Да кто такой этот ваш певатрон

Как физики ищут в небе источники петаэлектронвольтовых космических лучей

К середине XX века астрофизики поняли, что в нашей галактике есть мощные ускорители космических лучей — певатроны. Хотя что это за объекты: ударные волны остатков сверхновых, пульсары, области звездообразования или даже сверхмассивная черная дыра в центре Млечного Пути, можно было только предполагать. Понадобилось 30 лет, чтобы экспериментаторы догнали теоретиков и научились искать эти загадочные источники, — а потом еще столько же, чтобы наконец получить первые результаты. N + 1 разбирается, зачем певатроны нужно было придумать и почему теперь придется их перепридумать.

В июле 1054 года китайские астрономы заметили на восточном небе новую звезду — она засияла ярче Венеры и была видна больше трех недель. Тысячу лет спустя на месте этой вспышки находится Крабовидная туманность — остаток взрыва. В XXI веке этот объект снова оказался в центре внимания китайской обсерватории — LHAASO (Large High Altitude Air Shower Observatory).

Результат работы LHAASO — целый букет высокоэнергетических гамма-квантов: совсем недавно детекторы нашли 12 потенциальных певатронов внутри Млечного Пути, зарегистрировав 530 событий с энергиями гамма-квантов от 100 тераэлектронвольт до рекордных 1,4 петаэлектронвольта (1,4×1015 электронвольт). В июле 2021 года эти данные позволили признать, наконец, певатроном Крабовидную туманность.

Казалось бы, нужно радоваться — на случай «певатронности» Крабовидной туманности у теоретиков было готовое объяснение. Однако случилась неожиданность: певатрон в туманности экспериментаторы действительно нашли, но, кажется, не тот, который ожидали их коллеги.

Запертые в Галактике

Почти сто лет назад американский физик Роберт Милликен придумал термин «космические лучи». Так он назвал ионизирующее излучение с высокой проникающей способностью, которое наблюдал в земной атмосфере на высоте до 15 километров с помощью аэростатов с подвешенными на них приборами. С названием Милликен не прогадал — сегодня нет никаких сомнений в том, что это излучение приходит на Землю из космоса и заполняет не только окрестности нашей планеты, но и всю галактику.

Тем не менее, мы до сих пор не можем окончательно объяснить распределение этих лучей по энергии: для этого важно понимать, что влияет на распространение космических лучей во время их путешествия к Земле.

Наша галактика, как и все другие, обладает магнитным полем, поэтому заряженные частицы, из которых состоят космические лучи, движутся в ней не по прямой. Сила Лоренца искривляет траекторию частиц: галактика словно держит их на цепи и далеко не отпускает, постепенно разворачивая направление их движения и не давая улететь прочь.

У этой галактической хватки, конечно, есть предел — чтобы сбежать, частице надо хорошенько разогнаться. Оценить, сможет ли заряженная частица покинуть галактику, можно по характерному радиусу кривизны ее траектории. Он прямо пропорционален импульсу частицы и обратно пропорционален ее заряду и величине магнитного поля — то есть чем быстрее движется частица и чем слабее удерживает ее поле, тем больше вероятность сорваться с привязи, на которой ее удерживает галактика. Если у частицы небольшая энергия, то магнитное поле галактики (порядка микрогаусса) будет удерживать ее внутри галактического диска, толщина которого — сотни парсек. Высокоэнергетические частицы, у которых радиус кривизны траектории значительно превосходит эту толщину, будут беспрепятственно ее покидать.

Оказывается, что энергетическая граница между свободой и несвободой слабозаряженных космических лучей находится в области петаэлектронвольта. Энергия всего одной такой частицы сопоставима с кинетической энергией капли дождя, число элементарных частиц в которой — порядка 1022. Для сравнения: энергии фотонов видимого света — единицы электронвольт, а на Большом адронном коллайдере пучки протонов разгоняют до энергий в 1012 электронвольт. Поэтому когда до Земли долетают космические лучи с энергией больше петаэлектронвольта, это с большой вероятностью беглецы из других галактик, а частицы меньших энергий (за редким и случайным исключением) путешествуют в пределах Млечного Пути.

