1. Vvedenie

Predmetom astrofiziki yavlyaetsya issledovanie fizicheskih processov vo Vselennoi. Osnovnym istochnikom informacii ob udalennyh kosmicheskih ob'ektah, za redkim isklyucheniem Luny, planet i nekotoryh malyh tel Solnechnoi sistemy, dostupnyh pryamym issledovaniyam sredstvami sovremennoi kosmonavtiki, sluzhit prihodyashee ot nih elektromagnitnoe izluchenie. Poetomu zadachei astrofiziki yavlyaetsya postroenie modelei, kotorye ob'yasnili by poyavlenie izlucheniya razlichnyh kosmicheskih ob'ektov s nablyudaemymi harakteristikami: intensivnost'yu, spektrom, polyarizaciei, vremennym profilem i t. d. Pri reshenii etoi zadachi uchenye-astrofiziki ishodyat iz izvestnoi kartiny fizicheskih processov i zakonov v usloviyah, zavisyashih ot temperatury i plotnosti veshestva, nalichiya magnitnogo polya i ego velichiny, ot vozmozhnogo vliyaniya 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 privelo k otkrytiyu novyh ob'ektov, pozvolilo zaregistrirovat' izluchenie iz takih oblastei, gde materiya (to est' veshestvo i izluchenie) nahoditsya v tak nazyvaemyh ekstremal'nyh (predel'nyh) usloviyah, takih, kotorye prakticheski nevozmozhno realizovat' v laboratoriyah na Zemle. Eto vysokie plotnosti veshestva, sushestvuyushie na pervyh etapah razvitiya Vselennoi, v nedrah neitronnyh zvezd i v blizhaishih okrestnostyah chernyh dyr; sil'nye magnitnye polya belyh karlikov i neitronnyh zvezd. V etih usloviyah materiya neredko priobretaet novye fizicheskie svoistva. Imenno v teh oblastyah, gde realizuyutsya te ili inye ekstremal'nye usloviya, i sosredotocheny osnovnye problemy sovremennoi astrofiziki.

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. Poetomu sovremennaya astrofizika – eto perednii krai nauki, ona izuchaet fundamental'nye yavleniya i processy, nedostupnye 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 Gs), i v sotni tysyach raz men'she magnitnyh polei neitronnyh zvezd (do 10¹² Gs i bolee). Primer neobychnyh effektov v ekstremal'nyh astrofizicheskih usloviyah – namagnichivanie vakuuma sverhsil'nym magnitnym polem. V polyah s blizkimi k kriticheskomu znacheniyu B_krit = 4·10¹³ Gs vakuum stanovitsya pohozhim na anizotropnyi kristall. Pokazatel' prelomleniya takoi sredy zavisit ne tol'ko ot napravleniya rasprostraneniya izlucheniya, no i ot ego polyarizacii (effekt dvoinogo lucheprelomleniya).

Vot lish' tri primera ob'ektov, gde realizuyutsya ekstremal'nye astrofizicheskie usloviya: Vselennaya na nachal'nyh stadiyah ee razvitiya, kosmicheskie gamma-vspleski, a takzhe nedavno otkrytye "mikrokvazary" v nashei Galaktike.

2. Kosmologicheskaya problema

Osnovnye problemy v kosmologii 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 (podrobnee o stadiyah razvitiya Vselennoi smotri stat'i A.N. Vasil'eva "Evolyuciya Vselennoi" i M.V. Sazhina "Kosmologiya rannei Vselennoi" v etom tome).

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 v=Hr (eta formula spravedliva lish' dlya nerelyativistskih skorostei v≪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' ρ postoyannoi. Sootvetstvuyushee gravitacionnoe uskorenie

