Не прошло и месяца с начала нового периода наблюдений на гравитационно-волновых обсерваториях LIGO и Virgo, как сообщения о регистрации все новых гравитационных волн стали приходить чуть ли не каждую неделю (например, раз, два, три). Чувствительность обеих обсерваторий значительно выросла, и у астрофизиков есть все основания полагать, что по мере дальнейшей модернизации установок гравитационные волны от слияния черных дыр и нейтронных звезд будут фиксироваться все чаще. Что именно мы можем узнать благодаря гравитационным волнам? Может быть самое важное — сами гравитационные волны — ученые уже открыли, а дальше начинается рутина, которая не принесет уже ничего особо интересного? Редакция N + 1 задала эти вопросы астроному Сергею Попову из Государственного астрономического института имени Штернберга МГУ, автору книги о нейтронных звездах «Суперобъекты».

N + 1: Cейчас LIGO и Virgo начали выдавать чуть ли не по паре событий в неделю. Может ли оказаться так, что на этом история и закончится? Гравитационные волны открыли, слияния черных дыр и нейтронных звезд увидели — и на этом все? Не получится ли как с Большим адронным коллайдером, где открыли бозон Хиггса — и больше уже ждать нечего?

Сергей Попов: Нет, ровно наоборот. Ситуация ровно противоположная. Разница, во-первых, в том, что бозоны Хиггса все одинаковые, а нейтронные звезды и черные дыры все разные. С этого момента нормальная астрономия только начинается.

Мы делаем телескоп не для того, чтобы увидеть какую-то одну галактику, а для того, чтобы изучать много разных галактик, и нам нужно понять, какими они бывают. Сейчас есть очень небольшое число нейтронных звезд и черных дыр, для которых известны массы, хотя это очень важно для физиков. И за год работы LIGO и Virgo, я думаю, удвоят количество таких объектов с измеренными массами.

Причем, если раньше мы изучали нейтронные звезды и черные дыры практически только в нашей галактике, то теперь мы их изучаем по всей Вселенной, что тоже интересно, потому что Вселенная эволюционирует, меняется. Уже первое событие, обнаруженное LIGO, показывало, что черные дыры раньше были большими, теперь такие не делают.

Есть и более фундаментальные вещи. Начнем с нейтронных звезд — хотя бы потому, что они мне ближе. Мы не знаем, из чего сделаны нейтронные звезды, и это не только астрофизический вопрос, это вопрос ядерной физики. Мы не знаем, как ведет себя вещество при высокой плотности, и по одному слиянию нейтронных звезд мы не можем дать окончательного ответа. А вот по 10-20 разным слияниям, по всей видимости, сможем.

Чуть утрируя: надо сломать нейтронную звезду, чтобы узнать, что у нее внутри, а поломать ее можно только другой нейтронной звездой или черной дырой. В зависимости от того, что происходит при их слиянии — сколько выбрасывается радиоактивных элементов и каких, какой гравитационно-волновой сигнал, какая там вспышка — все это позволяет понять внутреннее строение нейтронных звезд.

Для того, чтобы это точно измерить, требуется много измерений. Необходимо, чтобы произошел переход количества в качество. Тогда мы не просто сможем чуть точнее определять параметры, но научимся решать принципиально другие задачи, в частности очень точно поймем, что происходит с веществом при высокой плотности.

Каким образом из того, что мы видим в гравитационных волнах и в электромагнитном диапазоне, можно узнать, как ведет себя вещество нейтронной звезды?

По характеристикам сигнала, как гравитационного, так и электромагнитного, можно понять, на каком расстоянии друг от друга сливающиеся нейтронные звезды начинают разрушаться.

Представьте, что Земля сливается с Луной. Еще до удара о земную поверхность Луну разорвет приливными силами. При этом Луна из зеленого сыра разорвется раньше, а Луна из золота — позже. И по времени этого разрушения мы бы узнали, сделана Луна из сыра или из золота.

Для нейтронных звезд работает та же логика. Благодаря гравитационно-волновым данным можно узнать, как происходило разрушение нейтронной звезды. И, соответственно, понять, из чего она сделана, определить плотность, точнее ход изменения плотности от центра звезды к ее поверхности.


Важно и то, что получится после слияния. Сегодня мы можем сказать с большей или меньшей степенью достоверности (это как раз зависит от статистики), когда в результате слияния образовалась черная дыра, а когда — нейтронная звезда. Следовательно, набрав статистику, мы определим, где проходит граница между нейтронными звездами и черными дырами.

