Независимый бостонский альманах

Тайна золота нейтронных звезд (обзор)

17-10-2017
  • 16 октября 2017 г. астрофизики, работающие на гравитационных телескопах LIGO и Virgo, а также их коллеги из 70 других обсерваторий мира объявили о важном открытии в сфере гравитационно-волновой астрономии. Пресс-конференции проходили одновременно в Headquarters in Garching, Germany и в Москве в ГАИШе (Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга)  и в Институте космических исследований РАН (ИКИ РАН).  Речь шла о новом методе исследования Вселенной, благодаря которому за короткий срок было зафиксировано уже четыре случая возмущений от слияния пар черных дыр. И вот теперь сообщили о фиксации гравитационных волн от слияния нейтронных звезд, находившихся на расстоянии около 130 миллионов световых лет от нас. При этом были отмечена также вспышка в оптическом, рентгеновском м гамма диапазонах.

             Мы скоро "напрямую"  увидим черную дыру

    Источником волны может быть любое тело, но только через сто лет после Эйнштейна смогли создать достаточно чувствительные приборы для их измерения: джае наиболее мощные гравитационные волны, например от слияния черных дыр, порождают смещения в тысячи раз меньше диаметра протона.

    Впервые гравитационные волны были зарегистрированы в 2015 году детекторами LIGO. В настоящий момент работают три детектора гравитационных волн: два в США и один в Италии. С их помощью уже четырежды удалось зафиксировать гравитационные волны, и в каждом из этих случаев источником гравитационных волн было слияние массивных черных дыр.

  • ligo5
  • Лазерно-интерферометрическая гравитационная обсерватория LIGO в Ливингстоне, Луизиана, США.
  • Скорость  распространения гравитационных волн с высокой точностью равняется скорости света. Если нам повезет и слияние черных дыр произойдет относительно близко — на расстоянии не в пять миллиардов световых лет (что было в эксперименте в первом  уловлении гравитационных волн в 2015 г.), а, например, в 500 миллионов — или если наши гравитационные телескопы станут более чувствительными, то мы сможем увидеть эффект отражения гравитационной волны от горизонта событий черной дыры. То есть, мы , наконец-то увидим черную дыру "напрямую".  По этим отраженным сигналам мы сможем увидеть, чтó происходит в области у границы, которая сейчас совершенно недоступна для наблюдений.
  • ligo6
  • Трубы вакуумной системы имеют диаметр 1,24 метра, в частности здесь изображена угловая (центральная) станция LIGO Hanford. Вправо уходит 4 километровое измерительное плечо.
  • По сути это и будет настоящее открытие черных дыр. До сих все свидетельства их существования были хотя и очень убедительными, но все же косвенными — а в этом случае мы можем получить доказательства, что там действительно есть горизонт событий. Наверное, самое интересное — это сигнал после слияния черных дыр, когда горизонт новой черной дыры «дрожит» и излучает гравитационные волны. В зависимости от того, как именно она дрожит, можно будет подтвердить или исключить какие-то теории об устройстве черных дыр, и это уже вполне тянет на Нобелевскую премию.Теперь гравитационные волны пришли от слияния нейтронных звезд — что мы узнаем о них благодаря этому факту?ligo7
  • Внешний вид подвески тестовых масс вводит в заблуждение: металлическая рама тут для вспомогательных элементов, она не держит саму тестовую массу (розовый диск ). Вибрация зеркал без демпфирования, приведенная к измеряемой характеристике (расстоянию между тестовыми массами) в месте установки LIGO.  Создатели LIGO говорят, что без его фантастических демпфирующих вибрацию подвесок интерферометр способен фиксировать езду велосипедистов в сотнях километрах от установки, чувствовать дрожание от прибоя в тысячах километрах, более того - LIGO чувствителен к перемещению воздушных масс, вызывающих колебания гравитационного поля(!).

