Кто пытается обрушить постулаты современной астрофизики? Как объясняют гравитационное линзирование? Где искать ультраяркие сверхновые? Об этом и многом другом — в обзоре главных достижений астрофизиков.
Так себе загадка
Темная материя — одна из главных загадок современной астрофизики. Для непротиворечивого описания внутренней кинематики галактик и скоплений галактик приходится постулировать ее существование. В большинстве галактик звезды движутся вокруг галактического центра так быстро, что давно должны были бы преодолеть притяжение своей звездной системы и улететь прочь. То есть галактики, какими мы их видим, вообще-то, должны распадаться. Мы знаем, что чем дальше тело находится от гравитирующего центра, тем меньше его орбитальная скорость. Плутон, например, движется по своей орбите со скоростью 5 километров в секунду, а Земля — 30 километров в секунду. А вот в галактиках это не так: у звезд что в 10 килопарсеках от центра, что в 20 — почти одинаковая скорость.
Скорость убегания зависит от массы той системы, чье притяжение надо преодолеть. Поэтому понятно, что «слишком быстрые звезды» — это по сути проблема некорректной оценки массы галактики. Последнюю можно вычислить по количеству светящегося вещества, большую часть которого составляют обычные звезды. Для них известна зависимость масса-светимость, и сомневаться в ней не приходится. И вот этой самой светящейся массы оказывается недостаточно для того, чтобы удержать звезды на периферии галактики. Отсюда делается вывод, что есть еще какая-то не учтенная нами не излучающая материя.
Так возникает идея темной материи. Но есть и другой подход к решению той же проблемы. Можно попробовать найти ошибку не в оценке масс галактик, а в законе, связывающем массу галактики и «правильную» скорость звезд в ней. Такие гипотезы не столь бурно обсуждаются, но тоже имеют право на существование.
Одна из них — так называемая модифицированная ньютонова динамика, или MOND. Ее создатель, израильский физик Мордехай Мильгром предложил еще в 1983 году немного подправить закон всемирного тяготения или даже второй закон Ньютона. Тот самый, что все в школе учат как основной закон динамики. Так или иначе, проблема, говорит Мильгром, кроется в формуле расчета ускорения тела, на которое действует сила притяжения. Что если мы недооцениваем величину создаваемого ускорения?
Напомню, что, согласно второму закону Ньютона, тело массы m, на которое действует сила F, движется с ускорением a, таким, что ma=F. Эта формула подтверждается бесчисленными экспериментами. Но есть одна лазейка. Ускорения звезд в гравитационном поле галактики очень и очень малы. Примерно 10-8 сантиметров на секунду в квадрате, что составляет одну стомиллиардную от ускорения свободного падения на Земле. При столь малых ускорениях второй закон Ньютона в экспериментах не проверялся и поэтому, в принципе, допускает какие-то модификации.
Чтобы объяснить наблюдаемые кривые вращения галактик, необходимо предположить, что второй закон Ньютона для сверхмалых ускорений записывается в виде ma2/a0 = F, где a0 — некий параметр с размерностью ускорения. Фактически — новая фундаментальная постоянная, равная как раз примерно 10-8 сантиметров на секунду в квадрате. При этом для больших ускорений остается справедливым обычный, «школьный» второй закон Ньютона.
Если на заре своего возникновения теория Мильгрома казалась, по крайней мере, интересной, то сегодняшний набор наблюдательных фактов делает ее сильно маргинальной и не принимаемой подавляющим большинством астрофизиков. Идея темной материи позволяет объяснить гораздо больше экспериментальных данных, чем просто кривые вращения галактик. При этом по сей день MOND остается обсуждаемой (возможно, в немалой степени — по инерции).
Так, в рамках гипотезы Мильгрома немецкие астрофизики в недавней работе решили численную задачу об образовании и слиянии галактик. Поскольку MOND претендует на определенную универсальность, гипотеза должна объяснять не только кинематику галактик, но и другие их наблюдаемые свойства. Предсказывает ли она схожую эволюцию звездных систем, что и стандартный подход, учитывающий темную материю? Можно ли, оставаясь в рамках MOND, хотя бы качественно воспроизвести процесс столкновения галактик?
Ответ на оба вопроса положительный. Модельные дисковые галактики эволюционируют (в данном случае под эволюцией понимается вращения звездной и газовой компонент) так же, как и реально наблюдаемые системы. И их столкновения тоже выглядят очень похоже. Правда, есть и разница. Так, например, при столкновении галактики с темной материей падают друг на друга достаточно быстро. Когда же темного гало нет, падение происходит дольше, и галактики успевают сделать несколько оборотов вокруг друг друга. Значит ли это, что мы тогда должны видеть во Вселенной больше сливающихся галактик, нежели мы видим сейчас? По умолчанию это не очевидно, а авторы этот вопрос не обсуждают.
Космические очки
Теория Мильгрома, о которой говорилось выше, считается в целом маргинальной. Хотя ее обсуждают. Естественные претензии к ней (как и к другим альтернативным гипотезам) связаны с тем, что они не могут объяснить все имеющиеся на руках наблюдения. Пока, во всяком случае.
Одно из явлений, с которым не справляется MOND (в своем изначальном изложении), — это гравитационное линзирование. На свет, как известно, гравитация тоже влияет. Фотон, пролетающий рядом со звездой, меняет свое направление. Это из общей теории относительности, отказываться от которой современная наука уж точно не намерена.
Скопления галактик выступают своего рода линзами, фокусирующими свет от галактик еще более далеких. Причем они это делают так, как если бы содержали темную материю. Если верна гипотеза MOND, то скопления гораздо менее массивны, и линзирование, в котором они участвуют, должно выглядеть иначе. Впрочем, это не единственная претензия к MOND, и речь даже не о том. Просто недавно были опубликованы интересные результаты наблюдений событий гравитационного линзирования.
