Если у «Кеплера» сломались гироскопы, стоит ли списывать его со счетов, или он еще послужит науке? Действительно ли ультрамощные рентгеновские источники — это таинственные черные дыры средней массы, переходное звено между сверхмассивными гигантами и дырами звездного типа? Сколько весит типичная нейтронная звезда? Наконец, холодна или горяча темная материя? Об этом и многом другом читайте в свежем обзоре астрономических препринтов на «Ленте.ру».
Научную программу американского космического телескопа «Кеплер», несколько лет успешно открывавшего новые внесолнечные планеты, пришлось свернуть в мае 2013 года из-за поломки двух (из четырех) поддерживавших его ориентацию гироскопов. Тем не менее, обсерватория продолжает функционировать и способна продолжать наблюдения, хотя качество данных уже не будет прежним.
В связи с этим в августе NASA призвало научное сообщество предлагать новые научные задачи — такие, для решения которых «Кеплер» в его нынешнем состоянии был бы полезен. В ответ ученые разных стран разработали несколько десятков проектов, часть которых была также опубликована в виде электронных препринтов. Ниже — коротко о некоторых из них.
Большинство предложений, разумеется, ориентированы на то, что «Кеплер» умеет (во всяком случае умел до поломки) делать лучше всего. А именно — измерять яркости звезд с весьма высокой точностью. Дело в том, что он искал экзопланеты по едва уловимому изменению видимой яркости звезды в тот момент, когда планета, с точки зрения наблюдателя, «затмевает» звезду. Этот эффект возможно было наблюдать в том числе благодаря высокой стабилизации телескопа в пространстве.
Теперь же точность фотометрии Кеплера упала до «всего лишь» десятых долей процента. Этого мало для открытия экзопланет у обычных ярких звезд, но достаточно для того, чтобы обнаруживать планеты у более маленьких и слабых звезд. Например, у белых или красных карликов (вот и вот). Из-за малой яркости таких звезд, относительные изменения их видимого блеска в ходе прохождения планеты по их диску будут больше, чем у звезд обычных. Настолько больше, что это изменение способен заметить даже «хромой» на два гироскопа «Кеплер».
Впрочем, есть и предложения, не связанные с поиском экзопланет. Международная группа астрономов (первый автор — ученый из Венгрии) предложила оставить телескоп просто следить за той же частью небесной сферы, что и раньше. Дело в том, что в поле зрения «Кеплера» находится до ста тысяч звезд. За несколько лет таких наблюдений телескоп соберет великолепную статистику по яркости сразу большого числа звезд. Авторы проекта надеются, что в этой выборке присутствуют разного рода интересные светила — в частности, так называемые пульсирующие звезды типа RR Лиры. Статистика «Кеплера» помогла бы прояснить природу эффекта Блажко — периодического изменения амплитуды и периода пульсаций таких звезд.
Еще один проект, разработанный коллективом из 56 авторов, относится к астросейсмологии. Этот раздел астрофизики изучает тип и частоту акустических волн, распространяющихся в недрах звезды и заставляющих ее поверхность дрожать, словно мембрана звукового динамика. Такого рода колебания сказываются на блеске звезды — именно здесь в игру вступает «Кеплер». Главным его достоинством в этом случае является (как и в предыдущем проекте) колоссальная выборка объектов для наблюдения.
Наконец, группа американских астрономов предложила использовать «Кеплер» для поиска потенциально опасных для Земли небесных тел — сравнительно больших астероидов и комет, орбиты которых проходят в угрожающей близости от нашей планеты. Проект интересен в первую очередь тем, что, по расчетам его авторов, телескоп всего за 10 лет позволит обнаружить 90 процентов таких объектов.
Прием предложений NASA завершает сегодня, 1 ноября 2013 года. Старт программам (если хоть один проект понравится космическому агентству) будет дан летом 2014 года.
Европейские и австралийские астрономы представили результаты радионаблюдений за несколькими ультрамощными (еще говорят «ультраяркими») рентгеновскими источниками (ULX). Эти объекты, открытые в 70-х годах прошлого века, отличаются колоссальной рентгеновской светимостью, природа которой до сих пор неясна.