    В создании подвесок, ослабляющих воздействие среды на 12 порядков, использовались 3 подхода. Первый, классический - это создание максимально жестких конструкций первых стадий подвески, что минимизирует амплитуду вибраций. Второй подход также известен борцам с вибрацией - это активные системы компенсации, движущие платформу в противоположном к вибровоздействию направлении, что позволяет где-то в 1000 раз снизить амплитуду вибраций. Наконец, и в этом уникальное решение LIGO - это использование на последних стадиях (подвеска ETM/ITM имеет 7 стадий виброподавления) маятников. В диапазоне максимальной чувствительности интерферометра (от 30 до 600 гц) амплитуда шумовых колебаний зеркал должна составлять от 10-13 м до 10-19 м. При том, что обычный уровень вибраций таких зеркал без каких-то в систем подавления в местах постройки интерферометров (Хэнфорд и Ливингстон) составляет от ~10-10 метра. Разница в 9 порядков между “есть” и “нужно” настолько велика, что потребовалось около 30 лет разработок и исследований, чтобы ее преодолеть.

  • Борьба с шумами представляет собой невероятную инженерно-физическую сагу, растянувшуюся на десятилетия. Рассказывая о этой борьбе, удобно все приводить в систему, в которой записывается полезный сигнал - т.е. в виде амплитуды колебаний плеча интерферометра, сравнивая ее с заветной чувствительность 10-21. Это десятитысячная доля диаметра протона! Заметить такое смещение - это все равно, как заметить изменение расстояния между нами и звездой Проксима Центавра на толщину волоса.

  • Гравитационные волны от слияния нейтронных звезд, даже без наблюдений этого события в оптике и других диапазонах, позволят нам с высокой точностью измерить их массы и радиусы. А это настоящий святой Грааль ядерной физики, потому что мы до сих пор не знаем, из чего состоят нейтронные звезды, как они устроены внутри. В течение последних десятилетий теоретики создали множество моделей, рассказывающих о внутреннем строении нейтронных звезд. При этом каждая модель «снаружи» соответствует определенным значениям массы и радиуса, и даже 10-процентные отклонения могут радикально поменять наши представления о том, что происходит в недрах нейтронной звезды.Астрофизикам необходимо узнать: состоит ли нейтронная звезда из протонов и нейтронов, или в ее недрах есть гипероны, или пионы, или это кварковые звезды, — словом, получить определенную точку на графике. И вот в зависимости от того, как ляжет эта точка, мы и узнаем, чтó происходит с веществом в невероятно экстремальных условиях внутри нейтронной звезды.Кроме того, есть важнейшая проблема для ядерной физики — предельная масса нейтронной звезды. Узнав эту массу, мы сможем сказать, сколько способна «набрать» нейтронная звезда, не коллапсируя в черную дыру. Например, мы увидим, что образовался объект с массой 2,2 массы Солнца и коллапс не произошел. А в другом случае мы увидим 2,3 массы Солнца и коллапс. Значит, мы сможем провести границу и это решит вопрос о поведении вещества при высокой плотности.Это одна из задач, ради которых строят коллайдер NICA в Дубне, ради которых строят ускоритель FAIR в Германии, это фантастически важно для физики.

  •  Происхождение тяжелых элементов

    Если мы одновременно с гравитационными волнами видим вспышку в оптике, в гамма и рентгене, это очень много дает нам для исследования синтеза тяжелых элементов во Вселенной. Раньше считалось, что их основной источник — взрывы сверхновых. Но около десяти лет назад появились данные, позволившие говорить, что определяющий вклад в их формирование вносят именно слияния нейтронных звезд. И это несмотря на то, что такие слияния происходят примерно в тысячу раз реже, чем взрывы сверхновых.

