Ознакомительная версия.
Космос на самом деле не пустой. В космосе есть газ и пыль. В конце концов, сами звезды, из которых потом образуются нейтронные звезды и черные дыры, формируются в результате сжатия облаков межзвездного газа и пыли. И, кстати, если вы построите звездолет, чтобы летать между звездами, то эта среда, которая заполняет пространство между ними, станет для вас большой проблемой. С одной стороны, есть красивые проекты, которые очень любят в фантастике: вы можете использовать как топливо тот самый водород, который заполняет межзвездное пространство. А с другой стороны, представьте, что вы летите с околосветовой скоростью (иначе путешествие между звездами неинтересно). Летите, и пусть вещества на вашем пути очень мало, но с вашей точки зрения каждый атом водорода в межзвездной среде влетает вам в лоб (точнее, в лоб вашему кораблю) со скоростью близкой к скорости света. Тогда возникает много всего нехорошего: от банального «все будет разогреваться» до возникновения радиоактивности, так что технически это серьезная проблема для межзвездных перелетов.
Межзвездные газ и пыль были окончательно открыты лишь в начале XX века. Важную роль здесь сыграли работы Иоганна Гартмана. Межзвездная среда заметно проявляет себя, поглощая свет звезд и делая его более красным. Провалы в Млечном Пути, темные полосы и волокна на фотографиях многих дисковых галактик – все это межзвездная пыль. Красивые туманности – например, облака на снимках Космического телескопа – все это межзвездный газ.
Таким образом, какое-то количество вещества в космосе все-таки есть. И одиночные нейтронные звезды, и черные дыры могут начать притягивать, натягивать на себя это вещество. В астрофизике это называется аккреция – вещество гравитационно притягивается в данном случае к компактному объекту. И тогда у нас возникает ситуация, примерно как в двойной системе, только вещества меньше. Каждый грамм, который упал на нейтронную звезду, выделяет примерно 1020 эрг энергии. Это очень много – 10 % от mc2. То есть это бóльшая доля, чем, например, выделяется при термоядерном взрыве. Так что аккреция – очень эффективный способ выделения энергии. Хотя и очень простой.
Аккрецию на одиночные нейтронные звезды и черные дыры активно обсуждали в начале 70-х годов прошлого века. У нас в стране первопроходцем в этой области был Викторий Шварцман. Это такая драматическая история, что о ней следовало бы снять художественный фильм. В 1970–1971 годы он опубликовал серию работ по аккреции на нейтронные звезды и черные дыры, которые актуальны до сих пор. Однако, к великому сожалению, все попытки обнаружить такие источники ни к чему не привели, хотя сам Шварцман приложил к этому большие усилия и даже переквалифицировался из теоретика в наблюдатели, создав научную группу в Специальной астрофизической обсерватории на Кавказе. Одиночные аккрецирующие компактные объекты не открыты по сей день.
Если найти хотя бы 100 миллиардов грамм в секунду (при таком темпе масса Солнца наберется аж за миллион миллиардов лет, т. е. по астрономическим меркам надо очень мало вещества), то можно получить достаточно заметный источник. Тем не менее аккрецирующие одиночные нейтронные звезды или черные дыры пока не открыты. Это важная задача для (надеюсь) ближайшего будущего. Следующий серьезный российский космический проект в области астрофизики – это спутник «Спектр-Рентген-Гамма». С помощью немецкого телескопа eROSITA он будет делать обзор всего неба в рентгеновских лучах, и есть надежда, что он сможет начать открывать одиночные аккрецирующие нейтронные звезды.
С черными дырами все немножко сложнее: у них нет поверхности, и поэтому очень яркий объект не получится – нет удара о поверхность. Однако вещество, падая на черную дыру, может закручиваться в диск, и можно надеяться увидеть излучение этого диска. Для этого также нужно делать обзор неба, но, скорее всего, не в рентгеновских лучах, а в инфракрасных. Или даже в радио! Есть работы, авторы которых показывают, что будущие крупные обзорные радиотелескопы (в первую очередь SKA) смогут выявить одиночные аккрецирующие компактные объекты. Надежды связаны с тем, что у их родственников – аккрецирующих черных дыр в двойных системах – наблюдают радиоизлучение. Если физика аккреции в обоих случаях достаточно схожа, то чувствительные приборы смогут засечь радиоволны и от одиночных.
Итак, может быть, какие-то из будущих проектов помогут обнаружить одиночные нейтронные звезды и черные дыры, наблюдая аккрецию на эти компактные объекты. Тем не менее уже сейчас мы можем говорить о том, что практически неуловимые одиночные черные дыры все-таки обнаружены.