Разницу между «местными» и «залетными» частицами увидели в конце пятидесятых годов советские физики: они обнаружили в спектре космических лучей излом в интервале между 1 и 10 петаэлектронвольт. При меньших энергиях график зависимости потока частиц от энергии более пологий, а при больших — более крутой. В профессиональной терминологии этот перегиб называют «коленом» — спектр космических лучей напоминает человеческую ногу.

На том же спектре видно, что до «колена», в диапазоне энергий порядка 1010—1015 электронвольт, график очень плавный. А значит, все эти частицы ускоряются и распространяются в одних и тех же условиях: крайне маловероятно, что спектр совершенно разных источников случайно склеился в гладкую кривую.

При этом большая часть этих частиц — с энергией намного меньше петаэлектронвольта — надежно заперта внутри нашей галактики магнитным полем. Поскольку все эти частицы — и те, которым не хватает энергии на побег из галактики, и те, которым хватает, — мы видим на одном гладком участке спектра, то источник у них должен быть общий. А раз среди них есть заведомо «невыездные» частицы, то и все остальные частицы с этого графика должны были ускориться где-то в пределах Млечного Пути. Получается, что в нашей галактике есть певатроны — источники космических лучей предельной для внутригалактического фона энергии. Но что это такое? Какой объект может быть источником такого мощного излучения? И какая физика стоит за процессами, которые разгоняют частицы на порядки эффективнее рукотворных ускорителей?

Туманность Медуза — источник ТэВных гамма-квантов / Carsten Frenzl / flickr

С места в барьер

Попытки теоретически объяснить, как ускоряются космические лучи, появились еще за несколько лет до экспериментального обнаружения «колена». Уже в 1949 году Энрико Ферми опубликовал работу, в которой объяснял ускорение многократным взаимодействием частиц с магнитными неоднородностями, которые появляются в космосе из-за постоянного перемешивания плотных облаков вещества с разреженной фоновой средой.

Ферми сравнил этот механизм с чередой столкновений частицы с тяжелыми беспорядочно движущимися препятствиями, — что-то вроде галактического пинбола, когда при каждом столкновении частица в среднем получает прибавку к энергии пропорционально уже набранной. Поэтому, если сопутствующие потери малы по сравнению с приростом, частица будет набирать энергию экспоненциально с числом столкновений — до тех пор, пока не покинет область магнитных неоднородностей. Энергетический спектр же для всех частиц получается степенной — то есть их поток спадает с увеличением энергии как степенная функция, что отвечает наблюдениям.

Но в «модели пинбола» есть проблема инжекции: чтобы начать ускоряться по механизму Ферми, частице сначала надо разогнаться до энергий в диапазоне гигаэлектронвольт (иначе прироста энергии не будет из-за ионизации: частица будет тормозиться об атомы окружающего вещества, отрывать от них электроны и тратить на это энергию) — а четкого понимания, как происходит это первичное ускорение, не было. Особенное сомнение вызывали тяжелые ядра, которые к тому времени уже видели в составе космических лучей — для них энергия инжекции должна быть столь велика (сотни гигаэлектронвольт), что удачное ускорение в межзвездной среде, по словам самого Ферми, «не представляется вероятным».

Работа Ферми не ставила точку и в вопросе о том, из каких источников «пинбольный ускоритель» (певатронов тогда еще не придумали, да и описывал Ферми общий механизм) брал частицы сверхтепловых энергий.

Кокон Лебедя — уверенный кандидат в певатроны / Kees Scherer / flickr

Рецепт певатрона

Спустя четыре года после публикации Ферми вопрос происхождения космических лучей рассмотрел советский ученый Виталий Гинзбург, оценив суммарную мощность источников излучения в Млечном Пути. Он умножил наблюдаемую в окрестностях Земли плотность энергии космических лучей (порядка электронвольта в кубическом сантиметре) на объем предполагаемой области их распространения (шар радиусом 10 килопарсек — характерный размер окружающего Галактику облака частиц) и выяснил, что общая энергия космических лучей в окрестности Млечного Пути — примерно 1068 электронвольт.

