Исто́чники мя́гких повторя́ющихся га́мма-вспле́сков (мягкие гамма-репитеры, МПГ; англ. soft gamma repeaters, SGR), космические объекты, испускающие нерегулярное вспышечное гамма-излучение в диапазоне энергий от десятков до сотен килоэлектронвольт. Длительность гамма-вспышек – от долей секунды до нескольких секунд; при этом энергия, выделяемая в течение одной вспышки, достигает 10³⁷ Дж. Кроме гамма-вспышек для этих источников характерна периодическая составляющая импульсного рентгеновского излучения с интервалами между импульсами от 2 до 9 с. Такое периодическое излучение от них наблюдается, как правило, нерегулярно. Так, у источников SGR 1627–41 и SGR 1806–20 оно регистрируется только в спокойном состоянии, а у SGR 0525–66 – наоборот, только во время активной фазы гамма-всплесков. У источника SGR 1900+14 периодическое рентгеновское излучение наблюдается постоянно.

Временной профиль гамма-вспышки от источника SGR 1900+14, наблюдавшейся 27 августа 1998 в рамках космического эксперимента «Конус-Винд» в интервале энергий фотонов 15–250 кэВ. По горизонтальной оси отложено время наблюдения, отсчитываемое от начала регистрации вспышки (𝑇₀). По вертикальной оси указано число фотонов, пришедших в приёмник за 1 с. График из статьи: Активность мягкого гамма-репитера SGR 1900+14 в 1998 г. по наблюдениям в эксперименте Конус-Винд. Гигантская вспышка 27 августа / Е. П. Мазец, Т. Л. Клайн, Р. Л. Аптекарь [и др.] // Письма в Астрономический журнал. 1999. Т. 25, № 10. С. 747.Временной профиль гамма-вспышки от источника SGR 1900+14, наблюдавшейся 27 августа 1998 в рамках космического эксперимента «Конус-Винд» в интервале энергий фотонов 15–250 кэВ. По горизонтальной оси отложено время наблюдения, отсчитываемое от начала регистрации вспышки (𝑇₀). По вертикальной оси указано число фотонов, пришедших в приёмник за 1 с. График из статьи: Активность мягкого гамма-репитера SGR 1900+14 в 1998 г. по наблюдениям в эксперименте Конус-Винд. Гигантская вспышка 27 августа / Е. П. Мазец, Т. Л. Клайн, Р. Л. Аптекарь [и др.] // Письма в Астрономический журнал. 1999. Т. 25, № 10. С. 747.Для примера на рисунке показан временной профиль мощной гамма-вспышки от источника SGR 1900+14, наблюдавшейся 27 августа 1998 г. в рамках космического эксперимента «Конус-Винд» в интервале энергий фотонов 15–250 кэВ (рисунок из статьи Активность мягкого гамма-репитера ... 1999). На спадающей части вспышки отчётливо видно импульсное рентгеновское излучение с периодом 5,17 с. По горизонтальной оси отложено время наблюдения, отсчитываемое от начала регистрации самой вспышки (T₀) в многоканальном режиме; по вертикальной оси указано число фотонов, пришедших в приёмник за 1 с; $τ_2\ –$ характерное время экспоненциального уменьшения потока, показанного на рисунке пунктирной линией.

Космические гамма-всплески были впервые обнаружены в 1967 г. американскими военными спутниками Vela-3 и Vela-4, предназначенными для обнаружения испытаний ядерного оружия. Об открытии гамма-всплесков было объявлено в 1973 г. (Klebesadel. 1973). Детальные исследования мягких гамма-репитеров начались после запуска советских космических аппаратов «Венера-11» – «Венера-14». Первый гамма-всплеск от такого источника (который позднее получил название SGR 1806–20) был зарегистрирован 7 января 1979 г. аппаратом «Венера-11» в рамках космических экспериментов «Конус» (Mazets. 1981; The soft γ-ray burst GB790107. 1986). Однако обычно открытие мягких гамма-репитеров связывают с событием 5 марта 1979 г. (Observations of a flaring X-ray pulsar in Dorado. 1979), зафиксированным аппаратами «Венера-11» и «Венера-12». Событие представляло собой вспышку светимостью ~10³⁸ Вт, за которой последовали пульсации гамма-излучения с периодом 8 с. Источник впоследствии был отождествлён с остатком вспышки сверхновой N49 в Большом Магеллановом Облаке (Precise source location of the anomalous ... 1982). По состоянию на 2024 г. к классу мягких гамма-репитеров относят 12 подтверждённых источников и 4 кандидата (McGill Online Magnetar Catalog).

