Рождение золота

Пять причин, из-за которых открытие гравитационных волн от нейтронных звезд так важно для науки

В понедельник, 16 октября, гравитационно-волновые обсерватории LIGO, Virgo и целый ряд других крупных международных научных групп сообщили о чрезвычайно важном для современной астрономии открытии. Более 70 обсерваторий, работающих во всех диапазонах электромагнитного спектра, а также все три действующие гравитационно-волновые обсерватории впервые зафиксировали во всех подробностях слияние двух нейтронных звезд. В этом материале мы расскажем, что же именно наблюдали астрономы и на какие вопросы о нашей Вселенной помогает ответить новое исследование.

Как все произошло?

17 августа 2017 года, в 15:41:04 по московскому времени детектор обсерватории LIGO в Хенфорде (Вашингтон) услышал рекордно длинную гравитационную волну — сигнал продолжался около ста секунд. Это очень большой промежуток времени — для сравнения, предыдущие четыре фиксации гравитационных волн длились не дольше трех секунд. Сработала автоматическая программа оповещения. Астрономы проверили данные: оказалось, что второй детектор LIGO (в Луизиане) тоже зафиксировал волну, но автоматический триггер не сработал из-за краткосрочных шумов.

На 1,7 секунды позже детектора в Хенфорде, независимо от него, сработала автоматическая система телескопов «Ферми» и «Интеграл» — космических гамма-обсерваторий, наблюдающих одни из самых высокоэнергетических событий во Вселенной. Приборы обнаружили яркую вспышку и примерно определили ее координаты. В отличие от гравитационного сигнала, вспышка длилась всего две секунды. Интересно, что российско-европейский «Интеграл» заметил гамма-всплеск «боковым зрением» — «защитными кристаллами» основного детектора. Тем не менее, это не помешало триангуляции сигнала.

Примерно через час LIGO разослал сведения о возможных координатах источника гравитационных волн — установить эту область удалось благодаря тому, что сигнал заметил и детектор Virgo. По задержкам, с которыми детекторы начали получать сигнал, стало ясно, что, вероятнее всего, источник находится в южном полушарии: сперва сигнал достиг Virgo и лишь затем, спустя 22 миллисекунды, был зафиксирован обсерваторией LIGO. Изначальная область, рекомендуемая для поиска, достигала 28 квадратных градусов, что эквивалентно сотням площадей Луны.


Следующим этапом было объединение данных гамма- и гравитационных обсерваторий воедино и поиск точного источника излучения. Так как ни гамма-телескопы, ни тем более гравитационные не позволяли найти требуемую точку с большой точностью, физики инициировали сразу несколько оптических поисков. Один из них — с помощью роботизированной системы телескопов «МАСТЕР», разработанной в ГАИШ МГУ.

Обнаружить среди тысяч возможных кандидатов нужную вспышку удалось чилийскому метровому телескопу Swope — почти через 11 часов после гравитационных волн. Астрономы зафиксировали новую светящуюся точку в галактике NGC 4993 в созвездии Гидры, ее яркость не превышала 17 звездной величины. Такой объект вполне доступен для наблюдения в полупрофессиональные телескопы.

В течение примерно часа после этого, независимо от Swope, источник нашли еще четыре обсерватории, в том числе аргентинский телескоп сети «МАСТЕР». После этого началась масштабная наблюдательная кампания, к которой присоединились телескопы Южной европейской обсерватории, «Хаббл», «Чандра», массив радиотелескопов VLA и множество других приборов — в сумме более 70 групп ученых наблюдали за развитием событий. Через девять дней астрономам удалось получить изображение в рентгеновском диапазоне, а через 16 дней — в радиочастотном. К сожалению, через некоторое время Солнце приблизилось к галактике и в сентябре наблюдения стали невозможными.


Что стало причиной взрыва?

Такая характерная картина взрыва во многих электромагнитных диапазонах была предсказана и описана уже давно. Она соответствует столкновению двух нейтронных звезд — ультракомпактных объектов, состоящих из нейтронной материи.

По словам ученых, масса нейтронных звезд составляла 1,1 и 1,6 массы Солнца (сравнительно точно определена суммарная масса — около 2,7 массы Солнца). Первые гравитационные волны возникли, когда расстояние между объектами составляло 300 километров.

Большой неожиданностью стало небольшое расстояние от этой системы до Земли — около 130 миллионов световых лет. Для сравнения, это всего в 50 раз дальше, чем от Земли до Туманности Андромеды, и почти на порядок меньше, чем расстояние от нашей планеты до черных дыр, столкновение которых фиксировали ранее LIGO и Virgo. Кроме того, столкновение стало самым близким к Земле источником короткого гамма-всплеска.

