Астрофизика

К астрофизике относим проблемы 21–30, что в некоторых случаях весьма условно. В частности, и даже в особенности, это относится к вопросу об экспериментальной проверке ОТО — общей теории относительности. Эффекты ОТО в пределах Солнечной системы весьма малы. Именно поэтому проверка, с успехом начатая в 1919 году и продолжающая до сих пор, не приводит к точностям, к которым мы привыкли в атомной физике.

Для отклонения радиоволн Солнцем отношение наблюдаемой величины к вычисленной согласно ОТО составляет 0,99997 + 0,00016. Такое же отношение для поворота перигелия Меркурия равно 1,000 + 0,001. В общем ОТО проверена в слабом гравитационном поле с погрешностью до сотой доли процента; при этом никаких отклонений от ОТО не обнаружено. Особо стоит вопрос о проверке принципа эквивалентности; его справедливость подтверждена с точностью 10–12.

В астрофизике отклонение лучей в поле тяжести все шире используется при наблюдении «линзирования», т. е. фокусировки электромагнитных волн под действием гравитационного поля, в применении как к галактикам (они линзируют свет и радиоволны квазаров и других галактик), так и к звездам (микролинзирование более удаленных звезд). Разумеется, речь при этом не идет о проверке ОТО (точность измерений сравнительно невелика), а об ее использовании.

Когда-то наблюдать гравитационные линзы считалось практически невозможным. Однако в 1979 году было обнаружено линзирование одного из квазаров. В настоящее время наблюдение линзирования и микролинзирования — довольно широко используемый астрономический метод. В частности, данные о линзировании позволяют определить постоянную Хаббла.

По-настоящему актуальна проверка ОТО в сильных гравитационных полях — для нейтронных звезд и вблизи черных дыр и вообще для черных дыр. Так, недавно предложен метод проверки ОТО в сильном поле по колебаниям излучения в двойной звезде, одна из компонент которой является нейтронной звездой. Хотя черные дыры и можно было вообразить себе в дорелятивистской физике, но по сути дела — это замечательный релятивистский объект. Можно отметить, что их обнаружение подтверждает ОТО. Однако, насколько я себе представляю ситуацию, нельзя утверждать, что известное о черных дырах подтверждает именно ОТО, а не некоторые отличающиеся от нее релятивистские теории гравитации.

Существенной проверкой ОТО является исследование двойных пульсаров. Оно показало, что потеря энергии двумя движущимися нейтронными звездами, образующими двойную систему, находится в полном согласии с ОТО при учете гравитационного излучения (интенсивность которого была вычислена Эйнштейном в 1918 году). Ни один квалифицированный физик не сомневается в существовании гравитационных волн. Но имеется проблема (она фигурирует в списке под номером 22) — прием гравитационных волн, приходящих из космоса. Задача технически очень сложна, для ее решения строятся гигантские установки. Так, система LIGO (Laser interferometer gravitational-wave observatory, США) состоит из двух далеко разнесенных «антенн» длиной 4 км каждая. В этой установке можно будет заметить происходящее под действием приходящей гравитационной волны смещение зеркал на 10–16 см, а в дальнейшем и меньшие смещения. В ближайшие годы LIGO и аналогичные установки, строящиеся в Европе и Японии, вступят в строй. Так будет положено начало гравитационно-волновой астрономии.

Замечу, что радиоастрономия родилась в 1931 году, а начала интенсивно развиваться после 1945 года. Галактическая рентгеновская астрономия возникла в 1962 году. Гамма-астрономия и нейтринная астрономия еще моложе. С развитием гравитационно-волновой астрономии будет освоен последний известный «канал», по которому мы можем получать астрофизическую информацию. Как и в других случаях, весьма важны будут совместные (одновременные) измерения в различных «каналах». Речь может идти, например, об исследовании образования сверхмассивных черных дыр совместно в нейтринном, гравитационно-волновом и гамма-«каналах».

