---

<< 14.3 Излучение ГВ | Оглавление | Литература >>

Разделы

• 14.4.1 Вспышки сверхновых
• 14.4.2 Быстровращающиеся нейтронные звезды
• 14.4.3 Двойные звезды

---

14.4 Астрофизические источники ГВ

Как мы видели, в астрофизике характерная масса звезды определяется мировыми постоянными и по порядку величины составляет около 1 массы Солнца. Кроме массы, важнейший параметр самогравитирующей конфигурации - размер или средняя плотность . Последняя определяет характерное динамическое время - время свободного падения . Массы звезд лежат в достаточно узких пределах пределах , а плотности занимают гораздо больший диапазон - от менее 1 г/см до ядерных значений г/см. Это означает, что характерные частоты ГВ, излучаемых гравитационно- связанными объектами звездной массы, занимают диапазон в 7 порядков, от  Гц до нескольких кГц.

14.4.1 Вспышки сверхновых

Как уже отмечалось при обсуждении формул (14.4) и (14.6), наиболее перспективные источники ГВ должны иметь малые размеры ( ) и большие скорости движения () масс, составляющих ненулевой квадрупольный момент. Подобные экстремальные физические условия могут сопровождать рождении нейтронных звезд или черных дыр во время коллапсов ядер массивных звезд в конце их эволюции. Хотя надежный теоретический расчет этого процесса вряд ли возможен, можно ожидать значительной несферичности процесса коллапса, и тогда в масштабе времени коллапса может излучаться ГВ импульс. По современным оценкам, излучаемая доля энергии может составлять . Это намного меньше, чем энергия, уносимая нейтрино ( ). Тем не менее ГВ импульс от сверхновой в Галактике (т.е. с расстояния порядка 10 кпк) мог бы быть обнаружен на уровне . Вспышки сверхновых в Галактике происходят в среднем 1 раз в 30-50 лет, поэтому "охота" за такими событиями в нашей Галактике может продолжаться довольно долго. При увеличении чувствительности детекторов область пространства, доступная для наблюдений, растет как , в нее попадают другие галактики, и темп регистрации событий возрастает. Однако существующая огромная неопределенность в выделяемой в ходе коллапса энергии в виде ГВ делает сверхновые не самыми оптимальными источниками для обнаружения в ближейшем будущем.

14.4.2 Быстровращающиеся нейтронные звезды

Простейший пример тела, излучающего ГВ, является не сферически - симметричная вращающаяся звезда. Если долю энергии вращения, связанную с несферическим распредлением массы, обозначить через , , где - момент инерции вращающейся звезды, - частота вращения, то из (14.6) находим . Например, для быстровращающейся нейтронной звезды (пульсара) с характерным значением  г см на частоте 100 Гц при получаем эрг/с, что сравнимо с энергией, уносимой релятивистскими частицами от активно работающего пульсара. Параметр несферичности плохо известен, поэтому несмотря на то, что пульсары обладают несомненным преимуществом как источники с известной частотой вращения и положением на небе, амплитуда ожидаемого ГВ-сигнала от пульсаров определена крайне ненадежно. Положение несколько улучшается тем, что при непрерывном накоплении периодического сигнала в течение времени отношение сигнал/шум на детекторе растет как . Это обстоятельство предполагается использовать при поиске ГВ-сигналов в непрерывном потоке данных с лазерных интерферометров.

Другая возможность наблюдения ГВ от быстровращающейся компактной звезды связана с возникновением специфических неустойчивостей вращающихся тел, ведущих либо к появлению переменного квадрупольного момента, либо к развитию циклонических слоевых течений (во вращающейся системе отсчета) при нулевом квадрупольном моменте. В первом случае возникает квадрупольное излучение, как описано выше, во втором - магнито-квадрупольное ГВ излучение, связанное с несимметричным током вещества. Хотя магнито-квадрупольное приближение имеет следующий порядок малости по параметру по сравнению с квадрупольным, показано, что в быстровращающихся молодых нейтронных звездах оно может играть определяющую роль и уносить значительную долю первоначального момента вращения молодой нейтронной звезды. Показано, что такие неустойчивости должны сопровождать образование молодой горячей вращающейся нейтронной звезды. Хотя и здесь остаются неопределенные параметры, связанные, например, с вязкостью вещества нейтронной звезды.

14.4.3 Двойные звезды

Классический пример системы с большим квадрупольным моментом - два тела c массами , , вращающиеся по орбите вокруг общего центра масс (двойная звезда). Для этой задачи , - приведенная масса, - полная масса, - большая полуось орбиты. Двойных звезд не меньше половины от полного числа звезд в Галактике (), поэтому они являются самыми надежными источниками ГВ в Галактике. Весь вопрос в частоте и амплитуде излучаемых ими ГВ.

Для круговых орбит излучение происходит точно на удвоенной орбитальной частоте обращения, т.к. квадрупольный момент принимает одно и то же значение дважды за период (симметрия по и в приведенной массе!). Большая полуось связана с частотой обращения двойной системы , - период орбитального обращения, третьим законом Кеплера^14.6:

Кинетическая энергия квадрупольного движения в это случае есть просто , поэтому подставляя в (14.3) и (14.6) и воспользовавшись третьим законом Кеплера получаем оценки для амплитуды ГВ на расстоянии от системы и излучаемой энергии соответственно

( - гравитационные радиусы тел с массой и ),

В точное выражение для амплитуды входят численные коэффициенты и зависимости от углов, под которыми расположена плоскость орбиты по отношению к наблюдателю, и от орбитальной фазы. Точное выражение для потерь энергии, усредненных за орбитальный период, отличается на коэффициент от приведенного выражения.

Постоянное уменьшение энергии двойной системы за счет гравитационного излучения приводит к уменьшению большой полуоси орбиты и орбитального периода двойной системы, . Это эффект был обнаружен при многолетних точных наблюдений пульсара PSR 1213+16, входящего в состав двойной системы, вторым компонентом которой является другая нейтронная звезда, не наблюдаемая как пульсар. Высокоточная регистрация времен прихода радиоимпульсов от пульсара, который движется вокруг общего центра масс двойной системы, свидетельствует о постоянном уменьшении орбитального периода системы. В двойной системе из двух нейтронных звезд нет иных физических механизмов уменьшения орбитальной энергии, кроме как за счет излучения гравитационных волн. Причем темп уменьшения периода оказывается с точностью лучше 0.5% равным значению, получаемому из квадрупольной формулы (14.8). За открытие и исследование этого двойного пульсара американские астрофизики Дж. Тэйлор и Р. Халс получили Нобелевскую премию по физике 1992 г. Таким образом, в настоящее время астрономические наблюдения косвенно доказывают реальность излучения ГВ двойными звездами, подтверждая выводы ОТО А.Эйнштейна с точностью лучше 0.5%.

Сильная зависимость темпа уменьшения орбитального периода от самого значения периода ( ) приводит к тому, что сжатие орбиты происходит во все более убыстряющемся темпе, и за конечное время две звезды должны сблизиться друг к другу и слиться в одну. Для двух компактных нейтронных звезд или черных дыр это время меньше Хаббловского, например для двойного пульсара PSR 1913+16 оно составляет около 100 млн. лет. В процессе слияния двух компактных тел полуось орбиты порядка радиуса звезды, т.е. несколько гравитационных радиусов, и амплитуда генерируемой ГВ (14.7) близка к максимально возможной, . Поэтому сливающиеся двойные нейтронные звезды и черные дыры являются самыми перспективными источниками для наблюдения на ГВ-детекторах нового покодения. Весь вопрос в том, насколько часто подобные катастрофические события происходят в Галактике. Из набюлюдений достоверно известно существование нескольких тесных пар нейтронных звезд и оценки темпа слияния дают лет в Галактике. Из теории звездной эволюции следуют, однако, что темп слияния таких двойных систем в Галактике может быть на полтора-два порядка выше, примерно раз в 10-30 тыс. лет. Тогда уже ГВ-интерферометры первого поколения с чувствительностью на частоте 100 Гц смогут обнаружить несколько таких систем при непрерывной работе в течение 1 года. Пример амплитуды ГВ от сливающейся двойной системы показан на Рис. (14.5).

---

<< 14.3 Излучение ГВ | Оглавление | Литература >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также: Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Разложение далекого света Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Формирование галактик в магнитной Вселенной Все публикации на ту же тему >>