Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Москвич Катя

Другой вопрос, как эти тяжелые элементы попали на Землю. Некоторые из них могли быть доставлены метеоритами. Например, никель и кобальт часто находят в железных метеоритах: железо, никель или кобальт образуются одновременно в процессе нуклеосинтеза при взрывах сверхновых. С другой стороны, они, возможно, присутствовали в веществе, из скопления которого около 4,5 миллиарда лет назад образовалась Солнечная система, а затем со временем эти элементы высвободились из земной коры.

Чуть глубже: Почему килоновая была голубой?

Цвет космического объекта зависит от длины волны излучаемого им света. В разных условиях свет ведет себя либо как волна, либо как частица, а длина волны – это расстояние между двумя гребнями (или двумя впадинами) волны. Длина волны зависит от того, к какому диапазону электромагнитного спектра относится излучаемый свет: длины волн гамма-излучения самые короткие, а радиоволн – самые длинные. Энергия каждого отдельного фотона – элементарной составляющей света – обратно пропорциональна длине волны. Это значит, что чем меньше длина волны, тем больше энергия, соответствующая данному типу излучения. Энергия гамма-лучей очень велика, у радиоволн она гораздо меньше, а энергия видимого света где-то посередине.

Рассмотрим подробнее часть спектра, соответствующую видимому свету. В голубой части спектра длины волн очень короткие. Когда мы сдвигаемся к другому его концу, красному, они постепенно становятся все больше. Есть тела, идеально поглощающие свет. Это так называемые абсолютно черные тела. Как и многие твердые тела и плотные газы, Солнце – черное тело. Спектр излучения можно связать с температурой тела: длина волны, на которой излучается больше света, обратно пропорциональна температуре. Значит, чем холоднее объект, тем краснее его цвет, а чем он горячее – тем ближе его цвет к синему. (Это находится в противоречии с тем, что обычно кран с горячей водой помечен красным, а с холодной – синим.) Некоторые звезды голубые, и это значит, что они действительно очень, очень горячие: их температура порядка 7000 градусов Цельсия. Другие, более холодные, красные. Их температура всего 4000 градусов Цельсия. При температуре ниже 4000 градусов излучение видимого света незаметно, хотя оно по-прежнему будет более интенсивным в красной области спектра, чем в голубой[6]. На Земле мы ассоциируем тепло с чем-то красным, напоминающим костер, но это главным образом потому, что трудно поднять температуру пламени настолько высоко, чтобы оно стало голубым.

После слияния двух нейтронных звезд оптические телескопы зарегистрировали голубое свечение, обусловленное радиоактивным распадом тяжелых элементов, – килоновую. Прежде ученые считали, что килоновая, образовавшаяся в результате слияния нейтронных звезд, должна быть исключительно красной. Они объясняли это тем, что при r-процессе самые тяжелые элементы (те, которые находятся в самом низу периодической таблицы и имеют атомную массу больше 140) очень хорошо поглощают голубой свет и “не выпускают” его из газопылевого облака, выброшенного при слиянии нейтронных звезд.

Но в 2014 году Брайан Метцгер и его коллега астроном Родриго Фернандес предположили, что килоновая “разделяет” голубые и красные компоненты. Не все вещество газопылевого облака, сформировавшегося как результат слияния нейтронных звезд, утверждал Метцгер, обязательно содержит настолько тяжелые элементы, что их атомная масса превышает 140. Если в результате r-процессов данной части выброшенного облака синтезируются только более легкие элементы с атомной массой меньше 140, то излучение килоновой из этой части будет голубым. И поскольку, говорил он, элементы в выброшенном веществе будут из разных частей аккреционного диска, у некоторых атомная масса будет больше 140 (с ними связано красное свечение), а у других меньше (что приводит к голубому свечению), причем и то и другое можно наблюдать при одном и том же событии.

