Помоги проекту - поделись книгой:
Это явление было давно предсказано теоретически, а затем экспериментально наблюдалось в специальных установках — ускорителях частиц — синхротронах и бетатронах. По названию одной из этих установок подобный механизм излучения получил название синхротронного.
Энергия синхротронного излучения распределяется по длинам волн неравномерно. Положение ее максимума на шкале электромагнитных волн зависит от энергии частицы и напряженности магнитного поля. Электроны, разгоняемые в синхротронах и бетатронах до скорости, близкой к световой (такие электроны называются релятивистскими), начинают интенсивно светиться («светящийся» электрон). При тех условиях, которые создаются в земных лабораторных установках, максимум излучения этих релятивистских электронов лежит в оптической части спектра. Такое излучение обладает целым рядом интересных особенностей. Оно сосредоточено в узком конусе, направленном в сторону движения электрона. Чем больше скорость, а следовательно, и энергия электрона, тем этот конус уже, излучение сосредоточено в более остром угле. Релятивистский электрон является как бы микроскопическим, направленно излучающим прожектором.
Межзвездные магнитные поля очень слабы; их напряженность не превышает сотых долей эрстеда. Поэтому радиус витка спирали космического релятивистского электрона, движущегося в таком поле, очень велик, и максимум энергии соответствующего синхротронного излучения попадает в область радиоволн метрового диапазона. Таким образом, в условиях межзвездного пространства релятивистские электроны — это уже не маленькие прожекторы, а крошечные остронаправленные радиоантенны. Совокупное движение релятивистских электронов в Галактике, сопровождающееся радиоизлучением, образует, например, одну из составляющих галактического фона излучения.
Роль синхротронного механизма нетеплового радиоизлучения в космосе, теоретически исследованного главным образом советскими учеными, очень велика. Многие объекты Вселенной, где протекают активные физические процессы, являются источниками энергичных релятивистских частиц, которые, попадая в магнитные поля, порождают интенсивное радиоизлучение.
Они «слушают» космос
Освоение радиодиапазона потребовало от астрономов и создания соответствующей приемной аппаратуры. Появились специальные устройства для улавливания и регистрации космических радиоволн — радиотелескопы.
Устройство антенны радиотелескопа в принципе не отличается от устройства отражающего зеркала оптического телескопа-рефлектора, только «радиозеркало» не стеклянное, а металлическое. Как известно, при шлифовке зеркал, предназначенных для собирания света, требуется колоссальная точность. Так, например, теоретически допустимое отклонение от рассчитанной формы для зеркала шестиметрового телескопа составляет всего лишь одну двадцатую долю микрометра. Это объясняется тем, что электромагнитные волны чувствительны к неоднородностям, размеры которых сравнимы с длиной их волны. Поэтому для очень коротких волн, а именно таковы световые лучи, требования, к отражающей поверхности весьма жестки.
Иное дело радиоволны, длина которых значительно больше. При обработке зеркал, которые должны собирать такие волны, — антенн радиотелескопов — вполне можно удовлетвориться и значительно меньшей точностью. Поэтому антенны современных радиотелескопов обладают намного большими размерами, чем зеркала телескопов оптических.
Иногда радиотелескопы строят с неподвижными антеннами, направленными в определенный участок неба. Но, благодаря суточному вращению Земли, через этот участок за 24 часа проходит целая полоса небесной сферы.
Хотя создавать телескопы с неподвижными антеннами и проще, у таких инструментов есть определенные недостатки. С их помощью за сутки можно «просмотреть» лишь узкую полоску неба, в которую заведомо не попадет большая часть радиоисточников, интересующих наблюдателя. Но и те радиоисточники, которые окажутся в этой полоске, будут находиться в зоне приема всего какую-нибудь минуту. А этого явно недостаточно.
Более широкими возможностями обладают радиотелескопы с полноповоротными антеннами, которые можно направлять в любую точку небесной сферы, расположенную в данный момент над горизонтом, и вращать вслед за ее суточным перемещением по небу.
Принцип работы радиотелескопа довольно прост. Электромагнитное излучение, приходящее из космоса, отражается от поверхности приемного «зеркала» радиотелескопа и собирается в его фокусе. В этом месте находится непосредственный «съемник энергии» сфокусированных радиоволн — облучатель: антенна небольших размеров типа хорошо всем знакомого телевизионного приемного диполя.
