Звон в пустоте Пульсирующие белые карлики и атмосферные нейтронные звезды в астрообзоре «Ленты.ру»
Взрыв сверхновой в представлении художника
Как ученые готовятся к взрыву сверхновой в нашей галактике? Бывает ли у нейтронных звезд атмосфера? Где следует искать обитаемые экзолуны и способны ли белые карлики звенеть? Об этом и многом другом читайте в свежем обзоре астрономических препринтов на «Ленте.ру».
В ожидании сверхновой
Американские астрономы опубликовали работу о том, почему нам нужно ждать следующую вспышку сверхновой в нашей Галактике и как к этому событию подготовиться, чтобы извлечь из него максимум информации.
По современным представлениям, сверхновые звезды в галактике наподобие нашей взрываются по крайней мере раз в столетие (а то и в несколько раз чаще). Вспышка сверхновой может иметь разные причины, но почти всегда это – драматический финал жизни звезды, сопровождаемый коллапсом ее ядра, сильнейшим взрывом и ярким свечением. Последнее может длиться несколько месяцев и по яркости превосходить суммарную яркость всей галактики.
Понятно, что не заметить такой «фейерверк», случившийся по соседству, нельзя. И те немногие сверхновые, которые взрывались в нашей Галактике за последнее тысячелетие, порой были видны даже днем. Однако в последний раз в нашей Галактике сверхновая, которая достоверно наблюдалась, вспыхнула более 400 лет назад — в 1604 году. В результате получилось так, что в то самое время, когда астрономы, наконец, вооружились телескопами (а сегодня — еще и космическими), научились проводить наблюдения во всем электромагнитном диапазоне (от радио до гамма-излучения), когда они способны исследовать еще и поток нейтрино от вспышки (да и вообще понимают, что такое нейтрино), сверхновые в нашей Галактике взрываться перестали. Ну или взрывались незаметно для нас — впрочем, вероятность этого, по оценкам авторов статьи, крайне мала.
Вспышка сверхновой 1987A 24 февраля 1987 года. Справа — та же область до вспышки
Те вспышки, наблюдая которые ученые проверяют свои теории и счет которых идет уже на тысячи, вспыхивали в других галактиках. Подчас весьма далеких. Ближайшая из них — сверхновая 1987A — вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке, на расстоянии 50 килопарсек от нас (это в полтора раза больше размеров нашей Галактики).
И удаленность этих событий, даже при их колоссальной светимости, превращает их все же в не очень яркие объекты и не позволяет изучить их так подробно, как хотелось бы. Например — получить детальный спектр или исследовать быструю переменность. Поэтому наша нынешняя модель вспышки сверхновой — модель поведения вещества в столь экстремальных условиях — еще далека от завершения. Вплоть до того, что в научных статьях (включая, кстати, и обсуждаемую) можно встретить такие вопросы, на которые пока нет ответа, как «Почему вообще взрываются сверхновые?» «Каков в деталях механизм взрыва?». И понятно, что подробное исследование близкой вспышки представляется очень важным.
В первую очередь, отмечают авторы, необходимо отслеживать поток нейтрино. Собственно, сверхновая и начинается всплеском потока этих частиц. (Здесь нужно оговориться, что авторы в основном рассуждают о так называемых коллапсирующих сверхновых, которых большинство, — именно для них характерен первоначальный выброс нейтрино). Они образуются в недрах звезды в последние моменты ее «жизни» и беспрепятственно выходят наружу через ее оболочку со скоростью, практически равной скорости света. При этом электромагнитные кванты — фотоны — оказываются как бы «запертыми» под оболочкой звезды, и поэтому первое, что регистрирует наблюдатель, — это всплеск нейтрино. Длится он всего несколько десятков секунд. Но будучи зарегистрированным нейтринным телескопом типа японского Супер-Камиоканде, он позволит приблизительно восстановить направление на небе, в котором следует ожидать скорую вспышку сверхновой. Таковая может произойти как через несколько дней, так и через несколько минут после регистрации нейтрино. Поэтому реагировать нужно быстро.
В этом направлении, на следующем шаге, должны развернуться космические рентгеновские и гамма-телескопы. Дело в том, что самое начало вспышки будет ознаменовано относительно коротким (секунды-часы) всплеском высокоэнергетичного излучения — этот всплеск является следствием высвечивания энергии ударной волны, прошедшей по оболочке умирающей звезды. И только после этого начнет разгораться характерное яркое свечение, когда запертые фотоны начнут постепенно выходить наружу.
