Элементы Элементы большой науки

Поставить закладку

Напишите нам

Карта сайта

Содержание
Энциклопедия
Новости науки
LHC
Картинка дня
Библиотека
Методология науки
Избранное
Публичные лекции
Лекции для школьников
Библиотека «Династии»
Интервью
Опубликовано полностью
В популярных журналах
Из Книжного клуба
Статьи наших друзей
Статьи лауреатов «Династии»
Выставка
Происхождение жизни
Видеотека
Книжный клуб
Задачи
Масштабы: времена
Детские вопросы
Плакаты
Научный календарь
Наука и право
ЖОБ
Наука в Рунете

Поиск

Подпишитесь на «Элементы»



ВКонтакте
в Твиттере
в Фейсбуке
на Youtube
в Instagram



Новости науки

 
28.06
Подростки лучше учатся на положительном опыте, чем на отрицательном

27.06
Незамысловатая песня помогает птицам избегать хищников

22.06
Рыбки-брызгуны хорошо различают человеческие лица

21.06
Кишечная бактерия влияет на социальное поведение мышей

20.06
LIGO поймала новые всплески гравитационных волн






Главная / Библиотека / Лекции для школьников версия для печати

Зоопарк нейтронных звезд

Сергей Попов,
кандидат физико-математических наук,
Государственный астрономический институт имени Штернберга (ГАИШ), Москва
Научно-популярная лекция для школьников, ФИАН, 31 января 2008 года

    

Для просмотра видеозаписи необходимо включить JavaScript.
 

Скачать Adobe Flash Player (необходима версия не ниже 9)

    

Сергей Борисович Попов. Фото из архива фонда «Династия»

Об авторе

Сергей Борисович Попов — астрофизик, кандидат физико-математических наук, научный сотрудник Государственного Астрономического института имени Штернберга. Специализируется в области астрофизики компактных объектов (нейтронных звезд, черных дыр). Автор около ста научных и множества научно-популярных публикаций. Лауреат фонда «Династия».

    

Прежде чем я начну вам что-то рассказывать, давайте я вас спрошу: на ваш взгляд (понятно, что по этому вопросу у всех людей разные мнения, и правильного ответа, наверное, не существует) — когда, где появилась наука? Кто были первые ученые; почему это была уже наука, а до этого была не наука — может быть, она потом исчезала, какие у вас есть мнения? Ну, первый, более простой вопрос — где и когда? Какие есть... Греция, еще какие-нибудь есть? (Из зала: ... Фалес Милетский...) Вот, уже фамилия, хорошо. Еще есть идеи? Просто мне интересна ваша точка зрения, я вам постараюсь свою рассказать, которая, конечно, не сильно... (Из зала: Аристотель говорит, что в Египте.) Вот, Аристотель — в Египте. Ну, просто, может быть... (Из зала: Когда у жрецов появилось свободное время, чтобы думать. Он так обосновывает.) Хорошо.

Лекция С. Попова

А мне кажется — да, действительно, я думаю, что в Греции, тут мы с Аристотелем не совпадаем — наверное, просто меняется мнение о том, что такое наука. Мне кажется, что в науке существенно — это осознание того, что есть законы природы. Для жрецов — ну, мне кажется, я ведь не очень хорошо знаю психологию, философию жрецов древнего Египта — не было еще понятия «законы природы». Вот наука появляется, когда есть идея, что есть законы природы. И поэтому первым примером по крайней мере удачной научной работы, может быть, является теория Евдокса Книдского, который первым построил достаточно разумную математическую теорию движения планет. То есть вот есть необходимая составляющая: есть наблюдение реальных объектов.

Вы помните, что, по Фейнману, математика, например, не наука вообще; просто она не занимается изучением естественных объектов. Есть естественные объекты, и мы их наблюдаем, наблюдаем достаточно точно; кстати, Евдокс Книдский был одним из первых серьезных наблюдателей, он до Гиппарха жил, лет за 250. Есть точное наблюдение и есть математическая теория. И вот эта сама идея, что вы можете, грубо говоря, на бумажке, на пергаменте, на глиняной дощечке — на чём угодно — написать некое выражение (осмысленное, математическое, не заклинание), которое будет описывать поведение тел в природе, и они так вот и будут себя вести. Вот с этого момента, на мой взгляд, и появляется наука. То есть, в моем понимании науки, как она есть сейчас — наверняка это понятие будет меняться со временем. Нам нужны две основные составляющие, плюс какие-то философские установки в голове. Первая — это реальные наблюдения и математическая теория. Вот это наука.

Сегодня я буду говорить об объектах астрономических, и вот это наука, потому что у нас есть наблюдение — в основном я буду говорить вам о каких-то наблюдательных фактах. То есть то, что видно, грубо говоря. Но важно помнить всё время, что когда мы говорим о наблюдениях, то мы не собираем факты в духе Плиния Старшего — там, есть животные с четырьмя ногами, где-то нашли с пятью ногами, где-то с десятью, а где-то с тремя головами. Это само по себе не так интересно — это забавно. Но это неинтересно с точки зрения науки. Вот был такой большой спор на одном из форумов: один из редакторов Nature выступил с утверждением, что вот нужно развивать такой подход к популяризации науки, который заключается в лозунге: "Science is sexy". Вот утверждение было, что нет, потому что это ложный подход; вот увидеть, там, поросенка с тремя головами — это забавно, но это не наука. Мы ищем законы.

Поэтому 90% моих слайдов будет посвящено каким-то наблюдениям, каким-то необычным объектам, я вам буду говорить: «Вот необычный объект», «Вот кто-то вспыхнул», но всё время в голове у нас должно быть, что мы не просто хотим какой-то список забавных происшествий составить — всегда мы за этим ищем физику. Ну и, соответственно, обратная вещь: если, наоборот, вы рассуждаете как теоретик, то интересно не просто написать какие-то уравнения, которые сами по себе могут быть очень интересны, но они станут наукой, когда вы их сравните с наблюдениями, и если еще вдобавок всё совпадет, то будет замечательно, вот получится наука. Вы прошли всю цепочку, от описания до представления. И с этой точки зрения, с одной стороны, вроде бы работа любого, наверное, ученого, астрофизика, полутеоретика — она похожа на работу детектива. Вот увидели что-то необычное — нужно расследовать, что там произошло, что реально за объект. Потому что мы увидели вспышку, например. В этом году — в прошлом уже году — замечательное открытие было сделано: техника и обработка данных доросли до того, что можно уловить отдельные миллисекундные всплески радиоизлучения. Вот люди увидели отдельный миллисекундный всплеск радиоизлучения. Скорее всего, он внегалактический, находится в миллиарде световых лет от нас; что вспыхнуло — неизвестно, очень интересно разобраться. Но интересно разобраться не потому, что мы хотим вот этот единичный объект узнать, то есть в конце серии, там, Эркюль Пуаро всё расскажет. А нам интересно включить это в общую картину, распутать не просто единичный случай, а понять, как устроен класс объектов.

Ну вот, давайте потихонечку разбираться с этим.

То, что вы видите вот на этой замечательной картинке, — это картина художника Брэда Ковингтона (Brad Covington). Как, может быть, вы догадываетесь, картинка называется «Нейтронная звезда». Вот, согласно Брэду Ковингтону, ситуация действительно достаточно запутанная. Задачей этой лекции будет немножечко распутать вот эту картинку, придти к какому-то боле когерентному понятию того, что такое нейтронная звезда, как она устроена, ну, потихонечку будем с вами с этим разбираться.

Лекция С. Попова

В астрономии, наверное, в 99 процентах случаев история развивается так: что-то увидели на небе, потом начали думать, что же мы увидели. С этой точки зрения нейтронные звезды, наверное, из достоверно открытых — уникальный объект: их вначале предсказали, и только потом увидели, потому что увидеть их оказалось очень непросто. Предсказали их в 30-е годы, первым был Ландау, столетие которого совсем недавно отмечали. Причем забавно, что предсказал он... он не мог тогда предсказать нейтронные звезды — все-таки он их предсказал до открытия нейтрона. То есть он предсказал такую звезду-ядро, он показал в очень короткой заметке, фактически без формул, что могут образовываться такие странные объекты, которые будут иметь плотность, как у атомного ядра. Тогда без нейтрона было непонятно, как устроено ядро, но качественно люди понимали, что есть объект с такой-то массой, с таким-то радиусом; соответственно, можно было оценить плотность.

Первыми астрономами, которые начали рассуждать о нейтронных звездах с астрономической точки зрения, были Бааде и Цвикки. Цвикки как раз был очень известен придумыванием всяких интересных идей, из них некоторые сбывались, некоторые — нет. Работа по нейтронным звездам — совершенно замечательная; она, опять же, занимает чуть-чуть больше одной страницы и посвящена была, на самом деле, космическим лучам. Но в этой работе они предсказали фактически всё, что нужно: что нейтронные звезды рождаются во вспышках сверхновых. По сути, уже было ясно из их работы, что в объектах, подобных Крабовидной туманности, которую мы увидим на одном из слайдов и которая вот как раз на афише, такая красивая туманность, — там может быть нейтронная звезда, и вот это в 34-м году было очень четко написано, опубликовано в очень хорошо читаемом, хорошо цитируемом журнале. Но астрономы не бросились искать эти объекты и открыли их спустя 33 года после предсказания. Почему? Потому что что такое нейтронные звезды? Что можно было предсказать в 34-м году?

