Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Катя Москвич
Однако в пульсарах хорошо то, что они чрезвычайно плотные объекты – такие же, как белые карлики и черные дыры, – и их энергия связи намного сильнее, чем у обычных тел. Например, для пульсара она составляет от 10 до 15 % его массы. Так что, если бы эта гравитационная энергия связи реагировала на гравитацию иначе, чем вещество, в системе нейтронных звезд это было бы гораздо заметнее.
Проблема в том, что, в то время как мы довольно много знаем о нашей Солнечной системе, мы не всегда знаем массу нейтронной звезды или ее компаньона. “Мы должны сначала узнать, как тело должно упасть в соответствии с теорией Эйнштейна, что сложно, если мы не знаем точно, насколько сильна внешняя гравитационная сила”, – говорит Арчибальд.
Например, когда астронавт Дэйв Скотт, стоя на Луне, ронял молоток и перо в 1971 году, он ронял их в условиях одинакового притяжения – и они упали одновременно. При проведении таких проверок необходимо, чтобы оба объекта падали при одном и том же гравитационном притяжении – внешнем по отношению к ним обоим. В системе Земля-Луна-Солнце гравитационное притяжение обусловлено третьим соседним телом, то есть Земля и Луна притягиваются (или “падают”) к Солнцу.
Необходимость внешнего гравитационного поля для проведения теста делала тройную систему “своего рода уникальной системой для проверки сильного принципа эквивалентности в тех условиях, которые мы не можем осуществить в системе Земля-Солнце, или в системе Луна-Солнце, или с пульсарами, которые являются просто некими объектами в гравитационном поле галактики”, говорит Линч.
Арчибальд и ее коллеги провели тест, используя свою компьютерную модель с точными параметрами, взятыми из их наблюдений, – и оказалось, что пульсар и внутренний белый карлик, конечно же, “падают” с одинаковой скоростью в гравитационном поле внешнего белого карлика, несмотря на то что нейтронная звезда намного массивнее своего компаньона по паре. Они выстроили модель, в которой допускалось нарушение сильного принципа эквивалентности и отклонение от него описывалось с помощью параметра, обозначенного дельтой. Если теория Эйнштейна верна, дельта должна была бы в точности равняться нулю. “Мы не просто брали параметры нормальной орбиты и пытались искать отклонения. В действительности мы напрямую пытались вставить наши измеренные данные в модель, построенную в предположении «неэйнштейновской физики»”, – говорит Арчибальд. Ученые смоделировали множество орбит с параметрами, в которых закладывалось отклонение от сильного принципа эквивалентности, но в результате оказалось, что те орбиты, для которых такие отклонения не вводились, то есть построенные в соответствии с теорией Эйнштейна, согласовывались с результатами их наблюдений лучше всего. Они нашли, что наилучшим значением параметра дельта был не в точности нуль, поскольку полностью шум устранить нельзя, но дельта равнялась нулю в пределах погрешности. Оказалось, что тройная система ведет себя именно так, как предсказывает теория Эйнштейна, и тест показал, что отклонения от расчетного значения равнялись всего трем миллионным.
К разочарованию некоторых ученых, эти расчеты также убили те альтернативные теории гравитации, в которых предполагалось, что пульсар и белый карлик по-разному падают в поле внешнего белого карлика. Эйнштейн снова оказался прав.
Что будет происходить дальше с общей теорией относительности и альтернативными теориями гравитации? По словам Зумалакарреги, эта проблема мешает ему спать по ночам. Но сейчас, по крайней мере, когда многие теории были исключены, можно сосредоточиться на немногих выживших и попытаться их улучшить. Надо надеяться, что в будущем Square Kilometer Array и другие радиотелескопы следующего поколения найдут больше необычных пульсарных систем, а это позволит ученым провести еще более точную проверку общей теории относительности, используя хронометрирование пульсаров. Обсерватория LISA, когда она будет запущена, в этом тоже должна очень помочь.
Тем не менее, говорит Арчибальд, теоретики, вероятно, несмотря ни на что, продолжат выдвигать новые теории. Одно открытие, которое астрономы надеются сделать в ближайшем будущем, поможет проверить общую теорию относительности еще точнее. Они собираются впервые исследовать систему пульсар – черная дыра с помощью либо какого-то существующего телескопа, например GBT, Arecibo или MeerKAT, либо нового телескопа из тех, которые только недавно введены в эксплуатацию или заработают в будущем, например FAST или SKA. Гравитация наиболее сильна в черных дырах, поэтому пульсар, обращающийся вокруг черной дыры, может быть идеальной тестовой массой для изучения структуры пространства-времени вблизи черной дыры. Это также поможет нам узнать больше о черных дырах, например, путем измерения их скорости вращения. В проекте под названием BlackHoleCam используется телескоп EHT и поставлена задача объединить данные по хронометрированию пульсаров и по получению изображений сверхмассивных черных дыр. Ученые надеются однажды обнаружить пульсар, обращающийся вокруг черной дыры, в идеале – вокруг Sgr А*. И если мы обнаружим больше одного пульсара, вопрос о том, что является источником избытка гамма-излучения в центре Галактики – темная материя или пульсары, – будет решен (см. главу 6). Очень скоро нейтронные звезды смогут помочь нам либо сбросить с пьедестала общую теорию относительности Эйнштейна, либо навсегда распрощаться со всеми альтернативными теориями гравитации.
Чуть глубже: Законы Кеплера и посткеплеровские параметры
Когда астрономы наблюдают пульсар и видят, что его орбита подчиняется законам движения планет Кеплера, которые описывают обращение планет вокруг Солнца, они обычно определяют ее с помощью так называемых кеплеровских параметров. Но если у орбиты обнаруживаются отклонения, ученые адаптируют кеплеровские орбиты к новым условиям, вводя так называемые посткеплеровские параметры. Эти настройки помогают ученым описать то, что они видят.
Один из таких параметров – задержка Шапиро. Компаньоны пульсаров – это плотные тела, например белые карлики, поэтому они искривляют излучаемый пульсаром свет (или, как в данном случае, радиоволны). Согласно общей теории относительности Эйнштейна, это излучение, когда оно проходит мимо компаньона пульсара, должно проваливаться вниз – в яму в ткани пространства-времени, а затем снова выбираться наверх и добираться до наших телескопов, таким образом, позже, чем если бы оно двигалось по прямой, в случае плоского пространства-времени. Задержка Шапиро не служит проверкой общей теории относительности, но эта задержка предсказывается теорией. Если предположить, что Эйнштейн прав, с помощью общей теории относительности можно использовать характеристики задержки Шапиро для вычисления массы компаньона. Кактолько эта масса станет известной, из нее относительно легко получить массу пульсара.
Но большинство гравитационных проверок основано не на измерении задержки Шапиро, а на отслеживании изменений орбиты объекта – обычно крошечных, – которые накапливаются с течением времени. Например, когда пульсар и
