Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

уже недостаточно для объяснения более сложных схем рентгеновской пульсации. Удалось отыскать относительно простые варианты объяснений, построенные на эффектах, связанных с быстрым вращением одиночной звезды с окружающим ее асимметричным диском или существованием потоков выбрасываемого вещества; но в других случаях пульсация оказалась слишком быстрой. Высокая концентрация рентгеновских барстеров (звезд, демонстрирующих неожиданные мощные вспышки, длящиеся обычно в течение нескольких дней, но без всякой периодической зависимости) была обнаружена в галактической плоскости. На раннем этапе спутниковых исследований удалось обнаружить, что шаровые скопления также являются мощными источниками рентгеновского излучения.

Гамма-излучение, как и рентгеновское излучение, легче всего наблюдать из космоса, поскольку бо́льшая его часть поглощается нашей атмосферой. Однако, как уже в 1948 г. показал английский физик Патрик М. С. Блэкетт, очень высокие энергии (более нескольких десятков миллиардов электронвольт) можно зарегистрировать и с поверхности Земли. Он понимал, что при входе в атмосферу такое излучение должно создавать каскады частиц, производящие в свою очередь вспышки голубого цвета, а именно – излучение Черенкова. Этот голубой свет (по всей видимости, лучше всего известный сегодня по изображениям топливных элементов с водяным охлаждением в ядерных реакторах) был назван по имени советского физика Павла Черенкова, который открыл его в 1930‐х гг. Он испускается, когда заряженная частица или излучение высокой энергии проходит через прозрачную среду быстрее, чем фазовая скорость света в среде, и его уподобляют звуковому хлопку, производимому самолетом, преодолевающим звуковой барьер. Таким образом, появившийся свет дает представление о скорости и направлении вызвавших его высокоэнергетичных частиц, или излучения. При воздействии гамма-лучей он очень слабый и непродолжительный и длится лишь несколько наносекунд. Космические лучи дают аналогичный эффект гораздо большей интенсивности, но в возникающих вспышках черенковского излучения существует два типа отличий, порождаемых тем, что от гамма-лучей на поверхности Земли образуется эллиптическое пятно размером примерно с футбольное поле. В XXI в. это «пятно» фиксируется с помощью установок, состоящих из телескопических зеркал и фотоумножителей. Изучение гамма-источников, например остатков сверхновых, началось с использования построенного в 2003 г. в Намибии черенковского телескопа H. E. S. S. – установки, названной в честь Виктора Франца Гесса, лауреата Нобелевской премии, полученной им за открытие космических лучей, о чем уже говорилось ранее. Эта установка построена при участии восьми европейских и африканских стран, прежде всего Германии и Франции.

После того как Блэкетт постулировал существование черенковского излучения, первая успешная наземная регистрация вторичных частиц ливня была осуществлена в 1953 г. двумя физиками Британского научно-исследовательского института атомной энергии в Харуэлле. Двое специалистов, У. Гэлбрейт и Дж. В. Джелли, использовали детектор, сделанный из зеркала еще одного списанного армейского прожектора, домашнего мусоросборника из гальванизированного железа и фотоэлектронного умножителя. Более значительная новаторская работа последовала в 1970‐х гг.: в Соединенных Штатах, на Канарских островах и в Австралии под руководством Теда Тервера из Даремского университета, и в Астрономической обсерватории им. Уиппла, в Аризоне, под руководством Тревора Уикса. Первым, кто предложил исключительно важный способ проведения различия между характеристиками черенковского излучения, возникающего от гамма-лучей и пестрого собрания различных частиц космических лучей, стал член группы Уикса Майкл Хиллас.

Первая регистрация высокоэнергетичных космических гамма-лучей осуществлена в 1961 г. спутником «Эксплорер-XI», а спустя некоторое время удалось зарегистрировать и гамма-барстеры, хотя это случилось лишь в 1967 г. Их распределение, как выяснилось, не соответствует распределению рентгеновских барстеров. Сначала казалось, что они расположены близко, поток излучения от них слабый и, вероятнее всего, речь идет об одиночных нейтронных звездах. Первый такой объект обнаружил американский военный спутник («Vela»), предназначенный для обнаружения относительно слабых советских атомных взрывов. Некоторые из найденных гамма-барстеров отождествлялись с оптически наблюдаемыми объектами. Одно из замечательных событий, зарегистрированное 5 марта 1979 г. по крайней мере девятью спутниками, состояло из очень короткого импульса, с последовавшей за ним серией из примерно двух дюжин импульсов с 8-секундным интервалом. Состоялось много дискуссий по поводу возможного механизма этой вспышки, источником которой, по всей вероятности, была нейтронная звезда, но особенно интересным сделало этот инцидент то, что источник, судя по всему, совпадал с остатком сверхновой в Большом Магеллановом Облаке, то есть он находился за пределами нашей Галактики.