Поскольку состав космических лучей обновляется примерно за 400 миллионов лет (столько в среднем живет в составе лучей одна частица), то за это время источники космических лучей должны поставлять энергию хотя бы порядка 1068 электронвольт. При меньшем темпе производства энергии поддерживать наблюдаемый фон частиц просто не удастся. Оказалось, что средняя суммарная мощность источников высокоэнергетических частиц в нашей галактике должна быть выше 1050–1052 электронвольт в секунду (современные оценки дают порядка 1053 электронвольт в секунду).

Понимая, что Солнце и все остальные звезды Млечного Пути вместе выделяют в миллион раз меньше энергии, Гинзбург отверг гипотезу о звездном происхождении космических лучей. Зато для новых и сверхновых звезд оценки энерговыделения практически совпали с требуемой мощностью. С учетом частоты вспышек (Гинзбург предполагал, что новые вспыхивают примерно 100 раз в год, а сверхновые — раз в 300 лет), запаса их энергии как раз хватает, чтобы полностью покрыть данные наблюдений.

Связь певатронов с новыми и сверхновыми заодно решила и проблему Ферми с инжекцией: в сброшенных сверхновыми оболочках скорость движения вещества достигает тысяч километров в секунду, поэтому темп экспоненциального роста энергии по механизму Ферми увеличивается по сравнению с межзвездной средой на восемь порядков. В результате частицы не успевают растратить энергию на ионизацию, и энергетический барьер для их ускорения становится на порядки ниже. Следить уже нужно скорее за тем, чтобы порог инжекции не стал, наоборот, слишком маленьким — тогда ускорялось бы чрезмерно много частиц и этот процесс быстро бы прекратился.

Гинзбург установил, что «при благоприятном стечении обстоятельств» — если ускорение будет длиться, пока оболочка сверхновой не смешается с межзвездной средой (это возможно, потому что по оценкам характерные расстояния, на которые может улететь частица за это время, не превосходят по размерам радиус оболочки), частица может приобрести энергию до тысяч петаэлектронвольт — то есть даже больше, чем нужно.

Спустя еще два десятилетия — к концу семидесятых — физики разработали уже вполне количественные (а не качественные) и детальные модели ускорения частиц на ударных волнах в остатках сверхновых. С их помощью удалось теоретически получить показатель степени в спектре, близкий к реальному (с точностью около 20 процентов), и обосновать возможность передачи достаточной доли энергии космическим лучам.

Как пояснил N + 1 Леонид Кузьмичев — заведующий лабораторией космического излучения высоких энергий НИИ ядерной физики МГУ и один из руководителей Тункинского эксперимента, нацеленного в том числе на поиск певатронов, — именно работы семидесятых годов задали темп дальнейшему изучению певатронов: заложили ключевые теоретические идеи, которые развивались в следующие десятилетия.

По словам Кузьмичева, второй поворотный момент в теоретическом описании певатронов произошел в середине 2000-х. Физики обнаружили, что космические лучи могут сами существенно искажать магнитное поле вокруг себя и за счет этого ускоряться еще сильнее. А значит, модели нужно меньше параметров с неизвестными значениями.

Косвенно в пользу того, что певатроны — это ударные волны в оболочках сверхновых, говорили и экспериментальные данные: в частности, зависимость совокупного потока гамма-излучения в зависимости от галактической долготы (угла с направлением на центр Галактики) оказалась близка к распределению сверхновых.

Область звездообразования W51 — испускает гамма-кванты с энергией до 60 ТэВ / NASA

В (не)известном направлении

Но чтобы разобраться, как в действительности устроены певатроны, одних только теоретических моделей и косвенных данных недостаточно. Эти источники нужно увидеть глазами телескопов и связать космические лучи ПэВных энергий с наблюдаемыми космическими объектами. Здесь есть сложность: раз траектории заряженных частиц искривляются в магнитных полях, которые распределены по нашей галактике нерегулярно, то по направлению полета частицы невозможно понять, откуда она взялась — после многократных искривлений информация об этом стирается.