Iz privedennyh uslovii yasno, chto scenarii razvitiya Vselennoi zavisit ot srednei plotnosti veshestva v sovremennuyu epohu. Otkrytaya model' sootvetstvuet ρ < ρ_krit = 3H ² / (8 π G) , obratnoe neravenstvo spravedlivo dlya zakrytoi modeli. Po sovremennym dannym kriticheskaya plotnost' veshestva ρ_krit = 5 · 10^-30 g/sm³ . Primerno takoe zhe znachenie dayut ocenki plotnosti veshestva vo Vselennoi s uchetom skrytoi massy. Takim obrazom, pri dostignutoi tochnosti opredeleniya ρ i ρ_krit nel'zya sdelat' vybor mezhdu dvumya modelyami. Odnako velichina srednei plotnosti veshestva vo Vselennoi mozhet ne uchityvat' vklad kakoi-libo komponenty. Naprimer, esli podtverdyatsya eksperimenty po izmereniyu massy pokoya neitrino m_ν, to mozhno budet odnoznachno sdelat' vybor v pol'zu zakrytoi modeli, tak kak obilie takih neitrino sushestvenno uvelichit srednyuyu plotnost' veshestva vo Vselennoi.

Nezavisimo ot shemy evolyucii schitaetsya, chto spravedliva tak nazyvaemaya model' goryachei Vselennoi, kogda temperatura T i plotnost' veshestva na nachal'nyh stadiyah rasshireniya byli 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. Po mere rasshireniya temperatura veshestva i izlucheniya umen'shalas', i primerno cherez million let posle Bol'shogo Vzryva pri T≈ 5·10³ 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. Reliktovoe izluchenie – edinstvennyi pryamoi istochnik informacii o strukture Vselennoi v epohu rekombinacii, 10-12 mlrd let nazad. 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∝e^{H t} . Vo vremya inflyacionnoi stadii byla podavlena gravitacionnaya neustoichivost', privodyashaya k formirovaniyu neodnorodnostei, a takzhe sglazhivalis' pervichnye neodnorodnosti, esli takovye sushestvovali.

3. 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 kiloelektronvol't do neskol'kih megaelektronvol't) dlitel'nost'yu ot desyatkov millisekund do neskol'kih minut. Raspredelenie gamma-vspleskov po dlitel'nosti imeet chetkii maksimum na 10-20 s i menee vyrazhennyi na 0,2 s.

Vremennye istorii vspleskov otlichayutsya chrezvychainym raznoobraziem (ris. 1). Ves'ma uproshenno vspleski mozhno razdelit' 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 Δt ≤ 0,2 ms, chto sootvetstvuet maksimal'nomu razmeru izluchayushego ob'ekta Δr ≤ c Δt ≈ 60 km. Eta ocenka pokazyvaet, chto istochnikami vspleskov mogut byt' lish' kompaktnye ob'ekty (naprimer, chernye dyry ili neitronnye zvezdy). Nablyudaemoe raznoobrazie dlitel'nostei i profilei vspleskov ukazyvaet na raznoobrazie prirody ih istochnikov i mehanizmov generacii.

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

Gamma-vspleski nablyudayutsya dovol'no chasto, v srednem odin raz v 20-30 chasov, odnako zaranee nevozmozhno 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. Poetomu 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 θ , gde s_d – ploshad' vhodnogo okna detektora, a θ – 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 fiksiruyut. Pri etom tochnost' opredeleniya uglovyh koordinat ogranichivaetsya statisticheskimi fluktuaciyami potoka gamma-kvantov i obychno sostavlyaet 1º-5º. Takoi metod byl ispol'zovan 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 (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. 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. Odnako 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 ispol'zovat' nevozmozhno, 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 osnovany na etom predpolozhenii. K analizu spektrov gamma-vspleskov my vernemsya neskol'ko pozzhe. Zdes' lish' zametim, chto v otlichie ot opticheskih zvezdnyh spektrov, bogatyh mnogochislennymi detalyami (linii i polosy v pogloshenii i izluchenii, skachki i t. d.), gamma-spektry vspleskov malo informativny. Poetomu po sravneniyu so zvezdnoi astronomiei predpolozhenie ob odinakovoi svetimosti gamma-vspleskov gorazdo menee obosnovanno 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) . Dlya bezgranichnogo odnorodnogo raspredeleniya istochnikov s koncentraciei n chislo vspleskov s vidimoi svetimost'yu bol'she nekotorogo znacheniya S :

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

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

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 . 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 galakticheskogo diska ili polozheniem 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 a.e.), libo, naoborot, ih istochniki raspolozheny v protyazhennom galo nashei Galaktiki (s razmerom mnogo bol'she harakternyh razmerov diska) ili na dalekom vnegalakticheskom rasstoyanii.