Основные особенности, отличающие мягкие гамма-репитеры от других типов пульсирующих источников:

• узкий диапазон периодов (2–9 с) и большие значения положительных производных периода по времени (до 10^–10 с/с);

• расположение их вблизи плоскости Галактики (за исключением двух источников – SGR 0418+5729, находящегося на расстоянии около 180 пк от диска Галактики, и SGR 0526−66, находящегося в Большом Магеллановом Облаке, – остальные мягкие гамма-репитеры расположены значительно ближе к галактическому диску);

• нахождение некоторых из них в остатках вспышек сверхновых.

Последние две особенности свидетельствуют о малом возрасте мягких гамма-репитеров.

Описанные свойства мягких гамма-репитеров сближают их во многом с аномальными рентгеновскими пульсарами. Однако если последние находятся в центральных частях остатков сверхновых, то мягкие гамма-репитеры расположены, как правило, на краю остатка, что связано с их большими пространственными скоростями. У SGR 1806–20 эта скорость должна быть порядка 100 км/с, у SGR 1900+14 – больше 1000 км/с.

Но основным отличием мягких гамма-репитеров от похожих на них объектов следует считать их высокую вспышечную активность. Наряду со всплесками с энергией порядка 10³⁷ Дж наблюдаются более мощные гигантские вспышки. Так, 27 декабря 2004 г. энергия вспышки в SGR 1806–20 достигла 2 ∙ 10³⁹ Дж (A giant γ-ray flare from the magnetar SGR 1806–20. 2005).

Для объяснения некоторых особенностей источников мягких повторяющихся гамма-всплесков привлекаются те же модели, что и для аномальных рентгеновских пульсаров. Наиболее популярной среди исследователей является модель магнитара – нейтронной звезды с сильными магнитными полями на поверхности, 10¹⁰–10¹¹ Тл (Duncan. 1992). Она была выдвинута в начале 1990-х гг. в связи с тем, что потери энергии вращения нейтронной звезды, вычисленные в предположении о равенстве периода её вращения интервалу между последовательными импульсами в мягких гамма-репитерах, недостаточны для обеспечения наблюдаемой светимости последних. Указанные выше значения магнитной индукции при эффективной трансформации энергии магнитного поля в излучение могут объяснить светимости в спокойном состоянии.

Предлагались и альтернативные модели, в которых магнитные поля на поверхности нейтронной звезды имеют обычные для нормальных радио- и рентгеновских пульсаров значения индукции (порядка 10⁸–10⁹ Тл). К таким моделям относятся, например, дрейфовая модель с привлечением волн на периферии магнитосферы нейтронной звезды, модулирующих процесс излучения (Малов. 2009), а также модель аккреции на нейтронную звезду вещества из её окрестностей (Nature versus Nurture ... 2001). Предлагалось также представить мягкий гамма-репитер как одну из стадий в эволюционной последовательности состояний вырожденного кеплеровского диска, образованного в результате взрыва кварк-новой звезды (Ouyed. 2002; Ouyed. 2007).

Основной проблемой во всех перечисленных моделях оставалось объяснение мощных вспышек в гамма-диапазоне. Решение этой проблемы было предложено Г. С. Бисноватым-Коганом с соавторами (Бисноватый-Коган. 2014; Bisnovatyi-Kogan. 2016). Они показали, что под внешней твёрдой корой нейтронной звезды образуется неравновесный слой, в котором существуют тяжёлые атомные ядра. Вследствие катаклизмов в нейтронной звезде или аккреции вещества из внешней среды этот слой возбуждается и создаются условия для выброса таких ядер в менее плотные внешние слои, где они становятся неустойчивыми и происходят взрывные ядерные реакции. Именно в такие периоды и наблюдаются гамма-вспышки в мягких гамма-репитерах. При этом нет необходимости в привлечении магнитных полей, на порядки превышающих поля нормальных радио- и рентгеновских пульсаров. После взрыва сверхновой вокруг образовавшейся нейтронной звезды в течение десятков тысяч лет существует намагниченная плазма, её аккреция на звезду с темпом 10¹⁰–10¹² кг/с может объяснить спокойное рентгеновское излучение мягких гамма-репитеров и эпизодически приводить к возбуждению неравновесного слоя из тяжёлых ядер и гамма-всплескам.