    При слиянии нейтронных звезд эффективность процесса синтеза тяжелых ядер гораздо выше, поскольку в этом случае включается так называемый r-процесс. Кроме того, при вспышке сверхновой значительная часть вещества просто падает обратно. А в случае с нейтронными звездами выброс вещества начинается еще до основных стадий слияния. Под действием гравитации их начинает сильно «корежить», и примерно 10 процентов вещества уносится наружу.
    Это килоновые — так называют транзиенты после слияния нейтронных звезд (их не надо путать со сверхновыми!). При этом выкидывается какое-то количество тяжелых элементов, которые распадаются и подсвечивают туманность вокруг. Килоновые уже наблюдали несколько раз после коротких гамма-всплесков. И наверняка при той прорве информации, которую нам могут дать и гамма, и оптика, и гравитационные волны, очень многое станет понятней и это сильно продвинет вперед модель нуклеосинтеза. Мы будем точно знать, откуда во Вселенной берутся золото и другие тяжелые элементы.
    Как известно, элементы таблицы Менделеева от углерода до молибдена (вместе с примкнувшими к ним барием, вольфрамом и титаном) появляются в результате звездного нуклеосинтеза — реакций ядерного синтеза в ядрах звезд либо во время их жизни, либо в результате их яркой смерти (которое мы наблюдаем в виде вспышек сверхновых).
    Эту общую картину пришлось пересмотреть, когда в конце 1990-х годов было установлено, что вспышки сверхновых, будучи одними из самых энергетически мощных взрывов во Вселенной, не дают нужного количества тяжелых элементов. Кроме того, ряд тяжелых элементов отсутствует у очень старых звезд. В них уже есть кремний, кальций и даже железо, но нет ни рубидия, ни йода, ни золота. Однако эти же элементы есть в более молодых звездах, которые, по идее, должны были образовываться из таких же облаков с остатками сверхновых.

    Значит, во Вселенной должны быть другие источники тяжелых элементов. Еще в 1989 году было выдвинуто предположение, что таким источником могут быть слияния нейтронных звезд, вращающихся друг вокруг друга.

  • 17 августа 2017 года, в 15:41:04 по московскому времени детектор обсерватории LIGO в Хенфорде (Вашингтон) услышал рекордно длинную гравитационную волну — сигнал продолжался около ста секунд. Это очень большой промежуток времени — для сравнения, предыдущие четыре фиксации гравитационных волн длились не дольше трех секунд. Сработала автоматическая программа оповещения. Астрономы проверили данные: оказалось, что второй детектор LIGO (в Луизиане) тоже зафиксировал волну, но автоматический триггер не сработал из-за краткосрочных шумов.На 1,7 секунды позже детектора в Хенфорде, независимо от него, сработала автоматическая система телескопов «Ферми» и «Интеграл» — космических гамма-обсерваторий, наблюдающих одни из самых высокоэнергетических событий во Вселенной. Приборы обнаружили яркую вспышку и примерно определили ее координаты. В отличие от гравитационного сигнала, вспышка длилась всего две секунды. Интересно, что российско-европейский «Интеграл» заметил гамма-всплеск «боковым зрением» — «защитными кристаллами» основного детектора. Тем не менее, это не помешало триангуляции сигнала.

    Примерно через час LIGO разослал сведения о возможных координатах источника гравитационных волн — установить эту область удалось благодаря тому, что сигнал заметил и детектор Virgo. По задержкам, с которыми детекторы начали получать сигнал, стало ясно, что, вероятнее всего, источник находится в южном полушарии: сперва сигнал достиг Virgo и лишь затем, спустя 22 миллисекунды, был зафиксирован обсерваторией LIGO. Изначальная область, рекомендуемая для поиска, достигала 28 квадратных градусов, что эквивалентно сотням площадей Луны.

    Следующим этапом было объединение данных гамма- и гравитационных обсерваторий воедино и поиск точного источника излучения. Так как ни гамма-телескопы, ни тем более гравитационные не позволяли найти требуемую точку с большой точностью, физики инициировали сразу несколько оптических поисков. Один из них — с помощью роботизированной системы телескопов «МАСТЕР», разработанной в ГАИШ МГУ.


