Ознакомительная версия.
Изучение свойств нейтронных звезд тесно переплетено с одновременным использованием моделей и методов из самых разных областей физики. Ученые пытаются выяснить, можно ли что-то сказать о самых фундаментальных вопросах, работая с этими естественными уникальными лабораториями. Как на параметрах компактных объектов может сказаться существование дополнительных измерений? Можем ли мы, изучая остывание нейтронных звезд, узнать что-то новое об эволюции фундаментальных констант? Какова роль новых частиц в наблюдаемых проявлениях звездных остатков? По разным вопросам фундаментальной физики сейчас есть много хороших популярных книг. О большинстве из них можно узнать в «Книжном клубе» на сайте Элементы.ру и в разделе «Книги» на «ПостНауке».
Начав со знакомства с нейтронными звездами, можно идти дальше, углубляя и расширяя свои знания о физике нашего мира. Надеюсь, читатель с интересом двинется по этому пути. Картина мира начнет становиться все обширнее и отчетливее, а связи между ее разными частями – все понятнее. Однако можно не сомневаться, что астрономы-наблюдатели не преминут подкинуть нам новые загадки и новых персонажей, чьи связи с другими обитателями поначалу покажутся нам совершенно непонятными. Относится это и к нейтронным звездам. Так что история не заканчивается, продолжение следует. А каким оно будет – мы пока не знаем.
К сожалению, Бронштейн не дожил до открытия нейтронных звезд. Он стал жертвой сталинских репрессий, его расстреляли в 1938 году. Ему было чуть больше 30 лет. Примерно через 30 лет были открыты радиопульсары. – Здесь и далее примечания автора.
Мы говорим здесь лишь о процессах в звездном ядре. В оболочках гигантских звезд может идти синтез тяжелых элементов благодаря так называемые s-процессу, т. е. медленному захвату нейтронов ядрами элементов. Например, так могут образовываться свинец и стронций.
Так называемая ядерная плотность составляет 2,3×1014 грамм в кубическом сантиметре.
Существует шуточный закон Арнольда, названный в честь великого российского математика, гласящий, что парадоксы и законы чаще всего носят имя не того, кто их впервые придумал. Часть шутки состоит в том, что это верно и для закона Арнольда (его скорее стоит связывать с именем Роберта Мертона). Что касается парадокса Ольберса, или так называемого фотометрического парадокса, то он, видимо, впервые детально обсуждался швейцарским астрономом Жаном-Филиппом Луи де Шезо в середине XVIII столетия. А в самом общем виде проблема была сформулирована еще Иоганном Кеплером в 1610 году, для которого это был аргумент против бесконечности Вселенной.
Заполнение Вселенной пылью лишь частично решает проблему. Так можно избавиться от видимого излучения далеких звезд, но пыль нагреется, поглощая излучение, и будет переизлучать его. Или даже испарится, если нагреется слишком сильно. Так что проблема темного неба остается, сдвинувшись в другой спектральный диапазон. Детальнее о парадоксе Ольберса и связанных с ним космологических вопросах можно прочесть в книге Владимира Решетникова «Почему небо темное», изд-во «Век-2» (2012).
Гигантский телескоп будет раскладываться на орбите. Как это будет выглядеть, можно посмотреть на подробных анимациях: http://jwst.nasa.gov/videos_deploy.html.
О физике черных дыр можно прочесть в книге Леонарда Сасскинда «Битва при черной дыре», изд-во «Питер» (2013).
Иногда возникает путаница между аккрецирующими рентгеновскими пульсарами в двойных системах, пульсирующими тепловыми источниками в остатках сверхновых, аномальными рентгеновскими пульсарами и радиопульсарами, наблюдаемыми и в рентгеновском диапазоне. Это четыре разных типа объектов, чья светимость связана с разными источниками энергии: аккреция, запасы тепла, энергия магнитного поля и вращение соответственно. Но все они являются источниками пульсирующего рентгеновского излучения, и период пульсаций равен периоду оборота звезды вокруг своей оси. В этом параграфе мы говорим об аккрецирующих нейтронных звездах в двойных системах.
Приток момента импульса соответствует раскручиванию, т. е. усилению вращения, а потеря момента импульса – замедлению вращения.
Теоретические расчеты показывают, что незадолго до достижения предельного периода в компактном объекте могут возбудиться колебания, которые приведут к прекращению ускорения вращения, звезда начнет интенсивно терять момент импульса, т. е. будет замедляться. Зато из-за этих осцилляций нейтронная звезда может стать источником гравитационных волн. Правда, не настолько мощным, чтобы это можно было заметить с помощью детекторов LIGO или VIRGO, если мы говорим об известных потенциальных кандидатах. Оптимистичные оценки показывают, что следующее поколение детекторов сможет видеть этот эффект при рождении быстро вращающихся нейтронных звезд в сверхновых, вспыхивающих в близких галактиках.
Существует также теоретическая возможность коллапса сверхкритического белого карлика в нейтронную звезду, но прямых наблюдательных подтверждений этой гипотезы нет.
Популярно о теориях гравитации можно прочесть в книге Александра Петрова «Гравитация» (из-во «Век-2», 2014).
Большой вклад в понимание природы шумов и способов борьбы с ними на установке LIGO внесла группа Владимира Брагинского с физического факультета МГУ.
Тем, кто хочет увидеть списки известных нейтронных звезд, можно посоветовать онлайн-каталоги, которые используют профессиональные астрономы. Это в первую очередь каталог радиопульсаров и других периодических одиночных нейтронных звезд на сайте ATNF (Australia Telescope National Facility) http://www.atnf.csiro.au/people/pulsar/psrcat. Затем – каталог магнитаров в университете McGill в Канаде http://www.physics.mcgill.ca/~pulsar/magnetar/main.html. И, наконец, каталог остывающих нейтронных звезд, поддерживаемый Даниэле Вигано http://www.neutronstarcooling.info/.
В деталях об этом можно прочесть в статье Тилмана Сауэра, доступной в Архиве е-принтов http://arxiv.org/pdf/0704.0963v1.pdf
Транзиентный источник – проявляющий бурную активность, возможно, вспыхивающий в течение какого-то времени и спокойный в другие промежутки времени, которые обычно более продолжительны. Значит, если мы открываем и наблюдаем магнитар в активной фазе, скажем, как источник мягких повторяющихся гамма-всплесков, то в спокойной фазе он может вести себя как объект совсем другого типа.
Теоретически нижний предел для массы холодной нейтронной звезды составляет примерно 0,1 массы Солнца. Но при коллапсе ядер такие объекты не образуются. Ядра легких звезд порождают белых карликов, а не маломассивные нейтронные звезды.
Это произошло даже до появления статьи с результатами ПАМЕЛЫ! В качестве источника данных использовали снимки слайдов доклада коллаборации на одной из конференций, что привело впоследствии к обсуждению того, этично ли так поступать.
Ознакомительная версия.
