Тысячелетия человеческой истории были и тысячелетиями развития оптической астрономии. И только в последние 50 лет мы смогли увидеть Вселенную в широчайшем диапазоне длин волн — от радио-, инфракрасного и ультрафиолетового до рентгеновского и гамма-диапазонов.

Длина волны радиоизлучения может составлять несколько метров, тогда как для самого коротковолнового излучения, исследуемого современными телескопами, она не превышает 10 ^–17 см. Характерная энергия фотонов при этом меняется почти на 20 порядков величины. И в каждом из этих диапазонов энергий картина Вселенной оказывается столь же насыщенной и интересной, как и в оптическом.

Жёсткие рентгеновский и гамма-диапазоны, соответствующие характерным энергиям фотонов от 10 ^–8 эрг до 10 ^–5 эрг, занимают особое место. Прежде всего, это связано с природой астрономических источников, способных производить излучение со столь высокими энергиями. Среди них такие компактные и массивные объекты, как чёрные дыры, нейтронные звёзды и белые карлики. Например, типичная нейтронная звезда в нашей Галактике при массе на 40% большей, чем масса Солнца, имеет размер порядка 10 км. Вещество, падающее на подобную звезду, может разогреться до колоссальных температур, достаточных, чтобы возникло рентгеновское излучение. Кроме того, многие ядерные превращения вещества происходят с излучением квантов, имеющих определённые энергии, попадающие в диапазон от нескольких сотен кэВ до нескольких МэВ. Например, превращение радиоактивного изотопа кобальта ⁵⁶Со, возникающего при взрывах сверхновых, в привычное нам железо (⁵⁶Fe) сопровождается излучением линий с энергией 847 кэВ и 1,23 МэВ. Увидеть подобные линии означает лучше понять процесс возникновения многих химических элементов в недрах звёзд. Именно такие задачи и стоят перед обсерваторией „Интеграл“ (INTEGRAL, International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) , являющейся совместным проектом Европейского космического агентства, федерального космического агентства РФ и Национального управления США по аэронавтике и исследованию космического пространства. Спутник был выведен на орбиту российской ракетой-носителем „Протон“ 17 октября 2002 г. , с тех пор успешно работает и каждые день передаёт на Землю новую информацию. Российские учёные имеют приоритетные права на использование четверти всего наблюдательного времени обсерватории.

Диапазон энергий, в котором работают основные приборы обсерватории, простирается от нескольких кэВ до нескольких МэВ. Фотоны с такой энергией могут легко проникать сквозь толщи пыли и газа, скрывающие от нас многие уникальные объекты нашей Галактики, например, её центральную зону. В оптическом диапазоне излучение из этой области до нас не доходит, т. к. пыль ослабляет оптический поток в 10²⁰ раз, а излучение в жёстком рентгеновском и мягком гамма-диапазонах практически не чувствительно к ней. В то же время из-за высокой проникающей способности жёсткого рентгеновского излучения почти невозможно изготовить зеркало, способное сфокусировать такое излучение, т. к. оно не отражается от зеркала, а проникает в него. Альтернативой зеркалам в жёстких рентгеновских лучах служат „кодирующие“ (теневые) маски. Над детектором рентгеновских лучей устанавливают пластину из вольфрама (маску) толщиной в несколько сантиметров, в которой прорезано большое число отверстий. Рентгеновское излучение проходит через эти отверстия, и на поверхности детектора возникает картина ярких пятен, расположение которых зависит от координат источника излучения. Другими словами можно сказать, что маска отбрасывает „тень“ на детектор. Дальнейший компьютерный анализ тени позволяет восстанавливать изображение неба (рис. 1) . Метод кодированных масок хорошо знаком астрофизикам в России. Он также использовался в двух других российских орбитальных обсерваториях — „Рентген“ (на модуле „Квант“ станции „Мир“) и „Гранат“.