Точнее — микролинзирования. В таковом не участвует темная материя, и поэтому для MOND это не страшно. Какой-то массивный объект (звезда) в своем движении по галактике оказывается на прямой, соединяющей Землю и другую далекую звезду, что приводит к видимому усилению яркости блеска далекой звезды, а потом симметричному угасанию. Зарегистрированы тысячи таких событий. И особенно интересны те, в которых линзой выступает не одиночная, а двойная звезда. Или звезда вместе с планетой. Линзирующие свойства таких систем сложнее и позволяют получить больше информации. А еще интереснее, если одно и то же событие микролинзирования удается наблюдать из двух точек в пространстве, разнесенных друг от друга как можно дальше. Тогда срабатывает обыкновенный эффект параллакса — объект-линза закрывает звезду-источник для разных наблюдателей в разные моменты времени. И по этому сдвигу, например, можно определить расстояние до линзы напрямую, то есть исходя только из геометрических соображений.
Сразу несколько коллабораций, вовлеченных в науку гравлинзирования, опубликовали совместные статьи о регистрации как раз таких редких событий. Наблюдения проводились как с Земли, так и из космоса — на инфракрасном телескопе «Спитцер» и на орбитальной обсерватории «Свифт». В одном из случаев событие микролинзирования наблюдалось двумя космическими аппаратами впервые.
Одно из зарегистрированных событий оказалось линзированием на двойной системе, состоящей из звезд с массами, близкими к солнечной. То есть на двух линзах, расположенных рядом, своего рода космических очках. Линза из двух объектов обладает той особенностью, что содержит каустики: такие области пространства (линии), пересекая которые звезда фона усиливает свой блеск — формально до бесконечности. Вернее, это было бы так, если бы звезды были строго точечными. Но поскольку они имеют конечные размеры, пересечению каустики просто сопутствует повышение яркости. Пересечения звездой фона гравитационных каустик двойной системы были обнаружены сначала наземными средствами, а через 13 дней и космической обсерваторией «Спитцер». Такая разница возникла как раз из-за параллактического смещения. В результате удалось измерить довольно много физических параметров системы-линзы, в том числе и расстояние — 3 килопарсека, что, пожалуй, рекорд для прямого определения расстояния до звезды методами оптической астрономии.
Ультраяркие сверхновые
Одно из открытий последних лет — яркие вспышки в других галактиках, длящиеся десятки дней и похожие на уже известные вспышки сверхновых, но в десятки раз мощнее. Это получило название ультраярких (или лучше сказать ультрамощных) сверхновых (Super Luminous Supernovae, SLSNe). Зарегистрировано несколько десятков таких событий, и их физическая природа пока не вполне понятна.
Что позволяет высветить столь много энергии за короткое время? Ведь некоторые SLSNe в пике светимости в разы ярче, чем вся наша Галактика! Ну и, кроме того, необходимо объяснить форму кривой блеска, спектр вспышки (то есть обилие тех или иных химических элементов) и многое другое.
Рассматривается несколько механизмов вспышек SLSNe, объясняющих их разные типы (да-да, уже успели классифицировать — отдельные вспышки ведут себя по-разному с точки зрения наблюдателя). Основной вариант — взрыв очень массивной, в 100-200 раз тяжелее Солнца звезды. Такие звезды редки в нашу эпоху, но они, вероятно, образовывались на ранних этапах жизни Вселенной. Поэтому любая весточка от них очень полезна для изучения первых сотен миллионов лет после события рекомбинации (и образования фона реликтового микроволнового излучения). За счет своей яркости ультрамощные сверхновые представляют собой один из немногих способов заглянуть так далеко в пространстве и во времени.
В свежей работе японские астрофизики совместно со своим российским коллегой попытались предложить еще один довольно красивый механизм SLSNe. Это тоже коллапс звезды, сопровождаемый взрывом и образованием черной дыры. Только коллапсирует не ядро массивной звезды, как в обычном варианте, работающем и для обычных сверхновых, а нейтронная звезда (НЗ). Причем очень быстро вращающаяся и сильно замагниченная. Вообще, НЗ — сверхплотный шарик диаметром 20 километров — это также продукт коллапса ядер массивных звезд, исчерпавших свое термоядерное топливо. Их массы составляют лишь 10-30 солнечных. В принципе, ядро звезды стремится всегда сжаться в точку, то есть в черную дыру, но этому мешает внутреннее давление ее вещества. Это верно для любой звезды, в том числе и для нейтронной. Однако если масса НЗ слишком велика (больше 2-3 солнечных), то внутреннего давления недостаточно, и она коллапсирует.
Теперь представьте себе нейтронную звезду, которая делает несколько сотен оборотов вокруг своей оси за секунду. Такой объект от коллапса удерживает не только давление вещества, но и центробежная сила. Скорость вращения НЗ, как мы знаем из наблюдений, постепенно уменьшается. И тем быстрее, чем сильнее ее магнитное поле. Поэтому изначально быстро вращающаяся и сильно замагниченная НЗ проживет не очень долго и однажды сколлапсирует в черную дыру. Что вызовет вспышку — по расчетам авторов, ярче типичной сверхновой.
Но, как выяснилось, не настолько яркой, как типичные SLSNe. То есть ученым удалось скорее предсказать существование другого, промежуточного класса транзиентных явлений. И, похоже, вовремя. В начале 2016 года большая международная группа ученых как раз объявила об открытии в наземных обзорах неба четырех транзиентов (вспышек), по своей яркости как раз расположенных между обычными и ультрамощными сверхновыми.