Нейтринный телескоп Super-Kamiokande
Очень важно, считают авторы, не пропустить именно эти ранние этапы вспышки. До сих пор они наблюдались всего несколько раз, так как такие наблюдения сложно проводить в силу неожиданности и удаленности события. Но в них заложена масса информации о физике вспышки сверхновой.
Что еще мы ожидаем от наблюдений близкой к нам сверхновой? Мы будем достоверно знать, какая именно звезда взорвалась. По оценкам авторов, с вероятностью большей 90 процентов звезда-прародитель следующей вспышки уже попала в один из наших многочисленных обзоров неба. И худо-бедно, но изучена: мы знаем ее яркость и цвет. Кроме того, есть шанс пронаблюдать одну из «неудавшихся сверхновых». Это похожее по физике событие, которое не обязательно сопровождается сильным взрывом. Например, если масса звезды, завершающей свой жизненный цикл, весьма велика, то ее ядро в ходе коллапса может превратиться в массивную черную дыру со столь сильной гравитацией, что ни оболочка звезды, ни «запертые» кванты света практически не успеют разлететься в пространство, а сразу будут затянуты под горизонт событий. А с точки зрения наблюдателя, одна из звезд просто «тихо» исчезнет с небосвода. Однако всплеск нейтрино все равно будет фиксироваться.
Авторы работы провели достаточно обширное моделирование для того, чтобы оценить наши шансы зарегистрировать разные стадии близкой сверхновой, «громкой» или «тихой». И результаты их моделирования весьма обнадеживают. С массой существующих телескопов мы не пропустим вспышку с вероятностью близкой к 100 процентам. И с очень большой вероятностью сможем продолжать наблюдения даже днем. Но для большей уверенности авторы предлагают вооружиться еще серией небольших инфракрасных телескопов, которые могли бы заниматься мониторингом неба, чтобы не пропустить самые ранние этапы вспышки, следующие за всплеском нейтрино.
Стоимость таких телескопов (десятки тысяч долларов), по сравнению с их большими собратьями, невелика, говорят авторы. И подчас они доступны даже любителям астрономии.
Атмосфера у нейтронной звезды
Следующую работу представила группа российских и немецких астрономов. Ученые исследовали молодую нейтронную звезду (НЗ) HESS, в излучении которой не было обнаружено периодичной переменности, характерной для таких объектов. Кроме того, расстояние до нее, вычисленное на основе ее наблюдаемых яркости и спектра, сильно противоречило измеренному ранее расстоянию до остатка вспышки сверхновой G353.6-0.7, связанного с нейтронной звездой. Авторы объясняют и то и другое, а попутно делают вывод о наличии у этой звезды тонкой углеродной атмосферы.
Один из классов нейтронных звезд (правда, весьма малочисленный) это так называемые «компактные центральные объекты» (Central Compact Objects, CCO). Это молодые горячие нейтронные звезды, наблюдающиеся в центре остатков недавно вспыхнувших сверхновых звезд. Собственно, они и есть то, что осталось от взорвавшейся массивной звезды.
Остаток вспышки сверхновой Кассиопея-A с центральным компактным объектом (точечный источник в центре) — горячей нейтронной звездой
Разогретые энергией взрыва, эти десятикилометровые в диаметре звезды обладают температурой поверхности в несколько миллионов градусов и излучают преимущественно в рентгеновском диапазоне. У некоторых CCO были обнаружены быстрые (с периодом в несколько секунд) пульсации излучения. Так же, как и в случае с пульсарами — близкими родственниками CCO — эти пульсации связывают с быстрым вращением НЗ и «пятнистостью» из-за неравномерности нагрева ее поверхности. (Пятна на солнце, будучи более холодными, тоже выглядят более темными; правда, «пятна» на нейтронной звезде имеют совсем другое происхождение). Однако если переменность излучения не наблюдается, как в данном случае, то, значит, либо звезда прогрета более или менее равномерно, либо ось ее вращения направлена строго на наблюдателя. Последнее, впрочем, имеет маленькую вероятность.
Авторы статьи использовали данные наблюдений J1731-347 орбитальной рентгеновской обсерваторией XMM-Newton. Они подтвердили, что, действительно, излучение НЗ не показывает периодичности на временах до 0.2 миллисекунды. А вероятность того, что звезда вращается еще быстрее, почти ничтожна. Поэтому, заключают авторы, поверхность звезды прогрета равномерно. А это предположение позволяет легко оценить расстояние до звезды, если известен ее спектр (а значит, и температура). Это возможно благодаря тому, что звезда светит почти как абсолютно черное тело, для последнего же существует простая связь между температурой и светимостью. Сравнивая вычисленную светимость с наблюдаемым потоком, мы тут же получаем и расстояние.