Рождение и гибель позитронов

Один из основных телескопов обсерватории „Интеграл“, спектрометр SPI на основе кристаллов германия высокой чистоты, способен регистрировать эмиссионные линии на энергиях сотен и тысяч кэВ. Эти линии — прямые источники информации о ядерных превращениях вещества в Галактике. Ярчайшей из них в гамма-диапазоне является линия аннигиляции электронов и их античастиц, позитронов, на энергии 511 кэВ . Позитроны (анти-электроны) рождаются и на Земле, и в космосе. Столкновение позитрона с обычным электроном может привести к аннигиляции — исчезновению этих двух частиц и рождению вместо них двух или трёх гамма-квантов. Когда при аннигиляции позитрона и электрона рождаются два фотона, то каждый из них уносит энергию, равную массе покоя электрона или позитрона, — 511 кэВ . Особенно сильное излучение в этой линии идёт из центральной зоны нашей Галактики (рис. 2) , где каждую секунду рождаются и исчезают более 10⁴³ позитронов . Несмотря на то, что впервые линию 511 кэВ обнаружили в излучении центральной зоны Галактики более 30 лет назад, однозначного ответа о природе аннигиляционного излучения до сих пор нет, т. к. производство позитронов могут обеспечить сразу несколько конкурирующих физических механизмов.

Самый естественный механизм — рождение позитронов при ядерных превращениях вещества, например, при распаде радиоактивных изотопов ²⁶Аl или ⁵⁶Со, возникающих во время вспышек сверхновых или новых звёзд. Никто не сомневается, что такой процесс действительно происходит в Галактике, но неизвестно, обеспечивает ли он доминирующий вклад в наблюдаемое аннигиляционное излучение. Например, важным поставщиком изотопа ²⁶Аl являются вспышки сверхновых второго типа (конечной стадии эволюции массивных звёзд) , которые „живут“ главным образом в диске нашей Галактики. Можно было бы предположить, что диск Галактики и должен быть особенно ярок в аннигиляционном излучении. Однако карты, полученные обсерваторией, скорее говорят о том, что наиболее мощным источником позитронов служит не диск Галактики, а её центральная область, где мало массивных звёзд (рис. 2) . С этой точки зрения предпочтительна гипотеза, согласно которой позитроны порождаются термоядерными взрывами гораздо менее массивных и более старых звёзд. Были и более смелые предположения, например, что позитроны рождаются при взаимодействии космических лучей с нейтральным или молекулярным газом, либо в ближайшей окрестности чёрных дыр или нейтронных звёзд. Но самой экзотической стала гипотеза, согласно которой позитроны рождаются при аннигиляции частиц тёмной материи, чья плотность должна быть максимальна в центральной зоне Галактики. Концепция „тёмной“ материи возникла в астрофизике достаточно давно — измерения масс галактик и их скоплений неизменно приводили к значениям, значительно превышающим массу звёзд и газа, видимых с помощью телескопов. Современная астрофизика постулирует наличие слабовзаимодействующих частиц (тёмной материи) : вещества, которое имеет массу, но которое нельзя (или сложно) увидеть. Хотя природа тёмной материи пока понята недостаточно, теория допускает, что она может порождать и позитроны. Вышесказанное предполагает пересмотр многих общепринятых взглядов в современной физике, но именно поэтому гипотеза и интересна.

Одним из этапов на пути понимания природы позитронов в Галактике стало исследование параметров среды, в которой происходит аннигиляция позитронов. Практически все процессы рождения позитронов приводят к образованию „горячих“ позитронов, т. е. частиц, чья кинетическая энергия сравнима или превышает их массу покоя. При этом вероятность аннигиляции достаточно мала, и позитроны, как правило, успевают потерять значительную часть своей энергии до того, как произойдёт аннигиляция. Время между рождением и аннигиляцией может составлять от десятков тысяч до миллионов лет, в течение которых позитрон дрейфует от места своего рождения до места исчезновения. Если вещество вокруг позитрона достаточно холодное, то до аннигиляции позитрон захватывает электрон и образует так называемый „позитроний“ (аналог атома водорода) , в котором роль положительно заряженного ядра (протона в случае атома водорода) выполняет позитрон. Просуществовав недолгое время, позитроний, наконец, аннигилирует, испуская жёсткие гамма-лучи. Различают два типа позитрония — пара-позитроний и орто-позитроний, отличающихся взаимной ориентацией спинов электрона и позитрона. Пара-позитроний порождает два фотона с энергией 511 кэВ, тогда как орто-позитроний аннигилирует с образованием трёх фотонов различных энергий. В результате для наблюдателя с Земли спектр аннигиляционного излучения распадается на две компоненты. Первая — узкая линия с энергией 511 кэВ, а вторая — непрерывный спектр на более низких энергиях, связанный с аннигиляцией орто-позитрония (рис. 2 и 3) . Альтернативой аннигиляции через образование позитрония служит прямая аннигиляция, когда электрон и позитрон погибают „на лету“, порождая два фотона. Оказывается, что доля прямых аннигиляций и ширина возникающей линии 511 кэВ чувствительны к температуре среды и степени её ионизации. Спектрометр SPI выполнил рекордные по точности измерения спектра аннигиляционного излучения. Выяснилось, что данные наблюдений лучше всего совместимы с аннигиляцией позитронов в „тёплой“ фазе межзвёздной среды с характерной температурой порядка 8 тыс. K и степенью ионизации среды порядка 10%. Среда с такими параметрами действительно часто встречается в Галактике, и на неё приходится значительная доля массы газа. А вот в самой горячей фазе межзвёздной среды, имеющей температуру порядка миллиона градусов и заполняющей значительный объём, аннигиляция почти не происходит — доля позитронов, погибающих в этой фазе, не превосходит 10%.

