Ознакомительная версия. Доступно 18 страниц из 88
Теоретики считают, что могут ответить на этот вопрос. Сразу после столкновения звезд материя, выброшенная в пространство, является чрезвычайно горячей. Более того, она не имеет той немыслимой плотности, как в бытность нейтронной звездой. Внезапно возникают условия для возобновления ядерных реакций, что и происходит. Разрушающиеся скопления плотно упакованных нейтронов разлетаются во все стороны. Отдельные нейтроны распадаются с образованием протонов – положительно заряженных частиц. Протоны и нейтроны образуют массивные фрагменты радиоактивной материи, в которой мгновенно начинается распад на более мелкие и стабильные атомные ядра. Радиоактивные элементы быстро расходуются, испуская мощное излучение, главным образом в красном и инфракрасном диапазонах. Остается расширяющееся, медленно остывающее облако атомов тяжелых элементов, в том числе драгоценных металлов – золота и платины.
По расчетам Эдо Бергера из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики в Кембридже (Массачусетс), при столкновении двух нейтронных звезд может образоваться чистое золото общей массой не менее десяти масс Луны. Практически весь имеющийся в космосе запас этого драгоценного металла – включая золото в вашем обручальном кольце, браслете или часах – образовался, вероятно, при столкновениях нейтронных звезд.
По оценкам, в ядерном котле после столкновения выделяется меньше энергии, чем при обычном взрыве сверхновой. Но ее примерно в тысячу раз больше, чем при вспышке нормальной новой звезды (термоядерного взрыва на поверхности белого карлика). Поэтому это событие часто называют килоновой звездой. По очевидным причинам другое популярное название – «блестящая новая» (bling nova).
Летом 2013 г. Ниал Танвир и его коллеги из Лейчестерского университета в Великобритании впервые наблюдали предсказанное моделью излучение килоновой вследствие короткого гамма-всплеска[110]. Всплеск был зарегистрирован 3 июня в галактике, удаленной почти на 4 млрд св. лет. С помощью космического телескопа «Хаббл» команда Танвира наблюдала угасание свечения шара 12 июня. Это открытие принято считать надежным свидетельством того, что короткие гамма-всплески являются результатом слияния нейтронных звезд. Поскольку излучение килоновой распространяется во всех направлениях, это электромагнитное проявление можно ожидать при слиянии с участием нейтронной звезды, не наблюдаемом в форме гамма-всплеска.
Итак, мы знаем, какой отголосок события искать при регистрации гравитационной волны. Если возмущения пространственно-временного континуума вызваны слиянием ЧД, скорее всего, не будет вообще никаких электромагнитных последствий. Если же хотя бы одним из сливающихся объектов является нейтронная звезда, можно рассчитывать на короткую высокоэнергетическую вспышку голубого света в самом начале с последующим медленно затухающим свечением в красном и инфракрасном диапазонах. На поздней стадии расширяющаяся материя может также излучать радиоволны. Разумеется, это не более чем современное теоретическое представление. Вселенная, возможно, приготовила для нас еще много сюрпризов.
Важная дополнительная информация, которую принесет открытие электромагнитных последствий, – это расстояние до источника гравитационных волн. На сегодняшний день существует большая неопределенность в оценке этих дистанций для обеих регистраций, GW150914 и GW151226. Она целиком основывается на наблюдаемой амплитуде волн и на теоретических моделях. Если же обнаружится электромагнитное последствие в далекой галактике, легко будет определить расстояние до нее. Все, что потребуется, – измерить красное смещение, как объяснялось в главе 9. Зная расстояние, мы сумеем вычислить энергетику столкновения, в том числе энергетику гравитационных волн. Это позволит протестировать и усовершенствовать существующие модели.
В общем, поиск электромагнитных последствий и дополняющие наблюдения представляются обоснованными. Представители многих направлений астрономических исследований проявляют большую заинтересованность. Десятки команд, заключивших соглашение о сотрудничестве с LIGO и Virgo, будут получать уведомление сразу же после регистрации следующего сигнала гравитационной волны. В совокупности эти исследования охватывают весь спектр электромагнитного излучения – от самых длинных радиоволн до самого короткого гамма-излучения. Используются разнообразные инструменты (от маленьких автоматизированных камер до самых больших оптических и радиотелескопов), а также искусственные спутники Земли. Едва зеркала интерферометров придут в движение, к наблюдениям подключится весь мир.
_________
Теперь вы знаете, почему важны срочные дополняющие наблюдения сигналов гравитационных волн и какого рода электромагнитными проявлениями последние могут сопровождаться. Серьезная проблема – область поиска слишком велика. Во всяком случае так было при первом научном запуске Advanced LIGO. Рассчитать направление, с которого пришла гравитационная волна, можно единственным способом – точно измеряя время ее прибытия несколькими детекторами. Если у вас всего два детектора, найти ответ обычно невозможно.
Между двумя детекторами LIGO (в Ливингстоне и в Хэнфорде) около 3000 км. Мысленно проведите через две обсерватории прямую линию и продлите ее в пространство в обоих направлениях. Допустим, космическое столкновение, при котором были излучены гравитационные волны, произошло точно на этой линии. Тогда волнам потребуется 0,01 с на путь от первого детектора до второго (напомню, что гравитационные волны распространяются со скоростью света – 300 000 км/с). Таким образом, если Хэнфорд видит сигнал на 0,01 с раньше Ливингстона, вы знаете, что событие произошло на соединяющей их линии со стороны Хэнфорда. Если же регистрация в Хэнфорде запаздывает на 0,01 с, значит, волны пришли с противоположной стороны.
Разумеется, вероятность идеального совпадения минимальна. В большинстве случаев временной интервал будет меньше 0,01 с, поскольку волны придут под определенным углом к линии, соединяющей две обсерватории. (Если их направление окажется перпендикулярным соединительной линии, разницы во времени вообще не будет – два детектора зарегистрируют сигнал одновременно.) Тогда вы не будете знать, с какой стороны пришли волны. Единственное, что вам останется, – очертить в небе окружность и сказать, что столкновение произошло где-то внутри нее. Чем меньше временной разрыв, тем больше окружность.
Некоторые характеристики зарегистрированного сигнала укажут область круга, являющуюся наиболее вероятным местоположением его источника. Тем не менее поиск приходится вести в гигантском, в форме банана, сегменте неба. Чтобы быстро обнаружить электромагнитные последствия события, необходимо сразу же охватить поиском огромную часть небесной сферы. В такой обширной области, скорее всего, содержится много десятков подозрительных объектов – пятнышек света, которые отсутствовали месяц назад и через несколько дней снова угаснут. Каждый нужно проверить и убедиться, что это не новый тип транзиентного события наподобие далекой сверхновой, звездной вспышки и т. д. Вероятнее всего, вы так и не сможете с уверенностью утверждать, что обнаружили источник наблюдаемых волн Эйнштейна.
Ознакомительная версия. Доступно 18 страниц из 88