И, будучи посчитанным таким методом, оно оказалось равным примерно 30 килопарсекам. Это очень далеко для объекта, находящегося в нашей Галактике (которая полностью укладывается в это расстояние). И гораздо больше тех 4-5 килопарсек, которые были получены независимо как расстояние до остатка сверхновой G353.6-0.7.
Это противоречие авторам удалось решить, предположив, что у наблюдаемой НЗ есть тонкая (всего в несколько сантиметров) углеродная атмосфера. Излучение поверхности звезды, прошедшее через такую атмосферу, делает звезду эффективно ярче, и это заставляет нас относить ее дальше в пространстве. Аккуратное моделирование спектра горячей нейтронной звезды с углеродной атмосферой показало, что он будет очень близок к наблюдающемуся в действительности.
Таким образом, у молодой нейтронной звезды была открыта атмосфера. Правда, надо оговориться, это уже второй подобный случай. Несколько лет назад подобное исследование было проведено для другого компактного центрального объекта — Кассиопея-A, в котором предположение об атмосфере также снимало ряд противоречий.
Попытка найти лунатиков
Международная группа ученых представила первые результаты проекта по поиску спутников у внеземных планет, на которых может существовать жизнь. Программа, получившая название HEK (Hunt for Exomoons with Kepler) подразумевает дополнительную переобработку данных, полученных с телескопа «Кеплер». Первым кандидатом была выбрана планетная система Kepler-22 с единственной (известной нам в этой системе) планетой. Увы, спутников у этой планеты с большой вероятностью не обнаружилось.
Собственно поиск cпутников у экзопланет — это не только дополнительные знания об устройстве планетных систем (их формирования и эволюции), но и очередная лазейка для поиска уголков жизни во Вселенной. Мы знаем, что по крайней мере сотня открытых экзопланет попадают в так называемую зону обитаемости своей звезды. То есть находятся на таком расстоянии от последней, что температура на их поверхности допускает существование как жидкой воды, так и плотной атмосферы. Однако этого мало. Необходимо еще, чтобы планета была, что называется, земного типа — в смысле своей геологии. То есть чтобы она, как минимум, обладала твердой поверхностью.
Планета земного типа обращается вокруг газового гиганта, похожего на Сатурн
Но большинство открытых экзопланет — это газовые гиганты типа Юпитера. И наличия жизни на их поверхности (если таковая там вообще есть) мы ожидаем с гораздо меньшим энтузиазмом. В то же время, у таких планет, так же как и у нашего Юпитера, могут быть многочисленные небольшие спутники, куда как больше похожие на Землю. Находясь рядом со своей планетой, они также располагаются в зоне обитаемости. И, возможно, жизнь есть как раз на них, если только близкое присутствие большой планеты не сильно на это влияет.
Собственно, такие размышления и породили проект HEK. Ранее авторы уже проверили восемь экзопланет на наличие спутников, но безуспешно. Теперь они решили исследовать планеты, находящиеся в зоне обитаемости, и начали с обработки данных наблюдений планеты Kepler-22b. Эта планета вращается вокруг достаточно яркой (в смысле наблюдаемого блеска) звезды из созвездия Лебедя, похожей на Солнце. Год на планете длится 290 суток, но по своим размерам она в два с половиной раза больше, чем Земля, и вряд ли обладает твердой поверхностью. И при этом находится в зоне обитаемости.
«Кеплер» искал планеты по их видимому прохождению по диску звезды. То есть, в некотором смысле, по затмению звезды планетой. В таком событии суммарная наблюдаемая яркость звезды (а раздельно звезда и планета здесь не наблюдаются) меняется слабо, но характерным образом. Если вокруг планеты обращается еще и спутник, то и он вносит свой вклад в финальную кривую блеска — в виде дополнительного маленького затмения. Обнаружив такое затмение и исследовав его периодичность по отношению к периоду обращения планеты вокруг звезды, можно вычислить период обращения спутника вокруг планеты, его массу, а если повезет, то и размер.