Но аппаратура для регистрации принятых сигналов достаточно сложна. Она должна обладать очень высокой чувствительностью и создавать минимальные «шумы», мешающие приему слабых сигналов. При ее конструировании используются новейшие достижения радиоэлектроники.
Из разных точек
Как уже было отмечено выше, одна из главных задач наблюдательной астрономии — всемерное повышение разрешающей способности инструментов, с помощью которых ведутся наблюдения космических объектов. В этом отношении радиоастрономия на протяжении длительного времени значительно отставала от своей старшей сестры — астрономии оптической.
Из уже знакомой нам формулы, определяющей значение разрешающей способности для данного инструмента и принимаемого излучения, следует, что чем короче длина волны этого излучения, тем легче добиться более высокой степени разрешения.
Разрешающая способность большого оптического телескопа при благоприятных условиях наблюдения — меньше одной секунды дуги. Но поскольку длина световых волн составляет миллионные доли сантиметра, а радиоволн — сантиметры и метры, для получения такого же разрешения с помощью радиотелескопов потребовались бы колоссальные приемные антенны поперечником в сотни километров.
Между тем для изучения структуры космических радиоисточников необходимы гораздо большие разрешения, вплоть до десятых и тысячных долей секунды, а возможно, и еще более высокие.
Чтобы увеличить разрешающую способность радиотелескопов, наблюдения космического объекта ведутся одновременно двумя инструментами, расположенными на большом расстоянии друг от друга. При таких наблюдениях радиоастрономами используется явление интерференции электромагнитных волн.
Наиболее простым радиоастрономическим прибором, работающим на этом принципе, является двухантенный радиоинтерферометр, представляющий собой систему двух радиотелескопов (рис. 2). Сигналы, принятые обеими антеннами, передаются на общее приемное устройство, где они подвергаются совместной обработке и сравнению. Наблюдения на радиоинтерферометре позволяют получать результаты, эквивалентные радионаблюдениям с помощью одной антенны очень больших размеров.
Разрешающая способность радиоинтерферометра возрастает с увеличением его базы, т. е. расстояния, на которое разнесены его антенны.
В современной радиоастрономии применяются не только двухантенные, но и многоантенные интерферометры. Они представляют собой цепочку или несколько параллельных цепочек антенн. Например, в Нью-Мексико (США) построена большая антенная решетка, состоящая из 27 связанных между собой антенн с поперечником 25 метров каждая.
Еще одна остроумная идея, получившая применение в современной радиоастрономии, состоит в том, чтобы одну из антенн двухантенного интерферометра сделать подвижной. Это дает возможность в процессе наблюдений менять длину базы интерферометра. Получается ряд наблюдений, которые после соответствующей обработки («суммирования») дают такой, же результат, который достигается с помощью цепочки неподвижных антенн того же размера.
В тех случаях, когда радиотелескопы, работающие совместно, находятся на очень больших расстояниях друг от друга, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами.
Подобные системы эквивалентны применению сверхгигантских сплошных антенн диаметром в тысячи и более километров. Однако при этом возникает чисто техническая трудность, связанная с передачей сигналов от каждой из антенн на общее приемное устройство. Антенны интерферометров со сравнительно малыми базами соединяются кабелем, проводящим высокочастотные колебания. При больших базах подобный способ неприменим. Дело в том, что сигналы при прохождении по кабелю, даже самому высококачественному, сильно затухают, ослабляются. Кроме того, кабели очень тяжелы, хрупки и дороги. Поэтому о проводном соединении антенн, находящихся на больших расстояниях друг от друга, не стоит и мечтать.
Ученые нашли выход из положения: при радиоастрономических наблюдениях со сверхдлинными базами сигналы, принятые каждым инструментом, записываются на магнитную ленту, а затем доставляются в одно место и синтезируются с помощью ЭВМ.
Осенью 1969 г. советскими и американскими астрономами были проведены совместные радиоинтерференционные исследования компактных внегалактических объектов. Были использованы 22-метровый радиотелескоп Крымской обсерватории в Симеизе и расположенный на расстоянии около 8 тыс. км от него 42-метровый радиотелескоп Национальной радиоастрономической обсерватории США в Грин-Бэнк.