Кроме того, измеряя энергию аннигиляционной линии и её ширину, мы можем сказать, что позитроны погибают в среде, которая как целое движется относительно Земли со скоростью, не превышающей 40–50 км/с . Действительно, измеренная энергия центра линии совпадает с энергией покоя электрона/позитрона с очень высокой точностью: E/mc² = 0,99991±0,00015. При общей скорости движения среды относительно нас более 50 км/с эффект Доплера вызвал бы более значительное расхождение. Аналогично, наблюдаемая ширина линии показывает, что разброс внутренних скоростей в среде не превышает 800 км/с.

Все факты свидетельствуют о том, что производство позитронов не связано с самыми массивными звёздами в диске Галактики. Наблюдаемое аннигиляционное излучение концентрируется в её центральной области размером около килопарсека. При этом аннигиляция происходит скорее всего в диффузной среде. Модели, связывающие позитроны с маломассивными звёздами или тёмной материей, выглядят предпочтительными. Задача, которая сейчас стоит перед обсерваторией, — попытаться найти надёжные свидетельства за или против предложенных моделей.

Нейтронные звёзды в звёздном ветре

Одним из неожиданных и интересных результатов, полученных обсерваторией, стало открытие нового класса рентгеновских источников, получивших название „поглощённых“.

В нашей Галактике ярчайшие источники рентгеновского излучения — это особый класс двойных звёздных систем, в которых один из компаньонов представляет собой обычную звезду, как наше Солнце, а второй компаньон — компактный объект: чёрную дыру или нейтронную звезду. Вещество с обычной звезды захватывается гравитационным полем компактного объекта и падает на него, выделяя при этом огромное количество энергии, вплоть до 10–50% от энергии покоя падающего вещества E = mc² . При этом оно разогревается до температур в десятки и сотни миллионов градусов и становится мощным источником рентгеновского излучения. Сотни подобных объектов были открыты одним из первых специализированных рентгеновских спутников „Ухуру“ (в переводе с суахили — „свобода“, запущен в Кении) в 70-х гг. прошлого века. Однако источник IGR J16318–4848 (цифры , напоминающие телефонный номер, говорят о положении источника на небе), открытый обсерваторией, оказался совсем другим. В жёстких рентгеновских лучах это яркий источник, но чём ниже энергия фотонов, тем слабее он становится. В результате многочисленные наблюдения той же области неба спутниками, работающими в стандартном рентгеновском диапазоне (как , например, упомянутая выше обсерватория „Ухуру“) , просто были не в состоянии обнаружить подобный объект. Весьма характерная форма спектра источника IGR J16318–4848 означает, что на низких энергиях излучение поглощено газом или пылью {рис. 4). Вслед за первым „поглощённым“ источником последовал второй, третий, и к настоящему времени обсерватория открыла уже более десятка представителей этого уникального класса объектов.

Природа источников стала понятна после исследования в широком диапазоне длин волн (от радио- до жёсткого рентгеновского диапазона) . Было обнаружено, что рентгеновский поток большой части новых источников испытывает регулярные колебания с периодом в сотни секунд. То, что период таких колебаний с высокой точностью остаётся постоянным, указывает на то, что компактным объектом в двойной системе является нейтронная звезда с сильным магнитным полем (>10¹² Гс) . Столь сильное поле заставляет вещество, падающее на нейтронную звезду и дающее рентгеновское излучение, собираться в трубки и каналы вблизи магнитных полюсов звезды. Вращение звезды приводит к наблюдаемым пульсациям. Принципиальным для решения вопроса о природе этих объектов является сильное поглощение. Новый класс источников, открытый обсерваторией, это, скорее всего, молодые звёздные системы, в которых масса обычной звезды во много раз превышает массу Солнца. Массивные звёзды обладают мощным звёздным ветром, истекающим с их поверхности и окружающим нейтронную звезду плотным слоем вещества, которое поглощает излучение (рис. 5) . На более высоких энергиях поглощение в звёздном ветре ослабевает и источник становится ярким.