При какой массе нейтронная звезда коллапсирует в черную дыру? Это очень сильно зависит от ее внутреннего строения: какие частицы у нее в центре, какая плотность достигается, при какой плотности начинается коллапс.

Придумано очень много способов связать наблюдаемые астрофизические параметры с внутренними свойствами нейтронных звезд. Мы определяем два модельных параметра: как прилив деформирует нейтронную звезду и при какой массе она коллапсирует в черную дыру. Тот, кто сумеет открыть, как устроены нейтронные звезды, безо всяких сомнений может рассчитывать на Нобелевскую премию.

Сейчас начнется соревнование между командами телескопа NICER, который установлен на МКС, и LIGO-Virgo. И те, и другие могут очень сильно нас продвинуть в понимании внутреннего строения нейтронных звезд.

Существуют ли какие-то главные конкурирующие модели, описывающие устройство нейтронных звезд, которые мы сможем проверить благодаря гравитационным данным?

Это не отдельные модели, а кластеры моделей. Если их объединить, то первый вариант заключается в том, что нейтронные звезды состоят в основном из нейтронов с какой-то примесью протонов и электронов. Тем не менее, согласно этой модели можно сказать, что они состоят из обычного вещества.

Противоположная модель описывает кварковые звезды, то есть подразумевается, что недра нейтронных звезд состоят из свободных кварков.

Средний вариант — довольно популярная гипотеза гиперонных звезд, которая гласит, что при высокой плотности в недрах нейтронных звезд образуются частицы со странными кварками. То есть кварки связаны, но теперь это не протоны и нейтроны, а гипероны.

Нейтронные звезды возникают в результате взрыва сверхновых на конечных стадиях эволюции массивных звезд (массой больше 8-10 масс Солнца). Это компактные (размером в десятки километров) и сверхплотные объекты — давление в центре нейтронной звезды столь высоко, что плотность вещества там может в 10-15 раз превышает плотность атомных ядер.

Нейтрон в свободном состоянии неустойчив и распадается на протоны, электроны и нейтрино. Но если поместить нейтрон в очень плотный газ протонов и электронов, он становится стабильным. Для этого необходимо очень высокое давление, которое и создается в недрах нейтронной звезды. Считается, что, за исключением внешних слоев, вещество нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов и очень небольшого количества протонов и электронов.

Однако как ведет себя вещество при высоких плотностях, нам известно не очень хорошо. Одна из популярных гипотез гласит, что нейтронная материя в этом случае превращается в кварковую.

Кварки в нормальных условиях не могут существовать в свободном состоянии, они всегда связаны по три в нуклонах (или по два в мезонах; существуют также данные о короткоживущих тетракварках и пентакварках). Это явление называется конфайнмент. Однако под высоким давлением кварки могут сближаться столь тесно, что конфайнмент исчезает и кварки начинают свободно перемещаться. Это происходит, например, в кварк-глюонной плазме.

Можно предполагать, что кварки и в центре нейтронной звезды получают возможность свободно перемещаться. Группировка кварков по три исчезает, и вещество можно рассматривать как кварковый газ или жидкость. Как показывают исследования, кроме обычных u- и d-кварков в таком газе в большом количестве будут присутствовать s-кварки, или странные кварки. В протонах и нейтронах s-кварков нет, зато они входят в состав более тяжелых частиц — гиперонов. Из-за этого кварковые звезды могут называть странными.

Источник

Это основные классы моделей, внутри них есть много модификаций.

Скажем, кварковые звезды должны быть более плотными и они легче коллапсируют в черные дыры. Поэтому, с одной стороны, их хочется назвать более «чугунными», потому что они плотней, чем из «сыра». А с другой стороны, они должны быть менее прочными при сжатии.

То есть, в теории, быстрее разрушиться должна нейтронная звезда, «сделанная» из нейтронов?

Приливно разрушиться — да. Кварковая звезда меньше, и у нее больше плотность. Поэтому, как правило, если это «голая» кварковая звезда, без коры, ее очень трудно «сломать» снаружи. Но зато ее проще потом в черную дыру превратить.

Итак, мы увидели слияния черных дыр, начали набирать статистику. А какого рода данные мы можем получить из статистики?

