Astronet > Problemy sovremennoi astrofiziki

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Problemy sovremennoi astrofiziki

V.V.ZhELEZNYaKOV

Nizhegorodskii gosudarstvennyi universitetim. N.I. Lobachevskogo

Osnovnye problemy sovremennoi astrofiziki svyazany s issledovaniem svoistv materii (veshestva i izlucheniya) v ekstremal'nyh usloviyah, ne dostizhimyh v zemnyh laboratoriyah: pri vysokih plotnostyah i temperaturah, v sil'nyh magnitnyh i gravitacionnyh polyah. V kachestve primerov kratko opisany kosmologicheskaya problema, problema kosmicheskih gamma-vspleskov.

Vvedenie

Predmetom astrofiziki yavlyaetsya issledovanie fizicheskih processov vo Vselennoi. Pri etom, za redkim isklyucheniem Luny, planet i nekotoryh malyh tel Solnechnoi sistemy, dostupnyh pryamym issledovaniyam sredstvami sovremennoi kosmonavtiki, osnovnym istochnikom informacii ob udalennyh kosmicheskih ob'ektah po-prezhnemu sluzhit prihodyashee ot nih elektromagnitnoe izluchenie. Poetomu zadachei astrofiziki yavlyaetsya postroenie modelei, kotorye mogut ob'yasnit' poyavlenie izlucheniya razlichnyh kosmicheskih ob'ektov s nablyudaemym harakteristikami: intensivnost'yu, spektrom, polyarizaciei, vremennym profilem i t.d. Estestvenno, pri reshenii etoi zadachi uchenye-astrofiziki ishodyat iz izvestnoi kartiny fizicheskih processov i zakonov, kotorye mogut realizovat'sya ili proyavit'sya v teh ili inyh usloviyah, kotorye opredelyayutsya, v osnovnom, velichinoi temperatury i plotnosti veshestva, nalichiem magnitnogo polya i ego velichinoi, vozmozhnym vliyaniem sil tyagoteniya.

Sovremennaya astrofizika sformirovalas' posle vtoroi mirovoi voiny. S tochki zreniya nablyudenii, ee osnovnaya cherta - rasshirenie spektral'nogo diapazona issleduemogo izlucheniya. Dovoennaya astrofizika ispol'zovala lish' rezul'taty astronomicheskih nablyudenii v vidimom svete - sravnitel'no uzkoi polose spektra elektromagnitnyh voln. Yasno, chto pri etom v centre vnimaniya okazyvalis' prezhde vsego te ob'ekty vo Vselennoi, kotorye izluchayut v osnovnom vidimyi svet - zvezdy, tumannosti, galaktiki. Teoriya ih izlucheniya byla postroena na osnovanii znanii, poluchennyh v zemnyh laboratoriyah. V nastoyashee vremya v astronomii ispol'zuyutsya prakticheski vse diapazony, ot radiovoln do gamma-izlucheniya. Prevrashenie astronomii vo vsevolnovuyu obogatilo znaniya ob izvestnyh ob'ektah i, chto gorazdo vazhnee, privelo k otkrytiyu novyh ob'ektov, pozvolilo zaregistrirovat' izluchenie iz takih oblastei, gde materiya (to est' veshestvo i izluchenie) nahodyatsya v tak nazyvaemyh ekstremal'nyh (predel'nyh) usloviyah. Etot termin obychno ispol'zuetsya, chtoby podcherknut', chto te ili inye usloviya prakticheski nevozmozhno realizovat' v laboratoriyah na Zemle. V etih usloviyah materiya neredko priobretaet novye fizicheskie svoistva. V kachestve primerov ekstremal'nyh astrofizicheskih uslovii mozhno ukazat' vysokie plotnosti veshestva, realizuyushiesya na pervyh etapah razvitiya Vselennoi, v nedrah neitronnyh zvezd i v blizhaishih okrestnostyah chernyh dyr; sil'nye gravitacionnye polya v okrestnostyah chernyh dyr; sil'nye magnitnye polya belyh karlikov i neitronnyh zvezd. Imenno v oblasti issledovaniya ob'ektov, v kotoryh realizuyutsya te ili inye ekstremal'nye usloviya, po nashemu mneniyu, sosredotocheny osnovnye problemy sovremennoi astrofiziki.

Podcherknem, chto pri nyneshnem urovne razvitiya zemnoi tehniki makroskopicheskie svoistva materii v ekstremal'nyh usloviyah mozhno issledovat', tol'ko nablyudaya astrofizicheskie ob'ekty, v kotoryh eti usloviya realizuyutsya. V etom smysle mozhno smelo utverzhdat': sovremennaya astrofizika - eto perednii krai nauki, i ona issleduet naibolee fundamental'nye yavleniya i processy, ne dostupnye poka "zemnoi" fizike. Naprimer, dazhe rekordnye dlya sovremennoi nauki i tehniki magnitnye polya, poluchennye v laboratoriyah, v desyatki raz men'she, chem polya magnitnyh belyh karlikov (10⁷ - 10⁹ E), i v sotni tysyach raz men'she magnitnyh polei neitronnyh zvezd (do 10¹² E i bolee). Primer "ekzoticheskih" effektov v ekstremal'nyh astrofizicheskih usloviyah - namagnichivanie vakuuma sverhsil'nym magnitnym polem. V polyah, blizkih k kriticheskomu B_sr = 4 $\cdot$ 10¹³ E, vakuum stanovitsya pohozhim na anizotropnyi kristall. Pokazatel' prelomleniya takoi "sredy" zavisit ne tol'ko ot napravleniya rasprostraneniya izlucheniya, no i ot ego polyarizacii (effekt dvulucheprelomleniya).