Тем не менее, след певатронов все-таки можно взять — благодаря взаимодействию космических лучей с окружающим их веществом или излучением. Если в результате такого взаимодействия рождается не заряженная устойчивая частица, а нейтральная (например гамма-квант), то она не чувствует магнитного поля и летит по прямой, сохраняя таким образом информацию о месте своего рождения. Есть надежда, что рождаться нейтральные частицы будут довольно часто, — об этом говорят наши знания о взаимодействии заряженных частиц с веществом и оценки плотности галактической среды и числа частиц, которое певатрон испускает в единицу времени.

Гамма-квант — не единственный продукт взаимодействия высокоэнергетических космических лучей с межзвездным веществом, поэтому его энергия будет несколько меньше, чем у первичной частицы. Например, при взаимодействии ядра атома межзвездного газа с ПэВным протоном (а протоны — это по меньшей мере 90 процентов космических лучей высоких энергий, поэтому они обязаны наблюдаться и в их источниках) — рождение неустойчивого нейтрального пи-мезона, который получает лишь пятую часть петаэлектронвольта. Этот пи-мезон тут же (за время порядка 10–16 секунды) распадается на два фотона, которые делят его энергию поровну — то есть несут уже только десятую часть петаэлектронвольта, или 100 тераэлектронвольт. Другой возможный сценарий (гораздо менее вероятный в таком диапазоне энергий) — обратный эффект Комптона: релятивистский электрон встречает на своем пути фотон и при рассеянии передает ему часть своей энергии.

Благодаря таким вторичным частицам (их ускоряет не сам источник, а его продукты) поиск певатронов стал понятной задачей: нужно найти области неба, из которых регулярно приходят гамма-кванты с энергией около 100 тераэлектронвольт и выше — а потом поискать рядом объекты, производящие космические лучи ПэВных энергий.

Центр Млечного Пути — признанный певатрон с 2016 года / ESO

Дождь среди ясного неба

Увы, понимание задачи еще не делает ее легко выполнимой. Поймать нужные гамма-кванты очень непросто. В диапазоне энергий больше 100 тераэлектронвольт потоки частиц чрезвычайно малы — за секунду от каждого источника до Земли добирается всего один фотон на площадь в десятки тысяч квадратных километров — типичная же площадь нынешних наземных гамма-обсерваторий высоких энергий около квадратного километра, то есть на четыре порядка меньше. А площадь «зрения» космических гамма-телескопов и вовсе в пределах квадратного метра, что делает их практически слепыми к ТэВным энергиям. Впрочем, Кузьмичев отмечает, что крест на орбитальных телескопах ставить не стоит: например, в Федеральной космической программе России есть проект Обсерватории Лучей Высоких Энергий — аппарата, который сможет за десять лет экспозиции получить спектр космических лучей, включающий и энергии в сотни петаэлектронвольт. Реализация миссии предварительно запланирована на нынешнее десятилетие.

Пока до орбитальных обсерваторий дело не дошло, данные собирают наземные черенковские телескопы — но настраивают их не на гамма-, а на оптическое излучение. Дело в том, что атмосфера Земли слишком плотная, чтобы поймать гамма-квант у поверхности планеты. Он сталкивается с веществом на высоте десятков километров, порождает новые элементарные частицы несколько меньшей энергии, которые летят дальше и плодят новые — эту лавину из частиц называют широким атмосферным ливнем. Такие же ливни рождают и другие частицы — протоны и ядра, однако опознать гамма-квант можно по составу и плотности упаковки вторичных частиц в сечении ливня.

Среди частиц ливня — заряженные электроны, скорость которых превышает фазовую скорость света в воздухе. Из-за этого они (подобно самолету, преодолевшему звуковой барьер) испускают черенковское излучение — конусообразный направленный поток света. Это излучение и регистрируют наземные телескопы, при помощи зеркал перенаправляя его в фотоэлектронные умножители — приборы, реагирующие на небольшие изменения светового потока на порядки бо́льшими вариациями электрического тока. В результате телескопы видят образ ливня, в параметрах которого закодированы энергия, тип и направление движения первичной частицы.