Разрешающая способность этой системы составила 5·10-4 секунды дуги. Чтобы представить себе наглядно, что это значит, достаточно сказать, что под таким углом видна из Симеиза обычная канцелярская кнопка, находящаяся в Грин-Бэнк. Это намного больше того разрешения, которое способны обеспечить самые крупные современные оптические телескопы!
Применение радиоинтерферометров со сверхдлинными базами позволило довести разрешающую способность радиоприемных систем до одной десятитысячной секунды дуги, что примерно в 10 тысяч раз превосходит разрешающую способность оптических телескопов.
Если бы такой разрешающей способностью обладал обычный оптический телескоп, то с его помощью можно было бы разглядеть 10-копеечную монету на расстоянии 4 тыс. км.
Если же говорить не об угловых, а о реальных пространственных размерах тех наиболее «мелких» деталей различных астрономических объектов, которые можно выделять с помощью подобных радиотелескопических систем, то для объектов, расположенных на расстоянии 300 млн. световых лет[3]) от Земли — это примерно один световой год, а на расстоянии квазаров — 100 световых лет.
Однако при создании радиоинтерферометров со сверхдлинными базами ученые ограничены естественными масштабами земного шара. Для еще большего увеличения базы необходимо по крайней мере одну из антенн вынести в космос.
Как известно, первый опыт создания космического радиотелескопа — КРТ-10 («Космический радиотелескоп с поперечником антенны 10 м») был осуществлен на советской орбитальной станции «Салют-6».
Вполне реальными представляются и проекты создания внеземных интерферометров, где одна из антенн будет расположена, например, на поверхности Луны, а другая на Земле или искусственном спутнике. По мнению многих специалистов, возможности интерферометрии со сверхдлинными базами при дальнейшем совершенствовании измерительной техники принесут наиболее интересные результаты в радиоастрономии обозримого будущего.
По соседству со светом
В «промежутке» между видимым светом и радиоволнами «заключено» инфракрасное излучение, с длинами волн от 0,74 мкм до 1–2 мм. Источниками этого излучения являются тела, обладающие температурой от 20 до 5000 кельвинов.
Таким образом, подавляющее большинство космических объектов являются источниками излучения в инфракрасном диапазоне. К примеру, около 50 % солнечного излучения приходится на инфракрасную область.
Особенно ценную информацию инфракрасное излучение несет о таких космических объектах, которые не удается наблюдать в других диапазонах электромагнитных волн, в частности, о холодных звездах.
Еще одно важное достоинство инфракрасного излучения состоит в том, что оно хорошо проходит сквозь межзвездную среду, т. е. пыль и газ, заполняющие межзвездное пространство. Поэтому в инфракрасном диапазоне можно получать изображения таких космических объектов, которые нельзя наблюдать с помощью обычных оптических телескопов. Именно таким путем советскими астрофизиками было, впервые получено изображение ядра Галактики — центральной части нашей звездной системы.
В земной атмосфере есть небольшое «окно прозрачности», расположенное в инфракрасном диапазоне. Воздушная оболочка нашей планеты пропускает излучение с длинами волн от 8 до 13 мкм. Но все же основная часть инфракрасных космических излучений атмосферой, задерживается, и поэтому подлинное развитие инфракрасной астрономии началось тогда, когда появились технические средства, способные выносить измерительную аппаратуру на большую высоту за пределы плотных слоев земной атмосферы.
Исследования в инфракрасном диапазоне позволили получить весьма ценные сведения, пополнившие наши знания об атмосферах планет Солнечной системы, о свойствах лунной поверхности, о пылевых туманностях, а также о многих других космических объектах…
Весьма интересное открытие было сделано в 1983 г. международным спутником «ИРАС», предназначенным для исследования космического инфракрасного излучения. Вокруг Веги — одной из самых близких к нам звезд, расстояние до которой составляет всего около 27 световых лет, было зарегистрировано «кольцо» вещества, излучающего в инфракрасном диапазоне. Видимо, это означает, что вокруг Веги обращается рой холодных частиц — пылинок и более крупных тел. А возможно, Вега обладает и планетами.