Nizhe my kratko rassmotrim lish' tri primera ob'ektov, gde realizuyutsya ekstremal'nye astrofizicheskie usloviya: Vselennuyu na nachal'nyh stadiyah ee razvitiya, kosmicheskie gamma-vspleski, a takzhe nedavno otkrytye "mikrokvazary" v nashei Galaktike. Privedennyi v konce stat'i spisok literatury vklyuchaet kak knigi [1]-[4], gde mozhno naiti obshuyu informaciyu ob ob'ektah s ekstremal'nymi usloviyami, tak i bolee special'nuyu literaturu po obsuzhdavshimsya voprosam (razdel 2 - [3],[4], razdel 3 - [5],[6], razdel 4 - [7]-[9]). K sozhaleniyu, poslednie rezul'taty po gamma-vspleskam i "mikrokvazaram" prakticheski ne obsuzhdalis' v nauchno-populyarnoi literature, tak chto poka nevozmozhno ukazat' bolee dostupnye istochniki informacii.

Kosmologicheskaya problema

V kosmologii osnovnye problemy, po nashemu mneniyu, sostoyat v vybore modeli razvitiya Vselennoi (otkrytoi s neogranichennym kosmologicheskim rasshireniem ili zakrytoi, v kotoroi pervonachal'noe rasshirenie iz sverhplotnogo sostoyaniya smenitsya posleduyushim szhatiem) i v vyyasnenii scenariya pervonachal'nogo rasshireniya Vselennoi posle momenta Bol'shogo Vzryva.

Sovremennyi temp rasshireniya Vselennoi opredelyaetsya tak nazyvaemoi postoyannoi Habbla H = 50 - 100 (km/c)/Mpk. Vsledstvie kosmologicheskogo rasshireniya lyubye dva ob'ekta, nahodyashiesya na rasstoyanii r, udalyayutsya drug ot druga so skorost'yu $\upsilon$ = Hr (eta formula spravedliva lish' dlya nerelyativistskih skorostei $\upsilon$ = Hr $\ll$ c, gde c - skorost' sveta). Dinamika rasshireniya ob'ektov, udalennyh ot nas na nekotoroe rasstoyanie r, opredelyaetsya gravitacionnym vozdeistviem so storony veshestva, nahodyashegosya vnutri sfery radiusa r. Poskol'ku, soglasno dannym astronomicheskih nablyudenii, raspredelenie veshestva na bol'shih masshtabah ves'ma odnorodno, to mozhno schitat' ego plotnost' $\rho$ postoyannoi. Sootvetstvuyushee gravitacionnoe uskorenie

$g_{r}=\frac{4\pi r^{2}G\rho}{3}$

a vtoraya kosmicheskaya skorost'

$\upsilon_{r}=\left(\frac{8\pi r^{2}G\rho}{3}\right)^{1/2}\,,$

gde G - gravitacionnaya postoyannaya. Model' otkrytoi Vselennoi realizuetsya, esli skorost' kosmologicheskogo rasshireniya prevyshaet $\upsilon_{r}$ . V protivnom sluchae $\upsilon$ = Hr < $\upsilon_{r}$ Vselennaya yavlyaetsya zakrytoi.

Iz privedennyh uslovii yasno, chto scenarii razvitiya Vselennoi zavisit ot srednei plotnosti veshestva v sovremennuyu epohu. Otkrytaya model' sootvetstvuet $\rho < \rho_{cr} = 3H^{2} / (8\pi G)$ , obratnoe neravenstvo spravedlivo dlya zakrytoi modeli. Po sovremennym dannym, kriticheskaya plotnost' veshestva $\rho_{cr}$ = 5 $\cdot$ 10^{- 30} g $\cdot$ sm^{- 3}. Primerno takoe zhe znachenie dayut ocenki plotnosti veshestva vo Vselennoi. Takim obrazom, pri dostignutoi tochnosti opredeleniya $\rho$ i $\rho_{cr}$ nel'zya sdelat' vybor mezhdu dvumya modelyami. Pri etom, odnako, sleduet imet' v vidu, chto velichina srednei plotnosti veshestva vo Vselennoi mozhet ne uchityvat' vklad kakoi-libo komponenty. Naprimer, esli podtverdyatsya eksperimenty po izmereniyu massy pokoya neitrino $m_{\nu}$ (soglasno etim izmereniyam, $m_{\nu}c^{2}\approx$ 30 eV), to mozhno budet odnoznachno sdelat' vybor v pol'zu zakrytoi modeli. Deistvitel'no, obilie takih neitrino sushestvenno uvelichit srednyuyu plotnost' Vselennoi.

Nezavisimo ot konkretnoi shemy evolyucii schitaetsya, chto spravedliva tak nazyvaemaya model' goryachei Vselennoi, kogda temperatura T i plotnost' veshestva na nachal'nyh stadiyah rasshireniya byli ves'ma veliki. Pervichnoe veshestvo bylo polnost'yu ionizovano, i dlina svobodnogo probega izlucheniya v eto vremya byla mala po sravneniyu s harakternym razmerom Vselennoi. Vsledstvie etogo veshestvo i izluchenie nahodilis' v sostoyanii termodinamicheskogo ravnovesiya, pri kotorom spektr izlucheniya opisyvaetsya formuloi Planka i imeet maksimum na chastote $\omega \approx 2,8kT/\hbar$ , gde $\hbar$ - postoyannaya Planka. Po mere rasshireniya temperatura veshestva i izlucheniya umen'shalas', i primerno cherez million let posle Bol'shogo Vzryva, pri $T\approx 5 \cdot$ 10³ K, nachalas' rekombinaciya ionov i elektronov s obrazovaniem neitral'nyh atomov. Tak kak neitral'noe veshestvo vzaimodeistvuet s izlucheniem gorazdo slabee, chem polnost'yu ionizovannoe, dlina probega kvantov etogo "reliktovogo" (ostatochnogo) izlucheniya prevysila razmery Vselennoi. Nachinaya s "epohi rekombinacii", reliktovoe izluchenie i veshestvo evolyucioniruyut nezavisimo. Effekt Doplera v rasshiryayusheisya Vselennoi privodit k umen'sheniyu nablyudaemoi chastoty reliktovogo izlucheniya i, sootvetstvenno, temperatury, opredelyayushei formu ego spektra. V nastoyashee vremya temperatura reliktovogo izlucheniya sostavlyaet 2,7 K i nablyudaetsya ono v vide radiovoln santimetrovogo i millimetrovogo diapazonov. Neobhodimo podcherknut': reliktovoe izluchenie - edinstvennyi pryamoi istochnik informacii o strukture Vselennoi v epohu rekombinacii, 10 - 12 milliardov let nazad. V chastnosti, stepen' ego izotropii odnoznachno svyazana so stepen'yu odnorodnosti veshestva v epohu rekombinacii. Nablyudaemuyu v sovremennuyu epohu chrezvychaino vysokuyu stepen' izotropii reliktovogo izlucheniya mozhno ob'yasnit' lish' v ramkah inflyacionnoi (razduvayusheisya) modeli rannei Vselennoi, kogda schitaetsya, chto pervonachal'noe rasshirenie proishodilo po eksponencial'nomu zakonu $r\propto\exp(Ht)$ . Vo vremya inflyacionnoi stadii byla podavlena gravitacionnaya neustoichivost', privodyashaya k formirovaniyu neodnorodnostei, a takzhe sglazhivalis' pervichnye neodnorodnosti, esli takovye sushestvovali.

