---

<< 14.3 Izluchenie GV | Oglavlenie | Literatura >>

Razdely

• 14.4.1 Vspyshki sverhnovyh
• 14.4.2 Bystrovrashayushiesya neitronnye zvezdy
• 14.4.3 Dvoinye zvezdy

---

14.4 Astrofizicheskie istochniki GV

Kak my videli, v astrofizike harakternaya massa zvezdy opredelyaetsya mirovymi postoyannymi i po poryadku velichiny sostavlyaet okolo 1 massy Solnca. Krome massy, vazhneishii parametr samogravitiruyushei konfiguracii - razmer ili srednyaya plotnost' . Poslednyaya opredelyaet harakternoe dinamicheskoe vremya - vremya svobodnogo padeniya . Massy zvezd lezhat v dostatochno uzkih predelah predelah , a plotnosti zanimayut gorazdo bol'shii diapazon - ot menee 1 g/sm do yadernyh znachenii g/sm. Eto oznachaet, chto harakternye chastoty GV, izluchaemyh gravitacionno- svyazannymi ob'ektami zvezdnoi massy, zanimayut diapazon v 7 poryadkov, ot  Gc do neskol'kih kGc.

14.4.1 Vspyshki sverhnovyh

Kak uzhe otmechalos' pri obsuzhdenii formul (14.4) i (14.6), naibolee perspektivnye istochniki GV dolzhny imet' malye razmery ( ) i bol'shie skorosti dvizheniya () mass, sostavlyayushih nenulevoi kvadrupol'nyi moment. Podobnye ekstremal'nye fizicheskie usloviya mogut soprovozhdat' rozhdenii neitronnyh zvezd ili chernyh dyr vo vremya kollapsov yader massivnyh zvezd v konce ih evolyucii. Hotya nadezhnyi teoreticheskii raschet etogo processa vryad li vozmozhen, mozhno ozhidat' znachitel'noi nesferichnosti processa kollapsa, i togda v masshtabe vremeni kollapsa mozhet izluchat'sya GV impul's. Po sovremennym ocenkam, izluchaemaya dolya energii mozhet sostavlyat' . Eto namnogo men'she, chem energiya, unosimaya neitrino ( ). Tem ne menee GV impul's ot sverhnovoi v Galaktike (t.e. s rasstoyaniya poryadka 10 kpk) mog by byt' obnaruzhen na urovne . Vspyshki sverhnovyh v Galaktike proishodyat v srednem 1 raz v 30-50 let, poetomu "ohota" za takimi sobytiyami v nashei Galaktike mozhet prodolzhat'sya dovol'no dolgo. Pri uvelichenii chuvstvitel'nosti detektorov oblast' prostranstva, dostupnaya dlya nablyudenii, rastet kak , v nee popadayut drugie galaktiki, i temp registracii sobytii vozrastaet. Odnako sushestvuyushaya ogromnaya neopredelennost' v vydelyaemoi v hode kollapsa energii v vide GV delaet sverhnovye ne samymi optimal'nymi istochnikami dlya obnaruzheniya v blizheishem budushem.

14.4.2 Bystrovrashayushiesya neitronnye zvezdy

Prosteishii primer tela, izluchayushego GV, yavlyaetsya ne sfericheski - simmetrichnaya vrashayushayasya zvezda. Esli dolyu energii vrasheniya, svyazannuyu s nesfericheskim raspredleniem massy, oboznachit' cherez , , gde - moment inercii vrashayusheisya zvezdy, - chastota vrasheniya, to iz (14.6) nahodim . Naprimer, dlya bystrovrashayusheisya neitronnoi zvezdy (pul'sara) s harakternym znacheniem  g sm na chastote 100 Gc pri poluchaem erg/s, chto sravnimo s energiei, unosimoi relyativistskimi chasticami ot aktivno rabotayushego pul'sara. Parametr nesferichnosti ploho izvesten, poetomu nesmotrya na to, chto pul'sary obladayut nesomnennym preimushestvom kak istochniki s izvestnoi chastotoi vrasheniya i polozheniem na nebe, amplituda ozhidaemogo GV-signala ot pul'sarov opredelena kraine nenadezhno. Polozhenie neskol'ko uluchshaetsya tem, chto pri nepreryvnom nakoplenii periodicheskogo signala v techenie vremeni otnoshenie signal/shum na detektore rastet kak . Eto obstoyatel'stvo predpolagaetsya ispol'zovat' pri poiske GV-signalov v nepreryvnom potoke dannyh s lazernyh interferometrov.