Гравитационное линзирование
Есть один очень интересный способ открыть объект, даже если он совсем не виден (это, кстати, один из методов изучения темного вещества). У любого тела есть по крайней мере одно свойство, которое никуда не денется, – его масса. Из чего бы ни состоял объект – из железа или водорода, кварковой материи или темного вещества, у него есть масса. Это особенно ярко проявляется, если предмет нашего рассмотрения – черная дыра. Она обладает замечательной особенностью – что бы вы туда ни кидали, получается примерно то же самое. Вы можете сделать черную дыру из темной материи или из совершенно каких-то удивительных частиц – и у нее все равно будет какая-то масса. Так вот, массивный объект всегда искажает пространство вокруг себя. И этот эффект – эффект искажения пространства – можно обнаружить.
Как и почему? Первая идея легко понятна. Если бы мы могли летать туда-сюда на межзвездных масштабах, то мы бы просто чувствовали, что нас куда-то тянет. Вроде бы там ничего не видно (черную дыру действительно почти не видно, особенно издалека), но мы начинаем чувствовать притяжение. Почему? Потому что пространство исказилось и мы как бы катимся в эту яму. Катимся не только мы, катится все, что движется через эту область пространства, в том числе и свет. На этом основан замечательный эффект гравитационного линзирования.
Схема гравитационного линзирования. Массивное тело между источником и наблюдателем, во-первых, смещает изображение источника, а во-вторых, работая как собирающая линза, усиливает его.
Эффект был предсказан фактически сразу после создания Общей теории относительности. Точнее говоря, то, что эффект отклонения световых лучей вблизи массивных тел должен иметь место, ученые догадывались и раньше, но Общая теория относительности дала точные численные предсказания и совершенно иную, более правильную интерпретацию. Во время солнечного затмения в 1919 году впервые удалось проверить теоретическое предсказание. Для этого потребовалось, во-первых, измерить положение звезд на небе, когда свет свободно идет к нам. Затем – измерить их, когда на пути стоит какой-то массивный объект. А после сравнить результаты каждого измерения. Согласно предсказаниям Общей теории относительности, положения изображений звезд должны сдвинуться на определенную величину, определяющуюся массой объекта и угловым расстоянием звезд от него.
Для первого измерения можно воспользоваться любой ясной ночью или просто взять хорошие карты или каталог. Но как измерить положения звезд, когда свет от них проходит мимо массивного тела? Например, можно воспользоваться ситуацией, когда звезды оказываются рядом с солнечным диском. Днем, естественно, звезды увидеть трудно, но если у нас происходит солнечное затмение, то тогда мы можем наблюдать звезды очень близко от солнечного диска. Ученые именно так и поступили, и предсказание Общей теории относительности очень хорошо совпало с данными наблюдений. Тогда же специалисты подумали о том, что этот эффект можно наблюдать, если между нами и какой-то далекой звездой пролетает другая звезда. Позже гравитационное линзирование на объектах звездных масс получило название микролинзирования.
Как мы можем увидеть событие микролинзирования? Одну из первых статей по феномену линзирования опубликовал в 1924 году российский ученый Орест Хвольсон. Наблюдаемых эффектов здесь два. Первый мы уже назвали – видимое положение звезды на небе немного меняется. Второй эффект наблюдать даже проще. Звезда, которую мы наблюдаем, становится ярче, потому что гравитационная линза работает как собирающая линза. Свет звезды концентрируется и попадает к нам в телескоп. То есть когда мы измеряем блеск звезды, то видим, что в момент, когда между нами и звездой пролетает объект, являющийся гравлинзой, интенсивность излучения растет, а потом, когда линза улетает, она становится прежней.
Вроде бы все просто, но насколько вероятно такое событие? Первые оценки сделал сам Эйнштейн. Еще в 1912–1915 годах, задолго до своей знаменитой статьи 1936 года, посвященной гравитационному линзированию, он провел все основные вычисления, которые были позже обнаружены в его черновых записях[15]. Он рассмотрел вопрос о том, нельзя ли линзированием объяснить феномен новых звезд (сейчас мы знаем, что это двойные системы, где происходит термоядерная вспышка в веществе, накопленном на поверхности белого карлика). Оказалось, что линзирование тут ни при чем. Кроме того, что кривые блеска отличаются по форме (при линзировании кривая должна быть симметричной, причем во всех цветах, а у новых кривые асимметричны), новые вспыхивают слишком часто, чтобы линзирование позволило их объяснить. Чтобы увидеть в течение года одно событие микролинзирования, нужно наблюдать за миллионами звезд! Эта задача технически была невыполнима более полувека с момента предсказания, пока наблюдали с помощью фотопластинок (или даже визуально), но потом появились ПЗС-матрицы. Большой вклад в развитие метода микролинзирования был сделан Богданом Пачинским в 80-е годы ХХ века. Именно он обратил внимание на перспективы использования ПЗС-матриц для наблюдений этого явления. Он же впервые использовал слово «микролинзирование».
Ознакомительная версия.