Kosmicheskie gamma-vspleski

Kosmicheskie gamma-vspleski otnosyatsya k naibolee zagadochnym astronomicheskim yavleniyam, otkrytym v poslednie 25 let, i do sih por vyzyvayut ozhivlennyi interes uchenyh.

Gamma-vspleski byli otkryty sluchaino amerikanskimi sputnikami serii Vela, prednaznachennymi dlya obnaruzheniya nazemnyh yadernyh vzryvov. K nastoyashemu vremeni razlichnymi kosmicheskimi apparatami zaregistrirovano okolo 1500 vspleskov. Oni predstavlyayut soboi impul'sy gamma-izlucheniya (energii kvantov ot neskol'kih desyatkov kiloelektrovol't do neskol'kih megaelektrovol't) dlitel'nost'yu ot desyatkov millisekund do neskol'kih minut. Raspredelenie gamma-vspleskov po dlitel'nosti pokazyvaet chetkii maksimum na 10 - 20 s i menee vyrazhennyi na 0,2 s.

Vremennye istorii vspleskov otlichayutsya chrezvychainym raznoobraziem (ris. 1).

Ris. 1. Vremennye profili gamma-vspleskov: zavisimost' srednei chastoty registracii fotonov N ot vremeni t - t₀ posle nachala vspleska [5].

Obsheprinyatoi ih klassifikacii poka ne sushestvuet. Ves'ma uproshenno mozhno razdelit' vspleski na dve bol'shie gruppy: vspleski otnositel'no prostoi formy s plavnym profilem (inogda sostoyashie vsego iz odnogo prostogo impul'sa) i sobytiya so slozhnoi vremennoi strukturoi. Inogda otdel'nye piki v predelah vspleska sleduyut pochti periodicheski, hotya strogo regulyarnaya periodichnost', za edinichnymi isklyucheniyami, v profilyah vspleskov otsutstvuet. Intensivnost' izlucheniya vo vremya gamma-vspleska mozhet sil'no i bystro menyat'sya. Minimal'noe vremya peremennosti izlucheniya vspleskov sostavlyaet $\Delta t\leq$ 0,2 ms. Eto pozvolyaet ocenit' maksimal'nyi razmer izluchayushego ob'ekta kak $\Delta r\leq c\Delta t\approx$ 60 km. Uzhe takaya ocenka pokazyvaet, chto istochnikami vspleskov mogut byt' lish' kompaktnye ob'ekty (naprimer, chernye dyry ili neitronnye zvezdy). Vpolne vozmozhno, chto nablyudaemoe raznoobrazie dlitel'nostei i profilei vspleskov ukazyvaet na raznoobrazie prirody ih istochnikov i mehanizmov generacii.

Gamma-vspleski nablyudayutsya dovol'no chasto, v srednem odin raz v 20 - 30 chasov, odnako nevozmozhno zaranee uznat', kogda i v kakoi tochke nebosvoda vsplesk proizoidet v sleduyushii raz. Za isklyucheniem treh sluchaev poka ne udalos' uvidet' povtornye vspleski iz odnogo i togo zhe mesta na nebesnoi sfere. Yasno poetomu, chto issledovat' gamma-vspleski teleskopami s uzkim polem zreniya neracional'no: slishkom mala veroyatnost', chto sleduyushii vsplesk proizoidet imenno v tom nebol'shom uchastke nebesnoi sfery, na kotoryi v dannyi moment vremeni napravlen teleskop. Dlya registracii gamma-vspleskov obychno ispol'zuyutsya detektory s polusfericheskim obzorom bez kakih-libo fokusiruyushih ili napravlyayushih elementov; ih chuvstvitel'nost' proporcional'na $s_{d}\sin\theta$ , gde $s_d$ - ploshad' vhodnogo okna detektora, a $\theta$ - ugol mezhdu ego ploskost'yu i napravleniem na istochnik. Esli razmestit' na kosmicheskom apparate neskol'ko takih priborov, orientirovannyh v raznyh napravleniyah, to mozhno ocenit' mestopolozhenie istochnika vspleska na nebesnoi sfere, sravnivaya uroven' signala v teh detektorah, kotorye etot vsplesk "vidyat". Pri etom tochnost' opredeleniya uglovyh koordinat ogranichivaetsya statisticheskimi fluktuaciyami potoka gamma-kvantov i obychno sostavlyaet 1°-5°. Takoi metod ispol'zovalsya v konce 70-h - nachale 80-h godov v eksperimentah KONUS na sovetskih mezhplanetnyh stanciyah "Venera"-11, 12, 13 i 14, gde vspleskovyi kompleks sostoyal iz 6 detektorov, raspolozhennyh po osyam pryamougol'noi sistemy koordinat. V nastoyashee vremya podobnaya shema realizovana i v eksperimente BATSE na amerikanskoi orbital'noi gamma-observatorii GRO, gde nablyudenie vspleskov vedetsya vosem'yu detektorami, ploskosti kotoryh orientirovany parallel'no granyam pravil'nogo vos'migrannika. V poslednem sluchae kazhdaya tochka neba osmatrivaetsya chetyr'mya detektorami. Bolee tochnoe opredelenie uglovyh koordinat istochnikov vspleskov mozhet dat' ih odnovremennoe nablyudenie neskol'kimi (ne menee chem tremya) kosmicheskimi apparatami, nahodyashimisya na bol'shom (naprimer, mezhplanetnom) rasstoyanii drug ot druga. Esli izvestny momenty nachala vspleska na kazhdom iz kosmicheskih apparatov, to po raznosti etih vremen mozhno opredelit' napravlenie na istochnik. Tochnost' dannogo "metoda triangulyacii" povyshaetsya pri uvelichenii rasstoyaniya mezhdu kosmicheskimi apparatami i ih chisla, a takzhe pri umen'shenii vremeni narastaniya izlucheniya vspleska (inymi slovami, vsplesk s krutym perednim frontom mozhno lokalizovat' tochnee). V naibolee blagopriyatnyh sluchayah metod triangulyacii pozvolyaet opredelit' koordinaty vspleska s tochnost'yu do 10" - 20".