Drugaya vozmozhnost' nablyudeniya GV ot bystrovrashayusheisya kompaktnoi zvezdy svyazana s vozniknoveniem specificheskih neustoichivostei vrashayushihsya tel, vedushih libo k poyavleniyu peremennogo kvadrupol'nogo momenta, libo k razvitiyu ciklonicheskih sloevyh techenii (vo vrashayusheisya sisteme otscheta) pri nulevom kvadrupol'nom momente. V pervom sluchae voznikaet kvadrupol'noe izluchenie, kak opisano vyshe, vo vtorom - magnito-kvadrupol'noe GV izluchenie, svyazannoe s nesimmetrichnym tokom veshestva. Hotya magnito-kvadrupol'noe priblizhenie imeet sleduyushii poryadok malosti po parametru po sravneniyu s kvadrupol'nym, pokazano, chto v bystrovrashayushihsya molodyh neitronnyh zvezdah ono mozhet igrat' opredelyayushuyu rol' i unosit' znachitel'nuyu dolyu pervonachal'nogo momenta vrasheniya molodoi neitronnoi zvezdy. Pokazano, chto takie neustoichivosti dolzhny soprovozhdat' obrazovanie molodoi goryachei vrashayusheisya neitronnoi zvezdy. Hotya i zdes' ostayutsya neopredelennye parametry, svyazannye, naprimer, s vyazkost'yu veshestva neitronnoi zvezdy.

14.4.3 Dvoinye zvezdy

Klassicheskii primer sistemy s bol'shim kvadrupol'nym momentom - dva tela c massami , , vrashayushiesya po orbite vokrug obshego centra mass (dvoinaya zvezda). Dlya etoi zadachi , - privedennaya massa, - polnaya massa, - bol'shaya poluos' orbity. Dvoinyh zvezd ne men'she poloviny ot polnogo chisla zvezd v Galaktike (), poetomu oni yavlyayutsya samymi nadezhnymi istochnikami GV v Galaktike. Ves' vopros v chastote i amplitude izluchaemyh imi GV.

Dlya krugovyh orbit izluchenie proishodit tochno na udvoennoi orbital'noi chastote obrasheniya, t.k. kvadrupol'nyi moment prinimaet odno i to zhe znachenie dvazhdy za period (simmetriya po i v privedennoi masse!). Bol'shaya poluos' svyazana s chastotoi obrasheniya dvoinoi sistemy , - period orbital'nogo obrasheniya, tret'im zakonom Keplera^14.6:

Kineticheskaya energiya kvadrupol'nogo dvizheniya v eto sluchae est' prosto , poetomu podstavlyaya v (14.3) i (14.6) i vospol'zovavshis' tret'im zakonom Keplera poluchaem ocenki dlya amplitudy GV na rasstoyanii ot sistemy i izluchaemoi energii sootvetstvenno

( - gravitacionnye radiusy tel s massoi i ),

V tochnoe vyrazhenie dlya amplitudy vhodyat chislennye koefficienty i zavisimosti ot uglov, pod kotorymi raspolozhena ploskost' orbity po otnosheniyu k nablyudatelyu, i ot orbital'noi fazy. Tochnoe vyrazhenie dlya poter' energii, usrednennyh za orbital'nyi period, otlichaetsya na koefficient ot privedennogo vyrazheniya.