Проблема в том, что черенковское излучение очень слабое и зарегистрировать его удается только в ясную безлунную ночь — иначе мешают непрозрачные облака или яркий свет Луны или Солнца. Поэтому компенсировать недостаток площади запасом терпения и круглосуточными наблюдениями тоже не удается. В итоге даже при самом удачном стечении обстоятельств одного гамма-кванта нужной энергии от нужного источника придется ждать примерно столько, сколько детектор вообще способен работать непрерывно — а это, если очень повезет, одна ночь. А для надежной регистрации источника нужно зарегистрировать далеко не одну частицу и не в одной обсерватории. В общем, удачных ночей нужно много.

Сделать не столь капризный детектор можно. Например, если регистрировать свечение не в воздухе, а в жидкости — естественном водоеме или специально наполненных водой баках.

Таким детекторам не нужны ночь и ясная погода, и лунный свет не мешает им работать непрерывно. Правда, площадь детекторов все равно должна быть большая, из-за чего такие обсерватории получаются несколько более громоздкими.

Туманность Бумеранг — еще один претендент на статус певатрона / NASA

Шестьдесят лет ожидания

Лишь к 1989 году представитель второго поколения черенковских телескопов в американской Обсерватории имени Уиппла добрался до первой надежной (со значимостью около девяти стандартных отклонений) регистрации источника ТэВных гамма-квантов — им оказалась Крабовидная туманность, остаток сверхновой 1054 года. Этот результат, однако, еще ничего не говорил о певатронах — как мы помним, для поиска этих источников нужны гамма-кванты с энергиями не просто в ТэВы, а в сотни ТэВ.

Но даже после уверенного становления гамма-астрономии высоких энергий, «певатронные» фотоны в диапазоне сотен тераэлектронвольт астрономам зарегистрировать не удавалось — статистики и чувствительности телескопов не хватало, и эти фотоны совсем не было видно. Как поясняет Кузьмичев, темпы прогресса экспериментальной науки упирались и упираются здесь в банальное финансирование — многолетние проекты по созданию обсерваторий площадью в квадратные километры требуют не только тщательной технической работы, но и регулярных денежных поступлений.

Потребовалось шестьдесят лет с момента обнаружения «колена» в спектре космических лучей, чтобы черенковские телескопы третьего поколения, чувствительные к лучам нужных энергий, смогли, наконец, поймать нужные фотоны.

Первым экспериментально подтвержденным певатроном, вопреки ожиданиям теоретиков, стал не остаток сверхновой, а центр нашей галактики. В 2016 году комплекс H.E.S.S. (High Energy Spectroscopic System) — система гамма-обсерваторий третьего поколения в Намибии — обнаружил в спектре этого источника фотоны с энергиями вплоть до десятков тераэлектронвольт. Без каких-либо признаков того, что этот спектр обрывается, добираясь до интересующего нас интервала в районе сотни тераэлектронвольт. Правда, самих фотонов с такими энергиями телескоп, увы, не детектировал.

Фотоны с энергией выше заветного предела нашли тремя годами позднее на установке Tibet Air Shower Array — ученым удалось зарегистрировать 24 события со статистической значимостью свыше пяти стандартных отклонений. Теперь источником излучения стала уже Крабовидная туманность, которая за тридцать лет стала эталонным источником для гамма-обсерваторий: сегодня способность увидеть этот объект — тест профпригодности любого черенковского телескопа, поясняет Леонид Кузьмичев.

Примерно в то же время начались наблюдения на LHAASO — китайской высокогорной обсерватории, наиболее чувствительной к гамма-излучению певатронов на сегодняшний день.

Крабовидная туманность — певатрон, подтвержденный LHAASO / Marc Van Norden / flickr

Новые горизонты

Экспериментальная охота на певатроны, вместо того, чтобы дисциплинированно подтвердить убеждения теоретиков наоборот, постепенно снижала уверенность ученых в том, что певатроны — это оболочки сверхновых. Экспериментам с достойной чувствительностью никак не удавалось обнаружить достаточно мощные космические лучи на месте известных остатков сверхновых. Более того, нашлись источники ТэВных гамма-квантов, заведомо не связанные с такими объектами, а позже певатроном признали центр Галактики (что по сути является указанием на способность центральной черной дыры создавать космические лучи ПэВного диапазона). Эти эксперименты явно указывали на то , что остатки сверхновых — как минимум не единственные (а возможно и не доминирующие) места, где космические лучи ускоряются до ПэВных энергий.