  • Наблюдение за килоновой Европейской южной обсерватории
    Обнаружить среди тысяч возможных кандидатов нужную вспышку удалось чилийскому метровому телескопу Swope — почти через 11 часов после гравитационных волн. Астрономы зафиксировали новую светящуюся точку в галактике NGC 4993 в созвездии Гидры, ее яркость не превышала 17 звездной величины. Такой объект вполне доступен для наблюдения в полупрофессиональные телескопы.В течение примерно часа после этого, независимо от Swope, источник нашли еще четыре обсерватории, в том числе аргентинский телескоп сети «МАСТЕР». После этого началась масштабная наблюдательная кампания, к которой присоединились телескопы Южной европейской обсерватории, «Хаббл», «Чандра», массив радиотелескопов VLA и множество других приборов — в сумме более 70 групп ученых наблюдали за развитием событий. Через девять дней астрономам удалось получить изображение в рентгеновском диапазоне, а через 16 дней — в радиочастотном. К сожалению, через некоторое время Солнце приблизилось к галактике и в сентябре наблюдения стали невозможными.

  • масса нейтронных звезд составляла 1,1 и 1,6 массы Солнца (сравнительно точно определена суммарная масса — около 2,7 массы Солнца). Первые гравитационные волны возникли, когда расстояние между объектами составляло 300 километров.Большой неожиданностью стало небольшое расстояние от этой системы до Земли — около 130 миллионов световых лет. Для сравнения, это всего в 50 раз дальше, чем от Земли до Туманности Андромеды, и почти на порядок меньше, чем расстояние от нашей планеты до черных дыр, столкновение которых фиксировали ранее LIGO и Virgo. Кроме того, столкновение стало самым близким к Земле источником короткого гамма-всплеска.

     Нейтронные звезды и золото

    Слияние нейтронных звезд происходит очень редко, в нашей Галактике, например, — раз в десять тысяч лет, а образование новых элементов идет считанные миллисекунды после него. Однако, этот процесс является важным источником элементов тяжелее никеля и основным источником стабильных элементов тяжелее церия.

    Несмотря на стремительное развитие астрофизики за последние 100 лет, наши знания о происхождении многих элементов таблицы Менделеева оставляет желать лучшего. Общая картина более или менее сложилась благодаря работам таких титанов, как Артур Эддингтон, Георгий Гамов и Фред Хойл, — водород и гелий появились в результате Большого взрыва, бомбардировка межзвездной среды космическими лучами ответственна за литий, бериллий, бор, а элементы от углерода до молибдена (вместе с примкнувшими к ним барием, вольфрамом и титаном) появляются в результате звездного нуклеосинтеза — реакций ядерного синтеза в ядрах звезд либо во время их жизни, либо в результате их яркой смерти (которое мы наблюдаем в виде вспышек сверхновых).

    Элементы с массовым атомным числом больше 94 (и технеций) получены людьми, еще часть элементов весьма нестабильна, распадается при всяком удобном случае и в природе почти не встречается (полоний, астат и прочие).

    Происхождение различных элементов. Фиолетовым выделены те атомы, которые появляются в результате слияния нейтронных звезд.

    ligo2

    Это качественная картина, но при попытке дать количественный анализ начинаются проблемы: вспышки сверхновых, будучи одними из самых энергетически мощных взрывов во Вселенной, все равно не дают нужного количества тяжелых элементов. Ряд ученых еще в конце 1990-х провели компьютерные симуляции и пришли к выводу, что необходимые элементы можно получить, только если очень точно «подкрутить» параметры сверхновых (сечение захвата нейтрино или свойства слабого взаимодействия) и задать им нереалистичные начальные условия. Кроме того, ряд тяжелых элементов отсутствует у очень старых звезд. В них уже есть кремний, кальций и даже железо (то есть они собирались из водородного облака, которое было до этого обогащено остатками давно взорвавшихся сверхновых), но нет ни рубидия, ни йода, ни золота. Однако эти же элементы есть в более молодых звездах, которые, по идее, должны были образовываться из таких же облаков с остатками сверхновых. Не правда ли, странным выглядит предположение, что сверхновые через пару миллиардов лет после Большого взрыва поменяли принцип работы и стали производить элементы совсем в другой пропорции?