Dal'neishuyu informaciyu o raspolozhenii istochnikov vspleskov mozhno poluchit' dvumya sposobami. Prezhde vsego mozhno popytat'sya obnaruzhit' istochniki vspleskov v "spokoinom" sostoyanii, to est' zaregistrirovat' v kakom-libo diapazone dlin voln izlucheniya ot togo ob'ekta, kotoryi vremya ot vremeni (ili raz v zhizni) generiruet vspyshku gamma-izlucheniya. K sozhaleniyu, mnogochislennye popytki identificirovat' gamma-vspleski so stacionarno izluchayushimi ob'ektami v radio-, infrakrasnom, opticheskom, rentgenovskom i gamma-diapazone ne uvenchalis' uspehom. Drugoi sposob - opredelit' rasstoyanie do istochnikov, sravnivaya istinnuyu i vidimuyu svetimost' vspleskov, - takzhe nevozmozhno ispol'zovat', poskol'ku neizvestna istinnaya svetimost'. V zvezdnoi astronomii etot zamknutyi krug obychno preodolevayut, predpolagaya, chto zvezdy s odinakovymi spektrami dolzhny imet' blizkuyu po velichine svetimost'. Kosvennye metody opredeleniya prostranstvennogo raspredeleniya vspleskov takzhe ispol'zuyut eto predpolozhenie. K analizu spektrov gamma-vspleskov my vernemsya neskol'ko pozzhe. Zdes' lish' zametim, chto v otlichie ot opticheskih zvezdnyh, bogatyh mnogochislennymi detalyami (linii i polosy v pogloshenii i izluchenii, skachki i t.d.), gamma-spektry vspleskov po bol'shei chasti maloinformativny. Poetomu, po sravneniyu so zvezdnoi astronomiei, predpolozhenie ob odinakovoi svetimosti gamma-vspleskov gorazdo menee obosnovano i ispol'zuetsya za neimeniem luchshego.

V predpolozhenii, chto svetimost' vseh vspleskov primerno odinakova, ih prostranstvennoe raspredelenie mozhno issledovat', pol'zuyas' tak nazyvaemym raspredeleniem N(> S ). Pust' S₀ - istinnaya, a S - vidimaya svetimost' gamma-vspleska. Dlya bezgranichnogo odnorodnogo raspredeleniya istochnikov s koncentraciei n chislo vspleskov s vidimoi svetimost'yu bol'she nekotorogo znacheniya S :

$N(>\!S)=\frac{4\pi n}{3}\left(\frac{S_0}{S}\right)^{3/2}\propto S^{-3/2}\,.$

Esli odnorodnoe raspredelenie ogranicheno rasstoyaniem D_max , to zavisimost' N(> S ) otklonyaetsya ot "zakona treh vtoryh" pri S < S_* = S₀/D_max. Esli zhe istochniki vspleskov raspolozheny s postoyannoi koncentraciei v bezgranichnom diske tolshiny H, to

$N(>\!S)=\pi nH\left(\frac{S_0}{S}\right)\propto S^{-1}\,.$

Kak i v predydushem sluchae, dlya diska konechnogo radiusa D_max raspredelenie N(> S ) otklonyaetsya ot S^{- 1} pri S < S_*. Takim obrazom, ochen' vazhno poluchit' iz nablyudenii zavisimost' N(> S ) v oblasti malyh S. K sozhaleniyu, vozmozhnosti detektora ogranichivayut interval nablyudenii: detektor s chuvstvitel'nost'yu S_min pozvolyaet izmerit' raspredelenie N(> S ) lish' pri S > S_min . Opisannyi metod obladaet takzhe tem nedostatkom, chto ne pozvolyaet napryamuyu sravnit' dannye, poluchennye raznymi detektorami, poskol'ku kazhdyi pribor imeet svoyu chuvstvitel'nost', a provesti vzaimnuyu kalibrovku razlichnyh detektorov, kak pravilo, nevozmozhno.