Термоядерные реакции, протекающие в недрах звёзд, обеспечивают энергией и наше Солнце, и более массивные звёзды, но в них термоядерное горение происходит значительно более эффективно. Например, звезда, в 10 раз массивнее Солнца, каждую секунду производит в 10 тыс. раз больше энергии, чем Солнце. Очень массивные звёзды быстро расходуют свой запас термоядерного горючего и живут сравнительно недолго. То, что открытые обсерваторией источники входят в двойные системы с очень массивными звёздами, означает, что они образовались 10 млн. лет назад. Области Галактики, где наблюдается процесс интенсивного звездообразования, хорошо известны. Прежде всего, речь идёт о спиральных рукавах Галактики, где возмущения плотности, бегущие по газу, провоцируют неустойчивости, ведущие к формированию звёзд. Подобные рукава хорошо видны на снимках многих спиральных галактик, например, в галактике Туманность Андромеды. Сравнение карты рукавов нашей Галактики и распределения „поглощённых“ источников действительно показало, что они тяготеют к галактическим рукавам. Это развеяло последние сомнения относительно того, что обсерватория обнаружила новую популяцию очень молодых и мощных рентгеновских источников, скрытых облаком звёздного ветра от телескопов, работающих на более низких энергиях.

Гиганты и карлики

По-настоящему ярких рентгеновских источников — чёрных дыр или нейтронных звёзд, активно поглощающих вещество с соседней звезды-компаньона, — в Галактике сравнительно немного, не больше нескольких сотен. Но именно эти источники обеспечивают более 95% рентгеновского излучения Галактики. Это поистине гиганты в мире рентгеновских источников, особенно по сравнению с оптическим диапазоном, в котором светимость Галактики определяется совокупностью 100 млрд. звёзд, подобных Солнцу. Природа оставшихся нескольких процентов от полного рентгеновского излучения Галактики долгое время оставалась загадкой.

Уже более 20 лет назад было обнаружено, что наряду с яркими рентгеновскими источниками, о которых шла речь выше, вся галактическая плоскость — источник слабого рентгеновского излучения. Попытки „увидеть“, что излучение создаётся совокупностью компактных рентгеновских источников, не дали результатов. Даже при высочайшей чувствительности и угловом разрешении телескопы видели лишь слабое и протяжённое свечение, идущее от плоскости Галактики. Исследователи предположили, что наблюдаемое излучение рождается в горячей и разрежённой плазме, заполняющей значительный объём в диске Галактики, о чём свидетельствовали наблюдения спектра излучения диска, имеющего все характеристики излучения горячей плазмы. Практически единственной, но серьёзнейшей проблемой в этом подходе было то, что, судя по наблюдаемому спектру, эта плазма должна быть разогрета до температуры порядка 100 млн.°C. Гравитационное поле Галактики не способно удержать в диске плазму с такой температурой, следовательно, плазма должна постоянно истекать из диска Галактики, унося с собой огромное количество энергии. Для поддержания концентрации плазмы в диске Галактики требуется источник энергии, на несколько порядков превышающий ожидаемое энерговыделение при взрывах сверхновых, если наши оценки частоты их появлений верны. Ещё более экзотическим выглядит предположение о каком-то принципиально новом источнике энергии, компенсирующем потери энергии оттекающей плазмы. В таком виде дилемма природы слабого рентгеновского свечения плоскости Галактики (так называемый „хребет Галактики“) просуществовала много лет. Но так ли незыблем вывод о том, что свечение не связано с отдельными рентгеновскими источниками? Ведь совершенно уверенно мы знаем лишь то, что эти гипотетические источники не могут быть слишком яркими (со светимостью больше, чем 10³⁵ эрг/с) , иначе они уже были бы обнаружены.

