Историческое открытие. Часть 1 Предыстория

za_neptunie — 23.10.2017

    16 октября 2017 года в 17:00 по московскому времени коллаборация LIGO-VIRGO официально объявила о первой регистрации гравитационных волн от слияния нейтронных звезд, которое произошло 17 августа 2017 года. В отличие от прошлых регистраций гравитационных волн от слияния черных дыр, в этот раз впервые удалось зарегистрировать  и послесвечение слияния во всем электромагнитном спектре (от гамма-лучей до радиодиапазона). Многоволновая регистрация источника гравитационных волн значительно повышает доверие к гравитационно-волновой астрономии, а также без сомнения достойна второй Нобелевской премии по физике.



 Карта наземных обсерваторий, которые участвовали в открытии. Желтыми точками отмечены гравитационно-волновые обсерватории, а синими точками нейтринные обсерватории (в Средиземном море и Антарктиде).

   О масштабе открытия говорит тот факт, что в нем участвовали 16 космических аппаратов, около 70 наземных оптических обсерваторий, и несколько тысяч астрономов (поэтому инсайд об открытии просочился в СМИ всего через несколько дней). Так за пару дней в общем доступе (в основном в Архив.орг) появилось около ста научных публикаций обсуждающих последнюю научную сенсацию. Из них около 30 напечатали в серьезных научных журналах, в том числе по 7 в Nature и Science. Соавторами одной из публикаций стали 4 тысячи человек (вероятный рекорд в истории астрономии).

    Учитывая важность открытия в истории астрономии, я решил разбить обзор по нему на три части. В первой части стоит напомнить наиболее важные события в астрономии за последние десятилетия, которые привели к новому достижению астрономии.


Предсказание гравитационных волн




  Предполагаемая во второй половине 19 века планета Вулкан. Источник.

    1846 год стал триумфом Ньютоновской теории тяготения. В этом году была открыта восьмая планета Солнечной Системы – Нептун. Открытие стало результатом обнаружения расхождений в наблюдаемом и теоретическом положении известных планет Солнечной Системы. За три года до этого один из первооткрывателей Нептуна – У. Леверье опубликовал анализ 40-летних наблюдений Меркурия из Парижской обсерватории, и обнаружил аномальное смещение перицентра орбиты этой планеты (примерно на 43 угловых секунды в столетие). Леверье объяснил аномальное смещение наличием неизвестной планеты, которая находилась внутри орбиты Меркурий. Он назвал её Вулканом. В 1860 году ожидалось полное солнечное затмение, поэтому Леверье призвал всех французских астрономов искать планету во время затмения рядом с Солнцем. Наблюдения неба вблизи светила давали противоречивый результат: некоторые наблюдатели замечали подозрительные объекты или солнечные пятна круглой формы. Каждое сообщение о возможном наблюдении неизвестной планеты подогревало интерес к новым поискам Вулкана или вулканоидов (внутреннего пояса астероидов) во время каждого полного солнечного затмения. Лишь начало массового использования фотографии в астрономии в конце 19 века дало возможность для объективного поиска неизвестных планет рядом с Солнцем во время кратковременных полных солнечных затмений. В 1900 году американский астроном Эдвард Чарльз Пикеринг на основе фотографий за 10 лет заявил, что внутри орбиты Меркурия нет неизвестных планет ярче четвертой звездной величины.  В 1909 году другой американский астроном Уильям Уоллес Кэмпбелл повысил этот предел до восьмой звездной величины, что соответствовало максимальному размеру неизвестных объектов внутри орбиты Меркурия в 48 км. Для объяснения аномального движения Меркурия потребовалось бы нахождение там многих миллионов объектов подобного размера.



   Неудачи астрономов в поисках Вулкана или вулканоидов с целью объяснения аномального движения Меркурия активизировали разработку модифицированных теорий гравитации. В 1915 году А. Эйнштейн смог полностью объяснить аномальное движение с помощью своей новой теории ОТО (Общая теория относительности). Объяснение смещения перигелия Меркурия стало первым экспериментальным подтверждением теории Эйнштейна. В следующем году А. Эйнштейн предсказал существование особых гравитационных волн, которые должны излучать любые два тела обращающихся на одной орбите. В результате излучения гравитационных волн расстояние между этими двумя объектами должно постепенно уменьшаться.
 