    Значит, во Вселенной должны быть другие источники тяжелых элементов. В1989 году было выдвинуто предположение, что таким источником могут быть слияния нейтронных звезд, вращающихся друг вокруг друга. Несмотря на то, что это намного более редкие события (мало того, что нейтронная звезда — достаточно экзотический объект, так ей еще нужно подобрать пару из такой же звезды), похоже, что за золото и платину в наших кольцах нам нужно сказать спасибо именно им.

    Масса нейтронных звезд не очень велика (в среднем, она не должна превышать предел Чандрасекара, то есть 1,4 солнечных массы, хотя вращение или приливное взаимодействие со стороны звезды-компаньона может немного повысить этот предел), а в пространство после слияния выбрасывается и того меньше — около 10 процентов от их массы. Однако эффективность синтеза новых элементов во время слияния настолько высока, что этого оказывается достаточно для решения загадки недостающих тяжелых элементов. Подобная эффективность возникает благодаря быстрому нейтронному захвату или r-процессу — «вдавливанию» в ядра элементов разлетающихся от взрыва нейтронов. Само понятие «r-процесс» появилось в 1957 году, когда вышла фундаментальная статья B2FH (этой статье посвящена отдельная страница в Википедии!), в которой четверо ученых дали явлению название и предположили условия, необходимые для его протекания.

    Откуда в нейтронной звезде, которая, по идее, должна состоять из нейтронов, тяжелые ядра? Дело в том, что нейтроны (и гипотетическая кварк-глюоная плазма) находятся только во внутренней части звезды, а внешняя ее «кора» — два километра из десяти — состоит из полноценных тяжелых элементов периодической таблицы Менделеева.

    Когда две вращающиеся нейтронные звезды сближаются, это не похоже на столкновение двух бильярдных шаров: взаимное тяготение разрывает их внешние оболочки, срывая слой вещества со звезды, поэтому само слияние происходит в коконе из горячей плазмы, нейтронов и электронов. Сразу после слияния звезд часть массы переходит в гравитационные волны, основная масса становится либо очень быстро вращающейся нейтронной звездой, либо черной дырой, еще часть массы остается гравитационно связана с этим новым объектом и будет постепенно падать на него, но в то же время огромная энергия высвобождается в виде фотонов и ударной волны. Она сдувает весь внешний кокон ударной волной и высвобожденным из ядра потоком нейтронов. Именно эта концентрация в одном месте высокой температуры, плотной среды из атомов и гигантского потока нейтронов приводит к удивительным превращениям.ligo3

    Компьютерная симуляция, описывающая среду сразу после слияния двух нейтронных звезд. Два спиральных рукава состоят из вещества внешней части нейтронных звезд, сорванных приливным взаимодействием с соседкой. Только материя, обозначенная серым цветом, будет выброшена из систем после взрыва, остальная часть будет вращаться вокруг образовавшегося объекта.

    Суть проблемы создания тяжелых элементов заключается в том, что если добавлять в них нейтроны по одному, то новые тяжелые элементы будут нестабильными изотопами и успеют распасться — это называется медленным нейтронным захватом, и его характерное время составляет десять тысяч лет. Он протекает в ядрах старых массивных звезд и даже близко не может объяснить появление такого большого количества тяжелых элементов. Тот Ферми-газ, который образуется из выкинутых взрывом элементов, настолько обогащен нейтронами (миллиард триллионов в одном кубическом сантиметре), что они за несколько микросекунд успевают буквально нашпиговать атомное ядро. Набирая нейтроны, элемент успевает перескочить этот шаткий мостик, где его поджидает распад, и попасть в долину ядерной стабильности. Так получается новый элемент, время полураспада которого может исчисляться миллиардами лет.