Лекция С. Попова

Это объект с радиусом в 10 км, с массой примерно как у Солнца, и с плотностью порядка ядерной. Десятикилометровый объект, который должен находиться на расстоянии, там, 100 000 световых лет от нас, если вы хотите в сантиметрах — это 1020 см, характерное расстояние до нейтронной звезды. С 1020 сантиметров увидеть десятикилометровый шарик, когда вы не очень хорошо знаете, куда смотреть, — дело практически безнадежное. Поэтому достаточно быстро люди прикинули и даже не публиковали эти оценки, насколько я знаю, — поскольку это всё можно сделать на конверте, — какой звездной величины будут эти объекты, в самом оптимистическом сценарии, и поняли, что найти ничего нельзя с теми телескопами, которые есть. И поэтому нейтронные звезды были благополучно забыты. Теоретики иногда к ним возвращались, поскольку было понятно, что, да, есть очень хорошие астрофизические рассуждения о том, что должны быть объекты, в центрах которых плотность будет превосходить ядерную по крайней мере в разы, и это даст возможность веществу находиться в очень экзотических условиях, и можно про это рассуждать. Но, тем не менее, в течение 30 лет никакой науки особой вокруг нейтронных звезд не было, потому что не было куска, связанного с наблюдениями.

Лекция С. Попова

А астрономия — наука наблюдательная, причем это единственная, наверное, естественная наука, которая вообще не может непосредственно экспериментировать с объектами своих исследований. Поэтому физики очень часто не любят... ну, не то что не любят — очень скептично относятся к астрономическим данным. Скажем, ну вот мы говорим о темной материи, мы говорим, что на 25% Вселенная состоит из темного вещества, не барионного, вдобавок, темного вещества. Но физики действительно в это поверят, когда частицу темной материи поймают в лаборатории. И люди пытаются это сделать уже много-много лет, пока ничего поймать не удалось — задача действительно очень сложная. Но, тем не менее, есть вот разные подходы, астрономы только подглядывают и подслушивают, а поймать ничего руками и поэкспериментировать не могут. Поэтому, с одной стороны, наука гораздо интереснее от этого, на мой взгляд, становится, особенно с точки зрения теоретика — больше поле для фантазии, — а с другой стороны, действительно, не все результаты следует воспринимать как абсолютно достоверные в том смысле, что можно сказать: «Да, вот это мы увидели». Можно честно описать, как увидели и что увидели, но выводы почти всегда будут модельно зависимы.

Лекция С. Попова

Почему мы можем видеть нейтронные звезды? Вот в 34-м году было понятно только, что они рождаются горячими, а десятикилометровый шарик, в общем-то, как вы его ни нагревайте разумно — миллион градусов, 10 миллионов градусов, больше... — на самом деле, вы не получите естественным образом (мы про это тоже немножко поговорим). Увидеть такой объект, фактически, невозможно. Оказалось, что есть два основных пути, благодаря которым можно увидеть нейтронные звезды, и так они действительно были открыты. Что у нас есть в нашем распоряжении, чтобы сделать нейтронную звезду видимой? Во-первых, у нас есть — и в 34-м году еще люди этого еще не знали, хотя Гинзбург был первым, кто это серьезно заподозрил и написал первую статью о том, что нейтронные звезды могут иметь очень сильные магнитные поля. Плюс они могут иметь достаточно быстрое вращение.

Почему сильные поля и быстрое вращение? На пальцах это очень понятно, даже странно, что как-то люди не додумались, до 64-го года примерно. Вы берете ядро звезды — это объект с радиусом несколько тысяч километров как минимум — и его сжимаете. Даже если он чуть-чуть вращался, и у него были какие-то магнитные поля внутри, то сжимая... то, что ускоряется вращение — это всем понятно, да, недавно чемпионат Европы по фигурному катанию был. То, что увеличиваются магнитные поля, — тоже понятно: сжимаясь, звезда... магнитный поток захвачен, у вас силовые линии никуда не деваются, если вы возьмете голову, усушите ее в 100 раз, то плотность волос на этой усушенной голове возрастет, правильно, согласны? Так вот, значит, то же самое произойдет с магнитными силовыми линиями, которые так же «вморожены» в ядро — вещество проводящее, и поэтому при сжатии плотность магнитных силовых линий увеличится, увеличится магнитное поле. При этом удивительно, если мы вот здесь стоим, и вот там сжимается ядро звезды в нейтронную, то, вообще говоря, в нашей точке влияние магнитного поля будет ослабевать. Но на поверхности нейтронной звезды поле будет расти, потому что есть разные величины: есть магнитное поле на поверхности, есть магнитный момент.

Так вот, это первый способ увидеть нейтронные звезды, и мы поговорим, как их увидели благодаря этому. Второй — более простой, наверное, способ. Нейтронные звезды — это очень компактные объекты. Вы взяли Солнечную массу и сжали до 10 км. Это означает, что у вас на поверхности сильное гравитационное поле просто, у вас там g большое, которое здесь 10м/с2, а там это гораздо больше. Если вы кидаете любой предмет на нейтронную звезду, то в момент, когда он стукнется, скорость у него будет больше, чем 0,1 скорости света. Это очень много, и поэтому нейтронные звезды могут быть источниками излучения, если на них что-то бросать. Ну, вот важно было догадаться, что на них может падать, и вот это — два основных пути видеть нейтронные звезды.

Лекция С. Попова

Ну, вот про магнитные поля — идея на пальцах достаточно простая, а не на пальцах она оказалась настолько сложной, что до сих пор мы не знаем в деталях, как излучают нейтронные звезды. В России как раз самые сильные группы, этим занимающиеся, находятся в стенах этого института. Дело в том, что если вы возьмете Ландау и Лившица и будете его вращать... если вы возьмете Ландау и Лившица, то там написано, что если вы будете вращать магнит, то он будет излучать, будет магнитно-дипольное излучение. Соответственно, нейтронная звезда сильно замагничена, она быстро вращается, должно быть излучение. Понятно, например, что можно по-другому, можно представлять себе какой-то образ. Если вот частица, как бусинка, находится на магнитно-силовой линии, вы раскручиваете нейтронную звезду, частица начинает, как бусинка по проволочке, двигаться, ну а поскольку двигается она по изогнутой проволочке, двигается она ускоренно, заряженная частица двигается ускоренно, частица должна излучать, будет излучение. На самом деле, когда вы пытаетесь строить реальную теорию, всё оказывается очень сложно, и теория, повторяю, до сих пор не построена, и единственная существующая сейчас надежда сильно продвинуться — это строить полные трехмерные компьютерные модели. В аналитике люди бились, в общем-то, 30 лет, и пока ничего не добились.

Лекция С. Попова

Вот благодаря этим двум подходам — искать нейтронные звезды как вращающиеся магниты и искать нейтронные звезды, которые светятся из-за того, что вы на них что-то бросаете, — был открыт, скажем так, старый зоопарк нейтронных звезд. Зоопарк нейтронных звезд — он как Московский зоопарк, из двух частей состоит: из старой и из новой. Старый зоопарк — если вы берете, вот даже до сих пор еще берете многие научно-популярные книжки, там описан только старый зоопарк. Что у нас есть в старом зоопарке? Оказывается, самые первые нейтронные звезды были открыты в 60-е годы как рентгеновские источники. В 60-е годы люди начали запускать первые детекторы рентгеновского излучения за пределы атмосферы, атмосфера непрозрачна для рентгеновских лучей, что хорошо для нас в целом и плохо для людей, занимающихся рентгеновской астрономией: им приходится всю аппаратуру запускать в космос. А это, как вы знаете, просто дорого. Если вы вот на орбитальной станции открываете киоск, продаете там кока-колу, к примеру, то двухлитровая бутылка кока-колы там будет стоить, ну, тысяч 10 долларов, просто по себестоимости — ее везти туда дорого. Соответственно, аппаратуру туда везти тоже дорого, плюс аппаратура вам нужна немножко другая, потому что вот, я думаю, если вы возьмете этот ноутбук и запустите в космос, то, скорее всего, на орбите он не заведется, потому что перегрузки большие, и аппаратура, которая запускается в космос, — она немножко более надежна.

Ну так вот. Люди начали запускать детекторы в космос — первые детекторы запускались, по-моему, еще на трофейных ФАУ, которые американцы вывезли, — и в 60-е годы увидели рентгеновский источник. Самый яркий рентгеновский источник — это наше Солнце, это не так интересно; они увидели еще что-то, но было трудно еще понять, что.

Лекция С. Попова

Вот в 62-м году состоялся исторический запуск прибора на ракете, был открыт источник Скорпион X-1 (Scorpius X-1). В рентгеновской астрономии есть традиция как-то называть источники (так было в начале; сейчас источников много, не хватает уже цифр и букв): в начале идет традиционное сокращение названия созвездия — в данном случае это Скорпион; «X», как вы знаете, означает «рентгеновские лучи», сам Рентген их называл «X-лучи»; «1» означает, что это первый рентгеновский источник, открытый в созвездии Скорпион. Такая вот простая аббревиатура. Есть замечательная история про то, как в 70-е, по-моему, годы (я могу ее немножко перевирать, поскольку, конечно, не очевидец); в 70-е годы человек был на конференции где-то в Штатах, в Европе — не важно, — вспыхнул источник Лебедь X-1 или Лебедь X-3 («Лебедь» — Cygnus по-латыни). И он быстро послал телеграмму в родную обсерваторию: «Следите за Cygnus X-3». Разведчики долго выясняли, что же это за Cygnus X-3, за которым нужно следить, и телеграмма была доставлена в обсерваторию с большой задержкой, конечно смотреть было поздно.

Так вот, первый источник — это Скорпион X-1, был открыт в 62-м году Джаккони. Джаккони потом много занимался рентгеновскими исследованиями, и в 2002 году получил соответствующую Нобелевскую премию. В принципе, можно считать, что Скорпион X-1 был первой открытой нейтронной звездой. Но доказать, что это нейтронная звезда, было очень трудно. Более того — собственно, до сих пор нет прямых, каких-то очень надежных данных, что в Скорпионе X-1 находится нейтронная звезда, а не черная дыра, потому что мы не видим быстрого вращения, мы не видим явных эффектов существования поверхности. Поэтому история узнавания нейтронных звезд была немножко другой.