Да и с теорией начались проблемы: так, в 2016 году ученые из Франции и Нидерландов проанализировали возможности ускорения в оболочках сверхновых детальнее и пришли к выводу, что в рамках наиболее известных общепринятых моделей неизбежно возникает какая-нибудь трудность. Энергетический спектр или не дотягивает до ПэВов, или оказывается слишком крутым (с показателем степени заведомо больше наблюдаемого), или требует неправдоподобно эффективной конвертации давления ударной волны в давление космических лучей.

Китайская обсерватория, хотя и увидела мощные гамма-кванты, которые рождаются рядом с остатком сверхновой, тоже не спасла общепринятую модель.

По словам соавтора публикаций коллаборации LHAASO Юрия Стенькина, ведущего научного сотрудника Отдела лептонов высоких энергий и нейтринной астрофизики Института ядерных исследований РАН, судя по новым данным, источник космических лучей — не оболочка сверхновой, а центральный компактный объект Крабовидной туманности, пульсар диаметром около 25 километров, который вращается со скоростью 30 оборотов в секунду.

«В предыдущей статье LHAASO в журнале Nature приведены координаты еще 12 таких источников — кандидатов в певатроны. В их окрестностях также имеются пульсары, но остатки сверхновых есть только в четырех случаях из 12», — сказал Стенькин, беседуя с N + 1.

Эти данные вынуждают теоретиков переосмыслять существующие модели певатронов — или придумывать совсем новые. «Пока предпочтительных объяснений [механизма работы певатронов] нет. А те, что были недавно предпочтительными, перестали быть таковыми, — продолжает астрофизик. — Теперь должны поработать теоретики и найти новые механизмы ускорения, либо вспомнить старые и заново расставить приоритеты».

Самому Стенькину предпочтительной кажется модель, которую в 1990 году предложил Борис Трубников. В ней ускорение космических лучей происходит в разрывах релятивистских плазменных джетов (пинчей) — для наглядности сам автор сравнивает образование таких разрывов с дроблением струи воды на отдельные капли. Примечательно, что Трубникову удалось однозначно и с точностью до долей процента предсказать наблюдаемый показатель спектра, тогда как для модели с оболочками сверхновых этот показатель из-за недостатка теоретических сведений просто подгоняется под результаты наблюдений. Подобные джеты испускают, например, пульсары, поэтому в результате работы LHAASO модель Трубникова получает шанс на серьезное развитие, отмечает Стенькин.

Ближайшее десятилетие, вероятно, добавит инструментов для поиска певатронов. Помимо запуска космической гамма-обсерватории высоких энергий и модернизации наземных телескопов (например, эффективную площадь Тункинского телескопа хотят увеличить с одного до 10 квадратных километров), есть надежда на значительное развитие нейтринной астрономии (подробнее о ней можно прочитать в материале «Кто стрелял?»). Как разъясняет Леонид Кузьмичев, гамма-кванты высоких энергий быстро рассеиваются на реликтовом излучении — поэтому гамма-обсерватории не могут поймать сигнал от певатронов из других галактик. Нейтрино, в отличие от гамма-квантов, из таких далей до нас долетают, а значит с развитием технических возможностей нейтринных телескопов человек откроет дорогу к изучению внегалактических певатронов.

Суммарная мощь арсенала наблюдательных средств и теоретической мысли должна в конечном итоге привести нас к окончательной разгадке устройства певатронов и мы сможем, наконец, безо всякой подгонки воспроизвести наблюдаемый спектр космических лучей на бумаге. Впрочем, возможно, что вместо ответов мы найдем лишь новые вопросы. Остается запастись терпением и приготовиться удивляться — ведь в любом случае нас ждет что-то интересное.

Николай Мартыненко

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.