Чтение онлайн

Позже они выяснили, что вторым компонентом была вторая, тоже нейтронная звезда, а не белый карлик, хотя в последующие годы именно белый карлик в качестве компаньона нейтронной звезды встречался гораздо чаще. Кроме того, наблюдения Халса и Тейлора позволили впервые точно измерить массу нейтронной звезды. Они установили, что массы нейтронных звезд в обнаруженной ими двойной системе равны примерно 1,4 массы Солнца (1,44 для пульсара, 1,39 Для нейтронной звезды-компаньона). Значения обеих масс находились подозрительно близко к пределу Чандрасекара. Как упоминалось в первой главе, этот пульсар теперь носит имя своих первооткрывателей: пульсар Халса – Тейлора (PSR B1913 + 16)17.

К настоящему времени астрономы с помощью хронометрирования пульсаров определили массы примерно тридцати пяти нейтронных звезд – в диапазоне от 1,17 до чуть более двух масс Солнца. В обсерватории Кару ученые начали хронометрировать пульсары в рамках проекта, названного MeerTIME. По словам астронома Фернандо Камило из Южноафриканской радиоастрономической обсерватории (мы говорили о нем в главе 4), наблюдения известных пульсаров с помощью этой антенной системы уже сделали ненужными другие телескопы. Обсерватории MeerKAT и Parkes находятся в Южном полушарии, и антенная система Кару может сосредоточиться на тех пульсарах, которые были обнаружены за много лет телескопом Parkes, но которые нельзя увидеть с помощью телескопа Green Bank, находящегося на севере. “По данным наблюдений Parkes масса нейтронной звезды часто вычислялась с большой погрешностью, – говорит Камило, – а благодаря чувствительности MeerKAT можно проделать эти измерения намного лучше и быстрее. Представьте, что с помощью MeerKAT вы наблюдаете двадцать хорошо известных двойных систем – ив течение года или даже меньше можно по-настоящему точно измерить две или три больших массы. Это может иметь огромное значение”.

Однако измерения одних только масс недостаточно. Ученые также пытаются очень точно измерить радиусы нейтронных звезд, чтобы найти ограничения, накладываемые на их уравнения состояния. Но радиусы измерить сложнее. Группа исследователей во главе с Майклом Крамером, директором Радиоастрономического института Макса Планка в Германии, в течение многих лет пыталась использовать данные о единственной известной двойной системе, образованной двумя пульсарами (двойном пульсаре), чтобы найти предельные значения момента инерции нейтронной звезды, являющегося функцией массы и радиуса. Поскольку массы уже известны, отсюда можно было бы получить некоторые предельные значения радиуса18.

Однако лучшие оценки размеров основаны на наблюдениях яркости полного потока рентгеновского излучения от поверхности пульсаров с учетом известного расстояния до Земли. Это непростой расчет, но он позволил астрономам определить значения радиусов, которые согласуются с лучшими теориями, описывающими нейтронные звезды. По оценкам ученых, нейтронные звезды имеют радиус от 9,9 до 11,2 километра, хотя радиусы некоторых из них приближаются к верхнему пределу, примерно равному 14 километрам.

Другой способ найти радиус – наблюдение очень быстро вращающихся (с миллисекундным периодом) пульсаров, дополненное предположением о том, что наибольшая измеренная масса соответствует верхнему предельному значению радиуса. До сих пор такое измерение верхнего предельного значения радиуса было проделано только однажды – для нынешнего рекордсмена среди пульсаров по скорости вращения.

Стояла осень 2004 года, и канадец Джейсон Хесселс, тогда аспирант Университета Макгилла, работал над своей диссертацией, в которой использовал для своих наблюдений телескоп Green Bank. Эта диссертация была частично основана на результатах Хесселса по поиску миллисекундных пульсаров в шаровом звездном скоплении Терзан 5, примерно в восемнадцати тысячах световых лет от Земли в созвездии Стрелец. Он знал, что в этом скоплении располагаются по крайней мере двадцать миллисекундных пульсаров. Это место – одна из самых известных “фабрик по производству пульсаров”, и Хесселс очень хотел найти и другие, еще не открытые.

10 ноября 2004 года Хесселс зарегистрировал повторяющиеся импульсы излучения, которые шли так плотно один за другим, что он понял: эта нейтронная звезда вращалась очень, очень быстро. Проблема состояла в том, что она появилась только один раз и исчезла. День проходил за днем, месяц за месяцем, но она так и не вернулась. Его коллеги начали подозревать, что это был фантом. Но Хесселс, сейчас работающий в Амстердамском университете, не сдавался. Он решил, что, возможно, пульсар просто затмила другая звезда и “он спрятался за ней и всем этим хламом, имеющимся в двойной системе, который делает пульсар время от времени невидимым”. Наконец, примерно через год, он увидел пульсар опять, и тот стал самым быстро вращающимся из всех открытых до сих пор. Ему позже дали название PSR J1748— 2446ad и определили скорость его вращения – 716 оборотов в секунду. Его скорость значительно превышала предыдущий рекорд – 642 оборота в секунду (период 1,55 миллисекунды) для пульсара PSR В 1937+21. Этот пульсар был открыт астрономом Доном Бекером в 1982 году и стал тогда первым миллисекундным пульсаром. А его возраст, который определили позже, составлял примерно двести миллионов лет.