Лекция С. Попова

Тем не менее рентгеновская астрономия развивалась, и большой прорыв произошел с запуском спутника UHURU. Это был замечательный пример того, как в новой области вы можете сделать очень недорогой прибор, который даст колоссальное количество открытий, ну и принесет руководителю этого проекта Нобелевскую премию, как произошло с Джаккони. Очень простые рентгеновские детекторы были запущены на маленьком спутнике, и каталог этого спутника в итоге, после нескольких лет работы и обработки данных, включал в себя более 300 источников. И это открыло просто астрономам новый мир; люди увидели объекты, многие из которых вообще не видны в оптическом диапазоне, — а до этого в астрономии было в основном оптическое, немножко радио — плюс, опять же, это другой ракурс. Вы видите другие процессы. Поскольку очень часто один и тот же объект в одних процессах излучает в оптике, в других излучает в радио, в третьих излучает в рентгене. Когда вы смотрите в рентгене, вы видите вроде бы тот же объект, но совершенно с другой стороны. Почему нейтронные звезды излучают, мы уже качественно сказали: вам нужно что-то бросать на них, и тогда просто при ударе у вас, условно говоря, (mv2)/2 — кинетическая энергия выделится.

Лекция С. Попова

Если вы посмотрите скорости, то вы получите, что при ударе чего-либо о поверхность нейтронной звезды выделяется до 10% от mc2. Это очень много. Если вы возьмете самый эффективный термоядерный заряд, то у него эффективность — доля процента от mc2. А если вы возьмете просто булыжник такой же массы и бросите на нейтронную звезду, выделится гораздо больше энергии. Это очень забавно, что самый примитивный процесс выделения энергии — уронить — оказывается самым эффективным во Вселенной (ну, аннигиляцией мы пренебрегаем: аннигиляция не может вам давать очень много энергии — у нас нет много антивещества вокруг). А вот без антивещества, и самый простой способ: бросаете что-нибудь на нейтронные звезды, например. Что бросать? В принципе, если у вас просто нейтронная звезда летит в космосе, вещества вокруг мало, и бросать на нее что-то достаточно тяжело. Другое дело, если рядом есть вторая звезда, если у нас нейтронная звезда входит в тесную двойную систему. Двойных звезд много, примерно половина. Соответственно, достаточно часто возникает ситуация, когда огромный поток вещества — скажем, одна звезда — может целиком перетечь на вторую за 10 миллионов лет. Это очень много; если вы в граммах в секунду меряете, 1017 г/с — это такой вполне приемлемый, нормальный, не очень большой поток вещества. Это означает, что в секунду будет излучать 1037 эрг — это очень много: Солнце излучает в 10 000 раз меньше, а, в общем, является не самой слабой звездой.

Лекция С. Попова

Еще выше эффективность аккреции будет, если вещество закрутится в диск. В диске вокруг черной дыры вы можете выделять до 42% от mc2, то есть аннигиляция вам, ну, уже удвоит результат. И аккреционные диски очень легко образуются, потому что в двойной системе звезды, конечно же, крутятся вокруг центра масс. Конечно же, если вы с одной звезды стреляете из рогатки, то камень не может прямо попасть в другую звезду. Он будет двигаться по достаточно хитрой траектории, и если вы постоянно стреляете из рогатки, то эти камушки, взаимодействуя друг с другом, образуют диск, и вот такой диск оказывается чрезвычайно эффективным способом получать энергию из банального бросания тяжелых предметов на еще более тяжелый предмет. Поэтому мы видим нейтронные звезды в рентгеновском диапазоне.

Лекция С. Попова

Почему в рентгеновском — тоже легко понять: у нас есть глубокая потенциальная яма, куда мы кидаем вещество, они разгоняются до высокой скорости, значит, мы получаем высокую температуру. У вас колоссальная энергия выделяется из шарика размером в 10 км. Вы не можете это делать при температуре меньше нескольких миллионов градусов по объективным причинам, а вместо миллионов градусов вам дают рентгеновское излучение. Таким образом, абсолютно естественно вроде бы было ожидать, что нейтронные звезды будут излучать как рентгеновские источники, тем не менее никто этого не предсказал до открытия первого источника. Зато когда его увидели, то тут же сразу несколько групп независимо сказали, что да, аккреция — то есть падение вещества на нейтронную звезду со второй звезды в тесной двойной системе — будет вам давать нужный рентгеновский поток.

Лекция С. Попова

Тем не менее, повторюсь, эти нейтронные звезды никто не узнал. Нельзя было доказать, что это нейтронные звезды, нужно было открывать пульсирующие источники. Пульсирующие источники в рентгене были открыты позже, а в радио это сделали в 67-м году. Сделала это Джоселин Белл (Jocelyn Bell Burnell), которая тогда была аспиранткой. Это было — есть такое красивое слово — серендипическое открытие, случайное открытие. Не искали нейтронные звезды специально, а изучали мерцание радиоисточников на космической плазме, и вдруг увидели, что есть источник, который выдает очень точные импульсы. Вначале решили, что это наземный источник, потом — наверное, хорошо известная история — решили, что это инопланетяне, и авторы сами засекретили (как бы такая внутренняя цензура сработала, в Кембридже у них не было Первого отдела). Несколько месяцев они не публиковали данные, никому особенно о них не рассказывали, но они открыли еще несколько источников, и, в общем, стало ясно, что как-то у нас всё небо в инопланетянах, и поэтому они решили, что вещь естественная, опубликовали статью и получили — собственно, Энтони Хьюиш (Antony Hewish), руководитель проекта, получил Нобелевскую премию. Джоселин Белл премии не получила. Это было неожиданно еще потому, что, как сказал Уилер, по-моему, «никто не знал, что у нейтронных звезд есть колокольчики».

Лекция С. Попова

Вот колокольчиками оказалось магнитное поле; если бы не было магнитного поля, то доказать, что это нейтронные звезды, было бы очень трудно. Мы уже сказали, что радиопульсары видны, потому что имеют большое магнитное поле и быстрое вращение. Если поле маленькое или вращаются медленно, то излучать они что-то будут, но излучение будет очень слабое, и, естественно, всегда для существующей аппаратуры есть какой-то предел обнаружения. Важно помнить — мы к этому вернемся — что есть много других способов увидеть нейтронные звезды.

Лекция С. Попова

Вот сама Джоселин Белл, вот это — радиотелескоп, много таких проволочек натянуто, диполей; вот как раз на нём они работали, вот там тоже проволочки, их, наверное, плохо видно на снимке.

Лекция С. Попова

Важное открытие было — обнаружение пульсара в Крабовидной туманности. Очень часто говорят, что Крабовидная туманность — это остаток сверхновой. Строго говоря, это неправильно, есть строгое определение того, что такое остаток сверхновой. Остаток сверхновой — он где-то снаружи Крабовидной туманности, мы его не видим. Сама Крабовидная туманность как раз выдувается, подсвечивается пульсаром, который находится в центре — всё время забываю, какая-то одна из слабых звездочек вот тут, в серединке, — это пульсар. Его видно в оптике, но для того, чтобы его увидеть в оптике и понять, что это пульсар, нужно было увидеть, что слабенькая звездочка пульсирует с периодом 33 миллисекунды. То есть за секунду 33 пульса примерно она выдает. И вот это открытие четко сформировало, подтвердило гипотезу Бааде–Цвикки: звезды в конце жизни взрываются как сверхновые и на их месте остается нейтронная звезда. Вот это был момент, 69-й год, когда сложилась такая первая когерентная картина о том, что такое нейтронные звезды, как они образуются, как они выглядят. И с этого момента считалось, что пульсар в Крабовидной туманности — это такая классическая молодая нейтронная звезда. Потом открывалось много интересных пульсаров, вокруг них тоже есть пульсарные туманности, сейчас это целая отдельная большая наука.

Лекция С. Попова

Вот пульсар Vela — это сам пульсар, вот такая вокруг него сложная туманность с ударными волнами, с джетами; джеты очень красиво себя ведут, там всё дышит. Вот это — пульсарная туманность совсем вокруг пульсара в Крабовидной туманности, сама звездочка здесь; есть диск, есть два джета.

Лекция С. Попова

Пульсар Vela — он так красиво ведет себя, в рентгеновском диапазоне люди прямо видят, как он так «виляет» хвостиком или хоботом — как вам больше нравится. Он туда летит, значит, наверное, это хобот скорее. Повторюсь, изучение пульсаров в туманности — это целая большая отрасль астрофизики высоких энергий, поскольку пульсарная туманность сейчас открыта у многих объектов. Детали того, как работает механизм пульсарной туманности, до конца не понятен. Понятно, что в середине сидит нейтронная звезда, крутится, у нее есть магнитное поле, что-то там летит, и вот получается туманность, но детали абсолютно не ясны.

Лекция С. Попова

Но мы с вами стремимся перейти в новый зоопарк нейтронных звезд. Итак, давайте перед этим... вот мы идем по переходику, и мы подведем итог. Итак, уже к концу 60-х годов было ясно, что есть нейтронные звезды, они образуются после взрыва сверхновых. Считалось, что классическая молодая нейтронная звезда — это пульсар Крабовидной туманности, то есть он рождается с полем 1012 гаусс — напомню, у Земли и у Солнца на поверхности 1 гаусс — с вращением очень быстрым, звезда нейтронная, естественно, замедляется, раскручивать ее нечем, если она одна. Соответственно, пульсар в Крабовидной туманности родился с периодом 20 мс. Опять же, это такая классика; дальше он потихонечку замедлится и перестанет наблюдаться как радиопульсар, просто потому, что радиоизлучение будет слабым. Зато для старых нейтронных звезд есть второй шанс: если есть звезда-соседка, то аккреция приведет к тому, что их увидят в рентгене. Вот сложилась полная картина, которая в течение 30 примерно лет вот так вот и существовала.