В принципе, астрофизики знают, что большая рентгеновская светимость возникает там, где на достаточно массивную черную дыру начинает падать обычное вещество. В ходе такого процесса (называемого аккрецией) вещество разогревается и начинает излучать. Светимость зависит от массы дыры и потока вещества. Вместе с тем сделать ее сколь угодно большой нельзя — в какой-то момент давление генерируемого излучения может оказаться настолько сильным, что начнет препятствовать падению вещества (предел Эддингтона), подпитывающего этот процесс.
Одна из гипотез, объясняющих такую светимость, состоит в том, что ультрамощные источники — это как раз такие черные дыры, на которые падает материя. При этом — если, конечно, источники не подпитываются каким-нибудь экзотическим механизмом — речь идет о так называемых черных дырах промежуточной массы (порядка 1-10 тысяч солнечных).
Тот факт, что такие объекты существуют, пока строго не доказан. Но если бы это было так и дыры управляли бы работой ULX, то вещество рядом с ними в радиодиапазоне выглядело бы как яркий и компактный объект. Именно поэтому авторы новой работы и сосредоточились на радионаблюдениях, причем с использованием интерферометрии со сверхдлинной базой — технологии, увеличивающей разрешающую способность системы телескопов. В этих наблюдениях участвовали около десяти радиотелескопов от Европы до Южной Африки.
И действительно, на месте одного (из четырех наблюдавшихся) источников ULX N5457-X9 был найден компактный радиоисточник. Причем его радиосветимость как раз соответствует наличию дыры с массой, по крайней мере, в сотни тысяч масс Солнца (для данного объекта). Конечно, это еще не строгое доказательство того, что там находится черная дыра промежуточной массы, но весьма сильный аргумент в пользу существования таких дыр.
Детальное рассмотрение оставшихся трех источников показало, что один из них не является ультрамощным, хотя он и довольно яркий. У других двух, что примечательно, в радиодиапазоне никакого излучения найдено не было. Возможно (и даже скорее всего), мы все же имеем дело с объектами одного типа, просто они находятся на разных стадиях (в разных режимах) существования. Но не исключено также, что речь идет о двух разных классах объектов.
Когда достаточно массивная звезда в ходе своей эволюции перерабатывает все имеющееся термоядерное топливо (водород, гелий и так далее до кремния), давление в ее «котле» уже не может противостоять ее же гравитации. Внешние слои вещества звезды попросту падают на более глубокие, сдавливая их до невероятно малых по астрономическим меркам размеров. Все это сопровождается выделением колоссального количества энергии, которое мы наблюдаем как взрыв сверхновой.
Однако в какой-то момент процесс коллапса может остановиться — ему начнут противостоять квантовые силы. В результате образуется нейтронная звезда (НЗ) — шар диаметром 20 километров, плотность которого сравнима с плотностью атомного ядра (в 100 триллионов раз плотнее воды). Точная же масса звезды определяется фундаментальными законами, которые управляют свойствами материи при таких гигантских плотностях. Стало быть, изучение нейтронных звезд позволяет изучать эти самые законы.
Для исследования нейтронных звезд хорошо подходят двойные системы — таких систем сейчас известно несколько десятков. Наблюдая за взаимным движением звезд в такой двойной системе, ученые могут довольно точно измерить массы.
В рамках новой работы четверо ученых из США и Великобритании собрали воедино и проанализировали данные о некоторых уверенных измерениях масс нейтронных звезд. Для исследования они отобрали те системы, в которых компаньоном НЗ является такая же нейтронная звезда или белый карлик (БК).
Принципиальная разница между ними в том, что две нейтронные звезды образуются приблизительно одновременно, а белый карлик — существенно позже. Из-за этого, по мнению теоретиков, в системе «нейтронная звезда — белый карлик» в прошлом должно было происходить перетекание вещества с обычной звезды (прародителя карлика) на нейтронную. В результате такого перетекания масса нейтронной звезды должна быть несколько больше (всего на 0,2 массы Солнца) и вращаться она должна быстрее, так как перетекаемое вещество немного раскручивает звезду.
И авторы действительно увидели, что распределения масс нейтронных звезд из пар с карликами, с одной стороны, и с другими звездами, с другой стороны, систематически различаются. В первом случае масса нейтронной звезды больше как раз на те самые 0,2 массы Солнца (в среднем), то есть предсказания теоретиков хорошо согласуются с наблюдениями.