В пользу такого предположения говорит и еще одно обстоятельство. Звезды типа Веги обладают очень быстрым вращением вокруг собственных осей. Сама же Вега вращается весьма медленно.
Есть веские основания предполагать, что в процессе формирования планет звезда каким-то образом передает им основную часть своего «„запаса“ вращения» или более точно — момента количества движения. Например, в Солнечной системе подавляющая часть момента количества движения приходится на долю планет и лишь весьма незначительная на долю Солнца.
Если вывод о наличии планетной системы (возможно, в стадии формирования) у Веги подтвердится, это будет иметь огромное значение для планетной космогонии. До сих пор мы изучали нашу Солнечную систему в единственном экземпляре — ее не с чем было сравнивать. Не исключено, что теперь такой объект для сравнения, наконец, появился. И, может быть, не один. Тот факт, что мы обнаружили нечто подобное планетной системе возле одной из ближайших к нам звезд, говорит о том, что подобные объекты, по всей вероятности, достаточно широко распространены во Вселенной.
Продолжая наше путешествие по электромагнитному спектру, мы теперь переберемся в ту его область, которая примыкает к видимому свету со стороны коротких волн. Это — область ультрафиолетового излучения с длинами волн от 4000 до 100 ангстрем[4].
Главным «поставщиком» ультрафиолетового излучения, приходящего на Землю, является Солнце. На ультрафиолетовый диапазон приходится около десятой доли энергии, излучаемой нашим дневным светилом. Среди других космических объектов основными источниками ультрафиолетового излучения являются горячие звезды.
Сквозь земную атмосферу проникает лишь очень небольшая доля ультрафиолетового излучения. Излучения с длинами волн меньшими, чем 3000 А, почти полностью поглощаются озоном, а также азотом и другими газами.
Астрофизика высоких энергий
Перейдем в область еще более коротковолновых излучений и более высоких энергий. Это — рентгеновский диапазон электромагнитных волн.
Какие же физические процессы могут порождать космическое рентгеновское излучение и тем самым о каких явлениях во Вселенной оно может рассказать?
Как мы уже знаем, кванты рентгеновского излучения обладают очень большой энергией. Поэтому и физические процессы, его порождающие, должны отличаться высокой энергией. Одним из подобных процессов является излучение очень горячей разреженной плазмы. В такой плазме быстро движущиеся свободные электроны, тормозясь в электрическом поле протонов, излучают электромагнитные кванты (тормозное излучение). Расчеты показывают, что при температуре плазмы от 10 до 500 млн. кельвинов (К) генерируется рентгеновское излучение с длиной волны от 1 до 10А. Таков, например, механизм рентгеновского излучения солнечной короны — горячей разреженной внешней оболочки нашего дневного светила.
Но возможны и другие механизмы возбуждения рентгеновского излучения, не связанные с высокими температурами. Об одном из них мы уже говорили. Это синхротронное или, как его иногда называют, магнитотормозное излучение.
Наконец, в тех областях Вселенной, где имеется достаточно много быстрых электронов и квантов электромагнитного излучения, может действовать механизм, получивший название обратного комптон-эффекта. Обычный комптон-эффект наблюдается при взаимодействии рентгеновского фотона с неподвижным электроном. Фотон передает электрону часть своей энергии, электрон приходит в движение, а вместо прежнего фотона возникает новый с меньшей частотой.
Обратный же эффект возникает тогда, когда большей энергией обладает не фотон, а электрон. В результате такого взаимодействия дополнительную энергию получает уже не электрон, а фотон. Происходит рождение рентгеновских фотонов. Исследования, проводившиеся с помощью космических аппаратов, показали, что основными источниками рентгеновского космического излучения являются объекты, обладающие очень высокой температурой — порядка миллионов и десятков миллионов кельвинов.
В частности, рентгеновское космическое излучение рождается в двойных системах (парах звезд, обращающихся вокруг общего центра масс), одним из компонентов которых является нейтронная звезда. В такой системе нейтронная звезда, обладающая чрезвычайно мощным полем тяготения, становится, по образному выражению академика Я. Б. Зельдовича, своеобразным «пылесосом». Она «всасывает» вещество соседней «нормальной» звезды, разгоняя при этом ее частицы до огромных скоростей, достигающих 0,4 скорости света. Как показывают теоретические расчеты, под воздействием магнитного поля нейтронной звезды поток газа устремляется струями в те области, где расположены ее магнитные полюса. При ударе частиц о поверхность нейтронной звезды их кинетическая энергия переходит в тепловую, и в этих областях развивается высокая температура, достаточная для генерирования рентгеновского излучения.
Иногда в подобных системах наблюдаются весьма сильные «всплески» рентгеновского излучения, когда в течение нескольких секунд рентгеновская яркость источника возрастает в десятки раз (рис. 3).
По-видимому, это явление связано с ядерными реакциями, происходящими в поступающем на нейтронную звезду веществе. Это вещество, богатое водородом, растекается по поверхности нейтронной звезды, и в нем протекает медленная реакция синтеза гелия. При накоплении некоторой критической массы гелия возникают новые ядерные реакции, при которых гелий превращается в углерод, кислород и железо. Эти реакции происходят за доли секунды и сопровождаются резким повышением температуры, порождающим вспышку рентгеновского излучения.
В настоящее время подобных «вспыхивающих» нейтронных звезд — их иногда называют «барстерами» — известно уже более 30. Любопытно, что наблюдение этого явления позволило уточнить величину радиуса нейтронных звезд. Его значение оказалось в пределах от 8 до 12 км.
Рентгеновское излучение может возникать и в двойных системах, где одним из компонентов является еще более компактный объект, чем нейтронная звезда, — черная дыра. Подробнее об этих объектах речь пойдет впереди, а сейчас заметим, что в двойной системе с черной дырой перетекающее от нормальной звезды вещество может образовать вокруг черной дыры горячий плазменный диск, который будет излучать в рентгеновском диапазоне.
С тесными двойными звездами отождествлен ряд компактных рентгеновских источников как в нашей Галактике, так и в ее спутниках — Большом и Малом Магеллановых Облаках.
В рентгеновском диапазоне излучают также расширяющиеся газовые оболочки сверхновых звезд, с огромной скоростью рассеивающиеся в космическом пространства.
Когда чувствительность рентгеновских приемников, устанавливаемых на искусственных спутниках Земли, была значительно увеличена и появилась возможность регистрировать картину распределения рентгеновского излучения протяженных объектов, удалось обнаружить рентгеновское излучение ряда нормальных галактик и изучить его распределение. По-видимому, рентгеновское излучение таких галактик, так же как и нашей Галактики, в основном обязано рентгеновским двойным звездам.
С помощью той же аппаратуры были обнаружены излучающие в рентгеновском диапазоне газовые короны вокруг нашей Галактики и Магеллановых Облаков. Такие короны также вносят вклад в рентгеновское излучение нормальных галактик.
Мощным рентгеновским излучением обладают квазары. Так, например, у квазара ЗС 273 рентгеновская светимость достигает 2·1039 Вт. Кстати, наблюдения в рентгеновском диапазоне помогают обнаруживать эти удивительные объекты. Дело в том, Что на обычных фотографиях квазары выглядят точно так — же, как обыкновенные звезды. Однако их рентгеновское излучение по своей интенсивности намного превосходит рентгеновское излучение звезд. Поэтому на изображениях тех же участков звездного неба, полученных с помощью рентгеновских телескопов, квазары отчетливо выделяются.
Весьма интересным рентгеновским источником является разреженный межгалактический газ, заполняющий пространство между галактиками в скоплениях этих звездных систем. В рентгеновском диапазоне скопления межгалактического газа выглядят как протяженные туманности.
Как выяснилось, электроны межгалактического газа взаимодействуют с реликтовым излучением. (Реликтовое излучение — это электромагнитное излучение, возникшее на ранней стадии эволюции нашей Вселенной.) Поэтому, сопоставляя данные наблюдений в рентгеновском и радиодиапазоне, можно определить не только угловые, но и абсолютные размеры рентгеновских туманностей. А если нам известны истинные и угловые размеры какого-либо удаленного объекта, то вычисление расстояния, до него представляет собой простую тригонометрическую задачу.
Таким образом, облака межгалактического газа могут в принципе послужить своеобразными эталонами для определения расстояний до очень далеких космических объектов. Решение этой задачи имело бы огромное значение для ответа на целый ряд фундаментальных вопросов, связанных с проблемами строения и эволюции Вселенной.
Поскольку возбуждение рентгеновского космического излучения связано либо с очень высокой температурой газа, порядка десятков миллионов кельвинов, либо с воздействием нетепловых частиц, обладающих большими энергиями, рентгеновская астрономия открыла новую страницу в изучении физических процессов во Вселенной. Она позволила приступить к исследованию космического вещества, находящегося в экстремальных условиях. До появления рентгеновской астрономии такие исследования были невозможны.
Можно не сомневаться в том, что в области рентгеновской астрономии нас еще ждут интереснейшие новые открытия. Многое в поведении рентгеновских космических источников пока остается непонятным. Так, например, в 1983 г. советским искусственным спутником «Астрон», а также европейским «Экзосат» и японским «Темма» было зарегистрировано неожиданное прекращение рентгеновского сигнала от источника Геркулес Х-1. Природа этого удивительного явления пока что остается совершенно неясной.
По достигнутым результатам и количеству полученной информации рентгеновская астрономия в настоящее время может быть приравнена к оптической и радиоастрономии.
Чрезвычайно важные данные о физических процессах в космосе были получены в последние годы также благодаря развитию гамма-астрономии. Впервые с гамма-излучением физики столкнулись при исследовании явления радиоактивности. Хорошо известен классический опыт, когда источник радиоактивного излучения помещают в магнитное поле. Под воздействием этого поля радиоактивное излучение разделяется на три составляющие: альфа-, бета- и гамма-лучи (рис. 4). Альфа- и бета-лучи — это потоки заряженных частиц: ядер гелия и электронов, поэтому они отклоняются магнитным полем. Гамма-лучи своего направления не меняют. Они представляют собой, как мы уже знаем, коротковолновое высокочастотное электромагнитное излучение. Энергия гамма-квантов может в сотни тысяч и миллионы раз превосходить энергию фотонов видимого света. Для таких гамма-квантов Вселенная фактически прозрачна. Они распространяются практически прямолинейно, приходят к нам от весьма удаленных объектов и могут сообщить весьма ценные сведения о различных космических явлениях.
Проделаем мысленный эксперимент. Попробуем представить себе, как выглядит земное небо в гамма-лучах. Чтобы ответить на поставленный вопрос, необходимо выяснить, каковы источники космического гамма-излучения. Это, прежде всего, диффузный фон гамма-излучения нашей Галактики. Светится вся полоса Млечного Пути. Особенно интенсивное излучение приходит из района галактического центра. В противоположном направлении гамма-излучение в несколько раз слабее. Кроме галактического к нам равномерно со всех сторон приходит внегалактическое гамма-излучение. На фоне этих излучений выделяется несколько десятков отдельных обособленных дискретных источников — своеобразных гамма-звезд; некоторые из них обладают переменным, пульсирующим характером. Наконец, время от времени на небе возникают очень яркие вспышки гамма-излучения.
Какие же физические процессы скрываются за всеми этими явлениями, какие события во Вселенной могут порождать гамма-фотоны? Одним из них может, служить столкновение ядерных частиц, при котором образуются так называемые нейтральные пи-мезоны (нейтральные пионы). Нейтральные пи-мезоны — недолговечные частицы — в среднем через 10-16 с они распадаются на два гамма-фотона. Пионы рождаются также при аннигиляции электрона и позитрона и протона и антипротона.
Пионы, образующиеся в результате взаимодействия протонов и атомных ядер космических лучей с межзвездным газом, являются основным источником гамма-излучения в области энергий более 100 МэВ.
Еще один физический процесс, способный генерировать гамма-фотоны, — слияние протона с нейтроном, в результате которого образуется ядро дейтерия — тяжелого водорода.
Космическое гамма-излучение, подобно рентгеновскому, может возникать и благодаря уже знакомому нам обратному комптон-эффекту, и в результате тормозного излучения электронов. Наконец, излучение в гамма-диапазоне может генерировать и синхротронный механизм.
Все эти явления тесно связаны с различными космическими процессами, и поэтому их наблюдение и изучение может многое рассказать о физике Вселенной.
Взгляд в завтрашний день
До сих пор мы знакомились только с электромагнитными носителями космической информации. Однако, как уже было отмечено выше, вестниками космических процессов могут служить и корпускулярные излучения, потоки частиц.
Прежде всего это космические лучи — потоки заряженных частиц — ядер атомов различных химических элементов, пронизывающие космическое пространство и обладающие огромными кинетическими энергиями — от 108 эВ и больше. Это в десятки тысяч раз больше, чем энергии теплового движения частиц в самых горячих объектах Вселенной.
Следовательно, своим возникновением космические лучи обязаны каким-то мощным физическим, процессам, изучение которых представляет для современной астрофизики особый интерес. Это могут быть, например, так называемые вспышки сверхновых звезд, а также активные физические процессы в ядрах звездных систем (галактик) и в квазарах.
Интересным носителем космической информации являются и элементарные частицы — нейтрино. Эти частицы рождаются при радиоактивном бета-распаде, когда ядро одного химического элемента испускает электрон и превращается в ядро другого химического элемента.
Нейтрино не имеет электрического заряда и чрезвычайно слабо взаимодействует с веществом. Точнее говоря, оно участвует только в так называемых слабых физических взаимодействиях, не вступая ни в 1012 раз более сильные электромагнитные взаимодействия, ни в ядерные взаимодействия, которые еще в сотни раз мощнее. Именно за эти свойства нейтрино и заслужило свое наименование — его предложил знаменитый итальянский физик Энрико Ферми: по-итальянски «нейтрино» означает сразу «маленький» и «нейтральный».
Длина свободного пробега нейтрино в веществе колоссальна: она исчисляется миллионами миллиардов километров. Чтобы полностью заэкранироваться от частиц космических лучей самых высоких энергий, достаточно опуститься в глубь Земли на сотни метров, максимум на несколько километров. А для полной защиты от потока нейтрино нужно было бы расположить один за другим 10 млрд. земных шаров или поставить свинцовую плиту толщиной в несколько триллионов километров.
Нейтрино должны в большом количестве рождаться в ходе термоядерных реакций, являющихся источником энергии Солнца и звезд. Свободно пронизывая толщу звездного вещества, они вылетают в космическое пространство и несут ценнейшую информацию о физических процессах, протекающих в звездных недрах. В сущности, современная астрофизика не знает другого способа, который позволял бы получать прямые сведения об этих процессах.
Как считают теоретики, на последней стадии жизни массивных звезд, когда «умирающая» звезда катастрофически сжимается и превращается либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру, могут происходить кратковременные нейтринные вспышки, наблюдение которых дало бы бесценную информацию о заключительных стадиях существования этих небесных тел.
Возможно также, что нейтрино высоких энергий могут рождаться в различных уголках Вселенной в результате каких-либо чрезвычайно мощных физических процессов. Надо ли говорить, какой огромный интерес представляли бы сведения о подобных явлениях.
Но, пожалуй, наиболее увлекательна перспектива зарегистрировать реликтовые нейтрино, родившиеся на самых ранних стадиях существования нашей Вселенной.
Разумеется, регистрация нейтрино — задача технически чрезвычайно сложная. Но пути к ее решению существуют, необходимая аппаратура разрабатывается, ее возможности растут, и можно не сомневаться, что нейтринная астрофизика уже в недалеком будущем значительно раздвинет рамки наших представлений о физике Вселенной.
Еще один весьма перспективный и многообещающий вестник Вселенной — гипотетические гравитационные волны, существование которых предсказывается общей теорией относительности А. Эйнштейна.
Подобно тому как возмущения электрического и магнитного полей приводят к возникновению электромагнитных волн, возмущения гравитационного поля должны в принципе возбуждать гравитационные волны.
Гравитационные волны как бы отрываются от массивных объектов и распространяются в пространстве, неся с собой энергию и импульс. Однако зарегистрировать гравитационные волны чрезвычайно сложно, так как они почти не поглощаются материей.
Более десяти лет назад американский физик Д. Вебер сообщил о том, что ему удалось зарегистрировать гравитационные волны, идущие из космоса. Однако вскоре выяснилось, что радость была преждевременной. Какие именно сигналы регистрировали установки Вебера, до сих пор неясно, но нет сомнений в том, что это были не гравитационные волны: для их обнаружения чувствительность детекторов Вебера была явно недостаточна.
Поделиться книгой: