Знание-сила, 2001 № 04 (886)

Астрофизика элементарных частиц

Заголовок этой статьи не совсем точно передает название той отрасли науки, о которой пойдет рассказ. На английском языке он звучит как «AstroparticLe physic», то есть «астрочастичная физика». Решив, что буквальный перевод не слишком благозвучен, я слегка причесал его на свой вкус.

Долгие годы у физики элементарных частиц и астрофизики было не много общего, разве что дороговизна исследований. Физики микромира строили огромные ускорители и открыли целый зоопарк частиц, а потом придумали Стандартную модель, чтобы объяснить все намеренное. Астрофизики атаковали небо при помощи спутников и телескопов, чтобы познакомиться с не менее выразительным паноптикумом экзотических созданий: квазаров, пульсаров, черных дыр и галактических ядер. Но в наши дни эти отрасли знания слились в едином порыве, чтобы узнать, как был устроен мир в первые свои мгновения. На свет появилась астрофизика элементарных частиц.

У этой науки три главных вопроса. Как возникла существующая структура объектов во Вселенной? Какова природа темного вещества? Что лежит за пределами Стандартной модели элементарных частиц? И все эти три проблемы оказываются тесно увязанными друг с другом. Темное вещество играет очень важную роль в образовании структур Вселенной, а состоит оно (предположительно) из неизвестных пока науке частиц.

Крупнейший оптический телескоп имени Кека

Космология – основа астрофизики, поэтому мы и начнем наш разговор с нее. Раньше в статьях о космологии часто цитировали ироническую фразу известнейшего нашего теоретика Льва Ландау: «Космологи часто ошибаются, но никогда не сомневаются». Я собираюсь поколебать это утверждение. Астрофизика частиц все прочнее опирается на экспериментальную базу, теория все крепче стоит на ногах и получает мошный импульс для развития.

Сорок лет назад космология была областью науки для ограниченного круга экспертов. Двумя основными проблемами тогда были постоянная Хаббла, определяющая расширение Вселенной, и параметр замедления. Современная эра началась в 1964 году, когда американские астрономы Арно Пензиас и Роберт Вильсон из лаборатории Белла обнаружили реликтовое микроволновое излучение. Хоть и датируется модель Большого Взрыва 1929 годом, когда Эдвин Хаббл обнаружил разбегание галактик, лишь открытие «эха Большого Взрыва» превратило космологию в науку.

В семидесятые годы спектр микроволнового фона был тщательно промерен на разных д линах волн, и научное сообщество убедилось, что ничем иным, кроме расширяющегося газа фотонов, это излучение быть не может. Тогда же было точно измерено относительное содержание дейтерия и других легких элементов в веществе Вселенной, и оно было как раз таким, как предсказывает теория Большого Взрыва.

Каковы же основные ее положения?

1. В начале Вселенной была плазма из элементарных частиц, кварков, лептонов, фотонов и, может, чего-то еще, нам пока не известного. Вселенная расширялась и остывала. Первые триста тысяч лет энергия была так высока, что постоянно происходило превращение излучения в вещество и обратно.

2. Кварки стали объединяться в частицы через десятитысячную долю секунды после взрыва. Ядра дейтерия, гелия и лития возникли в первые десять – сто секунд, а вот образования атомов пришлось ждать сотни тысяч лет. Тогда температура газа фотонов упала настолько, что они уже не могли больше разбивать атомы. С тех пор вещество и излучение стали расширяться независимо.

3. После отделения вещества от излучения на небольших флуктуациях плотности вещества стали нарастать будущие зародыши галактик, галактических кластеров и других структур.

У стандартной космологии есть четыре главных экспериментальных подтверждения. Первое – разбегание галактик, обнаруженное Хабблом. Он заметил, что свет от удаленных галактик, приходящий на Землю, смешен в сторону длинных волн, и сделал вывод, что происходит это из-за эффекта Доплера. Смещение это измерено у десятка тысяч галактик – все согласуется с Большим Взрывом.

Второе подтверждение – микроволновый реликтовый фон. Аппаратура на спутнике СОВЕ (Cosmic Background Explorer) измерила его с высочайшей точностью: 2,728 градуса Кельвина плюс-минус две тысячных. Кроме того, распределение этого излучения по длинам волн очень точно соответствует спектру абсолютно черного тела, как и должно быть для газа горячих фотонов.

Третье – анизотропия этого самого излучения. Ее удалось обнаружить только в 1992 году с помощью сверхчуткого прибора – дифференциального радиометра, установленного на спутнике СОВЕ. Оказалось, что есть крошечные колебания в плотности вещества на самых ранних стадиях Вселенной, которые необходимы для возникновения галактик.

И наконец, четвертое – относительное содержание легких элементов в космосе. Оно показывает, что синтез гелия шел в первичном «котле» Вселенной, так его много.

Однако, несмотря на несомненные успехи, к Большому Взрыву есть немало вопросов. Главный – темное вещество. Лишь несколько процентов плотности Вселенной сосредоточено в светящемся веществе звезд. А по движению галактик и скоплений галактик астрономы чувствуют, что есть немало «темного вешества». Причем оно бывает двух типов: из обычных протонов и нейтронов и из неизвестных частиц.

Второй вопрос: откуда взялись первичные флуктуации плотности вещества, на которых потом «наросли» все космические структуры? Как это происходило? Этот вопрос тесно связан с предыдущим, поскольку именно в темном веществе сосредоточена основная масса Вселенной.

Третья проблема – отсутствие антиматерии. В первые мгновения жизни Вселенной, когда температура была очень велика, должно было рождаться одинаковое количество частиц и античастиц. Куда же делись все античастицы?

Еще одна проблема – однородность Вселенной на больших расстояниях (это показывает нам реликтовый фон). Обычно все сравнивается, когда разные части могут взаимодействовать, но далекие части Вселенной не могли этого сделать: слишком велики расстояния между ними. Даже свет не успел бы дойти от одной до другой за время жизни космоса.

Непонятно и само начало: почему произошел Большой Взрыв? Были ли другие подобные взрывы? Были ли у Вселенной другие измерения? Пришла пора думать над этими фундаментальными вопросами. Многие современные исследователи считают, что ответы на них лежат в самых первых мгновениях жизни Вселенной.

Восьмидесятые годы открыли возможность порассуждать об этих моментах: в физике элементарных частиц утвердилась Стандартная модель. В ее основе лежат кварки, лептоны и калибровочные бозоны – переносчики слабого взаимодействия. Взаимодействия между частицами слабеют при их сближении, поэтому в начальные моменты их можно рассматривать как газ частиц. Раньше десятитысячной доли секунды такое представление не работает, потому что там все переходит на кварковый уровень, а как устроены кварки, пока доподлинно не известно.

Физика элементарных частиц за последние годы обогатилась очень интересными идеями объединения всех взаимодействий в одно – это теории суперсимметрии, супергравитации и суперструн. Из них следуют предсказания для нарушения барионного числа, массы нейтрино, новых долгоживущих частиц, фазовых переходов – как раз то, что напрямую важно для космологии. Некоторые из этих предсказаний могут быть проверены в одном-единственном месте – ранней Вселенной. Поэтому-то некоторые теоретики микромира и переквалифицировались в космологов.

Результаты измерений средней плотности вещества во Вселенной. Нижняя полоса – по светящемуся веществу:

Средняя – по данным о содержании гелия и дейтерия. Верхняя – по движению галактик и их скоплений.

В золотые восьмидесятые годы в физическом сообществе царила эйфория всемогущества, и в этой атмосфере родилось немало интересных моделей, например инфляционный сценарий развития космоса, различные гипотезы о природе темного вещества, идея о рождении Вселенной из квантовых флуктуаций.

При инфляционном растягивании пространства неизбежно должны были возникнуть гравитационные волны, следы от которых (подобные реликтовому излучению) есть надежда отыскать сегодня. Это планируют делать на лазерных интерферометрах с большими базами. Эксперимент LIGO готовится в США, a VIRGO – в Европе. Из спектра гравитационных волн можно будет узнать, была-таки инфляция или нет.

Порой теоретики и экспериментаторы спорят, кто главнее и кто кого ведет по тернистому пути познания. В космологии сегодня такого конфликта нет, работа идет кооперативная. Экспериментаторы проверяют теоретические идеи, и теория получает возможность двигаться дальше.

Количество же экспериментальных данных все нарастает. Самый большой десятиметровый телескоп на [авайях измерял содержание дейтерия в далеких облаках водорода. Дэвид Титлер из Сан-Диего по этим измерениям уточнил плотность обычного вещества во Вселенной, теперь она известна с точностью до десяти процентов. Кроме того, наличие дейтерия в самых удаленных межгалактических облаках подтверждает, что был Большой Взрыв – только в нем мог этот дейтерий образоваться.

Все активнее экспериментаторы ищут и само темное вещество. Возможно, скрытая масса (иное название темного вещества) содержится в неизвестных пока частицах. Наиболее яркие кандидаты на эту роль – нейтрино с массой около тридцати электронвольт, совсем легонький аксион с массой в десятитысячную долю электронвольта и экзотическое нейтралино с массой между десятью и пятью сотнями протонных масс.

Легонький аксион может превратиться в фотон с малой энергией. Такие фотоны ищут в Ливерморской национальной лаборатории, в большой микроволновой полости. Там должны возбудиться крошечные колебания, которые надеются увидеть экспериментаторы.

Нейтралино ищет группа Бернарда Садуля в Калифорнии. Залетев в очень холодный кристалл кремния или германия, эта частица может чуток подогреть его, а экспериментаторам остается лишь заметить этот «чуток». Сюзанна Купер из Оксфорда наблюдает за куском сапфира, а Петер Смит – за кристаллами йодистого натрия. Все эксперименты проводятся глубоко под землей, чтобы заслониться от потоков космических лучей, в ливнях которых просто не разглядишь редких и долгожданных гостей.

Ищут нейтралино и на больших подземных нейтринных детекторах – Суперкамиоканде в Японии, в тоннеле 1ран Сассо в Италии, ищут их и на ускорителях. Планируют запустить измеритель космической анизотропии в 2001 году (проект НАСА) и европейский проект в 2004 году. Они определят анизотропию реликтового фона с точностью в тридцать раз лучше СОВЕ. Тогда можно будет гораздо точнее ограничить параметры моделей. В ближайшие пять – десять лет многое должно проясниться.

Здесь в самый раз перейти к нейтринной астрономии. Уже в ее названии кроется тесное родство астрофизики и физики микромира, где нейтрино – самый таинственный обитатель.

Астрономы всю жизнь строили телескопы где-нибудь на вершинах гор, чтобы воздух был почище, а городские фонари не мешали свету звезд. Нейтринные астрономы поступают иначе: они забираются как можно глубже – под землю, под воду, а то и под лед на Южном полюсе. И несмотря на совершенно астрономические трудности, эта область уже сформировалась как самостоятельная экспериментальная дисциплина. Ей принадлежат интереснейшие физические результаты последних полутора десятилетий: убедительное доказательство массы нейтрино и наблюдение нейтрино от сверхновой звезды 1987 года.

Новое поколение детекторов для солнечных нейтрино было настроено искать нарушение Стандартной модели или же экзотического поведения Солнца – третьего не дано. А первое поколение больших нейтринных телескопов планирует заглянуть далекодалеко в космос…

В двадцатые – тридцатые годы физики и астрономы предложили модель термоядерных реакций внутри Солнца, из которых наше светило черпает свою энергию. Расчеты шестидесятых годов показали, что около двух процентов энергии уносит нейтрино. Так вот, до Земли долетало меньше половины того, что предсказывали расчеты.

В Стандартной модели есть три сорта нейтрино: электронное, мюонное и тау-лептонное. У них нет заряда, массы, и все они очень слабо взаимодействуют с веществом. По этой причине их сложно зарегистрировать. Мало того, если вы работаете на поверхности Земли, редкие сигналы от нейтрино потонут в потоке событий от космических лучей, поэтому приходится забираться под землю. А из-за слабости взаимодействия объем установки должен быть очень большим. Теория предсказывает, что более шестидесяти миллиардов нейтрино пронизывают каждый квадратный сантиметр поверхности Земли за секунду, но первым детекторам удавалось поймать лишь по несколько штук за неделю.

Титанические усилия ловцов нейтрино были вознаграждены в 1987 году, когда именно они поймали 19 штук нейтрино от сверхновой за несколько часов до прихода света от этого события. Дело в том, что нейтрино начинают прорываться из центра сверхновой, пока оболочка еше не прозрачна для света. После этого события во всем мире резко возрос интерес к поискам космических источников нейтрино. Огромное преимушество этого вида частиц перед другими излучениями в том, что оно беспрепятственно проходит толщи вещества и может донести до нас совершенно уникальную информацию.

На этом участке неба, сфотографированном космическим телескопом имени Хаббла, удалось разглядеть шесть галактик, по свету от которых мы можем изучить процессы во Вселенной, не достигшей и миллиарда лет.

Три из четырех нейтринных экспериментов использовали технику радиохимического анализа. Долетевшее до Земли нейтрино взаимодействует с ядром хлора в шести сотнях тонн перхлорэтилена в американской установке «Homestake». В результате получаются атомы радиоактивного аргона, которые пересчитывают. Установка расположена в золотой шахте на глубине полутора километров. В двух других экспериментах пересчитывают атомы радиоактивного германия, рождающегося во взаимодействии с галлием. Установка GALLEX в подземной лаборатории «Гран Сассо» содержит тридцать тонн галлия. В советско-американском эксперименте SAGE в Баксанской лаборатории под горой Андырчи на Кавказе используется 60 тонн металлического галлия.

Четвертая установка – Камиоканде – расположена в цинковой шахте Камиока на глубине в километр в Японских Альпах. В ней используется семьсот тонн сверхчистой воды и регистрируются лишь нейтрино высокой энергии – более семи миллионов электронвольт – по черенковскому свету от мюонов или электронов, выбитых из ядер (хлорный метод чувствителен к нейтрино энергичнее восьмисот килоэлектронвольт, а галлиевый позволяет достичь двухсот килоэлектронвольт). Черенковское излучение возникает при движении частицы со скоростью больше скорости света в среде. Аналогичные ударные волны расходятся от самолета, летящего быстрее звука. В отличие от радиохимических экспериментов, Камиоканде измеряет направление пришедшей частицы и ее энергию.

Все четыре эксперимента регистрировали меньше нейтрино от Солнца, чем должно быть по предсказаниям Стандартной модели. Единственная возможность объяснить этот дефицит – предположить, что у нейтрино есть совсем крошечная масса порядка трех тысячных электрон вольта. Если это так, то они могут превращаться в нейтрино другого сорта, что строго-настрого запрещено им в Стандартной модели, где его масса нулевая. Это превращение (называемое на научном языке осцилляциями ) приводит к тому, что до Земли долетает меньше электронных нейтрино, что и чувствуют установки.

Распределение космических лучей высоких энергий

В апреле 1996 года заработала еще одна японская установка – Суперкамиоканде, которая содержит уже более двадцати тысяч тонн сверхчистой воды. За несколько месяцев работы она зарегистрировала больше нейтринных событий, чем все остальные приборы за двадцать пять лет наблюдений, и именно с ее помощью в прошлом году была обнаружена масса нейтрино и разрешена загадка дефицита солнечных частиц.

В начале 1997 года была пушена установка в никелевой шахте на глубине более двух километров в провинции Онтарио. В ней уже используется тяжелая вода, которая дает возможность различать разные сорта нейтрино. Под ударами различных нейтрино ядро дейтерия, входяшее в состав тяжелой воды, разваливается на разные части. Установка должна просто пересчитывать все сорта нейтрино.

Три новых детектора запускаются и в тоннеле Гран Сассо. В общем, видно, что нейтринная астрономия из экзотического хобби немногих чудаков превращается в мощную отрасль науки.

Следуя за традиционной астрономией, работающей в очень широком диапазоне длин волн – от метровых радиоволн до гамма-лучей в миллионную долю микрона, – нейтринная астрономия стремится расширить спектр энергий, ще ведется наблюдение.

Современные нейтринные телескопы ставят своей целью покрыть как можно большую площадь своими детекторами. Два из них уже начали работать. Это «Байкал» – в нашем сибирском озере и AMANDA – на Южном полюсе. Третий детектор – NESTOR – будет размешен в Средиземном море, неподалеку от Греции.

Нейтрино в небесах могут рождаться, как и обычные космические лучи, при столкновении быстрых частиц. Но могут они возникать в центрах коллапсирующих звезд или центрах галактик, а оттуда никому, кроме них, выбраться не суждено. Поэтому с помощью нейтринных телескопов планируется изучать все возможные источники этих частиц, но все же главная их задача – готовность к чему-то неожиданному. К примеру, их «старшие братья», детекторы гамма- лучей, были построены для слежения за Луной и Солнцем, а увидели новое небо с неизвестными источниками гамма-лучей – горячими нейтронными звездами, квазарами и черными дырами. Оптимисты полагают, что нейтринные телескопы имеют хорошие шансы обнаружить источники суперэнергичных космических лучей, продвинуть поиски холодного темного вещества и понять суть загадочных гамма-вспышек.

Нейтринная астрономия поистине вступает в героическую эпоху. За первыми открытиями следует период кропотливых планомерных исследований. Похоже, что самая неуловимая частичка хранит ключи от многих тайн природы и наступивший век может стать веком нейтринной астрономии.

А теперь – о космических лучах. Оказывается, и с ними не все ясно. Мировой рекорд энергии для частиц вещества держит один протон с энергией четыреста тысяч миллиардов электронвольт, залетевший когда-то в атмосферу Земли. Но из косвенных данных мы знаем, что Землю ежеминутно бомбардируют частицы с энергией в миллионы раз больше. Откуда они берутся и как получают энергию, до сих пор остается загадкой, хотя ученые бьются над этой проблемой полвека.

Космические лучи с энергией больше, чем десять в двадцатой степени электронвольт, были зарегистрированы по вторичным частицам. Такая частица несет в себе энергию, равную энергии теннисного мяча Пита Сампраса при подаче. Скорость ее настолько близка к скорости света, что в собственной системе координат время почти останавливается, и за четверть часа частица пролетает тридцать миллионов световых лет. Энергия таких частиц во много миллиардов раз превышает ту, что удалось достичь на Земле путем колоссальных усилий на самых больших ускорителях. Одна из самых впечатляющих загадок природы – как это удается сделать. Очень хочется узнать секреты такого ускорения. Но сложность в том, что таких частиц невероятно мало – штуки, а для мало-мальски научного их изучения необходимо иметь хотя бы десятка три-четыре событий. Поэтому и строятся все более и более крупные детекторы.

Большинство космических лучей, попадающих в атмосферу Земли, имеют энергии не больше, чем десять в четырнадцатой степени электронвольт. Эксперименты на ракетах, спутниках и воздушных шарах показывают, что эти лучи состоят в основном из протонов с небольшой примесью более тяжелых элементов вплоть до железа.

Одна из возможных конструкции детекторов космических лучей

Еще Энрико Ферми полвека назад предложил гипотезу о том, что межзвездные ветры порождают заряженные частицы, которые попадают в поля магнитных облаков от взрывов сверхновых и там ускоряются до сверхвысоких энергий. Свою энергию они получают постепенно, однако проверить эту идею трудно, поскольку нет известных источников лучей, да и доходят они до Земли извилистыми путями.

Наблюдения за остатками сверхновых дают косвенные подтверждения, что такой механизм ускорения возможен, правда, лишь до энергий не выше десяти в пятнадцатой степени электронвольт. Это максимум, что можно набрать в магнитных облаках.

Было предложено немало альтернативных гипотез для ускорения до более высоких энергий: электрические поля в пульсарах, ядра галактик и даже столкновения галактик. Но все расчеты показывали, что и здесь не получается более высокой энергии. Кроме того, частицы с энергией выше десять в двадцатой уже совсем слабо заворачиваются галактическими магнитными полями, и направление их прихода на Землю должно указывать на источник. Но этого нет. На схеме, приведенной на стр. 30, видно, что распределены эти точки совершенно хаотично и не связаны ни с какими известными пульсарами или остатками сверхновых звезд.

Получается странное противоречие. Если мы видим частицу с энергией выше десять в двадцатой, значит она родилась где-то в пределах ста мегапарсеков от нас – не успела больше потерять энергии. Раз она родилась так близко и энергия ее велика, то она не могла отклониться от начального направления и должна указывать на источник рождения. Но таких явных источников нет! Значит, частицы пришли издалека. Похоже на логический тупик.

Чтобы найти из него выход, приходится искать новые процессы и источники, которые могут дать более высокие энергии. Список таких возможностей длинен, и одна экзотичнее другой. Среди них загадочные вспышки гамма-лучей, космические струны и магнитные монополи. Это, кстати, самая молодая гипотеза: все лучи с энергией выше десять в двадцатой – магнитные монополи. Гипотезы красивы, но бездоказательны. Они побуждают экспериментаторов к проверкам, но на большее не претендуют.

Для серьезного анализа ситуации необходимо существенно увеличить статистику – количество данных на самом интересном, высокоэнергетичном конце спектра. Для этого планируются и сооружаются детекторы нового поколения. По идее, они должны не только увеличить количество данных, но и повысить их качество. Главное – определять сорт пришедшей частицы.

Обычно детекторы размером в несколько квадратных метров объединяются в наземные массивы, покрывающие десятки квадратных километров. Время прохождения частиц определяется с точностью до миллиардных долей секунды, что позволяет определить направление первоначальной частицы с точностью до градуса. Самый большой наземный массив AGASA работает в Японии. Размеры его достигают ста квадратных километров, и за год он регистрирует одну частицу в интересующей нас области – вот такие масштабы набора статистики.

Так выглядит схема расположения фотоумножителей во льду

Еше один метод для регистрации высокоэнергичных частиц основан на том, что частицы ливня возбуждают азот в атмосфере, который потом флюоресцирует. Свет от этой флюоресценции может быть виден на расстоянии двадцати километров от оси ливня при помощи детекторов на Земле. Группа «Мушиный глаз» была пионером в этой области. Их установка успешно работает в горах пустыни Ута в США. Она состоит из двух частей, разнесенных на двенадцать километров друг от друга, чтобы можно было видеть каждую зарегистрированную частицу в стереопроекции.

Две эти методики дополняют друг друга. Первая работает постоянно, но она фиксирует ливень частиц лишь в один-единственный момент, когда он соприкасается с поверхностью Земли. Вторая позволяет проследить за процессом развития ливня от верхних слоев атмосферы. Но этот метод работает лишь десять процентов времени: для него необходима ясная, безоблачная и вдобавок безлунная ночь, чтобы ничто не мешало регистрировать достаточно слабый свет от ливня.

Есть уже несколько амбициозных проектов детекторов будущего поколения. Джон Линсли из университета в Нью-Мексико предложил расположить на спутнике камеру с сорокаметровым зеркалом, чтобы она наблюдала за поверхностью Земли. Есть надежда улавливать не только флюоресценцию от лучей, но и черенковский свет, отраженный от наземного лада или воды. Несмотря на большие технические и финансовые сложности, проект выглядит очень привлекательно потому, что позволит просматривать десяток тысяч квадратных километров, что превышает современные возможности в сотню раз.

Масахиро Тешима со своими коллегами из Токио планирует создать колоссальную систему оптических телескопов, чтобы резко повысить скорость набора данных и качество информации в методе флюоресценции.

Джим Кронин из Чикаго руководит международным сотрудничеством, в которое входят 150 человек из таких стран: Аргентина, Армения, Австралия, Боливия, Бразилия, Чили, Китай, Франция, Грузия, Германия, Греция, Япония, Мексика, Россия, Словения, Испания, Великобритания, США и Вьетнам. Нет времени рассуждать о размахах сотрудничества, но впечатляет уже сам список стран, которые мирно работают друг с другом. Проект назван «Оже» в честь Пьера Оже, открывшего широкие атмосферные ливни. Он будет состоять из двух массивов детекторов: один – в Аргентине, другой – в Северной Америке. В центре каждого массива будет стоять флюоресцентный детектор. Его будут окружать 1600 водяных черенковских детекторов, образуя шестиугольную сеть со стороной в полтора километра.

Кроме космических частиц, на Землю из космоса прилетают и энергичные гамма-лучи. Их испускают заряженные частицы. Изучают гамма-лучи с двоякой целью. Во-первых, чтобы понять процессы, идущие в далеком космосе, и узнать о строении тамошних обитателей. Во-вторых, чтобы узнать, как же все-таки ускоряются частицы.

Первый кандидат на роль небесного ускорителя – гравитационный коллапс звезд. Большинство звезд существует не поодиночке, а парами. Один из способов заметить гравитационный коллапс звезды – изучать излучение, которое она испускает, захватывая своим колоссальным гравитационным полем вещество своего компаньона. Это «высасывание» вещества из окружающей среды называется аккрецией.

В случае падения на компактный небесный объект выделение энергии идет гораздо энергичнее. Происходит оно в разных интервалах длин волн — в ультрафиолетовых лучах, рентгеновских и гамма-лучах. Это очень радует астрономов, поскольку, имея в своем распоряжении широкий спектр информации, можно достаточно подробно исследовать процессы аккреции. К сожалению, большая часть лучей высокой энергии не может прорваться сквозь атмосферный заслон (спасибо ему за это, мы можем спокойно жить), и изучать их приходится на спутниках.

Спутниковые наблюдения семидесятых и восьмидесятых годов показали, что большинство активных галактических ядер излучают гамма-лучи с энергиями от двух до десяти тысяч электронвольт. Это примерно в тысячу раз больше, чем энергия лучей видимого света. Яркость таких объектов очень переменчива даже в течение дня. По скорости изменения интенсивности можно оценить размеры области излучения: она не может быть больше того, сколько успеет облететь световой сигнал за время смены интенсивности. Таким образом получается, что размеры некоторых галактических ядер не превышают размеры Солнечной системы, а излучают они в миллиарды раз больше Солнца. Такая вот арифметика.

Активные галактические ядра на сегодня считаются одним из доказательств того, что существуют черные дыры. Их масса в миллиарды раз больше солнечной. Ничем иным, кроме черной дыры, такая масса быть не может, во всяком случае, астрономы пока не изобрели ничего другого.

Но как же попадает материал на черную дыру в центре ядра? Из анализа наблюдений получается, что из плотного диска вещества, вращающегося вокруг центра. Эта модель была создана еще в начале семидесятых годов Николаем Шакурой и Рашидом Сюняевым из Москвы. Скорость вращения на внутренних частях диска гораздо больше, чем на его краях. Вещество постепенно перетекает с внешних окрестностей внутрь.

Каким-то образом звезда ускоряет некоторые частицы до очень высоких энергий, а они уже излучают энергичные гамма-кванты. Этот процесс рассчитали в 1980 году все те же Сюняев и Лев Титарчук в Москве, а потом и ipynna Франческо Харда из Триеста. На самом деле, частицы не излучают фотоны, а сталкиваются с низкоэнергетичными фотонами, постепенно увеличивая энергию последних. Остается понять, как ускоряются частицы до колоссальных энергий.

Есть две гипотезы. Первая основана на том, что магнитное поле в диске аккреции может быть перекручено причудливым образом из-за сложных спиральных путей падающей на звезду материи. Крис Тут и Джив Прингл из Кембриджа показали, что в принципе подобная конфигурация магнитных полей может ускорять частицы.

Вторая гипотеза связана с тем, что при переходе вещества через звуковой барьер возникают ударные волны, и они могут ускорять протоны, дающие потом множество вторичных частиц. Изучая спектр излучения от диска аккреции, ученые надеются понять, как выглядит гравитационное поле вблизи черной дыры и как идет процесс падения на нее вещества.

Таковы главные направления астрофизики высоких энергий. Область молодая, развивающаяся, неустоявшаяся, но очень интересная. Ее тематика, с одной стороны, охватывает всю Вселенную, а с другой – уходит на уровень мельчайших квантов вещества – нейтрино. Да и по времени – от рождения космоса до наших дней. Попросту говоря, наука обо всем пространстве и обо всем времени. У вас не захватывает дух?

Рафаил Нуделъман