    Все процессы, о которых мы тут рассказали, описываются математическими уравнениями, куда входит множество параметров: соотношение между количеством протонов и нейтронов, изменение температуры газа (она сначала растет до миллиарда градусов, потом падает, потом снова растет, потом снова падает), распределение массы в ядре нейтронной звезды и даже подробности самого процесса слияния. Они выводятся теоретически на основании косвенных признаков (общего количества тяжелых элементов во Вселенной) или опытов, проводимых на Земле (периоды полураспада нестабильных элементов). От значений этих параметров зависит точное количество образовавшегося материала, и одновременная регистрация слияния с помощью гравитационных детекторов и телескопов, работающих во всем электромагнитном спектре, позволит впервые в истории определить величины этих параметров из непосредственных наблюдений. изнаков (общего количества тяжелых нестабильных элементов). От значений этих параметров зависит точное количество образовавшегося материала, и одновременная регистрация слияния с помощью гравитационных детекторов и телескопов, работающих во всем электромагнитном спектре, позволит впервые в истории определить величины этих параметров из непосредственных наблюдений.

    ligo4

    В таблице обозначены привычные нам элементы, которые находятся в «долине стабильности». Малиновыми точками в верхней части обозначены привычные нам элементы, которые находятся в «долине стабильности». Цветами от синего до красного — относительное количество нестабильных изотопов, которые претерпевают несколько последовательных бета-распадов и, теряя нейтроны, смещаются влево-вверх. При r-процессе новые нейтроны так быстро добавляются к ядру, что элемент взлетает вверх и оказывается в нестабильной и совсем неподходящей для этого зоне (тонкая малиновая линия). Как только поток нейтронов прекращается, новообразованный элемент с помощью все того же бета-распада мигрирует в сторону ближайшего стабильного элемента. (Из лекции Mario A. Riquelme) astro.princeton.edu

  • По материалам:
  • https://nplus1.ru/blog/2017/10/13/heavy-metal,
  • https://tnenergy.livejournal.com/118849.html
  • https://meduza.io/feature/2017/10/17/uchenye-zafiksirovali-gravitatsionnye-volny-ot-sliyaniya-neytronnyh-zvezd-pochemu-eto-vazhno
  • https://www.facebook.com/echomsk.ru/posts/1779272045435130
  • подготовил Валерий Лебедев
Комментарии
  • Юрий Кирпичев - 20.10.2017 в 22:52:
    Всего комментариев: 592
    Очень насыщенный обзор но жаль, что пропущена основная пресс-конференция - в National Press Club in Washington , DC, - где, собственно, и сделали презентацию первые лица LIGO/VIRGO и Показать продолжение
    Рейтинг комментария: Thumb up 0 Thumb down 0
  • LXndR4Bn - 22.10.2017 в 05:44:
    Всего комментариев: 18
    Позволю себе возразить уважаемому г-ну Ю. Кирпичёву. Автор не забыл, напротив, он начал статью с сообщения о том, что: "16 октября 2017 г. астрофизики, работающие на Показать продолжение
    Рейтинг комментария: Thumb up 0 Thumb down 0

Добавить изображение



Добавить статью
в гостевую книгу

Будем рады, если вы добавите запись в нашу гостевую книгу. Будьте добры, заполните эту форму. Необходимой является информация о вашем имени и комментарии, все остальное – по желанию… Спасибо!

Если у вас проблемы с кириллическими фонтами, вы можете воспользоваться автоматическим декодером AUTOMATIC CYRILLIC CONVERTER.

Для ввода специальных символов вы можете воспользоваться вот этой таблицей. (Латинские буквы с диакритическими знаками вводить нельзя!)

Ваше имя:

URL:

Штат:

E-mail:

Город:

Страна:

Комментарии:

Сколько бдет 5+25=?