Что такое нейтронные звезды

Нейтронные звезды образуются при коллапсе гигантов и сверхгигантов с массами в 10–25 масс Солнца. Их рождение начинается так: на каком-то этапе масса ядра звезды превышает предел Чандрасекара — 1,4 солнечной массы. В этот момент нарушается равновесие между гравитацией ядра, притягивающей внешнюю оболочку звезды, и давлением электронов, препятствующим сжатию. Звезда начинает сжиматься — коллапсировать. Плотность и температура вещества в ядре резко увеличиваются, начинается захват электронов протонами и образование нейтронов (с выбросом нейтрино). Через некоторое время ядро уже практически полностью состоит из нейтронов.

Выбросы энергии от протон-электронных слияний разрывают оболочку звезды и уносят ее материал — происходит взрыв сверхновой. Все, что остается в результате — плотное нейтронное ядро с тонкой оболочкой. Плотность нейтронной звезды огромна — она определяется лишь давлением вырожденных нейтронов и достигает 4–6×1017 килограмм на кубический метр. Одна капля нейтронной материи (0,030 миллилитра) весит больше десяти миллионов тонн — как сотни полностью загруженных товарных поездов. При этом характерные размеры нейтронных звезд невелики — около 10 километров в диаметре, такую звезду можно поместить внутрь Третьего транспортного кольца Москвы.

Кроме огромной плотности, нейтронные звезды обладают мощными магнитными полями, с индукцией от тысяч до триллионов тесла. Для сравнения, магнитное поле Земли не превышает 0,065 тесла. Часть нейтронных звезд приобретают в результате взрыва большой угловой момент — так возникают пульсары.

На сегодняшний день нет единой картины того, как устроена нейтронная материя, не построено уравнение ее состояния. «Нейтронию» приписываются такие свойства, как сверхпроводимость и сверхтекучесть.

Двойные нейтронные звезды известны с 1974 года — одну из таких систем открыли нобелевские лауреаты Рассел Халс и Джозеф Тейлор. Однако до сих пор все известные двойные нейтронные звезды находились в нашей Галактике, а стабильность их орбит была достаточной, чтобы они не столкнулись в течение ближайших миллионов лет. Новая пара звезд сблизилась настолько, что началось взаимодействие и стал развиваться процесс переноса вещества

Событие получило название килоновой. Дословно это означает, что яркость вспышки была примерно в тысячу раз мощнее, чем типичные вспышки новых звезд — двойных систем, в которых компактный компаньон перетягивает на себя материю.


Что все это значит?

Полный спектр собранных данных уже позволяет ученым называть событие краеугольным камнем будущей гравитационно-волновой астрономии. По результатам обработки данных за два месяца было написано около 30 статей в крупных журналах: по семь в Nature и Science, а также работы в Astrophysical Journal Letters и других научных изданиях. Соавторами одной из этих статей являются 4600 астрономов из различных коллабораций — это больше трети всех астрономов мира.

Вот ключевые вопросы, к ответам на которые ученым впервые удалось подойти по-настоящему.

Что запускает короткие гамма-всплески?

Гамма-всплески — это одни из самых высокоэнергетических явлений во Вселенной. Мощность одного такого всплеска достаточна, чтобы за секунды выбросить в окружающее пространство столько же энергии, сколько Солнце генерирует за 10 миллионов лет. Различают короткие и длинные гамма-всплески; при этом считается, что это различные по своему механизму явления. К примеру, источником длинных всплесков считаются коллапсы массивных звезд.

Источниками коротких гамма-всплесков предположительно являются слияния нейтронных звезд. Однако до сих пор прямых подтверждений этому не было. Новые наблюдения — самое веское на сегодняшний день доказательство существования этого механизма.

Откуда во Вселенной берутся золото и другие тяжелые элементы?

Нуклеосинтез — слияние ядер в звездах — позволяет получить огромный спектр химических элементов. Для легких ядер реакции слияния протекают с выделением энергии и в целом энергетически выгодны. Для элементов, чья масса близка к массе железа, энергетический выигрыш оказывается уже не настолько большим. Из-за этого в звездах почти не образуются элементы тяжелее железа — исключением являются взрывы сверхновых. Но их совершенно недостаточно, чтобы объяснить распространенность золота, лантанидов, урана и других тяжелых элементов во Вселенной.

В 1989 году физики предположили, что за это может отвечать r-нуклеосинтез в слияниях нейтронных звезд. Подробнее об этом можно прочитать в блоге астрофизика Марата Мусина. До сегодняшнего дня этот процесс был известен лишь в теории.

Спектральные исследования нового события показали отчетливые следы рождения тяжелых элементов. Так, благодаря спектрометрам Очень большого телескопа (VLT) и «Хаббла» астрономы обнаружили присутствие цезия, теллура, золота и платины. Также есть свидетельства образования ксенона, иода и сурьмы. По оценкам физиков, в результате столкновения была выброшена общая масса легких и тяжелых элементов, эквивалентная 40 массам Юпитера. Одного лишь золота, согласно теоретическим моделям, образуется около 10 масс Луны.

Чему равна константа Хаббла?

Оценить экспериментально скорость расширения Вселенной можно с помощью специальных «стандартных свечей». Это объекты, для которых известна абсолютная яркость, а значит, по соотношению между абсолютной и видимой яркостью можно сделать вывод о том, как далеко они находятся. Скорость расширения на данном расстоянии от наблюдателя определяется по доплеровскому смещению, например, линий водорода. Роль «стандартных свечей» играют, например, сверхновые Ia типа («взрывы» белых карликов) — кстати, именно на их выборке было доказано расширение Вселенной.

Константа Хаббла задает линейную зависимость скорости расширения Вселенной на данном расстоянии. Каждое независимое определение ее значения позволяет нам убедиться в справедливости принятой космологии.

Источники гравитационных волн тоже являются «стандартными свечами» (или, как их называют в статье, «сиренами»). По характеру гравитационных волн, которые они создают, можно независимо определить расстояние до них. Именно этим воспользовались астрономы в одной из новых работ. Результат совпал с другими независимыми измерениями — на основе реликтового излучения и наблюдения за гравитационно-линзированными объектами. Константа примерно равна 62–82 километрам в секунду на мегапарсек. Это означает, что две галактики, удаленные на 3,2 миллиона световых лет, в среднем разбегаются со скоростью 70 километров в секунду. Новые слияния нейтронных звезд помогут увеличить точность этой оценки.

Как устроена гравитация?

Общепринятая на сегодняшний день общая теория относительности в точности предсказывает поведение гравитационных волн. Однако квантовая теория гравитации до сих пор не разработана. Есть несколько гипотез о том, как она может быть устроена — это теоретические конструкции с большим количеством неизвестных параметров. Одновременное наблюдение электромагнитного излучения и гравитационных волн позволит уточнить и сузить границы для этих параметров, а также отбросить некоторые гипотезы.

К примеру, тот факт, что гравитационные волны пришли за 1,7 секунды до гамма-квантов, подтверждает то, что они и правда распространяются со скоростью света. Кроме того, сама величина задержки может быть использована для проверки принципа эквивалентности, лежащего в основе ОТО.


Как устроены нейтронные звезды?

Мы знаем строение нейтронных звезд лишь в общих чертах. У них имеются кора из тяжелых элементов и нейтронное ядро — но, к примеру, нам до сих пор не известно уравнение состояния нейтронной материи в ядре. А от этого зависит, например, ответ на такой простой вопрос: что именно образовалось при столкновении, которое наблюдали астрономы?

Как и у белых карликов, у нейтронных звезд есть  понятие критической массы, при превышении которой может начаться коллапс. В зависимости от того, превзошла ли масса нового объекта критическую или нет, есть несколько сценариев дальнейшего развития событий. Если суммарная масса окажется слишком большой, то объект сразу коллапсирует в черную дыру. Если масса немного меньше, то может возникнуть неравновесная быстровращающаяся нейтронная звезда, которая тоже, впрочем, со временем коллапсирует в черную дыру. Альтернативный вариант — образование магнетара, быстровращающейся нейтронной звезды с огромным магнитным полем. По всей видимости, магнетар в столкновении не образовался — сопутствующее ему жесткое рентгеновское излучение зафиксировано не было.

По словам Владимира Липунова, руководителя сети «МАСТЕР», имеющихся сейчас данных недостаточно, чтобы выяснить, что же именно образовалось в результате слияния. Однако у астрономов уже есть ряд теорий, которые будут опубликованы в ближайшие дни. Возможно, из будущих слияний нейтронных звезд удастся определить искомую критическую массу.

Мнение эксперта

В будущем мы ждем регистрации гравитационных волн и от других источников. Во-первых, это непрерывные источники излучения, во-вторых, это стохастические волны, и самое интересное — это гравитационное реликтовое излучение. Но для этого надо значительно повысить чувствительность детекторов. Кроме того, интересен поиск новых неизвестных источников».

Валерий Митрофанов,
профессор физического факультета МГУ им. М.В. Ломоносова

Владимир Королёв


Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.