Мы можем определять массы, а масса черной дыры «завязана» на звездную эволюцию. Наблюдение разных черных дыр на разных расстояниях от нас должно помочь лучше понять звездную эволюцию.

Так как мы представляем себе, что чрезвычайно массивные черные дыры могли получиться из звезд с низким содержанием тяжелых элементов, большая статистика по слиянию черных дыр на больших красных смещениях расскажет нам об истории звездообразования, изменении химического состава Вселенной, истории обогащения ее тяжелыми элементами.

То есть пусть мы не можем непосредственно увидеть очень древние, самые первые звезды, зато можем увидеть слияния черных дыр, в которые они превратились?

Все же речь идет не про самые первые звезды, а про звезды, сформировавшиеся 10-12 миллиардов лет назад. Это интересный отрезок астрофизической истории, потому что он завязан на многое другое — историю звездообразования, образования галактик и тому подобное.

Помимо этого, есть много фундаментальных физических задач, связанных с черными дырами. Чем больше набирается данных, тем лучше для проверки различных теорий гравитации. Может быть, удастся обнаружить какие-то эффекты, связанные с отклонениями от ОТО.

От прогона к прогону чувствительность Virgo и LIGO будет сильно расти, этот рост сохранится как минимум до 2025 года. А это означает, что, возможно, мы сумеем увидеть не только сигнал в максимуме интенсивности гравитационной волны, но еще и так называемый «звон», «ring down» после слияния. И свойства этого «звона» гораздо сильнее меняются в разных теориях, чем свойства сигнала до слияния.

Кроме того, мы, возможно, сумеем провести «эхолокацию» горизонта событий черной дыры. Мы регистрируем гравитационные волны, которые, естественно, образовались снаружи черной дыры, это понятно. Часть этих волн пошла в нашу сторону, мы их благополучно приняли. А часть пошла в черную дыру, и что с ней происходит дальше, очень интересно.

Если там нет горизонта, если там не черная дыра, а нечто с поверхностью, то гравитационная волна может отразиться и послать нам сигнал. И мы можем его увидеть.

Но гравитационная волна и от горизонта событий отражается, просто по-другому. И гравитационные телескопы следующего поколения, у которых будет более высокая чувствительность, могут увидеть отраженный сигнал или от горизонта черной дыры, или от гипотетической поверхности гипотетического альтернативного объекта.

Это будет замечательным способом зондирования горизонта черной дыры. LIGO даже после всех апгрейдов, скорее всего, этого не увидит. Но гравитационно-волновая астрономия постепенно будет развиваться, и, скорее всего, уже не при моей жизни, но на протяжении XXI века мы должны увидеть этот эффект. Одно дело — увидеть тень черной дыры, а другое дело — ее лоцировать. Это очень красиво.

Есть ли шансы услышать гравитационные волны от каких-то событий, помимо слияний черных дыр или нейтронных звезд?

Самое, я бы сказал, вероятное — это обнаружение не транзиентных событий, не вспышек, а постоянного гравитационно-волнового сигнала от нейтронных звезд с асимметриями. Обычно это называют «горы» на нейтронных звездах.

Мы можем себе представить нейтронную звезду как абсолютно круглую или такую вот сплюснутую немножко вдоль полюсов. Такой объект не продуцируют гравитационные волны. Но если вы где-то сделаете неравномерное распределение плотности, может быть прямо на поверхности, например, сильное магнитное поле создаст небольшую горку. Тогда нейтронная звезда становится заметным источником гравитационных волн.

Неровной нейтронную звезду может сделать также ее собственное сильное магнитное поле, которое придаст ей несферическую форму. Магнитное поле несферически симметрично, поэтому оно сжимает нейтронную звезду в каком-то направлении, и тогда она тоже начинает излучать. Соответственно, нейтронные звезды с большими магнитными полями могут быть источниками гравитационного излучения.

Это вполне реалистично. Я сильно удивлюсь, если, скажем, после пятого прогона LIGO ничего такого не будет обнаружено. Это будет уже странно и само по себе важно и интересно.

Большой апгрейд LIGO и Virgo

Третий сеанс работы LIGO (Observational Run 3) совместно с европейской установкой Virgo был начат 1 апреля и по плану продлится один год. За весь предыдущий сеанс работы, начавшийся в 2015 году, ученым удалось зафиксировать 11 событий — 10 слияний черных дыр, и одно слияние нейтронных звезд. Во время текущего сеанса, начавшегося менее месяца назад, LIGO и Virgo детектировали уже пять событий, в том числе одно слияние нейтронных звезд и одно слияние нейтронной звезды и черной дыры.