Но в 90-е годы примерно эта картина начала сильно разрушаться. Было открыто и до сих пор открывается — вот последний объект новый, непонятный было открыт в прошлом году, предпоследний — в самом конце 2003-го. Стали открываться новые типы нейтронных звезд, молодых нейтронных звезд, и мы будем о них говорить. Это компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых, то есть мы увидим, в остатках сверхновых мы видим нейтронные звезды, которые не похожи на пульсар в Крабовидной туманности. Два класса объектов — аномальный рентгеновский пульсар и источник мягких гамма-всплесков — которые, видимо, являются сверхзамагниченными нейтронными звездами; остывающие нейтронные звезды, которых пока известно семь, поэтому они называются Великолепная семерка; гамма-источники, наблюдавшиеся, например, аппаратами EGRET; отрыт новый интересный класс радиоисточников, не сосем похожих на радиопульсары; и, наконец, периодически появляются загадочные объекты, нейтронные звезды, которые непонятно, куда отнести.

Лекция С. Попова
Нажмите, чтобы посмотреть анимацию

Итак, нейтронная звезда рождается взрывом сверхновых. Проблемы начинаются уже здесь. Мы бы многое знали о молодых нейтронных звездах, если бы знали, как взрываются сверхновые. Физика сверхновых — это совсем тяжеля область, потому что там всё происходит очень быстро, у вас вместе работают теория относительности, сложная магнитогидродинамика, сложная ядерная физика, дуют нейтринные ветры, всё колышется, всё бултыхается, происходит это за миллисекунды, непосредственно наблюдать мы это как следует не можем. Поэтому много непонятного, теория очень сложная, люди пытаются это моделировать на компьютерах, вот что-то у них получается, как-то вот ядро теряет устойчивость, начинает бултыхаться... На самом деле, ни в одной модели взрыва не получается. То есть если руками не заложить большую энергию, то объект не взорвется, и из вот этих сложностей (вот еще один мультфильм про взрыв сверхновой) мы не можем рассчитать параметры молодых нейтронных звезд, нам пока приходится идти от наблюдений.

Лекция С. Попова
Нажмите, чтобы посмотреть анимацию

В данном случае вот так вот джет прорывается сквозь оболочку звезды за счет того, что звезда вращалась, у вас появляются выделенные направления вдоль полюсов; такая штука, если внутри сидит черная дыра, должна давать гамма-всплески, например. Но, опять же, вот такие красивые модели, которые что-то объясняют, они, например, не учитывают очень простые вещи: что у нейтронной звезды, или, там, вообще в ядре, есть магнитное поле. То есть модели есть, они там месяцами суперкомпьютерами считают, а магнитное поле пока вот только-только начинают туда вставлять, то есть это означает, что пока расчетам до конца верить нельзя, а значит, нужно больше думать о наблюдениях.

Лекция С. Попова

Итак, первое серьезное сомнение в том, что все нейтронные звезды похожи на пульсар Крабовидной туманности, появилось, когда начали открывать вот такие объекты. Вот классические, хорошие остатки сверхновых. Вот в центре сидят рентгеновские источники. Значит, это какой-то компактный объект. Что у нас может быть? Может быть нейтронная звезда, может быть черная дыра. Это явно не черные дыры, потому что черная дыра — ну, она светит, если вокруг нее есть аккреционный диск, если идет аккреция; здесь ничего похожего нет вроде бы — значит, это нейтронная звезда. Но она не пульсар. Мало того, что мы не видим пульсара, — мы не видим пульсарной туманности. Потому что понятно, что если, там, взять двустволку и начать стрелять в потолок, то вы очень хорошо узнаете, что стреляете в потолок, потому что там дырочки будут появляться. Если есть вокруг туманность и работает пульсар, то есть идет огромный поток релятивистских частиц, то должен образовываться джет, должна быть видна струя, должна быть какая-то туманность вокруг. Мы ничего не видим — значит, пульсара точно нет.

Лекция С. Попова

А нейтронные звезды точно есть, на следующей картинке это может быть лучше еще видно, вот здесь такой зум сделан внизу. Вот рентгеновский источник, нейтронная звезда, а вокруг тишина, всё спокойно. Просто, действительно, мы видим 10-километровый шарик, он еще горячий, потому что он недавно родился, у него температура — миллион градусов. Теперь в рентгене мы можем видеть такие шарики — 30 лет назад, конечно, не могли. И таких объектов достаточно много; ну вроде их всего 8 штук, допустим. Что такое 8 штук? Но пульсаров в остатках сверхновых тоже примерно 8 штук, то есть это означает, что примерно половина нейтронных звезд рождается совсем не такими, как пульсар в Крабе. То есть вот 30 лет мы читали, другие люди писали научно-популярные книжки: вот, нейтронные звезды рождаются, как пульсар в Крабе. Хорошая картинка. Оказалось, что реальность более интересна, что могут они рождаться, например, вот такими. Что с ними не так — неясно: то ли вращаются медленно, то ли магнитные поля слабые, то ли еще что-то, но вот что-то с ними не так.

Лекция С. Попова

Что еще есть у нас нового? Есть объект, который называют «магнитар». Магнитар по определению — это объект, который излучает энергию своего магнитного поля. Магнитное поле имеет энергию, плотность просто b2, поле в квадрате, коэффициентики забыли. Почему излучают радиопульсары? Они излучают энергию вращения, они замедляются. Мы можем посчитать темп замедления какой-то нейтронной звезды. Почему излучают компактные источники в остатках сверхновых? Они горячие. Так вот, когда вы складываете все вот эти составляющие, а светимость, которую вы видите, больше, вам нужно придумать что-то еще.

Следующая разумная идея — магнитное поле. Если у вас есть сильное магнитное поле (ну, собственно, и слабое), вы можете излучать его энергию. В солнечных вспышках, например, излучается энергия магнитного поля. Очень хорошо понимать, что никакого поля как бы нет. Вот магнитные силовые линии, их там кто, Фарадей придумал? Это очень красиво, очень хорошо, но на самом деле, текут токи — вот что важно. У вас есть токи. И поэтому, когда говорят, ну вот, выделяется энергия магнитного поля, вот есть ниточки, да, если мы их пересоединим, то вроде бы энергия должна выделиться, не очень понятно. Всё очень просто: течет ток, если есть поле. Если вы линии пересоединили, значит вы устроили короткое замыкание. Кто не верит, что при коротком замыкании выделяется энергия, возьмите пинцет и идите к розетке. Узнаете: выделяется, совершенно точно. Если вы это делаете в большом масштабе на нейтронной звезде — это магнитар.

Таким образом, если темп выделения энергии превосходит темп выделения вращательной энергии, то есть темп замедления, то, скорее всего, мы имеем дело с магнитаром. Почему мы убеждены, что некоторые объекты являются хорошими кандидатами в магнитары? Кроме вот этого условия, по скорости замедления периода, мы, опять же, говорим, что это нейтронные звезды с большим магнитным полем — чем больше поле, тем сильней нейтронная звезда замедляется. У магнитаров периоды пульсации намного длиннее, чем у радиопульсаров. Наконец, в редких случаях есть то, что астрономы называют «прямым измерением поля». Для физика это, конечно, никакое не прямое измерение поля. Вы увидели спектр, увидели в нём какие-то линии (спектр линий я покажу потом) — вроде бы это можно объяснить как магнитное поле. Можно объяснить и как-то по-другому, вот это возникает такая типичная астрофизическая неопределенность. Модель хорошо описывает — это хороший аргумент в ее пользу, но руками потрогать, к сожалению, ничего нельзя. Поля у магнитаров (у известных кандидатов в магнитары) — 1014–1015 гаусс, это колоссальная величина. Если вы посчитаете энергию, то в такой нейтронной звезде запасена энергия... давайте быстро перемножим... ну, там, 1048 эрг. 1048 эрг — это очень много, Солнце за всю свою жизнь излучает меньше, ну, примерно столько же.1

Лекция С. Попова

Известные магнитары делятся на два типа: это источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (их известно всего четыре, плюс есть кандидаты) и аномальные рентгеновские пульсары (их известно раза в два побольше, плюс тоже есть кандидаты). Давайте быстренько о них поговорим.

Лекция С. Попова

Как они, во-первых, распределены в галактике? Ну, на свою галактику мы посмотреть сбоку не можем, ничего страшного, можно представить. Вот это — наша галактика сбоку; красненькие, вот 4 штучки — это мягкие повторяющиеся гамма-всплески, их источники; желтенькие — это аномальные рентгеновские пульсары. Видно, все они лежат в плоскости галактики. Вот этот лежит не в плоскости — он в Большом Магеллановом облаке находится.

То, что объекты лежат очень хорошо в плоскости галактики, астрономам немедленно говорит о том, что это молодые объекты, поскольку звезды образуются только в плоскости галактики — там есть газ, там есть из чего звезды образовывать. Коли они лежат там, значит это очень хорошо подтверждает их молодость. Это не могут быть старые нейтронные звезды: старые нейтронные звезды — они летали бы в гораздо большем объеме и так в плоскости галактики не концентрировались бы. Так что это очень хорошо входит в такую когерентную картину, опять же, того, что такое магнитары. Хотя их, вроде бы, мы знаем мало, но, возможно, больше 10% звезд рождаются как магнитары, поскольку магнитарная стадия просто очень короткая. Если мы оценим возраст вот этих источников — он очень небольшой, десятки тысяч лет максимум, а галактики — 10 миллиардов лет. Значит, если вы хотите оценить полное количество магнитаров, рожденное за всё время жизни галактики, делите возраст галактики на возраст магнитара, умножаете на известное число, получаете большую величину. Вообще говоря, получаете несколько миллионов, может быть, десятки даже миллионов, это до 10% всех нейтронных звезд.

Лекция С. Попова

История изучения вообще этого типа объектов началась в 79-м году, и на мой взгляд (это очень субъективное мнение) — это самый красивый результат в астрономии, полученный в СССР, в России, вообще вот в Российской империи. Были аппараты Венера-11, Венера-12, было две группы — группа из тогда, естественно, Ленинграда под руководством Евгения Мазеца, была советско-французская группа в Институте космических исследований, они изучали гамма-всплески. Гамма-всплески к тому времени были открыты, это отдельная тема, мы ее сейчас касаться не будем. И вот 5 марта 1979 года вдруг увидели очень яркий, очень странный всплеск.