Телескопы обсерватории „Интеграл“ оказались наилучшим образом приспособлены для исследования природы хребта Галактики в жёстком рентгеновском диапазоне. В самом деле, свечение хребта Галактики очень слабое, а значит, для того, чтобы собрать большой поток от него, телескоп должен иметь широкое поле зрения (например , такое, как у телескопа IBIS обсерватории „Интеграл“, 29×29 градусов) . Одновременно необходимо избавиться от вклада ярких галактических источников, на фоне которых излучения галактической плоскости практически не видно. Все эти задачи могут быть успешно решены при помощи обсерватории „Интеграл“. Обсерватория методично осматривала один участок плоскости Галактики за другим, убирая вклады ярчайших источников и накапливая информацию об излучении хребта. Результатом этих наблюдений стал однозначный вывод — распределение слабого рентгеновского свечения плоскости Галактики точно следует распределению инфракрасного излучения, создаваемого обычными звёздами типа Солнца (рис. 6) . Другими словами, существует прямая пропорциональность между числом звёзд в данном объёме и рентгеновским излучением этого же объёма. Таким образом, вместо предположения о диффузном излучении разрежённой плазмы на первый план выходит гипотеза о том, что рентгеновское излучение связано с особым подклассом звёзд или звёздных систем, являющихся очень слабыми рентгеновскими источниками. Но если это так, то подобные системы, причём в чётко определённой пропорции, можно обнаружить и в „ближайшей“ — в пределах сотни парсек — окрестности Солнца, где мы наперечёт знаем даже слабые источники рентгеновского излучения. И действительно, подробный анализ полученных данных показал, что в нашей окрестности звёзды с активными коронами и аккрецирующие белые карлики со светимостями на уровне 10³⁰–10³³ эрг/с дают ровно столько рентгеновского излучения, сколько нужно, чтобы объяснить слабое свечение хребта Галактики. В жёстком рентгеновском диапазоне, там, где работают основные инструменты обсерватории, главный вклад в фоновое излучение дают аккрецирующие белые карлики. По результатам, полученным обсерваторией, можно оценить их полное число в Галактике — несколько миллионов. Именно такое количество очень слабых источников и стало реальной альтернативой гипотезе о диффузной природе хребта Галактики.

Оказалось, что и проблема формы спектра рентгеновского излучения решается почти автоматически. Типичный белый карлик имеет массу порядка массы Солнца и радиус порядка 10 тыс. км. Нетрудно подсчитать, что вещество, падающее на поверхность белого карлика, может разогнаться до скорости порядка нескольких тысяч километров в секунду. Столкновение с поверхностью карлика (рис. 7) приводит к разогреву вещества до температуры около сотни миллионов градусов — именно такая температура и нужна для объяснения формы рентгеновского спектра хребта Галактики. Т. е. источником свечения действительно оказалась горячая плазма, но её удерживает не слабое притяжение Галактики, а мощное гравитационное поле белых карликов; проблема удержания плазмы исчезает сама собой.

Таким образом, гипотеза о том, что миллионы крайне слабых источников обеспечивают рентгеновское свечение плоскости Галактики, оказалась весьма плодотворной. Дело за малым — попытаться увидеть напрямую, что излучение хребта Галактики действительно распадается на огромное число отдельных источников. Такая задача может быть решена современными телескопами, но на абсолютном пределе их возможностей.

Приведённые выше темы были достаточно произвольно выбраны авторами статьи из всего разнообразия задач обсерватории, которая продолжает успешную работу на орбите сегодня и будет работать ещё многие годы.

Об авторах:
Сергей Андреевич Гребенев — ведущий научный сотрудник Института космических исследований РАН, доктор физико-математических наук.
Роман Александрович Кривонос — научный сотрудник Института космических исследований РАН, аспирант.
Александр Анатольевич Лутовинов — старший научный сотрудник Института космических исследований РАН, кандидат физико-математических наук.
Михаил Геннадиевич Ревнивцев — старший научный сотрудник Института космических исследований РАН, кандидат физико-математических наук.
Рашид Алиевич Сюняев — академик Российской Академии наук, главный научный сотрудник Института космических исследований РАН, научный руководитель обсерватории „Интеграл“ от России, директор Института астрофизики им. Макса Планка.
Евгений Михайлович Чуразов — ведущий научный сотрудник Института космических исследований РАН, доктор физико-математических наук.

Нет комментариев.

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.