Резкий рост темпа открытий связан с апгрейдом установки. В частности, была проведена замена лазеров — теперь источники излучения выдают импульсы в два раза большей мощности, вместо стальных тросов зеркала Virgo были подвешен на нитях из кварцевого стекла, а пять из восьми зеркал LIGO были заменены на новые.

Ученые начали применять технологию сжатого света, которая позволяет уменьшить связанную с фундаментальным принципом неопределенности Гейзенберга неточность определения фазы излучения за счет увеличения ошибки амплитуды. Ученые считают, что теперь слияния нейтронных звезд удастся зарегистрировать на расстояниях до 170 мегапарсек против 110 в течение прошлого сеанса.


Расширение зоны слышимости LIGO после апгрейда

Есть ли космологические вопросы, на которые нам помогут ответить гравитационные волны?

Гравитационно-волновые измерения, причем и черных дыр, и нейтронных звезд, позволят независимым способом определять ряд космологических параметров. По черным дырам и нейтронным звездам мы совершенно точно получаем независимый метод измерения постоянной Хаббла. Вот для этого как раз нужно набирать статистику. Потому что по первому всплеску космологи получили очень неточное, приблизительное ее значение.

Уже через год точность измерений будет доведена до той, которую дают другие методы. Сейчас есть надежное, достоверное несоответствие определения постоянной Хаббла по данным «Планка» и по всем остальным данным. Вряд ли это означает, что у кого-то из них ошибка. Скорее, это значит, что что-то не так на уровне процентов в современной космологической модели.

Потому что все данные, кроме «Планка», используют близкие объекты, с красным смещением меньше пяти. А реликтовое излучение, на которое опирается «Планк», — это красное смещение 1100.

Расхождение может быть связано, например, с тем, что в Стандартной космологической модели частицы темного вещества не распадаются. Но если, например, за время жизни Вселенной несколько процентов частиц темного вещества распадается, то это будет давать какой-то эффект на уровне процентов. Может быть, в этом причина расхождения. Но в любом случае, важно использовать независимые методы.

Важно подчеркнуть, что постоянная Хаббла непосредственно не измеряется. Это параметр, который можно определить, измеряя другие свойства разных объектов.

Приведу аналогию. Каждый день СМИ сообщают нам стоимость барреля нефти «Брент». Это очень важно для России, но мы не производим нефть «Брент» и не продаем ее. Мы производим нефть «Юралс», у которой, вообще говоря, другая цена. И цена нефти «Юралс» не точно отслеживает «Брент», но обычно одно из другого более или менее можно определить. Представьте, что у вас есть цена барреля «Брента», а цену «Юралс» вы как-то пересчитываете по моделям, не измеряя.

Так и с современной постоянной Хаббла. Поэтому важно, чтобы было много разных способов измерения. Тогда можно будет найти несоответствия между ними, что будет говорить, скорее, не об ошибках, а о проблемах в тех базовых формулах, по которым она пересчитывалась.

Кроме того, набирая статистику по слияниям, мы совершенно точно сможем лучше ограничить альтернативные теории гравитации.

Чем отличается физик от математика? Математик всегда прав, физик не прав никогда. Физические теории имеют ограниченную область применимости. На других скоростях, давлениях, энергиях все посыпется, нужна будет новая теория. И поэтому мы знаем, что общая теория относительности — это не последнее слово. Мы проводим всякие, довольно дорогие, эксперименты для того, чтобы найти отклонения.

И когда-то, в каких-то эффектах это проявится. То ли, условно, тень черной дыры будет выглядеть по-другому, то ли падение вещества в черные дыры будет не так выглядеть немножко, то ли испарение черных дыр будет идти иначе. Даже первые слияния, например, сразу позволили измерить скорость распространения гравитации и дать ограничение на массу гравитона. Это фантастически важно.

Пока отклонений не найдено, но когда-нибудь их найдут. Но это не значит, что не надо искать. Представьте себе ботаников, которые заблудились в лесу в неведомой стране. Они не знают, когда выйдут из него (и выйдут ли вообще). Но по пути им может встретиться множество интересных, диковинных растений.


Сергей Кузнецов

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.