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 kiloelektronvol't do desyatkov megaelektronvol'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. Nepreryvnye spektry vspleskov mozhno s odinakovoi stepen'yu dostovernosti ob'yasnit' razlichnymi mehanizmami izlucheniya. 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. Izvestny tri tipa osobennostei, kotorye registrirovalis' v spektrah nekotoryh vspleskov.

Linii pervogo tipa nablyudalis' v pogloshenii v diapazone energii 20-60 keV. Ih interpretirovali kak ciklotronnye, voznikayushie pri prohozhdenii izlucheniya cherez oblast', v kotoroi imeyutsya elektrony (i, mozhet byt', pozitrony) v sil'nom magnitnom pole velichinoi (2-3·10¹² Gs. Elektron dvizhetsya v magnitnom pole po spirali, i chastota ego vrasheniya (ciklotronnaya chastota, ili girochastota) ω_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. Nekotorye fotony 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 ω=sω_B , gde s=2, 3, ..., s, mozhet privesti k formirovaniyu linii na kratnyh chastotah. Nablyudalis' linii na vtoroi garmonike i ves'ma slabye – na tret'ei. Odnako 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_2γ = mc² = 511 keV. Otlichie nablyudaemoi energii annigilyacionnyh linii ot etogo znacheniya legko ob'yasnyaetsya, esli schitat', chto 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

Otkuda berutsya pozitrony v istochnike gamma-vspleskov? Otvet na etot vopros mogut dat' osobennosti tret'ego tipa – izlomy v nepreryvnyh spektrah vspleskov. Okazyvaetsya, oni mogut voznikat' takzhe pri nalichii sil'nogo magnitnogo polya. 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_γ = 2mc² / sin α , gde γ – 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=mc². Takim obrazom, v sverhsil'nom magnitnom pole neitronnoi zvezdy proishodit pererabotka izlucheniya iz intervala E ≥ 1 MeV v oblast' E≈ 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. Poisk izlucheniya v drugih diapazonah, kotoroe mozhet voznikat' vo vremya vspleskov, vozmozhen lish' s kosmicheskih apparatov 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. Ostaetsya bol'shoi proizvol v vybore modeli vspleska do teh por, poka neizvestno energovydelenie v istochnike.

V fevrale-mae 1997 goda s borta italo-gollandskogo sputnika VerroSAX byli vypolneny pervye otozhdestvleniya gamma-vspleskov s rentgenovskimi istochnikami i zatem s pomosh'yu nazemnyh opticheskih teleskopov byli izucheny opticheskie ob'ekty, svyazannye s gamma-vspleskami. Okazalos', chto gamma-vspleski udaleny ot nas na kosmologicheskie rasstoyaniya i yavlyayutsya samymi moshnymi iz izvestnyh yavlenii vo Vselennoi!

4. 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 / c . Chernye dyry s massoi svyshe primerno 3M_ʘ – 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 M 87 podobnye issledovaniya dayut ocenku central'noi massy M ≈(10⁸-10⁹)M_ʘ . Takayagigantskaya 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 NGC 4258. 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 bolee 4·10⁹ M_ʘ/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 M < 3M_ʘ. Esli v sostav dvoinoi sistemy vhodyat obychnaya zvezda massy M_* i komponent neizvestnoi prirody massy M_x to 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 v₀=2πa₀ sin i / T_orb, gde a₀ – radius orbity obychnoi zvezdy, i – ugol mezhdu normal'yu k ploskosti orbity i luchom zreniya. Esli velichiny T_orb i v₀ izvestny iz nablyudenii, to mozhno vychislit' tak nazyvaemuyu funkciyu mass sistemy:

Ris. 3. Rentgenovskii spektr kandidata v chernye dyry – istochnika s annigilyacionnoi liniei 1E 1740,7-2942 vblizi centra Galaktiki. Vertikal'naya shtrihovaya liniya sootvetstvuet 511 keV – energii fotonov, rozhdaemyh pri dvuhfotonnoi annigilyacii elektron-pozitronnyh par

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 chernoi dyry imeet ravnovesnyi spektr i obuslovleno kvantovym effektom ee "ispareniya". My ne rassmatrivaem etot effekt i otsylaem chitatelya k bibliografii v konce stat'i (a takzhe k stat'e D.A. Kirzhnica "Goryachie chernye dyry" v etom tome). 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 (podrobnee smotri stat'yu A.M. Cherepashuka "Tesnye dvoinye zvezdy na pozdnih stadiyah evolyucii" v etom tome). Kak pokazyvayut raschety, effektivnost' energovydeleniya pri akkrecii na chernuyu dyru mozhet dohodit' do 0,3 ot energii pokoya akkreciruemogo veshestva.

