Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Катя Москвич

очень большой антенной системы из двадцати семи радиотелескопов в штате Нью-Мексико, прославившейся благодаря кинофильму “Контакт” с Джоди Фостер. По прошлым наблюдениям гамма-вспышек Кейт знала, что их излучение в радио- и рентгеновском диапазонах обусловлено попаданием потоков частиц в межзвездную среду, то есть в газ, заполняющий пространство между звездами, где и двигались по спирали друг относительно друга две нейтронные звезды перед столкновением.

Сначала астрономам вообще не удавалось заметить радиоволны от столкновения. Наконец, 5 сентября 2017 года, через полных шестнадцать дней после начала поиска, их заметила группа из Техасского технологического университета под руководством Алессандры Кореи. Группа Александер тоже зарегистрировала сигнал. Задержка произошла из-за того, что джет, образовавшийся в результате столкновения, был направлен не прямо на Землю, а двигался под углом. Еще несколько месяцев ученым удавалось регистрировать эти волны, пока они в конце концов не исчезли окончательно.

Радиоволны. Микроволновое излучение. Инфракрасное излучение. Видимый свет. Ультрафиолетовое излучение. Рентгеновское излучение. Гамма-излучение. Гравитационные волны. Впервые в истории многоканальная астрономия, проводя наблюдения двух очень отдаленных сверхплотных объектов, столкнувшихся друг с другом более 130 миллионов лет тому назад и тем самым завершивших свое существование во Вселенной, продемонстрировала свои невероятные возможности. У статьи, описывающей это слияние нейтронных звезд, оказалось более четырех тысяч соавторов – около трети всех астрономов в мире. Для анализа собранных ими данных потребуются годы.

Однако о нейтронных звездах нам все еще известно очень мало. И возможно, наблюдая подобные катаклизмы с нашего наблюдательного пункта, голубой точки в пространстве, нам удастся пролить свет на внутреннюю структуру нейтронных звезд. Мы попытаемся понять, что такое их ни на что не похожие джеты, выбрасывающие частицы и посылающие в космос излучение. Мы разберемся с природой их невероятных магнитных полей, самых мощных во Вселенной, и раскроем еще многие их секреты. Совершить путешествие к нейтронным звездам мы никогда не сможем, но многоканальная астрономия, на службу которой поставлена мощь самых разных телескопов по всему миру, и использование гигантских ускорителей элементарных частиц помогут нам в скором времени узнать о них больше. Может быть, полученные знания о нейтронных звездах позволят понять, как происходит расширение Вселенной, что происходит со сверхмассивными черными дырами, притаившимися в центре галактик, и, наконец, раз и навсегда выяснить, были ли действительно правильны все предсказания общей теории относительности Эйнштейна. Если добавить к этому астрономию высоких энергий с ее новыми рентгеновскими телескопами, такими как немецкий ROSAT, XMM и Chandra, и детекторы гамма-излучения, такие как гамма-телескоп Fermi и LIGO /Virgo, ученые получили возможность изучать эти загадочные объекты совершенно новыми, поражающими воображение способами26.

В то время как в гостиной Марика Бранчези напряженно всматривалась в экран компьютера, где разворачивалась далекая космическая драма, за происходящим наблюдал и ее старший сын Диего. Вдруг он обратился к ней, тщательно обдумывая и четко произнося каждое слово: “Мам, когда ты закончишь со слиянием двойных нейтронных звезд, мы сможем пойти поесть?”

Чуть глубже: Происхождение золота

Откуда взялся наш мир? Как образовались элементы? Все элементы, существующие на Земле, так или иначе созданы в космосе. В периодической таблице Менделеева 118 элементов, и 94 из них встречаются в природе. Но сразу после Большого взрыва, 13,7 миллиарда лет назад, элементов вообще не было. Существовали только их элементарные составляющие – кварки. Из кварков, обычно встречающихся в триплетах, строятся привычные нам нейтроны и протоны, а из них, в свою очередь, атомы. В эпоху своего младенчества Вселенная была необычайно горячей и плотной, и поэтому кварки не могли связываться. По крайней мере несколько минут кварки существовали в состоянии своеобразного “кваркового супа”. Когда Вселенная несколько расширилась и охладилась, стало возможным объединение кварков в протоны (ядра водорода) и нейтроны, а затем из двух протонов и двух нейтронов образовались ядра гелия.

Расширение Вселенной продолжалось, ее температура продолжала падать. Однако потребовалось еще 380 тысяч лет, чтобы замедлившиеся электроны оказались в ловушках – на орбитах вокруг замедлившихся ядер – и образовались первые, очень легкие атомы. Главным образом это были атомы водорода и гелия, а также, в небольшом количестве, лития. Перенесемся еще на 1,6 миллиона лет вперед, в то время, когда под действием гравитации из облаков межзвездного газа образовались первые звезды и галактики. Тогда же образовались более тяжелые атомы – углерод, кислород и железо. Массивные звезды стали гигантами, и в их ядрах в результате термоядерного синтеза гелий превращается в углерод и появляются магний, азот, кислород, неон и железо. Появление железа означает конец термоядерного синтеза. Но когда звезды умирают в результате взрыва сверхновой, образуются еще более тяжелые элементы – никель, кобальт, медь, марганец, цинк и ванадий.

Однако компьютерные расчеты показали, что мощности взрыва сверхновой недостаточно для образования элементов заметно тяжелее железа. Тогда откуда же появилось все серебро, золото, платина, ртуть, молибден, уран и другие подобные элементы? Ученые предположили, что эти элементы могли образоваться при слиянии нейтронных звезд в ходе так называемого r-процесса – быстрого захвата нейтронов. Буква r указывает на скорость процесса (rapid), при котором в результате последовательности ядерных реакций быстрого захвата нейтронов тяжелыми зародышевыми ядрами (наподобие железа) создаются элементы тяжелее железа. При слиянии нейтронных звезд высвобождается огромное число нейтронов. Нагретые до экстремальных температур нейтроны бомбардируют окружающие их атомы, что и приводит к появлению более тяжелых элементов. Когда впервые удалось обнаружить слияние двух нейтронных звезд, ученые смогли наблюдать голубую килоновую и радиоактивный распад тяжелых элементов, образовавшихся при столкновении.

Другой вопрос, как эти тяжелые элементы попали на Землю. Некоторые из них могли быть доставлены метеоритами. Например, никель и кобальт часто находят в железных метеоритах: железо, никель или кобальт образуются одновременно в процессе нуклеосинтеза при взрывах сверхновых. С другой стороны, они, возможно, присутствовали в веществе, из скопления которого около 4,5 миллиарда лет назад образовалась Солнечная система, а затем со временем эти элементы высвободились из земной коры.

Чуть глубже: Почему килоновая была голубой?

Цвет космического объекта зависит от длины волны излучаемого им света. В разных условиях свет ведет себя либо как волна, либо как частица, а длина волны – это расстояние между двумя гребнями (или двумя впадинами) волны. Длина волны зависит от того, к какому диапазону электромагнитного спектра относится излучаемый свет: длины волн гамма-излучения самые короткие, а радиоволн – самые длинные. Энергия каждого отдельного фотона – элементарной составляющей света – обратно пропорциональна длине волны. Это значит, что чем меньше длина волны, тем больше энергия, соответствующая данному типу излучения. Энергия гамма-лучей очень велика, у радиоволн она