Postoyannoe umen'shenie energii dvoinoi sistemy za schet gravitacionnogo izlucheniya privodit k umen'sheniyu bol'shoi poluosi orbity i orbital'nogo perioda dvoinoi sistemy, . Eto effekt byl obnaruzhen pri mnogoletnih tochnyh nablyudenii pul'sara PSR 1213+16, vhodyashego v sostav dvoinoi sistemy, vtorym komponentom kotoroi yavlyaetsya drugaya neitronnaya zvezda, ne nablyudaemaya kak pul'sar. Vysokotochnaya registraciya vremen prihoda radioimpul'sov ot pul'sara, kotoryi dvizhetsya vokrug obshego centra mass dvoinoi sistemy, svidetel'stvuet o postoyannom umen'shenii orbital'nogo perioda sistemy. V dvoinoi sisteme iz dvuh neitronnyh zvezd net inyh fizicheskih mehanizmov umen'sheniya orbital'noi energii, krome kak za schet izlucheniya gravitacionnyh voln. Prichem temp umen'sheniya perioda okazyvaetsya s tochnost'yu luchshe 0.5% ravnym znacheniyu, poluchaemomu iz kvadrupol'noi formuly (14.8). Za otkrytie i issledovanie etogo dvoinogo pul'sara amerikanskie astrofiziki Dzh. Teilor i R. Hals poluchili Nobelevskuyu premiyu po fizike 1992 g. Takim obrazom, v nastoyashee vremya astronomicheskie nablyudeniya kosvenno dokazyvayut real'nost' izlucheniya GV dvoinymi zvezdami, podtverzhdaya vyvody OTO A.Einshteina s tochnost'yu luchshe 0.5%.

Sil'naya zavisimost' tempa umen'sheniya orbital'nogo perioda ot samogo znacheniya perioda ( ) privodit k tomu, chto szhatie orbity proishodit vo vse bolee ubystryayushemsya tempe, i za konechnoe vremya dve zvezdy dolzhny sblizit'sya drug k drugu i slit'sya v odnu. Dlya dvuh kompaktnyh neitronnyh zvezd ili chernyh dyr eto vremya men'she Habblovskogo, naprimer dlya dvoinogo pul'sara PSR 1913+16 ono sostavlyaet okolo 100 mln. let. V processe sliyaniya dvuh kompaktnyh tel poluos' orbity poryadka radiusa zvezdy, t.e. neskol'ko gravitacionnyh radiusov, i amplituda generiruemoi GV (14.7) blizka k maksimal'no vozmozhnoi, . Poetomu slivayushiesya dvoinye neitronnye zvezdy i chernye dyry yavlyayutsya samymi perspektivnymi istochnikami dlya nablyudeniya na GV-detektorah novogo pokodeniya. Ves' vopros v tom, naskol'ko chasto podobnye katastroficheskie sobytiya proishodyat v Galaktike. Iz nabyulyudenii dostoverno izvestno sushestvovanie neskol'kih tesnyh par neitronnyh zvezd i ocenki tempa sliyaniya dayut let v Galaktike. Iz teorii zvezdnoi evolyucii sleduyut, odnako, chto temp sliyaniya takih dvoinyh sistem v Galaktike mozhet byt' na poltora-dva poryadka vyshe, primerno raz v 10-30 tys. let. Togda uzhe GV-interferometry pervogo pokoleniya s chuvstvitel'nost'yu na chastote 100 Gc smogut obnaruzhit' neskol'ko takih sistem pri nepreryvnoi rabote v techenie 1 goda. Primer amplitudy GV ot slivayusheisya dvoinoi sistemy pokazan na Ris. (14.5).

---

<< 14.3 Izluchenie GV | Oglavlenie | Literatura >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika Publikacii so slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika
Sm. takzhe: Chernaya dyra razrushaet zvezdu: animaciya Zvezdy, pyl' i tumannost' v NGC 6559 25 samyh yarkih zvezd na nochnom nebe Animaciya: chernaya dyra razrushaet zvezdu Razlozhenie dalekogo sveta Sravnenie razmerov zvezd Samaya dalekaya iz vseh izvestnyh zvezd? Vse publikacii na tu zhe temu >>