Рекордная скорость вращения была не единственным открытием Хесселса. Он также смог определить верхний предел для радиуса этой нейтронной звезды из далекого скопления. Если бы радиус пульсара оказался даже немного больше этого значения, то, как сказал Хесселс, “он должен был бы вращаться так быстро, что вещество, из которого он состоит, слетело бы с его поверхности – и пульсар испарился бы”. Хесселс не смог измерить массу, но, взяв для оценки наибольшую из измеренных до этого масс пульсаров, примерно равную двум массам Солнца, и измеренную им скорость вращения, нашел, что радиус пульсара не мог быть больше шестнадцати километров. А для типичной для пульсаров массы, равной 1,4 солнечной, верхний предел радиуса должен быть четырнадцать километров. “С тех пор это стало моей навязчивой идеей: попытаться найти пульсар, вращающийся еще быстрее, – говорит Хесселс, – в надежде также измерить массу и найти ограничения, накладываемые на его уравнение состояния”.

В то время как наблюдения пульсаров велись уже несколько десятилетий, появились два новых метода измерения массы и радиуса – LIGO и новый прибор NICER, отправленный в 2017 году на Международную космическую станцию.

Когда восьмилетняя Айрин впервые увидела фотографию с дюжиной людей в защитных костюмах и масках, в которых были вырезаны только узкие щелочки для глаз, она радостно рассмеялась: “Ниндзя!” Ее мама, астрофизик Анна Уоттс, говорит, что это одна из ее любимых фотографий, поскольку на ней изображены ее коллеги во время последнего этапа сборки лучшего из всех когда-либо сконструированных инструментов для изучения внутреннего строения нейтронных звезд. Я встретилась с Уоттс в ее офисе в Амстердамском университете по пути к LOFAR (телескопу, с которым мы встречались в главе 4). NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer), прибор для изучения внутреннего строения нейтронных звезд, – это ящик массой 372 килограмма и размером с посудомоечную машину, вмещающий в себя рентгеновский телескоп. В июне 2017 года он совершил перелет на ракете Falcon 9 компании SpaceX на Международную космическую станцию. Астронавтам потребовалось два дня, чтобы с помощью робота-руки прикрепить его к станции.

Теперь, когда NICER заработал, ученые, в том числе Уоттс, наконец получили возможность с его помощью очень точно измерять и массу, и радиус любой (почти) нейтронной звезды. И 12 декабря 2019 года NICER выдал первые результаты – самые точные измерения массы и радиуса пульсара19.

Чтобы собрать этот прибор, НАСА потребовалось четыре года работы. Конструктивно NICER предназначен для изучения одиночных пульсаров, для чего внутрь него вставлена конструкция из пятидесяти шести детекторов рентгеновских фотонов, регистрирующих энергию и момент прихода фотонов. Большинство пульсаров излучает радиоволны, испускаемые частицами, которые ускоряются в магнитосфере, окружающей нейтронную звезду. Эти частицы должны вернуться на поверхность, чтобы звезда оставалась электрически нейтральной, так что эти частицы “обратного тока” предположительно ударяются о поверхность, разогревая полярные шапки звезды, что приводит к образованию светящихся областей – горячих точек, излучающих рентгеновские волны. Вот для чего предназначен NICER: вместо того чтобы регистрировать все рентгеновское излучение нейтронной звезды, он отслеживает точную форму импульсов рентгеновского излучения от горячих точек, которая зависит от массы и радиуса нейтронной звезды. Это как раз то, что Уоттс изучала еще до того, как NICER был сконструирован20.

Однажды в 2015 году Уоттс совершенно случайно оказалась в той лаборатории НАСА: она делала доклад в Массачусетском технологическом институте тогда же, когда конструкторы NICER проверяли детекторы. Она захотела взглянуть на технологические разработки и получила разрешение побродить по лаборатории. Детекторы невероятно хрупки, так что ей пришлось надевать защитный костюм, и она сильно нервничала, поскольку, как пошутила Уоттс, “была неуклюжей”. Через полтора года она получила по электронной почте письмо из НАСА: ее пригласили участвовать в работе команды. Она была бы счастлива присоединиться, но тогда еще не была уверена в том, что ее участие в работе принесет пользу.

Однако она все-таки присоединилась к команде. Неожиданно ее теоретическая работа по горячим точкам приобрела большую значимость. Ученые уже наблюдали горячие точки и с помощью рентгеновских детекторов предыдущих поколений, но до сих пор их наблюдение не становилось приоритетной задачей ни в одном из проектов.

Идея состояла в том, чтобы измерять то, как интенсивность рентгеновского излучения от определенной горячей точки меняется при вращении нейтронной звезды, когда эта горячая точка то появляется в поле зрения, то исчезает. Поскольку нейтронная звезда – очень плотный объект, согласно общей теории относительности, траектория фотонов, излучаемых горячими точками, будет искривляться.