Model' akkreciruyushei chernoi dyry obychno privlekayut i dlya ob'yasneniya kompleksa yavlenii v centrah aktivnyh galaktik i kvazarov: vysokoi svetimosti L≈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 a.e.); 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 pohozhi na spektry "standartnyh" kandidatov v chernye dyry (ris. 3). Po dannym radionablyudenii byli obnaruzheny vybrosy-dzhety, ves'ma napominayushie dzhety kvazarov i aktivnyh galaktik (ris. 4). Nesmotrya na ogromnoe razlichie masshtabov eti ob'ekty shozhi v kachestvennom otnoshenii. Vozmozhno, eto ukazyvaet na obshuyu prichinu takih yavlenii - aktivnost' v okrestnosti chernyh dyr. 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.

Ris. 4. Radioizobrazheniya "mikrokvazarov" v nashei Galaktike. a – radiokarta rentgenovskogo istochnika 1E 1740,7-2942 (sm. ris. 3) na dline volny 20 sm. Shtrihovoi liniei pokazana oblast' lokalizacii rentgenovskogo istochnika. Strelkoi ukazan kompaktnyi radioistochnik, kotoryi associiruetsya s 1E 1740,7-2942. Vidny dzhety, istekayushie v protivopolozhnyh napravleniyah. Izobrazhenie proeciruetsya na molekulyarnoe oblako, radiokarta kotorogo takzhe pokazana na risunke. b – padioizobrazheniya na dline volny 3,5 sm yarkih komponentov, razletayushihsya iz rentgenovskogo istochnika GRS 1915+105 (ego polozhenie otmecheno krestikom). Vertikal'noe rasstoyanie proporcional'no vremeni mezhdu nablyudeniyami, vypolnennymi v 1994 godu

V istochnike GRS 1915+105 v sozvezdii Orla vidimaya skorost' razleta otdel'nyh sgustkov v dzhetah prevyshaet skorost' sveta (ris. 4,b). "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 θ k luchu zreniya. Izluchenie iz tochek A i B registriruetsya udalennym nablyudatelem v momenty vremeni t_A i t_B , prichem t_A – t_B = r_AB / v + r_AC / c . Za eto vremya veshestvo strui smeshaetsya poperek lucha zreniya na rasstoyanie r_BC = r_AC sin θ. Poetomu vidimaya poperechnaya skorost' "priblizhayusheisya" strui v₊ = v sin θ / (1 - v/ccos θ).

Analogichno, dlya "udalyayusheisya" strui v_- = v sin θ / (1 + v/ccos θ). Dlya malyh θ i dostatochno bol'shih v/c vozmozhno v₊ > c . Esli izvestny nablyudaemye uglovye skorosti protivopolozhno napravlennyh dzhetov: γ^± = v_± / D , gde D – rasstoyanie do istochnika, to

Dlya istochnika GRS 1915+105 velichina (v/c)cos θ≈0,323 , chto privodit k vidimomu sverhsvetovomu razletu dzhetov. Vmeste s usloviem v/c < 1 eta velichina daet verhnie predely θ≤71° i D≤13,7 kpk; poslednee odnoznachno ukazyvaet na galakticheskuyu prirodu ob'ekta.

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

Literatura

1. Fizika kosmosa : Malen'kaya enciklopediya. M.: Sov. enciklopediya, 1986.
2. Shapiro S., T'yukolski S. Chernye dyry, belye karliki i neitronnye zvezdy / Per. s angl. 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 / Per. s angl. M.: Mir, 1990.
5. Mazec E. P., Goleneckii S.V. Itogi nauki i tehniki. Astronomiya. M.: VINITI, 1987. T. 32. S. 16.