Perechislennye trudnosti snimayutsya pri ispol'zovanii drugogo metoda, nazyvaemogo "test V / V_max". V etom sluchae izmeryaetsya raspredelenie vspleskov po parametru V / V_max, gde

$V=\frac{4\pi D^3}{3}=\frac{4\pi}{3}\left(\frac{S_0}{S}\right)^{3/2}\,, \quad V_{max}=\frac{4\pi D^3_{max}}{3}=\frac{4\pi}{3}\left(\frac{S_0}{S_{min}}\right)^{3/2}\,.$

V - ob'em sfery s radiusom, ravnym rasstoyaniyu do istochnika, V_max - ob'em prostranstva, v predelah kotorogo detektor s chuvstvitel'nost'yu S_min mozhet registrirovat' istochniki vspleskov. Dlya odnorodnogo prostranstvennogo raspredeleniya vspleski raspredeleny ravnomerno v intervale 0 $\leq V/V_{max} \leq$ 1, a srednee znachenie <V / V_max> = 1/2. Esli preobladayut "blizkie" istochniki, to chislo vspleskov s 0 $\leq V/V_{max} \leq$ 1/2 prevyshaet ih kolichestvo v intervale 1/2 $\leq V/V_{max} \leq$ 1 i srednee znachenie <V / V_max> < 1/2. Naoborot, dlya prostranstvennogo raspredeleniya s preobladaniem "dalekih" istochnikov <V / V_max> > 1/2. Nesomnennoe preimushestvo parametra V / V_max = (S_min / S )^3/2 zaklyuchaetsya v tom, chto on rasschityvaetsya kak otnoshenie dvuh velichin, otnosyashihsya k odnomu detektoru. Krome togo, otnoshenie V / V_max ne zavisit ot chuvstvitel'nosti detektora S_min .

Nakoplennye k nastoyashemu vremeni dannye yasno ukazyvayut, chto raspredelenie istochnikov gamma-vspleskov prostranstvenno ogranicheno: sushestvuyushie detektory pozvolili zaregistrirovat' otklonenie N(> S ) ot S^{- 3/2} v oblasti malyh S, a takzhe poluchit' <V / V_max> < 1/2. S drugoi storony, issledovanie uglovogo raspredeleniya vspleskov, v tom chisle s ispol'zovaniem mnogochislennyh dannyh eksperimenta BATSE, privelo k ves'ma neozhidannomu rezul'tatu: vspleski okazalis' raspredeleny chrezvychaino izotropno. Uglovoe raspredelenie vspleskov ne imeet nikakih osobennostei, svyazannyh s orientaciei diska ili centra nashei Galaktiki. Vysokaya stepen' izotropii uglovogo raspredeleniya vspleskov oznachaet, chto oni libo registriruyutsya s rasstoyaniya mnogo men'she polutolshiny galakticheskogo diska (naprimer, iz kometnogo oblaka Solnechnoi sistemy s razmerom 10⁴ - 10⁵ astronomicheskih edinic), libo, naoborot, ih istochniki raspolozheny v protyazhennom galo nashei Galaktiki (s razmerom mnogo bol'she harakternyh razmerov diska) ili na dalekom vnegalakticheskom rasstoyanii.

Itak, dannye nablyudenii ukazyvayut, chto istochniki vspleskov izotropno raspredeleny v predelah ogranichennogo ob'ema. Takoe raspredelenie nel'zya svyazat' ni s odnim galakticheskim naseleniem, i eto sil'no poshatnulo gospodstvovavshuyu do poleta GRO gipotezu o tom, chto gamma-vspleski generiruyutsya galakticheskimi neitronnymi zvezdami. Osnovaniem dlya etoi gipotezy sluzhili osobennosti spektrov vspleskov.

Energeticheskie spektry gamma-vspleskov, to est' raspredelenie gamma-fotonov po energiyam, dayut sushestvenno bolee odnorodnuyu kartinu v sravnenii s ih vremennoi strukturoi. Spektry vspleskov harakterizuyutsya sil'noi i bystroi peremennost'yu. Nepreryvnye spektry mogut prostirat'sya ot neskol'kih kiloelektrovol't do desyatkov megaelektrovol't. Spektry, izmerennye v razlichnyh fazah vspleska, kak pravilo, sil'no razlichayutsya. Pri etom zhestkost' spektra - otnoshenie chisla vysokoenergichnyh fotonov k chislu nizkoenergichnyh - mozhet menyat'sya v techenie vspleska tak zhe bystro, kak i intensivnost' izlucheniya. Razrabotat' teoreticheskuyu model' nepreryvnogo spektra vspleskov dovol'no trudno. Tochnee, nepreryvnye spektry vspleskov mozhno s odinakovoi stepen'yu dostovernosti ob'yasnit' razlichnymi mehanizmami izlucheniya. Krome togo, vklad v nablyudaemoe izluchenie mogut davat' oblasti s razlichnymi (i neizvestnymi) fizicheskimi parametrami (temperaturoi, plotnost'yu, magnitnym polem i t.d.). Gorazdo bolee informativnymi mogli by byt' razlichnye osobennosti spektrov. I deistvitel'no, izvestny tri tipa osobennostei, kotorye registrirovalis' v spektrah nekotoryh vspleskov.

Linii pervogo tipa nablyudalis' v pogloshenii v diapazone energii 20 - 60 keV. Oni interpretirovalis' kak ciklotronnye, voznikayushie pri prohozhdenii izlucheniya cherez oblast', v kotoroi imeyutsya elektrony (i, mozhet byt', pozitrony) v sil'nom magnitnom pole velichinoi (2 - 3) $\cdot$ 10¹² E. Kak izvestno, elektron dvizhetsya v magnitnom pole po spirali, i chastota ego vrasheniya (ciklotronnaya chastota, ili girochastota) $\omega_{B} = eB /(mc)$ , gde $e$ i $m$ - zaryad i massa elektrona. Dopustim, chto izluchenie s nepreryvnym spektrom, vyhodyashee iz "goryachego" istochnika, popadaet v oblast', zanyatuyu bolee holodnymi elektronami v sil'nom magnitnom pole. Esli chastota izlucheniya ravna ciklotronnoi, to ono mozhet effektivno rasseivat'sya. Chast' fotonov posle rasseyaniya izmenyat napravleniya rasprostraneniya, i v vyhodyashem izluchenii vozniknet liniya v pogloshenii na ciklotronnoi chastote. Pogloshenie za schet bolee slabyh rezonansov na vysshih ciklotronnyh garmonikah $\omega = s\,\omega_{B}$ , gde $s$ = 2, 3, ..., mozhet privesti k formirovaniyu linii na kratnyh chastotah. K nastoyashemu vremeni nablyudalis' linii na vtoroi garmonike i ves'ma slabye - na tret'ei. Sleduet, odnako, otmetit', chto dannye sputnika GRO poka protivorechat predydushim eksperimentam: nikakih linii v pogloshenii ne zaregistrirovano.

