Chandra, и детекторы гамма-излучения, такие как гамма-телескоп Fermi и LIGO /Virgo, ученые получили возможность изучать эти загадочные объекты совершенно новыми, поражающими воображение способами26.
В то время как в гостиной Марика Бранчези напряженно всматривалась в экран компьютера, где разворачивалась далекая космическая драма, за происходящим наблюдал и ее старший сын Диего. Вдруг он обратился к ней, тщательно обдумывая и четко произнося каждое слово: “Мам, когда ты закончишь со слиянием двойных нейтронных звезд, мы сможем пойти поесть?”
Чуть глубже: Происхождение золота
Откуда взялся наш мир? Как образовались элементы? Все элементы, существующие на Земле, так или иначе созданы в космосе. В периодической таблице Менделеева 118 элементов, и 94 из них встречаются в природе. Но сразу после Большого взрыва, 13,7 миллиарда лет назад, элементов вообще не было. Существовали только их элементарные составляющие – кварки. Из кварков, обычно встречающихся в триплетах, строятся привычные нам нейтроны и протоны, а из них, в свою очередь, атомы. В эпоху своего младенчества Вселенная была необычайно горячей и плотной, и поэтому кварки не могли связываться. По крайней мере несколько минут кварки существовали в состоянии своеобразного “кваркового супа”. Когда Вселенная несколько расширилась и охладилась, стало возможным объединение кварков в протоны (ядра водорода) и нейтроны, а затем из двух протонов и двух нейтронов образовались ядра гелия.
Расширение Вселенной продолжалось, ее температура продолжала падать. Однако потребовалось еще 380 тысяч лет, чтобы замедлившиеся электроны оказались в ловушках – на орбитах вокруг замедлившихся ядер – и образовались первые, очень легкие атомы. Главным образом это были атомы водорода и гелия, а также, в небольшом количестве, лития. Перенесемся еще на 1,6 миллиона лет вперед, в то время, когда под действием гравитации из облаков межзвездного газа образовались первые звезды и галактики. Тогда же образовались более тяжелые атомы – углерод, кислород и железо. Массивные звезды стали гигантами, и в их ядрах в результате термоядерного синтеза гелий превращается в углерод и появляются магний, азот, кислород, неон и железо. Появление железа означает конец термоядерного синтеза. Но когда звезды умирают в результате взрыва сверхновой, образуются еще более тяжелые элементы – никель, кобальт, медь, марганец, цинк и ванадий.
Однако компьютерные расчеты показали, что мощности взрыва сверхновой недостаточно для образования элементов заметно тяжелее железа. Тогда откуда же появилось все серебро, золото, платина, ртуть, молибден, уран и другие подобные элементы? Ученые предположили, что эти элементы могли образоваться при слиянии нейтронных звезд в ходе так называемого r-процесса – быстрого захвата нейтронов. Буква r указывает на скорость процесса (rapid), при котором в результате последовательности ядерных реакций быстрого захвата нейтронов тяжелыми зародышевыми ядрами (наподобие железа) создаются элементы тяжелее железа. При слиянии нейтронных звезд высвобождается огромное число нейтронов. Нагретые до экстремальных температур нейтроны бомбардируют окружающие их атомы, что и приводит к появлению более тяжелых элементов. Когда впервые удалось обнаружить слияние двух нейтронных звезд, ученые смогли наблюдать голубую килоновую и радиоактивный распад тяжелых элементов, образовавшихся при столкновении.
Другой вопрос, как эти тяжелые элементы попали на Землю. Некоторые из них могли быть доставлены метеоритами. Например, никель и кобальт часто находят в железных метеоритах: железо, никель или кобальт образуются одновременно в процессе нуклеосинтеза при взрывах сверхновых. С другой стороны, они, возможно, присутствовали в веществе, из скопления которого около 4,5 миллиарда лет назад образовалась Солнечная система, а затем со временем эти элементы высвободились из земной коры.
Чуть глубже: Почему килоновая была голубой?
Цвет космического объекта зависит от длины волны излучаемого им света. В разных условиях свет ведет себя либо как волна, либо как частица, а длина волны – это расстояние между двумя гребнями (или двумя впадинами) волны. Длина волны зависит от того, к какому диапазону электромагнитного спектра относится излучаемый свет: длины волн гамма-излучения самые короткие, а радиоволн – самые длинные. Энергия каждого отдельного фотона – элементарной составляющей света – обратно пропорциональна длине волны. Это значит, что чем меньше длина волны, тем больше энергия, соответствующая данному типу излучения. Энергия гамма-лучей очень велика, у радиоволн она гораздо меньше, а энергия видимого света где-то посередине.
Рассмотрим подробнее часть спектра, соответствующую видимому свету. В голубой части спектра длины волн очень короткие. Когда мы сдвигаемся к другому его концу, красному, они постепенно становятся все больше. Есть тела, идеально поглощающие свет. Это так называемые абсолютно черные тела. Как и многие твердые тела и плотные газы, Солнце – черное тело. Спектр излучения можно связать с температурой тела: длина волны, на которой излучается больше света, обратно пропорциональна температуре. Значит, чем холоднее объект, тем краснее его цвет, а чем он горячее – тем ближе его цвет к синему. (Это находится в противоречии с тем, что обычно кран с горячей водой помечен красным, а с холодной – синим.) Некоторые звезды голубые, и это значит, что они действительно очень, очень горячие: их температура порядка 7000 градусов Цельсия. Другие, более холодные, красные. Их температура всего 4000 градусов Цельсия. При температуре ниже 4000 градусов излучение видимого света незаметно, хотя оно по-прежнему будет более интенсивным в красной области спектра, чем в голубой[6]. На Земле мы ассоциируем тепло с чем-то красным, напоминающим костер, но это главным образом потому, что трудно поднять температуру пламени настолько высоко, чтобы оно стало голубым.
После слияния двух нейтронных звезд оптические телескопы зарегистрировали голубое свечение, обусловленное радиоактивным распадом тяжелых элементов, – килоновую. Прежде ученые считали, что килоновая, образовавшаяся в результате слияния нейтронных звезд, должна быть исключительно красной. Они объясняли это тем, что при r-процессе самые тяжелые элементы (те, которые находятся в самом низу периодической таблицы и имеют атомную массу больше 140) очень хорошо поглощают голубой свет и “не выпускают” его из газопылевого облака, выброшенного при слиянии нейтронных звезд.
Но в 2014 году Брайан Метцгер и его коллега астроном Родриго Фернандес предположили, что килоновая “разделяет” голубые и красные компоненты. Не все вещество газопылевого облака, сформировавшегося как результат слияния нейтронных звезд, утверждал Метцгер, обязательно содержит настолько тяжелые элементы, что их атомная масса превышает 140. Если в результате r-процессов данной части выброшенного облака синтезируются только более легкие элементы с атомной массой меньше 140, то излучение килоновой из этой части будет голубым. И поскольку, говорил он, элементы в выброшенном веществе будут из разных частей аккреционного диска, у некоторых атомная масса будет больше 140 (с ними связано красное свечение), а у других меньше (что приводит к голубому свечению), причем и то и другое можно наблюдать при одном и том же событии.
Тогда оказывается, что интенсивность голубого цвета килоновой зависит от состава выброса и числа нейтронов и протонов, которое, в свою очередь, зависит от времени жизни нейтронной звезды после слияния, до того как произойдет ее коллапс в черную дыру. Чем дольше проживет нейтронная звезда, тем больше доля легких элементов, синтезированных при r-процессе, а значит, тем синее килоновая. В ее цвете закодирована информация о том, когда образуется черная дыра.
Действительно, килоновая, наблюдавшаяся во время слияния, особенно в первые часы, была ярко-голубой. Красное свечение появилось позже. По словам Метцгера, это свидетельство того, что нейтронная звезда долго не протянула. Он думает, что черная дыра, вероятно, образовалась уже через несколько сотен миллисекунд после слияния.
Глава 2Открытие нейтронных звезд… и маленькие зеленые человечки?
“«Межпланетная сцинтилляционная матрица» не в лучшем состоянии. Украли всю медную проволоку”. Малкольм Лонгейр, жизнерадостный седовласый семидесятисемилетний английский астрофизик, неодобрительно качает головой. Лонгейр не просто астрофизик – в прошлом он королевский астроном Шотландии и директор Кавендишской лаборатории в Кембриджском университете. Мы стоим в поле перед частой, колючей и, что досадно, очень высокой изгородью. За ней когда-то располагалась “Межпланетная сцинтилляционная матрица” (Interplanetary Scintillation Array), которая представляла собой напоминающий виноградник пустырь, утыканный сотнями столбов из кедра, высотой около трех с половиной метров каждый. Между столбами было натянуто около двухсот километров медной проволоки. Именно этот радиотелескоп 6 августа 1967 года впервые уловил сигнал пульсара, подтвердив существование нейтронных звезд. До тех пор они существовали только в теории1.
Лонгейр показывал мне это место промозглым январским днем, но сначала мы ненадолго зашли в Кавендишскую лабораторию, где он работал. Именно здесь в конце XIX века Эрнест Резерфорд приступил к изучению радиоактивного превращения атомов, что в 1911 году привело его к созданию планетарной модели атома, согласно которой атом состоит из крохотного ядра, вокруг которого вращаются электроны. И здесь же в 1932 году Джеймс Чедвик открыл нейтроны2.
Рядом с изгородью, по другую сторону неработающего комплекса, раскинулось настоящее астрономическое кладбище: четыре неподвижных черных радиотелескопа на рельсах. Чаши их отражателей напоминают засохшие цветы, протягивающие увядшие лепестки к солнцу. Рядом, вблизи от закрытой аппаратной, еще одна бесхозная радиоантенна. Торчащие из земли деревянные столбы – все, что осталось от вошедшей в историю науки “Межпланетной сцинтилляционной матрицы”. Как многие легкодоступные “источники” меди, например церковные крыши, она стала жертвой временного большого скачка цен на это сырье: медная проволока, когда-то соединявшая столбы, была украдена и перепродана недобросовестным торговцам на металлолом.