Сергей Попов - Все формулы мира

Второй путь связан не с поиском вспышек, а с попытками обнаружить суммарный вклад множества испаряющихся черных дыр. Во-первых, можно искать «лишнее» гамма-излучение. Например, от черных дыр в центральной части нашей Галактики или от соседних галактик. А во-вторых, можно искать частицы, рождающиеся на финальных стадиях испарения, причем не просто частицы, а античастицы.

Чтобы выполнялся закон сохранения электрического заряда, частицы должны рождаться парами: электроны-позитроны, протоны-антипротоны [114] Кстати, если черная дыра изначально была заряжена, то за счет испарения она довольно быстро становится нейтральной. Так же быстро испаряющиеся черные дыры избавляются и от вращения. . Электронов и протонов вокруг много – трудно выявить лишние, а вот позитронов и антипротонов – мало. Понятно, что в тарелке супа проще обнаружить лишнюю ложку соли, чем лишнюю ложку воды. Вот и астрофизики ищут избыток античастиц. Пока также ничего не выявлено, однако попытки обнаружить сигнал продолжаются. Например, недавно появились интересные результаты со спутников «Вояджер», вылетевших за пределы гелиосферы [115] Статья опубликована в 2019 г. в Physical Review Letters и доступна в Архиве под номером 1807.03075. . За гелиопаузой проще обнаружить лишние позитроны, так как солнечный ветер и относительно большое магнитное поле во внутренних частях Солнечной системы не мешают их распространению. Увы, снова ничего.

Наконец, черные дыры можно искать способами, описанными нами в приложениях 4А и 4Б: с помощью микролинзирования и поиска аккрецирующих источников [116] Упомянем и еще один способ. После регистрации на установках LIGO первых гравитационно-волновых всплесков от сливающихся черных дыр была высказана гипотеза, что это могут быть первичные объекты, поскольку некоторые из их параметров не слишком типичны для пар черных дыр, возникающих в результате эволюции массивных двойных звезд. Соответственно, гравитационно-волновые наблюдения также потенциально могут внести вклад в поиски первичных черных дыр. Хотя лично мне не верится. . Такие работы были проведены, и тоже с нулевым результатом [117] Здесь важно подчеркнуть, что такие поиски не завязаны на гипотезу о работе хокинговского механизма излучения. . Хотя… В 2019 г. появилась работа, в которой представлены шесть ультракоротких событий линзирования по данным проекта OGLE [118] Эта работа опубликована в 2019 г. в журнале Physical Review D и доступна в Архиве под номером 1901.07120. . Не исключено, что это могут быть первичные черные дыры с массами порядка земной. Хотя более вероятно, что это просто блуждающие одинокие планеты.

Подведем итоги. Все основные космологические модели предсказывают, что в первые доли секунды существования вселенной должны были возникать черные дыры. Таких объектов может быть много, и иногда их даже обсуждают как кандидатов для объяснения хотя бы части темного вещества. Тем не менее, несмотря на применение разнообразных методов поиска, пока ничего не обнаружено. Теория не может дать надежного предсказания о количестве таких объектов. Поэтому поиски продолжаются, и в любой момент кому-то может повезти. Как говорил Семен Семенович Горбунков, «будем искать».

Нейтронные звезды – одни из самых интересных физических объектов [119] Подробнее о нейтронных звездах можно прочесть в моей книге «Суперобъекты. Звезды размером с город» (М.: Альпина нон-фикшн, 2016). . В результате коллапса ядер массивных звезд формируются тела с массами 1–2 солнечных и радиусами 10–15 км. Столь высокая компактность приводит к ряду экзотических свойств, связанных со сверхвысокой плотностью, сильной гравитацией и мощными магнитными полями. В этом приложении мы обсудим несколько аспектов, связанных с физикой нейтронных звезд, попробовав на уровне простых формул продемонстрировать суть дела, а также сделав ряд количественных оценок.

Многие особенности нейтронных звезд связаны с тем, что они обладают очень сильными магнитными полями. Если на поверхности Земли поле не превышает 1 Гс, а в лабораторных экспериментах на мгновение удается получить поле в миллион раз больше, то на нейтронных звездах типичными считаются поля в миллион миллионов (10 12) Гс! У некоторых магнитаров они еще в тысячу раз выше. Откуда эти поля взялись?

Нейтронные звезды образуются в результате коллапса ядер массивных звезд. Поскольку все звезды имеют магнитное поле, то оно должно достаться в наследство и нейтронной звезде. Более того, в ходе коллапса поле возрастет. Это достаточно легко понять.

Представьте себе звезду, пронизанную линиями магнитного поля. Плотность силовых линий – сколько их проходит через данную площадку – будет определять величину поля. Мысленно выделим ядро и опояшем его по экватору. Начинается коллапс – ядро сжимается. При этом число линий поля внутри кольца, охватывающего экватор, сохраняется (как говорят, «сохраняется магнитный поток»), а площадь поверхности ядра уменьшается, ведь она равна 4π R 2, где R – радиус сферы. Значит, будет расти плотность силовых линий, т. е. будет возрастать поле: Если до коллапса радиус ядра составлял 10 000 км и в итоге сформировалась нейтронная звезда с радиусом 10 км, то поле возрастет в миллион раз. Поле в ядре незадолго до коллапса может быть заметно выше, чем на поверхности звезды (где поля могут доходить до нескольких тысяч Гаусс), поскольку ядро постепенно поджималось (и уплотнялось) в течение эволюции звезды, так что значения порядка 1 млн Гс не должны быть редкими. В результате после коллапса мы легко получим нейтронную звезду с полем 10 12Гс.

Однако, чтобы создать магнитарное поле, которое, напомню, в тысячу раз выше, нужно что-то еще. Скорее всего, на стадии протонейтронной звезды, когда формирующийся компактный объект полностью конвективен (т. е. в нем идут бурные процессы перемешивания вещества), работает так называемый динамо-механизм, усиливающий магнитное поле. Источником энергии для формирующегося гигантского магнитного поля магнитара служит вращение протонейтронной звезды.

Давайте разберемся с энергией вращения и энергией магнитного поля. Представьте себе вращающийся шар. Каждый его маленький кусочек движется по окружности, перпендикулярной оси вращения. Пусть период вращения равен P , а радиус шара – R . Рассмотрим кусочек вещества массой Δm . Он вращается на расстоянии r < R от оси. Его скорость 2π r / P . Значит, он обладает кинетической энергией Δm (2π r / P ) 2/ 2. Чтобы получить полную энергию, связанную с вращением, нам надо просуммировать энергии всех кусочков вещества. Строго это получается интегрированием по объему шара. Ясно, что полная масса равна M , при этом все кусочки вращаются внутри шара, т. е. их скорости меньше 2π R / P . Значит, полная кинетическая энергия будет меньше, чем 4π 2 MR 2/ 2 P 2. Насколько меньше, зависит от того, как меняется плотность вещества внутри шара. Для нейтронных звезд она изменяется слабо, поэтому энергия будет ненамного меньше максимальной.