Усилиями пяти научно-исследовательских институтов – Европейского космического агентства, Франции, Нидерландов, Италии и Германии – был создан спутник с детектором гамма-лучей, который, как показала практика, функционировал в течение необычайно длительного периода (с 1975 по 1982). С помощью этого спутника, названного «Cos-B», удалось составить обширную карту источников, многие из которых оказались удивительно мощными. Почти все из двух дюжин самых мощных источников расположены либо непосредственно в плоскости галактического диска, либо очень близко к нему. Указанный факт в течение нескольких лет задавал стандарт астрономических рассуждений на эту тему, пока НАСА в 1991 г. не был запущен на орбиту крупный спутник весом 17 тонн, что в шестьдесят раз превышало массу «Cos-B». Цель этого космического аппарата, названного сначала «GRO» (Gamma Ray Observatory – Гамма-обсерватория), а затем переименованного в гамма-обсерваторию «Комптон» в честь физика-первопроходца Артура Холли Комптона, заключалась в том, чтобы придать гамма-астрономии статус, полученный двумя десятилетиями ранее рентгеновской астрономией. В число ее объектов наблюдения входили сверхновые звезды других галактик, пульсары, активные ядра галактик, а также гамма-барстеры. Последние, как предполагалось, будут концентрироваться в плоскости галактического диска – там, где обнаруживались нейтронные звезды; но выяснилось, что это не так. Они наблюдались по всему небу. Источники гамма-излучения в который раз серьезно поколебали астрономические представления.

Массивная «GRO» (одни лишь ее инструменты весили шесть тонн) стала второй из серии больших обсерваторий НАСА, ей предшествовал космический телескоп «Хаббл», а следом за ней были введены в эксплуатацию рентгеновская обсерватория «Чандра» и космический телескоп «Спитцер». (Лайман Спитцер являлся ключевой фигурой в разработке и изготовлении космического телескопа «Хаббл», лоббируя его как в Конгрессе, так и перед широким научным сообществом.) В 1993 г. «GRO» составила первую карту источников гамма-излучения всего неба и выявила среди обнаруженных источников необычайно большое количество активных галактических ядер (АГЯ). (АГЯ – обозначение очень небольшой области в центре галактики с колоссальным выделением энергии в виде излучения или выбросов высокоскоростных частиц. Эта энергия могла превышать энергию всей остальной галактики. Как широко признано в настоящее время, АГЯ – это сверхмассивные черные дыры в центре галактик, и наблюдаемая энергия вырабатывается в процессе аккреции на них вещества, а также его разогрева в непосредственной близости от них в результате высокоскоростных столкновений.)

Как мы уже видели, термин «пульсар» использовался для обозначения пульсирующих звезд самых разных типов, среди которых нейтронные звезды, обладающие высокой скоростью вращения, предоставляли наилучший вариант объяснения их поведения. Сложность порождаемых ими физических проблем стала еще более наглядной, когда в Большом Магеллановом Облаке обнаружили пульсар с периодом вращения менее одной десятой доли секунды. Его следовало рассматривать как самый необычный из всех источников рентгеновского излучения, обнаруженных с помощью спутников, поскольку он излучал столько, сколько все известные рентгеновские источники в нашей Галактике, вместе взятые. Как же он называется? Если в Солнечной системе многие каменные глыбы скромных размеров носят человеческие имена, то этот объект получил наименование AO 538-66, и он, похоже, поразил воображение астрономов. Судя по всему, это обычная звезда массой примерно двенадцать солнечных масс в паре с черной дырой (необходимой для объяснения энергии этого объекта) или нейтронной звездой (необходимой для объяснения его пульсации). По всей вероятности, в конечном счете решение в пользу выбора одной из этих альтернатив – черной дыры или нейтронной звезды – будет основываться на определении массы этого объекта. Если она больше, чем примерно три солнечные массы, то