Совокупность проблем, указанных в списке под номером 23, — это, пожалуй, самое главное в астрофизике. Сюда отнесена и космология. Несомненно, космологическая проблема — великая проблема. Внимание она привлекала к себе всегда: ведь системы Птолемея и Коперника — это тоже космологические теории. В рамках физики XX века космология в теоретическом плане создавалась в работах Эйнштейна (1917 г.), Фридмана (1922 и 1924 гг.), Леметра (1927 г.) и затем многих других. Но до конца 40-х годов все наблюдения, существенные с космологической точки зрения, велись в оптическом диапазоне. Поэтому от крыт был лишь закон красного смещения, и тем самым установлено расширение Метагалактики (работы Хаббла, которые датируются 1929 годом, хотя красное смещение наблюдалось и ранее, и не только Хабблом). Энергичное развитие космологии началось только после того, как в 1965 году было открыто реликтовое тепловое радиоизлучение с температурой около 2,7 К. В настоящее время именно измерения в радиодиапазоне играют наиболее важную роль среди наблюдений, имеющих космологическое значение.

Одной из основных, а может быть и главной, задачей в космологии является определение характера эволюции Вселенной. Важный результат, известный уже довольно давно, заключается в том, что в эволюцию Вселенной вносит вклад не только «обычное» барионное вещество (и, конечно, электроны), но еще что-то, что называют скрытой, или темной, массой (dark matter). Кроме этого, предполагается и влияние некоторой «вакуумной материи», называемой также «темной энергией».

Обращаясь к проблеме 24 (нейтронные звезды и пульсары, сверхновые), замечу, что гипотеза о существовании нейтронных звезд, насколько знаю, была высказана в 1934 году. Вначале казалось, что нейтронные звезды (характерный радиус 10 км, масса порядка массы Солнца) обнаружить почти невозможно. Сейчас даже одиночные нейтронные звезды, не говоря уже о двойных звездах, изучаются в рентгеновских лучах. Однако еще до этого в 1967–1968 годах было открыто радиоизлучение нейтронных звезд — пульсаров.

Сейчас известно около 1000 пульсаров с периодом радиоимпульсов (это также период вращения звезды) от 1,56 x 10 –3 с до 4,3 с. У миллисекундных пульсаров магнитное поле (на поверхности) порядка 10 8– 10 9 Э. У большинства пульсаров с периодом радиоимпульсов от 0,1 с до 1 с поле порядка 10 12 Э. Кстати, существование в природе столь сильных магнитных полей тоже важное открытие. В последнее время обнаружены нейтронные звезды с еще более сильными полями (магнетары), достигающими по оценкам 10 15–10 16 Э(!). Радиоизлучение эти магнетары не испускают, но наблюдаются в мягких гамма-лучах.

Черные дыры и особенно космические струны — еще значительно более экзотические объекты, чем нейтронные звезды. Космические струны (не следует, конечно, их путать с суперструнами) — это некоторые (не единственно возможные) топологические «дефекты», могущие возникать при фазовых переходах в ранней Вселенной. Они представляют собой нити, могущие быть замкнутыми (кольца) космических масштабов и с характерной толщиной порядка 10–29– 10–30 см. Космические струны еще не наблюдались, даже «кандидаты» на эту роль мне неизвестны. Поэтому я было включил космические струны в «список» рядом с черными дырами, но поставил знак вопроса.

Совсем иначе дело обстоит с черными дырами — они являются важнейшими астрономическими и физическими объектами. Несмотря на то что «схватить черную дыру за руку» очень трудно, в их существовании и большой роли в космосе сегодня невозможно сомневаться. Любопытно, что черные дыры в некотором смысле были предсказаны еще в конце XVIII века Митчеллом и Лапласом.

Наблюдаются, или, если быть очень осторожными, по всей вероятности, наблюдаются, черные дыры двух типов — со звездными массами меньше или порядка 100 масс Солнца и гигантские дыры в галактиках и квазарах с массами порядка (10 6– 10 9) масс Солнца. Дыры со звездными массами находят в основном в результате наблюдения двойных систем.

Вопрос об образовании галактик (проблема 26) составляет особую главу космологии. Ее содержание в теоретическом плане состоит в анализе динамики неоднородностей плотности и скорости вещества в расширяющейся Вселенной. В результате роста крупномасштабных неоднородностей вещества во Вселенной появляются галактики и скопления галактик.

