Пульсирующая Вселенная - Николай Николаевич Горькавый

• «гамма-диполь» и поток высокоэнергетичных частиц (см. илл. 15).

В 2023 году большим международным коллективом авторов (Aluri et al., 2023) был опубликован убедительный и обширный (свыше ста страниц) обзор наблюдений, доказывающих анизотропную и неоднородную природу Вселенной.

Задача по сведению в единую картину всех многочисленных данных по глобальной анизотропии и неоднородности Вселенной сложна, но разрешима в рамках циклической космологической модели, учитывающей принципиальную анизотропию и неоднородность нашего мира.

Глава 18. Реликтовые нейтронные звезды

Несомненно, существуют люди, не обладающие предрасположением считать существенными вещи, отличающиеся постоянством; но таких людей помещают в сумасшедший дом.

А. С. Эддингтон

18.1. Самые прочные звезды Вселенной

Нейтронные звезды возникают при взрыве сверхновых; по оценкам, в Галактике должна существовать одна нейтронная звезда на тысячу обычных звезд. Так как нейтронные звезды образуются при взрывном сжатии ядер обычных звезд, которые имеют значительный угловой момент, то сокращение радиуса вращающегося остатка звезды приводит к очень высоким скоростям вращения, вплоть до 700 оборотов в секунду. В Млечном Пути открыто несколько тысяч нейтронных звезд, 90 % из них — одиночные, а 10 % входят в двойные системы. Нейтронные звезды движутся с высокими скоростями в сотни километров в секунду; значительная их часть обнаруживается в галактическом гало, где они входят в состав шаровых скоплений.

Нейтронные звезды похожи на огромные атомные ядра радиусом 10–20 километров и массой в полторы-две массы Солнца. Они представляют собой шар из нейтронов, в несколько раз более плотный, чем атомные ядра, и на поверхности которого есть тонкая (около километра) кора из ядер тяжелых атомов и электронов. Над корой простирается тонкая — толщиной от миллиметров до десятков сантиметров — атмосфера, в которой формируется тепловое свечение звезды. Скорость убегания с поверхности нейтронной звезды достигает половины скорости света. Если какое-то вещество падает на такую звезду, то разгоняется до субсветовых скоростей, из-за чего ядра атомов падающего вещества разрушаются при ударе о поверхность и превращаются в нейтроны, присоединяясь к звезде.

Часть нейтронных звезд наблюдаются в виде пульсаров, которые поделены на несколько типов, излучающих в разных диапазонах частот. Магнитное поле на поверхности пульсаров превосходит магнитное поле Земли в триллионы раз. Магнитное поле привязано к пульсару и вращается вместе с ним. На определенном расстоянии от нейтронной звезды скорость движения магнитного поля приближается к световой. Магнитное поле не может двигаться быстрее скорости света, поэтому в этой области линии магнитного поля обрываются. В местах таких обрывов наружу вылетают частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Такие объекты называют радиопульсарами — именно их первыми среди пульсаров открыла Джоселин Белл. Распределение радиопульсаров по скоростям собственных вращений демонстрирует два отчетливых пика, соответствующих двум классам пульсаров, с типичными периодами вращения в 0,6 секунды и менее 0,004 секунды.

В двойной системе вокруг нейтронной звезды часто формируется аккреционный диск из материала, перетекающего из второй звезды. Если скорость вращения звезды не слишком большая, то вещество из диска может проникать по магнитным линиям в район полюса нейтронной звезды. Размер зоны падения вещества составляет всего сотню метров, но эта площадка разогрета так, что излучает рентгеновские лучи, которые регистрируются даже на Земле. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.

Нейтронные звезды, как и атомные ядра, прочно связаны ядерными силами. Но, как показывают оценки в статье Горькавого и Тюльбашева (2021), для нейтронных звезд еще более важным является гравитационная энергия связи, которая на порядок превосходит энергию связи нуклонов в самых прочных ядрах. Максимальная энергия связи на нуклон в ядре железа составляет около 10 Мэв. Легко показать, что мощное тяготение нейтронной звезды приводит к энергии гравитационной связи примерно 100 Мэв на нуклон. Следовательно, нейтронная звезда менее подвержена фотодиссоциации и может уцелеть в горячей среде сжатой Вселенной. Отметим, что энергия гравитационной связи для белых карликов на 2–3 порядка меньше, чем у нейтронных звезд, тем самым белые карлики должны подвергаться фотодиссоциации примерно с той же интенсивностью, что и обычные звезды.

18.2. Наблюдательные признаки реликтовых нейтронных звезд

В статье Горькавого и Тюльбашева (2021) было сделано предсказание о существовании реликтовых нейтронных звезд (РНЗ), которые благодаря своей прочности могут выдержать сжатие Вселенной. Это означает, что нейтронные звезды тоже могут быть реликтами предыдущих космологических циклов и вносить свой вклад в темную материю. Если черные дыры никогда не могут уменьшать свою массу, то нейтронные звезды могут «таять» из-за фотодиссоциации на максвелловском хвосте распределения гамма-квантов и уходить в область малых масс, минимально разрешенных для нейтронных звезд (Горькавый и Тюльбашев, 2021). Так как нейтронные звезды могут также расти в результате аккреции окружающих барионов, то для понимания эволюции их масс нужно строить детальные модели.

Видный немецкий астроном Р. Киппенхан в 1987 году утверждал: «В настоящее время уже известно такое количество пульсаров, что можно предположить существование в одной только нашей Галактике около миллиона активно действующих пульсаров. С другой стороны, несколько последних десятилетий ведутся наблюдения удаленных галактик с целью установить, какое количество взрывов сверхновых происходит в среднем за столетие. Это позволяет сделать вывод о том, сколько нейтронных звезд возникло с древнейших времен в нашем Млечном Пути. Оказывается, что число пульсаров значительно превосходит то количество нейтронных звезд, которое могло образоваться в результате взрывов сверхновых. Значит ли это, что пульсары могут возникать и иным путем? Быть может, некоторые пульсары образуются не в результате взрывов звезд, а в ходе менее эффектных, но более упорядоченных и мирных процессов?»

Астрономами были предложены несколько решений проблемы избытка пульсаров, которые могут компенсировать расхождение между наблюдаемым количеством и теоретически ожидаемым числом нейтронных звезд. Но если наблюдаемое количество пульсаров и нейтронных звезд все-таки действительно больше теоретически ожидаемого, то гипотеза возможного сохранения части нейтронных звезд от прошлого цикла Вселенной решает эту проблему без привлечения новых механизмов образования пульсаров.

В статье Горькавого и Тюльбашева (2021) перечислены возможные признаки реликтовых нейтронных звезд (РНЗ), которые отличают их от нейтронных звезд, возникших в текущем цикле Вселенной. В частности, одиночные РНЗ должны двигаться со значительными скоростями и располагаться в сферическом гало галактики. Обнаружение статистически значимого избытка нейтронных звезд на больших галактических широтах даст дополнительные косвенные доказательства в пользу гипотезы о существовании РНЗ. Температура поверхности и напряженность магнитного поля у РНЗ в целом будет ниже, чем у обычных нейтронных звезд, а периоды вращения — больше. Так как большая часть этих звезд не является пульсарами, то невозможно обнаружить РНЗ классическими способами через поиск их периодического излучения. Наиболее очевидный путь —