В данном же случае, увы, никакого спутника у Kepler-22b достоверно обнаружено не было. Точнее, с вероятностью 95 процентов у планеты отсутствует спутник с массой больше половины массы Земли. И это при том, что посредством компьютерного моделирования авторы показали, что, будь у планеты спутник типа нашей Луны, они бы его обнаружили с очень высокой достоверностью. Таким образом, метод, который разработали авторы, достаточно чувствителен.
То, что пока авторам HEK не удалось найти ни одну экзолуну, хочется списать на случайность. Навряд ли наша Солнечная система отличается еще и тем, что в ней не только много планет земного типа, но еще и почти все планеты имеют спутники. Скорее всего, почти все экзопланеты также обладают спутниками. Причем они, как мы знаем, могут быть существенно больше нашей Луны. Поэтому пока у проекта HEK все еще весьма большие перспективы. Впрочем, если наши ожидания не сбудутся и выяснится, что экзопланеты, вопреки нашим ожиданиям, спутниками почти никогда не обладают, это будет даже интереснее.
Сверхмассивный пульсирующий белый карлик
Американские исследователи заявили об открытии сверхмассивного пульсирующего белого карлика. Открытие этого, в общем, уникального объекта было сделано с помощью пары небольших телескопов, диаметром всего 1,5-2 метра. Главное отличие этого объекта от его многочисленных собратьев заключается даже не столько в массе (в два раза большей, чем обычная), сколько в особенностях внутреннего строения. И эти особенности, как надеются ученые, можно будет детально изучить благодаря другому его обнаруженному свойству — сейсмическим пульсациям. Примерно так же сейсмологи изучают и структуру Земли.
Планетарная туманность M57 «Кольцо». Источник в центре — белый карлик
Детальные спектральные наблюдения относительно яркого белого карлика GD 518 в созвездии Дракона проводились в 2011 и марте-апреле 2013 года. Целью исследователей было определение физических параметров этой звезды: температуры, массы, свойств атмосферы и пр. В результате оказалось, что они имеют дело с объектом массой в 1,2 массы Солнца. Это в два раза больше типичной массы для белого карлика и лишь немногим меньше критического предела в 1,4 массы Солнца (так называемого предела Чандрасекара), за которым типичный белый карлик теряет гидростатическое равновесие и коллапсирует в более плотную нейтронную звезду.
В два раза большая масса объекта легко объясняется тем, что прародительницей GD 518 была звезда с массой в 7-10 масс Солнца, в то время как обычные его собратья получаются из звезд с меньшими массами. Последних существенно больше, и поэтому мы заведомо имеем дело с редким объектом. Редким же можно назвать и его внутреннее строение. Дело в том, что химический состав белого карлика определяется тем, на каком этапе (на каком из химических элементов) закончились термоядерные реакции внутри звезды-прародительницы.
Если первоначальная масса звезды не очень велика (скажем, несколько масс Солнца), то ядерный котел потухнет после выгорания гелия, а получившееся в результате вырожденное ядро звезды окажется углеродно-кислородным. Температура и давление в недрах такой звезды будут недостаточными для того, чтобы запустить следующую цепочку термоядерных реакции и зажечь углерод. Поэтому впоследствии, после сброса звездой внешней оболочки (планетарной туманности), это ядро останется в виде углеродно-кислородного белого карлика.
В другом случае, более редком, когда масса звезды-прародительницы приближается к 10 массам Солнца, углерод и кислород в ее недрах могут быть дальше переработаны в более тяжелые элементы, в частности неон и магний. И тогда возможен такой сценарий эволюции звезды, что ее конечной стадией станет образование кислородно-углеродно-магниевого белого карлика. Он будет иметь большую массу, другой химический состав и окажется в большей степени кристаллизован, нежели его углеродно-кислородный родственник.
Именно такой объект и обнаружили ученые. И что особенно примечательно, оказалось, что он подвержен значительным пульсациям. По всему его объему, с периодом в несколько сотен секунд, проходят звуковые волны, заставляя объект в каком-то смысле «звенеть». Этот «звон» и влияет на его наблюдаемую яркость, меняя ее с периодом пульсаций. Эти изменения позволяют изучать свойства акустических волн, распространяющихся внутри редкого белого карлика, а значит, и изучать его внутреннюю структуру. Почти так же, как сейсмологи исследуют внутреннее строение нашей планеты.
Авторы статьи (объемом всего лишь 5 страниц) весьма детально описывают свои наблюдения, оценку физических параметров карлика, детали переменности его излучения, обосновывают свои выводы. Но все же это статья об открытии, поэтому глубокий физический анализ они предоставляют будущим исследователям.