Кроме того, авторы работы обнаружили существенный спад числа нейтронных звезд при приближении к массам около 2,1 солнечной. По мнению ученых, это и есть максимальная масса, при превышении которой звезда сколлапсирует в черную дыру. Теперь другие исследователи должны либо подтвердить эту гипотезу, либо опровергнуть. Если оценка подтвердится, то она даст существенные ограничения на поведение материи при столь высоких плотностях, которые встречаются в нейтронной звезде.
Что представляет из себя темная материя, пока не очень понятно — без учета темной энергии вещество Вселенной на три четверти состоит из некоторой субстанции, которая, по-видимому, не участвует в электромагнитном взаимодействии, но охотно участвует в гравитационном. Судя по всему, именно она ответственна за формирование так называемой крупномасштабной структуры Вселенной — галактик и их скоплений: когда-то обычное вещество просто скатилось в потенциальные ямы, вырытые темной материей.
В качестве наиболее перспективного кандидата на роль темной материи сегодня рассматривают гипотетические, еще не открытые частицы, обладающие существенной массой, небольшими скоростями и рассеянные по всей Вселенной. Это так называемая «холодная темная материя» (cold dark matter, CDM).
Стандартные представления о холодной темной материи, однако, не позволяют многого объяснить. Так, например, теория предсказывает дополнительную структуризацию вещества на масштабах, меньших, чем размер нашей Галактики. Скажем, Млечный Путь должен быть окружен большим количеством карликовых спутников, чего, как известно, не наблюдается. Если темная материя состоит из очень легких частиц, то это противоречие возможно снять. Такие частицы будут более быстрыми, соответствующая темная материя получится «теплой».
Российские физики Андрей Хмельницкий и Валерий Рубаков подошли к изучению теплой темной материи с точки зрения квантовой механики. Они предположили, что частицы этой материи являются квантами некоторого скалярного поля, и смогли (с помощью принципа неопределенности Гейзенберга) оценить характерный масштаб, на котором такие частицы начинают «чувствовать» друг друга. Можно сказать, что им удалось в некотором смысле прикинуть «размеры» частиц темной материи. Для рассматриваемых в работе частиц они оказались равными нескольким сотням парсеков (один парсек — это 30 триллионов километров, расстояние до центра Галактики — 8 килопарсеков).
На масштабах расстояний такого порядка должны наблюдаться неоднородности. Они, в свою очередь, приведут к возникновению переменного возмущения свойств пространства-времени (согласно общей теории относительности), а значит, и к гравитационным волнам соответствующей длины. Таким образом, для подтверждения гипотезы Рубакова и Хмельницкого о строении темной материи достаточно просто зарегистрировать такие волны.
Можно ли их обнаружить? Гравитационная волна, набегающая на систему тел или частиц, приводит к периодическому изменению взаимных расстояний между ними. Это изменение очень мало, но обнаружимо. Существующие детекторы гравитационных волн на Земле построены именно по такому принципу — в них при помощи лазеров постоянно измеряется расстояние между набором зеркал. Но длина гравитационной волны, которую может обнаружить такой детектор, не должна существенно превышать размер самого детектора.
Однако 15 лет назад австралийские (в основном) астрономы нашли способ регистрировать сверхдлинные гравитационные волны. Оказывается, можно наблюдать радиопульсары, которые являются быстро вращающимися нейтронными звездами. Расстояния между известными пульсарами как раз составляют сотни парсек. И если на пару таких объектов набежит длинная гравитационная волна, то они, как бы покачиваясь на ней, будут согласованно менять частоту своих импульсов. С точки зрения наблюдателя, конечно же, — в силу эффекта Допплера.
Соответствующие программы мониторинга пульсаров существуют уже несколько лет, пока, правда, никакого значимого сигнала обнаружено не было. Однако, возможно, перспективные наблюдательные системы, такие, как Square Kilometer Array (SKA), все-таки позволят что-то увидеть. Согласно расчетам Хмельницкого и Рубакова, система типа SKA действительно будет способна обнаружить гравитационные волны от частиц сверхлегкой темной материи (для того чтобы собрать нужную статистику, ей понадобится несколько лет). Более того, эти волны можно будет отличить от других сверхдлинных гравитационных волн, генерируемых, например, слияниями сверхмассивных черных дыр. Сигналы от разного типа объектов будут иметь разные характеристики.