Linii vtorogo tipa nablyudalis' v izluchenii v diapazone 430 - 450 keV. Schitalos', chto svoim proishozhdeniem oni obyazany dvuhfotonnoi annigilyacii elektronov i pozitronov. V etom processe elektron i pozitron prevrashayutsya v paru fotonov s energiyami $E_{2\gamma} = mc^{2}$ = 511 keV. Otlichie nablyudaemoi energii annigilyacionnyh linii ot etogo znacheniya legko ob'yasnyaetsya, esli istochnikom vspleska yavlyaetsya neitronnaya zvezda solnechnoi massy i radiusom okolo 10 km. Gravitacionnoe krasnoe smeshenie chastoty izlucheniya (energii fotonov) pri ego rasprostranenii s poverhnosti takoi zvezdy do udalennogo nablyudatelya mozhet obespechit' nablyudaemyi sdvig annigilyacionnoi linii v oblast' men'shih energii. Vazhno otmetit', chto v nekotoryh sluchayah v spektre odnogo vspleska nablyudalis' ciklotronnaya i annigilyacionnaya linii odnovremenno (ris. 2), chto horosho ob'yasnyaetsya v ramkah neitronnoi zvezdy s sil'nym magnitnym polem.

Ris. 2. Gamma-vsplesk s ciklotronnoi liniei v pogloshenii i annigilyacionnoi liniei v izluchenii [6].

Otkuda berutsya pozitrony v istochnike gamma-vspleskov? Otvet na etot vopros mogut dat' osobennosti tret'ego tipa - izlomy v nepreryvnyh spektrah vspleskov. Okazyvaetsya, oni tozhe mogut voznikat' pri nalichii sil'nogo magnitnogo polya. Delo v tom, chto v magnitnom pole, pomimo dvuhfotonnyh processov rozhdeniya par i annigilyacii, vozmozhny takzhe sootvetstvuyushie odnofotonnye processy, prichem v polyah, sravnimyh s kriticheskim, veroyatnosti odnofotonnyh i dvuhfotonnyh processov takzhe sravnimy. Odnofotonnoe rozhdenie pary vozmozhno, esli energiya fotona $E > E_{\gamma} = 2mc^{2}/\sin{\alpha}$ , gde ${\alpha}$ - ugol mezhdu napravleniem rasprostraneniya fotona i magnitnym polem. Raschety pokazyvayut, chto dlina probega takih fotonov v magnitnom pole neitronnoi zvezdy mala po sravneniyu s ee radiusom. Poetomu bol'shaya chast' izlucheniya v ukazannom intervale uglov i energii pogloshaetsya, rozhdaya elektron-pozitronnye pary. Vklad obratnogo processa - odnofotonnoi annigilyacii - mal po sravneniyu s dvuhfotonnoi annigilyaciei, v rezul'tate kotoroi poyavlyaetsya izluchenie vblizi $E = mc^{2}$ . Takim obrazom, v sverhsil'nom magnitnom pole neitronnoi zvezdy proishodit pererabotka izlucheniya iz intervala $E \geq$ 1 MeV v oblast' $E\approx$ 511 keV, i formiruyutsya izlomy v spektrah vspleskov na vysokih energiyah

Dal'neishii progress v issledovaniyah gamma-vspleskov mozhet byt' svyazan s obnaruzheniem ih istochnikov v drugih spektral'nyh diapazonah. Dlya poiska istochnikov vspleskov v "spokoinom sostoyanii" nuzhno povyshat' tochnost' opredeleniya uglovyh koordinat vspleskov. Chto kasaetsya poiska izlucheniya v drugih diapazonah, kotoroe mozhet voznikat' vo vremya vspleskov, to eto smogut sdelat' kosmicheskie apparaty sleduyushego pokoleniya, zapusk kotoryh planiruetsya v blizhaishie 5 let. Vmeste s sistemoi detektorov gamma-vspleskov na nih budut ustanovleny nebol'shie opticheskie i ul'trafioletovye teleskopy, kotorye mozhno po signalu apparatury vspleskovogo kompleksa bystro navodit' v oblast' neba, v kotoroi registriruetsya gamma-vsplesk. Identifikaciya istochnikov vspleskov i opredelenie rasstoyaniya do nih - klyuchevoi vopros dlya postroeniya ih teorii. Poka neizvestno energovydelenie v istochnike, ostaetsya ochen' bol'shoi proizvol v vybore modeli vspleska.

Poisk chernyh dyr i "mikrokvazary" v nashei galaktike

Chernaya dyra - telo massy M, dlya kotorogo ne sushestvuet gidrostaticheski ravnovesnyh konfiguracii s razmerom bol'she gravitacionnogo radiusa R_G = 2GM / c². Chernye dyry s massoi svyshe primerno 3M_S (gde M_S - massa Solnca) - teoreticheskii predel massy holodnogo tela, pri prevyshenii kotorogo kollaps (szhatie) v chernuyu dyru neizbezhen, - predstavlyayut soboi konechnye stadii evolyucii naibolee massivnyh zvezd. Menee massivnye, tak nazyvaemye "pervichnye" chernye dyry mogut voznikat' na pervyh stadiyah kosmologicheskogo rasshireniya. Nakonec, sverhmassivnye chernye dyry (s massami v milliardy solnechnyh) mogut formirovat'sya v centrah galaktik v rezul'tate sliyaniya zvezd pri ih stolknoveniyah v galakticheskih yadrah. Chernye dyry mozhno obnaruzhit' libo kinematicheski, po dvizheniyu nebesnyh tel v ih gravitacionnom pole, libo po ih izlucheniyu.

Vozmozhnost' sushestvovaniya sverhmassivnyh chernyh dyr v centrah galaktik mozhno proverit', izuchaya dvizhenie vokrug nih zvezd i mezhzvezdnogo veshestva. Naprimer, dlya galaktiki M87 podobnye issledovaniya dayut ocenku central'noi massy M $\approx$ (10⁸ - 10⁹)M_s . Takaya gigantskaya massa sosredotochena v maloi oblasti v centre etoi galaktiki, chto vozmozhno lish' pri nalichii tam chernoi dyry. Podobnye vyvody sleduyut i iz nablyudeniya vrashayushegosya tora iz gaza i pyli vokrug centra galaktiki NGC4258. Veshestvo v tore dvizhetsya po krugovoi traektorii radiusom okolo 0,3 svetovyh goda so skorost'yu 1000 km/s, chto daet ocenku plotnosti veshestva vblizi centra etoi galaktiki $\geq$ 4 $\cdot$ 10⁹M_s / pk³. Ob'ekt s takoi plotnost'yu ne mozhet byt' zvezdnym skopleniem: stolknoveniya zvezd s harakternym vremenem 100 mln. let dolzhny privesti k vozniknoveniyu sverhmassivnoi chernoi dyry.

Problema poiska real'no sushestvuyushih chernyh dyr zvezdnoi massy svoditsya prezhde vsego k otyskaniyu kompaktnyh ob'ektov v dvoinyh sistemah s massoi > 3M_s . Pust' v sostav dvoinoi sistemy vhodyat obychnaya zvezda massy M_* i komponent neizvestnoi prirody massy M_x . Orbital'noe dvizhenie obychnoi zvezdy privodit k periodicheskomu doplerovskomu smesheniyu linii v ee spektre s periodom, ravnym orbital'nomu T_orb , i amplitudoi, proporcional'noi $\upsilon_{0} = 2\pi a_{0} \sin{i}/T_{orb}$ , gde $a_{0}$ - radius orbity obychnoi zvezdy, i - ugol mezhdu ploskost'yu orbity i luchom zreniya. Esli velichiny T_orb i $\upsilon_{0}$ izvestny iz nablyudenii, to mozhno vychislit' tak nazyvaemuyu funkciyu mass sistemy: $f=(M_{x}\sin{i})^{3}/(M_{x}+M_{*})^{2}=T_{orb}\upsilon_{0}^{3}/G$ [2]. Tak kak $\sin{i}\leq 1$ , to dlya malomassivnyh dvoinyh sistem s $M_{x}\gg M_{*}$ funkciya mass daet nizhnii predel massy kompaktnogo ob'ekta: $M_{*}\geq f$ . V nastoyashee vremya izvestny neskol'ko malomassivnyh dvoinyh sistem s kompaktnymi ob'ektami - kandidatami v chernye dyry: Lebed' H-1 ( f > 6 - 15M_S ), V404 Lebedya ( f > 8M_S ), A0620-00 ( f > 4M_S ), rentgenovskaya novaya v sozvezdii Muhi ( f > 4M_S ).

Vse ukazannye dvoinye sistemy s kandidatami v chernye dyry yavlyayutsya moshnymi istochnikami rentgenovskogo i gamma-izlucheniya s neteplovym (stepennym) spektrom, v kotorom inogda dazhe nablyudaetsya annigilyacionnaya liniya. Sobstvennoe izluchenie dyry imeet ravnovesnyi spektr i obuslovleno kvantovym effektom ee "ispareniya". My ne rassmatrivaem etot effekt v dannoi stat'e i otsylaem chitatelya k knigam [2],[4]. Dlya chernyh dyr zvezdnoi massy i bolee massivnyh temperatura sobstvennogo izlucheniya ves'ma mala. Izluchenie v ih blizhaishei okrestnosti generiruetsya v osnovnom za schet akkrecii (zahvata) veshestva iz mezhzvezdnoi sredy ili so zvezdy-kompan'ona v dvoinoi sisteme. Kak pokazyvayut raschety, effektivnost' energovydeleniya pri akkrecii na chernuyu dyru mozhet dohodit' do 0,3 energii pokoya akkreciruemogo veshestva [2].

Model' akkreciruyushei chernoi dyry obychno privlekayut i dlya ob'yasneniya kompleksa yavlenii v centrah aktivnyh galaktik i kvazarov: vysokoi svetimosti L $\approx$ 10⁴⁶ - 10⁴⁸ erg/s; neteplovogo haraktera spektra izlucheniya; bystroi peremennosti intensivnosti izlucheniya s harakternymi vremenami do neskol'kih dnei i dazhe chasov (chto ogranichivaet maksimal'nyi razmer izluchayushei oblasti velichinoi 10 - 100 astronomicheskih edinic); nalichiya dvuh vybrosov (dzhetov), razletayushihsya v protivopolozhnyh napravleniyah ot central'nogo istochnika.

Nedavno bylo obnaruzheno neskol'ko unikal'nyh rentgenovskih istochnikov v nashei Galaktike. Ih spektry ves'ma pohozhi na spektry "standartnyh" kandidatov v chernye dyry (ris. 3).

Ris. 3. Rentgenovskii spektr kandidata v chernye dyry - istochnika s annigilyacionnoi liniei 1E1740.7-2942 vblizi centra Galaktiki [7]. Vertikal'naya shtrihovaya liniya sootvetstvuet 511 keV - energii fotonov, rozhdaemyh pri dvuhfotonnoi annigilyacii elektron-pozitronnyh par.

Po dannym radionablyudenii byli obnaruzheny vybrosy-dzhety, ves'ma napominayushie dzhety kvazarov i aktivnyh galaktik (ris. 4).

