Что такое группа звезд
Что такое звезды в космосе, классификации звезд и самые известные
Звезды – главные тела во Вселенной. Без их света и тепла не существовало бы биологической жизни. Каждая звезда имеет свои особенности и свою иерархию.
Что такое звезда в космосе
Это космическое тело, в недрах которого идут термоядерные реакции. Не каждый объект может стать звездой. Нужно, чтобы его масса составляла минимально 0,08 от массы нашего Солнца (1,9885⋅1030 кг). Газовый состав – 70% водорода и 28% гелия. В смеси газов достигается критическая температура, достаточная для возникновения водородной реакции. Водород через цепочку реакций превращается в гелий.
Расстояние
Без знания, как далеко космический объект, невозможно оценить физические характеристики. Звездный параллакс – сложный с точки зрения математики метод, применять который впервые начал Тихо Браге. С 1833 по 1838 одновременно несколько ученых, в том числе и русский астроном В. Я. Струве, измерили расстояние до Альфы Центавра, Веги и 61 Лебедя.
Земная атмосфера сильно мешает наблюдению за космосом. Расстояние, вычисленное с помощью наземного телескопа, может иметь погрешность до 50%. Ситуация изменилась после появления спутников. Астрометрический метод точно определяет, как далеко находится космическое тело.
На основании параллакса специально для измерения расстояния до дальних звезд ввели внесистемную единицу – парсек (ПАРаллакс+СЕКунда). Он равен 206265 астрономическим единицам. Свет пролетает парсек за 3,2616 г. Употребляются кратные единицы: кило-, мега- и гигапарсек.
Нужно помнить о скорости света. Любой объект наблюдатель с Земли видит таким, каким он был то время назад, каково до него расстояние в световых годах.
Созвездия
Созвездие – условная группа звезд на видимой части неба.
Небосвод разделили на участки для удобства нахождения объектов и классификации.
На практике космические тела из одного созвездия находятся на огромном расстоянии друг от друга.
Созвездия Северного полушария нельзя увидеть, находясь в Южном, и наоборот. В темные безлунные ночи при хороших погодных условиях некоторые экваториальные созвездия можно увидеть низко над горизонтом, например, Стрелец. Зимнее и летнее небо также различаются из-за наклона земной оси.
Названия 88-ти созвездий частично связаны с античными мифами — Андромеда, Кассиопея, Персей, Лебедь, многие другие. Более поздние названия
привнесены христианством, например, Волосы Вероники. В Южном полушарии названия созвездиям давались учеными, их обозначившими.
Звезды в созвездии обозначаются греческими буквами, от самой яркой до самой тусклой в порядке очередности букв в алфавите:
Звёздное скопление
Звёздное скопление — гравитационно связанная группа звёзд, имеющая общее происхождение и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое. Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли.
Группы гравитационно несвязанных звёзд или слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением, называют звёздными ассоциациями.
Примечания
См. также
Полезное
Смотреть что такое «Звёздное скопление» в других словарях:
звёздное скопление — žvaigždžių telkinys statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. star cluster vok. Sternhaufen, m rus. звёздное скопление, n pranc. amas d’étoiles, m; amas stellaire, m … Fizikos terminų žodynas
Шаровое звёздное скопление — Шаровое скопление М13 в созвездии Геркулеса. Содержит несколько тысяч звёзд. Шаровое звёздное скопление ( англ. globular cluster) звёздное скопление, отличающееся от рассеянного скопления большим количеством звёзд, чётко очерченной… … Википедия
Плеяды (звёздное скопление) — У этого термина существуют и другие значения, см. Плеяды. У этого термина существуют и другие значения, см. M45. Запрос «Стожары» перенаправляется сюда; см. также другие значения. Плеяды Рассеянное скопление … Википедия
Рассеянное звёздное скопление — Рассеянное скопление Плеяды Рассеянное звёздное скопление (англ. Open cluster) звёздное скопление, в котором, в отличие от шарового … Википедия
Гиады (звёздное скопление) — У этого термина существуют и другие значения, см. Гиады. Гиады Рассеянное скопление Рассеянное скопление Гиады История исследования Открыватель Дата открытия … Википедия
Ясли (звёздное скопление) — У этого термина существуют и другие значения, см. M44. У этого термина существуют и другие значения, см. Ясли. Рассеянное скопление Ясли Рассеянное скопление … Википедия
Бабочка (звёздное скопление) — Координаты: 17ч 40.3м 00с, −32° 12′ 00″ Скопление Бабочка … Википедия
Скорпион (звёздное скопление) — Рассеянное скопление M52 Рассеянное скопление Скорпион, Рассеянное скопление История исследования Открыватель Чарльз Мессье Дата открытия до 1774 … Википедия
Плеяды (звёздное скопление) — Плеяды (старинное русское название ‒ Стожары или Волосожары), галактическое рассеянное звёздное скопление, расположено в созвездии Тельца. Невооружённым глазом можно видеть 6‒9 самых ярких звёзд скопления; статистическими подсчётами установлена… … Большая советская энциклопедия
Звёздное скопление M53 — Messier 53 Шаровое скопление История исследования Открыватель Иоганн Боде Дата открытия 3 февраля 1775 Обозначения M53, NGC 5024, GCL 22 Наблюдаемые данные (Эпоха J2000.0) … Википедия
Движущаяся группа звёзд
Движущаяся группа звёзд — группа звёзд, дрейфующих в пространстве как единое целое.
В астрономии широко признано, что большинство звезд рождается в пределах молекулярных облаков, известных как звездные ясли. Звезды, сформированные в пределах такого облака, составляют рассеянное звёздное скопление, содержащие от десятков до тысяч звёзд. Эти скопления распадаются со временем. Звезды, которые вместе отделяются от ядра скопления, становятся членами звездной ассоциации. Если остаток скопления затем дрейфует по галактической орбите как нечто целое, то его называют движущейся группой. Движущиеся группы могут быть старыми, такими как движущаяся группа звёзд HR 1614 возрастом в 2 миллиарда лет, или молодыми, такими как движущаяся группа звёзд AB Золотой Рыбы возрастом в 50 миллионов лет.
Список примечательных движущихся групп
Примечания
Ссылки
 Звёздные системы | |
|---|---|
| Связанные гравитационно | Галактика · Карликовая галактика · Шаровое звёздное скопление · Рассеянное звёздное скопление · Физически двойная звезда · Физически кратная звезда |
| Не связанные гравитационно | Звёздный поток · Звёздная ассоциация · Движущаяся группа звёзд · Звезда-бегун · Сверхскоростная звезда |
| Связанные визуально | Оптически двойная звезда · Оптически кратная звезда · Созвездие · Астеризм · Звёздное облако |
Полезное
Смотреть что такое «Движущаяся группа звёзд» в других словарях:
движущаяся группа — ▲ движущаяся цепочка ↑ транспортное средство обоз группа повозок. поезд (санный #). кортеж. кавалькада. караван (# судов) … Идеографический словарь русского языка
Движущаяся группа звёзд Кастора — Движущаяся группа звёзд Кастора группа звёзд, объединённая общими направлением движения и происхождением. В данную группу входят такие звёзды как Кастор, Фомальгаут, Вега, α Цефея и α Весов. Все они имеют приблизительно одинаковый возраст.… … Википедия
Движущаяся группа звёзд Беты Живописца — молодая группа звёзд, находящаяся недалеко от Солнечной системы. Члены группы объединены между собой общими направлением движения и происхождением. Группа является важным объектом для изучения благодаря своей относительной близости к Солнечной… … Википедия
Движущаяся группа звёзд Большой Медведицы — Движущаяся группа звёзд Большой Медведицы, также известная как Колиндер 285 (Collinder 285), является близкой к Солнцу движущейся группой звезд, которая включает звезды с близкими скоростями, общим направлением движения и происхождением. Она… … Википедия
Движущаяся группа Кастора — Движущаяся группа звёзд Кастора группа звёзд, объединённая общими направлением движения и происхождением. В данную группу входят такие звёзды как Кастор, Фомальгаут, Вега, α Цефея и α Весов. Все они имеют приблизительно одинаковый возраст.… … Википедия
Движущаяся группа звёзд AB Золотой Рыбы — является группой приблизительно 30 связанных звезд, которые движутся вместе со звездой AB Золотой Рыбы. Движущуюся группу составляют звёзды, имеющие одинаковый возраст, металличность и направление движения. Следовательно, они, вероятно,… … Википедия
Движущаяся группа звёзд Дзеты Геркулеса — Движущаяся группа звёзд Дзеты Геркулеса более двух десятков звезд, которые движутся в пространстве в одном направлении. Существование этой движущейся группы было обнаружено в 1958 Олином Дж. Эггеном. Основываясь на высокой скорости движении … Википедия
HD 181327 — Звезда Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) Прямое восхождение … Википедия
Бета Живописца — β Живописца Звезда … Википедия
Ассоциация Геркулеса — Ассоциация Геркулеса Лиры это одна из ближайших к нам молодых ассоциаций звёзд, расположенная на среднем расстоянии около 81 светового года от нас. В 1998 году, исследуя движение молодых похожих на Солнце звёзд, находящихся недалеко от… … Википедия
Классификация/виды звёзд
Рассмотрим их классы:
Имеют небольшую температуру в 7 500-10 000 Кельвинов. Светятся белым светом.
Звёзды класса M.
Имеют низкую температуру в 2 000-3 500 К. Светятся красным, в небе можно увидеть их как оранжево-красные.
Но помимо классов существуют и отдельные виды:
Коричневые карлики.
Так называемые звёзды, в которых ядерные реакции не могут компенсировать потери энергии при излучении. Являются очень холодными о неяркими звёздами.
Коричневый карлик, обращающийся вокруг звезды
Кстати, самая холодная звезда этого типа имеет температуру всего 25 градусов по Цельсию.
Звезда Вольфа-Райе.
Очень яркие и очень горячие звёзды. Но основное отличие этих звёзд в наличием у них широкого спектра излучения водорода, гелия, а также кислорода, азота, углерода в разных степенях ионизации. Их спектры схожи с ядрами некоторых галактик. В нашей галактике обнаружено около 230 звезд этого типа, светимость которых в среднем больше в 4000 раза, чем у Солнца. Температура их фотосферы составляет примерно 50 000 градусов Цельсия.
Звезда WR-124 типа Вольфа-Райе.
Переменная звезда.
Яркость этих типов звёзд меняется в зависимости от происходящих в её районе физических процессов. то есть блеск этой звезды может меняться со временем. Что бы отнести звезду к этому классу надо обнаружить хотя бы одно изменение блеска.
Причинами их перемен может быть хромосферная активность, затмения в двойной системе, перетекание вещества с одной звезды на другую или другие глобальные события, по типу взрыва сверхновой.
Сверхновые.
Звёзды, которые заканчивают свой цикл эволюции в взрывном процессе. Таким термином были названы звёзды, которые вспыхивали ярче «новых» звёзд. Ещё существуют гиперновые, но они возникают только при коллапсе тяжёлой звезды, после того, как в ней не осталось источников для поддержания термоядерных реакций.
ULX.
Ультраяркие рентгеновские источники. Излучают в рентгеновском диапазоне (10^39–10^42 эрг/с в диапазоне 0,5–100 кэВ)
Нейтронные звёзды.
Возникают на поздних этапах эволюции у звезд с массой 8-10 масс Солнечных, потому что давление вырожденных электронов не может сдержать сжатия ядер, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратятся в нейтроны. Могут обладать сильным магнитным полем, благодаря ему и быстрому вращению на небе мы наблюдаем радио и рентгеновские пульсары.
Белые карлики.
Состоят из электронно-ядерной плазмы, слабо светятся и лишены источников термоядерной энергии, постепенно остывают и краснеют.
Образуются в процессе эволюции звёзд, чья масса недостаточна для превращения в нейтронную звезду (не превышает 10 масс Солнца).
Типа T Тельца
Класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа T Тельца.
Эти звёзды ещё не вступили на главную последовательность (На ранней стадии эволюции) В основном это молодые звёзды классов F, G, K, M с небольшой массой (меньше двух солнечных). Температура в их ядре недостаточна, чтобы запустить термоядерную реакцию превращения водорода в гелий, которая обычно возникает через 100 млн лет с момента рождения звезды. Источником их энергии является гравитационное сжатие. Так же в спектре этих звёзд есть литий, которого нет в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как при температуре в 2 500 000 K он расходуется в ядерных реакциях.
Лига Физиков
90 постов 1K подписчиков
Правила сообщества
Запрещено:
— Оскорблять участников сообщества, а так же пользователей Пикабу.
— Публиковать посты, которые не относятся к физике
— Рекламировать кого-либо, чего-либо
— Нарушать правила Пикабу.
Сейчас бы классифицировать звезды по спектральному классу и не приложить диаграмму Герцшпрунга — Рассела 🙂
Много чего не понял, но это дико интересно:)
— Какого класса наша звезда(Солнце)?
— если температура карлика может быть 25 градусов, следовательно(в далеком будущем) к нему можно подлететь и изучить?
— Какая сила его(карлика) гравитации может быть?
-как далеко соседняя звезда(ближайшая)?
— какую максимальную скорость может выдержать человеческий организм в космосе?
Так, я не понел.. «Оh, Be A Fine Girl, Kiss Me (Right Now)» больше не описывает все типы звёзд?
F,O,M,A K,G,B тип звёзд от которых можно заправляться (elite dangerous)
А если серьёзно. Разве может быть у нейтронной звезды твёрдая оболочка?
Кстати, самая холодная звезда этого типа имеет температуру всего 25 градусов по Цельсию.
Понаберут материи в кредит, а потом с синтезом не справляются.
Так, пойду ещё на астрофизика отучусь. Это нереально охеренно!!
желтые звезды не такие уж и желтые
Вообразите, один бритый анличанин финики жевал, как банан. Разве не смешно?
Цефеиды: переменные звёзды сверхгиганты – астрофизик Анатолий Засов
Чем цефеиды отличаются от других звёзд? Почему звёзды-сверхгиганты с массой более 10 Солнц так редки во Вселенной? Какими бывают переменные звёзды-цефеиды? Как они были обнаружены? Рассказывает Анатолий Засов, астрофизик, доктор физико-математических наук, профессор физического факультета МГУ имени М. В. Ломоносова рассказывает, какие бывают звёзды, как они рождаются и умирают и о многом другом.
Жизненный цикл нашего Солнца
Здравствуйте, заглянувшие на огонёк! С Вами рубрика «Пикабу: Прекрасный и Познавательный«. Кто-то оценит прекрасный рисунок художницы feefal, а самые любознательные прочитают описание изображенного, кое я посчитал нужным показать вам, поскольку немного сведущ в астрономии и астрофизике.
«Горение» гелия очень чувствительно к температуре и даже небольшие колебания температуры приводят к заметному увеличению скорости реакции (повышение температуры на 2% увеличивает скорость реакции вдвое), что делает звезду крайне нестабильной. От увеличения скорости реакции увеличивается температура, верхние слои газа расширяются, температура падает, скорость реакции сильно замедляется и так до нового витка, что приводит к сильным пульсациям, уносящим в межзвёздное пространство материал звезды. Звезда «лысеет«.
Черный карлик ещё долго будет поддерживать небольшую температуру за счёт гравитационного захвата тёмной материи из галактического гало, но как только аннигиляция тёмной материи завершится (а это займёт около 10^25 лет), он остынет окончательно. Но даже после этого он продолжит своё существование и его дальнейшая судьба зависит от того, стабилен протон или нет:
а) если протон нестабилен, то черные карлики полностью испарятся за счёт распада протона через 10^49 лет;
Как «умирают» звёзды
Лёгенький и простой научпоп о возникновении, жизни и коллапсе звёзд. Особо подробно описываются нейтронные звёзды.
P.S. Концовка топовая! Авторам научпоп на заметку.)
UPD: прошу прощение, забыл, что Пикабу не пускают ролики 3+ минуты. Перезалил через Ютьюб.
Анатолий Владимирович Засов, астрофизик, доктор физико-математических наук, профессор физического факультета МГУ имени М. В. Ломоносова рассказывает, какие бывают звёзды, как они рождаются и умирают и о многом другом.
Какая теория звездообразования в галактиках является общепринятой? Какие теории существовали наряду с ней? Что описывает закон Кенникатта-Шмидта и почему многие специалисты сомневаются, что это физический закон? Что такое зона Стрёмгрена? В каких галактиках можно в деталях наблюдать процесс образования звёзд? Что дало астрономам изучение галактики М33? Почему до сих пор нет стройной теории звездообразования в галактиках?
Рассказывает Ольга Сильченко, доктор физико-математических наук, заместитель директора по научной работе государственного астрономического института имени П. К. Штернберга.
Ученые кардинально изменили представление об эволюции звезд во Вселенной
Белые карлики, выглядящие менее старыми, чем они есть на самом деле, натолкнули ученых на идею, что процесс эволюции звезд вовсе не так прямолинеен, как было принято считать до этого. Выходит, что все это время ученые не могли определить истинный возраст некоторых звезд.
Совместная научная работа ученых из NASA и ESA возможно изменит сложившиеся представления о процессе формирования и старения небесных светил. При помощи аппарата Hubble было определено, что отдельные белые карлики имеют источник энергии, что в свою очередь означает, что процесс их старения протекает значительно медленнее.
Стоит напомнить, что белыми карликами принято называть остывающие звезды, имеющие небольшую массу и оставшиеся без водородной оболочки. Такая судьба со временем ждет практически все звезды, в том числе и Солнце.
Изучение процесса эволюции звезд помогает исследователем как ключевые этапы процесса угасания белых карликов, так и наиболее ранние этапы их «жизни».
В ходе последнего исследования астрономы проанализировали два звездных скопления M3 и M13. Их популяции звезд, которые со временем станут белыми карликами, серьезно отличались.
Воспользовавшись камерой, установленной на аппарате Hubble, специалисты сравнили несколько сотен белых карликов, расположенных в данных звездных скоплениях. Если в звездном скоплении M3 белые карлики были абсолютно непримечательными, то в скоплении M13 были как «обычные» звезды, так и белые карлики, которые каким-то непонятным образом сумели не растерять водородную оболочку, которая давала возможность им и дальше гореть.
При этом таких «особенных» звезд оказалось совсем немало. По расчетам ученых, до 70% белых карликов могут продолжать гореть. Это означает, что процесс их старения протекает существенно медленнее.
Полученные данные имеют огромное значение для науки. Ведь, как оказалось, все это время у ученых были ложные представления о звездах в нашей галактике. Более того, это означает, что методы определения возраста звезд требуют пересмотра. Ранее процесс старения звезд считался совершенно линейным. По предварительным данным, неточность прежних расчетов может измеряться миллиардами лет.
Что такое нейтронные звёзды и где происходит их рождение? Почему они вращаются быстрее обычных звёзд? Как астрофизики получают данные об этих космических объектах? Могут ли учёные предсказать поведение вращения нейтронных звёзд и их количество? Какие проблемы существуют в моделировании вращения нейтронной звезды? Почему долго не удавалось открыть эти объекты?
Рассказывает Антон Бирюков, астрофизик, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник лаборатории Космических проектов Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга.
Научпоп | Астрофотограф Дмитрий Селезнёв – DS Astro, астрофотография, научпоп и блогерская жизнь 🙂
Как начать заниматься астрофотографией и что для этого нужно? Сколько денег гребут лопатой научпоп-блогеры? Как избавить научпоп от ошибок? С помощью каких инструментов человек может изучать космос? Об этом и многом другом рассказывает Дмитрий Селезнёв, астрофотограф и астроном-любитель из города Азов Ростовской области, создатель проекта DS Astro.
Что такое быстрые радиовсплески
Астрофизики смогли определить механизм возникновения быстрых радиовсплесков — сигналов, природа которых до сих пор была неизвестна, так что некоторые даже считали, что они могут быть сигналами инопланетных цивилизаций. Судя по всему, быстрые радиовсплески формируются в окрестностях нейтронных звезд. Об этом рассказал Сергей Попов из Государственного астрономического института имени Штернберга МГУ, автора книги о нейтронных звездах «Суперобъекты», об истории исследования быстрых радиовсплесков и о том, какие гипотезы об их природе выдвигали ученые.
Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF; Hubble Legacy Archive, ESA, NASA
В этом посте речь идет об источнике FRB121102. Это пока единственный повторяющийся источник быстрых радиовсплесков.
Быстрые радиовсплески — новый загадочный астрофизический феномен (продвинутый читатель может посмотреть свежий небольшой обзор на английском языке). Их исследование началось всего лишь 10 лет назад, когда в 2007 году Дункан Лоример и его коллеги объявили об обнаружении первого очень мощного, но при этом короткого (несколько миллисекунд) радиовсплеска, пришедшего «из ниоткуда». То есть, как это было почти полвека назад с космическими гамма-всплесками, вспышка не наблюдалась больше ни в каком диапазоне спектра, а кроме того, не представлялось возможным точно локализовать, с чем она связана.
Первый всплеск, как и большинство последующих, был обнаружен при обработке архивных данных телескопа из обсерватории «Паркс» (Parkes Observatory) в Австралии. Эта 64-метровая антенна предназначена, в первую очередь, для исследования радиопульсаров. Всплеск получил обозначение FRB 010724, где FRB — Fast radio burst, а 010724 — дата: 24 июля 2001 года.
Если инструмент фиксирует короткий одиночный всплеск радиоизлучения, то его координаты можно определить лишь с точностью порядка 10 угловых минут. Это примерно треть лунного диска. С астрономической точки зрения — большая площадка, так как, например, крупный оптический телескоп увидит там большое количество объектов. Но при этом ничего выдающегося в области локализации первого всплеска не наблюдалось. Источник мог находиться или совсем близко (даже в магнитосфере Земли!), или очень далеко. Однако второе представлялось более вероятным, так как всплеск характеризовался большой мерой дисперсии.
Дело в том, что это только в вакууме скорость света одна и та же. Если же электромагнитное излучение распространяется в среде, то скорость волн разной длины будет отличаться. Именно поэтому призма дает радужную полоску спектра. Радиосигналы на двух разных частотах, распространяясь в космической плазме, имеют разные скорости. А потому сигнал на более высокой частоте приходит к нам раньше. Вот эта величина «сдвига» времени прихода сигнала в зависимости от частоты волны и характеризуется мерой дисперсии. Она тем больше, чем больше плотность зарядов в среде, в которой распространяется сигнал, и чем большее расстояние в этой среде сигнал проходит.
В случае лоримеровского всплеска FRB 010724 дисперсию нельзя было объяснить межзвездной средой нашей Галактики — ее не хватало. Значит, источник внегалактический, а мера дисперсии связана или с межгалактической средой, или со средой вокруг источника в другой галактике. Если дело в межгалактической среде, то расстояние до источника получалось порядка миллиардов световых лет! Тогда у источника колоссальная радиосветимость — миллиард светимостей Солнца. Такого никогда не видели, и это непросто объяснить.
Но это еще не все. Поскольку всплеск был открыт в рамках обработки архива обзорных наблюдений, то можно было оценить, как часто происходят такие события. Получалось, что на земном небе мы должны были бы видеть тысячи всплесков в день. Проблема, однако, в том, что радиотелескопы обычно смотрят лишь на маленький пятачок неба, да к тому же трудно выделить отдельную короткую вспышку, если она не повторяется, а точные координаты (и идентификация с известным источником) неизвестны. Вот и получалось, что до 2007 года мы не знали, что на небе все время виден радиофейерверк: яркая вспышка каждую минуту.
О втором событии отрапортовали лишь в 2012 году. Поэтому теоретики не бросились строить модели. Правда, еще в 2007 году Константин Постнов и я предложили модель, в которой вспышки были связаны с гипервспышками магнитаров — молодых активных нейтронных звезд с очень сильными магнитными полями. Кроме того, в нашей работе мы обратили внимание, что темп вспышек совпадает с темпом рождения магнитаров, а также что если пульсары с большими потерями энергии вращения могут давать вспышки, подобные гигантским импульсам пульсара в Крабовидной туманности, но только более мощные во столько же раз, во сколько раз больше энергопотери, то это тоже будет похоже на FRB. Были высказаны и другие предположения, в том числе довольно экзотические, в которых вспышки FRB связывались с космическими струнами.
Ситуация изменилась летом 2013 году, когда Торнтон и его соавторы сообщили сразу о четырех новых вспышкам. Все поняли, что дело серьезное.
За несколько месяцев теоретики предложили пару дюжин моделей для объяснения быстрых радиовсплесков. Там были и сливающиеся белые карлики, и испаряющиеся черные дыры, и необычные двойные системы, и одиночные компактные объекты, на которые падают астероиды. Не забыли, конечно, и инопланетян. «Все побывали тут», — сказал бы Михаил Юрьевич.
Но самые реалистичные модели были связаны с нейтронными звездами. Мы знаем, что эти объекты дают короткие радиоимпульсы. Мы знаем, что во вспышке нейтронные звезды могут за доли секунды выделять колоссальную энергию. Однако выбрать одну модель не получалось. И даже отбросить ряд моделей было непросто.
Появлялись новые данные наблюдений. За несколько лет было открыто около 30 источников (их каталог можно найти здесь). Для них измерялись различные параметры. Ввиду большой значимости проблемы статьи нередко публиковались в Science и Nature. Но ясности не было.
Важной вехой стало открытие источника FRB121102 — героя новой публикации. Это был первый всплеск, открытый на 300-метровой антенне в Аресибо (Пуэрто-Рико). Дальнейшие наблюдения показали, что от источника приходят новые всплески. Причем много — сотни! Стало ясно, что FRB — это не катастрофа. То есть, это не испарение черной дыры, не образование кварковой звезды, не какой-то вид сверхновой, не слияние нейтронных звезд и так далее. На первый план окончательно вышли модели с молодыми нейтронными звездами.
Участок неба, на котором зафиксировали FRB121102
Наблюдения повторных всплесков, в том числе одновременно несколькими радиотелескопами, позволили очень точно определить координаты источника. Кроме того, был обнаружен постоянный радиоисточник, с ним связанный. В конце концов, смогли разглядеть и галактику, в которой источник расположен, а значит, стало возможным точное определение энергетики вспышек, так как теперь было известно точное расстояние. Оказалось, что объект находится в небольшой галактике с мощным звездообразованием. Молодые нейтронные звезды «любят» такие места.
И в модели молодого магнитара (в данном случае речь идет о выделении энергии магнитного поля), и в модели молодого мощного радиопульсара (который испускает энергию своего вращения) можно объяснить все основные свойства FRB121102. Новая статья, пожалуй, подтверждает это.
В ней авторы смогли узнать кое-что новое о среде вокруг источника. Они измерили линейную поляризацию радиоизлучения — она оказалось 100-процентной, — а также смогли определить так называемую меру вращения. При распространении в плазме с магнитным полем плоскость поляризации электромагнитной волны поворачивается. Чем больше поле и чем больше в плазме свободных электронов, тем заметнее эффект. У FRB121102 измерена очень большая мера вращения, выделяющая его на фоне известных пульсаров, магнитаров и других источников быстрых радиовсплесков, для которых была установлена эта величина. Данные говорят о том, что источник всплесков находится в довольно плотной среде со значительным магнитным полем.
С одной стороны, авторы обращают внимание на то, что такие условия мы наблюдаем в окрестности сверхмассивных черных дыр. С другой, аналогичные условия могут быть и в очень молодых остатках сверхновых в областях звездообразования. А значит, мы снова возвращаемся к тому, что источники быстрых радиовсплесков связаны с молодыми нейтронными звездами.
Важным предсказанием моделей молодых нейтронных звезд, окруженных плотной туманностью, является эволюция свойств туманности на временах порядка нескольких лет. Соответственно, дальнейшие наблюдения вскоре должны проверить это.
В такой модели высокая активность FRB121102 может объясняться особой молодостью объекта. Скажем, десятки лет против сотен или тысяч лет у других источников. Со временем темп расходования (диссипации) и вращательной, и магнитной энергии неизбежно падает, — что подтверждают и наблюдения радиопульсаров и магнитаров, и теоретические расчеты, — соответственно и время между повторными всплесками должно возрастать. Для типичного магнитара оно должно составлять десятки или даже сотни лет, а потому мы и не видим повторных всплесков от других известных источников.
Сейчас в строй введены (FAST, UTMOST, ASKAP) или вводятся (CHIME, а в будущем — SKA) новые радиотелескопы. Будем надеяться, что это даст новые важные результаты, которые позволят решить загадку быстрых радиовсплесков в ближайшие несколько лет.