Вот здесь, если рисовать максимум блеска — аппаратура просто ослепла, она ничего не видела, — вот здесь 2000 всего отложено фотонов за четверть секунды, оценки говорят, что в максимуме было 50 000 фотонов в секунду примерно, просто аппаратура захлебнулась. А после того, как аппаратура прозрела, она увидела регулярные пульсации. Значит, это... такую регулярность дают в астрономии только вращающиеся объекты. Если это секунда — в данном случае это секунда, — значит, это нейтронная звезда, больше никакой объект вам регулярного вращения с периодом секунда не дает. Ну, можно фантазировать с белыми карликами, но, в общем, достаточно легко показать, что в данном случае это не пройдет. Значит, было ясно, что нейтронные звезды периодически дают колоссальные вспышки. Энергетика этой вспышки — 1044 эрг/с. Ну, если сравнивать с Солнцем, это в 100 миллиардов раз больше, чем светимость Солнца. Ну, в течение долей секунды — всё равно это впечатляет. То есть, на самом деле, этот объект светил, как целая галактика, если мы по энергетике оцениваем.

Лекция С. Попова

Вторая группа, советско-французская, она изучала не пульсацию, она изучала координаты, и они получили координаты. Для этого нужно было подождать, потому что нужно несколько спутников, свести данные с нескольких спутников, и тогда получается вот такая вот область неопределенности странной формы, и она спроецировалась на остатках сверхновой в Большом Магеллановом облаке. Стало ясно, что это действительно молодая нейтронная звезда, которая в этом остатке сверхновой родилась, а коли это Большое Магелланово облако, мы немедленно знаем расстояние — из потока фотонов мы получаем расстояние, в астрономии часто трудно оценить расстояние: мы что-то видим, а где оно находится — бог знает.

Лекция С. Попова

Потом было открыто еще три источника этого типа, у них есть несколько типов всплесков, очень быстро я по ним пробегусь. Есть то, что называется «слабыми всплесками»; на самом деле, светимость там в миллиард раз больше Солнечной — ну, в 100 миллионов раз, в 50 миллионов раз, сильно больше Солнечной. Это называется «слабые всплески». Их дают и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, и аномальные рентгеновские пульсары. Длятся они очень недолго, где-то 0,1 секунды, и много-много объектов их показывает, и уже зарегистрировано около тысячи таких коротких всплесков.

Лекция С. Попова

Есть промежуточные всплески, то есть энергетика у них промежуточная, они где-то раз в 100 мощнее слабых.

Вот, как вы видите, они могут получаться очень кудрявыми; какие-то похожи на гигантские всплески, но нет центрального всплеска; какие-то вот просто имеют такую странную форму, и вообще говоря, похожи на обычные гамма-всплески.

Лекция С. Попова

В итоге к настоящему времени можно считать, что каждый из четырех источников дал гигантскую вспышку, но вот одна под вопросом — это вопрос классификации: это была очень мощная вспышка, но без вот этого хвоста пульсирующего, кто-то ее считает гигантской, кто-то нет. В спокойном состоянии это просто рентгеновские источники, которые дают вот такие пульсы, и период, естественно, такой же, как в хвосте вспышки — нет сомнений, что это вращающаяся нейтронная звезда.

Лекция С. Попова

Аномальные рентгеновские пульсары — второй кандидат в магнитары. Их одновременно две, даже три группы в 95-м году выделили из общего числа рентгеновских пульсаров. Когда в 95-м году я слушал доклад (ну, в 96-м — не важно), казалось очень странным: ну, взяли список обычных рентгеновских пульсаров, ну что они могли сказать? Ну, периоды у них 5-10 секунд — ну, есть такие, да. Постоянное замедление — ну, такое тоже может быть: вот пульсары радио, они всё время замедляются, потому что крутится объект и замедляет свое вращение. В двойной системе нейтронная звезда может замедляться, а падающее вещество может ее раскручивать, это типично для рентгеновских пульсаров, но это не супер-аргумент. Нет оптических компонентов — ну, пусть слабая звездочка здесь. Слабая светимость — ну, тоже, ну и что? Постоянная светимость — когда вы кидаете вещество, у вас то больше падает, то меньше — постоянная светимость наводит вашу мысль на то, что не что-то падает, а что-то регулярно излучается.

Но оказалось, что вот эти две группы правы: это действительно совершенно другой тип источников — не рентгеновские пульсары в тесных двойных системах, а, по всей видимости, сильно замагниченные звезды, которые светят совсем по другим причинам.

Лекция С. Попова

Ну, вот известно около десятка источников, у них тоже периоды порядка 10 секунд, как и у источников мягких повторяющихся гамма-всплесков. Вот их рентгеновские профили, так они пульсируют; по такой картинке нельзя отличить, где что: они, вообще говоря, очень похожи.

Лекция С. Попова

Может быть, они такие близнецы-братья (я вот давно заметил, что «близнецы-братья» давно уже у молодежи не вызывают никакой реакции). Действительно, у аномальных рентгеновских пульсаров начали видеть слабые вспышки, гигантских вспышек от них не видели, и, скорее всего, они их не дают. Но, тем не менее, аномальные рентгеновские пульсары дают вспышки, совершенно не отличимые ни по спектру, ни по профилю от вспышек источников мягких повторяющихся гамма-всплесков, так что, по всей видимости, это действительно объекты одной природы. По крайней мере, одни и другие — магнитары. Может быть, одни немножко постарше, другие немножко помладше, поэтому одни дают мощные вспышки, другие — нет.

Лекция С. Попова

Измерение магнитного поля. Ну вот эта картинка — это то, что астрономы называют «прямым измерением». Это спектр одного из источников мягких повторяющихся гамма-всплесков во время вспышки. Вот в таком хорошем спектре крестики — это реальные наблюдения, а сплошная линия — это теория. Вот в таком сплошном спектре видны 4 линии, они в гармоническом отношении друг к другу находятся. Вот Пифагор, наверное, сразу сказал бы, что это магнитное поле — такое красивое гармоническое отношение. Если сказать, что это действительно протонная циклотронная линия, то есть протоны крутятся в магнитном поле — а заряд, массу протона мы знаем — соответственно, если мы знаем, на какой энергии эти фотоны, — ну, в данном случае поглощают энергию, соответственно, могли бы и излучать, — то можем сказать, в каком магнитном поле они крутятся, и тогда получается как раз примерно между 1014 и 1015 гаусс, то есть то, что и ожидается. Поэтому это считается хорошим подтверждением магнитного поля магнитаров, но, тем не менее, важно понимать, что все-таки это астрономия, все-таки это вот просто спектр, никто никуда никакой прибор не вносил, в это магнитное поле, поэтому, может быть, рано говорить, что жестко доказано, что у этих нейтронных звезд есть эти гигантские поля. Хотя это очень консервативная уже гипотеза.

Лекция С. Попова

(Так, это я быстро пропускаю.) Последняя гигантская вспышка, которую наблюдали, произошла 27 декабря 2004 года. Она была в 100 раз мощнее предыдущих. Это было замечательное событие, оно всё ионизовало у нас в ионосфере Земли. То есть где-то 15 килопарсек — то есть это 45 000 световых лет от нас — что-то бумкнуло, а у нас в ионосфере всё поменялось. Все спутники, которые смотрели в сторону вспышки, естественно, «ослепли», поэтому, опять же, максимум вспышки никто не прописал.

Лекция С. Попова

Вот много-много аппаратов, — все, кто летал, — все ее видели, причем вспышка произошла достаточно близко от Солнца (в проекции), поэтому много солнечных аппаратов, которые просто в рентгеновском диапазоне, в гамма-диапазоне смотрят в сторону Солнца, изучают Солнце, — они увидели вспышку, тоже, естественно, «ослепли».

Лекция С. Попова

Вот эта вспышка имела полную энергетику больше, чем 1046 эрг. Это уже очень много. Светимость была больше, чем 1047 эрг/с — это уже сильно больше, чем вся галактика светит. Опять же, был красивый длинный хвост (есть ли у меня хвост? — есть... хвост будет потом).

Лекция С. Попова

Очень красивый результат, опять же, получила, группа Мазеца. Вот что она получила: у них было... собственно, это тоже важно, так очень забавно, как у нас устроено знание о том, что люди делают. Действительно, одна из самых сильных астрофизических групп в стране, они до сих пор держат по крайней мере два прибора на орбите на разных спутниках. Постоянно получают результаты и рассказывают о них очень мало. Так вот, у них было два прибора: один — на американском спутнике "Wind", другой — на российском «Коронасе». Один прекрасно смотрел в сторону всплеска и, естественно, «ослеп», а второй был в тени Земли, и он как бы не «ослеп», потому что он в тени был. И они увидели, что, тем не менее, что-то аппарат увидел. Но позже. Что он увидел? Когда они посчитали, насколько позже он увидел, то выяснилось, что временная задержка — это как раз столько, сколько нужно свету для того, чтобы дойти до Луны, отразиться и попасть в аппарат. То есть вспышка была настолько мощная, что они увидели в рентгене отражение от Луны. Луна, я скажу вам, и так плохое зеркало, она в оптике отражает 8% света, это нам так на ночном небе кажется, что она яркая. В рентгене она отражает еще хуже. Тем не менее мощность вспышки позволила увидеть отраженный сигнал от Луны. То есть единственный аппарат, который как бы не «ослеп» во время максимума, — который смотрел на отражение. Поэтому естественным образом можно вспомнить вот этот кусочек мифологии.

Лекция С. Попова

Тем не менее механизм гигантских вспышек абсолютно неизвестен. Строится много теорий, очень сложных, большую часть которых я плохо понимаю, потому что это очень сложная магнитогидродинамика.

Лекция С. Попова

Интересны вопросы, связанные просто с эволюцией магнитаров. Почему? Вот почему есть нейтронные звезды, которые становятся пульсаром в Крабе, а есть в которых поле в 100 раз сильнее? Вот глядя на звезды обычные, мы не видим, мы не можем сказать... Вот есть какая-то звезда, мы ее видим. Кем она станет — пульсаром, как в Крабе, или магнитаром? Непонятно. Нет никакой драматической разницы между звездами массивными. Обсуждаются разные гипотезы. Одна из них основана на том, что один из кандидатов находится в скоплении, называется оно «Вестерлунд 1» (Westerlund 1), скоплении, где сейчас мы видим очень массивные звезды. Значит, уже прожить свою жизнь и взорваться могли только еще более массивные. Это аргумент в пользу того, что только самые массивные звезды дают магнитары. Почему это так — всё равно непонятно. Есть идея, что здесь нужны двойные звезды, поскольку в двойной системе одна масса может раскрутить другую — например, за счет аккреции или за счет синхронизации своего вращения с орбитальным вращением. А если у вас есть быстро вращающийся плазменный шар, который схлопывается, то вы в нём можете за счет динамо-механизма генерировать магнитное поле, и тогда вы можете, действительно, эффективно поле увеличить. Если бы звезда вращалась медленно, она дала бы пульсар в Крабе, а если бы вращалась быстро, из-за того, что раскрутили в двойной системе, — дала бы магнитар. Никаких серьезных аргументов ни в пользу первой, ни второй гипотезы нет, люди разрабатывают модели, но это очень важно понять. Мы совершенно не знаем, почему часть нейтронных звезд рождается как магнитары.

Лекция С. Попова

Как вы видели, все магнитары, которые известны, они находятся у нас в галактике (ну, Большое Магелланово облако — это почти что наша галактика: она падает на нас, всё равно можно считать, что рано или поздно она станет нашей). Почему мы не видим магнитары в других галактиках? Это достаточно больной вопрос. Вот только совсем недавно это начали видеть, и опять-таки начала видеть группа Мазеца. Ну, вот там уже новое поколение появляется, поэтому в данной работе первый автор — Дима Фредерикс, а не Мазец. Но вот один из гамма-всплесков спроецировался на область с галактикой М83, это достаточно близко... сколько это? Ну, если вам парсеки удобнее, то это где-то 4 мегапарсека, в световых годах — 10 миллионов световых лет, это близко. Второй гамма-всплеск спроецировался вообще на Туманность Андромеды, и если посчитать энергетику, это очень похоже на всплеск 27 декабря 2004 года. То есть как бы всё говорит о том, что мы начинаем потихонечку видеть внегалактические магнитары. Ну, вот нужно, чтобы летали аппараты, нужно, чтобы они продолжали находить новые объекты, поскольку, оказывается, это не так просто, несмотря на то, что объекты яркие. Выделить такие короткие всплески, когда они далеко, в общем, достаточно проблематично.

Лекция С. Попова

Что еще у нас есть? Итак, в галактике, мы пока сказали, у нас есть радио-пульсары, аномальные рентгеновские пульсары, источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, центральные источники в остатках сверхновых. Вот вблизи мы начинаем видеть интересный тип объектов (вдали мы их не видим) — радиотихие нейтронные звезды. Это как раз совсем, наверное, то, о чём мечтали Бааде и Цвикки: у них никаких колокольчиков нет. Первую такую звезду увидели в 96-м году.

Лекция С. Попова

Совершенно случайно: люди изучали в рентгеновском диапазоне обычные звезды молодые. Фред Уолтер (Frederick M. Walter) — интересный человек, всю жизнь изучал обычные звезды, проводил рентгеновские наблюдения, самая цитируемая статья у человека — по нейтронным звездам. Он случайно открыл замечательный объект, который имеет вот такое вот легко запоминающееся красивое имя: RX J1856.5-3754. Вот это оптическое изображение этой звездочки, полученное космическим телескопом имени Хаббла. Увидеть случайно вот это и сказать, что это нейтронная звезда, нельзя. Это то, о чём говорили Бааде и Цвикки примерно. Увидели ее по рентгеновскому излучению, она достаточно близко от нас; это, вообще говоря, самая близкая2 из известных нейтронных звезд, она молодая, она еще горячая, у нее температура почти миллион градусов. Ее увидел рентгеновский спутник ROSAT, о котором поговорим. В оптике ее увидели только потому, что знали, куда смотреть. Увидеть случайно такой объект фактически невозможно в оптике, ну а уж в 34-м году и подавно.

Лекция С. Попова

Открыли шесть объектов, очень похожих на вот этот RX J1856, поэтому их назвали Великолепная семерка. Как видите, они все имеют периоды примерно такие же, как у магнитаров. Но они не магнитары. Во-первых, они не излучают энергию своего магнитного поля, они светятся просто потому, что молодые и горячие. Это что-то вроде компактных источников в остатках сверхновых, только они постарше и поэтому послабее, но зато они близко от нас, поэтому мы их можем увидеть. На расстоянии, там, в центре галактики мы такой объект уже не увидим (ну, если не знаем, куда смотреть). Никакого радиоизлучения от них зарегистрировать не удалось; есть надежда, что что-то на очень низких частотах в Пущинской радиоастрономической обсерватории видят, проверить результат нельзя: кроме них никто не наблюдает таких низких частотах с таким качеством, скажем так. Поэтому, если результат одной группы получен на одном инструменте, то он всегда остается под вопросом.

Лекция С. Попова

Итак, открыли их на спутнике ROSAT — замечательный был немецкий спутник, 10 лет отлетал, и его именно отключили. Он бы, может, еще отлетал 10 лет, но решили отключить. Пока, к сожалению, нет нового хорошего обзорного спутника в рентгене, самая большая надежда — это на спутник... — собственно российский будет, «Спектр-Рентген-Гамма» (СРГ). На нём будут стоять три прибора3: собственно российский прибор, который будет изучать в основном тесные двойные системы; будет стоять очень интересный английский прибор, "Lobster" называется, потому что он устроен, как глаз. (Он называется Lobster. Как любит говорить Сергей Иванович Блинников: «Нам, русским, больше привычно слово ''омар''». Вот лобстер и омар — это один и тот же зверь.) Так вот, прибор устроен, как глаз омара. Там просверлено много канальцев, там нет оптики; есть прибор, много дырочек, в них попадает рентгеновское излучение, и такая дырочка работает как зеркало косого падения: луч попадает, отражается от одной стенки дырочки, от другой, и, в неком смысле, происходит фокусировка. Можно одновременно осмотреть всё небо в рентгеновском диапазоне, это будет первый прибор такого типа, выведенный в космос. Ну, вот будет стоять немецкий рентгеновский телескоп, который будет давать обзор неба лучше, чем ROSAT. Есть надежда, что это прибор будет открывать новые нейтронные звезды типа Великолепной семерки. Но пока мы имеем только данные ROSAT.

Лекция С. Попова

Для 1856 мы знаем уже очень много. Это одна из самых хорошо изученных нейронных звезд теперь, потому что она очень близко, ее видят в рентгене, видят в оптике. Вот это данные космического телескопа имени Хаббла. Видно, как она летит, мы можем измерить ее скорость, мы можем точно измерить расстояние, измерив параллакс, и на основании этого мы можем пытаться уже строить какие-то теории, как мы увидим, они очень важны оказываются для физиков. Я пропущу всё про солнечную окрестность, это не так, может быть, существенно сейчас.

Лекция С. Попова

Итак, почему эти объекты так важны? Ну, открыли еще какие-то нейтронные звезды, ну, хорошо, они не похожи на пульсар в Крабе, хотя их рождается много, то есть они по количеству, может, даже превосходят радиопульсары в галактике. Ну, и бог бы с ними: мало ли чего есть в природе интересного, друг Горацио. Тем не менее оказывается, что именно такие нейтронные звезды очень важны, потому что это очень чистые нейтронные звезды. Мы видим тепловое излучение от поверхности — мы не видим теплового излучения, связанного с тем, что есть магнитное поле. Они быстро вращаются, эти нейтронные звезды, что-то излучается. Нет. Ничего на нее не падает, то есть нет никакого излучения, связанного с аккрецией, есть просто излучение от поверхности.

Почему это так важно? Потому что нам очень интересно, как ведет себя вещество внутри нейтронной звезды. Внутри нейтронной звезды плотность — 10 ядерных, вещество при этом холодное (ну, холодное с физической точки зрения). То есть еще вот тут вещество становится сверхтекучим, температура у него может быть 100 миллионов градусов, но плотность так велика, что вещество уже сверхтекучее, мы можем считать его холодным. Температура не важна для описания этого вещества. В лаборатории мы не можем получить 10 ядерных плотностей для холодного вещества, мы можем сталкивать на ускорителях частицы и получать менее плотное вещество очень горячим. Можем, там, кварк-глюонную плазму получать — очень здорово, но это изучает другую немножко область фазовой диаграммы, то есть немножко другое состояние вещества. Изучать состояние вещества при сверхъядерных плотностях и низкой температуре можно только в нейтронных звездах Но внутрь мы заглянуть практически никак не можем.

Но если мы построим нейтринные телескопы, которые будут видеть нейтрино из недр нейтронной звезды, тогда сможем. Но пока таких телескопов нет, и, на самом деле, большой надежды на то, что такие чувствительные нейтринные телескопы будут — нет такой надежды. Только во время взрыва сверхновой мы можем увидеть очень мощный поток нейтрино. Грубо говоря, у вас 90% протонов превращается в нейтроны, и при этом излучается нейтрино, то есть количество излученных нейтрино примерно равно числу протонов в звезде — там, 1058 штук. Такой поток мы можем увидеть, может быть даже... В 87-м году три детектора в мире увидели, там, 2 нейтрино, 5 нейтрино и 7 нейтрино от сверхновой в Магеллановом облаке. Но это надо, чтобы что-то близко взорвалось. С тех пор ничего похожего не происходило. Так вот, если мы хотим узнать, что здесь происходит, нам нужно смотреть, как излучает поверхность нейтронной звезды — это единственный способ заглянуть внутрь.

И что люди делают? Люди строят кривые остывания нейтронных звезд. Вот график: здесь возраст — 10 лет, 100 лет, то есть логарифм, естественно, 1000, 10 000, 10 000, 1 000 000; здесь — температура нейтронной звезды, вот миллион градусов, 106 градусов. Точки — это нейтронные звезды с известной температурой, известным возрастом. Люди стоят теоретические кривые остывания, основанные на какой-то теории поведения вещества при очень высокой плотности. Причем, мало этого, к сожалению, — вы можете построить замечательную теорию, как всё устроено здесь, но вам потом нужно энергию передать наружу и заставить поверхность излучать. А здесь и по дороге есть всякие сложности, да еще на поверхности может быть какой-нибудь хитрый химический состав, магнитное поле, которое немножечко искажает спектр, и этого достаточно для того, чтобы температура поплыла, по крайней мере поплыла ваша оценка температуры. Тем не менее единственный способ проверять теорию строения нейтронных звезд, почти единственный способ — это сравнивать наблюдаемые температуры нейтронных звезд с теоретическими расчетами. И Великолепная семерка в данном случае — идеальные объекты, потому что у них мы просто видим тепловое излучение, оно ничем дополнительно не затуманено, как это, например, происходит у радиопульсаров фактически всегда.

Лекция С. Попова

Вот такие исследования — они помогут понять, как устроена нейтронная звезда внутри, а здесь возможно множество вариантов. Вот Фридолин Вебер (Fridolin Weber), он на одной картинке сумел замечательно всё объяснить. Вот у нас может быть обычная нейтронная звезда. Это значит, что она действительно-таки состоит из нейтронов, ну, с небольшой добавкой протонов и электронов, 90% примерно нейтронов в центре. Может быть нейтронная звезда с пионовым конденсатом внутри. Пионный конденсат, по-моему, впервые Мигдал предсказал, году эдак в 59-м. Может быть... ну, вот они называют это «нуклеонная звезда», в центре у нее каонный конденсат. Может быть гиперонная звезда, у нее в центре гипероны. Может быть гибридная звезда, кварково-обычная, скажем так. Она снаружи как обычная звезда, а внутри у нее кварковое ядро. Плотность настолько высока, что происходит деконфайнмент. Вы знаете, есть конфайнмент: кварки заперты в протонах, нейтронах, других частицах. При высокой плотности это исчезает: у вас как бы кварки могут двигаться в большом объеме. Забавно, это было предсказано в 64-м году Иваненко и Курдгелаидзе, то есть до открытия нейтронных звезд и до открытия... ну, собственно, до открытия как бы кварков уж в таком буквальном смысле. И тогда всего подозревали только два кварка, то есть у них модель... не могло быть странной звезды, потому что странная звезда это когда strange, странный кварк открыли, он больше подходит, его нужно добавлять для того, чтобы сделать устойчивую звезду. Тем не менее они сказали, что можно достигать такой плотности, что звезда будет становиться кварковой.

Наконец, могут быть полностью странные звезды — такая звезда, странная, то есть сделанная из кваркового вещества от центра до поверхности. Это очень забавно: кварковое вещество — его прелесть в том, что оно само по себе устойчиво. Нейтронную звезду все-таки держит гравитация, вы не можете сделать очень легкую нейтронную звезду: ее разорвет. Нужно, чтобы гравитация держала вещество. А в страной звезде этого нет. Могут летать — вот люди в космических лучах их ищут — капельки странного вещества, по-английски называются "strangelets", по-русски можно говорить «страпельки» — капельки странного вещества. Вот странное вещество — оно может быть в виде капелек, например, оно... была такая идея, и она существует, когда капелька попадает в нейтронную звезду и начинает расти и постепенно съедает всю звезду, звезда становится странной. Вот интересно, у Виттена, который едва ли не самый цитируемый физик, у него одна из самых цитируемых работ посвящена кварковым звездам, и, собственно, с его работы как-то все обратили на них внимание. Точно так же, как работы Бааде и Цвикки, работа Виттена посвящена космическим лучам и, тем не менее, является ключевой для изучения компактных объектов.

Лекция С. Попова

Что еще у нас есть? Есть большие надежды открыть новый класс нейтронных звезд в гамма-диапазоне. Летала американская Комптоновская гамма-обсерватория (Compton Gamma-Ray Observatory), это был (как это... curiosity) любопытный факт — это была самая массивная чисто научая космическая обсерватория, потому что просто гамма-детекторы — они обычно тяжелые. Вот летала Комптоновская гамма-обсерватория, там было 4 эксперимента, один из них назывался EGRET, и у него в каталоге есть что-то около 300 гамма-источников. Из них больше половины не отождествлены. Типичный такой астрономический случай — бог знает, что видим. Что это может быть? Часть — это наверняка активные ядра галактик, которые находятся далеко. Но часть явно концентрируется к плоскости галактики, и вот к Поясу Гулда, который я пролистал — это такая локальная структура на расстоянии, там, 1000 световых лет от нас, вокруг нас, состоящая из молодых звезд. Много молодых звезд — значит, должно быть много нейтронных звезд молодых. Они могут светить в гамма-диапазоне. Например, просто может быть радиопульсар, который не светит прямо на нас, но, кроме излучения в радио, он дает излучение в гамме. А гамма-поток немножечко шире, поэтому радиолуч по нам не чиркает, а гамма-луч по нам чиркает. Но может быть, это принципиально какой-то другой механизм излучения, когда вообще нет радио, а есть гамма.

Ну, вот в этом году будет запущен спутник GLAST американский, который будет сильно лучше EGRETа, потому что в гамма-диапазоне большая проблема в определении координат. И если вы говорите, что вот на пятачке размером с диск Луны вы видите объект, то для оптического астронома это почти то же самое, что ничего не сказать. Там может быть очень много всего. Это примерно так же, как вот... я не знаю... вы вот стали сотрудником спецслужб, вот у вас есть где-то подозреваемый, вот на карте мира обводите, скажем, Шанхай и говорите: «Он где-то там, идите ищите». Вот для оптических диапазонов полградуса на небе — это очень большая область, там почти ничего нельзя найти. GLAST будет иметь гораздо лучше разрешение, и тогда уже можно будет искать, скорее всего, вначале в рентгеновском диапазоне эти некоторые неотождествленные источники, ну а потом, может быть, в радиооптике, и уже выяснять их природу, распутывать всю вот эту картинку.

Лекция С. Попова

Ну, движемся к концу. Вот некоторое время назад, делая похожие доклады, в том числе в этом зале, я говорил: «Легко показать, что постоянно действительно всё развивается». Вот открыт еще один новый тип источников — ну, в конце 2004 года, на самом деле, они были открыты, статья 2005 года. Были открыты источники, которые излучают очень короткие радиоимпульсы. До этого их просто не видели, потому что в радиодиапазоне — вы знаете, если вы, там, в КВ-диапазоне включите приемник, то постоянно что-то трещит, шумит; постоянно у нас в ионосфере, в магнитосфере что-то происходит, идут шумы. Выделять на этом фоне миллисекундные импульсы очень трудно, но вот сейчас люди научились это делать — и тут же они открыли новый тип нейтронных звезд.

До этого не было объектов, которые бы давали такие короткие хорошие импульсы и не давали стабильного радиоизлучения. То есть были известны радиопульсары с такими импульсами, а вот эти вначале казались не похожи на радиопульсары.

Лекция С. Попова

Ну вот эти импульсы миллисекундные... кстати, у вас была, по-моему, уже лекция по вейвлетному анализу, да? Вот всякие такие хитрые системы обработки данных — они применяются для вытаскивания, в том числе, и астрономических сигналов. Кстати, интересно, что очень часто... я не знаю, что вам рассказывали на лекции про вейвлеты, наверное, большой спектр описывали приложения, но обычно в первый раз, когда рассказывают вейвлеты, в основном рассказывают о временных рядах и о том, что можно что-то выделять. Вот наверняка упоминали: вейвлеты можно применять и для обработки изображений. И в астрономии, в том числе рентгеновской, вейвлеты активно применяются и для обработки изображений. Например, когда скопление галактик в рентгене изучают.

Лекция С. Попова

Вот если мы построим такую простую диаграммку: здесь период вращения нейтронной звезды будем откладывать, а здесь — производную периода вращения, как он замедляется. Вот черные точечки — это обычные радиопульсары, у них период от 0,1 в среднем до 1 секунды, вот эти линия соответствует магнитному полю 1012 гаусс. То есть вот типичный радиопульсар имеет период, там, полсекунды и поле 1012 гаусс. Вот эти два квадратика — это источники мягких повторяющихся гамма-всплесков. Длинный период, очень большое поле — больше, чем 1014 гаусс, вот эта линия соответствует 1014. Вот это, оранжевые, терракотовые квадратики — это аномальные рентгеновские пульсары. А вот эти 4 звездочки — это новые источники, вот эти, вращающиеся радиотранзиенты, Rotating Radiotransients (RRATs). То есть они оказываются как бы между обычными радиопульсарами и магнитарами.

Лекция С. Попова

Вот здесь же находится Великолепная семерка, поэтому первая идея была, что, может быть, это объекты, похожие на Великолепную семерку. Скорее всего, это не так. С одной стороны, рентгеновское излучение от вот этих RRATs'ов очень похоже на излучение Великолепной семерки, красные — это радио; крестики, обведенные пунктиром, — это рентгеновское излучение. Так что это похоже на Великолепную семерку. С другой стороны, от Великолепной семерки, как мы ни искали, радиоимпульсов мы не видим; ни на низких частотах, ни на высоких таких коротких импульсов нет. Так что, может быть, это все-таки источники, не связанные непосредственно, но, скорее всего, какие-то родственники друг другу.

Лекция С. Попова

Наконец, самое последнее открытие 2007 года — был обнаружен забавный объект, назвали его Calvera. Кто смотрел фильм «Великолепная семерка», Calvera — это плохой, вот он вот такой. Люди увидели объект: можно точно сказать, что это одиночная нейтронная звезда, но нельзя сказать, на каком расстоянии она находится. То ли она на расстоянии 1000 световых лет от нас, то ли 10 000 световых лет от нас, и тогда интерпретация будет разная. Если бы увидели радио, было бы легче; никакого радио не видно. То есть в астрономии, опять же, типичная ситуация: вы видите, там, точечку какую-то, например в рентгеновском диапазоне, как в данном случае, объясняете — даже расстояние нам пока не известно, нужно наблюдать дальше.

Есть много идей, что это такое. Например, это может быть точно объект, как Великолепная семерка, но очень далеко от нас — есть такие «убегающие звезды», обычные массивные звезды с большой пространственной скоростью. Они очень простым способом рождаются: представьте, крутится двойная система, и одну звезду вы убираете — например, она взрывается. А вторая — у нее есть орбитальная скорость, хочется дальше крутиться, но поскольку ее больше ничего не притягивает, она просто летит вперед. Значит, у звезды, у обычной, появится необычно высокая скорость. Обычные одиночные звезды так быстро не летят. Так вот, такая звезда может очень далеко улететь от своего места рождения и там взорваться. Дать там нейтронную звезду, в совершенно неправильном месте, там не должны вроде бы рождаться нейтронные звезды, если бы не было убегающих звезд. Вот, может быть, Calvera — такой объект, ну, непонятно. И видно, что практически каждый год в изучении нейтронных звезд подкидывает нам какие-нибудь новые загадки.

Лекция С. Попова

Давайте будем подводить итоги. У нас есть много групп, много типов источников, которые являются молодыми нейтронными звездами. У нас даже есть, возможно, магнитары, то есть совсем другие нейтронные звезды, непохожие на обычные радиопульсары. Это не какие-то отклонения малозначительные, все вместе вот эти источники по их темпу рождения оказываются более распространенными, чем радиопульсары. Мы знаем радиопульсаров много, больше тысячи, просто потому, что их наблюдать легко. Эти объекты наблюдать сложнее, или они живут очень недолго на этой активной стадии, поэтому по штукам нам их известно мало, но темп рождения их оказывается достаточно большим.

Для теоретиков есть много вопросов. Кроме того, что непонятны механизмы излучения почти для всех типов объектов или непонятна эволюция излучения — например, как в случае остывания нейтронных звезд, мы не знаем, как устроена жизнь вещества при плотности 10 ядерных; значит, мы не можем точно посчитать, как остывают нейтронные звезды. Для астрофизиков-теоретиков есть два основных вопроса — это есть ли связь между всеми этими объектами? Может ли так быть, что звезда родилась источником мягких повторяющихся гамма-всплесков, потом стала аномальным рентгеновским пульсаром, потом, например, поле затухло у нее, — опять же, вспоминаем, что поле само — это некая фикция, токи, которые текут в нейтронной звезде и поддерживают поле. Затухли — токи затухают, батарейки у нейтронной звезды нет, это естественный процесс, — поле уменьшается, и они превратились, например, в Великолепную семерку. Так это или не так, есть ли генетическая связь между ними — мы не знаем, и точно так же мы не знаем причины различий. Почему какие-то массивные звезды в конце своей жизни рождают радиопульсары, какие-то рождают магнитары, какие-то рождают компактные источники в остатках сверхновых. Это точно три разных типа нейтронных звезд, с самого начала, от момента рождения.

Лекция С. Попова

Ну вот, в общем, мы и приблизились к концу, это, опять-таки, картина современного художника, это картина Доротеи Рокберн. Как вы видите, мы — я надеюсь — приблизились к более когерентной картине. Мы знаем, что нейтронная звезда — это что-то круглое, что-то вращающееся, что-то с нее выбрасывается; может быть, что-то на нее падает, вокруг есть какие-то другие звезды. То есть это объект, который мы более-менее умеем описывать с точки зрения астрофизики. С другой стороны, вопросов колоссальное количество, поскольку оказывается, что, наверное (конечно, каждый кулик свое болото хвалит), с точки зрения физика самый интересный объект в астрономии — это нейтронные звезды. Там есть и очень высокие плотности, то есть если вы занимаетесь квантовой хромодинамикой — милости просим. Там есть сверхтекучесть и сверхпроводимость, там есть сверхсильные магнитные поля. Там есть интересная ядерная физика, поскольку, если вы вещество кидаете на поверхность нейтронной звезды, оно проникает в кору, и там могут идти очень интересные ядерные реакции, которые в обычных условиях не идут. Так что всем этим надо заниматься. Я как бы на этом финиширую.

Лекция С. Попова
Лекция С. Попова

Если у вас есть вопросы, что почитать, то, во-первых, есть, конечно, сайт «Элементы»; по астрономии самый наполненный сейчас, наверное, сайт «Астронет», и там хорошая система поиска, которая ищет не только по нему, а по астрономическим сайтам. И, наконец, есть две книжки. Такой сборник статей сотрудников ГАИШ, который в течение года-двух... это будет такой, так сказать, up-to-date — как это по-русски... с очень современным описанием широкого спектра астрономических вопросов. Ну, и из него вычленена маленькая книжка собственно по нейтронным звездам — это вот, если интересно, есть такое издательство «Век-2».

Все, спасибо, я на этом останавливаюсь.

Вопрос: Вот у меня есть вопрос по поводу кварковых звезд. Вообще, теория кварков предполагает, что данные объекты (неразборчиво), так называемые адроны, связаны с некой частицей, переносчиком некого взаимодействия — глюоном. Так вот, есть ли у этих пресловутых кварковых звезд некое особое глюонное излучение или нечто тому подобное?

Нет, никакого. Собственно, глюоны — они не как фотоны. У них масса есть, и глюон не может, как фотон, условно говоря, оторваться от электрона и прилететь к нам в глаз. Глюон сам по себе так не может, поэтому никакого такого способа обнаружения не может быть. Как определить, что мы видим кварковую звезду? Вот здесь существует очень много идей. Во-первых, они могут быть гораздо меньше — просто потому, что они такие самодержащиеся, им гравитация не важна. У них может быть вот такая голая кварковая поверхность, она будет по-другому излучать. У них другие механические свойства, и если вы видите какие-то колебания нейтронных звезд — вот например, такой тоже недавний результат, сейчас попробую... Ну, часть мне придется на пальцах показывать, но тем не менее... Вот гигантская вспышка, и вот люди сумели в хвосте вспышки выделить колебания с частотой в несколько десятков герц.

Лекция С. Попова

То есть эта звезда дрожит сама, ее поверхность дрожит, то есть; может быть, это торсионные колебания — никто не знает точно. Вот у кварка известно: такие колебания устроены точно по-другому, ну, в данном случае, значит, мы можем сказать, что, скорее всего, это не кварковая звезда. Но, в принципе, есть способы по таким более или менее обычным проявлениям выяснить, кварковая это звезда или нет. И они остывают совсем по-другому, то есть тоже по этому можно... Просто с излучением глюонов ничего не получится.

Вопрос: Вот еще один вопрос. Встречаются ли, в общем-то, подобные нейтронные звезды в ряде ближайших к нам галактик — Большом и Малом Магеллановом облаке (неразборчиво) спутник?

Хороший вопрос, да. У меня даже это где-то есть на слайде, но я совершенно забыл про это сказать, спасибо. Значит, здесь ситуация вот какая. Мы не можем пока видеть радиопульсаров других галактик. Ну, кроме Большого Магелланова облака — это слишком близко, там есть радиопульсары, известные, наблюдаемые. А вот рентгеновские объекты мы можем видеть с очень больших расстояний, и поэтому нейтронные звезды в других галактиках мы видим в тесных двойных системах. И спутники типа Чандра, которые, с одной стороны, очень чувствительны, с другой стороны, имеют очень хорошее угловое разрешение, то есть они отдельные источники могут выделять, — вот они видят тесные двойные системы с нейтронными звездами с расстояний, там, десятки миллионов световых лет по крайней мере. И мы уверены, что, действительно, в этой системе сидит нейтронная звезда.

Вопрос: У меня не вопрос, а примечание. Мы уже 50 лет пользуемся системой СИ, для нашей аудитории привычнее слышать о единицах Джоулях, единицах системы СИ. Почему все-таки астрономы столь консервативны, всё в эргах и так далее? Просто аудитория как-то привыкла к единицам системы СИ, приходится иногда растолковывать связь... Мы говорим о них, но как-то меньше помним.

Ну, действительно, вы правы, астрономы пользуются СГС-системой, и поэтому, конечно, просто цифры в голове в СГС, и я всё время боюсь, что если я попробую популярную сделать лекцию в СИ, то я просто буду путаться и постоянно называть не те числа и через слово извиняться. Ну, я поэтому пытаюсь сравнивать, говорить, во сколько раз ярче Солнца, а так в эргах всё больше. Вот Садовничий хочет придумать новый рейтинг университетов, чтобы МГУ был повыше... так что мерить надо в попугаях, чтоб длиннее получалось. Но я постараюсь учесть. Хуже, вот, если физик элементарных частиц рассказывает — у них еще хуже. У них скорость света равна постоянной Планка, равна гравитационной постоянной, равна единице. Вот, и это всё... они измеряют массу в сантиметрах безразмерных, и поэтому с ними еще хуже. Так что мы не самые плохие.


1 Конечно, Солнце за всю свою жизнь (10 миллиардов лет) излучает больше, чем запасено у магнитаров в магнитном поле. (Прим. С. Попова)

2 Расстояние до RX J1856 уточнили, звездочка чуть отодвинулась и стала «одной из самых близких», а не самой близкой. (Прим. С. Попова)

3 Компоновка планируемого спутника SRG изменилась, прибора Lobster там, увы, скорее всего не будет. (Прим. С. Попова)


Комментарии (6)


 


при поддержке фонда Дмитрия Зимина - Династия