Тогда оказывается, что интенсивность голубого цвета килоновой зависит от состава выброса и числа нейтронов и протонов, которое, в свою очередь, зависит от времени жизни нейтронной звезды после слияния, до того как произойдет ее коллапс в черную дыру. Чем дольше проживет нейтронная звезда, тем больше доля легких элементов, синтезированных при r-процессе, а значит, тем синее килоновая. В ее цвете закодирована информация о том, когда образуется черная дыра.

Действительно, килоновая, наблюдавшаяся во время слияния, особенно в первые часы, была ярко-голубой. Красное свечение появилось позже. По словам Метцгера, это свидетельство того, что нейтронная звезда долго не протянула. Он думает, что черная дыра, вероятно, образовалась уже через несколько сотен миллисекунд после слияния.

Глава 2

Открытие нейтронных звезд… и маленькие зеленые человечки?

“«Межпланетная сцинтилляционная матрица» не в лучшем состоянии. Украли всю медную проволоку”. Малкольм Лонгейр, жизнерадостный седовласый семидесятисемилетний английский астрофизик, неодобрительно качает головой. Лонгейр не просто астрофизик – в прошлом он королевский астроном Шотландии и директор Кавендишской лаборатории в Кембриджском университете. Мы стоим в поле перед частой, колючей и, что досадно, очень высокой изгородью. За ней когда-то располагалась “Межпланетная сцинтилляционная матрица” (Interplanetary Scintillation Array), которая представляла собой напоминающий виноградник пустырь, утыканный сотнями столбов из кедра, высотой около трех с половиной метров каждый. Между столбами было натянуто около двухсот километров медной проволоки. Именно этот радиотелескоп 6 августа 1967 года впервые уловил сигнал пульсара, подтвердив существование нейтронных звезд. До тех пор они существовали только в теории1.

Лонгейр показывал мне это место промозглым январским днем, но сначала мы ненадолго зашли в Кавендишскую лабораторию, где он работал. Именно здесь в конце XIX века Эрнест Резерфорд приступил к изучению радиоактивного превращения атомов, что в 1911 году привело его к созданию планетарной модели атома, согласно которой атом состоит из крохотного ядра, вокруг которого вращаются электроны. И здесь же в 1932 году Джеймс Чедвик открыл нейтроны2.

Рядом с изгородью, по другую сторону неработающего комплекса, раскинулось настоящее астрономическое кладбище: четыре неподвижных черных радиотелескопа на рельсах. Чаши их отражателей напоминают засохшие цветы, протягивающие увядшие лепестки к солнцу. Рядом, вблизи от закрытой аппаратной, еще одна бесхозная радиоантенна. Торчащие из земли деревянные столбы – все, что осталось от вошедшей в историю науки “Межпланетной сцинтилляционной матрицы”. Как многие легкодоступные “источники” меди, например церковные крыши, она стала жертвой временного большого скачка цен на это сырье: медная проволока, когда-то соединявшая столбы, была украдена и перепродана недобросовестным торговцам на металлолом.

Однако вернемся на полвека назад. Тогда жизнь на этих полях била ключом: шла напряженная работа, в которой участвовали усердные магистранты и ученые. Шестидесятые годы оказались плодотворным десятилетием для радиоастрономов. В 1963 году Мартин Шмидт из Калифорнийского технологического института разгадал загадку квазизвездных радиоисточников, или квазаров, и показал, что это далекие, сверхъяркие активные галактики, связанные со сверхмассивными черными дырами в их центре3.

Двумя годами позже американские радиоастрономы Арно Пензиас и Роберт Уилсон из Лаборатории Белла в городке Холмдел, штат Нью-Джерси, случайно открыли реликтовое излучение – остаточное свечение Большого взрыва4.

А здесь, в сельской местности графства Кембриджшир, вошла в историю Джоселин Белл, молодая магистрантка из Северной Ирландии, которая в 1967 году заметила странный, похожий на каракули сигнал (она назвала его “загривок”) на зеленых и белых рулонах миллиметровой бумаги километровой длины, выползающих из небольшого записывающего устройства. Этот “загривок” оказался далеким пульсаром, робко посылавшим приветствие людям. Но она в то время этого не знала. Никто не знал.