Разведка далеких планет
Шрифт:
1 см – пока недостаточна для целей гравитационноволновой астрономии, но можно надеяться, что переход от локации к лазерной интерферометрии резко повысит чувствительность гравитационной антенны «Земля – Луна», так как интерферометр способен почувствовать изменение расстояния в несколько ангстрем.
Мертвая звезда – генератор стандартных сигналов
Астрофизики предлагают все новые способы «поймать» гравитационное излучение. На помощь призваны радиопульсары как источники импульсов строго постоянной частоты. Идея проста. Представьте себе, что где-то на пути от пульсара к Земле находится источник гравитационного излучения, например тесная двойная звезда. Тогда свойства пространства в этой области не остаются неизменными, ведь гравитационная волна – это и есть периодическое изменение свойств пространства-времени! Радиосигналу пульсара понадобится то чуть больше, то чуть меньше времени, чтобы достичь Земли.
Рис. 5.9.
Радиоастрономы в принципе могли бы заметить такие периодические изменения в моментах прихода импульсов и сравнить их период с периодом обращения тесной двойной звезды. При совпадении этих двух периодов можно констатировать наличие гравитационных волн в пространстве между пульсаром и Землей.
К сожалению, на пути осуществления такого эксперимента много трудностей. Межзвездное и межпланетное пространство заполнено движущейся неоднородной плазмой, которая преломляет радиоволны и непредсказуемо задерживает их приход на Землю. Правда, мы знаем, что периодическую компоненту, связанную с гравитационным излучением, можно выделить на фоне даже очень сильных шумов, но для этого нужны длительные прецизионные наблюдения.
Уникальный «прибор» для гравитационно-волновых экспериментов создан самой природой. Это тесная двойная система, состоящая из нейтронных звезд, одна из которых – радиопульсар PSR В1913+16. С тех пор как в 1993 г. за изучение этой системы Нобелевскую премию по физике получили Р. А. Халс и Дж. X. Тейлор (Принстонский университет), этот объект называют не иначе как «двойной пульсар Халса – Тейлора». Период обращения нейтронных звезд в этой системе составляет 7 ч 45 мин, но он меняется: в результате излучения гравитационных волн орбитальный период уменьшается на 76,5 мкс в год. Соответственно уменьшается и большая полуось орбиты – на 3,5 м в год. Заметить это удалось, измеряя частоту прихода радиоимпульсов от пульсара, который в данном случае служит «генератором стандартных сигналов». Эта работа была так высоко оценена именно потому, что впервые косвенно подтвердила существование гравитационных волн в полном согласии с прогнозом общей теории относительности. Конечно, нейтронные звезды – это не планеты, о которых мы здесь говорим, но важен принцип: астрономические приборы не только изготавливаются руками, но и обнаруживаются среди естественных объектов.
Гравитационная фокусировка
До сих пор мы рассматривали принципы детектирования гравитационных волн с помощью небесных тел, но было бы хорошо научиться фокусировать эти волны, создавая высокую плотность гравитационного излучения в некоторой точке пространства – в фокусе. Разумеется, поскольку волны гравитационные, то и фокусирующая их линза тоже должна быть гравитационной. Такой линзой может служить любое массивное тело.
Гравитационная линза универсальна: она фокусирует все виды излучения и потоки любых частиц, ведь гравитационному взаимодействию подвержены все материальные объекты. Принципиальная возможность создания такой линзы была доказана в 1919 г., когда под руководством А. Эддингтона во время полного солнечного затмения измерили отклонение лучей света звезд, наблюдавшихся недалеко от края Солнца. Оправдалось предсказание А. Эйнштейна, что лучи света, проходящие вблизи солнечного края, отклоняются на 1,75'' (под таким углом мы видим толщину спички с расстояния 200 м). Зная эту величину, даже школьник может вычислить, что отклоненные Солнцем лучи соберутся в фокусе, расположенном на расстоянии 550 а. е. от светила – в 18 раз дальше орбиты Нептуна. Поток излучения в фокусе такой гравитационной линзы, как Солнце, усиливается всего в несколько раз. Солнце и любой другой одиночный массивный объект – плохая гравитационная линза, так как обладает сильнейшей аберрацией. У этой линзы нет одной точки фокуса, где собирались бы все параллельно падающие на нее лучи: чем дальше проходят лучи от поверхности Солнца, тем больше для них фокусное расстояние.
Рис. 5.10. Планета – гравитационная линза. Такая линза фокусирует все виды излучения и потоки любых частиц. К сожалению, у нее нет единого фокусного расстояния. Но к счастью, она практически изотропна: фокусирует частицы и кванты, приходящие с любого направления.
Но для излучений, которые проникают сквозь вещество (гравитационные волны, нейтрино), можно рассчитать, каким должно быть распределение плотности вещества вдоль радиуса гравитационной линзы, чтобы фокусировка происходила в одной точке, где поток излучения значительно усилится. Оказалось, что распределение плотности вещества в мантии и внешнем ядре земного шара неплохо подходит для целей гравитационной фокусировки. Жаль только, что точка фокуса удалена от Земли на 13 ООО а. е. Но если установить автоматическую систему детектирования на комету с подходящей орбитой, то через 325 тыс. лет наш детектор прибудет на место наблюдения. А до области, где фокусирует Солнце, комета доберется всего за 2300 лет. А межпланетный зонд, использующий гравитационные маневры в поле планет-гигантов, сделает это намного быстрее. Вспомним, что «Пионеры» и «Вояджеры» уже удалились на 100 а. е.
Так что с развитием космонавтики использование Солнца и планет в качестве гравитационных линз может стать реальным. А пока мы не имеем возможности выносить наши детекторы далеко от Земли, нужно подбирать подходящую линзу, в фокусе которой мы случайно находимся, благо вокруг нас много звезд и галактик. Эффект гравитационной фокусировки обсуждается с середины 1920-х гг., начиная с работы петербургского физика Ореста Хвольсона. В отношении линзы-звезды особого оптимизма не было: рядом с яркой звездой трудно заметить изображение более далекого объекта. Другое дело – использовать в качестве линзы галактику, поверхностная яркость которой невелика, а гравитационный потенциал не меньше, чем на поверхности нормальной звезды.
Несколько лет продолжались поиски эффекта гравитационной фокусировки в мире галактик, прежде чем в конце 1978 г. эффект был обнаружен: астрономы заметили, что изображение далекого квазара QSO 0957+561 состоит из двух почти одинаковых частей, разделенных углом всего 6''. При этом они имеют одинаковые спектры с одинаковым красным смещением и «мигают» в унисон с временной задержкой один относительно другого 417 сут. Оказалось, что это два изображения одного квазара, созданные гравитационной линзой – более близкой к нам галактикой, изображение которой позже обнаружили. Галактика находится от нас на расстоянии 3,7 млрд св. лет (красное смещение z = 0,355), а квазар удален на 8,7 млрд св. лет (z= 1,41). Если бы галактика лежала точно на линии «квазар – Земля» и была сферически симметричной, то изображение квазара имело бы форму кольца (так называемое кольцо Эйнштейна). Но это не так, поэтому изображение, созданное гравитационной линзой, представляет собой несколько пятен. Позже были найдены тройные и даже четверные изображения квазаров («крест Эйнштейна»). Таким образом, принцип гравитационной фокусировки был доказан. Позже обнаружилось, что роль гравитационной линзы могут играть как целые скопления галактик, так и отдельные звезды, если их собственный блеск слабее яркости созданного ими изображения. До сих пор такие наблюдения проводились в оптическом и радиодиапазоне. В будущем нам нужно научиться использовать этот метод для усиления проницающей способности нейтринных и гравитационноволновых телескопов.
Звезды-зонды
Вначале главы я рассказывал, как покрытие диском Луны помогает изучить звезды. В том случае Луна была прибором, а звезды – объектом исследования. Однако и сами звезды могут стать частью астрономического прибора, предназначенного для исследования планеты. Метод покрытия уже несколько десятилетий весьма плодотворно применяется для того, чтобы излучением звезд «просвечивать» атмосферы планет и их окрестности.
Первый сенсационный результат этот метод дал в 1977 г., когда позволил обнаружить темные кольца Урана. Открытие сделал американский астроном Джеймс Эллиот с коллегами 10 марта 1977 г., наблюдая с борта летающей обсерватории «Койпер» (NASA) за тем, как Уран проходит перед звездой SAO 158687 в созвездии Весы. Вообще-то ученые хотели узнать что-нибудь новое об атмосфере Урана, сквозь которую на заходе и на восходе будет просвечивать звезда.
Рис. 5.11. Летающая обсерватория «Койпер» для инфракрасных наблюдений в стратосфере.
В передней части фюзеляжа находится окно для телескопа (темный прямоугольник).
Чтобы не пропустить явление, они начали свои наблюдения за час до рассчитанного момента и неожиданно заметили, как за полчаса до начала покрытия звезды диском планеты и совершенно симметрично после окончания ее покрытия блеск звезды пять раз на несколько секунд ослаб. Сразу стало ясно, что это указывает на существование пяти тонких полупрозрачных колец вокруг планеты, заслонивших от телескопа звездный свет. С Земли эти кольца до того дня никто не видел, поскольку, в отличие от колец Сатурна, кольца Урана состоят из очень темного вещества. Спустя полгода после открытия Джеймса Эллиота к планетам-гигантам стартовали межпланетные зонды «Вояджер-1» и «Вояджер-2». Когда 24 января 1986 г. «Вояджер-2» сблизился с Ураном, ученые уже были готовы к поиску колец и без труда обнаружили их на переданных снимках, а также открыли новые. Позже свою лепту внес и космический телескоп «Хаббл», так что сейчас уже известно 13 колец Урана.
Пожалуй, еще более неожиданным открытием, чем кольца Урана, было обнаружение спутников у некоторых астероидов, также сделанное при наблюдении звездных покрытий. Позже наличие этих маленьких тел, сопровождающих астероиды и карликовые планеты, подтвердилось их прямыми наблюдениями в телескопы и с борта космических зондов. Кстати, многие наблюдения покрытия звезд астероидами тоже были сделаны с помощью летающей обсерватории. Дело в том, что тень астероида (освещенного звездой!) крайне невелика – в лучшем случае несколько сотен километров. Проходя по Земле, она обычно не попадает на стационарные обсерватории, поэтому за ней приходится «охотиться». Идеально подходит для этого обсерватория-самолет.