Предсказание и открытие нейтронных звезд




   В начале 20 века два астронома Э. Герцшпрунг и Г. Расселл составляли диаграмму спектральной классификации звезд. Вначале они решили, что все разнообразие звезд укладывается в два класса: звезды главной последовательности и красные гиганты. Однако в 1910 году они обнаружили, что близкая звезда 40 Эридана B по светимости больше напоминает красные карлики, а по спектру звезды спектрального класса А. Новый тип звезд получил название белые карлики.  В 1926 году физик Р. Фаулер предположил, что свойства белых карликов можно объяснить с помощью новой теории квантовой механики состоянием вырожденного электронного газа.  В 1928-1932 годах физики Я. Френкель, Э. Стоунер, Л. Ландау и С.Чандрасекар предположили, что у белых карликов должен существовать верхний предел массы, после превышения которого они должны коллапсировать в объект нового типа. После открытия нейтрона в 1931 году, в 1933 году астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки сделали первое предположение о механизме образования нейтронных звёзд через взрывы сверхновых. Позже двое из вышеперечисленных физиков стали лауреатами Нобелевских премий по физике (Л.Ландау в 1962 году за исследования свойств жидкого гелия, С.Чандрасекар в 1983 году за астрофизические исследования).




 Иллюстрация предположения о существовании нейтронных звезд (промежуточный тип звезд между белыми карликами и черными дырами). Источник.


   Так как теоретические расчеты говорили о крайне небольшом размере нейтронных звезд (диаметр несколько километров), то первоначально считалось маловероятным обнаружение нейтронных звезд с помощью тогдашней оптической астрономии. Предсказывалось, что пик излучения нейтронных звезд должен приходиться на рентгеновское излучение, однако первую нейтронную звезду обнаружили радиоастрономы.



 Реконструкция первого радиотелескопа Карла Янского

  Радиоастрономия, начавшись с любительских экспериментов К. Янского и Г. Ребера в 30х годов 20 века, после Второй мировой войны превратилась в серьезную научную дисциплину. В 1938 году Г.Ребек обнаружил ярчайший внесолнечный радиоисточник на небе (на частотах меньше одного гигагерца) – Лебедь А (радиогалактика с двумя джетами, вероятно содержащая сверхмассивную черную дыру). В 1948 году английский радиоастроном Мартин Райл (будущий лауреат Нобелевский премии по физике) открыл другой наиболее яркий внесолнечный радиоисточник на небе (на частотах больше одного гигагерца) – Кассиопея А (остаток недавней сверхновой, вероятно содержащий либо нейтронную звезду, либо черную дыру).



 Ярчайшие внегалактические источники на длине волны 11 см (2.7 гигагерц) со светимостью больше 2 Ян. Источник.

    В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка Э. Хьюиша, открыла объект, излучающий регулярные импульсы радиоволн с периодом около одной секунды. Первоначально открытие держалось в тайне из-за предположения о том, что радиоисточником является внеземная цивилизация. Однако после обнаружения второго такого объекта был сделан вывод об их большой распространенности во Вселенной. Крайне быстрое вращение необычных объектов говорило о том, что они не могли быть обычными звездными. Из всех теоретических объектов ими могли быть только нейтронные звезды. Открытие радиопульсаров быстро получило признание в научном мере, так как уже следующем году на 100-метровом радиотелескопе в обсерватории Грин Бэнк был открыт миллисекундный радиопульсар в Крабовидной тумманости (самый известный остаток сверхновой). В 1974 году Хьюиш (вместе с Райлом) получил Нобелевскую премию по физике за открытие пульсаров.



 Остатки антенны IPS (Interplanetary Scintillation Array) британской радиобсерватории MRAO (Mullard Radio Astronomy Observatory) на которой был открыт первый радиопульсар. Источник.

    К настоящему времени число известных нейтронных звезд превысило две тысячи:




Слайд из презентации Марины Тимиркеевой с конференции ВАК-2017.



 Диаграмма известных радиопульсаров. Источник.



 Другая версия этой диаграммы. Источник.
 
   В 1974 году на 305-метровом радиотелескопе в Аресибо была открыта первая двойная система нейтронных звезд PSR B1913+16. Наблюдения показали, что пульсар PSR B1913+16 с периодом радиопульсаций в 59 миллисекунд входит в состав двойной системы, где второй компонент также, скорее всего, является нейтронной звездой сравнимой массы. Определенный период обращения системы составил  8 часов, а оцениваемое расстояние 6400 парсек. Наблюдения за пульсаром в течение трех десятилетий показали, что период обращения системы уменьшается примерно на 76.5 микросекунд каждый год. Это означает, что два объекта системы каждый год сближаются на 3.5 метра. По теоретическим расчетам их столкновение случится примерно через 300 миллионов лет. Наблюдаемое изменение орбиты пульсара согласуется с теорией относительности с точностью в 99.7%±0.2%. Открытие первой двойной системы нейтронных звезд стало дополнительным подтверждением существования гравитационных волн, за её открытие в 1993 году была присуждена Нобелевская премия по физике.



    В 2003 году на 64-метровом радиотелескопе в австралийской обсерватории Паркс была открыта ещё более уникальная двойная система – первый двойной радиопульсар PSR J0737-3039. Первоначально  в этой системе обнаружили радиосигналы только одного пульсара, но в 2004 году радиотелескоп GBT зарегистрировал сигналы второго радиопульсара в той же системе. Их периоды радиопульсаций составили 0.0227 и 2.773 секунд соответственно. Двойная система оказалась ещё компактнее PSR B1913+16: период обращения 2.5 часов, оцениваемое время до слияния 85 миллионов лет, а расстояние около 1150 парсек. Уже к 2006 году наблюдения уникальной системы позволили проверить теорию относительности с точностью в 99.5%. Из-за сильной прецессии оси вращения второго пульсара его радиосигналы перестали регистрироваться в марте 2008 года (в общем итоге он наблюдался радиоастрономами 5 лет). Прогнозы говорят, что повторное появление радиосигналов второго пульсара стоит ждать не раньше 2035 года. Впрочем, вскоре пульсации второго радиопульсара в системе были обнаружены с помощью космического рентгеновского телескопа ХММ-Ньютон.
 
   Открытие двойного радиопульсара позволило в 2013 году оценить количество подобных систем в нашей галактике в 1500 (500-5500 со статистической вероятностью в 95%), а частоту слияний подобных систем, как 21 событие за один миллион лет. Этот же прогноз говорил о том, что модернизированные наземные гравитационно-волновые обсерватории должны регистрировать примерно 8 подобных событий каждый год.

     К этому времени крупные поисковые обзоры пульсаров обнаружили четыре достоверные двойные системы нейтронных звезд со временем слияния меньше 14 миллиардов лет (время Хаббла): PSRs B1913+16 (1975), PSR B1534+12 (1991, период обращения 10 часов), PSR J0737−3039 (2003) и PSR J1756−2251 (2005, период обращения 8 часов). Эти системы являются самыми мощными известными источниками гравитационных волн, поэтому они будут хорошими калибровочными целями для будущей космической гравитационно-волновой обсерватории LISA.



 Известные двойные нейтронные звезды (четыре достоверные системы и один кандидат). Источник

   Кроме того было открыто ещё больше двойных систем с пульсарами, где второй компонентой является обычная звезда, белый карлик, коричневый карлик или даже планеты. Примером такой системы является пульсар PSR J1748-2446ad (открыт в 2004 году), которому принадлежит рекорд по скорости вращения: 716 оборотов в секунду.




Появление рентгеновской и гамма-астрономии


    Земная атмосфера практически не пропускает рентгеновское и гамма-излучение. Исключением является лишь черенковское излучение (атмосферные ливни вторичных частиц, вызванных наиболее коротковолновым гамма-излучением). После Второй мировой войны началось активное использование баллистических ракет для кратковременного вывода рентгеновских телескопов за пределы атмосферы. Эти ракетные запуски позволили в 1946 году впервые обнаружить рентгеновское излучение Солнца (с помощью запуска трофейной “Фау-2“), а в 1962 году излучение ярчайшего внесолнечного рентгеновского источника – Скорпион Х-1 (с помощью ракеты “Aerobee 150“). Сейчас считается, что, скорее всего Скорпион Х-1 представляет собой аккрецирующую нейтронную звезду в 2800 парсек (первым это предположение выдвинул И. Шкловский в 1967 году).



 Карта рентгеновских источников, которая была составлена спутником "Ухуру" в 1970 году. Sco X-1 является ярчайшим из них. Источник.

   Новые запуски ракет с рентгеновскими телескопами позволили к 1966 году определить положение ярчайшего источника Скорпион Х-1 с точностью в несколько угловых минут:



  Точность определения положения источника Скорпион Х-1 после первых ракетных экспериментов к 1966 году. Источник.

    Увеличение точности определения координат рентгеновских источников позволило в 1966 году обнаружить оптическую часть источника Скорпион Х-1: ей оказалась звезда 16 звездной величины:



  Идентификация источника Скорпион Х-1 на снимке Паломарского обзора. Источник

     С другой стороны первый рентгеновский спутник был запущен уже в 1959 году. Им был “Авангард-3“, который нес на борту две ионизационные камеры для изучения рентгеновской активности Солнца. Осуществить в этой миссии успешные рентгеновские наблюдения неба не удалось по причине неожиданно большой радиации от радиационных поясов Земли.



 Космический аппарат “Авангард-3“

   В 40х-50х годах 20 века было осуществлено несколько неудачных попыток зарегистрировать гамма-излучение с помощью размещения инструментов на аэростатах и трофейных ракетах "Фау-2". Первым спутником для регистрации гамма-излучения стал “Экспловер-11“, запущенный в 1961 году. РН “Юпитер-II“ вывела этот спутник на значительно более высокую орбиту, чем изначально планировалось. В итоге и тут помехи от радиационных поясов  Земли привели к меньшей чувствительности по сравнению с чувствительностью, достигнутой с помощью аэростатных экспериментов. Тем не менее, за 7 месяцев работы на орбите спутник смог провести 141 часов наблюдений в гамма-диапазоне. Эти наблюдения смогли зарегистрировать 22 внеземных гамма-фотонов на небе, положение которых отличалось равномерным распределением, и не было привязано ни к одному известному астрономическому объекту. Похожие измерения провели и многие другие космический аппараты в 60х годах: лунный зонд “Рейнджер-3“ (1962 год), спутники серии “OGO“ (Orbiting Geophysical Observatories) (1964-1969 годы), советские спутники “Космос-60“ (1965 год), серии "Протон" (1965-1966 годы), “Космос-208“ (1968 год), “Космос-251“ (1968 год) и “Космос-264“ (1969 год). Полный список первых космических гамма-обсерваторий можно увидеть здесь.



Космический аппарат “Экспловер-11“



 Советский космический аппарат серии "Протон" массой в  12 тонн . В 1965-1966 годах было осуществлено 4 запуска таких космических аппаратов с детекторами гамма-лучей. Источник.

   Более совершенные гамма-телескопы были установлены на спутниках “OSO-E“ (неудачный запуск в 1965 году) и “OSO-3“ (Orbiting Solar Observatory), который осуществлял работу в 1967-1969 годах. “OSO-3“ провел первые спутниковые наблюдения внесолнечного рентгеновского источника (Скорпион Х-1), а также зарегистрировал 621 гамма-фотонов на небе, которые концентрировались к галактической плоскости и к галактическому центру (первое обнаружение фонового гамма-излучения от нашей галактики и её центра).



  Космический аппарат “OSO-3“

   Одновременно с 50х годов в Великобритании и СССР начали развиваться наземные черенковские гамма-телескопы:



 Слайд из презентации А.М.Красильщикова (ФТИ им.А.Ф.Иоффе) "Черенковская гамма-астрономия в диапазоне ГэВ: проект ALEGRO"

   В 1966-1967 году установка Дублинской группы (два рефлектора диаметром 90 см) смогла обнаружить гамма излучение Крабовидной тумманости (ярчайший гамма-источник ТэВ-диапазона на небе) на статистическом уровне доверия в 2.6 сигм. Но лишь к 1989 году наземные черенковские гамма-телескопы (уже второго поколения) научились регистрировать Крабовидную туманность на статистическом уровне доверия в 9 сигм.

    Параллельно с 1965 года начались успешные регистрации рентгеновского излучения Крабовидной туманности с помощью аэростатов. В 1967 году этим способом удалось обнаружить и гамма-излучение Крабовидной туманности.



  Спутник "SAS-2"

   В 1972 году в космос отправился более совершенный гамма-телескоп “SAS-2“ (“Small Astronomy Satellite B“ или “Экпловер-48“). За полгода наблюдений спутник покрыл 55% неба и обнаружил три точечных гамма-источника. Два из этих источников являлись уже известными объектами (Крабовидная туманность и пульсар Vela X), а третий объект представлял собой близкую (250 парсек) радиотихую молодую нейтронную звезду, которая сейчас называется  Геминга. Первый европейский гамма-телескоп “Cos-B“ (1975-1982 годы) зарегистрировал уже 25 источников гамма-излучения. Из них только 4 были известны на момент регистрации (остатки сверхновых в Крабовидной туманности и Vela, квазар ЗС 273 и вероятно молекулярное облако Ро Змееносца).



  Первый прогресс в гамма-астрономии – количество зарегистрированных галактических гамма-фотонов с помощью первых трех специализированных космических гамма-обсерваторий. Источник.



 Карта источников, зарегистрированных спутником “Cos-B“. Источник.



  Предварительная карта неба в гамма-лучах, построенная с помощью гамма-телескопа “Ферми“. Источник.


 Открытие гамма-всплесков




   Пара спутников серии Vela (5-ый и 6-ой аппарат) готовится к запуску. Источник.

    Почти одновременно с гражданской гамма-астрономией в начале 1960х родилась и военная (секретная) гамма-астрономия. Её началу положил Договор о запрещении испытаний ядерного оружия в атмосфере, космическом пространстве и под водой (также известен как Московский договор), который был подписан 5 августа 1963 года в Москве между СССР, США и Великобританией. Для проверки выполнения этого договора уже с 17 октября того же года начались запуски военных  американских спутников серии “Vela”. Эти спутники выводились парами почти на круговые орбиты высотой около 118 тысяч км над поверхностью Земли и были способны регистрировать рентгеновское и гамма излучение (вместе потоками нейтронов) от космических ядерных взрывов. Первые три пары спутников (запуски в 1963-1965 годов) проработали по 5 лет (при гарантии в 3 месяца), но не обнаружили никаких неожиданностей.


 
  В 1967, 1969 и 1970 годах были запущены три пары модернизированных спутников Vela, которые обладали более чувствительными детекторами. Эти детекторы были способны регистрировать не только космические, но и атмосферные ядерные взрывы. Гарантийное время работы спутников выросло до 8 месяцев, позже оно увеличилось до 5 лет, но в итоге все шесть спутников проработали минимум по 10 лет.  Рост чувствительности спутников позволил обнаружить неизвестный класс астрономических явлений, который ныне известен как гамма-всплески.



   Первый гамма-всплеск был обнаружен двумя спутниками 2 июля 1967 года, но измерения не позволили определить его даже приблизительные координаты, так как его наблюдали только два спутника. Запуск второй двойки модернизированных спутников Vela 3 июля 1969 года позволил впервые точно определить координаты гамма-всплеска 3 июля того же года, и тем самым впервые доказать его внеземное происхождение.



 Первый зарегистрированный гамма-всплеск длился 6 секунд. Источник.

    В 1973 году открытие гамма всплесков было рассекречено, и была опубликована информация о 16 гамма-всплесках с продолжительностью от 0.1 до 30 секунд, которые были зарегистрированы между июлем 1969 года и июлем 1972 года. К моменту рассекречивания открытия гамма-всплески независимо были обнаружены с помощью нескольких гражданских космических аппаратов: “IMP-6“ (9 событий между мартом 1971 и сентябрем 1972 года), “Космос-461“ (событие 17 января 1972 года),  “OSO-7“ (событие 14 мая 1972 года), “IMP-7“ (7 событий в 1972-1973 годах), “Апполон-16“ (27 апреля 1972 года) и т.д.






"Космос-461" - первый советский космический аппарат, который зарегистриовал гамма-всплеск 17 января 1972 года. Источник



 Гамма-всплески, зарегистрированные во время работы спутника "IMP-7". 1972-076B являлся секретным американским спутником, который после рассекречивания ныне известен под названием “Radsat" (P72-1). Источник.

    К началу 1974 года было зарегистрировано уже 42 события с помощью 16 различных космических аппаратов c длительностью от 0.1 до 60 секунд:




Источник

   Первый статистический анализ говорил о том, что большинство событий c определенными координатами (16 из 42) концентрировались к галактической плоскости:



Источник

   Поэтому первоначально был сделан ошибочный вывод о том, что гамма-всплески могут быть галактического происхождения.

    Одновременно запуск более чувствительного гамма-телескопа на аэростате в 1975 году позволил определить большую редкость слабых гамма-всплесков:



   Первооткрыватели гамма-всплесков (спутники “Vela“) нести свою космическую вахту вплоть до 1985 года, когда американские военные выключили последние три космических аппарата (теперь функции спутников начали выполнять геостационарные аппараты серии “IMEWS“ (запуски с 1970 года)). К этому моменту время работы в космосе последних спутников серии “Vela“ достигло 15 лет (рекорд для того времени).

   К 1979 году спутники созвездия “Vela“ зарегистрировали 41 наземных ядерных взрывов, которые провели молодые ядерные державы (Китай, Франция и Индия) и один загадочный ядерный взрыв в южной части Индийского океана мощностью в 2-3 килотонны (вероятнее всего, это было совместное ядерное испытание ЮАР и Израиля).



  Положение загадочного ядерного взрыва, который зарегистрировал спутник "Vela-10" 22 сентября 1979 года. Источник

  Продолжение следует
 

Оставить комментарий

Популярные посты:

• Ранее
• Архив