газ вокруг источника настолько разрежен — около одной частицы на тысячу кубических сантиметров, — что протон пролетел бы примерно 11 гигапарсек, прежде чем во что-нибудь врезаться.

Положение вне плоскости тоже вписывается в картину. Пара нейтронных звёзд при рождении получает толчок; покинув балдж Галактики со скоростью 10–100 км/с, она добиралась бы до этого места от 0,1 до 1 миллиарда лет — в согласии с типичными задержками перед слиянием таких пар.

Молодой и достаточно близкий, чтобы его могли увидеть

Подгоняя размер и яркость источника, модель помещает его на расстояние от 3,8 до 14,3 килопарсека и даёт ему возраст от 200 до 3000 лет с предпочтением меньше 1000 лет. Предсказанное радио- и рентгеновское свечение остаётся ниже всех нынешних верхних пределов.

Четыре панели модельных спектров от радио до ТэВ с точками гамма-данных.

Модельное излучение для возрастов 0,2, 0,5, 1 и 3 тысячи лет: электроны, рассеивающие микроволновые фотоны (синий), согласуются с данными Fermi и H.E.S.S.; оранжевый горб — МэВ-сигнал распадающихся ядер r-процесса. — Рисунок 3, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Если масштабировать по слиянию GW170817, такая килоновая достигла бы в максимуме видимой звёздной величины от −0,8 до −3,2 — сравнимо с самыми яркими планетами. Почему же нет исторических записей? Авторы называют три причины: килоновые тускнеют примерно на 1,1 звёздной величины в сутки, так что зрелище длилось меньше девяти дней; источник находится на склонении −62°, вне досягаемости хорошо задокументированных наблюдателей неба Китая, Японии, Египта и Европы; а пыль могла его ослабить.

Три способа его поймать

МэВ-гамма-излучение от радиоактивного распада только что образованных тяжёлых ядер: слишком слабое для NuSTAR или будущего COSI, но доступное для инструмента следующего поколения вроде MeVGRO, если остатку меньше примерно 1000 лет.
Световое эхо: исходная вспышка, отражённая межзвёздной пылью, с поверхностной яркостью 27–33 звёздной величины с квадратной угловой секунды — в пределах досягаемости больших телескопов и обсерватории Рубин. Оно могло бы даже раскрыть спектр самого взрыва.
Свечение тёплой пыли в среднем инфракрасном диапазоне и, возможно, нейтрино, если на луче зрения лежит плотное облако.

Статья остаётся гипотезой, построенной на имеющихся данных, и авторы подчёркивают, что одни лишь гамма-спектры не позволяют отличить остаток килоновой от его соперников. Если одна из этих сигнатур обнаружится, Галактика предоставит остаток килоновой для изучения прямо у нашего порога — возможность, которую авторы называют беспрецедентной.