Смерть с небес - Филип Плейт

Стоит ли нам волноваться о гамма-всплесках?

Один из ответов — нет, поскольку в случае гамма-всплеска мы ничего не сможем сделать. А так как гамма-излучение движется со скоростью света — это на самом деле свет, — мы не получим буквально никаких предупреждений о том, что к нам направляется пучок. Так что, зачем волноваться?

С другой стороны, вполне возможно, что в принципе не о чем волноваться.

Почти каждый когда-либо наблюдавшийся гамма-всплеск приходил из невероятно далекой галактики. Но в астрономии расстояние — это то же, что время: чем дальше вы смотрите, тем более далекое прошлое вы видите. Когда мы наблюдаем гамма-всплеск в галактике, находящейся на расстоянии 9 млрд световых лет, мы видим ту галактику такой, какой она была 9 млрд лет назад. Гамма-всплески были частым явлением в прошлом, но по мере старения Вселенной они случаются все реже и реже.

Это важно, потому что галактики со временем меняются. На ранних этапах своей жизни галактики содержат меньше тяжелых элементов, таких как кальций, железо и кислород; эти элементы создаются в сверхновых и после их вспышек разносятся по галактикам, а на это требуется время. Оказывается, что умирающие звезды, содержащие меньше тяжелых элементов, легче генерируют гамма-всплески. А так как, благодаря прошлым поколениям сверхновых, большинство массивных звезд, образующихся в настоящее время, имеют в своем составе много тяжелых элементов, у них меньше шансов выдать гамма-всплески.

Более того, чтобы при взрыве испустить гамма-всплеск, звезда должна быстро вращаться перед коллапсом, иначе может не образоваться аккреционный диск, который питает пучки. Оказывается, звезды с более высоким содержанием тяжелых элементов, как правило, вращаются не настолько быстро. Но это не потому, что элементы более массивные! Более тяжелые элементы лучше поглощают свет, исходящий из внутренних областей звезды, чем более легкие. Поэтому звезда, в газе которой много тяжелых элементов, горячее и ярче, чем звезда с меньшим содержанием тяжелых элементов. Благодаря этому частицы на поверхности звезды легче уносятся звездным ветром — эквивалентом солнечного ветра, но исходящим не от Солнца, а от другой звезды.

Покидающие звезду частицы подхватывает вращающееся магнитное поле звезды. И это создает эффект парашюта, который, в свою очередь, замедляет вращение звезды: представьте, что вы кружитесь вокруг себя, держа в руке открытый полиэтиленовый пакет; пакет захватывает воздух и тормозит ваше вращение из-за возникающего сопротивления. То же происходит и со звездами: со временем их вращение замедляется, потому что магнитное поле оказывает сопротивление звездному ветру. Собственно, именно поэтому Солнце оборачивается вокруг себя всего один раз за месяц. Вероятно, когда оно было молодым, оно крутилось гораздо быстрее, но за миллиарды лет солнечный ветер, прорываясь сквозь магнитное поле, замедлил его вращение.

Поэтому звездный ветер сильнее у звезд, в которых много тяжелых элементов, и они, как правило, вращаются медленней. Обратное утверждение — звезды, в которых меньше тяжелых элементов, как правило, вращаются быстрее, — означает, что звезды, которые родились на более ранних этапах жизни Вселенной, дадут больше гамма-всплесков, чем звезды, родившиеся не так давно. Главная идея всего этого в том, что гамма-всплески от гиперновых — взрывающихся массивных звезд — будут сегодня более редкими явлениями, чем в далеком прошлом.

Другими словами, вам не нужно так уж сильно волноваться о них.

Значит нам, уютно устроившимся в Галактике, которой 12 млрд лет, с ее тяжелыми элементами и медленно вращающимися звездами, такая форма гибели не грозит?

Может быть. А может, и грозит. Если помните, существует два разных вида гамма-всплесков: одни длятся больше двух секунд, а другие короче. Те, что возникают при коллапсе ядра массивной звезды, — это длинные гамма-всплески. А что насчет коротких?

В понимании коротких всплесков важную роль сыграли два спутника NASA. Миссии «Исследователь кратковременных высокоэнергетических событий — 2» (High Energy Transient Explorer 2, HETE-2) и Swift зарегистрировали десятки коротких гамма-всплесков. Эти обсерватории помогли астрономам сформулировать идею, что короткие гамма-всплески могут происходить при слиянии двух плотных нейтронных звезд. Нейтронная звезда образуется, когда ядро звезды, превращающейся в сверхновую, недостаточно массивно, и из него не может образоваться черная дыра. Во многих случаях массивные звезды образуются парами и обращаются вокруг друг друга. В нашей Галактике наблюдается много таких пар очень массивных звезд. Со временем более массивная звезда взорвется и превратится в нейтронную звезду. Позднее взрывается и вторая звезда, также превращаясь в нейтронную звезду.

Под воздействием разных сил миллиарды лет спустя орбиты двух звезд сожмутся. Два сверхплотных объекта будут все сильнее и сильнее сближаться по спирали… а затем наконец они подойдут друг к другу так близко, что буквально сольются воедино. Их суммарной массы может оказаться достаточно для того, чтобы возникла черная дыра, а если еще останется достаточно материи, она образует аккреционный диск. В этот момент события похожи на те, что происходят в ядре массивной звезды, когда она взрывается: аккреционный диск, невероятные магнитные поля, и мощные силы тяготения черной дыры фокусируют двойные пучки, вырывающиеся наружу.

Модели таких событий показывают, что эти всплески гамма-излучения были бы гораздо короче по длительности, чем гамма-всплески от массивной звезды, и это гамма-излучение было бы более мощным. Оба этих прогноза соответствуют наблюдениям. Существуют и другие модели, полученные в результате наблюдений (например, двойная система «черная дыра — нейтронная звезда» с похожими результатами), но это преобладающая теория.

Главное отличие между гамма-всплесками от слияния нейтронных звезд и от массивной звезды, превращающейся в гиперновую, — это время до возникновения всплеска: если сегодня мы почти не ожидаем увидеть гамма-всплески от гиперновых, то гамма-всплесков от слияния нейтронных звезд должно быть много. Сближение орбит двух нейтронных звезд, приводящее к их слиянию, продолжается миллиарды лет, поэтому такие явления должны происходить и в наши дни. Все это вполне может быть так, но в абсолютных цифрах двойные нейтронные звезды гораздо менее распространены, чем их более массивные коллеги. Это может объясняться их довольно редким происхождением — существует гораздо больше отдельных массивных звезд, которые могут взорваться, чем двойных массивных звезд, — поэтому сложно понять, сколько потенциальных источников коротких гамма-всплесков имеется в нашей Галактике. Мы знаем множество двойных нейтронных звезд, каждая из которых может стать источником коротких всплесков жесткого гамма-излучения… еще через несколько миллиардов лет. О таких, которые могли бы испустить гамма-всплески через сто, или тысячу лет, или даже в следующий миллион лет, нам неизвестно. Но, в отличие от массивных звезд, невероятно ярких и заметных, двойные нейтронные звезды испускают очень мало света, и их сложно обнаружить.