Теперь остановлюсь на вопросе о темной материи. По сути дела, это очень крупное и неожиданное открытие, история которого, насколько знаю, восходит к 1933 году. Количество светящейся материи определяется в результате наблюдений в основном в видимом свете. Полное же количество гравитирующей материи сказывается на динамике — движении звезд в галактиках и галактик в скоплениях. Вне всяких сомнений, установлено, что во Вселенной имеется несветящаяся материя, проявляющаяся в силу своего гравитационного взаимодействия. Темная материя распределена отнюдь не равномерно, но присутствует везде: и в галактиках, и в межгалактическом пространстве. Так возник один из важнейших и, я бы сказал, острейших вопросов современной астрономии — какова природа темной материи, часто именовавшейся ранее также скрытой массой? Проще всего предположить, что речь идет о нейтральном водороде, сильно ионизованном (и поэтому слабо светящемся) газе, планетах, слабо светящихся звездах — коричневых карликах, нейтронных звездах или, наконец, черных дырах. Однако все эти предположения опровергаются наблюдениями разных типов.

Происхождение космических лучей (проблема 28), открытых в 1912 году, много лет оставалось загадочным. Но сейчас можно не сомневаться в том, что основными их источниками являются сверхновые звезды. Наиболее интересной представляется проблема происхождения космических лучей со сверхвысокими энергиями, превышающими 10 16 эВ. Наивысшая наблюдавшаяся в космических лучах энергия составляет 3 x 10 20 эВ. Ускорить частицы (скажем, протон) до такой энергии нелегко, но, по-видимому, возможно, особенно в активных ядрах галактик. Однако есть ряд трудностей, которые не позволяют удовлетворительно ответить на вопросы о происхождении космических лучей с самой высокой энергией. Проблема действительно загадочна и уже поэтому интересна.

Перейдем к проблеме 29 — к гамма-всплескам. В конце 60-х годов в США была запущена система спутников Вела (Vela), оснащенных приборами, могущими регистрировать мягкие гамма-лучи и предназначенные для контроля над соглашением, запрещающим атомные взрывы в атмосфере. Взрывы не производились, но были зафиксированы гамма-всплески неизвестного происхождения. Их типичные энергия (0,1–1) МэВ и длительность — секунды. Об этом открытии было сообщено лишь в 1973 году. Гамма-всплески с тех пор энергично изучались, но их природа долгое время оставалась неясной. Сейчас можно констатировать, что гамма-всплески — следствие мощнейших взрывных явлений, наблюдаемых во Вселенной, не считая, конечно, самого Большого взрыва (Big Bang). Речь идет об энерговыделении до примерно 10 51 эрг только в гамма-диапазоне. Это существенно больше, чем оптическое излучение при взрывах сверхновых. Поэтому некоторые источники гамма-всплесков называли гиперновыми. Кандидаты на роль таких «источников»: слияние двух нейтронных звезд, какое-то столкновение или слияние массивной звезды с нейтронной и т. п.

Осталось обсудить последнюю, 30-ю проблему «списка» — нейтринную физику и астрономию. Напомню, что гипотеза о существовании нейтрино была высказана Паули в 1930 году. Длительное время считалось, что детектировать нейтрино практически невозможно. Вопрос о массе нейтрино возникал, вероятно, с самого начала, но было ясно, что масса, например, электронного нейтрино если и отлична от нуля, то очень мала по сравнению с массой электрона. Так или иначе, вопрос о массе нейтрино остается актуальным.

Солнце и звезды, как известно, излучают за счет происходящих в их недрах ядерных реакций и, следовательно, должны испускать нейтрино. Такие нейтрино, имеющие энергию около 10 МэВ, могут в настоящее время регистрироваться лишь от Солнца. Еще несколько лет назад считалось, что измеряемый поток нейтрино от Солнца существенно меньше вычисленного. Но сейчас построены и начали эксплуатироваться несколько совершенных установок для детектирования солнечных нейтрино с различными энергиями. Результаты наблюдений самых последних лет позволяют утверждать, что проблема солнечных нейтрино в основном решена.

Нейтринная астрономия — это не только солнечная астрономия. Сейчас ведется мониторинг, и если нам повезет и вблизи Солнца (в Галактике или в Магеллановых Облаках) вспыхнет еще одна сверхновая, то будет получен богатый материал (сверхновые в Галактике вспыхивают в среднем примерно раз в 30 лет, но эта цифра неточна, и, главное, вспышка может произойти в любой момент). Особо нужно упомянуть задачу детектирования реликтовых нейтрино с малыми энергиями, быть может вносящими вклад в темную материю. Наконец, буквально «на выходе» находится нейтринная астрономия высоких энергий с энергиями нейтрино, превышающими 10 12 эВ. Наиболее вероятные источники: ядра галактик, слияние нейтронных звезд, космические топологические «дефекты».