Вокруг Света - Журнал «Вокруг Света» №07 за 2008 год

Компьютерная модель слияния двух сильно намагниченных нейтронных звезд. DANIEL PRICE, UNIVERSITY OF EXETER, STEPHAN ROSSWOG INTERNATIONAL UNIVERSITY, BREMEN

Процесс слияния занимает несколько миллисекунд, но для его моделирования требуются недели счета на суперкомпьютере. DANIEL PRICE, UNIVERSITY OF EXETER, STEPHAN ROSSWOG INTERNATIONAL UNIVERSITY, BREMEN

Сверхновые как с конвейера

Обычно сверхновые ассоциируются с финальным аккордом в жизни массивной звезды, когда, исчерпав запасы ядерного топлива, она коллапсирует, превращаясь в нейтронную звезду или черную дыру. Однако сверхновые бывают разных типов. Один из подклассов, получивший обозначение Ia, имеет иную природу. В отличие от других сверхновых все вспышки типа Ia очень похожи друг на друга. Кажется, что взрываются почти «стандартные» объекты. Современная астрофизика говорит, что это взрывы белых карликов в тесных двойных системах. Эти компактные объекты устойчивы, пока их масса мала. Если же она доросла до некоторого критического значения, называемого пределом Чандрасекара, то белый карлик теряет устойчивость. Происходит взрыв. Предел Чандрасекара составляет примерно 1,4 массы Солнца. Универсальность этой критической массы определяет однородность свойств сверхновых типа Ia. Масса звезд может увеличиваться только во взаимодействующих двойных системах. Не было бы таких систем — не было бы и сверхновых типа Ia, а они между тем очень полезны в астрономическом «хозяйстве». Десять лет назад исследования именно этих вспышек дали первые серьезные аргументы в пользу ускоренного расширения Вселенной. Сейчас NASA планирует запуск специального спутника — SNAP (SuperNova Acceleration Probe), который будет искать далекие сверхновые типа Ia, чтобы уточнить данные о космологическом расширении. Теория взрывов сверхновых еще далека от завершения, хотя современные компьютерные модели позволили достичь некоторого прогресса. Тем не менее, до сих пор неизвестно даже, какие звезды поставляют вещество на белые карлики, которые потом взрываются сверхновыми типа Ia. Например, это могут быть обычные маломассивные звезды, но не исключено, что такие сверхновые возникают в системах из двух белых карликов, когда вещество с одного перетекает на другой (это происходит, когда размеры орбиты сократились за счет излучения гравитационных волн). Последнее слово тут, по всей видимости, за наблюдателями, а не за теоретиками.

Согласно одной из моделей детонация белого карлика после превышения предела Чандрасекара начинается с «прострела», идущего из центра к поверхности. За 2—3 секунды процесс охватывает всю звезду. УНИВЕРСИТЕТ ЧИКАГО, ASCI FLASH CENTER

Расставание светил

Звездные пары разрушаются в двух случаях. Во-первых, может вмешаться «звезда-злодейка», близкий пролет которой мимо пары может привести к обмену партнерами. Во-вторых, одна из звезд может взорваться как сверхновая. При этом в окружающее пространство выбрасывается значительная доля ее массы. Пару удерживает взаимная сила гравитации. Если сброшено больше половины суммарной массы, система становится гравитационно не связанной и звезды разлетаются. Кроме того, взрывы сверхновых асимметричны, в результате образующийся компактный объект получает в момент взрыва толчок, дополнительную скорость. Если она велика в сравнении с орбитальной скоростью в двойной, то это также приводит к разрыву звездной пары. Поэтому, несмотря на то, что более половины массивных звезд, порождающих затем нейтронные звезды или черные дыры, входит в двойные системы, доля двойных среди компактных объектов гораздо меньше.

О пользе двойных систем

Астрофизика выделяется среди естественных наук тем, что с объектами, которые она изучает, невозможно экспериментировать. Нельзя даже поднести к ним «поближе» какие-то приборы. Поэтому исследователи рады использовать любые варианты «природных датчиков». Звезды в тесной двойной как раз и служат «датчиками» друг для друга. Например, если в процессе обращения по орбите в системе случаются затмения, когда одна звезда заслоняет другую, то можно получить точную оценку их размеров. Но самое главное, конечно, это возможность измерять массы звезд в двойных системах.

Сейчас специалисты с легкостью говорят: «Чем массивнее звезда, тем...» А когда-то измерение масс звезд казалось фантастикой. В самом деле, как взвесить летящий в пустоте одинокий газовый шар? Иное дело, если вокруг него под действием силы тяжести крутится другой объект. В этом случае, измерив орбитальный период и скорости движения звезд в двойной системе, можно по законам небесной механики оценить их массы.

Самые точные измерения проведены для пульсаров в двойных системах. Пульсары, как известно, это нейтронные звезды, испускающие периодические радиоимпульсы. Строгая периодичность объясняется вращением этих компактных объектов вокруг своей оси. На сегодня известно почти 2 тысячи таких источников, и несколько десятков из них входят в двойные системы. Поскольку пульсары являются очень точными часами, то по ним можно проводить прецизионные измерения.

За открытие и изучение первой системы из двух нейтронных звезд — PSR B1913+16 — Рассел Халс и Джозеф Тейлор были удостоены Нобелевской премии по физике за 1993 год. Столь высокая оценка объяснима. В тесной системе из двух компактных объектов, согласно общей теории относительности (ОТО), должно происходить мощное излучение гравитационных волн. Волны уносят энергию и угловой момент, а значит, компоненты двойной сближаются. Эффект невелик, поэтому орбитальный период и другие параметры нужно измерять с очень высокой точностью. Было показано, что нейтронные звезды в системе PSR B1913+16 сближаются в полном соответствии с теорией. Кроме этого, удалось проверить и некоторые другие эффекты, предсказываемые ОТО. На сегодняшний день известно еще несколько пар нейтронных звезд. Большие надежды возложены на наблюдения очень тесной пары PSR J0737-3039, открытой в 2003 году. В ней обе нейтронные звезды видны как радиопульсары. Это позволяет достаточно быстро (за несколько лет) и точно измерить несколько эффектов ОТО. Нейтронные звезды в этой системе совершают 10 оборотов в сутки по орбите радиусом 400 тысяч километров — примерно как Луна вокруг Земли. Из-за гравитационных волн с каждым оборотом радиус орбиты сокращается на 0,7 миллиметра, и примерно через 85 миллионов лет они столкнутся. Но уже в недалеком будущем эта система может позволить проверить эффекты, которые пока недоступны для исследования с помощью других пульсаров.

Одним из типов тесных двойных систем с нейтронными звездами очень заинтересовались специалисты по ядерной физике. Дело в том, что нейтронные звезды — это единственный вид «лаборатории», где можно изучать поведение вещества при плотностях раз в 10 выше ядерной. Конечно, сверхплотное вещество спрятано в самой глубине нейтронных звезд и непосредственно не наблюдается, но способ узнать о его свойствах существует — это наблюдение за остыванием компактных объектов. В некоторых двойных системах нейтронные звезды какое-то время аккрецируют вещество соседки, а потом этот процесс прекращается, и мы видим остывающий компактный объект, немного подогреваемый ядерными реакциями в его коре. Зная сколько вещества падало на звезду и измеряя ее светимость в отсутствие аккреции, можно проверять теории остывания нейтронных звезд и уточнять свойства вещества в их недрах.