Ris. 4. Radioizobrazheniya "mikrokvazarov" v nashei Galaktike: (a) radiokarta rentgenovskogo istochnika 1E1740.7-2942 (sm. ris. 3) na dline volny 20 sm [8]. Shtrihovoi liniei pokazana oblast' lokalizacii rentgenovskogo istochnika. Strelkoi ukazan kompaktnyi radioistochnik, kotoryi associiruetsya s 1E1740.7-2942. Vidny dzhety, istekayushie v protivopolozhnyh napravleniyah. Izobrazhenie proeciruetsya na molekulyarnoe oblako, radiokarta kotorogo takzhe pokazana na risunke; (b) radioizobrazheniya na dline volny 3,5 sm yarkih komponentov, razletayushihsya iz rentgenovskogo istochnika GRS1915+105 (ego polozhenie otmecheno krestikom). Vertikal'noe rasstoyanie proporcional'no vremeni mezhdu nablyudeniyami. Nablyudeniya vypolneny v 1994 godu.

Nesmotrya na ogromnoe razlichie masshtabov, eti ob'ekty ves'ma shozhi v kachestvennom otnoshenii. Vozmozhno, eto ukazyvaet na obshuyu prichinu takih yavlenii - aktivnost' v okrestnosti chernyh dyr. Poetomu vpolne veroyatno, chto dal'neishie issledovaniya "mikrokvazarov" v Galaktike pozvolyat luchshe ponyat', kak ustroeny gigantskie "mashiny" v centrah kvazarov, formiruyushie podobnye struktury s gorazdo bol'shimi prostranstvennymi masshtabami i energetikoi.

Interesno, chto v istochnike GRS1915+105 v sozvezdii Orla vidimaya skorost' razleta otdel'nyh sgustkov v dzhetah prevyshaet skorost' sveta (ris. 4b).

Ris. 5. K ob'yasneniyu effekta sverhsvetovogo razleta dzhetov.

"Sverhsvetovoi" razlet nablyudaetsya i v dzhetah aktivnyh galaktik i kvazarov. Poyasnim, kak voznikaet kazhushiisya effekt sverhsvetovogo dvizheniya v ploskosti, perpendikulyarnoi luchu zreniya (ris. 5). Rassmotrim "priblizhayushuyusya" struyu, skorost' kotoroi napravlena pod ostrym uglom $\theta$ k luchu zreniya. Izluchenie, ispushennoe v tochkah A i V, registriruetsya udalennym nablyudatelem v momenty vremeni t_A i t_B , prichem t_A-t_B = r_AB/ $\upsilon$ + r_AC/c. Za eto vremya veshestvo strui smeshaetsya poperek lucha zreniya na rasstoyanie r_BC = r_AC sin $\theta$ . Poetomu vidimaya poperechnaya skorost' "priblizhayusheisya" strui $\upsilon_{+} = \upsilon \sin{\theta}/(1 - ( \upsilon /c)\cos{\theta})$ . Analogichno, dlya "udalyayusheisya" strui $\upsilon_{-} = \upsilon \sin{\theta}/(1 + ( \upsilon /c)\cos{\theta})$ . Dlya malyh $\theta$ i dostatochno bol'shih $\upsilon /c$ vozmozhno $\upsilon_{+} > c$ . Esli izvestny nablyudaemye uglovye skorosti protivopolozhno napravlennyh dzhetov: $\mu_\pm = \upsilon_\pm / D$ , gde $D$ - rasstoyanie do istochnika, to $(\upsilon / c)\cos{\theta}=(\mu_{+} - \mu_{-} )/(\mu_{+} + \mu_{-} )$ i $D = (\ctg{\theta} /2)(\mu_{+} - \mu_{-} )/(\mu_{+} + \mu_{-} )$ . Dlya istochnika GRS1915+105 velichina $(\upsilon / c)\cos{\theta}\approx$ 0,323, chto privodit k vidimomu sverhsvetovomu razletu dzhetov. Vmeste s usloviem $(\upsilon / c)$ < 1 eta velichina daet verhnie predely $\theta \leq$ 71° i $D \leq$ 13,7 kpk; poslednee odnoznachno ukazyvaet na galakticheskuyu prirodu ob'ekta.

Postroenie teoreticheskih modelei "mikrokvazarov" trebuet analiza fizicheskih processov vblizi chernyh dyr i otyskaniya mehanizmov, kotorye privodyat k poyavleniyu elektron-pozitronnyh par, generacii rentgenovskogo i gamma-izlucheniya (vklyuchaya annigilyacionnuyu liniyu), uskoreniyu chastic v dzhetah do relyativistskih skorostei i generacii ih radioizlucheniya. Vse eti problemy eshe zhdut svoego resheniya.

Literatura


[1]	Fizika kosmosa: Malen'kaya enciklopediya. M.: Sov. enciklopediya, 1986.
[2]	Shapiro S., T'yukolski S. Chernye dyry, belye karliki i neitronnye zvezdy. M.: Mir, 1985. T. 1, 2.
[3]	Novikov I.D. Evolyuciya Vselennoi. M.: Nauka, 1990.
[4]	Hoking S. Kratkaya istoriya vremeni: Ot Bol'shogo Vzryva do chernyh dyr. M.: Mir, 1990.
[5]	Mazec E. P., Goleneckii S.V. Itogi nauki i tehniki. Astronomiya. M.: VINITI, 1987. T. 32. S. 16.
[6]	Hueter G.J. High-Energy Transients in Astrophysics, AIP Conf. Proc. No 115. S. E. Woosley Ed.. New York: AIP, 1984.
[7]	Sunyaev R.A., Churazov E., Gilfanov M., i dr. // Astrophys. J. 1991. V. 383. P. L49.
[8]	Mirabel I.F., Rodriguez L.F., Cordier B., Paul J., Lebrun F. // Nature. 1992. V. 358. P. 215.
[9]	Mirabel I.F., Rodriguez L.F. // Nature. 1994. V. 371. P. 46.

Mnenie chitatelya [1]

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce